Dense Particle Clouds in Laboratory Experiments in Context of Drafting and Streaming Instability
流动不稳定性，作为一个例子的不稳定性驱动的粒子反馈的气体流动，已被证明有一个主要的作用，在控制形成的星子。在这里，我们提出的实验，以接近这种情况下，在实验室中的克努森流动制度的颗粒。在这些实验中，我们观察到一个粒子云被困在一个旋转系统在地球引力下约30秒。当平均尘气比高达0.08时，颗粒的行为就像单个测试颗粒一样。它们的沉降速度与单个自由下落粒子的沉降速度相同，即使在局部密度较高的区域也是如此。然而，对于更高的尘气比，颗粒的运动变得敏感的结块。粒子在局部密度较大的区域沉积得更快。然后，它们的沉降速度线性地取决于总的粉尘与气体的比率。这清楚地表明了从跟踪行为到集体行为的转变。除了这些发现之外，这些类型的实验现在可以作为一种衡量标准来测试天体物理学流体力学中的粒子反馈模型，这些模型目前用于流不稳定性的数值模拟。
2019-02-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
On the coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks
流动不稳定性是解释微行星形成的一个主要候选机制。然而，这种不稳定性在驱动原行星盘中的湍流中的作用，由于其基本性质是线性流体动力学不稳定性，到目前为止还没有详细研究。我们研究了由流动不稳定性引起的湍流以及它与垂直剪切不稳定性的相互作用。为此，我们采用FLASH代码进行二维轴对称全球磁盘模拟半径从$1$ au到$100$ au，包括气体和尘埃之间的相互阻力以及径向和垂直的恒星引力。如果流动不稳定性和垂直切变不稳定性同时开始增长，我们发现尘埃中面层的湍流主要是由流动不稳定性驱动的。它引起垂直气体运动，马赫数高达${\sim}10^{-2}$。粉尘刻度高度以自我调节的方式设置为气体刻度高度的大约$1\%$。相比之下，如果垂直剪切不稳定性被允许饱和之前，灰尘被引入到我们的模拟，那么它仍然是在灰尘层中的湍流的主要来源。垂直切变不稳定性引起马赫数为${\sim}10^{-1}$的湍流，从而阻碍粉尘沉降。尽管如此，我们发现的垂直剪切不稳定性和流动不稳定性相结合，导致径向尘埃浓度在长期的积累，这是显着的密度比单独的流动不稳定性形成的。因此，垂直剪切不稳定性可能会促进微行星的形成，通过创建弱的超密度，作为种子的流动不稳定性。
2020-02-17 astro-ph.EP
Does the Streaming Instability exist within the Terminal Velocity Approximation?
终极速度近似适用于研究固粒与气体紧密耦合的气尘混合物动力学。这项工作重新考虑其兼容性的物理过程引起的共振流动不稳定性在低粉尘密度限制。结果表明，在终极速度近似下，常用于研究流动不稳定性的线性化方程实际上超过了这种近似的精度。因此，相应的色散方程恢复了由尘埃的固定方位角漂移引起的共振流动不稳定性的长波长分支。然而，后者必须保持超过其物理定义的终极速度近似。在终极速度近似下的气尘动力学方程组不会导致共振流动不稳定性。这项工作还阐明了负责的不稳定性的物理过程。
2022-11-08 astro-ph.EP
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Scale-dependence of dust diffusion
本研究通过二维全局模拟探究原行星盘中垂直剪切不稳定性与流不稳定性单独及共同作用下的尘埃扩散，揭示了两种不稳定性扩散的方向与尺度依赖性差异及联合作用效果。
2025-01-13 astro-ph.EP
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Planetesimal formation thresholds explored in two-dimensional global models
流动不稳定性是诱发星子形成的一种很有前途的机制。尽管如此，在以前的研究中已经发现，这一过程需要一个粉尘与气体的表面密度比或粉尘的大小，这是增强相比，观察值。采用二维全球模拟的原行星盘，我们表明，垂直剪切不稳定性和流不稳定性在音乐会上可以导致尘埃浓度，这是足够的星子形成较低的表面密度比和较小的尘埃尺寸比孤立的流不稳定性，特别是在条件下，是符合观测约束。这是因为尘埃overdensities形成的压力颠簸引起的垂直剪切不稳定性作为种子的流不稳定性，并增强了it. While我们的二维模型不包括自重力，我们发现，强大的尘埃结块和重力不稳定overdensities的形成（和溶解）可以有力地推断从最大或平均尘埃气体体积密度比的演变。垂直切变不稳定性使尘埃层膨胀到一个平均的中面尘埃-气体密度比，该比明显低于1。因此，我们发现，达到一个中平面密度比是不必要的触发星子形成通过流动不稳定性时，它与垂直剪切不稳定性的一致行动。
2022-08-17 astro-ph.EP
Streaming instabilities in accreting and magnetized laminar protoplanetary disks
流动不稳定性是卵石形成星子的最有希望的途径之一。因此，了解这种不稳定性在原行星盘中预期的现实条件下如何运作，对于评估行星形成的效率至关重要。当代的原行星盘模型表明，磁场是通过大规模层状磁应力驱动气体吸积的关键。然而，这种磁场对流动不稳定性的影响还没有被详细研究。为此，我们研究了原行星盘中尘埃、磁化气体的稳定性。我们发现，流动的不稳定性可以增强被动的磁转矩，甚至坚持在没有一个全球径向压力梯度。在这种情况下，不稳定性归因于尘埃和气体之间的方位角漂移，不像经典的流不稳定性，这是由径向漂移驱动。这表明，流动的不稳定性可以保持有效的内部尘埃捕获吸积盘的压力隆起。当考虑垂直带电场时，我们发现尘埃反馈可以抑制磁旋转不稳定性，而经典的流不稳定性可以通过磁扰动来稳定。我们还发现，阿尔文波可以不稳定的尘埃气体漂移，但这种不稳定性需要接近理想的条件。我们讨论了这些结果的尘埃动力学和星子形成的原行星盘的可能影响。
2021-11-19 astro-ph.EP
Linear growth of streaming instability in pressure bumps
流动不稳定性是一种强大的机制，它将尘埃颗粒集中在原行星盘中，最终达到它们在引力作用下坍缩并形成星子的阶段。以前的研究推断，它应该是无效的粘性盘，太有效的非粘性盘，并可能不会在当地的压力最大的固体积聚。从稳定性的线性分析，我们表明，流动不稳定性表现不同的内部局部压力最大值。在凸起的强烈差分平流作用下，即使在气体粘度较大的情况下，也会产生一种新的不稳定模态。因此，压力凸点被认为是唯一的地方发生流不稳定的粘性盘。这为调和行星形成的模型与最近对年轻圆盘的观测提供了一种有希望的方法。
2017-09-25 astro-ph.EP
A comparison between particle and fluid approaches for streaming instability in global patch simulations
Universität Heidelberg（海德堡大学）；Università degli Studi di Torino（都灵大学）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）
本研究在全局盘模型中比较了粒子与流体方法模拟流不稳定性，发现流体方法（FARGO3D与PLUTO）收敛，而粒子方法需更高分辨率或更多粒子，并指出更精确的黎曼求解器可改善结果。
2026-10-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
How efficient is the streaming instability in viscous protoplanetary disks?
流动不稳定性是通过聚集尘埃颗粒触发引力坍缩形成星子的一个流行候选者。然而，它对原行星盘中预期的物理条件的鲁棒性尚不清楚。特别地，由湍流引起的颗粒搅拌可阻碍不稳定性。为了量化这种影响，我们开发的线性理论的流不稳定性与外部湍流模拟气体粘度和颗粒扩散。我们发现流的不稳定性是敏感的湍流，增长率变得可以忽略不计的α粘度参数$α\gtrsim \mathrm{St} ^{1.5}$，其中$\mathrm{St}$是粒子的斯托克斯数。我们探讨了非线性阻力定律的影响，这可能适用于多孔尘埃颗粒，并发现增长率适度降低。我们还发现，气体的可压缩性增加增长率，通过减少扩散的影响。然后，我们应用线性理论的粘性原行星盘的全球模型。对于最小质量太阳星云盘模型，我们发现流动不稳定性只增长在磁盘寿命超过$\sim 10$的AU，即使是厘米大小的粒子和弱湍流（$α\sim 10^{-4}$）。我们的结果表明，在非层流原行星盘中，特别是对于小粒子，很难触发流动不稳定性。
2020-02-17 astro-ph.EP
Resonant Drag Instabilities in protoplanetary disks: the streaming instability and new, faster-growing instabilities
我们确定和研究了一些新的，快速增长的不稳定性的尘埃颗粒在原行星盘，这可能是重要的星子形成。这项研究是基于这样的认识，即尘埃气体混合物是一般不稳定的共振阻力不稳定性（RDI），只要气体，没有灰尘，支持无阻尼线性模式。我们表明，“流不稳定性”是一个RDI与周转振荡，这提供了简单的解释其机制和准确的分析表达式，其增长率和增长最快的波长。我们将这种分析扩展到更一般的尘埃流运动和其他波，包括浮力和磁流体动力学振荡，发现各种新的不稳定性。最重要的是，我们确定了磁盘的“沉降不稳定性”，这是由于灰尘垂直沉降到旋转磁盘的中平面。对于小颗粒，这种不稳定性的增长速度比标准的流动不稳定性快许多数量级，其增长率与颗粒尺寸无关。现实的尘埃-气体比的增长时间尺度与磁盘轨道周期相当，特征波长比流动不稳定性大一个数量级以上（允许不稳定性集中更大的质量）。这表明，在沉降过程中，尘埃将带成环，然后是细丝或团块，潜在地播种尘埃陷阱，高金属含量的区域，反过来又播种流动的不稳定性，甚至是凝结或直接坍缩为星子的过度密度。
2018-04-14 astro-ph.EP
Streaming Instability for Particle-Size Distributions
流动不稳定性被认为在行星形成的早期阶段起着核心作用，它使许多阻碍星子形成的障碍有效地绕过。我们提出的第一项研究，探讨效率的线性流不稳定性时，被认为是一个颗粒尺寸分布。我们发现，对于一个给定的尘埃与气体的质量比，多物种流的不稳定性增长的时间尺度上远远长于预期时，只有一个尘埃物种参与。特别是，包含接近统一的顺序灰尘与气体的质量比的分布导致不稳定的模式，可以增长的时间尺度可比，或更大，与那些长期的不稳定。我们预计，导致颗粒偏析和/或浓度的过程可以为不稳定性快速增长创造有利条件。我们的发现可能对原行星盘中的大量过程具有重要意义，这些过程依赖于通常为独特尘埃物种设想的流动不稳定性。我们的研究结果表明，当考虑多个物种时，其他共振阻力不稳定性的增长率也可能大大降低。
2019-06-10 astro-ph.EP
On the Feeding Zone of Planetesimal Formation by the Streaming Instability
流动不稳定性是克服尘埃直接生长障碍并导致星子形成的一种很有前途的机制。然而，大多数以前的研究流不稳定性，集中在一个局部区域的原行星盘有限的模拟域，只有一个连续的固体浓度已被观察到。因此，细丝之间的特征分离是未知的。为了解决这个问题，我们进行了迄今为止最大规模的模拟流不稳定性，计算域高达1.6气体尺度的水平和垂直高度。大的动态范围允许垂直气体分层的影响变得突出。我们观察到更频繁的合并和分裂的长丝在模拟箱的高度垂直的程度。我们发现多个附加浓度的固体与平均分离约0.2本地气体尺度高度，远高于最不稳定的波长从线性稳定性分析。这测量了由流动不稳定性驱动的星子形成事件的特征分离，从而测量了星子的初始馈送区。
2014-07-22 astro-ph.EP
Channels for streaming instability in dusty discs
流动不稳定性是连接尘埃粒子碰撞生长和引力触发的微行星形成的一个特殊通道。这种不稳定性被认为是通过其长期模式发展的，这种模式是长期增长的，在真实的圆盘中可能不容易发展。我们解决这一点，通过重新审视其扰动分析。关于斯托克斯数的三阶展开揭示了迄今为止被忽视的重要特征。长期模式可以是稳定的。周转圆可能是不稳定的，更耐粘度和确定的格林函数分析作为有前途的渠道星子形成。
2020-01-08 astro-ph.EP
Formation of the First Planetesimals via the Streaming Instability in Globally Turbulent Protoplanetary Disks?
使用自洽模型的湍流粒子增长在一个不断发展的太阳组成的原行星状星云，我们发现，最近提出的本地金属丰度和斯托克斯数标准所需的流动不稳定性，以产生引力约束粒子超密度一般不会接近任何地方的磁盘在第一个百万年，在这个时期，陨石和观测证据强烈表明，第一个微行星的形成，也许是巨大的行星核心吸积已经发生。
2023-02-06 astro-ph.EP
Physical models of streaming instabilities in protoplanetary disks
我们开发了简单的，物理上有动机的模型，阻力引起的尘埃气体流动的不稳定性，这被认为是至关重要的团聚颗粒形成星子在原行星盘。该模型解释，基于物理学的气体行星运动和尘埃-气体阻力，最重要的功能的流不稳定性和它的简单概括，磁盘沉降不稳定性。我们的模型所解释的一些关键属性包括突然变化的流动不稳定性的增长率时，灰尘与气体质量比超过一个，流动不稳定性的缓慢增长率相比，较小的颗粒的沉降不稳定性，和主要的物理过程的增长最不稳定的模式在不同的制度。以及提供有用的简化图片，了解一个有趣的和基本的天体物理流体不稳定性的操作，我们的模型可能会被证明是有用的分析模拟和发展的非线性理论的行星生长盘。
2020-08-02 astro-ph.EP
Streaming instability on different scales. I. Planetesimal mass distribution variability
我们提出了数值模拟的尘埃结块和星子的形成与自引力的流动不稳定性启动。我们研究的变化，在星子形成过程中，采用模拟域与大的径向和方位角的范围和一种新的方法，重新，运行其他相同的模拟与不同的随机初始化的尘埃密度场。我们发现，星子质量分布和总质量的尘埃，转换为星子可以有很大的变化之间的个别小模拟和领域内的较大模拟我们的研究结果表明，非线性性质的开发流不稳定性引入了大量的变化，在星子的形成过程中，以前没有被认为是，并建议更大规模的动态可能会影响这个过程。
2020-10-28 astro-ph.EP
The effect of the streaming instability on protoplanetary disc emission at millimetre wavelengths
在本文中，我们调查是否overdensity形成通过流不稳定性是一致的，最近的多波长ALMA观测在狼疮恒星形成区域。我们模拟的流动不稳定性的本地行动在2D使用代码ATHENA，并检查在毫米波长的尘埃分布的辐射特性，通过集中在两个可观察到的量：光学厚的分数$ff$（在ALMA带6）和光谱指数$α$（在带3-7）。通过比较模拟的分布在$ff-α$平面之前和之后的流动不稳定性的作用，我们观察到，团块的形成导致$ff$下降，因为抑制发射的颗粒，最终在光学厚团块。相反，$α$，可以增加或下降后的流动不稳定的行动，我们使用一个简单的玩具模型来证明，这种行为取决于颗粒的大小，其发射被抑制被纳入光学厚团块。特别是，$α$的演变迹象取决于在零点几毫米处的不透明度最大值附近的颗粒是否以团块结束。通过比较模拟分布之前/之后的团块形成的数据分布，我们注意到，流动不稳定性的动作驱动模拟的数据所在的平面的区域。我们还表明，这种行为是复制在集成光盘模型提供的不稳定性是有效的光盘的一个区域，有助于显着的总毫米通量。
2021-03-24 astro-ph.EP
Can dust coagulation trigger streaming instability?
流动不稳定性可以是克服星子形成的生长和漂移障碍的一种非常有效的方法。然而，它表明，强大的结块，导致星子的形成，需要相当数量的大颗粒。国家的最先进的流不稳定性模型没有考虑到现实的大小分布所造成的碰撞演变的尘埃。我们调查是否有足够数量的大聚集体可以通过粘附和尘埃凝聚和星子形成的相互作用是什么。我们开发了一个半解析处方的星子形成的流动不稳定性和实现它在我们的尘埃凝聚程序的基础上的Monte Carlo算法与代表粒子的方法。我们发现，星子形成流不稳定性可能优先工作的雪线外，粘性冰聚集。该过程的效率强烈依赖于当地的尘埃丰度和径向压力梯度，并需要一个超太阳的金属丰度。如果星子的形成是可能的，尘埃的凝聚和沉降通常需要大约100个轨道才能产生足够大的沉降颗粒，而星子的形成又需要大约1000个轨道。我们提出了一个简单的分析模型，计算的尘埃量，可以变成星子的磁盘模型的参数。
2014-10-16 astro-ph.EP
Concentrating small particles in protoplanetary disks through the streaming instability
实验室实验表明，通过相互碰撞直接生长的硅酸盐颗粒只能产生大约毫米大小的颗粒。另一方面，最近对流动不稳定性的模拟表明，mm/cm尺寸的颗粒需要过高的金属度才能形成致密的细丝。使用刚性相互阻力的数值算法，我们进行模拟的小颗粒显着更高的分辨率和更长的模拟时间比以前的调查。我们发现，粒子的无量纲停止时间$τ_\mathrm{s} = 10^{-2}$和$10^{-3}$ -代表毫米和厘米大小的颗粒内部的水冰线-集中自己通过流动的不稳定性在一个固体丰度的百分之几。因此，我们修订了以前发表的临界固体丰度曲线的制度$τ_\mathrm{s} \ll 1$。在集中的区域中的固体密度达到高于罗氏密度的值，这表明直接坍缩的颗粒下降到毫米大小的星子是可能的。因此，我们的研究结果之间的差距，直接尘埃的生长限制弹跳和流动的不稳定性的颗粒大小。
2017-06-29 astro-ph.EP
Thousands of planetesimals: Simulating the streaming Instability in very large computational domains
研究在极大计算域（边长达6.4标高）中模拟流动不稳定性，发现细丝方位角延伸限于约一个气体标高，形成多达4000个星子，揭示了星子初始质量函数高质量端的陡峭指数递减特征。
2024-10-10 astro-ph.EP
Streaming instabilities in weakly ionized protoplanetary discs: the Ambipolar Streaming Instability (AmSI)
Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Physics Division, National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心物理组）
研究弱电离原行星盘中双极扩散对磁盘稳定性的影响，发现尘埃反馈稳定了MRI偏振模式，并引发强共振拖曳不稳定性，有助于尘埃聚集与类地行星形成之间的桥梁。
2026-04-13 astro-ph.EP
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
Requirements for gravitational collapse in planetesimal formation --- the impact of scales set by Kelvin-Helmholtz and nonlinear streaming instability
星子的形成是行星形成理论中一个尚未解决的问题。克服死区尘埃增长障碍的一个突出方案是局部过密区域的引力坍缩，这表明它能有力地产生$\sim$ 100公里大小的物体。尽管如此，星子形成的条件仍然不清楚。要使坍缩发生，超密度的自引力必须克服大尺度上的恒星潮汐破裂和小尺度上的湍流扩散。在这里，我们涉及的尺度流和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这两个规范粒子密度的尺度上的引力坍缩，直接到星子的形成。我们通过对流动、Kelvin-Helmholtz不稳定性和星子形成进行3D流体动力学模拟来支持我们的分析结果。我们发现，颗粒中平面层的垂直范围和径向宽度的流动不稳定丝设置由相同的特征长度尺度，从而管理的强度的湍流扩散的尺度上的星子形成。我们提出并成功地测试了一个崩溃的标准：$0.1 Q βε^{-1}Z^{-1} \lesssim 1$，并表明，即使是太阳的金属丰度，星子可以形成在死区足够大的磁盘。对于一个给定的气体Toomre参数$Q$，压力梯度$β$，金属丰度$Z$和局部粒子增强$ε$，崩溃标准也提供了一个范围内的不稳定的尺度，建立了一个有前途的路径研究初始星子质量分布。流动不稳定性不是星子坍缩所必需的，但通过增加$ε$，可以使系统演化为不稳定性。
2020-01-28 astro-ph.EP
Planetesimal formation via the streaming instability with multiple grain sizes
本研究利用真实峰态多尺寸卵石分布开展三维流动不稳定性模拟，证明星子由约80%的较大尘埃质量形成，并解释了观测因团块化和光深效应而低估尘埃质量。
2023-09-27 astro-ph.EP
On the Mass Budget Problem of Protoplanetary Disks: Streaming Instability and Optically Thick Emission
针对原行星盘观测的“质量缺失”问题，本研究通过含自引力的流不稳定性模拟与辐射转移计算，发现过密纤维的光厚发射会造成2-7倍的质量观测偏差，为该问题提供了新解释。
2025-06-12 astro-ph.EP
Streaming instability in the quasi-global protoplanetary discs
本文利用PIERNIK程序，采用双流体近似（中性气体和尘埃），研究了准球形、非分层原行星盘中的流动不稳定性。我们比较放大率的本征模式在数值模拟中，相应的增长所产生的线性稳定性分析的完整系统的欧拉方程，包括气动阻力。根据Youdin & Goodman（2005）的研究，我们发现：（1）由于气体和尘埃的方位角速度不同，加上拖曳力，尘埃会快速聚集;（2）初始密度扰动会放大几个数量级。我们表明，多流体扩展的简单而有效的松弛TVD计划，在PIERNIK实现，导致的结果，这是与其他方法得到的结果是兼容的。
2013-07-23 astro-ph.EP
Dust-gas dynamics driven by the streaming instability with various pressure gradients
Department of Physics and Astronomy, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校物理与天文系）；Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校内华达天体物理学中心）
研究探讨了不同压力梯度对尘-气体流体不稳定性的影响，发现梯度变化影响尘埃颗粒分布和涡旋结构，为原行星盘模型提供新见解。
2024-01-19 astro-ph.EP
Two key parameters controlling particle clumping caused by streaming instability in the dead-zone dust layer of a protoplanetary disk
只要我们考虑磁旋转不稳定性不增长的死区，流动不稳定性和Kelvin-Helmholtz不稳定性就被认为是造成原行星盘尘埃层中尘埃颗粒聚集和湍流的两个主要来源。已经进行了大量的数值模拟，以阐明由流动不稳定性引起的颗粒团聚的发展条件。本文提出了一组两个参数适用于分类的数值结果。一个是斯托克斯数，已在以前的作品，另一个是尘埃粒子柱密度，是无量纲的使用中平面的气体密度，开普勒角速度，开普勒和气体轨道速度之间的差异。灰尘聚集的大小是衡量灰尘层行为的一个指标。使用基于Athena代码v.4.2的尘埃颗粒和气体的三维数值模拟，证实了如果两个参数的相应值组彼此相同，则两个盘模型的尘埃聚集的幅度相似，即使金属丰度的值（即，尘埃颗粒的柱密度与气体的柱密度的比率）不同。
2018-05-15 astro-ph.EP
On the nature of the resonant drag instability of dust streaming in protoplanetary disc
最近发现的原行星盘中尘埃流的共振拖曳不稳定性（RDI）被认为是亚音速气尘混合扰动的模式耦合。这种模式耦合是具有几乎相等的相速度的两种模式的合并：具有正能量的惯性波（IW）和具有负能量的流尘波（SDW），如在垂直流体静力平衡中静止的气体环境的框架中测量的。SDW是一种由大量尘埃流产生的平凡模式，它传输尘埃密度的扰动。这样，沉降与尘埃的径向漂移相结合，使得SDW与IW的耦合和不稳定性的开始成为可能。根据模式耦合的概念，RDI增长率与色散方程的耦合项的平方根成比例，色散方程本身与灰尘的质量分数$f\ll 1$成比例。这说明了RDI增长率为$\propto f^{1/2}$的原因。当SDW具有正能量时，其与IW的谐振提供了避免的交叉而不是模式耦合。在高波数极限下，具有无限增长率的RDI $\propto f^{1/3}$可以用三模耦合来解释，即SDW与两个IW的耦合。它与一种新的准共振不稳定性共存，伴随着两个相反传播的低频IW的键合。尘埃在圆盘中仅沿径向流动时，不存在模式耦合。在这种情况下，RDI是由与固体惯性有关的模糊机制提供的。
2019-07-22 astro-ph.EP
Planetesimal formation by the streaming instability in a photoevaporating disk
近年来，流动不稳定性作为产生星子的候选机制引起了越来越多的关注。然而，这些研究仅限于小规模的模拟。现在，我们提出的全球原行星盘演化模型的结果，包括星子形成的流动不稳定性，随着粘性吸积，光蒸发的EUV，FUV，和X射线光子，尘埃演化，水冰线，分层湍流。我们的模拟产生了大量的（60-130 $M_\oplus$）超过100 au的星子带和高达$\sim 20 M_\oplus$的星子在中间区域（3-100 au）。我们最全面的模型在3天文单位内形成了8个$M_\oplus$小行星，在那里它们可以产生类地行星。内盘中形成的星子质量主要取决于高能光子在盘中形成内腔的时间。我们的研究结果表明，光蒸发和流动不稳定性的组合是有效的转化为星子的原行星盘的固体成分。然而，我们的模型并没有在盘的内部和中间区域形成足够的早期星子，从而产生具有气体包层的巨行星和超级地球。在原行星盘的行星形成区域，可能需要额外的过程，如由MHD风驱动的粒子堆积和质量损失，以驱动早期星子代的形成。
2017-03-23 astro-ph.EP
Streaming instability of multiple particle species II -- Numerical convergence with increasing particle number
在行星形成过程的初始阶段，流动不稳定性提供了克服生长障碍的有效途径。考虑到颗粒尺寸分布的实际情况，与单一尺寸模型的结果相比，系统的动力学被改变。为了详细了解多物种流动不稳定性的结果，我们进行了大参数研究的颗粒数量，颗粒尺寸分布，颗粒尺寸范围，初始金属丰度和初始颗粒尺度高度。我们研究垂直分层系统，并确定金属丰度阈值的细丝形成。我们比较这些系统的初始粒子分布是不分层的，并发现它的演变如下，其分层对应。我们发现，粒子数的变化不会导致显着的变化，在效率和时间的细丝形成。我们还看到，尺寸分布与粒度范围的结合如何改变多物种流动不稳定性的结果，没有明确的趋势。最后，我们发现，初始金属丰度的$Z_{\rm{init}}=0.005$和$Z_{\rm{init}}=0.01$都导致类似的临界金属丰度值的开始丝形成。我们的研究结果表明，纳入流动不稳定性模拟的颗粒尺寸分布，而改变动力学相比，单分散系统，不会导致整体不利的条件下固体生长。我们把多个物种的次主导作用归因于中平面的高密度条件，在此条件下，线性稳定性分析预测单个和多个物种之间的差异不大。
2021-06-29 astro-ph.EP
Dust coagulation assisted by streaming instability in protoplanetary disks
通过局部模拟流动不稳定性，发现其产生的团块能使尘埃颗粒在极低碰撞速度下保持高碰撞率，从而克服碎裂与漂移屏障，极大放宽微行星形成的条件。
2025-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Particle Trapping and Streaming Instability in Vortices
本文分析了原行星盘中由径向浮力产生和维持的涡旋中固体颗粒的浓度，即斜压涡旋增长。除了作用在粒子上的气体阻力，我们还考虑到尘埃对气体的反作用。当当地的尘气比接近1时，这一点变得很重要。在我们的2D，本地，剪切片模拟，我们看到高浓度的颗粒内的旋涡的斯托克斯数，${\rm St}$范围很广。对于${\rm St}=1$，1：100的初始尘气比可以很容易地逆转为100：1。增加的尘气比触发了流动的不稳定性，从而违反直觉地限制了最大可实现的超密度。我们发现，即使对于小颗粒（$\rm{St}=0.01$）和低初始尘气比（1：$10^4$），涡旋内部的颗粒捕获也为引力辅助的星子形成提供了可能性。
2015-01-22 astro-ph.EP
Effects of Dust Coagulation on Streaming Instability
本研究首次数值模拟了原行星盘中垂直分层流体不稳定性与尘埃凝聚的耦合过程，发现尘埃凝聚促进尺寸增长，使不稳定性在初始小尘埃下仍能触发，从而拓宽了原有参数边界。
2024-10-14 astro-ph.EP
Turbulence sets the length scale for planetesimal formation: Local 2D simulations of streaming instability and planetesimal formation
海王星外天体2014 MU 69，名为Arrokoth，是最新的证据，表明微行星不是由较小天体的连续碰撞形成的，而是由卵石云的直接引力坍缩形成的。但是，是什么过程决定了这种崩溃可能发生的物理尺度呢？恒星的形成具有金斯质量，即引力大于热压力，这有助于我们了解太阳的质量。但在星子形成的情况下，是什么控制着质量和大小呢？小行星和柯伊伯带天体在100公里处的大小分布都显示出一种扭曲。在这里，我们推导出一个引力坍缩标准卵石云碎片的星子，表明一个临界质量是需要克服湍流扩散的团块。我们成功地测试了这个标准的有效性，在直接数值模拟的星子形成触发的流动不稳定性。因此，我们的结果可以解释的大小，在文献中的流动不稳定性模拟中发现形成的星子，而不是解决详细的大小分布。我们发现，所观察到的特征直径为$\sim$ 100公里对应的卵石云的临界质量所设置的湍流扩散的强度产生的流不稳定性为广泛的区域的太阳星云模型从2 - 60 AU，有一种倾向，以允许更小的物体在距离以外，并在较晚的时候，当星云气体被耗尽。
2020-07-22 astro-ph.EP
The Mass and Size Distribution of Planetesimals Formed by the Streaming Instability. II. The Effect of the Radial Gas Pressure Gradient
流动的不稳定性将固体粒子集中在原行星盘中，导致引力坍缩成微行星。尽管它的关键作用，在生产颗粒结块和确定临界长度尺度的不稳定性的线性制度，磁盘的径向压力梯度对星子属性的影响还没有详细研究。在这里，我们使用流不稳定性模拟，包括粒子自引力研究如何的星子初始质量函数取决于径向压力梯度。将我们的结果拟合到幂律${\rm d}N / {\rm d}M_p \propto M_p^{-p}$，我们发现单个值$p \approx 1.6$描述了压力梯度按$\gtrsim 2$变化的模拟。指数截断幂律提供了明显更好的拟合，具有弱依赖于压力梯度的低质量斜率$p^\prime \approx 1.3$。发现特征截断质量为$\sim M_G = 4 π^5 G^2 Σ_p^3 / Ω^4$。我们排除了由线性考虑所建议的特征质量与压力梯度的立方相关性，而是找到线性标度。这些结果加强了流导出的初始质量函数的情况下，最弱的磁盘和参与固体的空气动力学特性的依赖。以零压力梯度初始化的模拟--{ \em不}受流动不稳定性的影响--也产生头重脚轻的质量函数，但具有不同形状的适度证据。我们讨论了理论预测的质量函数与柯伊伯带小行星观测的一致性，并描述了早期行星形成模型的影响。
2019-08-29 astro-ph.EP
From Streaming Instability to the Onset of Pebble Accretion I. Investigating the Growth Modes in Planetesimal Rings
本文通过半解析模型研究流不稳定性形成的星子环中原行星胚胎的早期增长，发现内盘可快速形成胚胎，而约50天文单位的外盘尤其是低质量恒星周围难以形成卵石吸积种子。
2025-02-04 astro-ph.EP
Stratified and vertically-shearing streaming instabilities in protoplanetary disks
在适当的条件下，不完全耦合的尘埃和气体之间的流动不稳定性是形成星子的强大机制，因为它可以将尘埃颗粒集中到引力坍缩的点。在其最简单的形式，流不稳定性可以通过分析的线性稳定性的非分层磁盘模型，这代表了中平面的原行星盘。我们通过对原行星盘中的尘埃层进行垂直全球线性稳定性分析来扩展这些研究。我们发现，不稳定性的主要形式在分层的灰尘层是一个驱动的垂直梯度的旋转速度的灰尘-气体混合物，但也需要部分的灰尘-气体耦合。这些垂直剪切流不稳定性在轨道时间尺度上增长，并发生在径向长度尺度$\sim10^{-3}H_\mathrm{g}$上，其中$H_\mathrm{g}$是局部压力尺度高度。经典的流动不稳定性，与尘埃和气体之间的相对径向漂移，发生在径向长度尺度$\sim10^{-2}H_\mathrm{g}$，但有更小的增长率比垂直剪切流不稳定性。包括气体粘度是强烈的稳定，并导致垂直伸长的干扰。我们简要地讨论了垂直剪切流不稳定性对星子形成的潜在影响。
2020-11-24 astro-ph.EP
Rapid Dust Growth During Hydrodynamic Clumping Due to Streaming Instability
本研究聚焦流致不稳定性引发尘埃成团前的尘埃增长问题，通过估算成团前尘埃颗粒的生长时间，发现中等程度成团即可提升局地尘气比加速尘埃增长，强成团后碰撞速度可低于阈值，硅酸盐颗粒或能安全增长至斯托克斯数为1的尺寸，揭示了流致不稳定性尘埃成团过程中局地尘埃凝聚的重要性。
2023-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
On linear dust-gas streaming instabilities in protoplanetary discs
通过一组非常简化的方程，我们重新审视了线性流动不稳定性（技术上是一种过稳定性），它存在于尘埃原行星盘中，并且对尘埃原行星盘具有潜在的重要性（Youdin & Goodman 2005）。我们的目标是更好地理解这种不稳定性的物理起源，这是出了名的微妙。旋转动力学似乎对这种类型的不稳定性至关重要，而一维笛卡尔模型无法捕捉到这种不稳定性。尘埃“堆积”在移动的压力最大值是一个重要的触发机制的不稳定性，和阻力反馈的尘埃后，气体允许这些最大值得到加强。科里奥利力和背景漂移抵消了压力的影响。
2011-04-28 astro-ph.EP
Streaming Instability in Turbulent Protoplanetary Disks
本文采用熟悉的各向同性湍流α（$α$）模型重新研究了原行星盘中固体颗粒的流动不稳定性。湍流总是减少相对于全球层流磁盘计算值的流动不稳定性的增长率。虽然对于湍流参数$α< 10^{-5}$的小值，增长最快的扰动的波长是当地气体垂直尺度高度$H$的一小部分，我们发现，对于湍流参数的中等值，即，$α\sim 10^{-5}-10^{-3}$，最大增长扰动的长度尺度向更大尺度移动，接近$H$。在这些中等湍流强度和局部颗粒与气体的质量密度比$ε< 0.5$，最不稳定的模式的垂直尺度开始超过相应的径向尺度，使不稳定性出现在垂直取向的片延伸远远超出颗粒尺度高度的形式。我们发现，对于文献中报道的流体动力学湍流盘模型，与$α= 4\times 10^{-5} - 5\times 10^{-4}$，以及最先进的颗粒生长的全球演化模型一起，预测流动不稳定性在以Stokes数，$τ_s \sim 0.01$和$α\sim 4\times 10^{-5}$为中心的$α$- $τ_s$参数空间的窄三角形补丁内是可行的，并且进一步，对于具有1%（$Z= 0.01$）宇宙固体丰度或金属丰度的盘，表现出几百到几千个轨道时间量级的增长率。我们的研究结果是一致的，并在上下文中，发表的数值研究流不稳定性。
2020-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal formation facilitated by streaming instability in weak pressure bumps
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学恒星与行星形成中心全球研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天体物理研究所）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）
本研究通过二维剪切盒模拟发现，弱压力凸起即使振幅低至0.04也能触发流动不稳定性，促进原行星盘中小卵石形成星子，并提出了新的聚集判据。
2026-09-30 astro-ph.EP
Testing the Jeans, Toomre and Bonnor-Ebert concepts for planetesimal formation: 3D streaming instability simulations of diffusion regulated formation of planetesimals
我们在希尔密度和超越流不稳定性模拟，以证明，星子的形成没有完成时，卵石积累超过当地希尔密度。我们发现，希尔密度是不是一个足够的标准进一步引力坍缩的卵石云成微行星，但另外的积累的质量必须足够大，以克服湍流扩散。系统的Toomre分析表明，线性自引力模式在我们的数值模拟的规模上不起作用。然而，我们发现，自重力，通过垂直收缩卵石层，增加了湍流的强度，这是一个指示的开尔文亥姆霍兹不稳定性或流不稳定性的提升。我们还确定了Bonnor-Ebert中心密度，给定质量的卵石云必须压缩到该密度才能继续收缩以抵抗内部扩散。由于卵石云的等效“固体”尺寸与中心密度的-1/6次方成比例，对于相同的湍流扩散水平，100 km等效尺寸的卵石云比10 km的卵石云更容易坍缩。这可以解释太阳系中缺乏小天体的原因，并预测在太阳星云的外围和气体质量普遍减少的后期，在大的卵石与气体比例下，会有引力坍缩形成的小天体。
2020-11-19 astro-ph.EP
Conditions for planetesimal formation via the streaming instability persist under turbulence driven by magnetorotational instability
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；The University of Alabama（阿拉巴马大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
研究探讨了磁旋转不稳定性驱动的湍流对流体不稳定性形成行星胚胎的影响，发现自洽生成的湍流不会抑制行星胚胎形成。
2026-08-20 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
The Limited Role of the Streaming Instability During Moon and Exomoon Formation
本研究首次模拟月球形成盘中的流式不稳定性，发现其只能形成约100千米小卫星，仍会因气体阻力坠落，从而支持贫蒸气盘形成大月球的模型。
2024-04-28 astro-ph.EP
Azimuthal and Vertical Streaming Instability at High Dust-to-gas Ratios and on the Scales of Planetesimal Formation
尘埃粒子云直接坍缩成千米大小的微行星是解释微行星、小行星和彗星形成的一种有希望的方法。在过去，这种坍缩已经在分层剪切盒模拟中进行了研究，采用了超太阳尘气比ε，考虑了流动不稳定性（SI）和引力坍缩。本文研究了在无自重的情况下，尘气比从ε=0.1到ε=1000范围内的非层结SI。该研究涵盖的领域大小L=0.1 H，0.01 H和0.001 H，在气盘尺度高度H，使用PencilCode。它们在径向方位角（2-d）和径向垂直（2.5-d）范围内进行。使用的St=0.01和0.1的颗粒标志着预期粉尘增长的上限。在非常高的尘气比下发现了SI-活性，提供了局部尘气比和湍流颗粒扩散δ的波动。我们发现了一个类似SI的不稳定性，即使在垂直模式被抑制时，也会在r-φ中运行。这种新的方位流不稳定性（aSI）表现出与SI相似的性质和外观。SI和aSI均显示在ε=100时的扩散率仅比ε=1时低两个数量级，表明δ~ ε^{-1}关系在ε= 1附近较浅。发现（a）SI集中颗粒的能力与其在颗粒湍流中的强度无关。最后，我们进行了分辨率研究，以测试我们的aSI的结果。本文强调了正确解决的重要性（a）SI在高尘埃气体比和星子崩溃模拟，导致其他明智的潜在不完整的结果。
2018-05-11 astro-ph.EP
A solution for the density dichotomy problem of Kuiper Belt objects with multi-species streaming instability and pebble accretion
本研究通过多物种流体不稳定性与卵石吸积模型，解释柯伊伯带天体密度随质量增加的趋势，揭示冰质微行星优先吸积硅酸盐导致成分变化，解决$^{26}$Al衰变引发的时间问题，验证了该形成机制。
2024-01-09 astro-ph.EP
X-ray photoevaporation's limited success in the formation of planetesimals by the streaming instability
流动不稳定性通常被用来解决星子形成中的碎片和漂移障碍，催化尘埃在kyr时间尺度上聚集成公里大小的核心。然而，仍然缺乏共识的物理机制（S）负责启动它。一个潜在的途径是光盘光蒸发，其中相对无尘气体的优先去除增加光盘金属丰度。晚在光盘的寿命，光蒸发占主导地位的粘性吸积，创建一个梯度的耗尽气体表面密度附近的位置的差距。这引起了局部压力最大值，收集漂移的尘埃颗粒，然后可能变得容易受到流动不稳定性的影响。利用一个圆盘内部X射线光蒸发的一维粘性演化模型，我们探索了这个过程建立planetestimals的有效性。在一定的参数范围内，我们发现转换成微行星的尘埃质量通常小于1 M_Earth，最多只有几个M_Earth分布在几十个AU上。我们的结论是，光蒸发可能充其量是相关的碎片盘的形成，而不是一个共同的机制形成的行星核心。我们的研究结果是在对比最近，类似的调查，认为一个FUV驱动的光蒸发模型，并报告了数十个M_地球在大（> 100 AU）盘半径的形成。这种差异主要是由于假设的光蒸发剖面不同造成的。在观测更严格地约束光蒸发模型之前，这个过程与行星形成的相关性仍然不确定。
2017-09-01 astro-ph.EP
Thresholds for Particle Clumping by the Streaming Instability
流动不稳定性（SI）是原行星盘中空气动力学聚集固体并触发星子形成的一种机制。如果固体与气体的表面密度之比（有效金属丰度）超过临界值，SI会产生强烈的颗粒结块。该临界值取决于颗粒尺寸和圆盘条件，例如径向漂移引起的压力梯度和湍流水平。为了量化这些阈值，我们进行了一套垂直分层SI模拟在一系列的灰尘大小和金属。我们发现一个临界金属含量低至0.4%的最佳颗粒尺寸和标准径向压力梯度（归一化值$Π= 0.05$）。由于改进的数值方法和计算工作，亚太阳金属丰度低于以前的结果。我们发现，当无量纲停止时间（斯托克斯数）为$\leq 0.01$时，小固体的临界金属丰度急剧增加。我们提供简单的适合的大小依赖的SI凝聚阈值，包括概括不同的磁盘模型和湍流水平。我们还发现，线性的，未分层的SI增长率是一个令人惊讶的非线性，分层模拟颗粒结块预测差，特别是当考虑模拟的有限分辨率。我们的结果拓宽了SI触发星子形成的参数空间。
2021-10-14 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
The resonant drag instability of dust streaming in turbulent protoplanetary disc
本文用小尘埃分数极限下的气尘扰动动力学局域方法研究了原行星盘中尘埃流共振拖曳不稳定性的阻尼。圆盘中的湍流分别由气体和尘埃运动方程中的有效粘性和扩散率表示。在施密特数（有效粘度与扩散率的比值）Sc = 1的标准情况下，用惯性波（IW）和流动尘埃波（SDW）相互共振来简化RDI的描述，表明阻尼解与无粘解的不同之处仅仅在于将特征阻尼频率加到其增长率上。RDI完全抑制在阈值粘度，这是估计分析，首先，径向漂移，其次，垂直沉降的灰尘，最后，在沉降结合径向漂移的灰尘的情况下。在最后一种情况下，RDI存活到最高阈值粘度，对于较小的固体具有更大的过量。一旦Sc \neq 1，一个新的不稳定性特定的耗散扰动的尘埃沉降背景出现。这种准共振性质的不稳定性被称为沉降粘性不稳定性（SVI）。当Sc > 1（Sc < 1）时，在长波区，类似于SDW（IW）的模开始增长。SVI导致阈值粘度的额外增加。
2020-03-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Effects of Stellar X-ray Photoevaporation on Planetesimal Formation via the Streaming Instability
Zhejiang University（浙江大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
研究恒星X射线光蒸发如何通过流不稳定性促进行星esimal形成，发现其效率受盘和恒星参数影响，如金属licity、粘性等。
2026-01-26 astro-ph.EP
Erosion driven size-redistribution of protoplanetary disk solids and the onset of streaming Instability and Pebble Accretion
第一个星子的形成和行星核心的最终生长依赖于大量的小卵石。流动不稳定性（SI）过程的效率，建议催化早期的星子的增长，和卵石吸积过程，建议加速行星核心的增长，取决于磁盘中的固体的大小。特别是，这些过程被发现是敏感的固体的大小分布，和有效的星子的形成和增长，通过这些渠道需要一个有限的卵石大小分布。在这里，我们表明，风沙侵蚀，有效地研磨成一个单一尺寸分布的卵石卵石的巨石的过程中，提供了一个自然的上限的最大卵石尺寸（在他们的斯托克斯数）。我们发现这个上限的径向分离，磁盘年龄，湍流强度，和粒度组成的巨石在磁盘上的依赖。SI在斯托克斯数小于0.1的区域是有利的，这是在磁盘的内部亚天文单位区域发现的。这个上限形状的大小分布的小卵石，从而催化的早期发病的星子形成由于SI，和后来的核心吸积增长，通过卵石吸积。
2020-07-21 astro-ph.EP
