Diffusion and Concentration of Solids in the Dead Zone of a Protoplanetary Disk
流动不稳定性是驱动原行星盘中星子形成的一种很有前途的机制。为了触发这一过程，有人认为，固体在中平面上的沉积需要是有效的，因此需要一个静止的气体环境。通常认为，非理想磁流体动力学（MHD）效应产生的死区或盘风结构满足这一要求。然而，模拟表明，死区的中平面并不是完全静止的。为了研究在这样的环境中的固体浓度，我们使用局部剪切盒近似来模拟具有欧姆死区的颗粒-气体系统，包括气体和固体之间的相互拖曳力。我们系统地比较了系统的演化与理想或非理想的MHD，有或没有从气体上的粒子的反作用阻力，并与不同的固体丰度。类似于以前的调查死区动力学，我们发现，颗粒的无量纲停止时间$τ_s=0.1$不沉淀明显超过那些在理想的磁旋转湍流，导致在垂直尺度高度的数量级大于在层流磁盘。相反的期望，这应该抑制形成的星子，我们仍然发现，强大的固体结块仍然发生在死区时，固体丰度是类似的层流环境的临界值。这可以通过中平面附近的颗粒的弱径向扩散来解释。结果表明，粒子向中平面的沉降不是由流动不稳定性形成星子的必要判据。
2018-10-11 astro-ph.EP
Tracking Dust Grains During Transport and Growth in Protoplanetary Disks
原行星盘是动态物体，其中的尘埃颗粒和气体预计会在很长的距离内重新分布。这种重新分布的证据在其他原行星盘和我们自己的太阳系中都有发现，高温物质被认为起源于靠近中心恒星的寒冷区域，在盘的外部区域。虽然模型已经表明这种重新分布是可能的，通过各种机制，这些模型通常忽略了可能的增长，通过颗粒之间的碰撞，将发生在运输过程中的固体。在这里，我们调查的相互作用的凝聚和径向和垂直运输的固体在原行星盘，考虑的情况下，增长是有限的反弹或破碎。我们发现，在所有情况下，生长有效地限制了物质向外携带或在距离恒星很远的地方保存的能力。这是由于固体被纳入大的聚集体，在气体拖曳的作用下迅速向内漂移。我们讨论了混合在原行星盘的影响，以及如何在外盘高温材料的保存可能需要的结构或向外流动的模式，以避免他们失去通过径向漂移。
2019-10-01 astro-ph.EP
On vertical variations of gas flow in protoplanetary disks and their impact on the transport of solids
吸积盘理论中的一个主要不确定性是气体湍流的性质和性质，它驱动着原行星盘中的输运。麦克斯韦-雷诺应力张量的常用粘性公式产生了一个纬向环流，其中流动在中平面附近向外，在远离中平面的地方向内。这种纬向环流被提出来解释彗星中存在高温矿物（被认为是来自太阳系内部）。然而，它还没有被观察到的磁流体动力学（MHD）湍流模拟到目前为止。在这项研究中，我们评估在何种程度上的净输送的固体可以诊断存在的纬向环流。为此，我们提出并激发了一个处方的MHD湍流具有相同的自由参数的粘性之一。我们比较了这两个处方的小固体颗粒的径向运输的影响，发现他们的净，垂直整合的径向通量实际上是相当不敏感的湍流参数$α$，我们解释的一个给定的垂直平均的流动结构。鉴于目前对圆盘湍流的不确定性，一维模型因此最适合于研究固体的径向输运。一个推论是，彗星中高温物质的存在不能被认为是日冕环流的明确诊断。事实上，我们认为，在粘性盘模型向外运输更恰当地归因于湍流扩散，而不是平均流量的气体。
2013-01-24 astro-ph.EP
Dynamics of Solids in the Midplane of Protoplanetary Disks: Implications for Planetesimal Formation
本文采用Athena程序对原行星盘中平面的粒子和气体进行了局部二维和三维混合数值模拟。颗粒与气体的空气动力学耦合，包括颗粒与气体的反馈。我们忽略磁旋转湍流作为PPD死区的近似，忽略粒子自引力来研究微行星形成的前兆。我们的模拟包括一个广泛的粒子尺寸分布，从强耦合粒子与无量纲停止时间τ_s=欧米茄t_stop= 1 e-4的边缘耦合的τ_s=1（其中欧米茄是轨道频率，t_stop是粒子摩擦时间），和广泛的固体丰度。我们的主要结果是：1.τ_s>=0.01的粒子在Kelvin-Helmholtz不稳定性发生前，积极参与流动不稳定性，产生湍流并维持粒子层的高度。2.当固体的大部分（τ_s>=0.01）和高度积分的固体与气体质量比Z是超太阳能时，作为流动不稳定性的结果的强颗粒聚集发生。3.径向漂移速度相对于传统的Nakagawa-Sekiya-Hayashi（NSH）模型有所减小，特别是在高Z下。我们得到了一个广义的NSH平衡解的多粒子物种，符合我们的结果非常好。4.τ_s>=0.01的粒子间碰撞速度主要由微分径向漂移决定，在较大的Z值下，碰撞速度大大减小。5.对于局部盘体固体丰度的富集和晶粒生长，存在两个正反馈回路。所有这些效应都促进了星子的形成。
2010-08-17 astro-ph.EP
Structured Distributions of Gas and Solids in Protoplanetary Disks
最近对原行星盘的空间分辨观测揭示了大量的子结构，包括同心环和间隙、内腔、错位、螺旋臂和方位角不对称。这是自原恒星和行星VI以来原行星盘研究的重大突破，正在重塑行星形成的领域。然而，尽管对原行星盘中亚结构的成像能力一直在稳步提高，但许多亚结构的起源仍然存在很大争议。气体和固体在原行星盘中的结构化分布可能反映了物理过程的结果，包括行星的形成。然而，观察到的原行星盘人口之间的不同属性，例如，在尘埃分布的环和间隙的数量和径向位置，表明控制过程可能会有所不同磁盘和/或结果可能是敏感的恒星或磁盘的属性。本文综述了原行星盘子结构的观测结果，对解释观测到的原行星盘子结构的各种过程进行了全面的理论综述，比较了现有的理论预测和观测结果，并指出了未来的研究方向，以区分不同的起源。（4）讨论最新原行星盘观测对原行星盘和行星形成理论的启示。
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Migrating Low-Mass Planets in Inviscid Dusty Protoplanetary Discs
圆盘驱动的行星迁移是行星系形成的一个组成部分。在标准的以气体为主的原行星盘中，低质量行星或行星核心经历快速向内迁移，并丢失到中心恒星。然而，最近的几项研究表明，原行星盘中的固体成分可以对盘-行星相互作用产生显着的动力学影响，特别是当固体与气体的质量比接近1或更大时，尘埃对气体的拖曳力变得显着。由于有几种方法可以提高原行星盘中的固体丰度，例如通过盘风和压力隆起中的尘埃捕获，因此了解行星如何通过尘埃环境迁移是很重要的。为此，我们通过一套系统的高分辨率，二维数值模拟研究行星在尘埃丰富的磁盘迁移。我们表明，低质量行星的向内迁移可以减缓尘埃动力学共转力矩。我们还确定了一个新的制度，随机迁移适用于磁盘的灰尘与气体的质量比$\gtrsim 0.3$和粒子斯托克斯数$\gtrsim 0.03$。在这些情况下，盘-行星的相互作用导致小规模的持续发展，强烈的尘埃漩涡分散了行星，这可能会阻止甚至逆转向内的行星迁移。我们简要讨论了我们的结果的观测意义，并强调了未来工作的方向。
2020-07-16 astro-ph.EP
Erosion driven size-redistribution of protoplanetary disk solids and the onset of streaming Instability and Pebble Accretion
第一个星子的形成和行星核心的最终生长依赖于大量的小卵石。流动不稳定性（SI）过程的效率，建议催化早期的星子的增长，和卵石吸积过程，建议加速行星核心的增长，取决于磁盘中的固体的大小。特别是，这些过程被发现是敏感的固体的大小分布，和有效的星子的形成和增长，通过这些渠道需要一个有限的卵石大小分布。在这里，我们表明，风沙侵蚀，有效地研磨成一个单一尺寸分布的卵石卵石的巨石的过程中，提供了一个自然的上限的最大卵石尺寸（在他们的斯托克斯数）。我们发现这个上限的径向分离，磁盘年龄，湍流强度，和粒度组成的巨石在磁盘上的依赖。SI在斯托克斯数小于0.1的区域是有利的，这是在磁盘的内部亚天文单位区域发现的。这个上限形状的大小分布的小卵石，从而催化的早期发病的星子形成由于SI，和后来的核心吸积增长，通过卵石吸积。
2020-07-21 astro-ph.EP
Utilitarian Opacity Model for Aggregate Particles in Protoplanetary Nebulae and Exoplanet Atmospheres
在原行星状星云或系外行星的多云大气中，当小的固体颗粒长大成大颗粒时，它们通常形成多孔的聚集体，而不是固体球体。许多以前的研究已经使用高度复杂的计划来计算不规则的，多孔的颗粒尺寸远小于波长的不透明度模型。然而，一旦聚集体颗粒尺寸超过相关波长，仅仅生长本身就可以以比颗粒成分之间的详细组成和/或结构差异显著得多的方式影响介质的不透明度。这种物理学并不新鲜;我们的目标是提供一个模型，提供物理洞察力，是简单的使用越来越多的原行星星云的演变，和系外行星大气，近年来出现的模型，但定量捕捉的主要辐射特性的颗粒的混合物的任意大小，孔隙度和组成。该模型是有效介质理论与小颗粒封闭形式的表达式，结合适当选择的过渡到几何光学行为的简单组合。计算波长相关的发射和Rosseland平均不透明度示出，并与米氏理论进行比较。该模型的保真度是非常好的，在所有的比较中，我们已经取得了，除了在涉及纯金属颗粒或单色不透明的固体颗粒的大小与波长相当的情况下。
2013-12-06 astro-ph.EP
The Effect of the Radial Pressure Gradient in Protoplanetary Disks on Planetesimal Formation
流动不稳定性（SI）提供了一个有前途的机制，因为它的能力，集中固体成致密的团块的星子形成。在原行星盘（PPD）中，聚集的程度强烈地依赖于高度积分的固气质量比Z。在这封信中，我们表明，驱动SI的径向压力梯度（RPG）的大小（其特征在于$q\equivηv_K/c_s$，其中$ηv_K$是由于RPG的开普勒速度的减少和$c_s$是声速）也强烈影响结块。我们提出了局部二维混合数值模拟的气动耦合粒子和气体的中平面的PPD。忽略磁场和粒子自重。我们探讨了适用于典型PPD的三种不同RPG值：$q=0.025, 0.05$和0.1。对于每个$q$值，我们考虑了从亚毫米到米大小的四种不同的颗粒尺寸分布，并在Z=0.01到Z=0.07的固体丰度下运行模拟。我们发现，一个小的RPG强烈地促进颗粒结块：1）在固定的颗粒尺寸分布，临界固体丰度$Z_{\rm crit}$以上的颗粒发生结块与$q$单调增加; 2）在固定的Z，强烈的结块可以发生为较小的颗粒时，$q$是较小的。因此，我们预计星子形成优先在地区的PPD与一个小RPG。
2010-05-27 astro-ph.EP
Gas Phase Ion Species Released During Grain Collisions: Implications For Protoplanetary Disks
University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学）
本研究通过质谱法检测晶粒碰撞释放的分子，发现碰撞会释放水等吸附物，为原行星盘摩擦电离的重要性提供了实验支持。
2026-08-03 astro-ph.EP
On the aerodynamic redistribution of chondrite components in protoplanetary disks
尽管原始陨石（陨石）的成分大致与太阳相同，但它们在化学、同位素和岩相学性质上存在差异，特别是碳质陨石和非碳质陨石之间的一级二分法。在这里，我们调查分析的动力学的组成部分（球粒，耐火夹杂物，金属/硫化物和基质颗粒）在原行星盘之前，他们在球粒陨石母体纳入。我们发现的动力学的固体，受气体阻力，基本上是由“气固解耦参数”$S\equiv \textrm{St}/α$，无量纲停止时间的湍流参数的比率控制。当$S$超过1时，固体颗粒相对于气体的解耦是显著的。预计$S$将随着时间和日心距离的增加而增加。根据（i）难熔包裹体的丰度、（ii）基质的比例、（iii）亲石元素丰度和（iv）球粒的氧同位素组成，我们认为非基质的变质组分在碳质辉长岩增生时具有$S<1$，而在其他辉长岩增生时具有$S>1$。这表明，平均而言，碳质方解石的增生早于其他方解石，难熔包裹体与其宿主碳质方解石有遗传关系。
2012-04-19 astro-ph.EP
Observations of Solids in Protoplanetary Disks
这篇评论涉及的研究状态，采用天文（遥感）观测的固体（“灰尘”）在年轻的拱星盘了解行星形成。其目的是使其成为对该主题感兴趣的初级科学家的一个可访问的介绍性教学资源。经过一些历史背景和基本的观测入门，重点转移到三个基本的主题，广泛定义该领域：（1）人口统计-磁盘属性之间的关系，其环境和主机的特点;（2）结构-磁盘材料的空间分布及其相关的物理条件和组成;以及（3）演化-圆盘性质关键变化的标志，包括固体的生长和迁移以及与年轻行星系统的动力学相互作用的影响。根据这些领域的最新成果，提出了在不久的将来可能富有成效的工作路线的建议。
2015-07-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The distribution of heavy-elements in giant protoplanetary atmospheres: the importance of planetesimal-envelope interactions
在巨型行星形成的标准模型中，行星的生长始于固体的吸积，然后随着更多的固体的吸积而形成气态大气，最后是气体的快速吸积。固体与气体包层的相互作用决定了随后的行星生长和最终的内部结构。在这项工作中，我们模拟了微行星与一个不断增长的巨行星（原木星）的相互作用，并探讨如何不同的处理微行星的信封相互作用影响的重元素分布，推断的核心质量。我们考虑各种星子的大小和组成，以及不同的烧蚀和辐射效率，和碎片模型。我们发现，在大多数情况下，核心达到2个地球质量的最大质量。我们表明，核心的质量值主要取决于假设的固体的大小和组成，而重元素的分布也受到吸积的星子（消融/碎裂）的命运。碎片化对直径大于1公里的微行星很重要，通常会导致包层内部的富集，而烧蚀则会导致外层大气的富集。最后，我们提出了一个半解析处方推导出的重元素分布在巨型原行星。
2018-11-27 astro-ph.EP
Concentrating small particles in protoplanetary disks through the streaming instability
实验室实验表明，通过相互碰撞直接生长的硅酸盐颗粒只能产生大约毫米大小的颗粒。另一方面，最近对流动不稳定性的模拟表明，mm/cm尺寸的颗粒需要过高的金属度才能形成致密的细丝。使用刚性相互阻力的数值算法，我们进行模拟的小颗粒显着更高的分辨率和更长的模拟时间比以前的调查。我们发现，粒子的无量纲停止时间$τ_\mathrm{s} = 10^{-2}$和$10^{-3}$ -代表毫米和厘米大小的颗粒内部的水冰线-集中自己通过流动的不稳定性在一个固体丰度的百分之几。因此，我们修订了以前发表的临界固体丰度曲线的制度$τ_\mathrm{s} \ll 1$。在集中的区域中的固体密度达到高于罗氏密度的值，这表明直接坍缩的颗粒下降到毫米大小的星子是可能的。因此，我们的研究结果之间的差距，直接尘埃的生长限制弹跳和流动的不稳定性的颗粒大小。
2017-06-29 astro-ph.EP
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
Experimental study of clusters in dense granular gas and implications for the particle stopping time in protoplanetary disks
在原行星盘中，密集的粒子结构区域促进了行星形成。稠密云层中的固体粒子通过集体效应和对气体的反作用改变它们的运动。研究了颗粒-气体反馈与环境固气比$ε> 1$对颗粒停留时间的影响。在国际空间站上的实验中，我们研究了稠密颗粒气体与空气相互作用时的演化。我们观察到扩散的集群在实验开始时释放，但也形成新的动态集群。团簇外的固气质量比在约$ε_{\rm avg} \sim 2.5 - 60$的范围内变化。我们发现，在粘性介质中的气体阻力的概念仍然成立，即使该介质是强烈占主导地位的固体质量。然而，必须使用取决于$ε_{\rm avg} $的集体因子，即，在最高质量比下，阻力减小18倍。因此，原行星盘中的颗粒群移动得更快，碰撞得更快，比它们的成分可能暗示的要快。
2021-03-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
Capture of Interstellar Planetesimals in Protoplanetary Discs in Binary Star Systems
Monash University（莫纳什大学）；OzGrav: Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）
该研究通过超3000万次数值实验发现，双星系统中原行星盘可通过气体阻力捕获星际星子，为双星系统输送固体提供补充通道，缓解原位星子形成的低效问题。
2026-10-14 astro-ph.EP
Science with an ngVLA: Resolved Substructures in Protoplanetary Disks
类地行星和巨行星的核心被认为是由数百万年内大小超过20个数量级的固体碰撞凝聚而成的。然而，在行星形成的这一基本图景和与“卵石”（$\sim$毫米/厘米大小的颗粒）在富含气体的盘中迁移有关的标准理论假设之间存在着紧张关系，而聚集（$\sim$公里尺度）“星子”所需的时间可能要长得多。面对这些潜在的理论差异与观测的限制，理想的示踪剂的固体集中在原行星盘的子结构是30-100 GHz的连续，达到最佳平衡的灵敏度（发射仍然明亮），光学深度（低到足以可靠地估计密度），和角分辨率（高到足以解决精细尺度的功能，在磁盘半径小至1 au）。凭借其灵敏度，频率覆盖范围和角分辨率的组合，下一代VLA将是唯一有能力打开这一新窗口的设施。
2018-10-15 astro-ph.EP
The circulation of dust in protoplanetary discs and the initial conditions of planet formation
我们研究的后果模型的固体循环在原行星状星云中，空气动力学阻力是由原恒星外流或盘风的物质循环到外盘抵消。这些循环尘埃最终由于引力不稳定性而变得不稳定，形成微行星，最终导致30- 50个地球质量的微行星在R<1AU的尺度上沉积。这样一个模型可以提供一个适当的理由近似幂律的初始条件，需要复制观察到的行星系在现场组装。
2014-03-26 astro-ph.EP
Chemical Diversity in Protoplanetary Disks and Its Impact on the Formation History of Giant Planets
巨行星在形成和迁移到最终轨道时，可以与原行星盘中多种化学多样的环境相互作用。这种相互作用影响气体和固体吸积的方式塑造了行星及其大气的化学成分。在这里，我们研究了不同的化学结构的主机原行星盘上的行星组成的影响。我们认为这两种情况下的分子（继承从星前云）和原子（完全化学重置）初始丰度的光盘。我们专注于四种不同挥发性的元素示踪剂：C，O，N和S。我们探索整个延伸的可能形成区域的观测建议，通过耦合盘的化学方案与N体模拟的形成和迁移的巨行星。行星形成的过程产生了巨大的行星，其化学成分明显偏离了主盘。我们发现C/N、N/O和S/N比随着迁移程度的增加而遵循单调趋势。碳氧比显示出一个更复杂的行为，依赖于行星的吸积历史和形成环境的化学结构。S/N* 和C/N* 之间的比较（其中 * 表示对恒星值的归一化）限制了气体和固体对总金属丰度的相对贡献。巨行星的金属丰度主要由气体的贡献所决定，其特征是N/O*> C/O* > C/N*，并允许限制盘化学方案。当行星的金属丰度由固体的贡献决定时，我们发现C/N* > C/O* > N/O*。
2022-09-22 astro-ph.EP
Three-Dimensional Dust Stirring by a Giant Planet Embedded in a Protoplanetary Disk
本研究通过3D双流体模拟和动量守恒湍流扩散模型，探讨原行星盘中木星质量行星引力扰动与湍流脉动对三维尘埃形态及合成ALMA观测的影响，发现行星引发大尺度尘埃流动结构且湍流扩散效应在盘边缘可观测。
2023-05-08 astro-ph.EP
Torques felt by solid accreting planets
由于尘埃-气体相互作用和行星引力的共同作用，原行星盘的固体物质在低质量行星（M_p<=10M_Earth）周围形成不对称的图案。最近的研究表明，尽管在原行星盘中固体的总质量与气体的质量相比可以忽略不计，但一定尺寸的固体物质可以产生正扭矩。扭矩大小可以克服气体的扭矩，这可能导致行星向外迁移。在这项研究中，我们表明，吸积的固体物种的行星加强了固体扭矩的大小是积极的或消极的。我们运行二维，高分辨率（1.5Kx3K）的全球流体动力学模拟嵌入式低质量行星在原行星盘。固体材料作为无压流体处理。一颗M_p<0.3M_Earth的原行星对强耦合固体物质的强烈吸积，导致在行星附近形成强非对称的固体斑图，其正的固体转矩可两倍于气体转矩。然而，在卵石制度的固体吸积的结果增加的幅度负扭矩感受到原行星和加强的正扭矩地球质量的行星。对于M_p>=3M_Earth的行星，固体力矩的大小是正的，但与所研究的吸积强度无关。我们的结论是，固体吸积行星的迁移可以大大偏离规范的I型预测。
2020-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks
在经典的核心吸积行星形成的情况下，快速向内迁移和吸积的时间尺度公里大小的星子可能不利于形成巨大的核心之前，原行星盘消散的巨行星。另一方面，压力最大值的存在可以作为迁移陷阱和固体物质积累的位置，有利于形成块状核。我们的目标是研究径向漂移的卵石和星子和行星迁移的压力最大值在一个原行星盘和它们的影响形成的大规模的核心触发气体逃逸吸积阶段。在原行星盘中引入一个低粘滞死区，数值求解了粘滞驱动吸积盘的时间演化。人口的卵石和星子的径向漂移和吸积的行星演变也被认为是。最后，嵌入盘中的胚胎通过卵石、微行星和周围气体的同时吸积而生长。我们的模拟结果表明，在磁盘的低粘度区域的边缘产生的压力最大值作为行星迁移陷阱，卵石和微行星的表面密度显着增加，由于径向漂移的压力最大值的位置。然而，我们的模拟也表明，迁移陷阱的位置和固体物质积累的位置并不完全在同一位置。因此，一个行星的半长轴振荡周围的零扭矩的位置，预测的MHD和HD模拟，需要为行星吸积所有可用的材料积累在压力最大值。在原行星盘的低粘度区域的边缘产生的压力极大值似乎是大质量核形成和捕获的优先位置。
2017-03-24 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
New growth mechanism of dust grains in protoplanetary disks with magnetically driven disk winds
我们在原行星盘中发现了一种新的尘埃颗粒生长到千米大小天体的模式，这种模式是通过粘性吸积和磁驱动盘风（MDW）演化而来的。通过一维模型求解了含气固两相随时间演化圆盘的尘埃颗粒的近似凝聚方程。随着晶粒的长大，所有的固体粒子最初都在气体拖曳力的作用下向内漂移到中心恒星。然而，气体压力的径向分布$P$被以由内向外的方式分散气体的MDW修改。因此，在$P$向上凸起的位置，漂移的尘埃颗粒的会聚径向通量产生了固体颗粒的局部集中。当无因次停止时间${\rm St}$超过1时，固体颗粒自发地达到生长主导状态，这是由于抑制径向漂移和增强从外部漂移的尘埃颗粒的聚集之间的正反馈。一旦固体颗粒处于漂移限制状态，上述用于粉尘生长的${\rm St} \gtrsim 1$条件与\begin{equation} Σ_{\rm d}/Σ_{\rm g}\gtrsim η, \nonumber \end{equation}等价，其中$Σ_{\rm d}/Σ_{\rm g}$是粉尘与气体的表面密度比，而$η$是无量纲径向气压梯度力。由于尘埃颗粒的成功生长，在原行星盘的内部形成了包含小行星大小的物体的环状结构。这样一个环状的星子聚集区预计将在随后的行星形成中发挥至关重要的作用。
2020-12-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formulas for Radial Transport in Protoplanetary Disks
气态物质和固体粒子径向输运的定量化对于原行星盘演化的许多应用都很重要。一个特别重要的例子是确定水雪线在一个磁盘中的位置，这需要计算向外的径向扩散率的水蒸气和向内的径向漂移的冰粒;然而，应用程序是广义的蒸发锋的所有挥发物。我们使用统一的形式主义审查有关公式。这种统一的处理是必要的，因为文献目前包含至少六个相互排斥的气体径向扩散的处理，其中只有一个是正确的。我们从第一性原理出发，利用Fick定律推导出径向扩散方程。为了完整起见，我们还提出了粒子径向输运方程。这些方程可用于研究原行星盘和其它吸积盘中气体和粒子的扩散。
2017-04-05 astro-ph.EP
Photophoresis in protoplanetary disks: a numerical approach
岩石行星形成于距离恒星1 - 10天文单位的原行星盘（PPD）内部区域，这一观点已被广泛接受。然而，理论计算表明，当粒子达到径向迁移最快的尺寸时，它们往往会被恒星非常有效地吸积。这被称为径向漂移势垒。我们探讨了在PPD内部区域的电泳作为一种可能的机制，防止吸积到恒星上的固体。光泳是由被照射的固体颗粒与周围气体的动量交换引起的热蠕变。最近的实验室实验预测，电泳将能够阻止宏观物体（尺寸从1毫米到1米）的向内漂移。这个额外的力已被包括在我们的双流体（气体+灰尘）SPH代码，以研究其效率。我们表明，在PPD的内部区域遇到的压力和温度的条件下，由于电泳的尘埃粒子的动力学效应很强。我们的模拟表明，有一个径向和垂直的尘埃颗粒根据其大小和固有密度排序。因此，我们的计算支持这样一个事实，即电泳是一种机制，可以有一个强大的影响PPD的内部区域的形态，最终影响星子的命运。
2014-12-02 astro-ph.EP
Gap and rings carved by vortices in protoplanetary dust
原行星盘中的大尺度涡旋被认为会形成并存在很长一段时间。因此，它们可以显着改变全球盘的演变，特别是嵌入气体中的固体颗粒的分布，这可能解释了最近在亚毫米和毫米波长下观察到的不对称性和尘埃浓度。我们用一个简单的由巨大的气体涡旋组成的原行星盘模型研究了尘埃颗粒的空间分布。我们探讨了结果对晶粒尺寸的依赖性，并推导出可能的后果和预测的观测尘埃热发射在亚毫米和毫米波长。全球二维模拟与双流体代码被用来遵循一个单一的人口的固体颗粒的气体动力学耦合的演变。利用ALMA和ngVLA观测的模拟器得到了可能的尘埃热辐射观测信号。我们发现，一个巨大的涡旋不仅可以捕获Stokes数St < 1的尘埃颗粒，而且还可以影响较大颗粒（St '~' 1）的分布，从而在由不完全捕获的颗粒组成的环上雕刻出一个间隙。结果是不同的颗粒尺寸和相关的磁盘观测中可能的签名。尘埃空间分布中的间隙清除可能是由于与巨大的气体涡旋及其相关的螺旋波的相互作用，而没有行星的引力帮助。因此，在较短的亚毫米波长处的强尘埃浓度与较长的毫米和厘米波长处的间隙和不规则环相关联，这可能表明存在看不见的气体涡旋。
2017-06-21 astro-ph.EP
On the evolution of pebble-accreting planets in evolving protoplanetary discs
我们研究的迁移发光的低质量的核心层原行星盘吸积发生主要是因为盘风和行星光度产生的卵石吸积。使用二维流体动力学模拟，我们确定的离心率引起的热力作为气体和卵石吸积率的函数，也评估的重要性，所施加的扭矩由固体成分相对于气体扭矩。对于气体吸积率$\dot M= 2\times 10^{-8}$ $M_\odot/$年和卵石流量$\dot M_{peb}=170$ $M_\oplus$ /百万年，我们发现，胚胎偏心率达到的值与光盘的纵横比。然而，圆盘中的行星径向偏移导致由流入的卵石施加的扭矩平均抵消，并且迁移从向外过渡到向内。这是因为热扭矩的大小随偏心率的增加呈指数下降，我们提供了一个拟合公式的热扭矩衰减作为偏心率的函数。随着圆盘的演化，吸积光度在某些时候变得太小，以至于核心偏心率无法增长，以至于固体成分可以对行星施加非零扭矩。这个扭矩是积极的和气体吸积率$\dot M \lesssim 5\times 10^{-9}$ $M_\odot/$年和卵石通量$\dot M_{peb} \lesssim 120$ $M_\oplus/$百万年，它被发现克服的气体扭矩施加在核心质量$m_p\lesssim$ $1M_\oplus$，导致向外迁移。
2022-10-03 astro-ph.EP
On the evolution of the CO snow line in protoplanetary disks
CO被认为是生命所必需的益生元分子的重要组成部分。因此，了解CO在太阳星云中以固态形式存在的位置对于了解生命的起源非常重要。我们模拟了原行星盘中CO雪线的演化。我们发现，目前观察到的CO雪线在我们的太阳系的位置，并在太阳系模拟TW水螅，不能解释一个完全湍流盘模型。与时间相关的磁盘模型，我们发现，包括一个死区（低湍流区域）可以解决这个问题。此外，我们得到了一个完全解析解的CO雪线半径晚盘演化时间。这将有助于未来的观测尝试，以描述人口统计学特征并预测系外行星的组成和可居住性。
2014-02-13 astro-ph.EP
Vortex instabilities triggered by low-mass planets in pebble-rich, inviscid protoplanetary discs
在原行星盘的最内部区域，固气比可以通过许多过程大大增加，包括光蒸发和颗粒漂移。MHD盘模型还表明在$R\lesssim 10$ AU存在死区，其中靠近中平面的区域保持层流。在这种情况下，我们使用双流体流体动力学模拟来研究固定轨道上的低质量行星（$\sim 1.7 \;{\rm M_\oplus}$）和无粘的富含卵石的圆盘之间的相互作用，固体与气体的比例为$ε\ge 0.5$。对于Stokes数St= 0.1，0.5的卵石，通过Rossby波不稳定性在行星分界线处形成多个尘埃涡旋。由于气体阻力的影响，然后导致一个强大的增强固气比，这可以增加一个因素的$\sim 10^3$的边缘耦合粒子与St=0.5。在流动不稳定性中，卵石团重组成细丝，可能会崩溃形成星子。当行星被允许在MMSN盘中迁移时，由于迁移，涡旋不稳定性被延迟，但一旦向内迁移停止，由于强烈的正卵石扭矩，涡旋不稳定性就开始了。同样，当行星经历一段向外迁移的过程时，在圆盘中形成了在间隙中演化的粒子细丝。我们的研究结果表明，由低质量行星引发的涡旋不稳定性可能在形成富含卵石的无粘性圆盘中的微行星中发挥重要作用，并可能显着修改低质量行星的迁移。它们还意味着行星尘埃间隙可能不一定包含行星，如果这些行星迁移走了。
2019-06-19 astro-ph.EP
Chemistry in Protoplanetary Disks
本文综述了原行星盘中气体、固体和分子冰的演化过程。与磁盘物理和化学，无论是观测和理论上的关键发现，突出显示。我们讨论了哪些分子探针用于推导气体温度，密度，电离状态，运动学，氘分馏，并研究有机物质在原行星盘。
2013-10-11 astro-ph.EP astro-ph.GA
A thermodynamic view of dusty protoplanetary disks
嵌入气态原行星盘中的小固体会受到强烈的尘埃-气体摩擦。因此，紧密耦合的灰尘颗粒几乎跟随气流。沿着流线的尘埃与气体之比的近似守恒类似于沿着具有弱加热和冷却的（无尘）气体流动的熵的近似守恒。我们把这个热力学类比发展成一个框架来研究原行星盘中的尘埃气体动力学。我们表明，等温含尘气体的行为像一个绝热的纯气体，有限的尘埃气体耦合可以被视为一个有效的加热/冷却。我们利用这种对应关系推断：1）完全耦合的薄尘埃层不会引起轴对称不稳定性; 2）如果尘埃垂直混合均匀，尘埃径向边缘是不稳定的; 3）气流不稳定性必然涉及滞后于尘埃密度的气压响应; 4）尘埃负荷引入浮力，该浮力通常稳定与全球径向温度梯度相关的垂直剪切不稳定性。我们还讨论了其他流体动力学过程（如罗斯贝波不稳定性，对流超稳定性和僵尸涡）的尘埃类似物，以及如何模拟尘埃原行星盘与现有的纯气体动力学代码的微小调整。
2017-10-10 astro-ph.EP
The Mass Budgets and Spatial Scales of Exoplanet Systems and Protoplanetary Disks
行星是从气体和尘埃盘中诞生的，对原行星盘的观测被用来限制行星形成的初始条件。然而，用ALMA对II类盘的尘埃质量测量提出了一个问题，即它们是否含有足够的固体来建造迄今为止已经探测到的系外行星。在本文中，我们计算的质量和空间尺度的固体物质周围的类太阳恒星探测的过境和径向速度系外行星调查，并比较观察到的尘埃质量和尺寸的II类磁盘在相同的恒星质量制度。我们发现，明显的质量差异消失时，占观察选择和检测偏差。只有当行星形成效率低于100%时，或者如果有一群未被发现的系外行星对固体质量有显著贡献时，我们才会发现差异。我们确定了行星系的质量和它们各自的轨道周期之间的正相关关系，这与II类尘埃盘的质量和外半径之间的趋势是一致的。这意味着，尽管在空间尺度上有100倍的差异，但原行星盘的特性似乎会印在系外行星上。
2021-07-26 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Clump formation due to the gravitational instability of a multiphase medium in a massive protoplanetary disc
行星系是在气尘原行星盘中通过固体的生长而形成的。在本文中，我们表明，这种增长的最有趣的阶段-即，1-10米的巨石转化成100米大小的微行星-可以解释的引力不稳定性的机制。目前的工作集中在自引力团块的起源，其中星子的形成可能发生。我们的计算机模拟表明，由于两相不稳定性的发展，形成了这种气体和巨石的团块。这种不稳定性揭示了原行星盘中所谓的“相互影响效应”，其中系统的动力学由由初级固体组成的低质量子盘的无碰撞集体运动决定。我们发现，0.1 $c_s$的速度分散在巨石subdisc是足以导致形成的气体和巨石的自重力团块。在这种状态下，崩塌物体形成所需的时间小于巨砾在介质密度波中的消散时间。
2012-10-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
On beryllium-10 production in gaseous protoplanetary disks and implications on the astrophysical setting of refractory inclusions
富含钙铝的包裹体（CAIs）是太阳系中已知最古老的固体，它显示了过去存在短寿命放射性核素铍-10的证据，铍-10可能是由原太阳耀斑期间的火花产生的。虽然这种$^{10}$ Be的产生迄今为止一直是在原行星盘的内边缘模拟的，但我在这里计算出，在较大的日心距离下，盘表面的spectrometry可能会重现测量到的$^{10}$ Be/ $^9$ Be比值。在CAI形成之前，气体中的BER 13 -10产量将主导固体中的BER 13 - 10产量。有趣的是，假设太阳的质子与X射线的输出比没有强烈地降低，那么CAI凝聚锋的$^{10}$ Be/ $^9$ Be会随着时间的推移而增加，这解释了（可能是早期）一代具有核合成异常的CAI中的降低值。因此，CAIs不需要在非常靠近太阳的地方形成，并且可能在0.1-1天文单位的地方凝结，而那里原本就有足够高的温度。
2019-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Outer Edges of Protoplanetary Dust Disks
空气动力阻力会迫使富含气体的原行星盘中的固体在短时间尺度内朝着主星螺旋运动，这是行星形成理论的基本问题之一。这种径向漂移过程的标称效率与观测结果相冲突，这表明磁盘中固体传输机制的经验校准是非常可取的。然而，事实上，径向漂移和晶粒生长都在圆盘中产生类似的颗粒尺寸偏析（使得较大的颗粒优先集中在更靠近恒星的地方），这使得很难单独解开漂移的清晰特征。我们强调了一种新的方法，表明径向漂移留下了独特的“指纹”的尘埃表面密度分布，是直接访问目前的观测设施。使用尘埃演化的分析框架，我们证明了漂移和（粘性）气体阻力的综合影响自然产生一个尖锐的外边缘的尘埃分布（或者，相当于，在尘埃与气体的质量比急剧下降）。这种边缘特征形成在最早的阶段在磁盘固体的演变，在外部磁盘的晶粒生长取得了很大的进展之前，并保存在较长的时间尺度时，增长和运输的影响更大。这些分析模型的关键特征在详细的数值模拟中重现，并且与最近的毫米波观测定性一致，这些观测发现原行星盘外部区域的气体/尘埃尺寸差异和尘埃连续体排放急剧下降。
2013-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collision velocity of dust grains in self-gravitating protoplanetary discs
我们已经进行了第一次全面的数值调查的尘埃粒子的相对速度分布在自引力原行星盘，以评估通过直接崩溃在这样的环境中的星子形成的可行性。的可行性取决于关键的大尺寸，优先收集在压力最大值所产生的瞬态螺旋功能（斯托克斯数，$St \sim 1$），这些尺寸尺度的增长需要碰撞速度保持足够低，晶粒生长不被破碎逆转。我们发现，对于一个单一大小的尘埃人口，速度驱动光盘的引力扰动是有效的$St > 3$，而耦合到气体速度占主导地位，否则。我们开发了一个标准来理解这一结果的停止距离是为了光盘规模的高度。然而，在多尺寸尘埃群中，由不同的径向漂移引起的相对速度太高，不允许硅酸盐尘埃颗粒生长超过$St \sim 10^{-2}$或$10^{-1}$（$10\,\mathrm{cm}$到$\mathrm{m}$尺寸在$30\,\mathrm{au}$），这样的斯托克斯数不足以允许螺旋特征中的固体浓度。然而，对于冰冷的固体（它可以在几次$10\,\mathrm{m\,s}^{-1}$的碰撞中幸存下来），从恒星到$30\,\mathrm{au}$的增长可能超过$St \sim 1$（$10\,\mathrm{m}$大小）。这样的天体将集中在螺旋形特征中，并可能通过引力坍缩产生更大的冰质微行星/彗星。这些微行星将获得适度的离心率，并在圆盘的剩余寿命中保持不变。
2016-02-29 astro-ph.EP
Experiments on the Photophoretic Motion of Chondrules and Dust Aggregates - Indications for the Transport of Matter in Protoplanetary Disks
在一组16个落塔实验中，观察到了亚毫米至毫米大小的颗粒在微重力下的运动。用卤素灯照明，由于电泳引起粒子加速。研究了无尘球粒、覆盖有SiC粉尘的球粒、玻璃球和金属球以及纯SiC粉尘聚集体的光泳现象。这是首次对毫米级颗粒的电泳运动进行实验研究。电泳力的绝对值与球形颗粒的理论预期一致。球粒、尘埃覆盖颗粒和纯尘埃的电泳力的强度分别从低到强变化。这些测量结果支持了这样一种观点，即早期太阳系的电泳可以有效地将固体颗粒向外输送。
2010-03-15 astro-ph.EP
Effects of Ringed Structures and Dust Size Growth on Millimeter Observations of Protoplanetary Disks
从亚微米到毫米和厘米大小的固体生长是原行星盘（PPD）内行星形成的早期步骤。然而，这些过程及其对固体生长后期阶段的潜在影响仍然知之甚少。在这项工作中，我们测试的假设，大多数磁盘包含至少一个环形结构，具有相对较小的半径。我们已经进行了一个大家庭的一维双流体（气体+灰尘）流体动力学模拟不断发展的气体和灰尘的运动自我一致，同时允许灰尘的大小，通过凝聚和破碎的演变。我们研究了环形结构和尘埃尺寸增长对PPD的亚毫米和毫米（mm）通量和光谱指数的联合影响。环状结构减缓了尘埃的径向漂移，加速了尘埃的生长。特别是，我们发现，这些未解决的磁盘具有高碎裂速度（$\sim10\ {\rm m~s^{-1}}$）和高尘埃表面密度（环中的$\sim10\ {\rm g\ cm^{-2}}$）可以有毫米光谱指数低至$\sim2.0$，与毫米观测附近的恒星形成区域的暗盘一致。此外，具有多于一个环状结构的盘可以潜在地再现光谱指数低于$\sim2.5$的更亮的盘。未来对这些低光谱指数源的多波长高分辨率观测可用于测试未分辨盘中环状结构的存在，并区分尘埃尺寸增长与光学深度的影响。
2019-05-03 astro-ph.EP
Linking planetesimal and dust content in protoplanetary disks via a local toy model
如果星子的形成是一个有效的过程，就像几个模型所建议的那样，包括卵石云的引力坍缩，那么，不久之后，很大一部分原始尘埃质量应该被吸收在许多公里大小的物体中。对于行星形成理论来说，很好地理解年轻恒星周围盘中固体的总量是至关重要的。但是，由于毫米以上粒子的质量无法通过观测来评估，人们必须问在更大的物体中隐藏了多少质量。我们进行0-D的本地模拟研究如何的星子尘埃和卵石的比例是随着时间的推移，并制定了一个了解的潜在存在的质量在星子一定数量的尘埃和卵石在一个给定的磁盘年龄。我们进行了参数研究的基础上，考虑尘埃生长，星子形成和碰撞碎裂的星子，而忽略径向输送过程的模型。虽然在早期，尘埃是主要的固体粒子种类，但在大约$10^4 - 10^6$ yr开始的一个阶段，星子构成了总质量的重要部分。这个阶段的时间和最大的星子总质量强烈地依赖于到恒星$R$的距离、初始盘质量和星子形成$ε$的效率。在大约$10^6$ yr之后，我们的模型预测星子碰撞占主导地位，从而重新供应小粒子。在我们的模型中，星子形成迅速，在磁盘中的任何地方。对于一个给定的$ε$，我们能够将一个给定盘的尘埃含量和质量与其星子含量联系起来，为我们提供了一些关于固体质量分布及其对潜在物理过程的依赖性的有用的基本直觉。
2019-08-07 astro-ph.EP
Streaming Instability of Multiple Particle Species in Protoplanetary Disks
尘埃粒子在原行星盘中的径向漂移和扩散影响着盘的透明度和温度，以及星子形成的位置和时间。在本文中，我们提出的原行星盘，包括不同尺寸分布的尘埃颗粒的粒子气体动力学的数值模拟结果。我们考虑三种情况下的颗粒尺寸范围，一个斯托克斯数$τ_{\rm{s}} = 10^{-1} - 10^0$，一个$τ_{\rm{s}} = 10^{-4} - 10^{-1}$，最后一个$τ_{\rm{s}} = 10^{-3} - 10^{0}$。此外，我们考虑离散和连续分布的颗粒尺寸。根据以前的工作，我们发现在我们的多物种模拟，不同的颗粒大小通过气体相互作用，因此，他们的动力学变化相比，单物种的情况。较大的物质触发流动不稳定性并产生驱动固体材料扩散的湍流。我们测量了系统的径向平衡速度，发现在多粒子模拟中，大粒子的径向漂移速度减小，而小粒子粒子平均向外移动。我们还改变尺寸分布的陡度，使得固体数密度分布的指数$\rm{d}\it{N}/\rm{d}\it{a} \propto \it{a^{-q}}$为$q = 3$或$q = 4$。我们测量颗粒的刻度高度，并观察到小颗粒在大颗粒所在的沉积中面层上方被搅动。我们测得的扩散和漂移参数可用于凝聚模型的行星形成，以及了解原始陨石（矩阵，球粒和CAIs）的成分的相对混合之前，在其母体中包含。
2018-08-03 astro-ph.EP
Depletion of gaseous CO in protoplanetary disks by surface-energy-regulated ice formation
原行星盘基本性质的经验约束对于理解行星形成和行星性质是必不可少的（1，2）。一氧化碳（CO）气体通常用于限制磁盘属性（3）。然而，估计表明，相对于预期值（4，5，6，7），盘中的CO气体丰度是耗尽的，并且影响CO丰度的各种盘过程的模型无法解释观察到的100万年时间尺度上的这种耗尽（8，9，10，11，12，13，14）。在这里，我们表明，表面能的影响，如开尔文效应，在磁盘上的颗粒，冰非均质成核到现有的颗粒时出现可以有效地捕获CO在其冰相。在以前的冰形成模型中，当小的冰包裹的颗粒被吹到温暖的磁盘层时，CO气体被释放出来。我们的模型可以再现在四个研究最多的原行星盘中观测到的气态CO的丰度、分布和时间演化（7）。我们限制固体和气体CO库存在中平面和磁盘扩散系数和解决不一致的磁盘质量的估计-三个关键参数，控制行星的形成。
2022-08-29 astro-ph.EP
The fate of planetesimals formed at planetary gap edges
原行星盘中的环和间隙的存在通常归因于行星盘的相互作用，其中灰尘和鹅卵石被困在行星诱导的气体间隙的边缘。最近的研究表明，这些可能是通过流动不稳定性形成星子的地点。鉴于大量的星子，可能形成的间隙边缘，我们解决的问题，他们的命运和能力，径向运输固体在原行星盘。我们进行了一系列的N体模拟的星子轨道，考虑到气体阻力和质量损失的影响，通过烧蚀。我们考虑两个行星系：一个类似于年轻的太阳系，另一个受到HL Tau的启发。在这两个系统中，与间隙开放行星的紧密接近导致了巨大的轨道激发，导致微行星在形成后不久离开它们的出生地并在整个圆盘中扩散。在10天文单位内部的偏心轨道上的微行星会经历有效的消融，并在到达最里面的圆盘区域之前失去所有的质量。在我们用$\dot{M}_0=10^{-7}\, M_{\odot}\, \textrm{yr}^{-1}$和$α=10^{-2}$进行的名义太阳系模拟中，我们发现在500 kyr之后，70%的初始小行星质量已经被烧蚀。HL Tau的消融速率较低，在100万年后只有11%的初始星子质量被消融。烧蚀的材料由固体颗粒和蒸发的冰的混合物组成，其中大部分蒸发的冰重新冷凝以形成固体冰。假设固体在圆盘中平面中生长为卵石，这导致卵石流量为$\sim 10-100\,M_{\oplus}\textrm{Myr}^{-1}$通过内部圆盘。我们的研究结果表明，分散的星子可以携带一个显着…
2021-03-08 astro-ph.EP
Radiative forces on macroscopic porous bodies in protoplanetary disks: laboratory experiments
在原行星盘的光学薄部分，引力不仅对尘埃颗粒，而且对宏观物体都是一种重要的力量。在被认为是高度多孔的物体上的绝对强度还没有被详细地知道。我们建立了一个低压扭秤，并研究了电泳力。我们研究了板的尺寸和环境压力的依赖性，并考虑了通过板的通道的影响。作为全（无通道）接骨板的样本，我们使用了厚度为2 mm、直径为10 mm、30 mm和50 mm的圆形组织。在面积为35 mm × 35 mm、厚度为1.5mm的矩形电路板上探讨了通道的影响。频道数量为169和352。在低压下，绝对电泳力与板的截面成比例。在高压下，通过通道的气流增强了电泳力。辐射力的压力依赖性可以（形式上）通过对具有特征长度的粒子的电泳来计算。我们导出了两个特征长度尺度l，这取决于板半径r_1、通道半径r_2和板的厚度，板的厚度等于通道的长度d，公式为l=r^{0.35} x d^{0.65}。在压力p_max = 15 x l^{-1}Pa mm处发现最大力。总之，具有通道的板上的电泳力可以通过两个分量的叠加来很好地描述：由于板的总体尺寸和截面引起的电泳力以及由于通道引起的电泳力，两者都具有其特征压力依赖性。我们将这些结果应用于原行星盘中大固体的运输，发现孔隙度对电泳力的影响可以逆转大固体（例如米级大小的物体）的向内漂移，并在盘的光学薄部分内将它们向外推。
2013-09-16 astro-ph.EP
Oxygen Isotope Constraints on the Importance of Photochemical Processing in Protoplanetary Disks
University of Chicago（芝加哥大学）；UC Berkeley Department of Chemistry（加州大学伯克利分校化学系）；University of Michigan（密歇根大学）
研究通过分析氧同位素组成，探讨原行星盘中光化学处理对行星构成块的影响，发现其对太阳系组成多样性的影响有限。
2025-12-04 astro-ph.EP
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
A Self-Consistent Model for Dust-Gas Coupling in Protoplanetary Disks
在原行星盘内发生的各种物理过程--包括冰/岩石颗粒的垂直沉降、固体的径向漂移、微行星的形成以及行星吸积本身--都是由氢/氦气体和高$Z$尘埃之间的流体动力学相互作用促进的。斯托克斯数，它量化了尘埃-气体耦合的强度，因此在原行星盘的演化中起着核心作用，它的不确定性构成了行星形成理论中不确定性的重要来源。在这项工作中，我们提出了一个简单的尘埃-气体耦合模型，并证明，对于一个特定的组合的星云吸积率，$\dot{M}$，和湍流参数，$α$，径向轮廓的斯托克斯数可以计算出唯一的。我们的模型表明，斯托克斯数的增长与轨道半径呈亚线性，但在水冰线急剧增加。对于基准原行星盘参数的$\dot{M}=10^{-8}\,M_{\odot}/$年和$α=10^{-3}$，我们的理论产生的斯托克斯数的特征值的顺序$\mathrm{St}\sim10^{-4}$（对应于$\sim$毫米大小的硅酸盐尘埃）在内部星云和$\mathrm{St}\sim10^{-1}$（对应于$\sim$几厘米大小的冰粒），在磁盘的外部区域。因此，固体预计将在大的星心距离处沉降成薄的子盘，同时在冰线内保持垂直混合。
2022-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Curveballs in protoplanetary disks - the effect of the Magnus force on planet formation
在气态原行星盘中旋转的星子可能会受到垂直于它们相对速度的流体动力。我们研究这种力量对这些物体的动力学的影响，使用分析参数的基础上一个简单的层流盘模型和数值积分的运动方程为单个晶粒。我们特别关注米大小的巨石，传统上预计从1 A.U.开始，在短短100年内螺旋进入中央恒星。我们发现，有合理的情况下，这种力量延长了这些固体在磁盘中的几个因素的寿命。更重要的是，如果尘埃颗粒的尺寸大于10厘米量级，马格努斯力引起的速度可以通过内部盘的引力不稳定性阻止星子的形成。我们发现，尽管马格努斯力的扩散效应，增长最快的线性模式的流动不稳定性可能仍然增长，但它仍然有待观察马格努斯力将如何改变这些不稳定性的非线性演变。
2015-07-28 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
The Spiral Wave Instability Induced by a Giant Planet: I. Particle Stirring in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
我们最近表明，螺旋密度波传播在吸积盘可以经历一个参数不稳定性共振耦合和转移能量成对惯性波（或惯性-重力波时，浮力是重要的）。在本文中，我们进行了无粘三维全球流体动力学模拟研究的增长和后果，这种不稳定性的螺旋波驱动的一个小行星质量的行星在原行星盘。我们发现，螺旋波是不稳定的，通过螺旋波不稳定性（SWI），产生流体动力学湍流和持续的径向交替的垂直流，似乎与长波长的惯性模式。在$0.3~R_p \leq R \leq 0.7~R_p$区间内（$R_p$表示行星轨道的半长轴（假定为5 au）），估计的与湍流相关的垂直扩散率用$α_{\rm diff} \sim (0.2-1.2) \times 10^{-2}$表征。对于这里考虑的圆盘模型，扩散速率是这样的，即尺寸高达几厘米的颗粒在第一压力标度高度内垂直混合。这表明，巨行星发射的螺旋波的不稳定性可以显着分散来自中平面的固体颗粒和痕量化学物质。在行星形成模型中，球粒/卵石的连续局部生产发生在Myr时间尺度上，为卵石吸积到这些天体上提供原料，这种固体颗粒的搅拌可能会增加一个时间限制：行星胚胎和大的小行星必须在气体巨星在外盘形成之前形成，否则SWI将显着降低球粒/卵石吸积效率。
2016-10-26 astro-ph.EP
Burned to ashes: How the thermal decomposition of refractory organics in the inner protoplanetary disc impacts the gas-phase C/O ratio
本文通过 1D 演化模型研究原行星盘内部难熔有机物热分解为 C$_2$H$_2$ 的过程，发现该不可逆过程使富碳气体向外扩散并长期存在，显著提高了气相 C/H 和 C/O 比率，为解释 Spitzer 和 JWST 观测数据提供了理论依据。
2025-05-26 astro-ph.EP
Radial and vertical dust transport inhibit refractory carbon depletion in protoplanetary disks
与ISM中的尘埃相比，地球的碳含量强烈耗尽，这意味着在母体形成之前有效地去除了难熔碳。有人认为，晶粒通过氧化和光分解在暴露的上层磁盘层中去除它们的碳。我们评估这些C-去除机制占粮食的垂直和径向运输的功效。我们通过求解两个一维对流-扩散方程，考虑尘埃颗粒的粒度分布和径向输运，得到了固体的碳和无碳质量收支。碳的去除作用于暴露层中的颗粒部分，并且需要有效的垂直运输。在没有径向输运的模型中，氧化和光解可以破坏类地行星形成区的大部分难熔碳。但是，它只达到极端参数组合的观察到的消耗水平，并要求母体形成延迟了100万年。增加固体的径向输送可以完全防止贫化，使耐火碳均匀分布在整个圆盘上。这是不可能的，所观察到的碳消耗可以最终归因于机制上的小晶粒在磁盘表面层。需要研究其他机制，例如闪热事件或FU Ori爆发，以便快速和深入地去除碳。然而，持续的漂移势垒或强烈降低的径向晶粒迁移率是必要的，以防止从外盘补充碳。
2018-09-05 astro-ph.EP
