Observability of the Vertical Shear Instability in protoplanetary disk CO kinematics
上下文原行星盘中气体的动力学和湍流运动对它们的演化至关重要，并影响行星形成。最近的观测表明，在圆盘的外部区域有微弱的湍流。然而，在这些外部区域的湍流的物理机制仍然不确定。垂直剪切不稳定性（VSI）是一种很有前途的产生湍流的机制。目标。我们的目的是研究气体速度结构的可观测性VSI通过CO运动学与ALMA。方法.我们进行全球三维流体动力学模拟的VSI不稳定盘。我们用辐射转移计算对模拟结果进行了后处理，并对CO转动发射谱线进行了综合预测。接下来，我们计算视线速度图，以及它与子开普勒平衡解的偏差。我们探索的可检测性的VSI通过识别运动学签名，使用现实的模拟观测。结果我们对VSI的3D模拟非常详细地显示了气体的稳态动力学。从速度结构我们推断出湍流应力值为$α_{rϕ}=1.4 \times 10^{-4}$。在大尺度上，我们观察到的速度偏差为50米秒$^{-1}$轴对称环。我们找到了最佳条件在$i \lesssim 20^{\circ}$跟踪的VSI的运动学结构。我们发现，目前的诊断约束气体湍流的非热加宽的线发射不适用于各向异性VSI湍流。结论.利用ALMA可以检测VSI产生的运动学特征。观测包括一个扩展的天线配置与最高的光谱分辨率相结合，需要强大的检测。大规模的速度扰动的表征是必要的，以约束气体观测的VSI产生的湍流水平。
2021-06-02 astro-ph.EP
Vortex Formation and Survival in Protoplanetary Disks subject to Vertical Shear Instability
ALMA观测到的几个原行星盘显示尘埃浓度与巨大漩涡中的粒子捕获一致。涡旋的形成和生存对于行星形成是非常重要的，因为涡旋起到了粒子陷阱的作用，因此是星子形成的首选位置。最近的研究表明，垂直剪切不稳定性（VSI）能够在原行星盘中产生湍流和小涡旋，这些原行星盘具有适当的径向和垂直分层，并且在足够短的时间尺度上具有热弛豫。但由于盘的方位角仅限于$Δϕ\leq π/2$，盘的方位角延伸的影响往往被忽略。我们的目标是研究盘的方位角范围对原行星盘长期演化的影响以及大涡旋形成的可能性。为此，我们进行3维模拟高达1000个本地轨道使用不同的值$Δϕ= π/2 $到$2π$ VSI在磁盘上具有规定的径向密度和温度梯度冷却短的时间尺度。我们发现VSI能够形成大的漩涡，可以存在至少几百个轨道的模拟覆盖一个磁盘与$Δϕ\geq π$。这表明VSI能够形成涡流或至少通过二次不稳定性（例如Rossby波不稳定性或Kelvin Helmholtz不稳定性）触发涡流形成。
2018-07-17 astro-ph.EP
The vertical shear instability in poorly ionised, magnetized protoplanetary discs
原行星盘在其自转剖面中应表现出弱的垂直变化。通常这种“垂直切变”是由中心恒星辐射场驱动的斜压效应引起的，但也可能在磁离心风的发射过程中出现。因此，原行星盘会受到流体动力学不稳定性的影响，即“垂直剪切不稳定性”（VSI），其分解为湍流可能会传输适量的角动量，并促进或干扰行星形成的过程。然而，磁场可以直接通过磁张力或间接通过磁旋转湍流来抑制VSI。另一方面，原行星盘的电离率极低，如果非理想效应足够显著，可能会拯救VSI。在本文中，我们开发了一个本地的线性理论，探讨如何非理想的MHD影响的VSI，同时还推出额外的扩散剪切不稳定性。我们推导出一套分析标准，建立时的VSI盛行，然后展示它如何可以应用到一个现实的全球模型的原行星盘。我们的计算表明，在~ 10天文单位内，VSI在盘的主体中出现应该没有什么麻烦，但在盘的上部区域，它的出现敏感地取决于占优势的尘埃颗粒的大小。
2022-01-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Two saturated states of the vertical shear instability in protoplanetary disks with vertically varying cooling times
原行星盘中的湍流在尘埃演化和星子形成中起着重要作用。垂直剪切不稳定性（VSI）是一种能够在盘外区域产生湍流的流体动力学机制。VSI除了垂直剪切之外还需要快速气体冷却。线性稳定性分析表明，VSI可能不会在气体冷却效率低下的中板周围工作。在这项研究中，我们调查的非线性结果的VSI在磁盘与线性VSI稳定的中平面区域。我们进行二维的全球流体动力学模拟的轴对称磁盘与垂直变化的冷却时间。垂直冷却时间曲线确定线性VSI稳定的中平面层和中平面上方和下方的不稳定层的厚度。我们发现，在非线性饱和状态下，中平面稳定层的厚度决定了VSI驱动湍流的垂直结构。我们确定了两种类型的最终饱和状态：（1）T状态，其特征在于垂直湍流运动渗透到VSI稳定的中面层和（2）pT状态，其特征在于湍流运动局限在不稳定层。当中平面VSI稳定层厚于两个气体刻度高度时，实现pT状态。我们还发现，当位于中平面上方和下方的VSI不稳定区域薄于两个气体尺度高度时，在所有高度处，VSI驱动的湍流都在很大程度上被抑制。我们提出的经验公式，预测VSI驱动的湍流的强度作为不稳定和稳定层的厚度的函数。这些公式将有助于研究如何VSI驱动的湍流和尘埃颗粒控制磁盘冷却效率同时演变。
2022-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vortex formation in protoplanetary discs induced by the vertical shear instability
我们提出了理想化的原行星盘的二维和三维流体动力学模拟的结果，检查涡的形成和演变的垂直剪切不稳定性（VSI）。在最近的工作，我们发现，光盘径向下降的温度分布和短的热弛豫时间尺度，受到轴对称VSI。在三维空间中，由此产生的速度扰动引起准轴对称位涡扰动，这种扰动以一种让人想起Rossby波不稳定性的方式分裂成离散涡。具有非常短的热演化时间尺度（即τ<0.1的局部轨道周期）的盘发展出强烈的涡度扰动，这些涡度扰动卷起成具有小纵横比（χ<2）和短寿命（~几个轨道）的涡。更长的热时间尺度产生具有更大纵横比（6<x <10）的涡旋，以及取决于熵梯度的寿命。急剧下降的熵分布导致涡旋寿命超过数百个轨道周期的模拟运行时间。涡的寿命在光盘与积极或弱减熵剖面短得多，是10秒的轨道在最多，这表明亚临界斜压不稳定性起着重要的作用，在维持涡对破坏通过椭圆形不稳定。应用到原行星盘的外部区域，其中VSI是最有可能发生的，我们的研究结果表明，涡形成的VSI可能是短暂的结构。
2016-01-08 astro-ph.EP
On the Vertical Shear Instability in Magnetized Protoplanetary Disks
垂直剪切不稳定性是辐照后原行星盘中的一种强烈现象。虽然有大量的文献在流体动力学极限的VSI，PPD预计被磁化，其极低的电离分数意味着，非理想的磁流体动力学（MHD）的影响，应适当考虑。为此，我们提出了线性分析的VSI磁化磁盘欧姆电阻率。我们主要考虑环形磁场，这是可能占主导地位的领域的几何形状在PPD。我们进行垂直全球和径向局部分析，以捕捉扩展的垂直结构的特征VSI模式。为了研究磁性的影响，我们使用了局部等温状态方程。我们发现，磁性提供了一个稳定的效果，以抑制VSI，表面模式，而不是身体模式，是第一个消失的磁化强度增加。减弱的VSI模式可以恢复欧姆电阻率，其中足够的磁扩散克服磁稳定，并恢复流体动力学结果。我们还简要地考虑极向场占磁旋转不稳定性（MRI），这可能会发展对表面层的PPD的外部。与VSI相反，MRI在小径向波数下有效地生长。当考虑电阻率时，我们发现VSI在等离子体β参数$β_Z \sim 10^4$下对欧姆Elsässer数$\lesssim 0.09$占主导地位。
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrodynamic turbulence in disks with embedded planets
垂直剪切不稳定性（VSI）是一种流体动力学湍流的来源，可以驱动原行星盘中剧烈的垂直混合和中等水平的吸积，并且在不久的将来可以观察到。利用高分辨率三维流体动力学数值模拟，我们模拟了有和没有嵌入行星的原行星盘中VSI的行为。然后，我们测量其吸积和混合能力，通过比较完整的雷诺应力，其中包括非轴对称的功能，如螺旋臂和涡流的贡献，雷诺应力由于方位平均速度场，这可以归因于良好的近似VSI。我们验证了VSI可以有助于吸积应力，并表明，根据磁盘条件，嵌入式行星可以共存或抑制VSI湍流应力。具体来说，行星或行星产生的涡旋所产生的螺旋激波会干扰行星附近的VSI，而不稳定性会在距离行星或涡旋足够远的地方恢复。我们的研究结果表明，VSI签名的意见是不太可能在磁盘包含大量的，非轴对称的功能。
2022-12-20 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
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
The Sandwich Mode for Vertical Shear Instability in Protoplanetary Disks
湍流对原行星盘（PPD）中气体和尘埃的演化有着深刻的影响，从驱动尘埃颗粒的碰撞和扩散，到卵石在巨涡中的聚集，从而促进星子的形成。垂直剪切不稳定性（VSI）是一种流体动力学机制，如果局部热弛豫速率足够高，则在PPD中起作用。然而，以往的VSI研究依赖于恒定冷却速率的假设，或者忽略了气体粒子和尘埃颗粒之间有限的耦合时间。在这里，我们提出的流体动力学模拟的PPD与PLUTO代码，其中包括一个更现实的热弛豫处方，这使我们能够研究的VSI在光学厚和光学薄的部分考虑热尘埃-气体耦合的磁盘的结果。我们表明，即使在我们的二维和三维模拟的PPD的光学厚的内部区域的VSI引起湍流。高层大气中尘埃和气体粒子的碰撞解耦以及相应的低效率的热弛豫速率导致VSI湍流的阻尼。在我们的三维模拟中形成了长寿命的反气旋涡旋。这些结构出现在VSI活跃层中的湍流，持续数百个轨道，并在湍流区域的整个范围内垂直延伸。我们得出的结论是，VSI会导致湍流并在距离磁盘中平面的$\pm$ 3压力刻度高度内形成长期尘埃陷阱
2021-07-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vertical Shear Instability with Partially Reflecting Boundary Conditions
本研究拓展了垂直剪切不稳定性（VSI）的边界条件研究，通过数值分析发现部分反射边界条件下高阶体模、非轴对称模式的增长率会受出射波分量及方位角波数影响，且上下表面边界差异会引发非对称模式，为原行星盘行星演化研究提供参考。
2024-09-12 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
Vertical Shear Instability in Thermally-Stratified Protoplanetary Disks: I. A Linear Stability Analysis
本研究针对热分层原行星盘的垂直剪切不稳定性开展线性稳定性分析，揭示了表面模与体模的分岔特性、生长规律及热分层的增强作用，为理解原行星盘湍流演化提供了理论依据。
2024-12-13 astro-ph.EP
Razor-thin dust layers in protoplanetary disks: Limits on the vertical shear instability
内容：阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）最近的观测表明，在毫米波波长下观测到的大型尘埃聚集体沉降到中平面，形成非常薄的一层。目的：我们打算找出如果这些层的几何薄的证据对垂直剪切不稳定性（VSI）在这些磁盘中操作。方法：采用局部等温状态方程对原行星盘进行流体动力学模拟，使VSI充分发展。我们撒上灰尘颗粒，并跟踪它们的运动，因为它们被VSI搅动。我们确定的晶粒尺寸的层变得足够薄的几何与ALMA观察一致。然后，我们验证了，如果有这些晶粒尺寸，它仍然有可能在毫米波长下产生一个中等光学厚度的层，正如观察似乎表明的那样。结果如下：我们发现，即使是非常大的尘埃聚集体的斯托克斯数接近1得到搅拌以上的中平面相对较大的高度的VSI，这是在观察到的几何薄冲突。对于斯托克斯数超过1的大颗粒，可以使该层保持薄，但我们表明，很难使尘埃层在ALMA波长下光学厚（例如，τ（1.3mm）>=1）。结论：我们的结论是，原行星盘与几何薄的中面尘埃层不能VSI不稳定，至少不会下降到磁盘中面。抑制VSI的解释包括减少负责磁盘辐射冷却的小尘埃颗粒的尘埃与气体的比率。将小晶粒减少10至100倍足以使VSI淬火。这种减少在尘埃增长模型中是合理的，并且仍然与光学和红外波长的观测结果一致。
2022-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Just a Phase? Weakening Vertical Shear Instability Explains Class II Disk Morphologies: Simulations with dust coagulation, sedimentation, thermal relaxation, and backreaction
Flatiron Institute（平顿研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Stony Brook University（石溪大学）
模拟表明，考虑尘埃凝聚、沉降和热适应后，VSI减弱，可解释Class II盘的薄盘形态，且VSI可能仅限于Class I阶段。
2026-10-07 astro-ph.EP
The vertical shear instability in protoplanetary discs as an outwardly travelling wave. I. Linear theory
本文重新审视原行星盘中垂直剪切不稳定性的全局线性理论，聚焦其作为向外传播的行进惯性波，发展定量理论解释波的放大机制，并与原地非线性增长的小尺度扰动对比。
2025-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vertical Shear Instability in Thermally-Stratified Protoplanetary Disks: II. Hydrodynamic Simulations and Observability
本研究通过三维流体动力学模拟发现，热分层原行星盘中的垂直剪切不稳定性（VSI）湍流强度远高于等温盘，其产生的速度残差扰动形态和可观测性随盘倾角、热分层程度及示踪剂光学深度变化。
2024-12-13 astro-ph.EP
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks II. Secondary instabilities and stability regions
本文研究了受辐射原行星盘轴对称辐射流体模拟中寄生在垂直剪切不稳定性（VSI）上的次级不稳定性，发现斜压扭矩与VSI模式相互作用触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性等机制导致VSI饱和，并构建稳定图表明盘表面层可存在VSI不稳定。
2023-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
Dust Settling and Clumping in MRI Turbulent Outer Protoplanetary Disks
星子的形成是行星形成中一个关键但知之甚少的过程。人们普遍认为，星子的形成是尘埃通过流动不稳定性（SI）聚集的结果。然而，最近的分析和数值研究表明，SI可以阻尼或抑制外部湍流，至少原行星盘的外部区域可能是弱湍流由于磁旋转不稳定性（MRI）。我们进行高分辨率的局部剪切盒模拟混合粒子-气体磁流体动力学（MHD），将双极扩散作为主要的非理想MHD效应，适用于外盘区域。我们首先表明，尘埃反作用增强尘埃沉降向中平面减少湍流相关时间。在中等水平的MRI湍流，我们发现，灰尘结块实际上是更容易比传统的SI的情况下，在这个意义上的固体丰度的阈值结块是较低的。尘埃聚集的关键是尘埃的反作用和局部压力极大值的存在，在我们的工作中，这是由MRI纬向流克服背景压力梯度形成的。总体而言，我们的研究结果支持星子形成的MRI湍流外原行星盘，特别是在环状的子结构。
2021-10-29 astro-ph.EP
Hydrodynamical simulations of protoplanetary disks including irradiation of stellar photons. I. Resolution study for Vertical Shear Instability (VSI)
近年来，流体动力学（HD）模型已成为描述原行星盘中气体运动学的重要模型，特别是与光蒸发和/或磁驱动风模型相结合。我们专注于诊断垂直范围的VSI在203细胞每刻度高度和暗示在什么分辨率每刻度高度，我们获得收敛。最后，我们确定的区域，EUV，FUV和X射线是占主导地位的磁盘。我们使用PLUTO代码进行全球HD模拟。我们采用了一个全球等温吸积盘装置，2.5维（2维，3个组件），其中包括一个径向域从0.5到5.0和一个近似完整的径向扩展。我们将每个刻度高度50个单元确定为解决VSI的下限。对于更高的分辨率，大于50个细胞每刻度高度，我们观察到的动能的饱和水平的收敛。我们还能够识别“主体”模式的增长，具有更高的增长率以获得更高的分辨率。在70个局部轨道之后达到完全能量饱和和湍流稳定状态。我们确定的EUV加热区域的位置定义的径向柱密度为10 $^{19}$ cm $^{-2}$位于$H_\mathrm{R}\sim9.7$，和FUV/X射线加热的边界层定义的10 $^{22}$ cm $^{-2}$位于$H_\mathrm{R}\sim6.2$，有必要引入热大气的需要。我们首次报道了在r-Z平面上大尺度垂直速度运动的特征层之间存在小尺度涡旋。这样的涡流可能导致粉尘集中，促进晶粒生长。我们的研究结果突出了重要性，结合光蒸发过程在未来的高分辨率研究的湍流和吸积过程中的磁盘。
2020-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mapping the Conditions for Hydrodynamic Instability on Steady State Accretion Models of Protoplanetary Disks
年轻恒星周围的流体动力学不稳定性取决于盘的热力学分层和局部热弛豫速率。在这里，我们映射的空间范围的不稳定区域的垂直切变不稳定（VSI），对流超稳定（COS），并通过亚临界斜压不稳定（SBI）涡的放大。我们使用稳态吸积盘模型，包括恒星辐射、吸积加热和辐射转移。我们确定的本地径向和垂直分层和热弛豫率在磁盘中，依赖于恒星质量，磁盘质量和质量吸积率。我们发现，被动区域的磁盘-即辐射为主的中平面温度-COS不稳定约一个压力标度的高度以上的中平面和VSI不稳定的半径$> 10 \, \text{au}$。通过SBI的涡流放大应该在主动盘和被动盘的大部分部分中操作。对于盘的活动部分（吸积功率决定的中平面温度），COS可以变得活动到中平面。由于内部加热盘的垂直绝热分层，VSI也是如此。如果流体不稳定性或其他非理想的MHD过程能够产生$α$ -应力（$> 10^{-5}$），释放的吸积能量导致盘的内部加热，流体动力学不稳定性很可能在年轻恒星周围的盘中的行星形成区的重要部分起作用，驱动气体吸积和流动结构的形成。因此，流体不稳定性是可行的候选人，以解释与ALMA和VLT观察到的环和涡。
2019-02-03 astro-ph.EP
Gas and dust dynamics in starlight-heated protoplanetary disks
原行星盘电离态的理论模型表明，存在大面积的低电离和气体与磁场之间的弱耦合。在这种情况下，流体动力学不稳定性可能变得重要。在这项工作中，我们研究的气体和尘埃的结构和动力学的一个典型的金牛座T系统的垂直剪切不稳定性（VSI）的影响下。我们使用全球三维辐射流体动力学模拟覆盖所有$360^\circ$的方位角嵌入颗粒的0.1和1毫米的大小，进化为400轨道。恒星辐射加热包括0.1- 10- $μ$ m大小尘埃的不透明度。饱和VSI紊流产生的应力-压力比为$α\simeq 10^{-4}$。$α$的值在30天文单位内最低，在那里热弛豫相对于轨道周期较慢，接近VSI截止的速率。$α$从20 ~ 30 au的升高引起35 au附近面密度的下降，导致Rossby波不稳定性，并产生一个半径约为4 au，方位角约为40 au的稳定的长寿命涡旋。我们的研究结果证实了以前的研究结果，mm尺寸的颗粒强烈垂直混合的VSI。1 mm颗粒的尺度高宽比为0.037，远高于HL~Tau系统毫米波观测的$H/r=0.007$值。测量的纵横比与非理想MHD模型拟合较好。在我们的VSI湍流模型中，mm颗粒径向向内漂移，许多颗粒被捕获并集中在涡流内。湍流诱导的速度分散$\sim 12$ ~m/s的mm颗粒，表明颗粒之间的碰撞可能导致破碎。
2020-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks I. Angular momentum transport and turbulent heating
本研究通过高分辨率双矩辐射流体动力学模拟，发现小颗粒耗尽时垂直剪切不稳定性（VSI）在盘表面运作而中面受抑，其角动量混合主要为轴对称，且湍流加热导致的温度升高极其微小。
2023-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
The dynamics of inner dead-zone boundaries in protoplanetary disks
在原行星盘中，MRI湍流（“活跃”）和MRI静止（“死亡”）区之间的内部径向边界在盘演化模型和某些行星形成情景中起着重要作用。实际上，这个边界并不明确：被动盘中恒星的热加热产生的过渡半径接近恒星（<0.1 au），而如果盘已经是MRI活跃的，它可以自洽地保持必要的温度，直到大约1 au的过渡半径。此外，界面可能不是静态的;它可能是高度波动的或不稳定的。在本文中，我们研究了一个简化模型的动态的活动/死区接口，模仿一个真正的磁盘系统的几个重要方面。我们发现，MRI过渡前线向内传播（“死前”抑制MRI），如果他们最初在较大的过渡半径，或向外传播（“活跃的前线”点燃MRI），如果从较小的过渡半径开始。在这两种情况下，前失速在一个明确定义的中间半径，在那里它保持在准静力平衡。我们认为，正是这个新的，中间失速半径的功能作为真正的边界之间的活动区和死区的原行星盘。这些动力学很可能与变量吸积的观测有关，例如FU Ori爆发，以及那些需要在死/活界面积累固体物质的行星形成理论。
2012-08-21 astro-ph.EP
Substructures Induced by Dust Drag in Protoplanetary Disks
Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Ruprecht-Karls-Universität Heidelberg（海德堡大学）；Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学）
研究通过二维模拟探讨了尘埃流体不稳定性（SI）和垂直剪切不稳定性（VSI）对尘埃分布的影响，发现高金属licity和中等粘性条件下尘埃呈现独特的穿梭状亚结构，表明内在气体-尘埃相互作用可生成显著尘埃亚结构。
2026-04-24 astro-ph.EP
Vertical shear instability with dust evolution and consistent cooling times. On the importance of the initial dust distribution
该研究通过含尘埃演化的原行星盘流体动力学模拟发现，垂直剪切不稳定性的产生依赖初始尘埃尺寸与分布，一旦形成可在长时标维持，大颗粒初始条件下外盘无该不稳定性湍流。
2024-06-14 astro-ph.EP
Dust Transport in MRI Turbulent Disks: Ideal and Non-ideal MHD with Ambipolar Diffusion
本文利用包含拉格朗日尘埃粒子的三维全球非分层磁流体动力学（MHD）模拟研究了尘埃在湍流原行星盘中的输运。湍流是由磁旋转不稳定性（MRI）与理想或非理想的MHD，包括双极扩散（AD）。在理想的MHD模拟中，表面密度的演变（除了漂移最快的尘埃），湍流扩散，和垂直尺度的尘埃高度都可以通过简单的一维和/或解析模型再现。然而，在AD主导的模拟超过10秒的AU的原行星盘的模拟中，灰尘的垂直尺度高度比以前预测的要大。为了更详细地理解这种异常，我们用拉格朗日粒子进行了非分层和分层的局部剪切盒模拟，发现AD主导盘中的湍流具有非常不同的性质（例如，时间自相关函数和功率谱）比湍流在理想的MHD磁盘，这导致相当不同的粒子扩散效率。例如，具有AD的MRI湍流具有较长的垂直速度相关时间，这导致显著的垂直颗粒扩散和较大的灰尘尺度高度。在理想MHD中，径向和垂向湍流扩散的Schmidt数（$Sc$）分别为$Sc_{r}\sim 1$和$Sc_{z}\gtrsim 3$，而在AD占优区，$Sc_{r}$和$Sc_{z}$均为$\lesssim 1$。本文还研究了由磁共振湍流引起的压力脉动中的颗粒浓度。由于非理想MHD效应在原行星盘的大部分区域占主导地位，我们的研究表明，模拟非理想MHD效应驱动的湍流中的尘埃输运的MRI是重要的了解现实原行星盘中的尘埃输运。
2014-12-18 astro-ph.EP
Self-organisation in protoplanetary disks: global, non-stratified Hall-MHD simulations
最近的观测揭示了原行星盘中有组织的结构，如轴对称环或马蹄形浓度，使人联想到大尺度涡旋。这些结构通常被解释为行星盘相互作用的结果。然而，这些磁盘也被认为是不稳定的磁旋转不稳定性（MRI），这被认为是在这些对象的主要角动量传输机制之一。因此，人们自然会问，MRI本身是否可以在不调用行星的情况下产生这些结构。MRI的非线性演化受到原行星盘中低电离分数的强烈影响。特别是霍尔效应，它在这些物体的密集和弱电离部分中占主导地位，已经被证明在剪切盒模拟中自发地驱动自组织流动。在这里，我们调查的全球MRI不稳定盘模型的行为占主导地位的霍尔效应和闪烁的动态。我们进行三维非分层霍尔MHD模拟开普勒磁盘的霍尔，欧姆和双极Elsasser数的范围很广。我们确认的过渡从一个动荡的一个有组织的状态的霍尔效应的强度增加。我们观察到带状流的形成，其数量取决于可用的磁通量和霍尔效应的强度。对于中等霍尔强度，流动自组织成长寿的磁化涡流。在我们已经探讨过的参数范围内，无论是环形场的加入，还是欧姆扩散或双极扩散，都不会彻底改变这幅图像。证明了这些结构在这种配置中捕获灰尘颗粒的能力。我们的结论是霍尔-MRI驱动的组织是一个合理的方案，可以解释在最近的观察中发现的一些结构。
2016-03-08 astro-ph.EP
Radiation Hydrodynamical Turbulence In Protoplanetary Disks: Numerical Models and Observational Constraints
行星诞生于原恒星盘中，现在观测到的分辨率足以解决内部气体流动的问题。驱动气流的候选者包括磁力，但电离状态估计表明，大部分气体质量来自磁场。因此，流体动力学不稳定性可能起主要作用。我们调查磁盘动力学条件下的典型的金牛座T系统，使用全球三维辐射流体动力学模拟嵌入式粒子和分辨率为70个细胞每尺度高度。恒星辐射加热包括真实的尘埃不透明度。圆盘开始于辐射平衡和流体静力平衡。垂直剪切不稳定性（VSI）发展成湍流，持续到至少1600个内轨道（143个外轨道）。湍流速度是中平面处局部声速的百分之几，在日冕中增加到20%，或100 m/s。这些是一致的，最近的上限湍流速度从光学薄和厚的分子线观测TW Hya和HD 163296。由VSI引起的主要垂直运动有效地将颗粒向上提升。尺寸为0.1和1 mm的颗粒达到的刻度高度大于各向同性湍流中的预期高度。我们的结论是，虽然从分子线发射的运动学约束不直接区分磁性和非磁性磁盘模型，在HL头和HD 163296中测量的小尘埃尺度高度有利于湍流磁模型，达到较低的垂直动能密度比的吸积应力。
2017-10-16 astro-ph.EP
Viscous Instability Triggered by Layered Accretion in Protoplanetary Disks
当磁旋转不稳定性（MRI）激发圆盘湍流时，层吸积是原行星盘中不可避免的成分之一。在吸积，磁盘表面的磁共振成像充分运作有一个高的磁盘吸积率（$\dot{M}$）的值，而磁盘中平面的磁共振成像一般淬火结束了一个低的值$\dot{M}$。最近，一些专门的MHD模拟在理解MRI方面取得了重大进展，这需要改进一维磁盘模型中$α$的经典处理。为此，我们得到了一个新的表达式$α$通过利用一个经验公式，这是来自最近的MHD模拟分层盘欧姆扩散。有趣的是，这个新的公式可以被看作是经典的$α$的一般扩展。利用新的$α$方法，我们对经历分层吸积的原行星盘进行了线性稳定性分析，发现在死区的外缘附近会发生粘性不稳定性。在使用经典的$α$时，温度变得稳定。我们确定的差异产生于$Σ-$依赖的$\dot{M}$，而$Σ$是唯一确定的一个给定值的$\dot{M}$在经典的方法，新的方法导致$\dot{M}$，这是一个多值函数的$Σ$。我们确认我们的发现，通过探索参数空间，以及通过执行1D，粘性演化的磁盘。最后，我们讨论其他非理想的MHD效应，不包括在我们的分析，但可能会影响我们的结果。
2015-11-09 astro-ph.EP
Linear stability of magnetized massive protoplanetary disks
磁旋转不稳定性（MRI）和引力不稳定性（GI）是吸积盘中湍流角动量输运的两条主要途径。原行星盘可能会发展出这两种物质。本文旨在从稳定性的基本问题出发，重新激发人们对磁化大质量原行星盘研究的兴趣。数值计算了自引力、均匀磁化、差动旋转的三维分层圆盘在轴对称扰动下的局部线性稳定性。该公式包括电阻率。结果发现，减少磁盘厚度的自重可以降低MRI的增长率，MRI成为全球在垂直方向上，MRI模式与小的径向长度尺度是稳定的。在一个强自引力的多方盘中，多方指数为$Γ=1$的最大垂直场强估计为$B_{z,\mathrm{max}} \simeq c_{s0}Ω\sqrt{μ_0/16πG} $，其中$c_{s0}$是中平面声速，$Ω$是角速度。在具有分层电阻率的大规模磁盘中，MRI不能很好地定位于埃尔萨瑟数超过1的区域。对于径向长度尺度为磁盘厚度的顺序的MRI模式，自重可以增强密度扰动，在存在强环向场的情况下变得显著的效果，并且其取决于底层MRI模式的对称性。在GI和MRI增长率相当的引力不稳定盘中，不稳定模式的特征可以在MRI和GI之间平滑过渡。非线性模拟的影响进行了简要讨论。
2014-05-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Fast and Accurate Calculation Scheme for Ionization Degrees in Protoplanetary and Circumplanetary Disks with Charged Dust Grains
发展了一种快速、精确计算含尘埃颗粒的原行星盘和环行星盘电离度的方法。我们应用我们的方法计算了环行星盘的电离度。了解原行星/环行星盘的结构和演化是很重要的，因为它们被认为是行星/卫星形成的场所。引起气体吸积的湍流被认为是由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的，磁旋转不稳定性仅在电离度足够高以使磁场耦合到气体时发生。我们计算了环行星盘的电离度，以估计MRI不活跃区域的大小。我们适当地包括尘埃颗粒的影响，因为它们有效地捕获带电粒子，使电离度较低。包含尘埃颗粒使反应方程复杂化，需要昂贵的计算。为了加速电离反应的计算，我们发展了一种基于电荷分布模型的半解析方法。这种方法使我们能够研究广泛的模型参数的磁盘的电离状态。对于以前的模型的环木星盘，我们发现，MRI不活跃的区域几乎覆盖了所有的地区，即使没有尘埃颗粒。这表明，在环行星盘中的气体吸积率比以前认为的要小得多。
2011-09-07 astro-ph.EP
Electron Heating in the Magnetorotational Instability: Implications for Turbulence Strength in Outer Regions of Protoplanetary Disks
磁旋转不稳定性（MRI）在电离分数足够高的原行星盘区域中驱动剧烈的湍流。最近已经表明，由MRI引起的电场可以加热电子，从而影响气体中的电离平衡。特别是，在存在大量尘埃颗粒的盘中，电子加热导致电子丰度降低，从而防止MRI的进一步增长。通过使用非线性欧姆定律，考虑到电子加热，我们调查在原行星盘的MRI和电离化学之间的负反馈变得重要。我们发现，“电子加热区”，该地区的电子加热限制了磁共振成像的饱和度，延伸到80 AU的最小质量的太阳星云与丰富的亚微米大小的颗粒。该区域比在相同盘模型中径向范围为$\sim20$ AU的常规死区大得多。缩放参数表明，在电子加热区的MRI湍流应该有一个显着较低的饱和度。电子加热区中的亚微米尺寸的晶粒是如此带负电荷，以至于它们的碰撞生长不太可能发生。我们目前的模型忽略了双极和霍尔扩散，但我们的估计表明，双极扩散也会影响MRI的电子加热区。
2015-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Temperature Fluctuations driven by Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks
磁旋转不稳定性（MRI）在原行星盘的充分电离区域驱动磁化湍流，导致质量吸积。与这种吸积相关联的势能的耗散决定了吸积区域的热结构。直到最近，来自湍流的加热仅在方位平均的意义上被处理，忽略了局部波动。然而，磁化湍流耗散其能量间歇性的电流片结构。我们研究这种间歇性的能量耗散使用高分辨率的数值模型，包括在光学厚制度的辐射热扩散的治疗。我们的模型预测，这些湍流电流片驱动器的顺序统一的温度变化，即使在MRI阻尼欧姆电阻率强烈。这意味着，必须很好地解决发生能量耗散的电流片结构，以正确地捕捉数值模型中的流动结构。与解决磁场强度或吸积应力相比，解决能量耗散需要更高的分辨率。温度变化大到足以对盘中的矿物形成产生重大影响，包括熔融球粒、重熔富含钙铝的夹杂物和退火硅酸盐;并且可能驱动滞后：MRI活动区域中的电流片可能比盘的其余部分显著更具导电性。
2014-07-03 astro-ph.EP
Global Three-Dimensional Simulations of Outer Protoplanetary Disks with Ambipolar Diffusion
原行星盘的结构和演化在很大程度上受磁场介导的盘角动量输运控制。在最可观察到的外盘，PPD气体动力学主要是由双极扩散控制的占主导地位的非理想磁流体动力学（MHD）效应。在这项工作中，我们研究的气体动力学外PPD进行一组全球性的3D非理想MHD模拟与双极扩散和净极向磁通量，使用雅典娜++ MHD代码，与本地模拟的分辨率。我们的模拟表明，磁化磁盘风和湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI）的共存。虽然MHD风主导盘角动量传输，MRI湍流也有显着贡献。我们观察到，磁通量自发地集中成轴对称的通量片，导致径向变化的湍流水平，应力和吸积率。环形子结构是磁通量集中的自然结果。磁通集中现象表现出不同的属性与不同水平的磁盘磁化和双极扩散。磁盘通常会随着时间的推移而损失磁通量，但在某些情况下，通量片可以防止磁通量的泄漏。我们的研究结果表明，在弱MRI湍流外PPD的磁盘环形子结构的普遍存在，并暗示磁盘演化的随机性。
2021-07-29 astro-ph.EP
Global Simulations of the Vertical Shear Instability with Non-ideal Magnetohydrodynamical Effects
原行星盘（PPD）中的角动量输运机制和湍流水平对于理解行星形成的许多方面至关重要。近年来，人们认识到，由于非理想MHD效应，PPDs中的磁旋转不稳定性（MRI）趋于被抑制，盘在很大程度上是层流的，在磁化盘风的驱动下吸积。与此同时，已经确定了几种流体动力学机制，这些机制也可能产生剧烈的湍流并驱动盘吸积。我们研究的MHD风在PPD与垂直剪切不稳定性（VSI），最有前途的流体动力学机制之一，通过二维全球非理想MHD模拟与双极扩散和欧姆电阻率之间的相互作用。我们发现，对于典型的磁盘参数，MHD风可以共存的VSI吸积主要是风驱动伴随着剧烈的VSI湍流。VSI的属性仍然类似于未磁化的情况下，风和整体场的配置并没有强烈的影响VSI湍流，显示中等水平的可变性和中平面电流片的振荡。气体与磁场之间的耦合增强，削弱了VSI。随着磁化强度的增加，VSI也会减弱，我们发现VSI的周期性运动特征会转变为低振幅的呼吸模式振荡。
2020-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
MRI-active inner regions of protoplanetary discs. II. Dependence on dust, disc and stellar parameters
近距离的超级地球是已知的最丰富的系外行星。据推测，它们是在原行星盘的内部区域形成的，来自可能在易受磁旋转不稳定性（MRI）影响的内部区域和更远的MRI死区之间的边界处积累的尘埃。在纸我，我们提出了一个模型的粘性内盘，其中包括加热由于辐射和MRI驱动的吸积;热和非热电离;尘埃混浊;和尘埃电离的影响。在这里，我们研究如何内部光盘结构与恒星，光盘和尘埃参数的变化。对于高吸积率和小的尘埃颗粒，我们发现：（1）电离的主要来源是热电离和电子和离子发射;（2）盘具有热，高粘度的内部区域，和局部气体压力最大值在这个区域的外缘（与以前的研究一致）;和（3）增加的尘埃-气体比推动压力最大值向外。因此，灰尘可以积聚在这样的内盘中而不抑制MRI，积聚的量取决于MRI死区中的粘度。相反，对于低吸积率和大尘埃颗粒，似乎有一个额外的稳态解：（1）恒星X射线成为电离的主要来源;（2）整个盘的MRI粘度很高;（3）压力最大值不再存在。因此，如果行星在内盘中形成，则有利于更大的吸积率（从而更年轻的盘）。
2021-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
MRI-active inner regions of protoplanetary discs. I. A detailed model of disc structure
短周期的超级地球大小的行星很常见。要解释它们是如何在目前的轨道附近形成的，需要了解原行星盘内部区域的结构。以前的研究认为，热的内部原行星盘是不稳定的磁旋转不稳定性（MRI）由于钾的热电离，并在这个MRI活动区的外缘形成的局部气体压力最大值。在这里，我们提出了一个稳态模型的内盘粘性增生，主要是由于MRI。在我们的模型中，内部盘的结构和MRI粘度是完全耦合的，此外，我们考虑了许多过程中省略了以前这样的模型，包括盘加热吸积和恒星辐射，垂直能量输送，现实的尘埃不透明度，尘埃盘电离和非热源电离的影响。对于一个标准气体吸积率（$\dot{M}$ $\sim$ $10^{-8}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）和小尘埃颗粒的太阳质量的恒星周围的光盘，我们发现，光盘的内部是光学厚，吸积热主要是在中面附近释放。因此，无论是光盘中平面的温度和压力最大值的位置，只有轻微的恒星辐射的影响，和内部光盘也对流不稳定。如前所述，内盘主要是通过尘埃颗粒的电子和钾离子发射电离的，这些离子在高温下抵消了颗粒上自由电荷的吸附。我们的研究结果表明，压力最大值的位置是由阈值温度以上的电子和离子发射变得有效。
2021-04-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetorotational Instability Driven Accretion in Protoplanetary Disks
原行星盘（PPD）中的气体动力学受到非理想MHD效应的强烈影响。使用一个复杂的化学反应网络与标准处方的X射线和宇宙射线电离，以及最新的结果，从数值模拟，我们研究了非理想MHD效应的磁旋转不稳定性（MRI）和角动量输运的PPD。我们首先发现，无论是否包含颗粒，复合时间总是短于轨道时间在大部分的PPD，证明了本地电离平衡的有效性。评估在不同盘半径和高度处的全电导率张量，其中通过要求（1）欧姆埃尔萨瑟数大于1;（2）气体与磁压力的比率β大于如由Bai & Stone（2011）确定的β_min（Am）来确定MRI活性区域，其中Am是双极扩散的埃尔萨瑟数。充分灵活的磁场强度，我们提供了一个通用的框架，用于估计MRI驱动的吸积率M_dot和MRI活性层中的磁场强度。我们发现，只要PPD中的磁场足够弱，MRI活性层总是存在于任何盘半径。然而，即使在无颗粒计算中，内盘（r=1-10 AU）的M_dot也不足以解释PPD中观测到的吸积率范围（约1 e-8M_Sun/yr），而太阳丰度亚微米颗粒的存在进一步降低了M_dot一到两个数量级。我们的研究结果表明，更强的电离源，和/或额外的机制，如磁化风需要解释所观察到的吸积率在PPD。相比之下，我们预测的M_dot在外盘中为1 e-9M_Sun/yr的数量级，与过渡盘中观测到的吸积率一致。（节录）
2011-07-14 astro-ph.EP
Thermal instability and rocky planetesimal formation in the inner regions of protoplanetary disks
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过尘埃自聚集机制探讨原行星盘内区热不稳定性对类地行星esimal形成的影响，提出热不稳定性驱动MRI周期性激活与失活，促进行星esimal形成。
2026-08-05 astro-ph.EP
High-resolution models of the vertical shear instability
本文使用高分辨率3D全局盘模型研究垂直剪切不稳定性（VSI）的饱和特性，发现大尺度传输在每标高100点时收敛，VSI产生剧烈湍流但无长寿命结构，且内边界伪-artifacts需通过径向延展域避免。
2025-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling Magnetorotational Turbulence in Protoplanetary Disks with Dead Zones
磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流对原行星盘中固体的演化具有重要影响。另一方面，小灰尘颗粒通过捕获耦合气体和磁场所需的电离气体颗粒来稳定MRI。为了提供一个经验的基础上，模拟灰尘和MRI的共同进化，我们进行三维，欧姆电阻MHD模拟的垂直分层剪切盒与MRI不活跃的“死区”的各种大小和净垂直磁通量的各种强度。我们发现，湍流的垂直结构是由垂直的磁通量和三个临界高度的线性分析得出的分层磁盘。特别地，湍流结构仅通过临界高度依赖于电阻率分布，并且对电阻率分布的细节不敏感。我们发现的各种湍流量（速度色散，密度波动，垂直扩散系数，外流质量通量）和垂直集成的吸积应力的振幅之间的标度关系。我们还得到了积分吸积应力作为垂直磁通量和临界高度的函数的经验公式。这些经验关系允许预测的垂直湍流结构的原行星盘的磁通量的给定强度和给定的电阻率分布。
2011-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet-disc interaction in laminar and turbulent discs
在弱电离盘中，湍流可以通过垂直剪切不稳定性（VSI）产生。嵌入式行星在作用于它们的扭矩中感受到随机分量，这可能会影响它们的迁移。在这项工作中，我们研究了嵌入在原行星盘和VSI湍流的生长行星之间的相互作用。我们进行了一系列的三维流体动力学模拟与嵌入式行星的质量范围从5到100地球质量的局部等温盘。我们研究嵌入在一个无粘盘，是VSI不稳定的行星，成为湍流，并产生角动量传输与有效的$α= 5 \cdot 10^{-4}$。将其与恰好使用该$α$值的相应粘性盘进行比较。一般来说，我们发现行星对盘湍流只有微弱的影响。只有最大的行星（$100 M_\oplus$），行星内部的湍流活动才会增强。湍流盘中质量较大的行星（$30, 100 M_\oplus$）产生的间隙的深度和宽度与相应的粘性情况完全相同，导致作用在行星上的扭矩强度非常相似，VSI盘的随机波动很小。在间隙边缘处产生的涡流在VSI盘中更强且寿命更长。低质量行星（带有$M_p \leq 10 M_\oplus$）在这两种情况下都不会打开圆盘中的间隙，但会在行星后面产生湍流圆盘的过密度，从而产生显著的负扭矩。这可以促进VSI湍流盘中的向内迁移，远高于I型速率。由于在实际三维圆盘中有限的湍流水平，间隙深度将总是有限的，并且迁移在无粘性圆盘中不会停止。
2017-06-14 astro-ph.EP
The Interplay between Dust Dynamics and Turbulence Induced by the Vertical Shear Instability
本研究通过二维和三维全局模拟，探讨原行星盘中垂直剪切不稳定性（VSI）与尘埃动力学相互作用，发现尘埃反作用抑制VSI波纹模式，但促进罗斯比波不稳定性涡旋中的尘埃集中。
2025-04-24 astro-ph.EP
Wind-MRI interactions in local models of protoplanetary discs: I. Ohmic resistivity
磁盘风是驱动原行星盘吸积和结构形成的重要机制。最近的数值模拟表明，这些风可以采取传统的'沙漏'对称的中平面，或'倾斜'对称为主的中平面环形场的一个单一的符号。这种倾斜对称状态的形成以前没有解释过。我们使用径向局部一维垂直剪切箱模拟来评估大规模MRI通道模式在影响这些风的形成和形态的重要性。我们只考虑欧姆电阻率和探索不同磁化的效果，与中间平面$β$参数范围从$10^5$到$10^2$。我们发现，我们的磁风经历了三个发展阶段：循环，过渡和稳定，与稳定的风采取倾斜的对称轮廓类似的地方和全球模拟中观察到的。我们表明，周期驱动的周期性激励的$n=2$或$3$ MRI通道模式加上平流驱逐，并过渡到稳定的风是由一个更缓慢的增长$n=1$模式改变风结构。饱和是通过强风的平流阻尼和强环向场引起的不稳定性的抑制相结合来实现的。更高的磁盘磁化导致一个更大的趋势，更迅速地解决到倾斜对称稳定风，这可能有重要的影响，在原行星盘的质量和通量运输过程。
2020-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
High Resolution Parameter Study of the Vertical Shear Instability
原行星盘的理论模型表明，垂直剪切不稳定性（VSI）是解释盘死区湍流的主要候选者。然而，VSI的模拟还没有显示出关键盘湍流参数的一致水平，如应力-压力比$α$。我们的目标是通过对VSI进行参数研究来调和这些不同的值，重点是磁盘密度梯度$p$和纵横比$h := H/R$。我们使用完整的2 $π$三维模拟的磁盘为选定的一组两个参数。所有模拟都是针对1000个参考轨道进行的，分辨率为每小时18个单元。我们发现，在我们的模拟中的饱和应力-压力比是依赖于磁盘的纵横比与\review{strong}缩放$α\propto h^{2.6}$，在传统的$α$模型，其中粘度缩放为$ν\propto αh^2$与恒定的$α$。我们还观察到一致的形成大尺度涡在所有的研究参数。旋涡显示出均匀的$χ\approx 10$纵横比和大约1.5 $H$的径向宽度。通过我们的研究结果，我们可以调和等温和辐射流体动力学模型中报告的应力压力比的不同值，并显示VSI的长期演化效应，这可能有助于形成星子。
2020-08-20 astro-ph.EP
Thermal Structure Determines Kinematics: Vertical Shear Instability in Stellar Irradiated Protoplanetary Disks
本研究通过Athena++辐射模块模拟恒星照射下的原行星盘VSI，发现热结构与冷却时标显著影响盘运动学与湍流分布，低计算量的轨道冷却模拟可复现辐射流体结果，相关预测可通过ALMA观测检验。
2024-04-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
UV-processing of icy pebbles in the outer parts of VSI-turbulent disks
本文通过流体动力学模拟和后处理步骤研究了VSI湍流原行星盘外部冰质卵石的UV处理过程，发现毫米级粒子能保留原始成分，而更小粒子会经历有效UV处理并影响中平面成分。
2024-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
exoALMA. XVI. Predicting Signatures of Large-scale Turbulence in Protoplanetary Disks
本研究通过对 VSI、MRI 和 GI 三种不稳定性进行 3D 数值模拟后处理，预测了原行星盘大尺度湍流在 exoALMA 高分辨率观测中的特征，并发现 MRI 或 GI 产生的螺旋特征可能解释观测到的盘扰动。
2025-04-28 astro-ph.EP
Pebble Accretion in Turbulent Protoplanetary Disks
近年来人们认识到，卵石大小的尘埃颗粒在行星核心上的吸积是核心增长的一种重要模式，它使大距离巨行星的形成成为可能，并在总体上有助于行星形成。卵石吸积理论是建立在尘埃粒子在层流原行星盘（PPD）中的轨道理论基础上的。对于足够大的核心质量（在“希尔状态”中），基本上所有进入希尔球的适当尺寸的颗粒都可以被捕获。然而，由于磁旋转不稳定性（MRI），预计PPD的外部区域是弱湍流的，其中粒子轨道的湍流搅拌可能会影响卵石吸积的效率。我们进行剪切盒模拟卵石吸积与不同水平的MRI湍流（强湍流假设理想的磁流体力学，弱湍流的双极扩散的存在下，层流）和不同的核心群众测试卵石吸积的效率在微观物理水平。我们发现，吸积仍然有效的边缘耦合粒子（无量纲停止时间τ_s ~ 0.1 - 1），即使在强MRI湍流的存在下。虽然更多的尘埃颗粒被湍流带到核心，但这种影响在很大程度上被吸积概率的降低所抵消。因此，湍流对吸积速率的总体影响主要体现在尘埃层厚度的变化上。另一方面，我们发现，卵石吸积的效率强耦合粒子（低至τ_s ~ 0.01）可以适度降低低质量的核心强湍流。
2017-09-11 astro-ph.EP
The impact of dust evolution on the dead zone outer edge in magnetized protoplanetary disks
本文通过改进1+1D MRI驱动湍流模型并将其与尘埃演化模型耦合，研究了原行星盘中尘埃演化对MRI活动的影响，发现尘埃凝聚与沉降会增强MRI湍流并使死区更紧凑，而碎片化作用相反，且尘埃演化单独无法使死区完全重新激活。
2023-03-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polarization at millimeter wavelengths caused by drifting grains in protoplanetary disks
本文研究原行星盘中尘埃颗粒在径向漂移和垂直剪切不稳定性（VSI）作用下的力学对齐机制，通过3D辐射流体动力学与Monte Carlo偏振辐射传输模拟，发现大颗粒的力学对齐可产生沿盘长轴的毫米波偏振，为追踪颗粒方向提供新途径。
2025-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The baroclinic instability in the context of layered accretion. Self-sustained vortices and their magnetic stability in local compressible unstratified models of protoplanetary disks
吸积盘中的湍流和角动量输运仍然是一个有争议的话题。随着认识到死区是原行星盘的强大特征，对湍流流体动力源的搜索仍在继续。一个可能的来源是斜压不稳定性（BI），它已被证明存在于非磁化的非正压盘。我们提出了剪切箱模拟斜压不稳定，磁化，3D磁盘，以评估BI和其他不稳定性，即磁旋转不稳定性（MRI）和磁椭圆不稳定性之间的相互作用。我们发现，在纯流体动力学制度的斜压不稳定性产生和维持的涡不生存时，磁场。到目前为止，MRI在生长速率和饱和强度方面取代了BI。由此产生的湍流实际上与仅MRI的情况相同。我们测量了涡的内禀涡度廓线，发现涡核的径向变化很小。然而，核心被破坏的MHD不稳定性，我们确定与磁椭圆不稳定性。这种不稳定性具有与MRI几乎相同的不稳定波长范围，但具有更高的增长率。事实上，我们确定的磁共振成像的磁椭圆不稳定性的限制情况下，涡的纵横比趋于无穷大（纯剪切流）。我们的结论是，由原行星盘中的斜压不稳定性引起的涡旋激发和自维持仅在低电离下是可行的，即，死亡地带因此，我们的结果是按照分层吸积范式。一个斜压不稳定死区的特征应该是大尺度涡的存在，其核心是椭圆不稳定的，但由斜压反馈维持。由于磁场会破坏涡流，且MRI的重要性超过BI，因此活性层未被修改。
2011-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of magneto-rotational instability on grain growth in protoplanetary disks: I. Relevant turbulence properties
原行星盘中的湍流引起尘埃颗粒之间的碰撞，从而促进颗粒生长。我们调查的两个基本假设的湍流在获得颗粒碰撞速度-的动能谱和湍流自相关时间-的背景下产生的湍流的磁旋转不稳定性（MRI）。我们进行数值模拟的MRI以及驱动湍流，一系列的物理和数值参数。我们发现湍流$α$ -参数的收敛并不一定意味着能谱的收敛。MRI湍流主要是螺线管，我们观察到一个持久的动能谱的$k^{-4/3}$。同样的螺线管驱动的湍流和没有磁场，超过1 dex附近的耗散尺度。这个幂律斜率似乎收敛的数值分辨率，是由于瓶颈效应。MRI湍流中的动能在MRI的最快增长模式处达到峰值。相反，磁能在耗散尺度处达到峰值。MRI湍流中的磁能谱没有显示出明显的幂律范围，并且在耗散尺度附近的约1 dex上几乎是恒定的。湍流自相关时间在大尺度上几乎是恒定的，受剪切时间尺度的限制，在小尺度上表现出接近$k^{-1}$的幂律下降，斜率比涡渡时间更陡。偏离标准图片的Kolmogorov湍流与注入规模在磁盘规模的高度可能有显着的影响，颗粒碰撞速度。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
