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
Convective Overstability in Radially Global Protoplanetary Disks. II. Impact on planetesimal formation
本文通过径向全局原行星盘模拟研究对流超稳定性（COS）对尘埃动力学的影响，发现COS产生的大尺度涡旋能在较低金属丰度下引发尘埃聚集，揭示其对星子形成的重要作用。
2025-03-03 astro-ph.EP
Radiatively heated, protoplanetary discs with dead zones. I. Dust settling and thermal structure of discs around M stars
中心恒星对原行星盘的照射是盘的主要加热机制，导致其呈喇叭状几何结构。在一系列论文中，我们研究了2D自洽盘结构和行星迁移之间的深层联系，特别是在M星周围。在这第一篇论文中，我们分析了光盘的热结构，由一个M星通过求解辐射转移方程的Monte Carlo代码。我们对辐射流体静力盘的模拟是现实的和自洽的，因为它们包括具有多种粒度（N=15）的尘埃沉降，盘上嵌入行星的引力，以及死亡区的存在我们表明，尘埃沉降驱动的温度中平面从$r^{-3/5}$分布（良好混合的灰尘模型）朝向$r^{-3/4}$。同时，死区在其外边缘处留下灰尘壁，因为与较大圆盘半径处的主动湍流圆盘相比，在该区域中的灰尘沉降增强。由该辐射壁产生的盘加热在壁前面的死区中提供正的温度梯度区域。这对于减缓行星迁移至关重要，因为林德布拉德扭矩与盘温度成反比。此外，我们表明，低湍流的死区是自洽引起的灰尘沉降，导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。我们表明，在死区中由KHI引起的湍流强度为$α=10^{-5}$。
2009-09-09 astro-ph.EP
Global MHD simulations of stratified and turbulent protoplanetary discs. II. Dust settling
本文的目的是研究小尘埃粒子在原行星盘的垂直分布，其中角动量传输是由于磁旋转不稳定性驱动的MHD湍流。我们考虑的颗粒尺寸范围从大约1微米到几毫米。我们使用基于网格的MHD代码进行全球性的双流体模拟湍流原行星盘，其中包含各种尺寸的尘埃颗粒。在准稳态下，尘埃粒子的重力沉降由湍流扩散平衡。该过程的简单和标准模型不能准确地描述粉尘密度的垂直分布。对于小的尘埃颗粒（几微米大小），特别是在盘的上层（$Z>3H$，其中$H$是刻度高度），差异更大。在这里，简单模型预测和模拟结果之间的差异可能有几个数量级。这是因为MHD湍流在吸积盘中是不均匀的，因为速度波动在强烈磁化的日冕发展的盘上层显着增加。我们提供了一个替代模型，提供了一个更好的适合模拟。在这个模型中，尘埃粒子扩散远离中平面的MHD湍流，但扩散系数垂直变化，并在任何地方都成比例的当地湍流垂直速度波动的平方。尘埃粒子的空间分布可以用来追踪原行星盘中MHD湍流的性质，如速度波动的幅度。在未来，数值模拟和观测之间的详细和直接的比较应该被证明是一个有用的工具，用于约束原行星盘中的湍流特性。
2009-01-28 astro-ph.EP
Effects of Chemistry on Vertical Dust Motion in Early Protoplanetary Disks
我们提出了一个新的现象影响尘埃颗粒在早期原行星盘的陆地区域的沉降的可能性。沉降尘埃颗粒在盘演化的早期在热的内部区域蒸发，凝结和蒸发对垂直沉降的影响是显著的。本文提出了一个考虑物理和化学因素的一维降尘模型。模拟结果表明，尘埃颗粒在下降到较热的内部时蒸发，形成“凝结锋”，在凝结锋上方，尘埃的主要成分Mg、Si和Fe积累，形成大的温度梯度。在前面反复蒸发抑制晶粒生长，和小晶粒尺寸提高不透明度远离中平面。包括辐射传热和冷凝理论在内的自洽计算表明，中间盘的温度可能足够高，硅酸盐保持蒸发的时间比以前的估计要长。凝结锋的形成导致高度难熔元素（如Al和Ca）和中等难熔元素（如Mg、Si和Fe）之间的对比沉降行为，表明星子中的元素丰度可能不是挥发性的简单函数。
2017-08-24 astro-ph.EP
Interpretation of the resonant drag instability of dust settling in protoplanetary disc
最近发现的尘埃沉降在原行星盘中的共振阻力不稳定性被认为是亚音速气尘混合物扰动的模式耦合。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：第一种模式是具有正能量的惯性波，而第二种模式是具有负能量的沉降尘波（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是由尘埃的大量沉降产生的一个平凡模式，它传输尘埃密度的扰动。SDW的相速度等于整体沉降速度乘以由波矢量和旋转轴形成的角度的余弦。这样，大量的尘埃沉降使得SDW与惯性波的耦合和不稳定性的开始成为可能。根据模式耦合的概念，不稳定性增长率与色散方程耦合项的平方根成正比，耦合项本身包含气尘混合物中粉尘的小质量分数、模式的径向波数平方和体积沉降速度平方。因此，较大的是大的沉降速度，更重的粉尘团块可以聚集的不稳定性相同的速率。
2019-03-29 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Transport of CO in Protoplanetary Disks: Consequences of Pebble Formation, Settling, and Radial Drift
目前的（外）行星形成模型往往依赖于大量所谓的“卵石”从外盘流入行星形成区域。在本文中，我们调查如何形成的卵石在寒冷的外部地区的原行星盘和随后的迁移到内部磁盘可以改变气相CO分布内部和外部的中平面CO雪线。通过模拟由此产生的CO丰度在中面以及温暖的表面层，我们确定了可观察到的签名的大规模卵石的形成和迁移，可以用作“吸烟枪”这些重要的过程。具体地说，我们发现，在$1\mathrm{~Myr}$之后，冰卵石的形成和沉降导致在温暖的空气中去除高达$80\%$的CO蒸气。（$T>22\mathrm{~K}$）磁盘层以外的CO雪线，而径向迁移的卵石的结果在一个羽状的CO蒸汽内部雪线的产生，根据湍流的强度和单个卵石的尺寸，将CO丰度增加因子${\sim}2{-}6$。在年轻的附近磁盘的CO蒸汽羽流的情况下，可能表明有效的转换CO到一个更难熔的物种，或减少径向质量通量的卵石，例如，磁盘的不均匀性或早期的星子形成。
2018-08-06 astro-ph.EP
Explosive instability of dust settling in a protoplanetary disc
结果表明，尘埃沉降到圆盘中面时，圆盘中的气尘扰动表现出流动尘埃波（SDW）与两个惯性波（IW）之间的非线性三波共振相互作用。在本文所考虑的特殊情况下，波数为$k^\bullet = 2κ/ (g_z t_s)$的SDW（其中$κ$、$g_z$和$t_s$分别是周转频率、垂直重力加速度和粒子停止时间）与波数较低的两个IW（$k^\prime$和$k^{\prime\prime}$）相互作用，使得$k^\prime < k_{\rm DSI} < k^{\prime\prime} < k^\bullet$，其中$k_{\rm DSI} = κ/ (g_z t_s)$是与先前发现的线性尘埃沉降不稳定性相关的SDW和IW之间的线性共振的波数。这个问题在小粉尘分数的限制下得到了解析解决。考虑到尘埃对气体的动力学反作用，${\bf k}^\bullet$、${\bf k}^\prime$和${\bf k}^{\prime\prime}$变得稍微不共线，并且波的相互作用导致它们的振幅同时爆炸性增长。这种增长可以用波与波之间能量的保守交换来解释。所有三个波的振幅都在增长，因为负能量SDW将其能量转移到正能量IW。初始主导波的无量纲振幅与爆发时间的乘积可以小于圆盘中的开普勒时间。结果表明，一般情况下，一种炸药类型的三波共振存在于很宽的波数范围内$0 < k^\bullet \leq 2κ/ (g_z…
2022-03-09 astro-ph.EP
Dust Clumping in Outer Protoplanetary Disks: the Interplay Among Four Instabilities
本研究通过三维全局模拟，揭示了外原行星盘中VSI、SI、RWI和KHI四种不稳定性相互作用导致尘埃强烈聚集，其中仅少数涡旋中的聚集足以形成星子。
2025-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photophoretic Levitation and Trapping of Dust in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
在原行星盘中，尘埃颗粒相对于气体和相对于不同大小的颗粒的差异重力驱动的沉降决定了颗粒的可观测性，并为颗粒生长和最终行星形成设定了条件。在这项工作中，我们探讨了在积极吸积的原行星盘的内部区域的大尘埃颗粒的沉降的电泳效应。尘埃颗粒上的光泳力是由气体分子与受热不均的颗粒碰撞而产生的。我们进行一维尘埃沉降计算，以确定尘埃颗粒在磁盘的每列的平衡垂直分布。在这个过程中，我们引入了一个新的治疗的电泳力，这是一致的，在所有的光学深度与代表性的辐射强度场的双流辐射转移近似。大尘埃颗粒的悬浮产生了一个比中平面高出几个尺度的尘埃陷阱，在吸积能量耗散显著的圆盘内部区域。我们发现，差异沉降的尘埃颗粒是从根本上改变在这些地区的磁盘，与大尘埃颗粒被困在一个层以下的恒星照射表面的尘埃与气体的质量比可以提高了一个因素的100个相关的粒子。电泳捕集效应对颗粒尺寸和孔隙率有很强的依赖性。
2017-01-09 astro-ph.EP
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
Coagulation Instability in Protoplanetary Disks: A Novel Mechanism Connecting Collisional Growth and Hydrodynamical Clumping of Dust Particles
我们提出了一种新的不稳定性驱动的组合凝聚和径向漂移的尘埃颗粒。我们把这种不稳定性称为"凝聚不稳定性”，并认为它是一种有希望的机制，可以在盘演化的非常早期阶段集中尘埃颗粒并协助星子形成。由于碰撞凝聚效率的尘埃密度的依赖性，尘埃粒子有效地（低效地）增长的区域中的正（负）的尘埃密度扰动，这导致一个小的径向变化的尘埃大小，因此径向速度扰动。由此产生的速度扰动导致粉尘浓度和放大粉尘密度扰动。这种正反馈使磁盘不稳定。当尘气质量比为$10^{-3}$量级时，凝结不稳定性的增长时间尺度为几十个轨道周期。在原行星盘中，尘埃粒子的径向漂移和凝聚往往会导致尘埃耗尽。目前的不稳定性局部集中的尘埃粒子，即使在这样一个灰尘贫化区域。由此产生的浓度提供了更好的网站为灰尘气体不稳定性发展，这导致进一步的浓度。尘埃扩散和空气动力学反馈倾向于稳定短波长模式，但不能完全抑制凝结不稳定性的增长。因此，凝聚不稳定性预计将发挥重要作用，在建立下一个阶段的其他不稳定性，进一步发展向星子形成，如流动不稳定性或长期引力不稳定性。
2021-07-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal Formation under Realistic Gas Dynamics: Dust Concentration in Turbulent and Windy Protoplanetary Disks
CAS Key Laboratory of Planetary Sciences, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院行星科学重点实验室、紫金山天文台）；Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系）
本研究通过Athena++模拟发现，在含环境扩散和磁风的外盘条件下，强尘埃团块持续存在，且磁风通过气体耗散和尘埃捕获增强团块，有利于星子形成。
2026-10-01 astro-ph.EP
Particle Clumping and Planetesimal Formation Depend Strongly on Metallicity
我们提出了三维数值模拟的粒子聚集和星子形成的原行星盘与不同数量的固体材料。当厘米大小的卵石沉降到中平面时，湍流通过垂直剪切和流动不稳定性发展。我们发现，当卵石与气体柱的密度比为0.01时，大致对应于太阳金属丰度，聚集是弱的，所以卵石密度很少超过气体密度。柱密度比加倍导致结块的急剧增加，特征颗粒密度超过气体密度的十倍，最大密度达到气体密度的几千倍。这是一致的未分层模拟的流不稳定性，显示出强烈的颗粒为主的流动聚集。这些团块很容易在引力作用下收缩成半径为100公里的相互作用的微行星。我们的研究结果表明，主恒星金属丰度和系外行星之间的相关性可能反映了行星形成的早期阶段。我们进一步推测，最初的低金属盘可以在气体扩散阶段的颗粒富集，导致后期爆发的星子形成。
2009-09-11 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
A self-consistent model for dust settling and the vertical shear instability in protoplanetary disks
本文提出一个半解析模型自洽地确定原行星盘中垂直尘埃分布与VSI驱动湍流强度，发现小颗粒存在稳定平衡分布，而大颗粒会导致失控沉降，解释了高度沉降的尘埃环。
2024-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Anatomy of an Unusual Edge-on Protoplanetary Disk I. Dust Settling in a Cold Disk
作为行星形成的最早阶段，质量大、光学厚度大、富含气体的原行星盘为恒星和行星形成的物理学研究提供了关键的见解。从侧面观察时，高分辨率图像提供了一个独特的机会来研究这些磁盘的径向和垂直结构，并将其与垂直沉降、径向漂移、晶粒生长和中平面温度变化联系起来。在这项工作中，我们提出了多历元的HST和凯克散射光图像，和ALMA 1.3毫米连续图的显着平坦的边缘上的原行星盘SSTC 2DJ 163131.2 -242627，年轻的太阳型恒星在$ρ$蛇夫座。我们在单独的MCMC运行模型的0.8 $μ$米和1.3毫米的图像，以调查的几何形状和尘埃属性的磁盘使用MCFOST辐射转移代码。在散射光中，我们对盘表面层中较小的尘埃颗粒很敏感，而亚毫米尘埃连续观测探测更接近盘中平面的较大颗粒。MCMC运行使用基于协方差的对数似然估计结合两个数据集是勉强成功的，这意味着我们的磁盘模型的复杂性不足。该盘的特点是一个喇叭形的盘模型，其外边缘呈指数锥形，几乎从边缘上看，尽管需要一定程度的灰尘沉降来重现垂直薄的轮廓和缺乏明显的喇叭形。一个比预期的更冷的磁盘中平面，尘埃沉降的证据，和残余的径向子结构都指向一个更复杂的径向密度分布，以探索未来，更高分辨率的观测。
2021-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Effects of scattering, temperature gradients, and settling on the derived dust properties of observed protoplanetary disks
已知原行星盘的毫米尘埃热辐射受散射的影响，使得对于光学厚盘，辐射相对于纯吸收情况减少，并且光谱指数可以达到低于2的值。后者也可以通过温度梯度来获得。使用简单的分析模型的辐射传输在薄板，我们量化的散射，垂直温度梯度，尘埃沉降的影响的几何薄面吸积盘周围的年轻恒星的发射和光谱指数。我们发现，在具有大半径（$ω_ν \gtrsim 0.6$）的垂直等温盘中，出射强度可以在$10^{-2}$和$10^{-1}$之间的光学深度处增加。我们发现，尘埃沉降有重要的影响，在光学厚制度的光谱指数，因为磁盘的排放主要是在磁盘的上层跟踪小尘埃颗粒。当尘埃表面密度大于$\sim$ 3.21 g cm $^{-2}$时，这些小颗粒的$λ= 870 \ μ$ m发射可以掩盖盘中面的大颗粒。最后，由于光谱能量分布的形状的变化，1.3 mm处的光学厚盘和尺寸在300 $μ$ m $< a_{\rm max} <$ 1 mm之间的晶粒具有7 mm的通量$\sim 60$，该通量比忽略散射时假设的从更高毫米频率的外推高。这种效应可以解释在几个磁盘中报告的$λ= 7$ mm处的过量发射。
2020-03-06 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
Dust Growth and Dynamics in Protoplanetary Nebulae: Implications for Opacity, Thermal Profile and Gravitational Instability
尽管尘埃对原行星盘总质量的贡献很小，但它通过控制星光的吸收来影响盘的温度。当颗粒从它们最初的ISM般的尺寸分布长大时，沉降会耗尽盘的上层灰尘，减少光学深度，冷却内部。在这里，我们调查的碰撞尘埃颗粒的生长和动力学的磁盘上的热和光学轮廓的效果，并探讨由晶粒生长和沉降引起的冷却可能导致引力不稳定性。我们开发了一个Monte Carlo尘埃碰撞模型与加权技术，并允许粒子的碰撞演变，通过坚持和破碎，以及垂直沉降和湍流混合。我们探索两个磁盘模型，MMEN（最小质量太阳系外星云），和一个“重”盘具有较高的表面密度比MMEN，并进行模拟恒定和空间可变的湍流效率剖面$α(R,z)$。然后，我们计算平均波长相关的不透明度的发展磁盘和执行辐射转移计算的温度分布$T(R,z)$。最后，我们计算的Toomre Q参数，磁盘的稳定性对自重的措施，为每个磁盘模型后，它达到了稳定状态的尘埃粒度分布。我们发现，即使是微弱的湍流可以保持亚微米大小的颗粒在磁盘的上层搅拌，影响其光学和热剖面，和大颗粒的增长在中平面可以使一个巨大的磁盘在毫米波长的光学厚度，使其难以计算的表面密度的尘埃可用于行星形成在内部磁盘。此外，对于一个最初的大规模磁盘，颗粒沉降和增长可以产生一个Toomre Q参数的下降，驱动磁盘$Q < 1.4$，并可能触发螺旋不稳定性。
2018-08-09 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
Analysis of the instability due to gas-dust friction in protoplanetary discs
本文研究了受线性轴对称扰动的气体圆盘中尘埃层的稳定性。然而，不考虑单一尺寸的颗粒，而是假设尘埃颗粒群由两种颗粒组成。尘埃颗粒通过拖曳力与气体交换动量，并考虑了它们的自引力。我们表明，存在两个晶粒尺寸可以提高效率的阻力驱动的不稳定性的原行星盘的线性增长。与第一粉尘相相比，具有小质量的第二粉尘相将减少生长时间尺度，甚至减少两倍或更多倍，特别是当其与气体的耦合较弱时。这意味着一旦形成一定数量的大尘埃颗粒，即使它比小尘埃颗粒小得多，尘埃层变得更加不稳定，尘埃结块加速。因此，在研究原行星盘中的尘埃聚集时，必须考虑到各种尺寸的尘埃颗粒的存在，因为那里既有大的尘埃颗粒，也有小的尘埃颗粒。
2015-12-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Dust settling and rings in the outer regions of protoplanetary discs subject to ambipolar diffusion
MHD湍流在原行星盘的尘埃动力学中起着至关重要的作用。它影响行星形成、垂直沉降，并且是最近由ALMA和SPHERE成像的大尺度轴对称结构（如环）的可能来源之一。在各种各样的MHD过程中，磁旋转不稳定性（MRI）引起了特别的兴趣，因为它提供了一个湍流源，并有可能将流动组织成径向结构。然而，盘的弱电离防止MRI被激发超过1 AU。T-Tauri圆盘中测量到的毫米级尘埃的强烈沉降也与基于理想MRI湍流的预测相矛盾。本文研究了非理想磁流体和风对尘埃动力学和沉降的影响。我们考虑一个弱电离等离子体的双极扩散表征光盘的外部区域（>1 AU）。为此，我们进行数值MHD模拟中的分层剪切盒，使用PLUTO代码。我们的模拟结果表明，毫米厘米尘埃垂直包含在一个非常薄的层，与典型的高度尺度~0.4 AU在30 AU，最近ALMA观测兼容。在水平方向上，颗粒被困在由双极扩散引起的压力最大值内，从而形成尘埃环。对于微米级的颗粒，尘埃和气体的尺度高度是相似的。在这种情况下，沉降不能用简单的一维扩散理论来解释，而是由MHD风和纬向流引起的大尺度二维环流引起的。总的来说，我们的研究结果表明，非理想的MHD效应和它们相关的风在塑造原行星盘中尘埃的径向和垂直分布方面起着重要作用。导致大量的吸积效率，非理想效应也是一个有前途的途径，以调和低湍流活动测量光盘与其相对较高的吸积率。
2018-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust properties and disk structure of evolved protoplanetary disks in Cep OB2: Grain growth, settling, gas and dust mass, and inside-out evolution
本文给出了Cep OB 2区34颗中低质量恒星的31个TTS和IRAM/1.3mm观测的Spitzer/IRS光谱。包括我们以前发表的数据，我们分析了56个TTS和3个中等质量的恒星在Tr 37（~ 400万年）和NGC 7160（~ 1200万年）的硅酸盐特征。硅酸盐发射特征很好地再现与无定形（橄榄石，镁橄榄石，和二氧化硅化学计量）和结晶颗粒（镁橄榄石，顽火辉石）的混合物。我们探索晶粒尺寸和磁盘结构使用辐射转移磁盘模型，发现大多数对象遭受了重大的演变（晶粒生长，沉降）。大约有一半的磁盘显示由内而外的演变，要么灰尘清除内孔或径向依赖的灰尘分布，通常有较大的颗粒和更多的沉淀在最里面的磁盘。典型的强硅酸盐的功能，但需要存在的小灰尘颗粒，并可以解释为根据颗粒大小，异常的灰尘分布，和/或光学薄的尘埃种群内磁盘间隙的差异沉降。M型恒星往往比K型天体有更弱的硅酸盐发射和更陡的SED。推断出的低尘埃质量与相对较高的气体吸积率形成强烈对比，表明全球颗粒生长和/或异常的气尘比。过渡盘（TD）在Cep OB 2区域显示强烈的加工颗粒，这表明它们主要是由尘埃演化和沉降。最后，罕见但引人注目的在年老时具有强烈吸积作用的盘的存在揭示了一些非常巨大的盘可能仍然存在于颗粒生长，引力不稳定和行星形成中。
2011-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Determining Dust Properties in Protoplanetary Disks: SED-derived Masses and Settling With ALMA
我们目前的光谱能量分布（SED）建模的338盘金牛座T星周围的11个恒星形成区，从$\sim$ 0.5至10万年的年龄。我们从我们的SED模型推断的磁盘质量通常比（亚）毫米调查报告的大1.5-5倍，对于更大质量的磁盘，差异通常更高。从（亚）毫米通量导出的质量依赖于假设盘在所有毫米波长下都是光学薄的，这可能导致盘质量被低估，因为观测到的通量对盘中的整个质量不敏感; SED模型没有做出这种假设，因此产生更高的质量。具有更多吸收材料的圆盘在给定波长下应该是光学上较厚的;当圆盘温度由恒星光度缩放时，这可能导致大质量恒星周围的圆盘存在更大的差异。我们还比较了不同恒星形成区域的盘质量和尘埃沉降程度，发现年轻区域的盘比老区域的盘质量更大，但尘埃沉降程度相似。总之，这些结果为“失踪”质量问题提供了潜在的部分解决方案：金牛座T恒星周围的圆盘可能确实有足够的材料形成行星系统，尽管以前的研究通过假设圆盘光学薄而低估了质量;这些行星系统也可能比以前的理论更早形成，因为重要的尘埃演化（即，沉降）在年轻的盘中已经很明显。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust dynamics and vertical settling in gravitoturbulent protoplanetary discs
引力不稳定性（GI）控制着年轻的大质量原行星盘的动力学。除了促进气体吸积到中央原恒星上，它还必须影响行星形成的过程：直接通过碎片化，间接通过小固体的湍流集中。为了理解后一个过程，必须确定这种湍流中的尘埃动力学。为此，我们进行了一系列耦合气体和尘埃的三维剪切盒模拟，包括气体的自重和扫描范围的斯托克斯数，从0.001到~0.2。首先，我们表明，垂直沉降的灰尘在中平面是显着阻碍gravitoturbulence，灰尘的尺度高度约0.6倍的气体尺度高度厘米颗粒。这是由于强烈的垂直扩散产生的（a）小尺度惯性波湍流喂养的GI螺旋波和（b）较大规模的垂直环流，自然伴随着螺旋。第二，我们表明，在R=50 AU浓度的事件，涉及亚米粒子和产生1阶尘埃气体比是罕见的，最后不到一个轨道。此外，灰尘浓度在3D中的效率低于2D模拟。我们的结论是，GI是不是特别容易动荡的尘埃颗粒的积累。最后，在模拟中测得的大灰尘尺度高度可以在未来与ALMA看到的边缘圆盘进行比较，从而帮助检测和表征真实系统中的GI。
2020-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Effects of Dust Evolution on the Vertical Shear Instability in the Outer Regions of Protoplanetary Disks
垂直切变不稳定性（VSI）是一种需要快速气体冷却的流体动力学不稳定性，并已被建议在原行星盘的外部区域运行。VSI驱动具有强烈垂直运动的湍流，这可以调节灰尘的生长和沉降。然而，灰尘的生长和沉降可以调节VSI，因为灰尘耗尽使得外部盘区域中的气体冷却效率低下，这些外部盘区域相对于其自身的热发射而言光学上较薄。在这项研究中，我们量化了这种潜在的稳定作用的灰尘演变的VSI的线性分析的基础上。我们构建了一个模型来计算冷却时间尺度，同时考虑到超过微米尺寸和尺寸依赖性沉降的灰尘生长。结合线性稳定性分析的模型，我们映射的区域VSI的操作，我们称之为VSI区，并估计在每个径向位置的最大增长率。我们发现，灰尘的增长，以及解决使VSI区更局限于周围的中平面。这导致增长率下降，因为旋转速度的垂直切变是不稳定性的来源，在较低的高度较弱。在我们默认的0.01太阳质量的圆盘模型中，从10微米到1毫米的尘埃增长会导致增长率下降10倍以上。抑制的VSI驱动的湍流尘埃演化可能会促进进一步的尘埃演化的外部区域，也解释了高度的尘埃沉降观察到的磁盘周围HL头。
2021-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-scattering in protoplanetary disks with dust settling
再发射通量的散射被认为至少部分地导致了在几个原行星盘的（亚）毫米波长范围内观测到的偏振。虽然散射产生的偏振程度高度依赖于尘埃模型，但早期研究这种机制依赖于尘埃的单一粒度和简单密度分布的假设。然而，在这种机制通常最有效的密集内部区域，已经证实存在尺寸从纳米到毫米的尘埃颗粒。此外，气体的存在迫使较大的晶粒垂直地朝向盘中平面迁移，从而在垂直方向上引入粉尘分离。使用偏振辐射转移模拟，我们分析了在350 $μ$米，850 $μ$米，1.3毫米和2毫米的散射光偏振的依赖性描述原行星盘的各种参数，包括尘埃颗粒沉降的影响。我们发现，不同的磁盘参数改变的偏振度主要是通过影响辐射场的各向异性，光学深度，或两者兼而有之。因此，仅从偏振测量直接推导出某些盘参数值是非常具有挑战性的。然而，假设一个高的尘埃粒子，它是可能的跟踪从光学厚光学薄盘区域的过渡。在大多数被认为是磁盘配置的极化程度低于观察发现，这意味着有必要重新审视模型，描述的尘埃属性和磁盘结构。
2020-07-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Nonlinear Evolution of the Unstratified Polydisperse Dust Settling Instability
本研究通过二维剪切箱模拟，发现无分层单分散尘埃沉降不稳定性（DSI）在非线性阶段产生高密度尘埃结构，可能导致聚集，而多分散DSI产生略低但相当的密度，表明DSI在星子形成中起重要作用。
2025-07-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modest dust settling in the IRAS04302+2247 Class I protoplanetary disk
本文通过 VLA 多波段观测和辐射转移建模，首次给出原行星盘毫米波尘埃标高下限，发现 IRAS04302+2247 盘处于尘埃沉降的中间演化阶段。
2023-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Consistent dust and gas models for protoplanetary disks. I. Disk shape, dust settling, opacities, and PAHs
我们提出了一套标准的假设II类和III类原行星盘，其中包括详细的连续辐射转移，气体和冰的热化学模型，以及线辐射转移从光学厘米波长的建模。我们提出了新的标准尘埃不透明度磁盘模型，我们提出了一个简化的处理多环芳烃足以重现多环芳烃排放功能，我们建议使用一个简单的处理尘埃沉降。我们粗略地调整参数，以获得一个模型，预测典型的II类T金牛星连续谱和线观测。我们系统地研究了每个模型参数（盘质量，盘的延伸和形状，尘埃沉降，尘埃大小和不透明度，气体/尘埃比等）的影响。在所有的连续谱和谱线观测上，特别是在SED、mm斜率、连续谱和发射谱线上，包括[OI] 63 μ m、高J CO谱线、（亚）mm CO同位素谱线和CO基本振转谱线。我们发现，演变的灰尘属性（大颗粒），往往需要适应SED，磁盘化学和加热/冷却平衡有重要的后果，导致更强的发射谱线一般。强尘埃沉降和失踪盘耀斑有类似的连续观测的影响，但对远红外气体发射谱线的影响相反。PAH分子可以屏蔽气体从恒星紫外线辐射，因为它们的强吸收和散射不透明度可以忽略不计。可观察到的毫米斜率的SED可以变得更加温和的情况下，冷盘中平面，我们经常发现在我们的金牛座T模型。我们建议使用强大的化学示踪剂的气体，如O，CO，和H2，作为额外的约束条件，以确定一些关键属性的磁盘，如磁盘的形状和质量，不透明度，和尘埃/气体比，同时拟合连续和线观测。
2015-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-scattering on large, porous grains in protoplanetary disks with dust settling
在亚毫米波段对原行星盘（PPD）的观测表明，偏振是由热辐射的散射引起的。大多数用来解释这些观测结果的尘埃模型都有主要的缺点：它们要么使用比尘埃演化模型预期的要小得多的颗粒，要么导致比观测到的更低的偏振。我们调查的尘埃颗粒孔隙度的偏振由于散射在亚毫米波长所产生的颗粒的尺寸高达毫米的影响，因为他们预计将存在于中平面的PPD。利用有效介质理论，我们计算了多孔尘埃的光学性质，并用它们来预测散射偏振的行为。随后，对带有多孔尘埃的PPD进行了辐射转移模拟，以分析光学深度结构的附加影响，从而分析多次散射事件和不均匀温度分布对偏振的影响。我们发现，多孔粉尘与约10%的中等填充因子相比，紧凑的颗粒增加极化。对于较高的颗粒孔隙率，即填充因子为1%或更低的颗粒，消光不透明度降低，具有恒定质量的盘的光学深度也降低。因此，非偏振的直接辐射占主导地位的散射通量，偏振迅速下降。即使模拟的极化高于致密颗粒的情况下，它仍然低于典型的观察值的正面磁盘。然而，当来自磁盘和尘埃演化理论的关键模型假设（例如尘埃沉降和毫米大小的尘埃颗粒）被丢弃时，极化可能会增加。然而，在倾斜圆盘的情况下，我们的参考模型能够实现约1%的偏振度，并且使用更高的圆盘质量，甚至比这更高。
2021-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
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
Strong clumping in global streaming instability simulations with a dusty fluid
研究用 FARGO3D 全局二维无压尘埃流体模拟检验流式不稳定性的成块与可观测性，发现 Z=0.02 时 20 轨内形成致密团块，但密度仅达 Hill 密度的 30%。
2025-03-04 astro-ph.EP
Disk Masses and Dust Evolution of Protoplanetary Disks Around Brown Dwarfs
我们提出了迄今为止最大的棕矮星（BD）原行星盘光谱能量分布模型的样本。我们从四个恒星形成区域：$ρ$蛇夫座，金牛座，狼疮和上天蝎座汇编了49个ALMA观测对象。研究不同年龄的多个区域使我们能够探测磁盘随时间的演变。具体来说，从我们的模型中，我们获得的尘埃颗粒大小，尘埃沉降和磁盘质量的值，我们比较这些参数如何在区域之间变化。我们发现，磁盘质量随着年龄的增长而减少。我们还发现了磁盘演化的证据（即，在所有四个区域都有明显的颗粒生长和尘埃沉降），这表明行星形成和盘演化可能在早期阶段就开始发生。我们通常发现这些盘包含的质量太少，无法形成行星伴侣，尽管我们不能排除行星形成可能已经发生。最后，我们研究了磁盘质量-主机质量的关系，并发现BD磁盘在很大程度上是一致的，与以前确定的关系，围绕金牛座T星的磁盘。
2021-06-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulence in protoplanetary disks: A systematic analysis of dust settling in 33 disks
本文首次对33个原行星盘进行统一分析，利用ALMA高分辨率观测和辐射转移建模约束尘埃垂直沉降与径向聚集，发现盘外部普遍沉降、约半数环存在强径向捕获，并据此估计湍流上限及有利于远距离行星核心形成的区域。
2025-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Toroidal vortices and the conglomeration of dust into rings in protoplanetary discs
我们确定了一个新的流体动力学的不稳定性原行星盘，可能会出现由于尘埃-气体比的变化，并可能导致尘埃颗粒在光盘内的浓度。不稳定性可能由于尘埃沉降而产生，这产生了垂直成分熵梯度。熵梯度驱动斜压不稳定性，能够产生环形气体涡旋，将尘埃聚集成环。这样的尘埃环可以通过尘埃的连续发射或散射光观察到。事实上，这种不稳定性可能为最近在年轻恒星HL Tau和TW Hya周围的圆盘中观察到的环提供了一种解释，这种环不依赖于原行星的清除。不稳定性也可能有更广泛的影响，可能有助于尘埃凝聚，改变更大的星子的径向迁移，并改变圆盘内的角动量传输。
2015-07-20 astro-ph.EP
Grain opacity and the bulk composition of extrasolar planets. II. An analytical model for the grain opacity in protoplanetary atmospheres
上下文本文研究了原行星大气中的颗粒不透明度kgr。这对行星质量-半径关系很重要，因为kgr影响低质量行星的H/He包层质量和巨行星的临界核心质量。目标。本研究的目的是推导出一个分析模型的k_gr方法。我们的模型是基于比较的时间尺度的微物理过程，如颗粒沉降在斯托克斯和爱泼斯坦制度，增长的布朗运动凝聚和差分沉降，颗粒蒸发，和颗粒平流由于信封收缩。有了这些时间尺度，我们得出了粒度，丰度和不透明度。结果我们发现，主要的增长过程是差异沉降。在这个区域中，k_gr具有简单的函数形式，并且在Epstein区域中被给出为27 Q/8 H rho，并且对于Stokes阻力被给出为2 Q/H rho。颗粒动力学导致一个典型的径向结构的k_gr与高ISM类值的顶层，但强烈的下降，在较深的部分，无颗粒的分子不透明度接管。结论.在协议与早期的结果，我们发现，k_gr是典型的远低于ISM。该方程还表明，较高的灰尘输入在顶层并没有强烈增加k_gr与两个重要的含义。首先，对于通过卵石形成的巨型行星核心，可能存在卵石由于烧蚀而增加大气中的颗粒输入的问题。这可能会增加k_gr，阻碍巨型行星形成。我们的研究表明，这种不利影响不应该发生。第二，恒星[Fe/H]越高，星子表面密度越大，这可能只有利于巨行星形成，而不会因为k_gr的增加而对巨行星形成产生不利影响，这证实了核吸积作用解释了[Fe/H]增大巨行星频率的结果。
2014-06-29 astro-ph.EP
Growing and Trapping Pebbles with Fragile Collisions of Particles in Protoplanetary Disks
最近的实验室实验表明，冰尘颗粒的破坏性碰撞发生的速度比以前认为的要低得多。当这些新的速度被认为是从尘埃演化模型的实验室实验，增长到卵石大小的原行星盘（PPD）是困难的。这可能与（亚）毫米观测相矛盾，并对星子和行星的形成提出挑战。我们调查所需的条件，在尘埃演化模型中的生长和捕获的PPDs卵石时，在整个磁盘的碎片化速度为1毫秒$^{-1}$。我们区分控制湍流速度，垂直搅拌，径向扩散和气体粘性演化的影响的参数，总是假设颗粒不能扩散速度（径向或垂直）比气体。为了形成卵石并产生有效的颗粒捕获，控制颗粒湍流速度的参数必须很小（$δ_t\lesssim10^{-4}$）。在这些情况下，垂直沉降可以限制卵石的形成，这也防止了颗粒捕获。因此，设置颗粒垂直沉降的参数必须是$δ_z<10^{-3}$。我们的研究结果表明，不同的颗粒和气体扩散参数的组合可以导致一个大的多样性毫米通量和尘埃盘半径。当卵石形成发生和捕获是有效的，间隙和环具有更高的对比度在毫米发射比在近红外。在无效捕获的情况下，在两个波长处也形成结构，从而在NIR中产生更深和更宽的间隙。我们的研究结果强调了获得气体和粒子扩散参数的观测约束以及短波长和长波长处的间隙特性的重要性，以更好地了解PPD的基本特征和在这些物体中观察到的结构的起源。
2020-11-27 astro-ph.EP
Dust Growth in Binary Systems: Inhibition of dust settling and growth in circumbinary discs
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Université Lyon 1, ENS de Lyon, CNRS, CRAL（里昂第一大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, The University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；LIRA, Observatoire de Paris, Universite PSL（巴黎天文台）
研究双星系统中盘的密度结构对尘埃增长的影响，通过流体动力学模拟探索伴星轨道，发现环绕双星盘内尘埃增长受扰，最大颗粒尺寸变小，而环绕恒星盘颗粒尺寸与孤立盘相似，大双星环绕双星盘行星形成具挑战性。
2026-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Toroidal vortices as a solution to the dust migration problem
在之前的一封信中，我们报道了尘埃在原行星盘中的沉降可能导致动力学尘埃气体不稳定性，从而产生全球环形涡旋。在这封信中，我们调查的尘埃原行星盘的两种不同的尘埃物种（1毫米和50厘米的尘埃颗粒），在不稳定性的存在下的演变。我们展示了如何环形涡，触发毫米颗粒与气体的相互作用，停止米级尘埃的径向迁移，可能提供一个自然和有效的解决方案的尘埃迁移问题。
2015-12-18 astro-ph.EP
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? III. Sedimentation driven coagulation inside the snow-line
本文研究了尘埃在原行星盘的一维垂直柱中沉降而引起的尘埃生长。从在盘SED中观察到的10微米特征可知，在盘的整个寿命期间，在盘气氛中存在小的微米尺寸的晶粒。我们希望解释这样的问题，如什么过程可以保持磁盘的大气尘埃的磁盘的寿命和粒子的属性如何改变作为一个函数的高度以上的中平面。我们使用Monte Carlo代码来跟踪颗粒的质量和孔隙度随时间的演化。所使用的碰撞模型是基于实验室实验上进行的灰尘聚集。由于实验无法涵盖所有可能的碰撞场景，我们模型的最大不确定性是我们必须执行的必要外推。我们同时解决了粒子的生长和运动。由于沉降和湍流混合，颗粒可以垂直移动。我们假设气体密度的垂直分布在时间上是固定的，并且只有固体成分演变。我们发现，所使用的碰撞模型强烈影响的质量和尺寸的颗粒。基于实验室实验的碰撞模型与假设在所有碰撞速度下粘附的模型相比大大减小了颗粒尺寸。我们发现，湍流参数α = 10^-2才能保持尘埃大气的尘埃状态，但如此强的湍流只能在中平面产生小颗粒，这对微行星形成模型不利。我们还看到，粒子在中平面较大，在圆盘的上层较小。在3-4个压力标度高度下，产生微米级颗粒。需要这些颗粒尺寸来解释磁盘SED的10微米特征。因此，湍流可能有助于将小尘埃颗粒保持在磁盘大气中。
2011-07-26 astro-ph.EP
Dead Zones as Thermal Barriers to Rapid Planetary Migration in Protoplanetary Disks
在气体原行星盘的标准模型中，行星迁移的速度非常快（$\sim 10^5$年），这会危及行星系的存在。我们提出了一个新的机制，显着减缓快速行星迁移，发现通过辐射转移计算的热结构的原行星盘照射其中心恒星。尘埃快速沉降在盘的死区--一个湍流非常小的区域--在它的外缘留下了一堵尘埃墙。我们发现，这个辐射壁的死区的回热产生了一个积极的磁盘温度梯度，作为一个热屏障行星迁移，持续磁盘的寿命。虽然我们详细分析了M星周围低质量盘中超级地球的迁移，但我们的研究结果可以应用于各种年轻的行星系。我们比较我们的研究结果与其他潜在的重要停止机制，并表明，有大的参数空间，死区很可能发挥最重要的作用，再现所观察到的质量周期关系在较长的行星周期。
2010-01-27 astro-ph.EP
The mid-IR water and silicate relation in protoplanetary disks
金牛座T星周围原行星盘的中红外水线的探测率为50%。模型已经确定了多个物理属性的磁盘，如灰尘与气体的质量比，灰尘大小的幂律分布，磁盘气体质量，磁盘内半径，磁盘规模的高度作为当前的检测率的潜在解释。我们寻找中红外水线通量和10~ $μ$ m硅酸盐特征强度之间的联系。我们分析了三种共混物中观测到的水线通量，并从Spitzer光谱计算了10~ $μ$ m硅酸盐特征强度。我们使用一系列已发表的模型，探索磁盘尘埃和气体的属性，以及不同恒星的影响。模型还表明，恒星光度的增加同时增强了这种尘埃特征和水线通量的强度。中红外线谱线与10~ $μ$ m硅酸盐没有相关性。我们的样品显示了在早期研究中注意到的无定形和结晶硅酸盐之间的峰值强度的相同差异，但是我们的模型不支持硅酸盐峰值强度的这种固有差异。我们的模型系列的个别属性无法再现最极端的观测结果，这表明需要更复杂的尘埃属性。对于标准模型，参数化沉降处方能够将峰值强度提高2倍。水线通量与粉尘的成分无关。在模型结果中看到的明显的规律性趋势在数据中被冲掉了，这是因为与我们的模型系列相比，恒星和盘的性质具有更大的多样性。中红外水线通量较弱的盘在10~au内气体贫化或尘埃增强。在气体耗尽盘的情况下，沉降产生非常强的10~ $μ$ m硅酸盐特征，具有强峰值强度。
2016-10-31 astro-ph.EP
Hydrodynamical simulations of the vertical shear instability with dynamic dust and cooling rates in protoplanetary disks
本研究通过原行星盘二维流体动力学模拟，探究垂直剪切不稳定性（VSI）与动态尘埃、冷却率的相互作用，发现三者可形成平衡厚尘埃层，平衡态依赖尘埃尺寸与尘气比，为原行星盘尘埃演化与星子形成研究提供新依据。
2025-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Introduction to Dust Evolution and Vertical Transport in Protoplanetary Disks
本教程介绍了原行星盘中尘埃演化与垂直传输的观测研究，阐述多波长空间分辨观测如何推断尘埃分布与性质，并描述推断不同示踪物尘埃性质及垂直高度的方法以助初学者入门。
2025-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
A Self-Consistent Reduced Model for Dusty Magnetorotationally Unstable Discs
分析了原行星盘中尘埃沉降与磁旋转不稳定性（MRI）湍流的相互作用。我们使用一个简化的耦合常微分方程系统来表示颗粒扩散和抑制MRI之间的相互作用。耦合方程的形式为湍流的Landau方程和扩散的Fokker-Planck方程。磁粒相互作用可能是最相关的外边缘附近的磁盘的静止，或“死”区。沉降在中平面附近最明显，在中平面处，高粉尘浓度可以自洽地抑制MRI。然而，在某些条件下，谷物可以到达高海拔地区，这是一些观察兴趣的结果。最后，我们证明了平衡解是线性稳定的。
2012-03-08 astro-ph.EP
Turbulent-diffusion Mediated CO Depletion in Weakly Turbulent Protoplanetary disks
挥发分，特别是CO，是原行星盘（PPD）的重要气体示踪剂。冻结和升华过程决定了它们在气相和固相之间的划分，这既影响了哪些盘区域可以被哪些挥发物追踪，也影响了行星的形成和组成。最近，多条证据表明，CO基本上是耗尽的天然气在外部地区的PPD。在这封信中，我们表明，在外部PPD的气体动力学有利于挥发性耗尽通过一种机制，我们称之为“失控冻结”。使用一个简单的一维模型，结合灰尘沉降，湍流扩散的灰尘和挥发物，以及挥发性的冻结/升华过程，我们表明，只要在冷的中平面的湍流是足够弱，让大多数的小颗粒解决，CO在温暖的表面层可以被恶意混合到中平面区域和耗尽冻结。耗尽的水平敏感地依赖于盘湍流的水平。根据最近的磁盘模拟，提出了分层的湍流轮廓非常弱的中平面湍流和强烈的湍流在磁盘表面，CO和其他挥发物可以有效地耗尽了几个超过百万年的时间尺度的一个因素。
2016-12-23 astro-ph.EP
The infrared line-emitting regions of T Tauri protoplanetary disks
斯皮策太空望远镜探测到的中红外分子线发射通常用平板模型来解释。然而，我们需要了解2D磁盘模型中的中红外线发射，这样我们就可以获得关于线从哪里发射以及在什么条件下发射的信息，这样我们就可以获得关于径向和垂直方向上的数量密度，温度和光学深度的信息。在本文中，我们介绍了一系列的二维热化学模型的一个原型金牛座T原行星盘，以检查如何敏感的线发射区的变化，在紫外线和X射线通量，磁盘耀斑角，尘埃沉降，和尘埃气体比。这些都影响了内盘的加热，因此会影响中红外谱线。使用ProDiMo和FLiTs代码，我们产生了一系列的二维热化学盘模型。我们发现，往往有一个显着的气体和尘埃的温度之间的差异线发射区域，我们说明，线发射区域的大小是相对稳健的恒星和磁盘参数的变化（即，紫外线和X射线通量，耀斑角，尘埃沉降）。这些结果表明，潜在的本地化的变化线发射区域，大大影响所得的光谱和线通量，并允许在我们的模型中的这种变化的必要性。
2019-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
