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
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
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
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
High resolution millimetre imaging of the CI Tau protoplanetary disc - a massive ensemble of protoplanets from 0.1 - 100 au
我们提出了高分辨率毫米连续成像的光盘周围的年轻恒星CI头，系统托管的第一个热木星候选人在原行星盘系统。该系统具有扩展的mm发射，其上叠加有三个突出的环形间隙，半径为~ 13，39和100 au。我们认为，这些差距是最有可能产生的大质量行星，使包括热木星，该系统包含四个气体巨行星的年龄只有200万年。其中两颗新行星的位置与著名的HL Tau原行星盘中推断的位置相似;在CI Tau中，额外的观测数据使系统性质的分析比HL Tau更完整。我们的尘埃和气体动力学模型满足了所有可用的观测约束，并指出了在这个年龄段探测到的最大的系外行星系，其四颗行星的轨道半径为1000倍。我们的结果表明，在较老的恒星中观察到的更宽轨道上的热彗星和气体巨星之间的联系显然是在早期演化阶段。
2018-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the outer dust disc of TW Hya with deep ALMA observations
原行星盘中毫米级尘埃的径向范围通常远小于其气体的径向范围，这主要是由于尘埃生长和径向漂移等过程。然而，有人建议，目前毫米连续观测光盘不跟踪其全部范围，由于有限的灵敏度。在这封信中，我们提出了深（19 $μ$ Jy束$^{-1}$）中等分辨率（0.37”）ALMA观测在1毫米的最近的原行星盘，TW海亚。使用可见度分析工具“弗兰克”，我们揭示了一个结构化的毫米强度分布到100 AU，远远超出以前的估计60-70 AU。我们的分析表明，存在一个新的毫米连续带隙在82金，符合光学/近红外散射光和毫米分子线观测中看到的类似功能。对拟合残差的检查证实了先前报道的在52 au（P.A.）处存在au尺度连续过量。= 242.5度）。我们的研究结果表明，实用程序相结合的深，中等分辨率的观测与超分辨率分析技术，探测最暗的地区的原行星盘。
2022-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Spiral arms in thermally stratified protoplanetary discs
在近红外散射光和最近的亚毫米连续光谱中，在近十几个原行星盘中观察到了螺旋臂。虽然最令人信服的解释之一是它们是由行星或恒星伴星驱动的，但在所有情况下，除了一个案例外，这些伴星尚未被发现，甚至对行星是否应该位于螺旋内部或外部也存在模糊性。在这里，我们使用3D流体动力学模拟来研究嵌入式行星发射的螺旋密度波的形态，同时考虑到垂直温度梯度，恒星辐射的自然后果。我们的模拟结果表明，螺旋在热分层光盘的螺距角是最低的光盘中平面和增加对光盘表面。我们结合流体动力学模拟与三维辐射转移计算预测，在近红外观测到的行星螺旋的俯仰角高于在亚毫米。我们还发现，在这两种情况下，螺旋收敛到行星。这提供了一种新的强大的观测方法来确定扰动行星是否在螺旋的内部或外部，以及绘制盘的热分层。
2017-11-09 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
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
Gas and dust structures in protoplanetary disks hosting multiple planets
过渡盘内部区域的尘埃稀少，可能代表了正在进行的盘扩散过程的中间步骤，行星形成可能正在进行中。最近对过渡盘的毫米观测揭示了径向和方位角不对称的结构，微米和毫米大小的尘埃颗粒可能不会在空间上共存。这些性质可能是由于与行星伴星相互作用产生的压力隆起中的粒子捕获和晶粒生长的结果。在一些过渡盘中观察到的多重特征，如SR 21，表明存在不止一颗行星。我们研究的气体和尘埃分布的磁盘托管两个大质量的行星作为不同的磁盘和尘埃参数的函数。观测签名，如光谱能量分布，亚毫米，和偏振图像模拟的各种参数。我们证实，行星可以导致粒子捕获，虽然高粘度（$α_{\rm{turb}}=10^{-2}$）的磁盘，行星应该比$5 M_{\rm{Jup}}$更大的质量和灰尘碎片应该发生低效率（$v_{f}\sim30\rm{m s}^{-1}$）。这将导致一个环形的功能，观察到在过渡盘毫米。当捕获发生时，我们发现微米大小的颗粒在整个圆盘中均匀分布，有时在散射光中观察到，只有当行星质量和湍流的组合使得小颗粒没有被完全过滤掉时才会发生。高圆盘粘度（$α_{\rm{turb}}=10^{-2}$）确保了微米级灰尘对空腔的补充，而对于较低粘度（$α_{\rm{turb}}=10^{-3}$），行星质量被限制为小于$5 M_{\rm{Jup}}$。在这些情况下，气体分布很可能表现出低振幅的方位角不对称性所造成的磁盘偏心，而不是由长寿…
2014-11-18 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
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
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 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
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
Nonlinear evolution of streaming instabilities in accreting protoplanetary disks
流动不稳定性（SI）是通过产生经历引力坍缩的致密尘埃团来触发星子形成的最有希望的候选者之一。因此，了解SI如何在现实的原行星盘（PPD）中运作，对于评估星子形成的效率至关重要。现代的PPD模型表明，大尺度的磁矩或风可以驱动盘中面附近的层流气体吸积。在之前的研究中，我们确定了一种新的线性尘埃-气体不稳定性，即方位角漂移SI（AdSI），适用于此类吸积盘，并且由气体受到扭矩而产生的尘埃和气体之间的相对方位角运动提供动力。在这项工作中，我们提出了第一个非线性模拟的AdSI。我们表明，它可以不稳定的吸积，尘埃盘，即使在没有全球径向压力梯度，这是不同于经典的SI。我们发现AdSI驱动湍流和垂直延伸的尘埃细丝的形成，进行合并。在尘埃丰富的磁盘，合并AdSI丝达到最大的尘埃气体比超过100。此外，我们发现，即使在灰尘贫磁盘的AdSI可以增加当地的灰尘密度两个数量级。我们讨论了可能的作用的AdSI在星子的形成，特别是在吸积的PPD与消失的径向压力梯度的区域。
2022-09-14 astro-ph.EP
Streaming instabilities in accreting protoplanetary disks: A parameter study
本文通过参数研究探讨了吸积原行星盘中的方位角漂移流不稳定性（AdSI），发现吸积流能在低尘埃丰度下驱动尘埃聚集并形成丝状结构，从而可能促进星子形成。
2024-10-14 astro-ph.EP
Signatures of broken protoplanetary discs in scattered light and in sub-millimetre observations
对原行星盘的空间分辨观测显示，它们的内部区域可以从外部盘扭曲或断裂。已知有一些机制会导致这种3D结构，其中包括与恒星伴星的相互作用。我们进行了三维SPH模拟的circumbinary光盘错位的$60^\circ$相对于二元轨道平面。内部圆盘从外部区域断裂，作为刚体旋进，导致复杂的演化。当内盘旋进时，内盘和外盘之间的错位角变化大于$100^\circ$。不同的快照的演变后处理的辐射转移代码，以产生观测诊断的过程。尽管模拟是针对环双星盘的特定情况进行的，但大多数观测预测都适用于任何拥有进动内缘的盘。合成散射光观测显示出强烈的方位角不对称性，其中图案强烈依赖于内外盘之间的未对准角。外部盘的不对称照明导致温度结构的方位角变化，特别是在冷却时间短的上层中。这些变化反映在光学粗线的不对称表面亮度图中，如CO $J$ =3-2。从气体管线获得的运动学信息在确定盘结构方面是唯一的。散射光图像和（亚）mm线的组合可以区分径向流入和未对准的椎间盘内情况。
2017-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Diverse dust vertical height and settling strength conditions in protoplanetary discs
Mullard Space Science Laboratory, University College London（穆拉德太空科学实验室，伦敦大学学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；School of Physical Science and Technology, Southwest Jiaotong University（西南交通大学物理科学与技术学院）；School of Natural Sciences, Center for Astronomy, University of Galway（戈尔韦大学自然科学与天文学中心）；Max-Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究通过ALMA观测分析原行星盘中尘埃垂直高度和沉降强度，发现不同盘中尘埃层厚度存在显著差异，指出尘埃光学厚度对模型存在退化影响，需更复杂模型以解释尘埃分布。
2026-05-07 astro-ph.EP
The ALMA Survey of Gas Evolution of PROtoplanetary Disks (AGE-PRO): XII. Extreme millimetre variability detected in a Class II disc
AGE-PRO ALMA 大型项目在 Class II 原行星盘 2MASS J16202863-2442087 中探测到极端毫米波变源，连续谱通量在 8 天内衰减 13 倍，该耀斑可能源于恒星附近的同步辐射、未探测双星的磁场相互作用或单星的磁场环与吸积爆发。
2025-08-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Azimuthal Dust Polarization from Aerodynamically Aligned Grains as Evidence for the Streaming Instability in Protoplanetary Disks
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（空间科学研究所（ICE），西班牙高等科学研究委员会）；Instituto Argentino de Radioastronomía (CCT-La Plata, CONICET（阿根廷射电天文研究所）；UNLP（拉普拉塔国立大学天文与地球物理科学学院）；CICPBA)（莱斯大学）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata；Rice University
研究通过尘埃极化方向揭示原行星盘中流体不稳定性现象，利用三维模拟发现极化方向与尘埃密度相关，高密度区域极化方向与盘面方位一致。
2026-07-21 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
On the Numerical Robustness of the Streaming Instability: Particle Concentration and Gas Dynamics in Protoplanetary Disks
流动不稳定性（SI）是原行星盘中固体聚集的一种机制。来自SI的非线性粒子聚集可以触发引力坍缩成星子。为了更好地理解SI的数值鲁棒性，我们使用已知产生强聚集的固定物理参数执行一套垂直分层3D模拟。我们改变了数值实现，即计算域的大小和垂直边界条件（vBC），比较新实施的流出vBC以前使用的周期性和反射vBC。我们发现强烈的颗粒团聚的SI是大多独立的vBC。然而，由于较大的颗粒质量库，在较大的模拟域中峰值颗粒密度较高。我们报告SI触发的带状流，即，气体压力的方位带状径向变化。这些结构具有低振幅，不足以阻止粒子径向漂移，证实了气体压力最大值中的粒子捕获不是SI的机制。我们发现，流出vBC产生人为的大气体流出率在垂直边界。然而，流出的vBC减少了垂直边界处的人工反射，允许更多的颗粒沉降，并且显示出更少的时间变化和更好的收敛性。对于所有vBC，致密颗粒细丝的径向间距是$\sim0.15$气体尺度高度（$H$），其设置了自引力模拟中用于星子生长的进料区。我们的研究结果验证了在SI模拟中使用流出vBC，即使垂直边界接近（$\leq 0.4H$）磁盘中平面。总体而言，我们的研究表明了数值鲁棒性的非线性粒子团聚的SI。
2018-06-12 astro-ph.EP
Streaming Instability of Multiple Particle Species in Protoplanetary Disks
尘埃粒子在原行星盘中的径向漂移和扩散影响着盘的透明度和温度，以及星子形成的位置和时间。在本文中，我们提出的原行星盘，包括不同尺寸分布的尘埃颗粒的粒子气体动力学的数值模拟结果。我们考虑三种情况下的颗粒尺寸范围，一个斯托克斯数$τ_{\rm{s}} = 10^{-1} - 10^0$，一个$τ_{\rm{s}} = 10^{-4} - 10^{-1}$，最后一个$τ_{\rm{s}} = 10^{-3} - 10^{0}$。此外，我们考虑离散和连续分布的颗粒尺寸。根据以前的工作，我们发现在我们的多物种模拟，不同的颗粒大小通过气体相互作用，因此，他们的动力学变化相比，单物种的情况。较大的物质触发流动不稳定性并产生驱动固体材料扩散的湍流。我们测量了系统的径向平衡速度，发现在多粒子模拟中，大粒子的径向漂移速度减小，而小粒子粒子平均向外移动。我们还改变尺寸分布的陡度，使得固体数密度分布的指数$\rm{d}\it{N}/\rm{d}\it{a} \propto \it{a^{-q}}$为$q = 3$或$q = 4$。我们测量颗粒的刻度高度，并观察到小颗粒在大颗粒所在的沉积中面层上方被搅动。我们测得的扩散和漂移参数可用于凝聚模型的行星形成，以及了解原始陨石（矩阵，球粒和CAIs）的成分的相对混合之前，在其母体中包含。
2018-08-03 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
Evolution of dust in a protoplanetary disc driven by stellar flybys: implications for the streaming instability
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Graduate Institute of Astrophysics, National Taiwan University（國立台灣大學天文研究所）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, The University of Oklahoma（歐克拉荷馬大學霍默·L·道奇物理與天文學系）；Department of Physics and Astronomy, The University of Alabama（阿拉巴馬大學物理與天文學系）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒諾布爾阿爾卑斯大學、法國國家科學研究中心、IPAG）
研究恒星飞越对原行星盘尘埃演化的影响，发现低质量飞越抑制尘埃团聚，等质量飞越促进尘埃团聚。
2026-01-24 astro-ph.EP
Seeing the unseen: a method to detect unresolved rings in protoplanetary disks
本文提出利用倾斜原行星盘短轴处的方位角亮度峰来探测ALMA无法分辨的光学厚尘埃环，并通过解析模型定量重现流不稳定性模拟结果，为识别行星形成区域提供新方法。
2024-06-14 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
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
Streaming Torque in Dust-Gas Coupled Protoplanetary Disks
本文通过对尘埃-气体耦合原行星盘进行 NSH 平衡线性分析，发现短波长尘埃类漂移模式产生正的流动力矩，可主导总力矩并驱动低质量行星向外迁移。
2024-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks II. A hybrid accretion scenario
最近对原行星盘的观测揭示了与压力最大有关的环状结构。压力最大是已知的灰尘收集器和行星迁移陷阱。大部分的行星形成工作都是基于卵石吸积模型或小行星吸积模型。然而，最近的研究提出木星可能是由卵石和微行星的混合吸积形成的。我们的目标是研究行星形成的全过程，包括尘埃演化，星子形成和行星生长在一个原行星盘的压力最大。通过数值模拟，我们计算了气体和尘埃的演化，包括尘埃的生长，破碎，径向漂移和颗粒在压力冲击的积累。我们还考虑了星子的形成流动的不稳定性和形成一个月球大小的胚胎，成长为一个巨大的行星的混合吸积卵石和星子。我们发现，在原行星盘的压力最大值是有效的尘埃向内漂移的收集器。由于大量尘埃聚集在压力隆起处，满足了流动不稳定性形成星子的条件。然后，一个巨大的核心是迅速形成（在$\sim 10^4$年）的卵石吸积。在达到卵石隔离质量后，核心的增长缓慢地继续吸积星子。星子吸积释放的能量延迟了失控气体吸积的开始，使得气体巨星在$\sim$ 100万年后形成。压力最大值也起到了运移圈闭的作用。原行星盘中的压力极大值是尘埃陷阱、由流动不稳定性形成的星子和行星迁移陷阱的优先位置。所有这些条件允许通过卵石和星子的混合吸积快速形成一颗巨大的行星。
2020-08-14 astro-ph.EP
The CO snow line favours strong clumping by the streaming instability in protoplanetary discs with porous grains
Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学，CRAL UMR5574，巴黎高等师范学院，法国国家科学研究中心）
本文研究了含多孔颗粒的原行星盘中，二氧化碳雪线对流体不稳定性产生强团聚条件的影响。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Intrinsic polarisation of elongated porous dust grains
ALMA观测揭示了最近几个原行星盘在（亚）毫米波长范围内的极化辐射。除了大颗粒的自散射外，细长颗粒的热发射是检测到的偏振信号的潜在来源。我们使用离散偶极近似计算了球形、微米和亚毫米级尘埃颗粒的波长依赖吸收和内禀偏振。特别是，我们分析了尘埃颗粒孔隙度的影响，这似乎是存在于磁盘时，小颗粒凝聚形成较大的聚集体。对于第一次，我们的研究结果表明，（a）的固有极化降低增加晶粒孔隙度和（b）的偏振取向翻转90度的波长与晶粒尺寸的某些比率。我们提出了一种新的方法来限制颗粒孔隙度和颗粒大小的原行星盘使用多波长偏振观测在远红外毫米波长。最后，我们发现，中度晶粒孔隙率（$\mathcal{P}\lesssim0.7$）可能解释所观察到的极化分数在系统HD 142527，而高度多孔晶粒（$\mathcal{P}>0.7$）失败，除非晶粒的轴比是非常大的。
2019-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Rings as Sites for Planetesimal Formation
轴对称尘埃环是年轻原行星盘的普遍特征。这些环可能是由气体分布中的压力凸起引起的;一个小的凸起可以在尘埃密度中引起类似交通堵塞的模式，而一个大的凸起可能会完全阻止径向尘埃漂移。尘埃浓度的增加可能会触发微行星的形成由流动不稳定性（SI），因为SI本身需要一些初始浓度。在这里，我们提出了第一个3D模拟的星子形成的存在下，特别是在ALMA观察到的压力隆起。特别是，我们在一个大型的三维剪切盒的中心放置一个压力凸起，以及初始的固气比为$Z = 0.01$，我们包括粒子的反反应和粒子的自重。我们分别考虑mm尺寸和cm尺寸的颗粒。对于厘米大小的粒子的模拟，我们发现，即使是一个小的压力颠簸导致通过流动不稳定性的星子的形成;一个压力颠簸不{ \it不}需要完全停止径向粒子漂移的SI变得有效。此外，纯粹的引力坍缩通过压力隆起中的浓度（例如在足够高的浓度和没有流动不稳定性的情况下会发生）不是星子形成的原因。对于毫米大小的粒子，我们发现初步的证据表明，星子的形成不会发生。如果这个结果在更高的分辨率和更广泛的参数范围内成立，那么它可能会对原行星盘中的微行星形成产生强烈的限制。然而，最终，我们的研究结果表明，对于厘米大小的颗粒，在压力隆起的星子形成是一个非常强大的过程。
2021-01-12 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
Turbulent Thermal Diffusion: A Way to Concentrate Dust in Protoplanetary Discs
作用在气体和颗粒混合物上的湍流一般使后者均匀地扩散通过前者。然而，在存在背景气体温度梯度的情况下，称为湍流热扩散的现象表现为颗粒漂移速度（而不是扩散项）。这个过程将粒子从热的区域移动到冷的区域。我们重新推导湍流热扩散使用天体物理学的语言，并证明它可以发挥重要作用，在原行星盘通过集中粒子的数十倍。这样的浓度将为集体行为，如流动不稳定性，从而形成星子奠定基础。
2015-12-08 astro-ph.EP
Filament formation due to diffusive instabilities in dusty protoplanetary disks
该研究在原行星盘中发现一种新的局部扩散不稳定性，可解释流不稳定性模拟中普遍出现的丝状结构，并提出了一个垂直平均模型来研究其机制。
2024-08-21 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
REsolved ALMA and SMA Observations of Nearby Stars (REASONS): A population of 74 resolved planetesimal belts at millimetre wavelengths
本研究通过REASONS巡天及档案再分析，对74个近邻恒星系统的星子带进行毫米波段分辨观测与统一建模，揭示了尘埃质量径向耗散、星子带多为宽盘、垂直高度无明显年龄演化等关键特征，并发布相关遗产数据集供后续研究使用。
2025-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Two-fluid Instability of Dust and Gas in the Dust Layer of a Protoplanetary Disk
本文研究了原行星盘中尘埃层的不稳定性。已知在初始粉尘密度均匀的情况下，流动不稳定性发展并且粉尘密度集中发生。本文考虑了垂直于中平面的初始尘埃密度梯度的影响。粉尘和气体被视为不同的流体。尘埃流体的压力被假定为零。气体摩擦时间假定为常数。采用谱方法对轴对称二维流场进行了数值模拟。我们发现，即使气体摩擦时间乘以开普勒角速度小到0.001，不稳定性也会以开普勒角速度的数量级增长。这种不稳定性是由两个来源驱动的：（1）方位角速度的垂直切变，以及（2）由于平流而引起的尘埃和气体的相对运动以及尘埃密度波动。这种不稳定性通过湍流平流扩散尘埃，最大尘埃密度降低。这意味着，在均匀初始灰尘密度的情况下所看到的由流动不稳定性引起的灰尘浓度随着灰尘朝向中平面沉降而导致的灰尘密度梯度增加而变得无效。
2009-05-27 astro-ph.EP
Streaming instability in a global patch simulation of protoplanetary disks
近年来，对原行星盘的亚/毫米观测发现，尘埃辐射的亚结构具有令人难以置信的多样性。一个重要的结果是发现，毫米大小的尘埃颗粒嵌入在非常薄的尘埃盘。这意味着中平面中的尘埃质量分数变得与气体相当，增加了两个组件之间相互作用的重要性。我们解决这个问题，通过数值2.5D模拟，以研究气体和尘埃的相互作用，在充分的全球分层磁盘。为此，我们采用最近开发的尘埃颗粒模块PLUTO代码。我们的模型侧重于一个典型的金牛座T盘模型，模拟一个短补丁的磁盘在10 AU，其中包括恒定的斯托克斯数的$St=0.01$和$St=0.1$，对应的晶粒尺寸为0.9厘米和0.9毫米，分别为给定的磁盘模型的晶粒。通过在外部区域注入恒定的卵石通量，系统达到由流动不稳定性驱动的湍流和尘埃浓度的准稳态。对于我们给定的设置和使用分辨率高达2500细胞每刻度高度，我们解决了流动的不稳定性，导致局部灰尘结块和浓度。我们的研究结果表明，尘埃密度值约为气体密度的10 - 100倍，稳态卵石通量介于$3.5 \times 10^{-4}$和$2.5 \times 10^{-3} M_{\rm Earth}/\mathit{year}$之间，模型与$\mathit{St}=0.01$和$\mathit{St}=0.1$。模型$\mathit{St}=0.01$的颗粒大小和卵石通量与尘埃演化模型的第一个百万年的磁盘演变。对于这些颗粒，散射不透明度在…
2021-03-28 astro-ph.EP astro-ph.HE
Coexistence of coagulation and streaming instabilities in protoplanetary discs
研究发现尘埃凝结通过增强SI的线性增长速率促进致密团块形成，但对非线性演化影响较小。
2025-12-16 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
A Lagrangian Model for Dust Evolution in Protoplanetary Disks: Formation of Wet and Dry Planetesimals at Different Stellar Masses
我们引入了一种新的拉格朗日光滑粒子方法来模拟原行星盘中卵石的生长和漂移。该模型的拉格朗日性质使其特别适合于跟踪单个（组）粒子的特性，例如它们的组成。在这项工作中，我们专注于固体颗粒的水含量。通过流动不稳定性的星子形成被考虑在内，部分基于Schoonenberg & Ormel（2017）提出的水雪线外流动不稳定性的先前结果。我们验证我们的模型，从文献中复制早期的结果，并将我们的模型应用到不同质量的恒星周围的稳态粘性气体盘（具有恒定的气体吸积率）。我们还提出了各种其他模型，我们探讨卵石吸积的影响，破碎速度阈值，磁盘的全球金属丰度，和随时间变化的气体吸积率。我们发现，星子优先形成在水雪线外的局部环，在早期的磁盘（$\lesssim$ $10^{5} \: \rm{yr}$）的寿命，当卵石质量通量高到足以触发流不稳定。在这第一阶段的行星形成过程中，雪线的位置几乎没有变化，由于缓慢的粘性演变，我们的结论是，假设一个恒定的气体吸积率是合理的，在这第一阶段。将圆盘的固体储存器转化为星子的效率取决于水雪线的位置。较冷的圆盘与较近的水雪线在产生星子方面比较热的圆盘更有效，水雪线位于远离恒星的地方。因此，低质量恒星倾向于更有效地形成星子，但任何相关性都可能被盘属性的差异所掩盖。
2018-10-04 astro-ph.EP
Self-Induced Dust Traps Around Snow Lines in Protoplanetary Discs
尘埃颗粒需要有效地从微米大小增长到数千公里，以形成行星。由于毫米到米大小的增长受到一些障碍的阻碍，最近发现尘埃演变能够产生“自诱导”尘埃陷阱，这显示了希望。挥发性物质在某些位置的凝结和升华，称为雪线，也被认为是行星形成情景的重要组成部分。鉴于粉尘粘附特性在雪线上发生变化，这就提出了一个问题：雪线如何影响自诱导粉尘陷阱的形成机制？这个问题与原行星盘中一氧化碳（CO）雪线的多次观测特别相关，因为它对尘埃生长和动力学的影响尚待了解。在本文中，我们提出了雪线一般的自诱导尘埃陷阱的形成在参数研究的影响，然后集中在CO雪线。我们发现，对于一系列的参数，灰尘陷阱的形式在雪线的灰尘积累和缓慢增长，在以前的工作中发现的水雪线。我们还发现，根据CO雪线两侧的颗粒粘附特性，它可能是粉尘生长和漂移的起点或制动点。这可以为理解原行星盘观测中尘埃分布和雪线之间的联系提供线索。
2019-12-05 astro-ph.EP
Compaction during fragmentation and bouncing produces realistic dust grain porosities in protoplanetary discs
本文为3D SPH代码Phantom开发孔隙率演化模块，研究原行星盘中孔隙率对尘埃演化的影响，发现碎片化过程中的压实作用使毫米级颗粒致密程度提高10到100倍，填充因子约0.1，与观测值匹配。
2024-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Collisional evolution of dust and water ice in protoplanetary discs during and after an accretion outburst
大多数原行星盘被认为经历了剧烈和频繁的吸积爆发，在此期间，吸积率和中心光度在几十年内都有所提高。这暂时增加了圆盘的温度，导致雪线向外移动时冰物种的升华。在本文中，我们调查如何FUor型吸积爆发改变了尘埃聚集体的生长和外观在不同的位置在原行星盘。我们开发了一个模型的基础上的Monte Carlo方法来模拟本地的凝结和破碎的冰尘颗粒，并研究不同的设计，其结构和响应升华。我们的主要发现是，位于静止和爆发水雪线之间的尘埃颗粒的演变是由成分和孔隙度的显着变化驱动的。尘埃人口恢复从爆发和恢复到凝聚/破碎平衡所需的时间取决于凝聚物理和爆发属性的复杂的相互作用，并可能需要4500年在5 AU。卵石大小的颗粒，星子的基石，要么在水冰中被废弃，要么被完全摧毁，分别导致更干燥的星子或完全停止它们的形成。当吸积爆发是经常发生的事件时，尘埃可以在很长一段时间内远离碰撞平衡，这为在毫米波长的圆盘中跟踪过去的爆发提供了机会。我们的研究结果突出了在尘埃凝聚和行星形成模型中包括吸积爆发的重要性。
2023-03-20 astro-ph.EP
From spirals to rings: dust dynamics in gravitoturbulent protoplanetary discs after late infall
IRAP, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学 IRAP）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；IPAG, Université Grenoble Alpes, CNRS（格勒诺布尔阿尔卑斯大学 IPAG）；Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile（圣地亚哥智利大学物理系）；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）；Max Planck Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Department of Physics, University of Warwick（沃里克大学物理系）；Université Claude Bernard Lyon 1, ENS de Lyon, CNRS, CRAL（里昂第一大学、里昂高等师范学校 CRAL）；School of Physics and Astronomy, University of Leicester（莱斯特大学物理与天文学院）
本研究通过二维流体动力学模拟和辐射转移计算，发现晚期吸积触发的引力不稳定性在原行星盘中形成旋臂，其耗散产生持久尘埃环，使盘从旋臂结构演化为环状结构。
2026-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Relating grain size distributions in circumstellar discs to the spectral index at millimetre wavelengths
在光谱能量分布（SED）中看到的过量发射通常用于推断原行星和碎片盘中发射的星周尘埃的性质。最值得注意的是，尘埃的大小分布和碰撞物理的细节来自SED斜率在长波长。本文回顾了常用的近似方法，并将其与热发射的数值结果进行了对比。推断的粒度分布指数被证明是更大，更敏感的观察到的子（mm）光谱指数比以前考虑的。这种效应是由从具有体积吸收的小颗粒到在其表面附近吸收和发射的较大颗粒的过渡方面引起的，由折射率的实部和虚部两者控制。较陡的尺寸分布表明材料强度或冲击速度对尺寸的依赖性较强，否则，运输或侵蚀过程的效率较低。由于对材料成分、孔隙率和长波长下的光学性质的了解不足，仍然存在很强的不确定性。
2020-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evading the dust fragmentation barrier with the streaming instability in protoplanetary disks
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体分子研究所）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究通过流体不稳定性增强尘埃团聚，克服尘埃碎裂障碍，促进行星esimal形成。
2025-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Extreme Pebble Accretion in Ringed Protoplanetary Discs
用（亚）毫米成像在原行星盘中观测到含有数十至数百个地球质量固体的轴对称尘埃环。在这里，我们调查的大规模（150 M $_\oplus$）轴对称尘埃陷阱通过尘埃和气体流体动力学模拟的行星胚胎的生长。当解释行星胚胎的吸积光度来自卵石吸积时，对周围气体的热反馈导致反气旋涡旋的形成。由于涡旋是在行星所在的位置形成的，这对行星的成长有着重大的影响：当尘埃向涡旋中心的压力最大值漂移时，它最初与行星位于同一位置，在“涡旋辅助”的卵石吸积的独特阶段，实现了快速的吸积率。一旦漩涡由于与圆盘的相互作用而与行星分离，它就会积聚灰尘，关闭行星上的吸积。我们发现，这种快速的吸积，介导的漩涡，在行星包含$\approx$ 100 M $_\oplus$的固体。我们跟踪涡旋的演变，以及尘埃颗粒在压力最大时积累的效率与其尺寸的函数关系，并研究这对行星生长以及原行星盘形态的影响。我们推测，这种极端的形成情景可能是巨行星的起源，这些巨行星被确定为重元素显著增强。
2022-06-28 astro-ph.EP
Direct detection of precursors of gas giants formed by gravitational instability with the Atacama Large Millimetre/sub-millimetre Array
引力不稳定的阶段预计在盘演化的早期阶段，当盘的质量仍然是恒星质量的一个重要部分。星盘碎裂成亚恒星物体可能发生在星盘寒冷的外部。直接探测到大量的气体团块在坍缩成气体巨行星的过程中，将为磁盘不稳定性模型提供前所未有的测试。在这里，我们使用最先进的3D辐射水模拟磁盘进行碎片成大规模的气体巨星，后处理的RADMC-3D射线追踪代码，以产生尘埃连续发射图。然后将这些数据输入到通用天文学软件应用程序（CASA）ALMA模拟器中。合成图显示，在距离蛇夫座恒星形成区（125 pc）的完整配置中，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）可以检测到过度密集的螺旋臂和不同坍缩阶段的实际团块。团块的检测在较短的波长（690 GHz）下特别有效，结合了两种分辨率和多尺度清洁。此外，我们表明，一个基于通量的估计质量的原行星团可以从可比的3倍以上的重力约束的团块质量。估计的质量取决于假设的不透明度和气体温度，这应该使用辐射-水力模拟的输入来设置。我们的结论是，ALMA有能力检测“吸烟枪”系统，是一个路标的磁盘不稳定模型的气体巨行星形成。
2016-02-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dusty disc-planet interaction with dust-free simulations
如果星子是通过流动或引力不稳定性形成的，或者如果原行星盘由于盘风或光蒸发而经历质量损失，那么原行星可能诞生于富含尘埃的环境。出于这种可能性，我们探索低质量行星和尘埃原行星盘之间的相互作用，专注于盘行星扭矩。我们实现林和尤丁的新开发的，纯流体动力学模型的尘埃气体到PLUTO代码模拟尘埃原行星盘嵌入行星。我们发现，对于不完全耦合的灰尘和高金属，例如斯托克斯数$10^{-3}$和灰尘与气体的比例$Σ_\mathrm{d}/Σ_\mathrm{g}=0.5$，一个“泡沫”内的行星的共轨区域，这引入了不稳定的流动。由此产生的圆盘行星扭矩维持大幅振荡，这种振荡远远超出了具有完美耦合的灰尘或低灰尘负载的模拟，其中共同旋转扭矩总是被阻尼。我们发现，由有限尺寸的颗粒的共旋扭矩的去饱和度是有关的潜在的涡量产生的不对准的灰尘和气体密度。我们简要地讨论了可能的影响，在富含尘埃的磁盘的原行星的轨道演化。我们还展示了Lin & Youdin的无尘框架再现了以前有关尘埃原行星盘的结果，包括压力颠簸，尘埃沉降和流动不稳定性的尘埃捕获。
2018-05-02 astro-ph.EP
