The collapse of protoplanetary clumps formed through disc instability: 3D simulations of the pre-dissociation phase
我们提出了三维光滑粒子流体动力学模拟的崩溃形成的团块，通过重力不稳定的外部分的原行星盘。初始条件直接从全球光盘模拟，和一个现实的状态方程被用来跟踪团块，因为它们在几个数量级的密度收缩，接近分子氢解离阶段。团旋转，不对称性和辐射冷却的影响进行了研究。旋转提供了对快速坍缩的支持，但非轴对称模式的发展和有效地向外传输角动量，形成一个环行星盘。这种运输有助于团块达到动力学坍缩阶段，这是由分子氢解离引起的，在千年的时间尺度上，这比一些以前的球形一维坍缩模型预测的时间尺度要小。外推到失控氢解离的阈值表明，坍缩的时间尺度可以短于向内迁移的时间尺度，这表明团块可以在潮汐破坏中幸存下来，并将原始气体巨星传递到距离中心恒星甚至几个AU的距离。
2012-09-10 astro-ph.EP
Constraining the masses of planets in protoplanetary discs from the presence or absence of vortices -- Comparison with ALMA observations
原行星盘中的大质量行星会在盘的材料中打开一个缺口。陡峭的间隙边缘可能是流体动力学不稳定的，这导致形成漩涡，可以在观测结果中作为行星存在的示踪剂。然而，在粘性盘中，这些涡旋的潜在形成取决于大质量行星吸积质量的时间尺度，并且在足够长的时间尺度下，可能没有涡旋形成。因此，涡旋的存在与行星的生长时间尺度之间存在联系，因此可以排除对观测结构的行星解释不存在涡旋。我们已经调查了行星的质量和粘度的范围内的行星的涡旋形成的行星生长的时间尺度的效果，并发现了行星的质量，粘度和行星的生长时间尺度之间的近似关系，其中涡旋不形成在磁盘。然后，我们解释这些结果在最近的观察。我们还发现，如果这些圆盘具有低粘度，行星不需要接近木星质量才能在圆盘中形成漩涡，因为这些可能是由小到几个海王星质量的行星引起的。
2019-12-06 astro-ph.EP
A revised condition for self-gravitational fragmentation of protoplanetary disks
引力不稳定性导致的原行星盘碎裂是双星、棕矮星和气态巨行星形成机制的候选者。碎裂的条件被认为是盘冷却时间尺度与其动力学时间尺度相当。然而，一些数值模拟表明，即使冷却时间足够短，也不会发生碎裂，或者即使冷却效率低下，也会发生碎裂。为了揭示自引力盘碎裂的现实条件，我们进行了二维数值模拟，考虑了中心恒星的辐射和盘的辐射冷却效应，并精确地研究了原行星盘中形成的旋臂结构.我们表明，在旋臂的Toomre Q参数是一个必不可少的参数破碎。螺旋臂中只有当Q < 0.6时才断裂。我们进一步证实了在数值模拟中观察到的这种碎裂条件可以从自引力螺旋臂的线性稳定性分析中得到。这些结果表明，原行星盘的碎裂过程分为两个阶段：盘内旋臂的形成和旋臂的碎裂，我们的工作将原行星盘碎裂的条件简化为满足Q < 0.6的旋臂形成条件.
2016-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravitational instability in protoplanetary disk with cooling: 2D global analysis
本文通过二维全局线性扰动分析研究冷却原行星盘的引力不稳定性，识别局部、过渡和全局三类模式，并指出β≈1时过渡模式主导，可解释外盘子结构及行星或褐矮星形成。
2025-03-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Dispersal timescale of protoplanetary disks in the low-metallicity young cluster Dolidze 25
原行星盘的分散设定了行星聚集的时间尺度，因此它是行星形成理论的基本参数之一。星盘的分散由中心恒星、星盘本身和周围环境的几个特性决定。特别是，盘的金属丰度可能会影响它们的演化，即使到目前为止存在争议的结果：在低金属丰度的星团中，盘似乎迅速分散，而在麦哲伦云中，一些证据支持存在几十万年的吸积盘。在本文中，我们研究了Dolidze~25，在太阳附近的最低金属丰度的年轻的集群盘的分散时间尺度，目的是了解磁盘的演化是否是由集群的低金属丰度的影响。我们分析了钱德拉/ACIS-I观测的集群，并结合现有的光学和红外目录的区域的源目录。我们选择了Dolidze 25的有磁盘群体和无磁盘群体。我们从拟合到色星等图的等时线推导出恒星参数。我们得出的磁盘分数约为34%，中位年龄为1.2百万年。通过将这一估计与现有的年龄小于1000万年的星团的磁盘部分估计进行比较，我们的研究表明Dolidze 25的磁盘部分低于仅从其年龄所预期的。即使我们的结果是不确定的内在不确定性恒星年龄估计等时线拟合色星等图，我们认为，磁盘的Dolidze 25可能会受到环境的影响。考虑到星团中O型星的数量和恒星密度都很低，盘的扩散时间尺度更可能是由星团的低金属丰度决定的，而不是外部光蒸发或动力学相遇。
2021-04-12 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
The Structure and Evolution of Protoplanetary Disks: an infrared and submillimeter view
星周盘是行星形成的场所，太阳系外行星的高发生率意味着它们中的大多数实际上形成了行星系。因此，研究原行星盘的结构和演化可以对与行星形成过程相关的条件、时间尺度和机制提出重要的限制。在这篇综述中，我们讨论了红外和亚毫米波研究的观测结果。我们回顾磁盘的寿命，过渡对象，磁盘人口统计，并强调了一些显着的结果从ALMA早期科学观测。最后，我们简要讨论了ALMA在不久的将来改变该领域的潜力。
2015-10-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of Thermodynamics on the Concurrent Accretion and Migration of Gas Giants in Protoplanetary Disks
本文使用 Athena++ 进行 2D 流体动力学模拟，通过 $β$ 冷却方案研究热力学对原行星盘中气态巨行星并发吸积与迁移的影响，发现冷却时标增加会降低吸积率并导致行星从向外迁移转为向内迁移。
2025-01-27 astro-ph.EP
Radiative grain alignment in protoplanetary disks: Implications for polarimetric observations
我们应用辐射力矩（RAT）的理论研究围绕T-Tauri星的原行星盘的对齐和执行3D辐射转移计算提供预期的偏振辐射的地图进行比较与观测，如ALMA。我们重新考虑了预期在原行星盘中的大颗粒的颗粒排列问题，发现中平面处的mm尺寸的颗粒不与磁场对齐，因为这样的大颗粒的拉莫尔进动时间尺度变得比气体阻尼时间尺度长。因此，对于这些晶粒，RAT理论预测，取向轴是由晶粒相对于辐射通量的进动决定的。因此，我们预期，对于正面圆盘，偏振将在方位角方向上。它还表明，如果尘埃颗粒有超顺磁性夹杂物，磁场对齐是可能的（亚）微米颗粒在磁盘的表面层，这可以通过中红外偏振观测测试。
2017-03-09 astro-ph.EP
The dependence of the structure of planet-opened gaps in protoplanetary disks on radiative cooling
本文使用 Athena++ 模拟原行星盘-行星相互作用，定量研究了稳态间隙深度和宽度对行星质量、粘度、盘标高及热弛豫时标的依赖关系，并推导了 AS 209 等系统中开隙行星的可能质量。
2023-10-19 astro-ph.EP
The temporal requirements of directly observing self-gravitating spiral waves in protoplanetary discs with ALMA
我们调查如何检测签名的自引力在原行星盘取决于其时间的演变。我们运行一个长期的时间尺度的一维模型，以遵循作为时间的函数的光盘质量。然后，我们将其与三维全球流体动力学模拟，采用混合辐射转移方法来近似现实的加热和冷却。我们模拟了这些系统的ALMA连续观测，发现当$q=M_\mathrm{disc}/M_*\gtrsim 0.25$和$R_\mathrm{outer}\lesssim 100$ au.在这样一个巨大的圆盘中，由重力湍流产生的高吸积率在$\sim10^4$年内，或大约1%的典型圆盘寿命内，将其质量消耗到检测阈值以下。因此，在ALMA尘埃观测中检测到的具有旋臂的圆盘，如果是由自重产生的，则必须要么仍在接收下落以保持高的$q$值，要么刚刚从其出生信封中出现。在具有较低$q$的系统中检测子结构是可能的，但需要专家在几天内与最扩展的配置集成。这不利于在相对较短的积分时间内检测到具有$q<0.25$的系统中GI引起的螺旋结构的可能性，例如DSHARP ALMA调查中发现的那些（Andrews等人，2018; Huang等人，2018）。我们没有发现动态时间尺度上的可探测性的时间依赖性
2019-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Star-disk alignment in the protoplanetary disks: SPH simulation of the collapse of turbulent molecular cloud cores
利用三维光滑粒子流体动力学（SPH）方法研究了湍流分子云核中原恒星自旋与原行星盘旋转轴夹角（星盘角$ψ_{\rm sd}$）的演化.虽然$ψ_{\rm sd}$在原恒星形成时期表现出广泛的分布，直到$\sim 130^{\circ}$，$ψ_{\rm sd}$减少（$\lesssim 20^{\circ}$）的时间尺度为$\sim 10^{4}$年。这个时间尺度的恒星磁盘的对齐，$t_{\rm alignment}$，基本上对应于中央原恒星的质量倍增时间，在此期间，原恒星忘记其初始自旋方向，由于质量吸积从磁盘。原恒星形成后$t=10^2$年和$t=10^5$年的$ψ_{\rm sd}$值与初始云核$α=E_{\rm thermal}/|E_{\rm gravity}|$和$γ_{\rm turb}=E_{\rm turbulence}/|E_{\rm gravity}|$的热能和湍流能与引力能的比值无关。我们还发现，一个扭曲的磁盘可能是由湍流吸积流从星周信封。
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Two-Dimensional Study of the Propagation of Planetary Wake and the Indication to Gap Opening in an Inviscid Protoplanetary Disk
利用二维局域剪切片模型，分析了含原行星的无粘原行星盘中间隙形成的物理过程。螺旋密度波由行星激波发射，波携带的角动量被传递到背景流中。角动量的交换会影响行星附近的质量通量，从而在行星轨道周围形成一个密度不足的区域或间隙。我们首先进行弱非线性分析表明，由密度波的冲击耗散所形成的特定涡度可以是行星附近的质量通量的来源，并且即使对于低质量行星也可以打开间隙，除非行星的迁移是实质性的。然后，我们进行高分辨率的数值模拟，以检查分析的考虑。通过比较能隙开放时间尺度和I型迁移时间尺度，我们提出了一个与以往研究有质的不同的关于行星轨道周围欠密区形成的判据.如果我们将I型迁移时间尺度的标准值结合起来，行星形成倾角所需的最小质量是以前研究的两倍，但是如果在圆盘中有一个I型迁移停止的位置，它可以小得多。
2010-09-25 astro-ph.EP
On the Interaction between a Protoplanetary Disk and a Planet in an Eccentric Orbit: Application of Dynamical Friction
我们提出了一种新的分析方法，盘行星的相互作用，是特别有用的行星偏心率大于磁盘的纵横比。我们利用动力摩擦公式计算行星盘对行星的作用力，并将该作用力在行星周期内平均。由此产生的迁移和偏心阻尼时标同意非常好，与以前的作品中，行星偏心率是适度大于磁盘的纵横比。这种方法的优点是，它是可能的，适用于任意大偏心率的制定。我们已经发现，在高度偏心的行星的情况下，轨道演化的时间尺度在很大程度上取决于所采用的盘模型。我们讨论了我们的结果可能的含义的理论行星形成。
2011-06-02 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
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
WInDI: a Warp-Induced Dust Instability in protoplanetary discs
本研究识别出翘曲盘中的新型尘埃不稳定性（WInDI），由弯曲波区振荡气体运动引发，并通过1D模型和3D SPH模拟验证，其对行星形成有潜在重要意义。
2023-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Dissipation of Protoplanetary Disks in Ophiuchus
本文介绍蛇夫座分子云中前主序星的年龄测定研究结果。八个前主序星的年龄估计来自高分辨率光谱的表面重力。目标恒星的平均年龄为0.7百万年。通过比较个体年龄和近红外色余，我们发现色余以恒定的速率逐渐减小，内盘的寿命被确定为120万年。与用同样方法估算的金牛座分子云中前主序星的寿命相比，估计的寿命约为一半。这一结果表明，盘演化的时间尺度取决于恒星形成区的环境。
2015-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of linear warps in accretion discs and applications to protoplanetary discs in binaries
在许多原恒星二元系统中，预计会出现弯曲的吸积盘。在本文中，我们研究的长期演变的光盘翘曲和旋进的无量纲厚度$H/r$大于其粘度参数$α$，使弯曲波可以传播和主导的翘曲演变。对于小的翘曲，这些盘经历近似刚体进动。我们推导出各种型号的光盘的翘曲/扭曲的配置文件和对齐时标的解析表达式。将我们的结果应用于环二进制光盘，我们发现，这些光盘对准的轨道平面的二进制光盘的全球进动时间的时间尺度上，通常远小于其粘性的时间尺度。我们讨论了我们的发现的影响，观察错位circumbinary光盘（如KH 15 D）和circumbinary行星系（如开普勒-413），这些观察到的错位提供了有用的约束盘翘曲理论的不确定性方面。另一方面，我们发现，拱星盘可以保持大的错位相对于平面的双伴侣在他们的整个生命周期。我们估计，对于典型的椎间盘参数，可以保持大于$\sim 20^\circ$的倾角。总的来说，我们的研究结果表明，虽然高度错位拱星盘双星预计是常见的，这种错位应该是罕见的拱星盘。这些预期与目前对原行星盘和双星系外行星的观测是一致的，并且可以通过未来的观测进行测试。
2014-09-08 astro-ph.EP
Using Ice and Dust Lines to Constrain the Surface Densities of Protoplanetary Disks
我们提出了一种新的方法来确定表面密度的原行星盘通过考虑磁盘的“尘埃线”，这表明在不同的观测波长观察到的磁盘径向尺度。这种方法依赖于这样的假设，即颗粒生长和漂移的过程控制在磁盘演化的后期阶段的磁盘的径向尺度，使得磁盘的寿命等于在给定的尘埃线的最大颗粒尺寸的漂移时间尺度和生长时间尺度。我们提供了一个初步的概念证明，我们的模型通过应用程序的磁盘TW Hya和能够估计磁盘的尘埃气体比，CO丰度，吸积率，除了总磁盘表面密度。我们发现，我们推导出的表面密度分布和尘埃气体比是一致的，通过测量HD气体的下限。CO冰线也取决于表面密度通过颗粒吸附率和漂移，我们发现，我们的理论CO冰线估计有明确的观测类似物。我们进一步将我们的模型应用于理论磁盘的大参数空间，并找到三个可用于测试其有效性的观测诊断。首先，我们预测，尘埃线的磁盘以外的TW Hya将与这些磁盘的归一化CO表面密度轮廓形状一致。第二，表面密度分布，我们从磁盘冰线应该匹配那些来自磁盘尘埃线。最后，我们预测，磁盘灰尘和冰线将规模相反，作为表面密度的函数，在一个大样本的磁盘。
2019-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Large Fluctuations within 1 AU in Protoplanetary Disks
本研究通过引入粘性和盘风，探讨了原行星盘的时间演化，发现由于热电离和MRI导致粘性在约900K时剧增，引发盘内1.5 AU范围大幅度快速波动，温度、表面密度及恒星吸积率在短时间尺度内剧烈变化且持续百万年。
2024-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust resurgence in protoplanetary disks due to planetesimal-planet interactions
星周星盘尘埃含量的观测数据表明，在附近恒星形成区的前主序星周围星盘中的尘埃含量中值似乎从大约100万年增加到大约200万年，然后随着时间的推移而下降。这种行为挑战了小尘埃颗粒在短时间尺度（小于约100万年）内积累成更大的物体并向内漂移而稳步下降的模型。在这封信中，我们探讨了在一个模型的框架内调和这种差异的可能性，在这个模型中，行星的早期形成动态地搅动附近的星子，并导致它们之间的高能碰撞，导致第二代尘埃的产生。我们发现，所观察到的尘埃演化可以很自然地解释这一过程中的一套代表性的磁盘行星架构。
2022-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Mass Budget of Planet Forming Discs: Isolating the Epoch of Planetesimal Formation
在太阳系恒星中发现行星的比率很高，这表明行星形成是很普遍的。一般认为，行星形成于原行星盘中，就像在附近恒星形成区观察到的那样。从圆盘到行星的转变发生在什么时间尺度上？在这里，我们表明，目前的库存行星和原行星盘是足够敏感的时间尺度和行星形成过程的效率的基本限制。行星探测统计数据和测量的金牛座T盘中的固体储层的比较表明，行星形成可能已经在金牛座-御夫座盘的几百万年年龄进行，大部分固体已经转化为具有低毫米不透明度的大型物体和/或在小圆盘半径处被隔离，在毫米波长下难以检测到。
2014-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evolution of planetesimal swarms in self-gravitating protoplanetary discs
我们调查的自引力盘的星子的运动学演化，结合光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的磁盘气体与引力耦合人口的测试粒子星子。我们发现，在半径为10秒的au（这是我们预计星子可能形成在这样的光盘）的星子的偏心率被迅速泵到值$>$ 0.1的时间尺度内，光盘是在自引力制度。螺旋臂中产生的高速度分散和缺乏星子浓度意味着碰撞的时间尺度非常长，并且那些确实发生的碰撞的影响是破坏性的，而不是导致进一步的星子生长。我们还使用SPH模拟来校准蒙特卡罗动力学实验：这些可以用来发展系统在很长的时间尺度，并可以与粒子角动量空间中的扩散方程的解析解进行比较。我们发现，如果星子只形成在一个带在大半径，然后有显着的散射的对象，以小半径，但大多数的星子仍然在大半径。如果星子确实形成于早期的演化阶段，当光盘是强烈的自引力，那么本研究的结果约束其空间和运动学分布在自引力阶段结束。
2013-02-28 astro-ph.EP
Surface accretion as a dust retention mechanism in protoplanetary disks. I. Formulation and proof-of-concept simulations
本文提出由MHD风驱动的表面吸积流可在移除盘气体的同时滞留缓慢漂移的尘埃颗粒，从而增强尘埃-气体质量比，并通过一维模拟验证该机制可促进粘附性差的颗粒形成星子。
2024-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effect of irradiation model on 2D hydrodynamic simulations of self-gravitating protoplanetary discs
本研究比较了两种辐照实现模型对自引力原行星盘二维流体动力学模拟的影响，发现单位面积恒定加热率模型下不稳定性在强辐照下仍可维持，且碎裂所需临界冷却时标随辐照增加而减小。
2025-03-28 astro-ph.EP
Measuring the Dust Masses of Protoplanetary Disks in Lupus with ALMA: Evidence that Disks can be Optically Thick at 3 mm
精确的盘质量测量对于限制盘的演化和行星形成的时间尺度是必要的，但是这样的测量很难进行，并且非常依赖于假设。在这里，我们看看假设，磁盘是光学薄的无线电波长和影响，这一假设的测量磁盘尘埃质量。我们模拟了位于年轻（~1-3百万年）狼疮恒星形成区的41个原行星盘的光学到射电光谱能量分布（SED），包括0.89 mm，1.33 mm和3 mm的通量密度（可用时）。我们测量的磁盘尘埃质量比使用通常采用的磁盘尘埃质量方程时高约1.5-6倍，假设光学薄发射（亚）毫米。这种差异的原因是大多数圆盘在毫米波长下的光学厚度，甚至高达3毫米，这表明需要在更长波长下进行观测才能追踪圆盘的完全光学薄发射。
2022-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas Accretion onto a Protoplanet and Formation of a Gas Giant Planet
我们研究气体吸积到原行星上，通过考虑气体的热效应在三维流体动力学模拟，其中从原行星的气体盘到木星半径的行星的广泛区域使用嵌套网格方法解决。我们估计了气体巨行星的质量吸积速率和生长时标。当M_p < M_cri时，质量吸积率随原行星质量的增加而增加，当M_p > M_cri时，质量吸积率趋于饱和或减小，其中M_cri = 0.036 M_Jup（a_p/1AU）^0.75，M_Jup和a_p分别为木星质量和轨道半径。气体巨行星的生长时间尺度或气体吸积到原行星上的时间尺度约为10^5年，比固体核心的生长时间尺度短两个数量级。热效应几乎不影响质量吸积速率，因为引力能主导原行星周围的热能。在我们的本地模拟中获得的质量吸积率同意定量以及与粗空间分辨率的全球模拟中获得的。质量吸积速率主要由原行星质量和原行星盘的性质决定。我们发现当Hill或Bondi半径被充分分辨时，质量吸积率被正确地计算。利用原行星的寡头生长，我们讨论了气体巨行星的形成时标。
2010-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Models and Observational Predictions of Dust Traps in Protoplanetary Discs
University College London（伦敦大学学院）
研究通过模型和观测分析，探讨原行星盘中尘埃陷阱的形成机制及影响因素，强调尘埃破碎速度与粘性参数对尘埃保留和观测特征的关键作用。
2026-01-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Grain growth signatures in the protoplanetary discs of Chamaeleon and Lupus
我们目前的ATCA结果的3和7毫米连续调查的20 T金牛星的变色龙和狼疮恒星形成区域。这项调查的目的是确定原行星盘与晶粒生长的迹象。我们检测到90%的来源在3和7毫米，并确定了光谱斜率，尘埃不透明度指数和尘埃盘质量。我们还提出了一个小的子集的源在7，15毫米和3+6厘米的时间监测结果，以调查晶粒生长到厘米的大小和限制在这些来源的排放机制。此外，我们研究了红外（10 μm硅酸盐特征）和毫米（1-3 mm光谱斜率，α）中晶粒生长特征之间的潜在相关性。在3和7毫米的11个源占主导地位的热尘埃排放高达7毫米，其中7个具有1-3毫米的尘埃不透明度指数小于1，这表明颗粒生长到至少毫米的大小。在15毫米及以上观测到的Chamaeleon源表明存在来自电离风和/或色球发射的过量发射。在7毫米的长期监测表明，厘米大小的卵石存在于至少四个来源。在15 mm处的短时间尺度监测表明过量发射来自热自由发射。最后，发现10个\mum特征的强度与α之间存在弱相关性，表明尘埃盘的内部和外部同时演化。这项调查表明，晶粒生长到厘米大小的鹅卵石和过量排放的存在下，在15毫米及以上是常见的，在这些系统中，需要时间监测解开这些排放机制。
2012-07-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The determination of protoplanetary disk masses
University of Michigan（密歇根大学）；University of Hawaii at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）
本文综述了确定原行星盘气体和尘埃质量的方法，重点在于难以表征的总气体质量。讨论了通过间接示踪剂和方法分离隐藏的H2、CO和HD发射的总体校准，并探讨了现有和未来设施在解决这些差异方面的努力。
2018-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Role of Multiplicity in Disk Evolution and Planet Formation
在过去的十年里，我们对原行星盘演化和单恒星系统中行星形成的理解发生了革命性的变化。然而，大多数太阳型恒星都是在双星系统中形成的，因此双星伴星对原行星盘的影响是我们理解行星形成的重要因素。我们已经编制了一个合并的多重性/磁盘的金牛座御夫座人口普查，加上在其他地区的密切的二进制文件的限制性样本，以探讨磁盘的演化多重性的作用。我们的研究结果表明，一个紧密的（<40 AU）的双星伴星的潮汐影响显着加速了原行星盘的分散过程，因为所有的紧密双星的约2/3迅速分散他们的磁盘在形成后<1百万年。然而，盘的快速扩散只发生在一小部分宽联星和单星上，其中约80%-90%的盘至少保留了200 - 300万年（但很少超过500万年）。我们对盘清理时间尺度的新限制对巨行星形成有着重要的意义;大多数单恒星在3- 5百万年内形成巨行星，而大多数近距离双星系统必须在<1百万年内形成巨行星。如果核心吸积是巨型行星形成的主要模式，那么在密近双星中的气体巨星应该是罕见的。相反地，由于几乎所有的单恒星都有相似的时间形成气体巨星，在RV巡天中它们的相对稀少性表明，要么巨行星形成的时间尺度与盘的分散时间尺度非常匹配，要么盘寿命之外的特征决定了巨行星形成的可能性。
2011-09-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chondrule Transport in Protoplanetary Disks
球粒的形成仍然是太阳系早期最难以捉摸的事件之一。在这里，我们采取了新的方法，采用数值模拟研究超越纯粹的宇宙化学方法的球粒起源。我们在一维粘性原行星盘模型中模拟了一般产生的球粒和尘埃的输运，以约束球粒形成事件。对于一个单一的形成事件，我们能够匹配的记忆球粒和尘埃人口保留彼此（互补性）的分析预测，发现一个大的质量吸积率（$\gtrsim 10^{-7}$ ~M $_\odot$ ~年$^{-1}$）允许延迟的顺序盘的粘性时间尺度球粒形成和球粒陨石吸积之间。此外，我们发现较老的磁盘严重减少球粒，吸积率$\lesssim 10^{-9}$ ~M $_\odot$ ~年$^{-1}$的标称参数。然后，我们在空间和时间的分布特征的球粒起源，作为磁盘参数和球粒形成率的函数，在运行与连续球粒形成和静态和不断发展的磁盘。我们的数据表明，这些可以解释观察到的不同球粒陨石类之间的多样性，如果允许一些多样性的吸积时间。
2016-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
How initial and boundary conditions affect protoplanetary migration in a turbulent sub-Keplerian accretion disc: 2D non viscous SPH simulations
目前关于行星形成的理论认为，巨行星的形成应该与它们快速向中央恒星迁移有关，这是由于原行星与盘的相互作用，对于近10个地球质量的天体来说，时间尺度为$10^5$年。这样的时间尺度应该比原行星通过与其他小天体碰撞而分层成长期间气体吸积到原行星上的时间尺度小一个数量级。这些参数最近被分析使用N体和/或流体动力学代码或它们的混合。在这项工作中，无粘性的2D模拟进行，使用SPH方法，研究一个原行星的迁移，评估吸积盘的有效性的原行星拖向中央恒星，作为一个函数的行星本身的质量，盘切向运动。为此，SPH方案被认为是适合研究湍流，运动学和边界条件的作用，由于其固有的平流湍流，特别是在2D和3D代码。模拟都在光盘子开普勒和开普勒运动学条件下进行的参数研究的原行星迁移，如果发生中度和一致的偏离开普勒动力学。我们的研究结果表明，在亚开普勒条件下，类地行星的几个轨道周期的迁移时间，而对于类地行星的估计给出了大约$10^4$轨道周期需要一半的轨道大小。行星迁移的时间尺度在很大程度上取决于行星相对于盘流的离心屏障附近的激波区域的相对位置。
2009-09-24 astro-ph.EP
Structure Formation in a Young Protoplanetary Disk by a Magnetic Disk Wind
本文用一个包括盘的形成和演化的一维模型研究了年轻原行星盘的结构形成。ALMA最近的观测发现，年轻的原行星盘可能会形成环孔结构，即使盘嵌入包层中。我们提出了一个一维模型的形成一个原行星盘从分子云的核心和随后的长期演变在一个单一的框架。由于计算能力的限制，这种长期演变尚未通过数值模拟进行探索。在我们的模型中，我们计算了气体和尘埃表面密度随风质量损失和尘埃径向漂移的时间演化。我们发现，磁流体磁盘风是一个可行的机制，在年轻的磁盘环孔结构的形成。我们进行了参数研究，我们的模型和推导出的环孔结构的形成条件在$6\times10^5$年内开始崩溃的分子云的核心。盘的最终结果显示了五种类型的形态，这可以通过比较粘性扩散的时间尺度、MHD盘风的质量损失和尘埃的径向漂移来理解。我们讨论的WL 17系统，这被怀疑是一个嵌入式的，但过渡，磁盘模型的含义。
2018-08-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical modelling of FU Ori protoplanetary disks
FUOri型恒星的亮度爆发，其亮度为$\sim100 L_{\odot}$，持续数十年，可能会影响周围原行星盘的化学成分。利用天体化学建模，我们分析了爆发引起的变化，并寻找对光度上升敏感的物种。盘分子组成的某些变化不仅出现在爆发期间，而且还可以在爆发结束后保留数十年。我们分析负责这些影响的主要化学过程，并评估化学惰性物种恢复到爆发前丰度的时间尺度。
2020-02-12 astro-ph.EP
Sculpting protoplanetary discs -- modelling circumbinary cavities at observable scales with radiation hydrodynamics
该研究通过27组二维辐射流体动力学模拟，揭示环双星盘空腔形状多样性源于径向变化的冷却时标，可用统一模型解释Cs Cha、GG Tau等系统的空腔结构，证明辐射冷却对环双星盘演化建模至关重要。
2025-10-28 astro-ph.EP
Radial migration of gap-opening planets in protoplanetary disks. II. The case of a planet pair
当两颗行星在一个原行星盘中诞生时，它们可能会进入一个平均运动共振，这是行星会聚迁移的结果。平均运动共振的形成对于理解行星系是如何在盘环境中形成的具有重要意义。最近的进展的理解的部分间隙开放的行星的迁移的动机，我们已经调查了行星对的轨道演化在广泛的质量和磁盘属性，目的是找出共振捕获时可能发生。使用我们以前工作中开发的间隙开放行星的迁移时标公式，我们推导出一个简单的标准，使我们能够预测迁移何时收敛（发散）。此外，我们已经验证了标准使用二维流体动力学模拟。我们发现，在演化早期形成的共振行星对可以在稍后的时间脱离共振，因为外层行星的迁移速度由于间隙的形成而减慢。此外，采用我们的迁移时间尺度公式，我们还进行了三体模拟，证实了水动力模拟的结果。最后，我们选择了已知的双行星系统样本，将我们的预测与观测结果进行了比较。
2020-05-08 astro-ph.EP
Indications of Rapid Dust Formation in the Inner Region of a Protoplanetary Disk
Chulalongkorn University（朱拉隆功大学）；Boston University（波士顿大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）
研究发现原行星盘内区尘埃快速形成迹象，可能源于行星esimal碰撞。
2026-02-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gaps and Rings in Protoplanetary Disks with Realistic Thermodynamics: The Critical Role of In-Plane Radiation Transport
许多原行星盘在尘埃排放中表现出环形间隙，这可能是行星产生的。旨在解释这些观测结果的行星-盘相互作用的模拟通常以过于简化的方式处理盘热力学，这不能正确地捕获行星驱动的密度波驱动间隙形成的动力学。在这里，我们探讨子结构形成磁盘使用分析计算和流体动力学模拟，包括物理激励处方与行星引起的密度波的辐射效应。第一次，我们的治疗帐户不仅从磁盘表面的冷却，但也为沿磁盘中平面的辐射传输。我们表明，这种面内冷却的特征时间尺度通常比表面冷却的时间尺度短一个数量级，在密度波传播和消散中发挥着关键作用（我们提供了对该时间尺度的简单估计）。我们还表明，在原行星盘（$α\lesssim 10^{-3}$）预期的水平上，粘度对密度波动力学的影响可以忽略不计。使用合成地图的尘埃连续排放，我们发现，由行星产生的间隙的多样性和形状是敏感的物理参数-磁盘温度，质量和不透明度-，确定阻尼的密度波。轨道在$\lesssim 20$ au的行星产生最多样的各种各样的间隙/环结构，虽然显着的变化也发现行星在$\gtrsim 50$ au。通过改进行星-盘耦合物理的处理，我们的结果提出了探索盘中环形子结构的行星解释的新方法。
2020-10-05 astro-ph.EP
Dust Coagulation Reconciles Protoplanetary Disk Observations with the Vertical Shear Instability. I. Dust Coagulation and the VSI Dead Zone
本研究针对原行星盘垂直剪切不稳定性（VSI）模拟与观测的矛盾，提出尘埃凝聚可降低外盘气体冷却速率、抑制VSI湍流，且湍流强度对尘埃碎裂速度高度敏感，解释了观测到的高沉降外盘现象。
2023-12-15 astro-ph.EP
Growth of calcium-aluminum-rich inclusions by coagulation and fragmentation in a turbulent protoplanetary disk: observations and modelisation
虽然人们普遍认为南极陨石中的富钙铝包体（CAIs）是在太阳原行星盘的热环境中形成的，但其形成条件仍存在争议。最近的实验室研究CAIs提供了一种新的数据：它们的大小分布。我们发现，在实验室中测量的CAIs的尺寸分布从碳质方解石的截面具有幂律的尺寸分布与累积尺寸指数之间的-1.7和-1.9，这转化为累积尺寸指数之间的-2.5和-2.8经切片校正。为了解释这些观测结果，进行了数值模拟，以探索从微米到厘米尺寸的CAIs的生长，在一个热的和湍流的原行星盘通过凝聚和碎裂的竞争。我们发现，在生长模拟中得到的尺寸分布与陨石中的CAIs尺寸分布一致。我们解释说，如果撞击速度大于10米/秒，CAI碎片的尺寸分布在厘米尺寸处的急剧截止是著名的碎裂障碍的直接结果。毫米和厘米大小的CAIs的生长/破坏时间尺度与当地的尘埃/气体比成反比，在1300 K下约为10年，在1670 K下可达104年。这意味着最难治性的CAIs预计尺寸较小，因为与不太难治性的CAIs相比，它们的生长时间较长。相反，在CAI生产时代，最不耐火的CAI可能已经被回收多次，这可能对它们的辐射年龄产生深远的影响。
2015-03-24 astro-ph.EP
Protoplanetary cores drove chondrule formation
该研究提出球粒由行星胚胎富尘埃包层的尘埃加工形成后经对流扩散抛射，解释了球粒形成的多项约束尤其是高气压问题，指出球粒是行星胚胎形成的产物而非前体，调和了相关观测、实验与理论。
2025-03-25 astro-ph.EP
On the Evolution and Survival of Protoplanets Embedded in a Protoplanetary Disk
我们模拟的磁盘不稳定性机制在不同的径向距离占磁盘的存在下形成的一个小行星质量的原行星的演变。利用三种不同的盘模型，发现一颗新形成的半径为$\lesssim$ 5-10 AU的质量约为100亿光年的原行星，不可能经历动力学坍缩而进一步演化为引力束缚行星。因此，我们得出结论：{ \it巨行星，如果形成的引力不稳定机制，必须形成和保持在大的径向距离在第一个$\sim$ $^5-10^6$ 10年的演变}。使用$\dot{M}=10^{-6} M_{Sun}/yr$和$α=10^{-2}$的圆盘模型，发现1土星质量、3和5木星质量的原行星的最小径向距离分别为12、9和7 AU。本文还研究了气体吸积对一颗质量为10000的原行星演化的影响。结果表明，气体吸积可以大大缩短塌缩前的时间尺度。我们的研究表明，坍缩前阶段的时间尺度不仅取决于行星的质量，但在很大程度上受到盘的存在和有效的气体吸积。
2012-06-26 astro-ph.EP
Global Hydromagnetic Simulations of Protoplanetary Disks with Stellar Irradiation and Simplified Thermochemistry
由大规模磁场驱动的外流可能在原行星盘的演化和扩散中发挥重要作用，并为行星形成创造条件。我们扩展了我们的2-D轴对称非理想MHD模型，这些外流，通过将辐射转移和简化的热化学，探索加热如何影响风发射的双重目标，并说明如何通过诊断谱线的观测，这样的模型可以进行测试。我们的模型磁盘发射磁离心外流主要是通过磁张力，所以质量损失率增加只有适度时，热化学效应被switchedon.For典型的磁场强度，热化学和辐射加热比磁耗散更重要。我们还发现，夹带的垂直磁通量扩散出磁盘的长期时间尺度上的非理想MHD的结果。通过后处理线辐射转移，我们证明了谱线强度和时刻1地图的原子氧，HCN分子，和其他物种之间的模型与磁驱动的外流和一个较弱的，光蒸发外流显示潜在的可观察到的差异。特别是，线的形状和速度不对称的时刻-1地图可以识别从磁盘表面流出。
2020-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Efficiency of thermal relaxation by radiative processes in protoplanetary discs: constraints on hydrodynamic turbulence
流体动力学的非磁性不稳定性可以在原行星盘的区域提供湍流应力，在那里MRI不能发展。诱导运动影响晶粒的生长，由此开始形成星子。气体的热弛豫限制了圆盘中湍流的确定的流体动力学源的起源。我们估计的辐射弛豫时间尺度的温度扰动和研究的扰动波长，光盘内的位置，光盘的质量，和尘埃-气体的质量比上的时间尺度的依赖。然后，我们应用热松弛标准本地化模式的对流超稳定性，垂直剪切不稳定性，和僵尸涡不稳定性。我们的计算采用了最新的尘埃和气体的平均不透明度，我们占碰撞耦合到发射物种。松弛标准定义的一个典型的金牛座T光盘的大部分不稳定的线性流体动力学不稳定性的发展。对流超稳定性从最大$2\mbox{ au}$到最大$40\mbox{ au}$，以及超过$140\mbox{ au}$，中平面都是不稳定的。垂直剪切失稳可在$15\mbox{ au}$和$180\mbox{ au}$之间发展。从种子噪声连续生成（僵尸）涡流可以在内部$0{.}8\mbox{ au}$内工作。动态光盘建模与尘埃和气体不透明度的演变，需要清楚地定位的流体动力学湍流，特别是其非线性阶段。
2017-04-22 astro-ph.EP
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
Inclination Evolution of Protoplanetary Disks Around Eccentric Binaries
通常认为，粘滞力矩使环双星盘与双星的轨道平面对齐。然而，最近的数值模拟表明，如果双星是偏心的，并且初始的盘-双星倾角足够大，盘可能会演变成垂直于双星轨道的配置（“极对齐”）。对偏心双星周围倾斜盘的长期演化进行了理论研究，计算了盘的翘曲轮廓和作用在盘上的耗散力矩。对于盘的纵横比$H/r$大于粘度参数$α$，弯曲波传播有效地使盘进动作为一个准刚体，而粘度作用于盘的翘曲和扭曲，以驱动长期演化的盘二进制倾角。我们推导出一个简单的分析标准（在二进制的偏心率和初始磁盘取向）的磁盘演变向偏心二进制的极性对齐。当盘有一个不可忽略的角动量相比，二进制，最终的“极对齐”的倾斜角度是减少从$90^\circ$。对于典型的原行星盘参数，倾角演化的时间尺度比盘的寿命短，表明可能存在高倾角盘和行星。
2017-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observational Signatures of Tightly Wound Spirals Driven by Buoyancy Resonances in Protoplanetary Disks
除了林德布拉德共振引起的螺旋外，行星还可以通过浮力共振产生一系列紧密缠绕的螺旋。浮力共振的激发取决于气体的热弛豫时间尺度。通过计算与热弛豫有关的各种过程（辐射、扩散和气尘碰撞）的时间尺度，我们发现原行星盘的表面层（$Z/R\gtrsim0.1$）和外盘（$R\gtrsim100$ au）的热弛豫受到不频繁的气尘碰撞的限制.因此，在原行星盘模拟中常见的等温状态方程或快速冷却的使用是不合理的。使用三维流体动力学模拟，我们表明，碰撞限制缓慢的热弛豫提供了有利的条件，浮力共振发展。浮力共振主要产生垂直运动，其幅度在$^{12}$ CO发射表面是木星质量行星的$100~{\rm m~s}^{-1}$的顺序，足够大，以检测使用分子线观测ALMA。我们生成合成观测，并描述开普勒减去矩图和速度通道图的浮力共振的特征。基于扰动的形态和大小，我们建议TW Hya中观察到的紧密缠绕的螺旋可能是由90 au的木星质量行星驱动的。我们讨论了如何非开普勒运动驱动的浮力共振可以从其他来源驱动的区别。我们认为，多条线跟踪不同的高度，具有足够高的空间/光谱分辨率和灵敏度，以分离所产生的近，远侧的磁盘发射的观测，将有助于限制非开普勒运动的起源。
2021-02-07 astro-ph.EP
An inflationary disk phase to explain extended protoplanetary dust disks
本文通过参数空间研究发现，高初始黏度、短落入时标和小离心半径可触发原行星盘暴胀阶段，从而解释太阳系延展尘埃盘、双区域星子形成及CAIs向外盘输运。
2023-07-03 astro-ph.EP physics.space-ph
Bridging the gap between protoplanetary and debris disks: separate evolution of millimeter and micrometer-sized dust
原行星盘和碎片盘的性质之间的联系还没有得到很好的理解。尘埃演化、行星形成和行星盘消散可能在相关过程中发挥作用。我们的目标是通过研究光学薄的III类磁盘，以及它们如何与年轻和老年人的磁盘，以调和这两种表现的尘埃拱星盘。在这项工作中，我们收集了文献和ALMA档案毫米通量的85个磁盘（8%）的所有III类磁盘附近的恒星形成区域。我们得出毫米尘埃质量$M_{\text{dust}}$，并比较这些与II类和碎片盘样品的背景下，过量的红外光度，吸积率，和年龄。III类椎间盘的平均$M_{\text{dust}}$为$0.29 \pm 0.19~M_{\oplus}$。我们提出了一个新的进化方案，其中径向漂移是非常有效的非结构化磁盘在第二类阶段导致快速减少的$M_{\text{dust}}$。然而，我们发现长红外原行星盘的时间尺度为${\sim}$ 8百万年，这是符合整体缓慢的磁盘演变。在结构盘中，尘埃陷阱的存在允许在大半径处形成星子带，例如在碎片盘中观察到的那些。因此，我们建议，在碎片盘的星子带的结构盘的尘埃陷阱的结果，而没有尘埃陷阱的原行星盘减少尘埃质量通过径向漂移，因此无法检测到的气体已经消散后的碎片盘。这些结果提供了一个假说的一个新的观点盘的演变。
2021-07-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Early evolution of clumps formed via gravitational instability in protoplanetary disks; precursors of Hot Jupiters?
虽然引力不稳定性（GI）应该发生在原行星盘演化的早期阶段，但由盘碎片产生的团块的命运及其在行星形成中的作用仍然不清楚。在本研究中，我们调查半解析的演化收缩后的合成人口的团块与不同的初始结构和轨道，再加上周围的磁盘和中央恒星。我们的模型是基于最近发表的国家的最先进的3D崩溃模拟团块与不同的热力学。考虑到各种进化机制，并探讨其影响单独和与其他人相结合：迁移和潮汐破坏，质量吸积，间隙开放和磁盘粘度。研究发现，一般来说，至少有50%的初始团块在潮汐中幸存下来，在盘中演化约10^5年后留下潜在的气体巨星祖先。其余的可能会被破坏或产生超级地球和其他低质量行星，前提是一个固体核心可以在足够短的时间内组装，我们在本文中没有讨论这种可能性。外推到百万年的时间尺度，我们所有幸存的原行星都将导致接近的气体巨星。这一结果可能部分反映了所采用的迁移模型的局限性，并使人想起在没有对迁移率进行微调的情况下，在核心增生模型中发现的类似结果。然而，它表明，由引力不稳定性形成的团块中有很大一部分可能是热彗星的前身。
2013-10-03 astro-ph.EP
On the gap-opening criterion of migrating planets in protoplanetary disks
我们进行二维流体动力学模拟，以定量探索扭矩平衡标准的间隙开放（制定的克里达等。2006年）在各种磁盘时，考虑迁移的行星。我们发现，即使满足标准，也有行星仍然没有打开间隙的情况。我们强调，打开缺口不仅取决于一个星球是否有能力打开缺口，而且还取决于它是否能足够快地打开缺口。这可以表示为间隙打开时间尺度与穿越时间的附加条件，即行星穿越它正在雕刻的区域所需的时间。虽然这一点已经简要地在以前的文献中，我们的研究结果量化了一系列的原行星盘的属性和行星质量，证明它是多么重要的间隙开放。这一附加条件对低质量盘中由核心吸积形成的行星以及大质量盘中由引力不稳定性形成的巨行星或棕矮星的生存具有重要意义。这对于中等质量的行星来说尤其重要，它们容易发生类似III型的迁移。对于一些观测到的过渡盘或带间隙的盘，我们预计仅基于扭矩平衡间隙开放标准对潜在行星质量的估计可能是不够的。考虑到这个额外的时间尺度标准，理论研究可能会发现行星的生存能力降低，或者行星可能会在打开缺口之前进一步向内迁移。
2015-02-23 astro-ph.EP
Chemical evolution of turbulent protoplanetary disks and the Solar nebula
这是我们研究运输过程对原行星盘化学演化的影响的系列论文中的第二篇。我们的分析是基于DM Tau系统的耀斑α模型，再加上一个大的气体颗粒化学网络。为了解释复杂分子的产生，化学网络被提供了一套扩展的表面反应和光过程在冰幔。我们的圆盘模型涵盖了广泛的半径范围，10 - 800 AU（从木星行星形成区到外盘边缘）。气体和冰的湍流输运是隐式模拟全二维随着时间的变化的化学。两个制度被认为是高效率和低效率的湍流混合。湍流扩散被抑制的化学模型的结果与层流模型的结果接近，但不完全相同。对层流化学模型进行了简单的分析，以突出分子对传输过程的潜在敏感性。它示出，对于一个给定的分子的特征化学时标的湍流传输时标的比率越高，其柱密度将受到扩散的概率越高。我们发现，湍流运输增强了许多气相物种和冰，特别是复杂的丰度和柱密度。对于这样的物种的化学稳定状态是没有达到由于与蒸发和表面光处理和重组相关的长时间尺度。相比之下，简单的自由基和分子离子，其化学演化是快速的，并且仅在气相中进行，不受动力学的影响。根据分子柱密度对湍流扩散的敏感性，将所有分子分为三组。[摘要]
2011-08-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
