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
Primordial Dusty Rings and Episodic Outbursts in Protoplanetary Discs
我们调查的形成和演变的“原始”尘埃环发生在原行星盘的内部区域，长期的帮助下，耦合尘埃气体，磁流体动力学模拟。模拟是全球性的，从母云核的崩溃阶段开始，而死区是通过考虑到当地电离平衡的自适应$α$配方计算。尘埃组分的演化包括其生长和与气体的反反应。以前，使用模拟只有气体成分，我们表明，动态环形成在死区的内边缘。我们发现，当尘埃演化以及磁场演化的磁通冻结极限，形成的尘埃环是更多的，并跨越一个更大的径向范围内的内部磁盘，而死区是更强大的，并持续了更长的时间。我们发现，这些动力环集中足够的尘埃质量成为流不稳定，这将导致快速的星子形成，即使在嵌入式系统的阶段。磁旋转不稳定性引起的幕式爆发对环的演化有重要影响。爆发排出了内盘中的尘埃，但是爆发之间的时间足够长，通过流动不稳定性使微行星生长。环中包含的尘埃质量足够大，最终产生具有核心吸积情景的行星系。低质量系统很少经历爆发，因此，这些恒星周围的条件特别有利于行星形成。
2022-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Generalized Nonlinear Ohm's Law: How a Strong Electric Field Influences Non-ideal MHD Effects in Dusty Protoplanetary Disks
原行星盘的磁流体动力学（MHD）受到盘内气体电离率低的非理想MHD效应的强烈影响。由气体运动引起的强电场可以加热电离的气体粒子，从而可以影响盘中的电离平衡。我们以前的研究表明，在尘埃原行星盘中，欧姆电导率随着电场强度的增加而减小，直到盘气体发生电击穿。在这项研究中，我们将我们以前的工作扩展到更一般的情况下，电场和磁场影响等离子体粒子的运动，使我们能够研究等离子体加热对所有非理想MHD效应的影响：欧姆，霍尔和双极扩散。我们发现，即使在存在磁场的情况下，我们先前推导出的电流的上限也适用。虽然霍尔和双极电阻率可以随电场强度而增加或减少，这取决于带电尘埃颗粒的丰度，但欧姆电阻率总是随电场强度而增加。一个数量级的估计表明，原行星盘内部气体运动产生的大规模电流可能超过上限。这意味着内盘的MHD运动，例如由霍尔剪切不稳定性驱动的运动，可能被抑制或触发电击穿（闪电放电）。这可能对原行星盘内部的气体吸积和球粒形成具有重要意义。
2019-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Secular Gravitational Instability of Drifting Dust in Protoplanetary Disks: Formation of Dusty Rings without Significant Gas Substructures
长期引力不稳定性（GI）是在原行星盘中产生环状子结构和星子的一种有希望的机制。我们进行数值模拟的长期GI在一个径向延伸的磁盘向内漂移的尘埃颗粒。结果表明，即使在尘埃扩散的情况下，尘埃环也是通过长期GI形成的，而尘埃颗粒是向内移动的，尘埃表面密度增加了十倍。一旦长期GI发展到非线性状态，所产生的环的总质量可以是尘埃盘质量的一个重要部分。通过这种方式，大量漂移的尘埃颗粒可以被收集在尘埃环中，并储存起来用于微行星的形成。在显着的尘埃子结构的出现相反，长期GI不创建显着的气体子结构。这一结果表明，在磁盘中平面附近的气体密度分布的观测，使我们能够区分在所观察到的磁盘中创建的环形子结构的机制。一旦它们进入稳定于长期GI的内部区域，所产生的环就开始衰变。由于环隙对比度平滑地减小，因此似乎即使在稳定区域中也可以观察到环。我们还讨论了可能的结果的非线性增长，并表明一个显着发展的长期GI区域可能出现的可能性，作为一个缺口样的子结构，在尘埃连续排放，因为尘埃生长成较大的固体和星子形成减少总发射率。
2020-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
On linear dust-gas streaming instabilities in protoplanetary discs
通过一组非常简化的方程，我们重新审视了线性流动不稳定性（技术上是一种过稳定性），它存在于尘埃原行星盘中，并且对尘埃原行星盘具有潜在的重要性（Youdin & Goodman 2005）。我们的目标是更好地理解这种不稳定性的物理起源，这是出了名的微妙。旋转动力学似乎对这种类型的不稳定性至关重要，而一维笛卡尔模型无法捕捉到这种不稳定性。尘埃“堆积”在移动的压力最大值是一个重要的触发机制的不稳定性，和阻力反馈的尘埃后，气体允许这些最大值得到加强。科里奥利力和背景漂移抵消了压力的影响。
2011-04-28 astro-ph.EP
From Planetesimals to Dust: Low Gravity Experiments on Recycling Solids at the Inner Edge of Protoplanetary Disks
不同大小固体的输运是原行星盘演化和行星形成的重要过程。大的固体被认为是向内漂移的;在彗星中发现的高温矿物被认为是向外迁移的。从抛物线飞行的低重力实验中，我们研究了由固态温室效应和尘埃床上层内的电泳引起的尘埃体的光致侵蚀。研究的重力水平分别为0.16 g、0.38 g、1 g和1.7 g。实验期间的光通量为12 +/- 2 kW/m^2，环境压力为6 +/- 0.9 mbar。光致侵蚀是强烈的重力依赖性，这是与发达国家的模型。特别是对于小的尘埃体（（子）-星子），有效的侵蚀是可能的光学薄内边缘的原行星盘。光致侵蚀阻止了较大天体的重要部分过于靠近宿主恒星，并随后被吸积。产生的小尘埃继续受到电泳作用，并部分向上和向外输送到磁盘表面;在磁盘的寿命期间观察到产生的小尘埃颗粒。侵蚀尘埃的部分参与了随后的周期的增长在星子形成。另一部分尘埃可能会被行星大小的天体收集，如果这个天体已经靠近盘边缘。无论哪种方式，光诱导侵蚀是原行星盘的有效循环过程。
2013-01-09 astro-ph.EP
Radiation pressure mixing of large dust grains in protoplanetary disks
年轻恒星周围的尘埃盘是由星际尘埃形成的，这些尘埃由无定形的亚微米颗粒组成。然而，在彗星和陨石中发现的颗粒，以及在年轻恒星光谱中追踪到的颗粒，包括必须在超过1,000 K的温度下经历退火或冷凝的大晶粒，即使它们与从未经历过如此高温度的周围物质混合。这促使大规模混合理论能够将热改变的颗粒从吸积盘内部的热部分转移到外部较冷的盘区域，但所有这些假设都可能存在问题。在这里，我报告说，尘埃盘产生的红外辐射可以将大于1微米的颗粒从内部盘中发射出来，于是它们在盘上方滑行时被恒星辐射压力向外推。对于给定的颗粒尺寸和固体密度，颗粒在太冷而不能产生足够的红外辐射压力支持的半径处重新进入盘。观测到的盘的性质表明，这一过程可能在几乎所有年轻的恒星和年轻的棕矮星中都很活跃。
2009-05-14 astro-ph.EP
Dynamics of Dusty Vortices I: Extensions and limitations of the terminal velocity approximation
基于含尘涡旋的稳定性，本文研究了无压粉尘流体与气体耦合的终极速度近似方程，并给出了FARGO 3D流体动力学程序中方程的数值求解方法。我们表明，对于原行星盘，它是可以使用的重心速度的粘性应力张量，使它平凡的模拟粘性尘埃原行星盘与此模型。我们还表明，终极速度模型打破了周围的冲击，成为不兼容的两个流体模型，它是来自。最后，我们产生了一组数值方案的测试用例，并证明了我们的代码在这些测试的性能。我们的实现嵌入在FARGO3D使用无条件稳定的显式积分器是快速的，并表现出所需的二阶空间收敛光滑的问题。
2019-07-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
Self-Sustaining Vortices in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetary System Formation
行星形成的核心吸积方案假设星子和行星胚胎是在原行星盘的原始气态阶段形成的。然而，尘埃颗粒如何克服传统的生长障碍还不清楚。最近提出的粘性环不稳定性可以解释在原行星盘中观察到的同心环，假设尘埃颗粒可以降低气体的电导率，从而削弱磁旋转不稳定性。我们提出了一个分析这个模型的帮助下，基于GPU的数值流体动力学模拟耦合气体和尘埃在薄盘限制。在盘的演化过程中，尘埃环变得Rossby不稳定，并分裂成一连串的小尺度涡旋。涡旋形成长期稳定的尘埃结构，这可能是通过流动不稳定性以及直接的引力坍缩形成星子的场所。自维持涡旋现象与系外行星的观测约束相一致，为行星系的形成提供了有利的环境。
2021-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The role of the drag force in the gravitational stability of dusty planet forming disc -- I. Analytical theory
最近的观测表明，在年轻的系统中，行星形成已经在进行中，当时原恒星仍然嵌入分子云中，吸积盘是巨大的。在这样的环境中，自引力（SG）和引力不稳定性（GI）的作用是决定盘的动力学演化的关键。在这项工作中，我们研究的动力学作用的拖曳力在自引力盘作为一种方式，形成星子在早期的原行星阶段。得到了在共同引力场和相互拖曳力作用下，由两相（气体和尘埃）组成的流体中密度波扰动的色散关系，发现稳定性阈值由三个参数决定：局部尘埃与气体的密度比、尘埃的相对温度和相应的Stokes数.在一个参数空间的区域，年轻的原行星盘可能会被发现，不稳定性可能是尘埃驱动的，发生在小波长。在这种情况下，金斯质量比标准引力不稳定性模型预测的要小得多。这种机制可能是在原恒星盘中形成行星核心的可行方法，因为它们的预测质量约为10个地球质量。
2022-12-09 astro-ph.EP
Dust and gas mixtures with multiple grain species - a one-fluid approach
我们推导出描述由气相和任意数量的尘埃相组成的混合物的单流体演化方程，推广了Laibe & Price（2014 a）中开发的方法。还提供了连续灰尘分布的概括以及强阻力制度的解析近似。这种形式主义奠定了基础的尘埃人口在广泛的天体物理系统的数值模拟，同时避免了与多流体处理的限制。一系列的分析问题，即dustybox，dustyshock和dustywave问题，以及颗粒的径向漂移和原行星盘的流动不稳定性的形式主义的有用性说明。我们发现特定的物理效应的存在下，几个灰尘阶段和多个拖动时间尺度，包括非单调的发展阶段之间的微分速度和提高效率的线性增长的流不稳定性。有趣的是，发现在一定条件下，大颗粒可以在原行星盘中向外迁移。这也许可以解释在距离中心恒星几百个天文单位处存在小鹅卵石的原因。
2014-07-14 astro-ph.EP
Inner dusty regions of protoplanetary discs -- III. The role of non-radial radiation pressure in dust dynamics
本研究结合磁流体动力学模拟与辐射传输，改进原行星盘内尘埃动力学模型，发现非径向辐射压力导致尘埃外流、阻碍吸积并减少沉降，且盘风增强效应，尘埃可停留后抛射至外盘。
2024-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
A dusty origin for the correlation between protoplanetary disc accretion rates and dust masses
最近的观测揭示了原行星盘的吸积率（从紫外连续谱过量测量）与从亚毫米连续谱观测推断的质量之间的相关性。虽然粘性演化模型预测了这样的相关性，但预测值与从狼疮和上天蝎座恒星形成区域获得的数据存在紧张关系;例如，它们低估了吸积率的分散，特别是在较老的区域。在这里，我们认为，由于亚毫米观测跟踪光盘的灰尘，通过明确建模的尘埃颗粒的生长，演变和排放，我们可以更好地理解的相关性。我们表明，湍流粘度与$α\lesssim 10^{-3}$，从光盘由于径向漂移的灰尘耗尽意味着我们可以重现的范围内的质量和吸积率看到的狼疮和上斯科数据集。这个模型的一个结果是，在一个给定的尘埃质量的吸积率的上轨迹不随该地区的年龄。此外，我们发现，内部光蒸发是必要的，以产生最低的吸积率观察。为了复制正确的尘埃质量在光盘分散的时候，我们赞成相对较低的光蒸发率$\lesssim 10^{-9}~M_{\odot}~\mathrm{yr^{-1}}$的大多数来源，但不能区分EUV或X射线驱动的风。有限数量的来源，特别是在狼疮，显示出具有较高的质量比我们的模型，这可能是证据的灰尘或灰尘捕获诱导的子结构的属性的变化预测。
2020-08-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust Morphology Under Changing Dust Mass Ratios in Protoplanetary Discs
The University of Georgia（佐治亚大学）；University of Oxford（牛津大学）
研究尘埃质量比变化对行星形成盘形态的影响，通过尘埃-气体质量比ε约束改进盘质量估计。
2026-02-13 astro-ph.EP
The time evolution of dusty protoplanetary disc radii: observed and physical radii differ
用ALMA进行的原行星盘调查正在测量多个恒星形成区域的盘半径。盘半径是诊断盘是否经历粘性扩散的基本量，区分作为盘演化驱动器的风对粘性或角动量的去除。然而，从观测上看，亚毫米级的连续辐射主要是由尘埃控制的，尘埃也会向内漂移，使图像变得复杂。在本文中，我们调查，使用尘埃颗粒生长和径向漂移的理论模型，尘埃粘性原行星盘半径随时间的演变。尽管存在一个尖锐的外边缘的尘埃分布，我们发现，包围大部分的尘埃$\textit{mass}$的半径随时间的推移而增加，紧随其后的气体半径的演变。这种行为的出现是因为，虽然尘埃最初会迅速生长并漂移到恒星上，但残留在密尔时间尺度上的尘埃与气体的耦合相对较好。观测尘埃盘的膨胀需要使用基于盘$\textit{flux}$的高分数（例如95%）和与ALMA的非常长的积分的定义，因为盘外部的尘埃颗粒很小，并且具有低的亚毫米不透明度。我们发现，现有的调查缺乏灵敏度来检测粘性蔓延。他们测量的圆盘半径并不跟踪尘埃分布中的质量半径或尖锐的外缘，而是颗粒具有显著的亚毫米不透明度的外部界限。我们预测，这些观察到的半径应缩小与时间。
2019-04-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust evolution in protoplanetary discs and the formation of planetesimals. What have we learned from laboratory experiments?
经过25年的实验室研究原行星尘埃凝聚，一个一致的图片，涉及碰撞尘埃聚集体的各种过程已经出现。除了粘附、弹跳和碎裂之外，其他效果，例如，腐蚀或质量传递，现在已经被广泛研究。凝聚模拟一致地表明，$\rm μ$ m大小的尘埃颗粒在遇到弹跳屏障之前可以生长到mm到cm大小的聚集体，而亚$\rm μ$ m大小的水冰颗粒可以直接生长到星子大小。对于硅质物质，其他过程必须负责将尘埃聚集体转化为星子。在本文中，讨论了这些过程，介绍了出现的尘埃或结冰微行星的物理特性，并与来自太阳系内外的经验证据进行了比较。总之，由尘埃“卵石”的引力坍缩形成的星子似乎是最有可能的。
2018-02-01 astro-ph.EP
The Dusty Rossby Wave Instability (DRWI): Linear Analysis and Simulations of Turbulent Dust-Trapping Rings in Protoplanetary Discs
针对原行星盘湍流尘埃俘获环中流不稳定性难以作用的问题，提出两类尘埃罗斯贝波不稳定性（DRWI）并通过双流体模拟验证，为星子及不对称尘埃结构形成提供新路径。
2023-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Physical properties of dusty protoplanetary disks in Lupus: evidence for viscous evolution?
行星的形成强烈地依赖于原行星盘中固体的总量以及空间分布。由于ALMA提供的分辨率和灵敏度的改进，现在可以在大型圆盘样品上测量毫米级颗粒的表面密度。这样的测量提供了统计约束，可以用来告知我们对行星形成的初始条件的理解。我们分析了空间分辨观测的36个原行星盘在狼疮恒星形成复杂的ALMA调查在890微米，旨在确定的物理性质，如尘埃表面密度，磁盘的质量和大小，并提供一个约束的温度分布。我们使用双层圆盘模型直接在uv平面中拟合观测结果，该模型通过求解每个圆盘半径处的能量平衡来计算890微米的发射。对于36个原行星盘中的22个，我们得到了它们的物理性质的可靠估计。样本覆盖的恒星质量在~0.1和~2太阳质量之间，我们没有发现平均盘温度和恒星参数之间的趋势。相反，我们发现，积分亚毫米通量（代理磁盘质量）和指数截止半径（代理磁盘大小）的狼疮磁盘之间的相关性。将这些结果与文献中发现的金牛座-御夫座/蛇夫座圆盘的相似角分辨率下的观察结果进行比较，并将它们缩放到相同的距离，我们观察到狼疮圆盘通常更暗，更大，具有高度的统计学显著性。考虑到这些区域之间1- 200万年的年龄差异，有可能尝试性地解释盘质量/盘大小关系与粘性扩散的偏移，但是根据目前的测量结果，不能排除其他机制。
2017-07-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Streaming instabilities in accreting and magnetized laminar protoplanetary disks
流动不稳定性是卵石形成星子的最有希望的途径之一。因此，了解这种不稳定性在原行星盘中预期的现实条件下如何运作，对于评估行星形成的效率至关重要。当代的原行星盘模型表明，磁场是通过大规模层状磁应力驱动气体吸积的关键。然而，这种磁场对流动不稳定性的影响还没有被详细研究。为此，我们研究了原行星盘中尘埃、磁化气体的稳定性。我们发现，流动的不稳定性可以增强被动的磁转矩，甚至坚持在没有一个全球径向压力梯度。在这种情况下，不稳定性归因于尘埃和气体之间的方位角漂移，不像经典的流不稳定性，这是由径向漂移驱动。这表明，流动的不稳定性可以保持有效的内部尘埃捕获吸积盘的压力隆起。当考虑垂直带电场时，我们发现尘埃反馈可以抑制磁旋转不稳定性，而经典的流不稳定性可以通过磁扰动来稳定。我们还发现，阿尔文波可以不稳定的尘埃气体漂移，但这种不稳定性需要接近理想的条件。我们讨论了这些结果的尘埃动力学和星子形成的原行星盘的可能影响。
2021-11-19 astro-ph.EP
The Physics of Protoplanetesimal Dust Agglomerates. V. Multiple Impacts of Dusty Agglomerates at Velocities Above the Fragmentation Threshold
在过去的几年里，实验表明，碰撞以上的碎裂阈值速度是一个潜在的重要增长过程的原行星尘埃聚集。为了更深入地了解这一过程，我们进行了实验室和落塔实验，研究烧结粉尘目标上的小，多孔粉尘聚集体弹丸的多次影响。射弹和靶由1.5微米单分散、球形SiO2单体组成，体积填充因子为0.15（射弹）和0.45（靶）。炮弹由螺线管磁铁加速，并与弹匣结合，弹匣可以在真空中对目标上的同一点进行25次撞击。我们测量的质量吸积效率和体积填充因子为不同的冲击速度之间的1.5和6.0米/秒。最低撞击速度的实验是在微重力条件下在不来梅落塔中进行的。在此速度范围内，我们发现吸积效率随速度的增加而线性增加。在实验室实验中，吸积效率从0.12增加到0.21（单位弹丸质量）。记录的撞击图像表明，从弹丸到靶的质量转移导致靶上的锥形结构的生长。从图像中，我们还测量了生长结构的体积填充因子，随着冲击速度的增加，其范围从0.15（未压实）到0.40（显著压实）。这些结果增加了我们对原行星盘中聚集体生长的认识，并应考虑到未来的原行星尘埃生长模型。
2010-09-22 astro-ph.EP
Dust Dynamics in Protoplanetary Disk Winds Driven by Magneto-Rotational Turbulence: A Mechanism for Floating Dust Grains with Characteristic Sizes
通过模拟尘埃颗粒在垂直方向上的时间演化，研究了磁旋转湍流驱动的原行星盘风中不同尺寸尘埃颗粒的动力学行为。与气体耦合良好的小尘埃颗粒被向上流动的气体向上拖曳，而大颗粒则留在圆盘的中平面附近。中等尺寸的颗粒在向下的重力和向上的气体阻力之间的时间平均力平衡中从中平面漂浮在几个尺度高度处。对于1天文单位的最小质量太阳星云，尘埃颗粒大小为20 - 40 $μm$漂浮在距离中平面5-10刻度的高度。考虑到与中心恒星的距离的依赖性，较小尺寸的颗粒仅保留在盘的外部区域，而较大尺寸的颗粒分布在更广泛的区域。我们还讨论了我们的结果的影响，年轻恒星周围的尘埃物质的观测。
2016-02-12 astro-ph.EP
DBNets: A publicly available deep learning tool to measure the masses of young planets in dusty protoplanetary discs
Università degli Studi di Milano（米兰大学）
本文提出基于卷积神经网络的深度学习工具 DBNets，通过分析原行星盘尘埃连续辐射中的子结构快速推断嵌入行星质量并量化不确定性，在分布外测试和 33 次实际观测中验证了其可靠性。
2024-02-19 astro-ph.EP astro-ph.IM cs.LG
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
On the Dust Signatures Induced by Eccentric Super-Earths in Protoplanetary Disks
我们研究了一个高度偏心的10 $M_{\rm \oplus}$（其中$M_{\rm \oplus}$是地球质量）行星嵌入尘埃原行星盘的尘埃动力学和观测的影响。通过进行高分辨率的二维气体和尘埃双流体流体动力学模拟，我们发现行星的轨道可以在大半径处圆形化。在行星轨道圆化后，部分间隙打开和尘埃环形成发生在行星圆化半径附近，这可以解释在圆盘外部区域观察到的间隙/环。当盘的质量和粘度变低时，我们发现偏心行星甚至可以打开间隙，并在其圆化之前在近心和远心半径附近产生尘埃环。这为解释观测到的尘埃环和原行星盘中的间隙提供了替代方案。在观测中，较低的盘粘度有利于产生较亮的环。当尘埃盘的粘性较低（$α\lesssim2\times10^{-4}$）且圆化速度比尘埃径向漂移快时，偏心行星也可能减缓尘埃盘外部区域的尘埃径向漂移。
2019-10-07 astro-ph.EP
Dynamics of Dusty Vortices II: Stability of 2D dust laden vortices
长期以来，人们一直推测涡旋在行星形成中发挥作用，通过在原行星盘涡旋核心处产生的压力最大值中收集尘埃。但问题仍然是：当灰尘聚集在漩涡的核心时，漩涡何时保持稳定并能够进一步收集灰尘，何时以及为什么会分裂？我们研究这个问题，通过运行高分辨率的2D模拟充满灰尘的漩涡。通过在局部剪切盒中使用终极速度近似，可以以高分辨率有效地模拟气体中的反反应尘埃。我们的研究结果表明，如何在原行星盘的二维尘埃载涡的稳定性取决于它们的大小相对于磁盘规模的高度，以及灰尘耦合。我们发现，小涡与semiminor轴远小于规模的高度是稳定的模拟（$t>2000$轨道）的持续时间。较大的旋涡，半短轴小于但量级的尺度高度，表现出阻力不稳定性后，经历了长时间的收缩，其中核心变得越来越多的灰尘丰富。这些涡旋的寿命取决于尘埃的大小，较大的尘埃颗粒会导致不稳定性发生得更快。对于本文中测试的尺寸范围，$μ$ m至mm尺寸的颗粒，涡旋存活了数百个轨道。结果表明，由垂直剪切不稳定性和僵尸涡不稳定性形成的涡的稳定性，或通过流体动力学不稳定性的大涡的破裂，受到尘埃的盘中的存在。在本文中观察到的寿命，而缩短了尘埃的存在下，较大的漩涡，仍然足够长，导致相当大的尘埃富集在涡核。
2022-09-07 astro-ph.EP
Multi-wavelength observations of protoplanetary discs as a proxy for the gas disc mass
最近对原行星盘的观测揭示了可能由嵌入行星引起的盘的子结构。我们研究如何在光盘的气体表面密度改变所观察到的形态散射光和尘埃连续发射。假设光盘子结构是由于嵌入式原行星，我们结合流体动力学模型与辐射转移模拟尘埃原行星盘托管行星。不同种类的尘埃对行星引起的引力扰动的反应取决于阻力停止时间--一个通常未知的局部气体密度的函数。附着在气体上的小尘埃颗粒呈螺旋状。较大的晶粒去耦，表现出越来越多的轴对称（环状）子结构去耦增加晶粒尺寸或与反转的气体盘质量。我们发现，同时建模的散射光和尘埃连续发射是能够约束的斯托克斯数，${\rm St}$。因此，如果粉尘性质已知，则这约束了结构位置处的局部气体表面密度$Σ_{\rm gas}$，从而约束了总气体质量。特别是，我们发现，在毫米发射晶粒观察环状结构需要${\rm St} \gtrsim 0.4$，因此$Σ_{\rm gas} \lesssim 0.4\,\textrm{g/cm}^{2}$。我们应用这个想法，观察到的原行星盘显示在散射光和尘埃连续体的子结构。
2019-08-23 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
Dusty substructures induced by planets in ALMA disks: how dust growth and dynamics changes the picture
本研究通过行星-盘相互作用的二维辐射流体模拟，探究尘埃动力学对原行星盘子结构的影响，发现不透明度反馈与阻力反作用会改变准热质量行星驱动的子结构形态，为解释观测特征提供新视角。
2024-12-11 astro-ph.EP
A Machine Learning model to infer planet masses from gaps observed in protoplanetary disks
对明亮的原行星盘的观测经常显示出尘埃排放中的环形间隙。对这些间隙的一种解释是盘-行星相互作用。如果是这样的话，将行星间隙模型与观测到的原行星盘间隙拟合，就可以揭示隐藏行星的存在。然而，未来的调查预计将产生越来越多的原行星盘与差距。在这种情况下，由于磁盘行星相互作用的复杂性，为每个目标执行定制的拟合变得不切实际。为此，我们引入了DPNNet（磁盘行星神经网络），这是一种通过利用机器学习的力量来建立行星间隙的有效模型。我们训练一个深度神经网络，其中包含大量的尘埃盘行星流体动力学模拟，包括行星质量、盘温度、盘粘度、盘表面密度分布、粒子斯托克斯数和尘埃丰度。然后，可以部署网络来提取给定间隙形态的行星质量。在本系列的第一部分中，我们将重点介绍机器学习框架的基本概念。我们证明了它的实用性，将其应用到尘埃间隙中观察到的HL头周围的原行星盘在$10$ au，$30$ au，和$80$ au。我们的网络预测行星质量分别为$80 \, M_{\rm Earth}$、$63 \, M_{\rm Earth}$和$70 \, M_{\rm Earth}$，这与基于专门模拟的其他研究相当。我们讨论了我们的DPNNet的主要优势，它的灵活性，将新的物理，任何数量的参数和预测，其潜力，最终取代流体动力学模拟磁盘观察员和建模。
2020-07-27 astro-ph.EP
Planetary waves can activate resonant drag instabilities in 3D dusty gaseous discs
本文通过全局三维高分辨率双流体模拟，证明内嵌低质量行星激发的行星波可与尘埃—气体流动共振并触发RDI，且该过程几乎不依赖Stokes数。
2025-06-16 astro-ph.EP
Revealing signatures of planets migrating in protoplanetary discs with ALMA multi-wavelength observations
最近的观测表明，环和间隙在原行星盘中无处不在。这些特征通常被解释为是由于行星的存在;然而，行星迁移对观测到的形态的影响迄今尚未被研究。在这项工作中，我们调查多波长毫米/亚毫米观测是否可以检测到行星迁移的特征，使用二维尘埃流体动力学模拟来模拟迁移行星产生的结构，并在0.85和3毫米合成ALMA连续观测。一个缓慢迁移的行星与行星轨道外的一个光环有关，一颗快速迁移的行星在其轨道内只形成一个光环，而一颗以中等速度迁移的行星只形成一个光环在行星轨道的两侧我们认为，多波长数据可以区分多环产生的迁移行星从其他情况下创建多个环，如多个行星或低粘度光盘。迁移的特征是外环的光谱指数较低，这是由于较大的尘埃颗粒被困在那里。最近的ALMA观测揭示了具有多个环和间隙的原行星盘，我们认为Elias 24是行星在中速区域迁移的最佳候选者。
2019-03-21 astro-ph.EP
Instabilities in dusty non-isothermal proto-planetary discs
构建含尘非等温原行星盘局部模型，研究VSI、COS、SI和DSI不稳定性在更一般条件下的表现，发现尘埃拖曳和浮力对它们的抑制效应，并揭示了两种新型含尘不稳定性。
2023-05-03 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
Dust Dynamics in Hall-effected Protoplanetary Disks. I. Background Drift Hall Instability
本研究针对受霍尔效应影响的原行星盘，通过线性分析与非线性模拟发现了新型背景漂移霍尔不稳定性（BDHI），其在低尘气比弱磁场下作用强于经典漂移不稳定性，揭示了磁场与尘埃-气体动力学的复杂相互作用，为行星形成研究提供了新视角。
2023-12-14 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
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
Dusty clumps in circumbinary discs
最近的观测显示，原行星盘经常表现出空腔和方位不对称，如尘埃陷阱和团块。在内盘区域存在一个恒星双星系统被提出来解释这些结构的形成。在这里，我们研究的尘埃和气体动力学在circumbinary盘周围的偏心和倾斜的双星。这是通过两个流体模拟的circumbinary光盘，考虑不同的值的二进制偏心率和倾角。我们发现，两种尘埃结构可以形成在光盘：一个单一的马蹄形的团块，在一个类似的气体过密度的顶部;或众多的团块，分布在内部光盘边缘。后者的特征是通过尘埃粒子和双星造成的气体螺旋之间复杂的相互作用形成的。所有这些团块都在特征位置存活了一个到几十个轨道周期。我们发现，它们的演化强烈依赖于气尘耦合和二进制参数。有趣的是，这些不对称的特征原则上可以用来推断或限制内盘腔内可能看不见的恒星伴星的轨道参数。最后，我们将我们的研究结果应用到围绕御夫座AB的圆盘。
2019-08-20 astro-ph.EP
Meso-scale Instability Triggered by Dust Feedback in Dusty Rings: Origin and Observational Implications
ALMA对原行星盘（PPD）的高空间分辨率观测揭示了许多关于盘物理和尘埃动力学的有趣约束的细节，这两者对于理解行星形成都是必不可少的。我们进行了高分辨率，二维全球流体动力学模拟，包括尘埃反馈的影响，研究尘埃环的稳定性。当环的边缘是相对尖锐的灰尘表面密度变得可比的气体表面密度，我们发现，灰尘反馈增强的径向梯度的方位角速度分布和位涡分布在环的边缘。这最终导致中尺度（几个磁盘尺度高度的空间尺度）的不稳定性，导致尘埃环中充满了许多致密的区域，在中尺度上具有高度集中的尘埃密度。我们还使用我们的模拟结果产生合成的灰尘排放图像，并讨论模拟和观测之间的比较。
2020-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-linear Development of Secular Gravitational Instability in Protoplanetary Disks
我们对原行星盘中的长期引力不稳定性进行了非线性模拟，它被认为是星子形成和多环形成的一种机制。由于长期GI的增长的时间尺度比开普勒旋转周期长得多，我们开发了一个新的数值方案，利用辛积分的概念进行长期计算。我们的新方案，我们首先调查的非线性发展的长期GI在磁盘中没有压力梯度的初始状态。我们发现，尘埃的表面密度增加了一百倍以上，而气体的表面密度甚至没有增加两倍，这导致了尘埃为主的环的形成。尘埃环的线质量往往非常接近自引力等温细丝的临界线质量。我们的研究结果表明，非线性增长的长期GI提供了一个强大的机制，集中的灰尘。我们还发现，通过长期GI的非线性增长形成的尘埃环向内迁移的速度很低，这是由环的自引力驱动。给出了尘埃环向内迁移速度的半解析表达式。
2017-11-16 astro-ph.EP
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
TW Hya: an old protoplanetary disc revived by its planet
带有明亮边缘的暗环是嵌入原行星盘中的行星的间接路标。在最近的第一次，一个方位角拉长的AU尺度的斑点，可能是一颗行星，在TW Hya用ALMA解决。这个斑点位于尘埃盘中悬崖般翻滚的边缘，而不是在黑暗的环内。在这里，我们建立了随时间变化的TW Hya盘模型。我们发现，经典的范式不能占的形态的光盘和斑点。我们认为ALMA发现的斑点隐藏着一颗正在失去气体和尘埃的海王星质量行星。我们发现，毫米大小的尘埃粒子的径向漂移自然解释了为什么斑点位于边缘的尘埃盘。离开行星的尘埃颗粒相对于它执行一个特征性的U形转弯，产生一个方位角拉长的斑点状发射特征。这种情况也解释了为什么一个1000万年前的圆盘在尘埃连续体中如此明亮。两种情况下的灰尘丢失的星球。在第一种情况下，大约40个地球质量的核心吸积行星的尘埃预失控气体包层被破坏，例如，因为一次灾难性的遭遇在第二种情况下，一颗由引力不稳定性形成的巨大尘埃预塌缩气体巨行星被其巨大核心释放的能量所破坏。未来的建模可能会区分这些场景，并使我们能够以一种全新的方式研究行星形成-通过分析最近属于行星的尘埃和气体的流动，为我们提供有关破裂前行星包络结构的信息。
2020-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impacts of dust feedback on a dust ring induced by a planet in a protoplanetary disk
当一颗行星在原行星盘中形成一个很深的缝隙时，尘埃颗粒就无法通过缝隙。因此，尘埃颗粒的密度可以增加到与外边缘处的气体密度相同的水平。在这样一个多尘的区域，来自漂移的尘埃颗粒对气体的反馈是不可忽略的。我们进行了二维两流体（气体和尘埃）的流体动力学模拟。我们发现，当尘埃颗粒的径向流动通过间隙停止时，由于尘埃反馈和尘埃颗粒的扩散，可以形成一个宽的尘埃颗粒环。在我们模拟的参数范围内，形成宽尘环的行星最小质量与卵石隔离质量一致。尘埃颗粒的宽环是形成原行星固体核的良好环境。如果环形成在类太阳恒星周围的圆盘中，位于$\sim 2\ \mbox{AU}$，环内可能会形成一个大质量的固体核心（$\sim 50M_{\oplus}$），这可能与持有大质量固体核心的热彗星（如HD 149026 b）的形成有关。在这颗矮星的盘面中，$\sim 0.5\ \mbox{AU}$周围的尘埃环内可以形成许多地球大小的行星，这可能解释了由多颗地球大小的行星组成的行星系统围绕着这颗矮星，如TRAPPIST-1。
2018-11-20 astro-ph.EP
Torques Induced by Scattered Pebble-flow in Protoplanetary Disks
行星核心的快速向内迁移是当前行星形成范式中的一个常见问题。尽管尘埃在原行星盘中无处不在，但它在行星胚胎迁移历史中的动力学作用尚未得到评估。在这封信中，我们表明，由低质量行星胚胎引起的散射球流导致了不对称的尘埃密度分布，能够施加净扭矩。通过分析一个大型的多流体流体动力学模拟解决磁盘和低质量行星之间的相互作用在一个固定的圆形轨道，并忽略尘埃反馈到气体，我们确定了两个不同的制度，气体和重力为主，分散的球流结果在几乎所有情况下，在正扭矩。我们收集我们的测量在第一个扭矩图的尘埃盘，这将使人口合成模型的尘埃动力学迁移的影响纳入。根据尘埃漂移速度、尘埃-气体质量比/分布和胚胎质量，尘埃引起的扭矩有可能阻止行星核心向内迁移，甚至诱导行星核心快速向外迁移。因此，我们预计，尘埃驱动的迁移可能在行星的形成历史中发挥主导作用。由于尘埃扭矩与磁盘金属丰度的比例，我们建议，尘埃驱动的向外迁移可能会提高遥远的巨行星在高金属丰度系统的发生。
2018-11-22 astro-ph.EP
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
Accretion disks around young stars: the cradles of planet formation
年轻恒星周围的原行星盘是像我们这样的行星系诞生的见证。星云代表中心恒星形成后留下的气态尘埃物质。恒星的质量和光度、初始盘的质量和角动量以及气体粘性决定了盘的演化和吸积。原行星盘是宇宙的摇篮，在那里，微小的尘埃颗粒成长为鹅卵石、星子和行星。
2020-02-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On planet formation in HL Tau
我们解释了轴对称的差距，看到在最近的长基线观测HL头原行星盘与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是由于不同的反应气体和尘埃嵌入行星在原行星盘。我们进行全球性的，三维尘埃平滑粒子流体动力学计算的多个行星嵌入在尘埃/气体盘，成功地再现了ALMA图像中看到的大部分结构。我们发现一个最好的匹配使用三个嵌入式行星的观测质量为0.2，0.27和0.55 $M_{\rm J}$在ALMA观察到的三个主要差距，虽然仍然存在不确定性，从光盘模型的确切行星质量。
2015-07-24 astro-ph.EP
Decimetre dust aggregates in protoplanetary discs
星子的生长是行星形成的重要步骤。分米大小的粉尘团块标志着这一增长过程的一个转折点。在实验室实验中，我们模拟了原行星盘中分米级尘埃体的形成、演化和性质。由微米级SiO $_2$颗粒组成的小亚毫米级粉尘聚集体在连续的独立碰撞序列中与不同初始条件的粉尘目标随机相互作用。撞击速度平均为7.7米/秒，在与原行星盘中分米物体碰撞的预期范围内。这些目标都是通过形成尘埃\emph{crusts}而形成的，这些尘埃的厚度可达几厘米，其独特的填充因子为31% $\pm$ 3%。一部分射弹直接粘在了一起。此外，有些抛射体碎片在重力作用下缓慢返回目标。所有表面最初的多孔部分，即由缓慢返回的碎片构成的部分，都被随后的撞击压实并牢固地附着在下面的灰尘层上。在0 $^{\circ}$（中心碰撞）到70 $^{\circ}$的碰撞角度下，增长是可能的。在较陡的灰尘表面上没有生长。我们测量了碰撞碎片的速度、角度和大小分布。平均恢复系数为3.8%或0.29m/s的喷射速度。喷出物的大小与抛射体的大小相当。高填充因子接近通过局部压缩的粉尘聚集体的最紧凑的配置（$\sim 33$ %）。这意味着表面形成和目标生长的历史被完全擦除。因此，31%的填充因子似乎是所有自洽演化靶在给定碰撞速度下的碰撞实验中的普适值。我们建议分米和可能更大的机构可以简单地由一个单一的填充因子。
2011-08-03 astro-ph.EP
From Pebbles and Planetesimals to Planets and Dust: the Protoplanetary Disk--Debris Disk Connection
在原行星盘中观察到的碎片盘和突出环的轨道距离和探测率相似，这表明这些结构之间存在潜在的联系。我们用新的计算方法探索这种联系，这些计算方法遵循鹅卵石和微行星环的演变，因为它们成长为行星并产生尘埃碎片。根据初始固体质量和微行星形成效率，计算结果预测了产生的行星质量和伴随的碎片特征的不同结果。当与碎片盘的发病率作为光度和时间的函数进行比较时，模型结果表明，已知的明亮冷碎片盘的人口可以用固体环来解释，这些固体环具有为原行星盘环推断的（高）初始质量和与当前的星子形成理论相一致的适度的星子形成效率。这些结果支持了大的原行星盘环演化为已知的冷碎片盘的可能性。推断出的强大的演化联系原行星盘与大环和成熟的恒星与冷碎片盘意味着剩余的大多数人口的低质量的恒星与紧凑的原行星盘留下的大半径的残留固体只有适度的质量，并主要发展成成熟的恒星没有超过30 au的可检测的碎片。这里概述的方法说明了如何将观测与详细的固体演化模型相结合，强烈地约束了盘固体的全球演化和基本的物理参数，如星子形成的效率和原行星盘中可能存在的看不见的固体水库。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydro-, Magnetohydro-, and Dust-Gas Dynamics of Protoplanetary Disks
行星系的形成是由原行星盘的气体和尘埃动力学控制的。当气体同时被吸积到中心恒星上并被风驱散时，尘埃颗粒聚集并坍塌形成微行星，最终形成行星。这种尘埃和气体动力学涉及不稳定性，湍流和复杂的非线性相互作用，最终控制了这些磁盘的观测外观和长期演变。本章致力于我们的气体和尘埃盘的动力学的理解，包括流体动力学和磁流体动力学湍流，气尘不稳定性，尘埃结块和磁盘风的最新发展。我们展示了这些物理过程是如何从观测中进行测试的，并强调了未来应该解决的问题。
2022-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Size and density sorting of dust grains in SPH simulations of protoplanetary disc II: Fragmentation
在原行星盘中，颗粒的生长和碎裂是形成大型尘埃聚集体的重要过程。使用3D两相（气尘）SPH代码，我们调查的增长和破碎的多相灰尘与不同的破碎阈值在一个时间演化的光盘的综合影响。我们发现，我们的基准盘，最初在碎裂制度，走向纯增长制度在几千年。时间尺度根据光盘和灰尘属性而变化。当碎片是有效的，它产生，在不同的区域的磁盘，铁/硅和岩石/冰的比例不同于那些预测时，只考虑纯增长。在某些陨石中观察到的化学分馏和铁的贫化/富集可能与前体尘埃颗粒的尺寸密度分选和碎裂特性有关。我们认为，聚集的南极组件可能发生的地方/时，碎片是没有效率的，如果他们的空气动力学排序必须保存。只有当它们具有类似的碎裂特性时，球粒陨石成分才允许在碎裂区进行空气动力学分选。我们发现，在内盘，并为相同的时间间隔，破碎的灰尘可以增长更大的颗粒的大小相比，预测纯增长。这种违反直觉的行为是由于大量的灰尘堆积在破碎区，然后在该区过渡到纯生长状态时发生快速生长。作为一个重要的结果，尘埃可以在几千年内克服径向漂移障碍。
2019-10-10 astro-ph.EP
Planetesimals in Debris Disks
微行星形成于年轻恒星周围富含气体的原行星盘中。然而，原行星盘在大约1000万年后逐渐消失。留下的星子（以及许多行星）太暗，无法直接研究。幸运的是，微行星之间的碰撞会产生尘埃碎片盘。这些碎片盘追溯了类地行星形成1亿年和系外行星系统演化10亿年的过程。本章首先概述了星子的形成，作为星子毁灭时代的前奏。我们对碎片盘的审查涵盖了理解观测所需的关键问题，包括尘埃产生和动力学。我们对太阳系外碎片的讨论着眼于与太阳系尘埃的相似性和差异。
2015-12-15 astro-ph.EP
Ionization and Dust Charging in Protoplanetary Disks
稠密星际和星周环境中的电离-复合平衡是一系列重要物理过程的关键因素，如化学反应、尘埃充电和凝聚、气体与磁场的耦合以及原行星盘中不稳定性的发展。我们确定了一个临界气体密度以上的颗粒表面上的电子和离子的复合占主导地位的气相复合。对于这个政权，我们提出了一个自洽的分析模型，使我们能够准确地计算丰度的带电物种在含尘气体，而不作假设的颗粒电荷分布。为了证明所提出的方法的重要性，我们检查是否传统的近似低颗粒电荷是有效的典型的原行星盘，并讨论尘埃凝聚和发展的“死区”的磁盘的影响。所提出的模型是适用于任意粒度分布，并为给定的灰尘属性和条件的磁盘，只有一个自由参数-离子的有效质量，显示有一个低的效果的结果。该模型可以很容易地包括在致密分子云和原行星盘的尘埃演化的数值模拟。
2016-10-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
