Dust growth in protoplanetary disks - a comprehensive experimental/theoretical approach
十多年来，对原行星尘埃碰撞物理学的专门实验工作使我们达到了这样一个点，即尘埃聚集体的生长可以-第一次-自我一致和可靠地建模。本文综述了Güttler等（2010）提出的原行星盘尘埃凝聚体的涌现碰撞模型以及Zsom等（2010）提出的原行星盘尘埃凝聚体演化的数值模型。事实证明，在蓬松的尘埃聚集体快速碰撞增长到几厘米大小的短暂时间后，原行星尘埃颗粒受到反弹碰撞，其中它们的孔隙度大大降低。模型结果还表明，低速破碎可以减少尘埃聚集体的最终质量，但它不会引发一个新的增长模式，如前所述。根据我们的模型的当前阶段，碰撞粘附直接形成更大尺寸的星子似乎是不可能的，因此集体效应，如原行星盘尘埃增强区的流动不稳定性和引力不稳定性，是导致星子的过程的最佳候选者。
2010-08-30 astro-ph.EP
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
Accretion in Protoplanetary Disks by Collisional Fusion
太阳系的形成被认为是围绕原恒星的多阶段过程。惠普尔首先注意到，微行星的成长受到气体阻力的强烈影响;在米尺度上，这样的天体会迅速螺旋进入中央恒星，而更小或更大的粒子则不会。因此，成功的行星吸积需要快速的小行星增长到公里级。一种普遍接受的观点是，对于高于某一阈值碰撞速度的碰撞速度$V_c$，${V_{th}} \sim$ 0.1-10 cm s $^{-1}$，颗粒团聚是不可能的;弹性回弹克服了表面吸引力和分子间力。然而，如果假设所有的碰撞都是完美的粘附，那么这个瓶颈可以通过快速的星子生长来克服。虽然以前的工作已经明确地处理了碰撞压力的影响和粒子断裂或渗透的可能性，物质的相行为的基本作用-相图，无定形物和多晶型物-被忽略了。在这里，它表明，新的方面的表面相变提供了一个物理基础，有效地坚持通过碰撞熔化或双晶/多晶化和融合，以延长初级吸积的碰撞速度范围为$ΔV_c \sim$ 1-100 m s $^{-1}$，这约束湍流RMS速度和巨石大小和小晶粒之间的速度差$\sim$ 1-50 m s $^{-1}$。因此，当吸入的米大小的物体在这种高速碰撞融合状态下与较小的粒子碰撞时，它们迅速增长到千米级，因此在光蒸发风清除源物质盘之前的$^5$ $\sim$ 10年内进入稳定的开普勒轨道。
2010-06-13 astro-ph.EP cond-mat.other
A Pathway for Collisional Planetesimal Growth in the Ice-Dominant Regions of Protoplanetary Disks
本文通过半解析模型研究原行星盘中冰质颗粒的碰撞生长与碎裂条件，发现由0.1 μm单体组成的冰包裹聚集体可在广泛盘条件下避免碎裂并实现向星子尺度的有效生长。
2023-11-09 astro-ph.EP
Electrostatic Barrier against Dust Growth in Protoplanetary Disks. I. Classifying the Evolution of Size Distribution
在原行星盘中，亚微米尺度的尘埃颗粒碰撞成长为宏观聚集体是行星形成的第一步。这些颗粒被认为在弱电离盘中携带非零负电荷，但其对碰撞生长的影响至今尚未完全了解。在本文中，我们调查如何充电影响的尘埃粒度分布的演变适当考虑到在弱电离气体的充电机制，以及通过低能量碰撞的孔隙度演变。为了阐明大小分布的作用，我们将分析分为两个步骤。首先，我们分析了带电聚集体的碰撞生长，假设是单分散的（即，窄）尺寸分布。我们表明，单分散生长失速，由于静电斥力时，满足一定的条件，正如已经预期在以前的工作。其次，我们用Smoluchowski的方法数值模拟粉尘凝聚，看看结果如何变化时，允许的尺寸分布自由演变。我们发现，在一定条件下，尘埃经历双峰增长，只有有限数量的聚集体继续增长携带系统中的尘埃质量的主要部分。这是因为剩余的小聚集体有效地扫除了自由电子，以防止较大的聚集体被强带电。我们得到了一组简单的标准，使我们能够预测如何在给定的条件下的大小分布的演变。在论文II（arXiv：1009.3101）中，我们将这些准则应用于原行星盘中的尘埃生长。
2011-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Electric charging of dust aggregates and its effect on dust coagulation in protoplanetary disks
尘埃聚集体的相互粘附是原行星盘形成星子的第一步。尽管在某些情况下，尘埃粒子的带电是公认的，它已在很大程度上被忽略，在目前的粉尘凝聚模型。在这项研究中，我们提出了一个一般性的分析，尘埃电荷状态的原行星盘，然后演示如何充电可以显着改变目前公认的尘埃凝聚的情况。首先，我们描述了一种新的半解析方法，自洽地计算尘埃电荷态和气体电离态。该方法比以往的数值计算方法效率高得多，并且对气尘混合物的荷电状态提供了一个全面而清晰的描述。其次，我们将这种分析应用于早期的演化阶段，在这些阶段，尘埃被认为生长成具有准单分散性（即，窄）尺寸分布。我们发现，在很宽的模型参数范围内，分形生长强烈抑制碰撞聚集体之间的电斥力，并最终“冻结”的方式到随后的增长阶段，涉及碰撞压缩。强烈的盘湍流有助于聚集体克服这一生长障碍，但在随后的生长阶段，它会导致灾难性的碰撞碎裂。这些事实表明，电斥力和碰撞碎裂的结合将严重限制原行星盘中尘埃的生长。我们提出了一个可能的情况下，灰尘演变后的冻结。最后，我们指出，尘埃聚集体的分形生长往往保持一个低的电离度，因此，一个大的磁旋转稳定区域的磁盘。
2009-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collisional Growth of Icy Dust Aggregates in Disk Formation Stage: Difficulties for Planetesimal Formation via Direct Collisional Growth outside the Snowline
高度多孔的尘埃聚集体可以突破径向漂移障碍，但以前的研究假设磁盘在其后期阶段，其中磁盘具有非常小的质量和低温。相比之下，灰尘凝结应该在非常早期的阶段开始，例如盘形成阶段，因为如果没有抑制灰尘的碰撞生长的过程，灰尘的生长时间尺度比盘形成时间尺度短。我们研究了在原行星盘的极早期阶段通过直接碰撞生长形成星子的可能性。我们发现，在原行星盘的早期阶段，冰尘埃聚集体遭受径向漂移和耗尽，而不形成小行星大小的物体。这是因为在盘形成阶段，由于盘温度很容易通过粘性加热而升高，因此灰尘可以突破径向漂移障碍的区域仅限于雪线内部。这表明，在盘形成阶段，通过尘埃的直接碰撞生长形成冰状微行星是困难的。
2018-09-18 astro-ph.EP
Protoplanetary dust porosity and FU Orionis Outbursts: Solving the mystery of Earth's missing volatiles
众所周知，地球上的挥发性亲石元素以一种难以解释的方式耗尽。我们解决了这个异常的模型，结合了原行星盘中碰撞生长的尘埃颗粒的孔隙度与加热从FU Orionis事件，显着提高原行星盘温度。来自FU Orionis事件的加热改变了尘埃的空气动力学性质，同时蒸发了挥发物。这导致尘埃沉降，放弃了那些挥发物。这个模型成功地解释了地球的元素组成，有力地证明了太阳系外的原行星盘中存在着高度多孔的碰撞生长尘埃颗粒。此外，它还展示了尘埃孔隙度的热（或基于冷凝）变化以及空气动力学如何成为行星形成的一个强有力因素，导致尘埃盘中快速引力不稳定性的发生以及随后形成微行星的坍缩。
2014-04-15 astro-ph.EP
Impacts of viscous dissipation on collisional growth and fragmentation of dust aggregates
了解由亚微米大小的颗粒组成的尘埃聚集体的碰撞行为对于揭示星子如何在原行星盘中形成至关重要。已知单个尘埃粒子的碰撞行为强烈地依赖于粘性耗散力的强度，然而粘性耗散对尘埃聚集体碰撞行为的影响尚未得到详细研究，特别是对于斜碰撞的情况。在这里，我们研究了粘性耗散对尘埃聚集体碰撞行为的影响。我们进行了数值模拟的两个相同质量的尘埃聚集体之间的碰撞与不同的碰撞速度和碰撞参量。系统地改变了粘性耗散力的大小。当考虑斜碰撞时，尘埃凝聚体破碎的临界碰撞速度几乎不依赖于粘性耗散力的大小。当考虑粘性耗散力时，破片的尺寸分布发生了明显的变化。得到了强耗散情况下尘埃碎片尺寸分布的经验拟合公式，这对研究原行星盘中尘埃聚集体的尺寸和空间分布的演化具有重要意义.
2022-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR cond-mat.soft
Modelling circumbinary protoplanetary disks II. Gas disk feedback on planetesimal dynamical and collisional evolution in the circumbinary systems Kepler-16 and 34
目标。本文研究了在进动偏心气体盘引力影响下，围绕观测系统Kepler- 16和Kepler-34的环双星原行星盘中小行星生长的可能性。方法.我们嵌入我们以前的流体动力学模拟的结果，原行星盘周围的二进制到N体代码执行3D，高分辨率，粒子间引力启用模拟的星子生长和动力学，包括由气体赋予的引力。结果包括完整的，进动的不对称气体盘产生高偏心率轨道的微行星轨道在边缘的circumbinary腔，气体表面密度和偏心率有其最大值。气盘能够有效地调整在某些区域的星子近心点，从而形成相控的、不相互作用的轨道。在这些区域之外，偏心的微行星轨道变得错位和重叠，导致微行星碰撞时轨道交叉和相对速度高。这可能导致侵蚀性碰撞数量的增加，远远超过导致增长的碰撞数量。来自静态轴对称气体盘的引力聚焦是弱的，并且不显著改变来自无气体情况的碰撞结果。结论.由于气盘的不对称性，微行星受到强烈的扰动而进入高度偏心的轨道。在微行星轨道没有很好地对齐的地方，轨道交叉导致侵蚀性碰撞的数量增加。这使得在开普勒-16 b和开普勒-34 b的位置很难发生持续的小行星吸积，因此我们排除了原位生长。这进一步支持了我们最初的建议，即大多数环双星行星应该在盘的更远处形成并向内迁移。
2016-04-06 astro-ph.EP
The origin of tail-like structures around protoplanetary disks
我们研究了最近在御夫座SU和几颗FU~ Orionis型恒星盘周围发现的尾状结构的起源。利用数值流体动力学程序FEOSAD模拟了以气体团抛射为特征的动态原恒星盘和与入侵星近距离相遇的静态原行星盘。同时考虑了气体和尘埃的动力学，包括尘埃的生长和气体和尘埃成分之间的相互摩擦。只考虑了盘面相遇。弹射出的团块产生一种独特的尾部，其特征是弓形激波形状。这样的尾巴起源于喷射出的团块通过致密的包层的超音速运动，致密的包层通常包围着年轻的引力不稳定的原恒星盘。喷射出的团块要么位于尾状结构的头部，要么在质量不足以承受包层的逆风时散开。另一方面，与静止的原行星盘的近距离接触产生了三种类型的尾状结构;我们将其定义为碰撞前、碰撞后和螺旋尾。原则上，这些尾部可以通过它们内部和周围的气体和尘埃流的特定特征来彼此区分。我们发现，褐矮星质量入侵者在遭遇过程中不会捕获环绕盘，而亚太阳质量入侵者可以获得可观的环绕盘与升高的尘埃-气体比，这可以减轻他们的观测检测。然而，这只适用于逆行碰撞;逆行入侵者无法从目标盘收集到可观数量的气体或尘埃。模型中的尾状结构中的尘埃预测质量高于SU~Aur，FU~Ori和Z~CMa中类似结构的推断，使它们的观测探测成为可能。节录。
2020-02-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The motion of chondrules and other particles in a protoplanetary disc with temperature fluctuations
我们考虑了原行星盘中的电泳输运机制。在这里，电泳不是由中心恒星引起的，而是由温度波动引起的，温度波动使悬浮的固体颗粒，包括球粒，受到圆盘内各向异性的热辐射。这些短暂的温度波动可以解释飞行时间大小排序和一般的数量密度增强。对于原行星盘中的毫米级颗粒，同样的机制也会导致尘埃聚集体的速度波动超过$100\,\mathrm{m\,s^{-1}}$。在未来的研究中应用这一点将改变我们对碰撞尘埃演化和聚集体生长的早期阶段的理解，因为粒子穿过弹跳屏障，并且质量传递速率被改变。
2016-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collisional Growth and Fragmentation of Dust Aggregates with Low Mass Ratios. I: Critical Collision Velocity for Water Ice
通过对亚微米级冰尘单体进行N体模拟，研究了尘埃聚集体碰撞粘附和破碎的基本过程。我们研究了两个碰撞尘埃聚集体的碰撞增长的条件，在很宽的范围内的质量比，1-64。我们发现，在质量比为2-30、碰撞速度为\approx 30-170 m·s^-1的碰撞中，从较大尘埃聚集体到较小尘埃聚集体的质量传递是主要过程。因此，在这种不等质量碰撞中，最大物体碎裂的临界速度v_fra大大降低;质量比为3的碰撞的v_fra约为等质量碰撞的一半。由于在原行星盘的典型条件下径向漂移速度之间的差异，具有较高质量比的尘埃聚集体之间的碰撞的冲击速度通常较高。因此，不等质量碰撞降低的v_fra将延缓原行星盘内部区域尘埃颗粒的生长。
2021-04-14 astro-ph.EP
Blueshifted [OI] lines from protoplanetary discs: the smoking gun of X-ray photoevaporation
来自中心年轻恒星的高能辐射导致原行星盘的光蒸发是目前最受欢迎的模型，用来解释盘从内到外的突然分散。虽然一些理论工作提供了一个详细的描述这一过程，直接的观察验证仍然缺乏。在这些缓慢移动的原行星盘风中产生的发射谱线可能带有风结构的印记，从而提供了潜在的扩散过程的诊断。本文主要研究了6300A处的中性氧碰撞激发谱线。我们比较我们的模型预测的观测数据，并证明了热起源所观察到的蓝移低速组件这条线从原行星盘。此外，我们的模型表明，虽然这条线是一个明确的迹象，温暖，准中性盘风，典型的X射线光蒸发，其强烈的温度依赖性，使其不适合测量详细的风量，如质量损失率。
2016-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Formation of Gas-giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores. II. Dependence on Pebble Bulk Density and Disk Temperature
本研究利用DTPSs探讨非多孔卵石体如何形成气态巨行星核，发现非多孔天体同样能在几十万年内通过碰撞凝聚形成小行星并促成核形成，且其形成区域比多孔卵石体更宽。
2023-07-28 astro-ph.EP
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
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
Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores
气体巨行星，如木星、土星和巨大的系外行星，是通过气体吸积到固体核心上而形成的，每个固体核心的质量大约是地球的十倍。然而，由于盘-行星相互作用的快速径向迁移阻止了通过星子吸积形成如此巨大的核心。通过卵石吸积的相对快速的核心增长需要非常巨大的原行星盘，因为大多数卵石落入中央恒星。虽然星子的形成、行星的迁移和气体巨星核心的形成已经被研究了很多，但从尘埃到行星的完整演化路径仍然不确定。在这里，我们报告的结果完全模拟的碰撞演化从尘埃到行星在整个磁盘。真实孔隙度的尘埃生长允许在内盘（> 10 au）形成冰冷的星子，而在外盘形成的鹅卵石漂移到内盘并在那里生长成星子。这些小卵石生长成星子抑制了它们的径向漂移，并在核心附近可持续地供应小星子。这使得在行星迁移之前，在20万到40万年内迅速形成足够大的行星核心。我们的模型显示，第一颗气态巨行星在2-7天文单位时形成于相当常见的原行星盘中，与系外行星和太阳系一致。
2021-10-03 astro-ph.EP
A semi-analytic model of the bouncing barrier for protoplanetary dust aggregates
Center for Mathematical Science and Advanced Technology, Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术机构先进技术与数学科学中心）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球与行星科学系）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；Department of Applied Physics, Tokyo University of Science（东京理科大学应用物理系）
针对原行星盘中尘埃聚集体碰撞弹跳限制生长的问题，提出一种基于弹塑性接触和随机键网络断裂的半解析模型，预测弹跳边界，并与ALMA观测推断的尺寸-速度范围一致。
2026-06-26 astro-ph.EP cond-mat.soft
A method for coupling dynamical and collisional evolution of dust in circumstellar disks: the effect of a dead zone
尘埃是原行星盘和碎片盘的主要组成部分，因为它是行星形成的主要可观察标志。然而，由于尘埃动力学是大小依赖的（因为气体阻力或辐射压力），任何试图了解拱星尘埃盘的完整动力学演化，忽略了碰撞演化与动力学演化的耦合是挫败，因为这两个过程之间的反馈。在这里，一个新的混合拉格朗日/欧拉代码，克服了这些困难。代表“尘埃云”的粒子被单独用拉格朗日方法追踪。然后将该系统映射到欧拉空间网格上，在网格内计算局部碰撞演化。最后，系统被重新映射回离散拉格朗日粒子的集合，保持它们的数量不变。给出了一个在1天文单位的湍流原行星盘中尘埃生长的应用实例。首先，在没有死区的情况下考虑灰尘的生长，并自洽地计算灰尘的垂直分布。结果发现，质量迅速占主导地位的颗粒约几分之一毫米的大小。然后研究了具有嵌入死区的相同情况，发现凝聚效率更高，并且在短时间尺度内产生占主导地位的1cm-10 cm的尘埃卵石。然后，这些卵石可以在大尺度湍流结构内积累成胚胎大小的物体，如最近所示（参见例如Johansen等人，2007年）。
2012-05-28 astro-ph.EP
mcdust: A 2D Monte Carlo code for dust coagulation in protoplanetary disks
本研究提出二维蒙特卡罗模拟代码mcdust，采用代表性粒子与自适应网格方法，可并行模拟原行星盘内尘埃的碰撞演化与二维输运，高效准确解析尘埃凝聚物理过程。
2025-07-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
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 Fragmentation Support in TRACE
本文为REBOUND中的混合积分器TRACE增加了碰撞碎裂支持，使其能在大N原行星盘模拟中处理粒子增减，并与MERCURIUS等积分器行为一致且加速超70倍。
2025-05-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
Dust retention in protoplanetary disks
背景：据观察，原行星盘在长达数百万年的时间里都保持着富含尘埃的状态。另一方面，理论模型提出了几个问题。首先，尘埃凝结发生得如此之快，以至于如果小的尘埃颗粒没有通过尘埃聚集体的碰撞破碎而得到补充，那么大多数圆盘应该被观察到是尘埃贫乏的，而事实并非如此。其次，如果尘埃聚集体的大小达到厘米到米的数量级，它们会迅速向内漂移，很快就会消失。目的：我们试图验证，如果碰撞破碎的尘埃聚集体是足够有效的，以保持磁盘的“灰尘”，通过补充人口的小颗粒，并防止过度的径向漂移。研究方法：通过一种新的、复杂的隐式集成凝聚和破碎建模代码，我们解决了凝聚、破碎、湍流混合和径向漂移的组合问题，同时求解了一维粘性气体盘的演化。结果如下：我们发现，对于1 m/s的临界碰撞速度，正如实验室实验所建议的那样，破碎是如此有效，以至于在任何时候尘埃都是以相对较小的颗粒形式存在的。这意味着径向漂移很小，大量的小尘埃颗粒仍然存在了几百万年。对于10 m/s的临界速度，我们发现颗粒增长约两个数量级，这再次导致显着的灰尘损失，因为较大的颗粒更强烈地受到径向漂移的影响。
2009-08-07 astro-ph.EP
Size Dependence of the Bouncing Barrier in Protoplanetary Dust Growth
本文通过软球离散元模拟揭示尘埃聚集体粘附概率随半径增大而降低，从而解释了数值模拟与实验在反弹阈值填充因子上存在巨大差异的原因。
2023-06-07 astro-ph.EP astro-ph.SR cond-mat.soft
Collisional properties of cm-sized high-porosity ice and dust aggregates and their applications to early planet formation
在原行星盘的死区中，假设微米大小的颗粒增长布朗，沉积到中平面并径向向内漂移。当碰撞压实开始时，增长的聚集体收集速度较慢，因此动态地更小的颗粒。通过实验室实验模拟了高度多孔的冰和尘埃聚集体的沉积和生长阶段，在实验中我们获得了孔隙率为90%的毫米至厘米大小的冰聚集体以及孔隙率为85%的厘米大小的尘埃聚集体。我们模拟了沉积过程中的生长过程，在一个分析计算，以计算团聚物的大小时，他们到达原行星盘的中平面。在中平面中，尘埃颗粒形成薄的致密层，并通过例如，流动不稳定性或剪切湍流的开始。为了研究这些碰撞，我们进行了额外的实验室落塔实验中形成的沉积生长实验中的高孔隙度聚集体，并确定其力学参数，包括他们的粘附阈值速度，这是重要的，他们的方式，以形成星子的进一步碰撞演化。最后，我们开发了一种方法来计算包装密度依赖的基本属性，我们的灰尘和冰团聚体，杨氏模量，泊松比，剪切粘度和体积粘度从压缩测量。有了这些参数，就有可能推导出符合我们测量结果的恢复恢复系数。为了从物理上描述这些结果，我们应用了碰撞模型。有了这个模型，预测一般的灰尘聚集碰撞是可能的。
2022-02-01 astro-ph.EP astro-ph.IM
Hybrid methods in planetesimal dynamics: Formation of protoplanetary systems and the mill condition
原行星盘的形成和演化从理论和数值的角度来看仍然是一个挑战。在这项工作中，我们首先进行了一系列的测试，我们的新的混合算法提出的Spurchke，Amaro-Seoane和Spurzem 2011年（以下论文I），结合了直接求和N体方法的高精度与统计描述的星子盘基于福克-普朗克技术的优势。然后，我们解决行星的形成，重点是从星子形成原行星。我们发现，该系统的演变是由遭遇以及直接碰撞驱动的，需要仔细建模的速度色散和尺寸分布的演变在很大的尺寸范围内。模拟结果表明，由于间隙的形成，原行星吸积没有终止，因为星子的分布只受到很小的波动。我们还表明，这些功能是弱相关的原行星的位置。不同的冲击强度的探索表明，碎裂主要控制的整体质量损失，这是不太明显的早期失控增长。我们证明，碎片结合有效去除碰撞碎片的气体阻力设置一个普遍的上限的原行星质量的函数的距离的宿主恒星，我们称之为轧机条件。
2013-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust Processing in Protoplanetary Discs From Infall to Dispersal: the Origin of Solar System Isotopic Heterogeneities
Munich University of Applied Sciences HM（慕尼黑应用科学大学）；Eidgenössische Technische Hochschule Zürich（苏黎世联邦理工学院）；University of Zürich（苏黎世大学）
研究太阳系同位素异质性的起源，探讨盘中动态、碰撞和热过程对尘埃分布和生存的影响，强调尺寸分选在异质性形成中的作用。
2026-04-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Thermal evolution of protoplanetary disks: from $β$-cooling to decoupled gas and dust temperatures
目的：我们通过不同的方法来计算由盘及其周围环境中的各种冷却和加热过程所确定的热结构，探索年轻原行星盘的长期演化。研究方法：薄圆盘极限中的数值流体动力学模拟由三种热演化方案补充：一个简化的$β$ -冷却方法，有和没有辐射，其中磁盘冷却的速度是成比例的当地动态时间，一个基准模型与相等的灰尘和气体温度计算考虑粘性加热，辐射，和辐射冷却，以及允许分离灰尘和气体温度的更复杂的方法。结果如下：我们发现，气体温度可能会显着超过年轻的磁盘外部区域的尘埃由于额外的压缩加热所造成的降落信封材料在磁盘演化的早期阶段和缓慢的碰撞交换的能量之间的气体和尘埃在低密度磁盘区域。然而，外层包络显示出相反的趋势，气体温度下降到尘埃温度以下。全球盘演化对温度解耦的敏感性很弱。然而，单独的尘埃和气体温度可能会影响化学成分，尘埃演化和磁盘质量的估计。恒定的$β$模型没有恒星和背景辐射无法再现磁盘的演变与更复杂的热计划，因为固有的变量性质的$β$参数。考虑辐照的常数$β$模型能较好地拟合动力学和热演化过程，但仍不完全吻合.结论：当重点放在原行星盘中的化学或尘埃演化上时，特别是在亚太阳金属丰度环境中，需要允许分离尘埃和气体温度的模型。
2020-04-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
DustPy: A Python Package for Dust Evolution in Protoplanetary Disks
在原行星盘的演化和行星形成过程中，许多过程对盘中尘埃颗粒的大小非常敏感：尘埃盘中尘埃吸积的效率和尘埃颗粒的挥发物传输，导致微行星形成的重力湍流不稳定性，或卵石在大行星胚胎上的吸积形成巨行星，都是取决于所涉尘埃颗粒大小的过程的典型例子。此外，辐射性质如吸收或散射不透明度取决于颗粒尺寸。为了解释观测到的原行星盘中的尘埃，需要对尘埃颗粒的大小进行适当的估计。我们提出了DustPy -一个Python软件包来模拟尘埃在原行星盘中的演化。DustPy解决了气体和尘埃的传输，包括粘性平流和扩散以及尘埃颗粒的碰撞增长。DustPy是用模块化概念编写的，因此模型的每个方面都可以很容易地修改或扩展，以允许大量的研究机会。
2022-08-02 astro-ph.EP astro-ph.IM
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs with dead zones
原行星盘中的吸积被认为是由[...]磁旋转不稳定性（MRI）。最近的工作表明，嵌入完全湍流盘中的星子群受到速度色散的强烈激发，导致半径R_p < 100 km的天体的碰撞破坏。星子半长轴的显著扩散也出现了，导致星子种群在原行星盘内部区域的大规模扩散，这显然与小行星在小行星带内的分布所提供的限制相矛盾。在本文中，我们研究的动力学的微行星嵌入在垂直分层的湍流盘，有无死区。我们的主要目的是检查的湍流激发的速度色散，和径向扩散，在这些光盘的星子。我们采用三维MHD模拟[.]，一个化学平衡模型[…]我们发现，星子在充分湍流光盘开发大的随机速度，将导致碰撞破坏/侵蚀的大小低于100公里的机构，并经历径向扩散的规模\sim 2.5 AU超过5万年光盘的寿命。但在死区中的星子经历的随机速度的激发大大减少，并且对于尺寸R_p < 100 km的弱聚集体和强聚集体，平衡速度分散位于破裂阈值之间。我们还发现，径向扩散发生在一个大大减少的长度尺度\sim 0.25 AU在光盘的寿命时间，这是一致的太阳系的限制。我们的结论是，通过较小的机构之间的相互碰撞的星子增长不能发生在一个完全动荡的磁盘。相比之下，死亡区可能提供一个安全的避风港，在那里公里大小的星子可以避免通过碰撞相互毁灭。
2011-06-22 astro-ph.EP
Fluffy dust forms icy planetesimals by static compression
背景：在星子形成理论中，已经提出了几个障碍，它们是弹跳、碎裂和径向漂移问题。了解尘埃聚集体的结构演化是研究星子形成的关键。尘埃颗粒在原行星盘中凝结而变得蓬松。然而，一旦它们变得蓬松，它们就不能被碰撞压缩而形成致密的微行星。目的：揭示尘埃结构从尘埃颗粒到致密星子的演化路径。研究方法：利用压缩强度公式，解析地研究了原行星盘中蓬松尘埃聚集体在盘内气体的冲压压力和聚集体自身重力的作用下如何被静态压缩。结果如下：我们揭示了尘埃颗粒通过蓬松的聚集体形成微行星的孔隙演化路径，绕过微行星形成的障碍。凝聚时聚集体被圆盘气体压缩到10^{-3} g/cm^3的密度，这比碰撞压缩的情况更致密。然后，当半径为10 km时，它们被自引力压缩到10^{-1} g/cm^3。虽然气体压缩使生长速度减慢，但在典型的盘中，当轨道半径< 6 AU时，它们的生长速度足以避免径向漂移势垒。结论：我们提出了从颗粒到星子的蓬松尘埃生长情景。它使冰质星子的形成在原行星盘的雪线以外的大范围内。这一结果为行星形成的后期阶段提供了一个具体的星子初始条件。
2013-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Impact of Silicate Grain Coagulation on Millimeter Emission from Massive Protostellar Disks
本研究通过自洽分析大质量原恒星盘硅酸盐颗粒大小演化与（亚）毫米波辐射的关系，结合ALMA观测约束其碰撞破碎阈值速度为15 m s-1，提出两种重现GGD27-MM1内盘辐射的情景，为理解岩石星子形成条件提供依据。
2025-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
A quantification of hydrodynamical effects on protoplanetary dust growth
上下文尘埃粒子在原行星盘中的生长过程可以通过数值尘埃凝聚程序来模拟。在这种方法中，控制尘埃生长过程的物理效应通常必须以参数化的形式实现。由于缺乏这些参数化，现有的粉尘凝聚的研究忽略了流体动力学气流可以对晶粒生长的影响，即使它经常被认为是流动可能显着的积极或消极的增长过程作出贡献。目的。我们打算提供一个量化的流体动力学效应的尘埃颗粒的生长，使这些影响可以被参数化，并在尘埃凝结代码中实现。方法.我们数值积分的小尘埃粒子的轨迹在磁盘气体流围绕原微行星，采样原微行星半径，逆风速度，和尘埃停止时间的大参数空间。结果气体流使大多数粒子偏离原微行星，使得其有效碰撞截面减小，因此质量吸积速率减小。然而，气流也降低了小尘埃颗粒对原微行星的撞击速度。这可能有利于其生长，因为已知大的冲击速度会导致侵蚀。我们还证明了为什么这样的气流不返回碰撞碎片的表面的原星子。结论.我们预测，一个层流流体动力流周围的原星子将有显着的影响，其增长。然而，我们不能轻易地预测碰撞速度的减小或后掠截面的减小哪个结果更重要。因此，我们提供了参数化准备实施到粉尘凝结代码。
2013-11-18 astro-ph.EP
On the Origin of Banded Structure in Dusty Protoplanetary Discs: HL Tau and TW Hya
最近对HL Tau的观测揭示了该系统拱星盘内非常详细的结构。已经提出了一系列假设来解释形态学，包括，例如，行星盘的相互作用，凝结锋和长期引力不稳定性。虽然嵌入式行星似乎能够通过与气体和尘埃的相互作用来解释圆盘中的一些主要结构，但子结构，如低对比度环和带，并不那么容易复制。在这里，我们表明，三个行星（其中只有两个建模）和初始人口的大微行星之间的动力学相互作用可以潜在地解释系统内的主要和次要带状特征。在这种情况下，小晶粒，这是耦合到气体和揭示盘形态，产生的碰撞演化的新形成的星子，这是无处不在的系统中，并从气体解耦。
2017-10-14 astro-ph.EP
Turbulence Induced Collision Velocities and Rates between Different Sized Dust Grains
本文研究了湍流中不同尺寸点粒子的碰撞率和碰撞速度。我们构建适合在指定的速度（有效的碰撞速度概率分布）的粒子停止时间比高达4的碰撞率;已经到了这一点的碰撞伙伴是非常差的相关性，因此结果应该是强大的，甚至更大的停止时间比。值得注意的是，我们发现，虽然非常不同的质量的粒子近似麦克斯韦碰撞统计，作为质量比缩小的分布变化显着。在小的停止时间比，碰撞的合作伙伴是高度相关的，我们发现一个人口的高数密度（集群），低相对速度粒子对。不像在相同的停止时间碰撞的合作伙伴的情况下，这种低相对速度集群人口碰撞，但集群是勉强足以触发批量效应，如流不稳定性。最后，我们通过构建一个主适合的碰撞统计作为一个函数的停止时间比我们的分析。再加上我们以前的工作相同的停止时间粒子对，这提供了一个配方，包括碰撞速度概率分布的尘埃凝聚模型的原行星盘。我们还包括我们的配方确定粒子碰撞诊断的数值模拟。
2013-03-26 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Aeolian erosion in protoplanetary discs: How impactful it is on dust evolution?
本文通过一维和三维模型模拟，发现风蚀在考虑径向漂移、碎裂和尘埃陷阱时对原行星盘尘埃演化影响可忽略，但可能影响后期阶段。
2024-02-27 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Acceleration of Small Dust Grains due to Charge Fluctuations
我们认为，非常小的尘埃颗粒，包括多环芳烃（PAH）所产生的静电相互作用的尘埃颗粒，由于充电事件的时间具有电荷波动的加速度。我们用蒙特卡罗方法模拟了等离子体中微小颗粒与电子、离子碰撞产生的电荷涨落，以及紫外光子的光电子发射。我们确定的电荷波动引起的加速扩散星际介质（ISM）中的非常小的颗粒的主导加速机制。我们表明，这种加速机制是有效的环境与低电离度（即，大的德拜长度），其中电荷波动缓慢但具有大的振幅。我们还讨论了目前的机制，颗粒凝聚和粉碎弥漫ISM，分子云，和原行星盘的影响。
2011-12-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
Rapid Coagulation of Porous Dust Aggregates Outside the Snow Line: A Pathway to Successful Icy Planetesimal Formation
宏观尘埃粒子的快速轨道漂移是原行星盘中星子形成的主要障碍之一。我们重新审视这个问题，考虑孔隙度的尘埃聚集体的演变。我们应用最近的N体模拟聚集体碰撞的基础上的孔隙度模型，这使我们能够研究的孔隙度变化时，碰撞的影响范围很广的能量。作为第一步，我们忽略碰撞碎片，而是专注于尘埃的雪线外的演变，在那里的碎片已被建议是不太重要的雪线内，因为高粘附效率的冰粒。我们表明，即使考虑碰撞压缩，尘埃颗粒也可以演化成高度多孔的聚集体（内部密度远小于0.1 g/cm^3）。我们还表明，高孔隙率触发显着加速碰撞生长。这种加速度是粒子在低努森数下的空气动力学性质的自然结果，即，粒子半径大于气体分子的平均自由程。由于这种快速增长，高度多孔聚集体被发现克服径向漂移障碍，在轨道半径小于10 AU（假设最小质量的太阳星云模型）。这表明，如果碰撞碎裂真的微不足道，那么通过亚微米大小的冰粒子的直接碰撞生长，冰星子的形成是可能的。
2012-05-11 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
Electrostatic Barrier against Dust Growth in Protoplanetary Disks. II. Measuring the Size of the "Frozen" Zone
亚微米级尘埃颗粒凝聚成多孔聚集体是原行星盘中尘埃演化的初始步骤。最近，有人指出，在弱离子化的磁盘中的灰尘的负电荷可以显着减缓凝聚过程。在本文中，我们应用的增长标准，在纸我找到一个位置（“冻结”区）的收费摊位粉尘生长在分形生长阶段。对于低湍流磁盘，我们发现，冻结区可以覆盖磁盘的主要部分在几个到100 AU从中央恒星。聚集体的最大质量在1 AU时约为10^{-7} g，在100 AU时小至几个单体质量。强湍流可以显著减小冻结区的尺寸，但这种湍流会导致宏观聚集体在后期的破碎。我们研究了一种可能性，即完全冻结的尘埃演化在低湍流磁盘可以防止全球运输的尘埃盘。我们的简单估计表明，全球尘埃输送可以在10^6年的时间尺度上导致宏观团聚体的供应和冻结团聚体的去除。这推翻了通常的理解，即微小的尘埃粒子在更短的时间尺度上耗尽，除非碰撞碎裂是有效的。冰冻带和全球尘埃输送可以解释金牛座T星的红外观测和陨石的放射性年代测定所提出的“缓慢”（\sim 10^6年）的尘埃演化。
2011-02-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Theoretical spectra of photoevaporating protoplanetary discs: An atlas of atomic and low-ionisation emission lines
我们提出了一个计算的原子和低电离辐射线光谱的光蒸发原行星盘。线光度和配置文件获得详细的光电离计算的光盘和风结构周围的年轻活跃的太阳型恒星。圆盘和风的密度和速度场是从Owen等人最近开发的辐射流体动力学模型中获得的，包括恒星X射线和EUV照射的原行星盘在不同阶段的清除，从原始来源的内部孔源的各种孔大小。我们的模型比较有利，目前可用的观测，贷款支持的X射线驱动的光盘分散的光蒸发模型。特别是，我们发现，X射线驱动一个温暖的，主要是中性流的OI 6300 A线可以产生中性氢碰撞激发。我们的模型可以，第一次，提供了一个非常好的匹配的光度和配置文件的低速度分量的OI 6300 A线和其他禁止线观察到的Hartigan等人，覆盖了大量金牛座T星的样本我们发现OI 6300 A和NeII 12.8um谱线主要产生于X射线驱动的风中，因此当在非边缘倾斜处观察时，某些系统出现蓝移几km/s。然而，我们注意到，蓝移只在某些条件下产生：X射线光度，光谱形状和内孔大小都影响发射区域的位置和风中的物理条件。因此，我们警告说，虽然蓝移线是资金流出的信号，但没有蓝移不一定就意味着没有资金流出。
2010-04-26 astro-ph.EP astro-ph.GA
Explaining Mercury's Density through Magnetic Erosion
在原行星盘中，富含金属铁的尘埃颗粒可以通过磁力相互吸引。如果它们被磁化到接近饱和的值，磁感应碰撞速度就足够高，可以撞掉非磁化的松散结合的硅酸盐。这个过程使金属铁中的尘埃颗粒的幸存部分富集，这进一步增强了磁介导的碰撞。富铁尘埃碰撞截面的磁场增强导致了颗粒的快速生长，从而形成星子。虽然这种硅酸盐脱落的过程，我们称之为“磁侵蚀”，只发生在原行星盘的一个非常有限的部分，这是一个可能的解释水星的不成比例的大铁核心。
2014-07-01 astro-ph.EP
The Evolution of Gas and Dust in Protoplanetary Accretion Disks
尘埃只占星周盘质量的百分之一，但它对于行星形成、盘化学、辐射转移和观测的建模至关重要。尘埃从亚微米级颗粒到微行星的初始生长以及尘埃在年轻恒星周围盘中的径向输运是本论文的主题。星周尘埃经历径向漂移、垂直沉降、湍流混合、碰撞增长、破碎和侵蚀。我们从三个方向处理这个问题：分析计算，数值模拟，并与观察比较。我们描述的物理和数值概念，进入一个模型，它能够模拟的径向和尺寸的气体盘，这是粘性发展超过几百万年的尘埃演变。由此产生的灰尘尺寸分布相比，我们的分析预测和获得稳态灰尘尺寸分布的一个简单的配方。与手头的数值模型，我们表明，颗粒破碎可以解释这样一个事实，即观察到的星周盘是灰尘丰富的几百万年。最后，我们调查的挑战，目前的观测理论的晶粒演化，即毫米大小的晶粒观察到在大距离的恒星。我们发现，在径向漂移是无效的假设下，我们可以重现一些观测到的光谱指数和通量。较暗的物体表明粉尘与气体的比率降低或粉尘不透明度降低。
2011-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Physics of Protoplanetesimal Dust Agglomerates. IV. Towards a Dynamical Collision Model
近年来，我们对原行星尘埃碰撞演化的认识取得了许多进展。基于实验室中的各种尘埃碰撞实验，我们对原行星盘中尘埃聚集体生长的观点现在得到了对尘埃聚集体之间相互作用所涉及的物理学的更深入理解的支持。然而，决定碰撞结果的参数空间是巨大的，有时无法进入实验室实验。非常大或蓬松的尘埃聚集体和极低的碰撞速度超出了今天实验室的范围。因此，我们希望增加我们的经验知识的尘埃碰撞物理的数值方法来处理任意的聚集体尺寸，孔隙率和碰撞速度。在这篇文章中，我们实现实验确定的材料参数的高度多孔粉尘聚集成光滑粒子流体动力学（SPH）的代码，特别是一个全方位的压缩强度和拉伸强度的关系。给出了用压缩实验和低速碰撞实验对SPH程序进行校准的方法。在标定的过程中，我们开发了一个动态的压缩强度关系，并估计了剪切强度的关系。最后，我们定义并进行了一系列的基准测试，发现实验结果和数值模拟之间的协议是非常令人满意的。SPH程序过去曾用于研究高速碰撞。在这项工作的最后，我们展示了未来应用的例子在低速区的碰撞演化。
2009-05-30 astro-ph.EP
A Monte Carlo method for tracking dust properties during coagulation in protoplanetary disks
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
本文提出一种确保尘埃性质全局守恒的蒙特卡洛算法，用于追踪尘埃在原行星盘中的空间演化，通过验证分析解和二维盘基准测试，证明其在尘埃演化建模中提高了小颗粒区域的分辨率。
2026-04-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
The Effect of Luminosity Outbursts on the Abundance of Pebbles and Their Ice Mantles in Protoplanetary Disks
本研究利用FEOSAD二维流体动力学模拟，揭示原行星盘光度爆发如何改变各挥发分雪线，并因水冰流失使卵石丰度减半且恢复需数千年。
2025-05-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Massive Protostellar Disks as a Hot Laboratory of Silicate Grain Evolution
本文建立含尘埃凝结、碎裂与径向漂移的大质量原恒星盘模型，结合GGD27-MM1观测推断硅酸盐颗粒碎裂阈值约10 m/s，用以约束岩石星子形成条件。
2023-06-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Five steps in the evolution from protoplanetary to debris disk
Herbig Ae恒星的原行星盘最终消散，留下一个由微行星和尘埃组成的脆弱的碎片盘，以及可能的气体和行星。本文利用10- 20百万年A星碎片盘的性质来考虑原行星到碎片盘的转变。这两类尘埃的物理区别在于是否存在足够数量的原始气体来控制小尘埃颗粒的运动（而不是尘埃的次级性质或其搅动程度）。这激发了一个基于尘埃光谱的观测分类，根据经验定义，A星碎片盘在12 μ m处需要<3，在70 μ m处需要<2000。我们还提出了一个假设来测试，主序星/星子结构已经到位（但模糊）在原行星盘阶段。如果行星的结构在圆盘分散期间改变直到冻结，这可能只是弱正确的，或者如果行星和星子在圆盘分散期间形成，则完全错误。讨论了过渡过程中的五个步骤：（i）在内部凿出一个洞，形成过渡盘;（ii）耗尽外盘中毫米大小的尘埃，并指出确定这种质量最终是形成星子还是碰撞耗尽的重要性;（iii）最终清除内部区域，并指出许多机制在后期补充中等热尘埃水平，并可能也在原行星盘中运行;（iv）气体的消失，注意到最近在碎片盘中发现了原始和次级气体，这突出了我们的无知以及ALMA即将带来的启示;（v）环状微行星结构的形成，注意到这些结构是通过与行星的相互作用形成的，并且微行星在原行星盘中的位置可能与其中的尘埃浓度无关，而尘埃浓度是由气体相互作用确定的。
2014-12-17 astro-ph.EP
Hiding in the Shadows II: Collisional Dust as Exoplanet Markers
对最年轻的行星（过渡盘为$\sim$ 1- 1千万年）的观测将提高我们的行星形成模型的准确性。不幸的是，即使在理想的情况下，对这些行星的观测也是具有挑战性和耗时的。因此，我们建议确定一组标记，可以预先选择有前途的外行星托管候选磁盘。为此，进行了N体模拟，以研究嵌入木星质量的行星对周围微行星盘动力学的影响，以及由此产生的第二代碰撞尘埃。我们使用一个新的碰撞模型，允许星子的碎片和侵蚀，和灰尘大小的碎片模拟后处理步骤，包括非引力，由于恒星辐射和气体原行星盘。从我们的数值模拟合成图像显示，一个明亮的双环在850 $μ$ m的低偏心率的行星，而一个高偏心率的行星将产生一个典型的内环与不对称的磁盘。在第一代原始尘埃的存在下，这些标记在远离嵌入行星的轨道的地方很难被探测到，但在过渡盘中的行星起源的间隙内可以被探测到。
2016-01-14 astro-ph.EP
Circularization of tidal debris around white dwarfs: implications for gas production and dust variability
白矮星（WD）污染被认为是由行星体的潮汐破坏引起的。最初的碎片流是非常偏心的，而观测证据表明圆盘是圆形的或接近圆形。在这里，我们提出了一种新的机制来弥合这一差距，并表明，碎片可以迅速循环通过灰尘或气体阻力时，他们与一个预先存在的光盘相互作用。我们假设，潮汐流主要由小的粘性碎片的大小范围为10-1000米，能够抵抗WD潮汐力，而光盘跨越一个广泛的质量范围。我们提供了一个分析模型，伴随着N-体模拟，并找到一个大的参数空间的碎片大小和轨道分离，导致完全圆化。对于质量小几个数量级的光盘，部分圆化是可能的。我们发现，尘埃引起的循环固有地产生气体作为潮汐碎片碰撞蒸发预先存在的尘埃沿其路径。我们表明，正在进行的气体生产有更高的概率发生在早期阶段的潮汐破裂事件，由于事实上，较小的碎片是第一个循环。然而，随着潮汐流的成熟，间歇性天然气生产变得更有可能。这可以解释为什么只有一小部分含有灰尘光盘的系统也有观察到的气体成分。此外，相互作用产生碎片侵蚀碰撞粉碎，溅射，升华和可能的冲压压力。碰撞散射的物质可能会形成一个薄的尘埃光环，该光环通过PR阻力演变，与观察到的红外变化一致。
2021-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
High-Temperature Ionization in Protoplanetary Disks
我们计算的电子和离子的丰度在热（> 500 K），尘埃部分的原行星盘，治疗的第一次的影响，电子和离子发射的尘埃颗粒。高温电离模型只是简单地假设碱金属元素，如钾，以气相原子的形式存在，并遵循萨哈方程碰撞电离。我们表明，萨哈方程往往不成立，因为自由电荷产生的电子和离子发射和破坏时，他们坚持粮食表面。这意味着电离状态不取决于碱金属原子的第一电离势，而是取决于颗粒的功函数。带电物种的丰度通常突然上升超过约800 K，与功函数，气体密度，或灰尘与气体的质量比几乎没有定性的依赖。应用我们的结果，我们发现原行星盘的死区，在那里高的扩散率抑制磁旋转湍流，其内边缘位于温度超过阈值~1000 K。阈值由双极扩散设置，除了在最高密度处，其中阈值由欧姆电阻率设置。我们发现，磁盘气体可以扩散加载到恒星磁层的温度低于类似的阈值。我们调查是否“短路”的不稳定性的电流片可以在磁盘中工作，并发现它不能，或仅在一个狭窄的范围内的条件下工作，它似乎不是球粒形成机制。我们还建议，电子发射是重要的，以确定欧姆加热的热超导体的速率。
2015-08-31 astro-ph.EP
