The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs
行星的形成取决于原行星盘的结构，它影响着嵌入行星的吸积和迁移速率。盘本身的演化时间尺度为几个百万年，在此期间，温度和密度的轮廓变化的物质吸积到中央恒星。在这里，我们使用一个详细的模型，一个不断发展的磁盘，以确定行星的增长卵石吸积和他们的迁移通过磁盘。达到卵石隔离质量的核心吸积气体，最终形成具有大量气体包层的巨行星，而没有达到卵石隔离质量的行星则被困为冰巨星和冰行星，其包层中只含有少量气体。与早期的人口合成模型不同，我们的模型在没有任何人为减少迁移速度和原行星盘的气体和尘埃柱密度类似的观测推断。我们发现，在我们的名义盘模型中，行星胚胎的出现最好发生在大约200万年之后，以便不仅形成气体巨星，而且形成冰巨星和较小的行星。高的卵石吸积率确保了在所有轨道距离上都能达到气体吸积的临界核心质量。然而，气体巨行星的半长轴会因迁移而显著缩短。考虑到行星的生长，而不是星子吸积，我们表明，形成的时间尺度太长，以竞争的迁移时间尺度和原行星盘的耗散时间。总之，我们发现卵石吸积克服了许多挑战，在形成冰和气体巨人在不断发展的原行星盘。
2015-08-07 astro-ph.EP
Planetesimal Growth in Evolving Protoplanetary Disks: Constraints from the Pebble Supply
本研究自洽求解演化原行星盘中的卵石供应，发现其随空间变化并快速衰减，仅当流不稳定性产生大质量星子或盘黏度极低时，星子群才能在2 Myr内增长超过火星质量，且捕获卵石量有限。
2023-04-15 astro-ph.EP
Ionizing Protoplanetary Disks in Pebble Collisions
介绍了固体碰撞作为原行星盘中气体电离的一种新的有效机制，特别是在原行星盘致密的中平面中。这个想法是由实验室实验引发的，我们发现颗粒在相互碰撞（摩擦充电）中交换的电荷并不仅仅与它们的表面联系在一起。作为一种附带效应，电荷也被夹带到气相中，即碰撞使原行星盘破裂。因此，固体不仅是圆盘中电荷的汇，而且也是电荷的源。第一次估计表明，电离率在中平面在1 AU的范围内的$10^{-19} ... 10^{-15} \rm \, s^{-1}$似乎是可行的，这取决于假设相当平静或高度湍流的条件下，径向粒子堆积。
2022-07-15 astro-ph.EP
Transport of CO in Protoplanetary Disks: Consequences of Pebble Formation, Settling, and Radial Drift
目前的（外）行星形成模型往往依赖于大量所谓的“卵石”从外盘流入行星形成区域。在本文中，我们调查如何形成的卵石在寒冷的外部地区的原行星盘和随后的迁移到内部磁盘可以改变气相CO分布内部和外部的中平面CO雪线。通过模拟由此产生的CO丰度在中面以及温暖的表面层，我们确定了可观察到的签名的大规模卵石的形成和迁移，可以用作“吸烟枪”这些重要的过程。具体地说，我们发现，在$1\mathrm{~Myr}$之后，冰卵石的形成和沉降导致在温暖的空气中去除高达$80\%$的CO蒸气。（$T>22\mathrm{~K}$）磁盘层以外的CO雪线，而径向迁移的卵石的结果在一个羽状的CO蒸汽内部雪线的产生，根据湍流的强度和单个卵石的尺寸，将CO丰度增加因子${\sim}2{-}6$。在年轻的附近磁盘的CO蒸汽羽流的情况下，可能表明有效的转换CO到一个更难熔的物种，或减少径向质量通量的卵石，例如，磁盘的不均匀性或早期的星子形成。
2018-08-06 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
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
Effect of nucleation on icy pebble growth in protoplanetary discs
原行星盘中的固体颗粒可以通过冰线外的直接气相沉积而生长。然而，微观硅酸盐颗粒的存在可能会阻碍大卵石的生长，因为可用的蒸汽主要沉积在占总表面积的小颗粒上。为了解火星大气中的冰云而进行的非均质冰成核实验表明，在硅酸盐表面上形成新的冰层所需的水蒸气压力远远高于水蒸气在现有冰表面上的沉积。在本文中，我们研究了水冰上的蒸汽沉积所需的蒸汽分压与硅酸盐颗粒上的非均质冰成核的差异如何影响靠近水冰线的颗粒生长。我们开发并测试了一个动态的一维沉积和升华模型，其中我们包括径向漂移，沉积和扩散的湍流原行星盘。我们发现，蒸汽主要是沉积在已经被冰覆盖的颗粒上，因为冰线外部的蒸汽压对于裸露的硅酸盐颗粒上的异相成核来说太低了。因此，冰状颗粒可以在冰线周围的狭窄区域中生长为厘米大小的鹅卵石，而硅酸盐颗粒保持灰尘大小并扩散到圆盘上。异相冰成核的抑制导致在一个优先的区域生长成星子靠近冰线，我们发现大冰卵石。硅酸盐颗粒上的非均质冰成核的抑制也可能是在原行星盘中冰线周围观察到的一些暗环背后的机制，因为冰线外大冰卵石的存在导致那里的不透明度降低。
2019-09-10 astro-ph.EP
Pebble Accretion in Turbulent Protoplanetary Disks
近年来人们认识到，卵石大小的尘埃颗粒在行星核心上的吸积是核心增长的一种重要模式，它使大距离巨行星的形成成为可能，并在总体上有助于行星形成。卵石吸积理论是建立在尘埃粒子在层流原行星盘（PPD）中的轨道理论基础上的。对于足够大的核心质量（在“希尔状态”中），基本上所有进入希尔球的适当尺寸的颗粒都可以被捕获。然而，由于磁旋转不稳定性（MRI），预计PPD的外部区域是弱湍流的，其中粒子轨道的湍流搅拌可能会影响卵石吸积的效率。我们进行剪切盒模拟卵石吸积与不同水平的MRI湍流（强湍流假设理想的磁流体力学，弱湍流的双极扩散的存在下，层流）和不同的核心群众测试卵石吸积的效率在微观物理水平。我们发现，吸积仍然有效的边缘耦合粒子（无量纲停止时间τ_s ~ 0.1 - 1），即使在强MRI湍流的存在下。虽然更多的尘埃颗粒被湍流带到核心，但这种影响在很大程度上被吸积概率的降低所抵消。因此，湍流对吸积速率的总体影响主要体现在尘埃层厚度的变化上。另一方面，我们发现，卵石吸积的效率强耦合粒子（低至τ_s ~ 0.01）可以适度降低低质量的核心强湍流。
2017-09-11 astro-ph.EP
$N$-body simulation of planetary formation through pebble accretion in a radially structured protoplanetary disk
本文通过N体模拟研究径向结构原行星盘中卵石吸积对行星形成的影响，发现不连续边界处原行星可在约10^4年内增长至地球质量，并普遍发生巨型碰撞，最终可能形成类似太阳系的行星系统。
2023-08-10 astro-ph.EP
A "no-drift" runaway pile-up of pebbles in protoplanetary disks II. Characteristics of the resulting planetesimal belt
从卵石中形成星子是我们目前对行星形成的理解中的一个主要挑战。在原行星盘中，卵石通过气体阻力向内漂移到盘中面附近，它们可能进入死区。在这种情况下，我们确定了卵石对气体的阻力的反作用可能导致卵石的失控堆积，即所谓的无漂移机制。我们改进了以往的研究的无漂移机制，通过调查的性质和特点，由此产生的星子带。我们进行了一维扩散平流模拟漂移卵石在死区的外部区域，包括反作用的径向漂移卵石，包括通过流动不稳定性的星子形成。我们认为，调节气体吸积和垂直搅拌的卵石在磁盘中平面的参数。在本研究中，将卵石-气体质量通量（$F_{\rm p/g}$）固定为参数。我们发现，星子最初形成一个狭窄的环，其宽度扩大积累卵石径向扩散随着时间的推移。系统最终达到一个稳定状态，此时微星带的宽度不再改变。一个不可忽略的星子总质量（多于一个地球质量）形成用于具有多于$\sim 10-100$ kyr的$F_{\rm p/g} \gtrsim 0.1$的盘，其中标称参数为：$\gtrsim10^{-8} {\rm M}_\oplus$/yr、$τ_{\rm s} \simeq 0.01-0.1$、$α_{\rm mid} \lesssim 10^{-4}$和$α_{\rm acc} \simeq 10^{-3}-10^{-2}$在$r \lesssim 10$ au的气体质量通量，其中$r$、$τ_{\rm s}$、$α_{\rm…
2022-02-15 astro-ph.EP
Harvesting the decay energy of $^{26}$Al to drive lightning discharge in protoplanetary discs
原始陨石中的球粒可能是由尘埃聚集体的再结晶形成的，这些尘埃聚集体被瞬间加热到几乎完全熔化。球粒可能代表了原行星盘内部区域的岩石微行星和原行星的基石，但其尘埃聚集体前体无处不在的热处理来源仍然难以捉摸。在这里，我们表明，逃逸的短寿命的放射性核素$^{26}$铝衰变释放的正电子导致大规模的收费密集的卵石结构，导致中和闪电放电和闪光加热的灰尘和卵石。这种充电机制类似于核电池，其中放射源为电容器充电。我们表明，核电池效应在circumplanetesimal卵石盘。这种盘中极高的卵石密度与从球粒内钠的高丰度推断出的球粒加热过程中的条件一致。如果小尘埃的质量密度比气体密度高出至少一个数量级，那么原行星盘的沉积中平面层也可能容易因正电子的发射而带电。我们的研究结果表明，$^{26}$铝的衰变能量可以收获驱动强烈的闪电活动在原行星盘。储存在正电子发射中的总能量相当于熔化原行星盘中所有固体所需的能量。然而，正电子能量转移到电场的效率取决于相对未知的分布和规模依赖的卵石密度梯度在circumplanetesimal卵石盘和原行星盘中平面层。
2017-08-17 astro-ph.EP
Architectures of planetary systems formed by pebble accretion
在行星吸积的模型中，卵石是由尘埃凝结而成，并迅速向中心恒星迁移。微行星可能是在原行星盘的年龄以上，以尚未确定的机制，由卵石连续形成的。与此同时，大型行星胚胎通过积累未合并到星子中的剩余鹅卵石而有效地生长。虽然这个过程被称为卵石吸积，为巨行星核心的形成提供了一条新的有希望的途径，但通过这个过程形成的行星系的结构仍然难以捉摸。在本文中，我们使用基于粒子的混合代码，我们尽可能精确地实现大多数关键的物理效应的行星系的形成进行模拟。我们改变了原行星盘的大小，湍流粘性，卵石的大小，星子的形成效率，和星子的初始质量分布。我们的模拟结果表明，如果微行星的初始尺寸为$100$ km或更小，它们首先通过相互碰撞生长。一旦微行星的尺寸达到$\sim$ 1000 km，它们就通过卵石吸积有效地生长。如果在一个大的原行星盘中，来自外部区域的卵石供应持续很长一段时间，行星胚胎变得足够大，开始失控的气体吸积，导致气体巨行星。我们的模拟表明，像我们这样的行星系是由具有中等高湍流粘度的原行星盘形成的。如果气盘的湍流粘性足够低，行星会在气盘中打开一个缺口，甚至在跑道气体吸积开始之前就停止了卵石的吸积。这样一个圆盘产生了一个行星系，其中有几个海王星大小的行星。
2018-04-16 astro-ph.EP
Formation of pebbles in (gravito-)viscous protoplanetary disks with various turbulent strengths
目标。尘埃在原行星盘的演化中起着至关重要的作用。我们研究了具有不同湍流粘性强度的年轻自引力原行星盘中初始亚$μm$尘埃粒子的动力学和生长。我们的目标是了解的物理条件，确定卵石的形成和空间分布时，磁盘自重和湍流粘度可以同时在工作中。方法.我们执行薄盘流体动力学模拟的自引力原行星盘在初始时间为0.5万年使用FEOSAD代码。湍流粘度参数化的空间和时间恒定的$α$参数，而重力不稳定性对尘埃生长的影响占通过计算有效参数$α_{\rm GI}$。我们考虑了尘埃组分的演化，包括与气体的动量交换、尘埃的自重以及尘埃生长的简化模型。结果我们发现，湍流粘性的水平强烈影响的空间分布和总质量的卵石在磁盘。$α=10^{-2}$模型是粘度占主导地位的，卵石是完全不存在的，和灰尘与气体的质量比偏离参考值1：100不超过30%的整个磁盘范围。相反，$α=10^{-3}$模型，特别是$α=10^{-4}$模型，是由重力不稳定性。有效参数$α+α_{\rm GI}$现在是径向距离的强变化函数。因此，瓶颈效应在最里面的磁盘区域，这使得气体和灰尘聚集在一个环状结构的发展。节录。
2022-12-02 astro-ph.EP
Forming the cores of giant planets from the radial pebble flux in protoplanetary discs
行星核心的形成必须迅速进行，以便巨行星在原行星气盘（<300万年）消散之前吸积它们的气体包层。在超过10天文单位的轨道上，核心直接积累星子的速度太慢了。微行星的碎片可以更快地被吸积，但是微行星可能太大而不能有效地碎裂，共振捕获构成了另一个障碍。在这里，我们而不是调查小卵石（毫米厘米大小）的增长和粒子的径向漂移之间的平衡的自然结果的吸积。我们构建了一个简化的分析模型的灰尘凝聚和卵石漂移在外盘，5 AU和100 AU之间，这给出了固体表面密度和占主导地位的颗粒尺寸的时间演变。这两个关键量决定了在不同的轨道距离上核心的生长是如何进行的。我们发现，卵石的表面密度足够高，以实现由内而外形成的行星核心内光盘的寿命。尘埃转化为行星的整体效率可能很高，对于类似于太阳系的行星结构来说接近50%。在外盘的卵石吸积的增长是足够快，以克服灾难性的I型迁移的核心。这些结果需要原行星盘具有较大的径向范围（~100 AU），并假设初始种子胚的数量较少。我们的研究结果表明，低质量恒星（<1 M_太阳）周围的低质量原行星盘，或亚太阳尘埃与气体的比例，不容易形成气体巨行星（M > 100 M_E），但优先形成海王星质量或更小的行星（< 10 M_E）。这与系外行星的调查结果一致，这些调查显示，气体巨星在低质量或低金属含量的恒星周围相对罕见。
2016-04-04 astro-ph.EP
Growing and Trapping Pebbles with Fragile Collisions of Particles in Protoplanetary Disks
最近的实验室实验表明，冰尘颗粒的破坏性碰撞发生的速度比以前认为的要低得多。当这些新的速度被认为是从尘埃演化模型的实验室实验，增长到卵石大小的原行星盘（PPD）是困难的。这可能与（亚）毫米观测相矛盾，并对星子和行星的形成提出挑战。我们调查所需的条件，在尘埃演化模型中的生长和捕获的PPDs卵石时，在整个磁盘的碎片化速度为1毫秒$^{-1}$。我们区分控制湍流速度，垂直搅拌，径向扩散和气体粘性演化的影响的参数，总是假设颗粒不能扩散速度（径向或垂直）比气体。为了形成卵石并产生有效的颗粒捕获，控制颗粒湍流速度的参数必须很小（$δ_t\lesssim10^{-4}$）。在这些情况下，垂直沉降可以限制卵石的形成，这也防止了颗粒捕获。因此，设置颗粒垂直沉降的参数必须是$δ_z<10^{-3}$。我们的研究结果表明，不同的颗粒和气体扩散参数的组合可以导致一个大的多样性毫米通量和尘埃盘半径。当卵石形成发生和捕获是有效的，间隙和环具有更高的对比度在毫米发射比在近红外。在无效捕获的情况下，在两个波长处也形成结构，从而在NIR中产生更深和更宽的间隙。我们的研究结果强调了获得气体和粒子扩散参数的观测约束以及短波长和长波长处的间隙特性的重要性，以更好地了解PPD的基本特征和在这些物体中观察到的结构的起源。
2020-11-27 astro-ph.EP
Thermal processing of primordial pebbles in evolving protoplanetary disks
本研究通过数值模拟探究原行星盘双组分卵石的演化，发现恒星爆发可通过冰升华加工约80%的卵石，后期原始卵石的内漂会改变内盘组成，该结果与陨石同位素年龄趋势大体一致。
2024-02-13 astro-ph.EP
Tracing pebble drift and trapping using radial carbon depletion profiles in protoplanetary disks
行星的组成可能在很大程度上取决于原行星盘中冰卵石的化学过程和吸积。最近对原行星盘的观测暗示了气态碳的广泛耗尽。丢失的挥发性碳可能冻结在颗粒上的CO和/或CO $_2$冰中，并通过压力隆起或微行星中的卵石捕获锁定在盘中。本文介绍了首次成功的ACA（Atacama Compact Array）[C I] $J$ = 1-0小型巡天观测7个原行星盘的结果。使用定制的方位角对称DALI（尘埃和线）热化学盘模型，支持的[C I] $J$ = 1-0和解决CO同位素数据，我们确定了系统平均元素挥发性碳丰度在外盘的三个来源。在[C I] $J$ = 1-0与ACA中检测到七个源中的六个，其中四个显示出不同的盘组分。在模拟的基础上，我们发现DL Tau的外盘有严重的冷气态碳亏损，DR Tau和DO Tau的外盘有中度亏损。结合内外盘的碳丰度，我们证明了明确的证据，径向漂移的磁盘DL头，多个尘埃环的存在点，无论是短暂的或泄漏的尘埃陷阱。我们发现尘埃锁定在DO Tau和DR Tau的紧凑而光滑的磁盘中，暗示未解决的尘埃子结构。比较我们的结果与不同年龄和光度的恒星，我们确定了一个观测的气态碳耗尽的演化趋势，是一致的动力学模型的CO耗尽过程。固体在原行星盘中的输运效率可能与我们基于连续观测中当前分辨的子结构所预期的有很大不同。这对我们理解径向漂移和卵石吸积对行星组成的影响具有重要意义。
2022-01-11 astro-ph.EP
Can the giant planets of the Solar System form via pebble accretion in a smooth protoplanetary disc?
本研究以微行星为起点模拟包含行星迁移的行星形成过程，发现动力学相互作用会阻碍卵石吸积，且行星迁移导致大质量核内迁，需替代机制解释太阳系冷巨行星的形成。
2024-03-25 astro-ph.EP
Are the observed gaps in protoplanetary discs caused by growing planets?
最近对原行星盘的详细观测揭示了许多亚结构，其中大多数是环状的。一种解释是，这些光环是由不断增长的行星造成的。这些潜在的行星还没有在它们的圆盘上打开非常深的缝隙。相反，这些行星在圆盘上形成小间隙，在其轨道外部产生小的压力颠簸，阻止最大尘埃颗粒的流入。在卵石吸积范例中，这个行星质量对应于卵石隔离质量，卵石吸积停止，有效的气体吸积开始。我们通过卵石和气体吸积进行行星人口合成，包括I型和II型迁移。在模拟的第一阶段，我们研究行星到达卵石隔离质量所需的条件，并将它们的位置与观察到的间隙进行比较。我们发现，为了匹配的差距结构2000 M E的卵石是必要的，这将只适用于最富金属的恒星。然后，我们跟踪这些行星的演化，将其与观测到的系外行星种群进行比较。行星形成在光盘与这些大量的卵石导致大多数形成气体巨星和只有很少的超级地球，矛盾的观察。这导致的结论是，要么（i）观察到的磁盘是例外，（ii）不是所有的差距，观察到的磁盘是由行星或（iii），我们错过了一些重要的成分，在行星形成有关的气体吸积和/或行星迁移。
2019-06-27 astro-ph.EP
Extreme Pebble Accretion in Ringed Protoplanetary Discs
用（亚）毫米成像在原行星盘中观测到含有数十至数百个地球质量固体的轴对称尘埃环。在这里，我们调查的大规模（150 M $_\oplus$）轴对称尘埃陷阱通过尘埃和气体流体动力学模拟的行星胚胎的生长。当解释行星胚胎的吸积光度来自卵石吸积时，对周围气体的热反馈导致反气旋涡旋的形成。由于涡旋是在行星所在的位置形成的，这对行星的成长有着重大的影响：当尘埃向涡旋中心的压力最大值漂移时，它最初与行星位于同一位置，在“涡旋辅助”的卵石吸积的独特阶段，实现了快速的吸积率。一旦漩涡由于与圆盘的相互作用而与行星分离，它就会积聚灰尘，关闭行星上的吸积。我们发现，这种快速的吸积，介导的漩涡，在行星包含$\approx$ 100 M $_\oplus$的固体。我们跟踪涡旋的演变，以及尘埃颗粒在压力最大时积累的效率与其尺寸的函数关系，并研究这对行星生长以及原行星盘形态的影响。我们推测，这种极端的形成情景可能是巨行星的起源，这些巨行星被确定为重元素显著增强。
2022-06-28 astro-ph.EP
Gravitoviscous protoplanetary disks with a dust component. III. Evolution of gas, dust, and pebbles
我们研究的动力学和生长的尘埃粒子在拱盘的不同质量，容易在关键的第一个万年的演变引力不稳定。尘埃成分由两种不同的成分组成：微米大小的尘埃和不断变化大小的成年尘埃。对于粉尘组分，我们考虑了粉尘的凝聚、破碎、与气体的动量交换以及粉尘的自重。我们发现，如果碎裂速度为$30\rm~ms^{-1}$，则微米级尘埃颗粒在星周盘中迅速生长，在盘形成后不到100 kyr的时间内，在盘内部100 au内达到几厘米大小。由于微米尘埃颗粒从周围的信封，这是一个微米灰尘水库，大约厘米大小的尘埃颗粒继续存在于磁盘超过900千年后，磁盘形成，并保持一个尘埃-气体比接近0.01。我们发现，一个很强的相关性之间存在的气体和卵石通量的磁盘。我们发现，无论盘的质量如何，盘中卵石的径向面密度分布均呈幂律分布，其指数与最小质量太阳星云（MMSN）相似。我们还表明，在我们的模型中的气体表面密度与测量的尘埃在AS 209，HD 163296，和DoAr 25系统的原行星盘。卵石是在原行星盘演化的非常早期阶段形成的。它们在行星形成过程中起着至关重要的作用。我们的光盘模拟揭示了早期发病（$<10^5$年）的向内漂移通量的卵石大小的颗粒，约占百分之一和十分之一的气体质量流量，这似乎与毫米观测光盘。（节录）
2020-03-31 astro-ph.EP
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks II. A hybrid accretion scenario
最近对原行星盘的观测揭示了与压力最大有关的环状结构。压力最大是已知的灰尘收集器和行星迁移陷阱。大部分的行星形成工作都是基于卵石吸积模型或小行星吸积模型。然而，最近的研究提出木星可能是由卵石和微行星的混合吸积形成的。我们的目标是研究行星形成的全过程，包括尘埃演化，星子形成和行星生长在一个原行星盘的压力最大。通过数值模拟，我们计算了气体和尘埃的演化，包括尘埃的生长，破碎，径向漂移和颗粒在压力冲击的积累。我们还考虑了星子的形成流动的不稳定性和形成一个月球大小的胚胎，成长为一个巨大的行星的混合吸积卵石和星子。我们发现，在原行星盘的压力最大值是有效的尘埃向内漂移的收集器。由于大量尘埃聚集在压力隆起处，满足了流动不稳定性形成星子的条件。然后，一个巨大的核心是迅速形成（在$\sim 10^4$年）的卵石吸积。在达到卵石隔离质量后，核心的增长缓慢地继续吸积星子。星子吸积释放的能量延迟了失控气体吸积的开始，使得气体巨星在$\sim$ 100万年后形成。压力最大值也起到了运移圈闭的作用。原行星盘中的压力极大值是尘埃陷阱、由流动不稳定性形成的星子和行星迁移陷阱的优先位置。所有这些条件允许通过卵石和星子的混合吸积快速形成一颗巨大的行星。
2020-08-14 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
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
Ices on pebbles in protoplanetary discs
本研究使用FEOSAD模拟年轻原行星盘500 kyr演化，发现卵石在50 kyr即形成且覆有以H$_2$O和CO$_{2}$为主的贫碳冰幔，暗示卵石形成的行星可能富氧。
2024-03-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Clusters of tribocharged dust aggregates as pebbles in protoplanetary disks
本研究首次实验证实真实尘埃聚集体可通过摩擦带电形成厘米级团簇，跨越传统反弹壁垒，为原行星盘中大卵石及星子的形成提供了新机制。
2025-02-07 astro-ph.EP
Enhanced Pebble Drift Across Planet-Opened Gaps in Windy Protoplanetary Disks
本研究通过二维多流体模拟发现，磁驱动风能增强卵石漂移，使毫米级颗粒穿透巨行星开凿的间隙，从而影响内盘行星形成。
2025-10-08 astro-ph.EP
Chemical Feedbacks of Pebble Growth: Impacts on CO depletion and C/O ratios
对原行星盘的观测揭示了它们是复杂和动态的，气体和尘埃的垂直和径向运输与化学和行星形成同时发生。以前的原行星盘模型主要关注静态盘中气体和尘埃的化学演化，或化学惰性盘中固体的动力学演化。在本文中，我们提出了一个新的一维方法模拟卵石生长和化学同时进行。气体和小尘埃颗粒可以垂直扩散，连接圆盘所有高度的化学物质。卵石被认为是由中面周围的尘埃形成的，继承了这个位置的冰的成分。我们提出了这个模型的结果后，1万年的磁盘周围的1 $M_\odot$星在不同的位置内和外的CO雪线的演变。我们发现，对于一个湍流盘（$α= 10^{-3}$），CO是耗尽从表面层的磁盘大约1-2个数量级，与观测的原行星盘。这是通过冰封存和降低紫外线不透明度的结合来实现的，两者都是由卵石生长驱动的。此外，我们发现通过卵石生长和封存的冰物种的选择性去除可以增加气相C/O比的值约为1。然而，我们的模型是无法产生的C/O值$\sim$ 1.5-2.0推断从原行星盘的观测，这意味着选择性封存冰是不足以解释C/O比$>1$。
2022-02-01 astro-ph.EP
Instabilities and Flow Structures in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetesimal Formation
本章重点介绍了原行星盘中湍流和中尺度流动结构的性质及其在行星形成过程中的作用。在这里，我们专注于卵石云的引力坍缩形成的星子。大规模和长寿命的流结构-涡和带状流-是弱磁和流体动力学不稳定性的压力和熵分层准开普勒剪切流与磁盘的快速旋转相互作用的结果。另一方面，涡旋和纬向流是进入圆盘径向卵石通量的粒子陷阱，导致局部足够的积聚以触发引力坍缩，直接将卵石转化为许多公里大小的微行星。这种崩溃是缓和的流动的不稳定性，这是一个反反应，从颗粒积聚到气流。在没有捕获卵石并因此增加局部固气比的情况下，这种反反应最终将通过湍流扩散阻止行星的形成。因此，长寿命的流动结构的形成是一个必要的条件，一个有效的和快速形成的星子。
2018-12-04 astro-ph.EP
On the dynamics of pebbles in protoplanetary disks with magnetically-driven winds
我们提出了一个分析模型来研究卵石的生产和他们的径向运输通过一个原行星盘（PPD）与磁驱动风。虽然大多数以前的分析研究在这种情况下，假设径向湍流系数等于垂直灰尘扩散系数，在最近的数值模拟结果的光，我们放宽了这一假设，通过采用有效的参数化的湍流系数的强度驱动风的磁场。理论研究已经指出，即使在没有风的情况下，这些系数也不一定相等，尽管它对卵石生产的影响还没有被探索。在本文中，我们调查的卵石生产线的演变，径向质量通量的卵石和相应的表面密度的等离子体参数的函数在磁盘中平面。我们的分析明确表明，磁驱动的风在PPD的存在下，导致相当大的减少的速度和持续时间的卵石交付。我们表明，当风很强，核心增长的质量由于卵石吸积是如此之慢，它是不太可能的核心可以达到一个卵石隔离质量在PPD的寿命。当核心的质量达到这个临界值时，由于核心驱动的气体扰动，卵石吸积停止。然而，随着风强度的减小，卵石堆积可能会在较短的时间内将核心的质量增加到卵石隔离质量。
2018-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Pebble isolation mass --- scaling law and implications for the formation of super-Earths and gas giants
行星核心通过卵石吸积的增长在所谓的卵石隔离质量处停止，当核心产生一个压力隆起，将漂浮的卵石困在其轨道之外时。如果孤立的质量非常小，那么气体吸积就会延长，行星的质量就会保持在几个地球质量，主要是固体成分。如果卵石隔离质量的值更大，行星可能会从原行星盘中吸积气体，并成长为气体巨星。先前的工作已经确定了卵石隔离质量与圆盘纵横比的立方的缩放。在这里，我们扩大以前的测量和探索的卵石隔离质量的依赖关系上的所有相关参数的原行星盘。我们使用3D流体动力学模拟来测量卵石隔离质量，并推导出一个简单的标度律，该标度律捕获了对局部圆盘结构和湍流粘度参数$α$的依赖性。我们发现，小卵石，耦合到气体，斯托克斯数$τ_{\rm f}<0.005$可以漂移通过卵石隔离质量的部分间隙。然而，随着行星质量的增加，粒子必须越来越小才能穿过压力隆起。然而，颗粒的湍流扩散可导致卵石隔离质量增加两倍，这取决于背景粘性的强度和卵石的大小。最后，我们探讨了新的卵石隔离质量的形成的行星系的形成比例定律的影响，通过数值积分的增长和迁移路径的行星在不断发展的原行星盘。与忽略卵石隔离质量对$α$粘度的依赖关系的模型相比，我们的模型包括这种效应，导致巨行星的核心质量更大。这些较大的核心质量更接近于太阳系中巨行星的核心质量。
2018-01-12 astro-ph.EP
Monte Carlo Simulation of Dust Particles in a Protoplanetary Disk: Crystalline to Amorphous Silicate Ratio in Comets
彗星中硅酸盐的观测推断结晶丰度应该是在原行星盘的外部区域形成的，相对较高（~ 10-60%），尽管结晶硅酸盐可能是通过盘内部区域的无定形前体退火形成的。为了定量地解决这个难题，我们在基于卵石吸积模型的设置中对湍流盘中硅酸盐颗粒的平流/扩散进行了蒙特卡罗模拟：在盘的外部区域形成由许多嵌入冰质地幔中的小的无定形硅酸盐组成的卵石，硅酸盐颗粒在雪线处释放，结晶硅酸盐颗粒在退火线处产生，硅酸盐颗粒扩散到雪线之外，它们最终粘在漂流的鹅卵石上，回到雪线。在一个简单的情况下，没有坚持和稳定的卵石流量，我们通过模拟和分析论证表明，在雪线以外的硅酸盐材料中的结晶成分是稳健和均匀的~ 5%。另一方面，在一个更现实的情况下，坚持和衰减卵石流量，晶体丰度提高到~ 20- 25%，这取决于衰变和扩散时标的比例。这一丰度与观测结果一致。在本研究中，我们假设一个简单的稳定的吸积盘。为了与观测数据进行更详细的比较，需要与盘演化相结合的模拟。
2022-01-21 astro-ph.EP
Grain-size measurements in protoplanetary disks indicate fragile pebbles and low turbulence
本研究通过原行星盘颗粒尺寸分布，提出模型约束盘中湍流，发现低碎裂速度导致低湍流系数，卵石易碎，与实验室结果一致。
2023-11-13 astro-ph.EP
How dust fragmentation may be beneficial to planetary growth by pebble accretion
卵石吸积是行星核心快速增长的一种新兴模式。卵石通量和卵石尺寸是卵石堆积模型中的关键参数。我们的目标是从最先进的尘埃凝聚模型中推导出卵石的大小和通量，了解它们对磁盘参数和碎裂阈值速度的依赖性，以及卵石吸积对行星生长的影响。我们使用一个一维的尘埃演化模型，包括尘埃的生长和破碎计算现实卵石的大小和质量通量。我们利用这些信息来整合放置在原行星盘不同位置的行星胚胎的生长。卵石通量强烈地依赖于磁盘的属性，如其大小和湍流水平，以及尘埃聚集体的破碎阈值。我们发现，尘埃碎片化可能以多种方式有利于行星的生长。首先，它阻止固体生长到非常大的尺寸，因此卵石堆积的效率下降。更重要的是，小卵石的消耗速度较慢，提供了一个长期的卵石流量。由于全凝聚模型计算量大，我们提供了一个简单的方法，估计卵石的大小和流量在任何原行星盘模型没有子结构和任何碎裂阈值速度。
2021-01-05 astro-ph.EP
Locked In Ice: how Pebble Drift and Volatile Entrapment can Significantly Impact Carbon and Oxygen Ratios in Evolving Protoplanetary Discs
该研究提出了一种模型，通过将CO封存到水冰中，显著影响原行星盘中碳和氧的分布，从而改变行星形成过程中的化学组成。
2025-10-21 astro-ph.EP
Tracing Pebble Drift History in Two Protoplanetary Disks with CO Enhancement
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；University of Exeter（埃克塞特大学）；University of Leeds（利兹大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Boston University（波士顿大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛大学与史密森尼学会）；University of Michigan（密歇根大学）
通过CO增强追踪两颗原行星盘中pebble漂移历史，发现中心峰值CO增强与当前模型预测不符，提出挥发性陷阱解释
2026-01-05 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
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
Comment on "Did the terrestrial planets of the Solar System form by pebble accretion?"
针对MKN（2024）认为太阳系类地行星非通过pebble accretion形成的结论，本文指出pebble accretion仍是可行机制（地球70%质量或源于此），且其与Hf-W系统可协调，挑战了两类模型非此即彼的区分。
2024-11-27 astro-ph.EP
Planet population synthesis driven by pebble accretion in cluster environments
嵌入在星团中的原行星盘的演化取决于它们嵌入的年龄和恒星密度。年轻的星团和高恒星表面密度通过外部光蒸发和恒星碰撞破坏原行星盘。在这里，我们考虑新形成的星团的背景加热对原行星盘结构的影响，以及它如何影响这些盘中行星的形成。我们的行星形成模型是建立在包括卵石吸积的核心吸积情景之上的。我们合成行星的种群，并与观测结果进行比较。在我们的模拟中的巨行星迁移大的距离，由于快速II型迁移制度引起的高盘粘度（$α=5.4 \times 10^{-3}$）。冷木星（r>1 AU）最好起源于外盘，而热木星（r<0.1 AU）最好形成于内盘。我们发现，气体巨星的形成通过卵石吸积与金属丰度的相关性是一致的，这意味着更多的气体巨星形成在更大的金属丰度。然而，我们的合成人口孤立的恒星主机显着数量的巨行星，即使在低金属量，在矛盾的观察，巨行星最好是发现周围的高金属量的恒星，表明卵石吸积是非常有效的标准卵石吸积框架。另一方面，嵌入星团环境中的恒星周围的盘几乎不会形成任何低金属丰度的巨行星，这些变化源于盘外部温度的升高，这使得行星的核心吸积时间尺度变小。因此，我们得出结论，外盘结构和行星的形成位置决定了巨行星的出现率和冷、热彗星的形成效率。
2017-11-14 astro-ph.EP
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? II. Introducing the bouncing barrier
由于表面力的作用，微米大小的尘埃颗粒粘附在星周盘中，这是产生小行星和行星的第一阶段。驱动这一过程的关键因素是这种环境中尘埃颗粒之间的相对速度和尘埃聚集体碰撞的复杂物理学。在这里，我们提出了一个碰撞模型，这是基于这些聚集体的实验室实验的结果。我们研究了在原行星盘中通过凝聚可以达到的最大聚集体尺寸和质量。我们在三个不同的气体密度在1 AU的中平面的尘埃聚集体的增长模型。我们发现，尘埃的演变并不遵循先前假设的增长-碎裂周期。在这三种盘模型中几乎不发生灾难性碎裂。此外，我们看到长寿，准稳态的分布函数的聚集体由于反弹。我们探讨了如何改变湍流参数和通过改变粉尘颗粒的临界质量比的质量和孔隙率的变化。在模拟过程中，粒子的斯托克斯数大约为10^-4。在这些模型中，粒子的生长是通过反弹而不是破碎来停止的。聚集体的最终Stokes数对气体密度和湍流强度的变化相当不敏感。颗粒的最大质量被限制为约1克（球粒大小的颗粒）。微行星的形成可以通过这些按空气动力学大小分类的球粒大小的颗粒的湍流集中来进行。
2010-01-04 astro-ph.EP
Inner rocky super-Earth formation: distinguishing the formation pathways in viscously heated and passive discs
超级地球的形成与原行星盘的结构密切相关，原行星盘决定了生长和迁移。在卵石吸积的情况下，行星生长到卵石隔离质量，在那里行星在气体盘上刻出一个小缺口，阻止卵石流量，从而阻止它的增长。卵石隔离质量与圆盘的纵横比成比例，这直接取决于圆盘的结构。我比较了超级地球在粘性加热盘和纯粹由中央恒星加热的盘中的生长与超级地球的观测。这使得超级地球的两种形成途径在内部系统中得以区分。在粘性加热的内盘中，在1百万年内生长的行星达到卵石孤立质量，直接对应于开普勒观测系统的推断质量，这些系统的特征是行星共振或不共振。然而，为了解释开普勒行星的周期比分布-大多数开普勒行星对都不处于平均运动共振配置-这些共振链的一小部分必须被打破。如果行星是在一个粘性加热的圆盘中早期诞生的，那么这些共振链就必须在没有行星合并的情况下被打破。如果超级地球形成较晚或在纯粹的被动盘中形成，卵石孤立质量太小，无法解释开普勒的观测结果，这意味着行星合并对最终的系统结构很重要。因此，共振行星系在气盘阶段就已经经历了合并，所以行星在达到5-10个地球质量后会被困在共振中。在不稳定性主导系统结构的情况下，系统不应该是具有相互倾斜的轨道的平坦的。这意味着未来对具有RV和凌日的行星系的观测可以区分这两种超级地球形成通道。（节略）
2019-08-23 astro-ph.EP
Separating gas-giant and ice-giant planets by halting pebble accretion
在太阳系中，巨行星有两种类型：“气态巨行星”（木星和土星），有大量的气体外壳;“冰态巨行星”（天王星和海王星），其核心周围的外壳要薄得多。人们对这两类行星是如何形成的知之甚少。在原行星盘的生命周期内，形成巨行星核心所必需的高固体吸积率，加热了包层，阻止了气体快速收缩到核心上，除非吸积停止。我们发现，事实上，卵石（~厘米大小的粒子）的吸积是自我限制的：当核心变得足够大时，它会在卵石盘上刻出一个缺口。卵石吸积的停止随后触发了超临界气体包层的快速坍缩。与气体巨星相反，冰巨星没有达到这个临界质量，只能结合低质量的包裹层，这些包裹层被升华的冰卵石中的水蒸气高度富集。这为太阳系中气态巨星和冰巨星之间的成分差异提供了一个解释。此外，相对于小行星驱动的吸积的情况下，我们的模型允许核心的形成和信封的吸引力在光盘的寿命，只要在原行星盘的固体主要是在鹅卵石。我们的研究结果意味着，行星系的外部区域，在那里停止卵石吸积所需的质量是大的，是由冰巨人和气体巨人系外行星在广泛的轨道是由超过50个地球质量的固体富集。
2014-08-26 astro-ph.EP
Sub-mm/mm optical properties of real protoplanetary matter derived from Rosetta/MIRO observations of comet 67P
光学特性是正确理解原行星盘和碎片盘并制作其模型所必需的。假设彗星是太阳系中最原始的天体，我们的目标是推导出真实原行星物质的光学常数。我们确定的复杂折射率的近表面材料的彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko拟合的亚毫米/毫米观测的热发射的彗星的次表面的罗塞塔轨道器（MIRO）与合成温度来自热物理模型和辐射传输模型。根据彗星的两个主要形成场景，我们模拟的次表层由卵石以及均匀包装的尘埃颗粒。在一个均匀的尘埃表面材料的情况下，我们找到了一个解决方案的长度吸收系数的$α\approx 0.22~\mathrm{cm^{-1}}$的波长为1.594毫米和$α\geq 3.84~\mathrm{cm^{-1}}$的波长为0.533毫米和恒定的热导率的$0.006~\mathrm{Wm^{-1}K^{-1}}$。对于卵石场景，我们发现对于卵石和1.594 mm的波长，卵石半径在1 mm和6 mm之间的复折射率为$n = (1.074 - 1.256) + \mathrm{i} \, (2.580 - 7.431)\cdot 10^{-3}$。考虑到其他约束，我们的研究结果指向了彗星亚层的卵石构成，卵石半径在3 mm和6 mm之间的表面。折射率的导出实部用于约束卵石的组成，其体积填充因子。的光学和物理特性进行了讨论的背景下，原行星和碎片盘的意见。
2022-11-23 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
How the planetary eccentricity influences the pebble isolation mass
我们调查卵石隔离质量的行星在一个固定的偏心轨道在其原行星盘进行一组二维流体动力学模拟，包括尘埃湍流扩散。行星偏心率的范围可达$e=0.2$。我们的模拟还涵盖了一系列的$α-$湍流粘度，并为每对$\{α,e\}$卵石隔离质量估计为最小的行星质量在我们的模拟，使固体与斯托克斯数$\gtrsim 0.05$不流过行星轨道，并保持被困在行星间隙外的压力隆起。对于$α<10^{-3}$，我们发现，偏心行星达到一个明确的卵石隔离质量，这可以小于行星在圆形轨道上的偏心率保持小于磁盘的纵横比。我们提供了一个拟合公式的卵石隔离质量如何取决于行星偏心率。然而，对于$α> 10^{-3}$，偏心行星不能完全使卵石流失速，因此不能达到定义明确的卵石隔离质量。我们的研究结果表明，岩石内核达到的最大质量应表现出二分法取决于光盘湍流粘度。虽然在低粘度的圆盘中仅限于${\cal O}(10\,M_\oplus)$，但在行星附近具有高湍流粘度的圆盘中，这种最大质量可以达到更大的值。我们的研究结果进一步强调，卵石过滤生长的行星可能不像以前认为的那样有效，特别是在高粘度盘，具有重要意义的原行星盘观测。
2021-12-28 astro-ph.EP
Planet formation inside proto-giants: First 3D simulations
对原行星盘引力不稳定性形成的气体团内部的卵石动力学进行了数值模拟。我们发现，尘埃介导的瑞利-泰勒不稳定性运输卵石向内迅速通过密集的金属丰富的“手指”。这使小卵石的沉积速度加快了两个数量级，但并不妨碍颗粒生长，因为只要斯托克斯数小于1，所有尺寸的颗粒都以相同的集体速度沉积。在模拟中，如果卵石的大小超过几厘米，固体行星核心就会形成。卵石生长导致核心形成在一些数百年，即使卵石注入到团块是毫米或更小的尺寸。气体团的性质决定了可以形成什么样的核心。低中心温度的团块允许由耐火材料形成固体芯，而在最高温度的团块中，任何成分的卵石都被蒸发，只形成模糊的芯。这些结果证实了原行星盘的引力不稳定性是孵化从地球到海王星质量的核心的强大机制，以及具有大质量核心的气体巨星，固体或模糊。这种行星形成的模式对于太年轻和遥远（如ALMA观测到的HL Tau盘）或太剧烈（如环联行星）的环境特别有希望通过核心吸积方案形成。
2018-08-15 astro-ph.EP
How to make giant planets via pebble accretion
该研究通过含迁移、尘埃演化等过程的数值模拟探究卵石吸积形成巨行星的条件，发现巨行星形成是盘质量、形成时机、黏性等多因素共同作用的结果，解释了系外行星系统多样性的成因。
2023-09-07 astro-ph.EP
Formation of dust-rich planetesimals from sublimated pebbles inside of the snow line
内容有：在长达数百万年的时间里，卵石必须提供一个准稳定的固体从原行星盘的外部流入到内部区域。目标：我们希望了解大部分卵石是如何成长为星子而不是丢失到主星的。方法：我们研究分析如何向内流动的鹅卵石是受雪线，在何种条件下，尘埃丰富的（岩石）星子的形式。在计算由于气体阻力引起的固体向内漂移时，我们考虑了气体对固体运动的反作用。结果如下：我们发现，在低粘度的原行星盘（具有类似于最小质量的太阳星云的单调的表面密度），卵石流通常不会达到所需的表面密度，形成星子流不稳定。然而，我们表明，如果卵石到气体的质量通量超过一个临界值，没有稳定的解决方案可以找到的固体与气体的比例。这对于低粘度盘（α < 10^（-3））尤其重要，我们发现在雪线内部，从升华卵石中喷出的硅酸盐尘埃颗粒可以积累，最终直接通过引力不稳定性形成富含尘埃的微行星。结论：这种富含尘埃的星子的形成可能会持续很长一段时间，而雪线的范围从几个天文单位到1个天文单位以内。因此，在全球范围内，微行星和行星的岩石与冰的比例可能明显高于中央恒星。
2016-11-05 astro-ph.EP
Planet-forming material in a protoplanetary disc: the interplay between chemical evolution and pebble drift
原行星盘中气体和固体的组成决定了由它们形成的行星的组成。最近的化学模型表明，圆盘中气体和尘埃的组成在百万年的时间尺度上演变，挥发性物质从气相中消失。然而，由于气体吸积和尘埃径向漂移的时间尺度类似于这些化学时间尺度的光盘演变。在这里，我们提出了第一个模型耦合的光盘中平面的化学演化与光盘的演变，由于吸积和径向漂移的灰尘。我们的模型表明，运输将始终克服消耗的CO $_2$从气相中，也可以克服消耗的CO和CH $_4$，除非这两种运输是缓慢的（粘性$α\lesssim 10^{-3}$）和电离率高（$ζ\approx 10^{-17}$）。包括径向漂移进一步增加了挥发性物质的丰度，因为它们在蒸发之前被携带在颗粒的表面上，留在它们的冰线上。由于在10 AU内的模型，没有有效的径向漂移的丰度有很大的差异，我们认为，组合物可以用来约束模型的行星形成通过卵石吸积。
2019-05-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? I. Mapping the zoo of laboratory collision experiments
从原行星尘埃到微行星的生长过程尚未完全了解。实验室实验和理论模型表明，尘埃聚集体之间的碰撞可能导致粘附，反弹和破碎。然而，迄今为止，还没有对原行星尘埃的碰撞结果进行系统的研究，因此，原行星盘中尘埃演化的物理模型仍然缺失。我们打算映射任意多孔尘埃聚集体的碰撞相互作用的参数空间。这个参数空间包括尘埃聚集体的质量，它们的孔隙度和碰撞速度。有了这样一个完整的映射的碰撞结果的原行星尘埃聚集体，它将有可能遵循的碰撞演化的尘埃在原行星盘的环境。我们使用文献数据，进行自己的实验室实验，并应用简单的物理模型，得到一个完整的图片的碰撞相互作用的原行星尘埃聚集体。在我们的研究中，我们发现了四种不同类型的粘附，两种类型的反弹和三种类型的碎片作为原行星尘埃聚集体之间碰撞的可能结果。我们区分八种孔隙度和质量比的组合。对于每一种情况，我们都给出了一个完整的碰撞模型，其尘埃-聚集体质量在10^-12 ~ 10^2 g之间，碰撞速度在10^-4 ~ 10^4 cm/s之间，且孔隙率为任意值。该模型包括碰撞结果、所产生的聚集体的质量及其孔隙度。我们提出了第一个完整的原行星尘埃碰撞模型。该碰撞模型可用于确定原行星盘中尘埃的生长速率。
2009-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The ALMA Survey of Gas Evolution of PROtoplanetary Disks (AGE-PRO): Constraints on disk turbulence, fragmentation velocity, and inner pebble fluxes
University College London（伦敦大学学院）；Universidad de Chile（智利大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Max-Planck-Institut fur Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Università degli Studi di Milano（米兰大学）
研究通过ALMA数据揭示原行星盘中径向亚结构对尘埃演化的影响，发现低湍流和低碎裂速度模型能最佳解释部分盘，强调时间依赖的尘埃运输对内盘组成的重要性。
2026-04-15 astro-ph.EP
The growth of super-large pre-planetary pebbles to an impact erosion limit
本研究通过微重力实验与数值模拟发现约0.5 m/s的碰撞侵蚀阈值速度，揭示了原行星盘中几厘米级卵石形成的潜力及其对微行星形成的促进作用。
2025-01-29 astro-ph.EP
Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles
行星形成模型的一致性受到小天体和大天体状态之间脱节的影响。这主要是由所谓的生长障碍引起的：较大天体的直接生长在厘米大小的物体上停止，并且需要特殊的条件才能形成较大的引力约束的微行星。我们的目标是连接尘埃演化和微行星形成的模型，以确定有利于形成小行星大小的机构和第一个行星胚胎的原行星盘的区域。我们结合半解析模型的粘性原行星盘的演变，尘埃的生长和漂移，包括气体上的尘埃颗粒的反作用，通过流不稳定性和星子形成到一个数字代码。我们调查如何星子的形成是受原行星盘的质量，其初始尘埃含量，尘埃聚集体的粘性。我们发现，尘埃的增长和漂移导致全球固体的重新分配。内部圆盘中卵石的堆积提供了流动不稳定性有效的局部条件。微行星形成一个环形，其内缘位于0.3 AU至1 AU之间，宽度在0.3 AU至3 AU之间。由此产生的星子表面密度遵循一个径向轮廓，比初始盘轮廓陡得多。这些结果支持了太阳系中的类地行星是从一个狭窄的星子环中形成的，这个环再现了它们特有的质量比。
2016-09-05 astro-ph.EP
