Light Echoes of Protoplanetary Disks
本文测试了利用光回声研究活动M矮星周围光学厚喇叭形原行星盘的方法，通过匹配TESS短节奏时间延迟成功拟合盘参数，证明其在原行星盘搜寻中的潜力。
2024-11-18 astro-ph.EP
Dust growth in protoplanetary disks - a comprehensive experimental/theoretical approach
十多年来，对原行星尘埃碰撞物理学的专门实验工作使我们达到了这样一个点，即尘埃聚集体的生长可以-第一次-自我一致和可靠地建模。本文综述了Güttler等（2010）提出的原行星盘尘埃凝聚体的涌现碰撞模型以及Zsom等（2010）提出的原行星盘尘埃凝聚体演化的数值模型。事实证明，在蓬松的尘埃聚集体快速碰撞增长到几厘米大小的短暂时间后，原行星尘埃颗粒受到反弹碰撞，其中它们的孔隙度大大降低。模型结果还表明，低速破碎可以减少尘埃聚集体的最终质量，但它不会引发一个新的增长模式，如前所述。根据我们的模型的当前阶段，碰撞粘附直接形成更大尺寸的星子似乎是不可能的，因此集体效应，如原行星盘尘埃增强区的流动不稳定性和引力不稳定性，是导致星子的过程的最佳候选者。
2010-08-30 astro-ph.EP
$N$-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
Formation of the First Planetesimals via the Streaming Instability in Globally Turbulent Protoplanetary Disks?
使用自洽模型的湍流粒子增长在一个不断发展的太阳组成的原行星状星云，我们发现，最近提出的本地金属丰度和斯托克斯数标准所需的流动不稳定性，以产生引力约束粒子超密度一般不会接近任何地方的磁盘在第一个百万年，在这个时期，陨石和观测证据强烈表明，第一个微行星的形成，也许是巨大的行星核心吸积已经发生。
2023-02-06 astro-ph.EP
Protoplanetary dust porosity and FU Orionis Outbursts: Solving the mystery of Earth's missing volatiles
众所周知，地球上的挥发性亲石元素以一种难以解释的方式耗尽。我们解决了这个异常的模型，结合了原行星盘中碰撞生长的尘埃颗粒的孔隙度与加热从FU Orionis事件，显着提高原行星盘温度。来自FU Orionis事件的加热改变了尘埃的空气动力学性质，同时蒸发了挥发物。这导致尘埃沉降，放弃了那些挥发物。这个模型成功地解释了地球的元素组成，有力地证明了太阳系外的原行星盘中存在着高度多孔的碰撞生长尘埃颗粒。此外，它还展示了尘埃孔隙度的热（或基于冷凝）变化以及空气动力学如何成为行星形成的一个强有力因素，导致尘埃盘中快速引力不稳定性的发生以及随后形成微行星的坍缩。
2014-04-15 astro-ph.EP
Migration of anticyclonic vortices in the protoplanetary disk
本文用二维数值模拟方法描述了原行星盘的演化过程。采用有限体积法求解二维Euler方程。利用数值模拟方法研究了反气旋涡旋的持续和迁移。给出了两种情况：（1）由Rossby波不稳定性产生的涡，（2）最初在圆盘中实现的非线性涡模型。涡的迁移是由于涡在盘的气体中激发的螺旋密度波。
2012-11-27 astro-ph.EP
Magnetic fields in protoplanetary disks: from MHD simulations to ALMA observations
磁场对原行星盘的演化和行星的形成有着重要的影响，许多磁流体动力学（MHD）模拟都预测了磁场的存在。然而，这些预测在观测上还不受约束。为了验证磁场对原行星盘的影响的预测，我们应用3D辐射转移模拟的偏振发射对准的非球面尘埃颗粒，直接链接3D全球非理想MHD模拟ALMA观测。我们的模拟表明，它是可行的，不仅在理想的观测，而且与高角分辨率ALMA观测预测的环向大尺度磁场结构。我们的研究结果进一步表明，高角分辨率观测ALMA能够识别嵌入外磁化盘区域的涡旋。
2016-09-07 astro-ph.EP
On the Stability of Dust-Laden Protoplanetary Vortices
通过原行星盘中尘埃层的引力不稳定性形成星子，需要有局部斑块，尘埃集中在背景值的几个$\times 10^3$的$\sim$因子上。原行星盘中的旋涡可能会将尘埃浓缩到这些值，使它们成为星子的温床。与背景盘相比，涡旋核心中的尘埃浓度增加了核心的尘气比，形成了“重涡旋”。“在这项工作中，我们表明这些漩涡受到一种不稳定性的影响，我们称之为重核不稳定性。使用Floquet理论，我们表明，这种不稳定性发生在椭圆形的原行星涡旋时，气体尘埃密度的核心的漩涡是重的比周围的气体尘埃密度的百分之几十。重核不稳定性增长非常迅速，增长时间尺度为几个涡旋旋转周期。虽然这种不稳定性的非线性演化仍然未知，但它可能会增加漩涡中尘埃层的速度分散，因为不稳定性在足够的尘埃聚集形成原行星种子之前就开始了。因此，这种不稳定性可能会阻止旋涡成为小行星形成的场所。
2010-08-11 astro-ph.EP
Radial drift in warped protoplanetary disks
本文解析推导翘曲原行星盘中的径向漂移，揭示翘曲可因压力梯度及气体与尘埃进动差异形成尘埃陷阱，从而解决米级障碍问题，并可能适用于活动星系核盘。
2023-09-05 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
Turbulent Thermal Diffusion: A Way to Concentrate Dust in Protoplanetary Discs
作用在气体和颗粒混合物上的湍流一般使后者均匀地扩散通过前者。然而，在存在背景气体温度梯度的情况下，称为湍流热扩散的现象表现为颗粒漂移速度（而不是扩散项）。这个过程将粒子从热的区域移动到冷的区域。我们重新推导湍流热扩散使用天体物理学的语言，并证明它可以发挥重要作用，在原行星盘通过集中粒子的数十倍。这样的浓度将为集体行为，如流动不稳定性，从而形成星子奠定基础。
2015-12-08 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries I: planetesimal dynamics in massive protoplanetary disks
大约$20\%$的径向速度调查发现的系外行星居住在恒星双星。为了弄清它们的起源，我们必须了解双星系统内原行星盘中的微行星的动力学。标准的描述，只占气体阻力和引力的伴星已受到挑战，最近的原行星盘的引力被证明在星子动力学中起着至关重要的作用。另一个复杂的现象是双星系统中的原行星盘倾向于偏心，从而引起额外的星子偏心率激发。在这里，我们第一次解析地探讨了双星如$α$ Cen和$γ$ Cep在（1）偏心原行星盘的重力，（2）由于（共面）偏心伴星的扰动，和（3）气体阻力的联合作用下的星子的长期动力学。我们得到明确的解决方案的行为的星子偏心率${\bf e}_p$在非旋进磁盘（和旋进磁盘在一定的限制）。我们得到了星子相对速度分布的解析形式，这是理解它们碰撞演化的关键输入。盘引力强烈地影响相对速度，并且倾向于将以最高速度与可比物体碰撞的微行星的大小推到小值，$\sim 1$ km。我们还发现，在偏心的原行星盘approximally对齐的双星轨道的星子碰撞在较低的相对速度比在错位磁盘。我们的研究结果突出了一个决定性的作用，磁盘重力在双星的微行星动力学。
2014-08-21 astro-ph.EP
On the formation of our solar system and many other protoplanetary systems observed by ALMA and SPHERE
鉴于ALMA和SPHERE最近进行的许多观测，越来越清楚的是，在这些原恒星实际上完全形成之前，原行星盘在距离中央原恒星不同距离的狭窄环形间隙中形成行星，气体盘已经完成了它们的吸积/扩散过程。这与许多不符合这一原始图像的多行星系外行星系统形成鲜明对比。这一重大差异需要作出解释。在这项工作中，我们提供了这样的解释，基于解析解的圆柱形等温Lane-Emden方程的旋转，不依赖于边界条件。微分方程的这些“本征”解吸引柯西问题的解，并迫使它们永久振荡。这种振荡产生了密度最大值，尘埃和微行星被困其中，它们可以在这种原行星状星云非常早期的等温演化过程中形成原行星核。我们将这个模型应用到我们的太阳星云，它在原地形成了至少11个原行星核心，这些核心已经成长为行星，这些行星已经不受干扰地存活到今天。我们也正在将相同的模型应用于ALMA/DSHARP磁盘。
2019-03-03 astro-ph.EP
Models of a protoplanetary disk forming in-situ the Galilean and smaller nearby satellites before Jupiter is formed
我们适合一个等温振荡密度模型的木星的原行星盘到今天的伽利略和其他附近的卫星，我们确定的径向尺度长度的磁盘，状态方程和中心密度的原始气体，和旋转状态的木星星云。虽然木星盘的径向密度分布与太阳星云相似，但它对自引力的旋转支持非常低，这一特性也保证了它在数百万年内对自引力引起的不稳定性的长期稳定性。
2019-03-03 astro-ph.EP
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
Contribution of magnetism to the origin and stability of the rings of Saturn due to superconductivity of protoplanetary iced particles
论证了土星环是由在原行星云中沿混沌轨道运动的具有II类超导性的冰粒子与土星出现后的磁场相互作用而形成的。最终，所有的粒子轨道都到达土星的磁赤道平面，在那里它们被锁定在三维磁阱中，这是由于磁赤道处的粒子磁能最小化和Abrikosov涡旋的量子捕获。它还解释了环图案的特殊性和许多观察到的现象
2020-04-30 astro-ph.EP
Rotational Instability in the Outer Region of Protoplanetary Disks
我们解析计算了原行星盘旋转不稳定性的边缘稳定面密度轮廓。导出的轮廓可以用于考虑旋转盘中的径向气压梯度力与重力相当的区域，例如盘的内边缘、陡峭的间隙或凸起以及外部区域。在本文中，我们特别关注在盘的外部区域的旋转不稳定性。我们发现一个具有相似解的表面密度分布的原行星盘在一定半径处变得旋转不稳定，这取决于它的温度分布和中心恒星的质量。如果温度相对较低，而中心恒星的质量较高，则盘具有旋转稳定的相似轮廓。否则，偏离表面密度的相似性配置文件可以观察到，使用高灵敏度的设施，如ALMA。
2014-07-10 astro-ph.EP
Dust trapping in protoplanetary disks
行星形成被认为是从原行星盘中的尘埃颗粒从微米到毫米和厘米大小的增长开始的。根据尘埃演化理论，尘埃的生长受到许多生长障碍的阻碍，而观测证据表明，这些障碍必须以某种方式被克服。尘埃陷阱的观测证据，特别是Oph IRS 48磁盘，与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）改变了我们对尘埃生长过程的看法。在这篇文章中，我回顾了尘埃捕获模式和观测的历史。
2019-01-31 astro-ph.EP
Planetary Migration in Protoplanetary Disks
已知的系外行星群显示出多种多样的轨道结构，解释这种结构的起源是行星形成理论的一个主要挑战。年轻行星和它们的原行星盘之间的引力相互作用提供了一种在形成时期形成行星轨道的方式。原行星与行星之间的相互作用受到驱动原行星盘演化的结构和物理过程的强烈影响。在这篇评论中，我们专注于如何磁盘行星的相互作用驱动迁移的行星时，不同的假设是关于角动量传输的物理，以及它如何驱动吸积流的原行星盘模型。特别是，我们认为移民光盘：（i）吸积流出现，因为湍流扩散传输角动量;（ii）层流吸积流被限制在薄，电离层附近的磁盘表面和驱动发射的磁离心风，与中平面是完全惰性的;（iii）层流吸积流遍及盘的整个柱密度，并且由大尺度水平和垂直磁场的组合驱动。
2018-04-27 astro-ph.EP
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
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
Ring Morphology with Dust Coagulation in Protoplanetary Disks
嵌入的行星和它们周围的原行星盘之间的潮汐相互作用通常被假设为产生所观察到的复杂的尘埃子结构，包括环，间隙和不对称性。在这封信中，我们探讨了尘埃凝结的尘埃动力学和环形态的后果。尘埃颗粒的凝聚导致尘埃尺寸的增长，在典型的磁盘条件下，产生更快的径向漂移，可能威胁到尘埃环的形成。利用二维流体动力学模拟的原行星盘，其中包括一个完整的治疗尘埃凝结，我们发现，如果行星不打开一个缺口不够快，形成一个内环阻碍由于尘埃凝结和随后的径向漂移。此外，我们还发现在尘埃盘外缘的尘埃排放中经常出现亚毫米级颗粒的“堆积”。
2019-12-24 astro-ph.EP
Residence Times of Particles in Diffusive Protoplanetary Disk Environments I. Vertical Motions
原行星盘中原始物质的化学和物理演化取决于它们所暴露的环境类型以及它们在每个环境中的停留时间。在这里的扩散原行星盘的材料的代表性路径的计算方法的开发和应用，以了解粒子的垂直轨迹如何影响他们的整体演化。该方法足够通用，可应用于具有均匀扩散率的圆盘，即所谓的“恒定$α$“情况，以及具有空间变化扩散率的圆盘，如“分层圆盘”中所预期的。“小粒子和气态分子的平均长期动力学演化与扩散率的具体形式无关，因为它们在盘中不同高度处的寿命相当。然而，单个粒子和分子所采取的路径强烈依赖于扩散率的形式，导致粒子在偏离平均值方面的不同行为范围。在原行星盘中，由于温度、气体密度、化学丰度和光子通量会随着高度的变化而变化，原始物质所采取的不同路径将导致其化学和物理演化的差异。在气相化学和光化学的差异的例子在这里进行了探讨。这里概述的方法提供了一种手段，将粒子动力学与化学模型相结合，以了解在$10^5$ - $10^6$年的时间尺度上原行星盘中原始材料的形成和演化。
2010-10-08 astro-ph.EP
Contacts of Water Ice in Protoplanetary Disks - Laboratory Experiments
水冰在原行星盘中很丰富。因此，其粘附特性在碰撞生长阶段是重要的。在这项工作中，我们研究了1.1毫米的冰粒在不同温度下的粘附和滚动。我们发现在175 K到200 K之间粘附力强烈增加，在更高的温度下趋于稳定。就表面能而言，这是以63.4的因子增加，例如分别从$γ= 0.0029 \rm J/m^2$到$γ= \rm 0.19 J/m^2$。我们还测量了非弹性滚动的临界力。临界滚动距离为0.19 mm。考虑到原行星盘在低温下的星子形成，其表面能并不比硅酸盐尘埃大，冰聚集也有同样的缺点。一般来说，水冰在粘附方面没有硅酸盐的优势，碰撞生长可能也不会有利于冰而不是硅酸盐。
2019-02-22 astro-ph.EP
Effects of dust feedback on vortices in protoplanetary disks
我们进行了二维高分辨率模拟研究尘埃反馈对大质量行星在原行星盘中诱导的涡旋演化的影响。考虑了不同的初始尘埃与气盘表面密度比（$0.001$ -$0.01$）和尘埃颗粒尺寸（斯托克斯数$4\times10^{-4}$ - $0.16$）。我们发现，当尘埃颗粒向内迁移时，漩涡在收集它们方面非常有效。当尘埃密度变得与涡旋内的气体密度相当时，动力学不稳定性被激发，它改变了相干涡度模式并破坏了涡旋。初始尘气密度比越大，粉尘颗粒越大，粉尘反馈作用越强。因此，我们发现，磁盘涡寿命可以减少到一个因素的10。我们讨论了我们的研究结果的生存性的旋涡在原行星盘和行星形成的影响。
2014-10-15 astro-ph.EP
Including Dust Coagulation in Hydrodynamic Models of Protoplanetary Disks: Dust Evolution in the Vicinity of a Jupiter-mass Planet
在建立原行星盘模型时，由于尘埃增长的复杂性和计算费用，尘埃增长常常被忽略。然而，它确实在塑造原行星尘埃的演化和行星形成方面发挥了主要作用。在本文中，我们提出了一个数值模式耦合的二维流体动力学演化的原行星盘，包括一个小行星质量的行星，尘埃凝聚。这是通过在单个基于网格的流体动力学模拟中包括多个尘埃流体并在求解流体动力学演化的顶部求解用于尘埃凝结的Smoluchowski方程来获得的。我们发现，碎片的尘埃聚集体被困在行星间隙外的压力隆起导致的小颗粒的密度增加。我们比较了从充分凝聚处理的常用的，固定的粉尘大小的方法和以前应用的，计算密集度较低的方法，包括粉尘凝聚的结果。我们发现，完全凝聚的结果不能使用固定大小的处理再现，但有些可以模仿使用一个相对简单的方法来估计在每个网格单元格中的特征灰尘大小。
2019-09-23 astro-ph.EP
Drag-driven instability of a dust layer in a magnetized protoplanetary disc
本文研究了原行星盘中的阻力驱动不稳定性，原行星盘由一层与磁化气体耦合的单尺寸尘埃颗粒组成，并考虑了颗粒-气体反馈。我们找到了轴对称线性扰动的色散关系，数值计算了不稳定模的增长率。在没有粒子-气体反馈的情况下，长期的引力不稳定性预示着尘埃层是不稳定的，而如果气体成分的Toomre参数是固定的，磁场会显著地放大不稳定性。我们还表明，即使是一个弱的磁场是能够放大的不稳定性或多或少的尘埃气体耦合无关。
2016-05-30 astro-ph.EP
Model of Neptune's protoplanetary disk forming in-situ its surviving regular satellites after Triton's capture and comparison of the protoplanetary disks of the four gaseous giants
我们适合海王星的原行星盘的等温振荡密度模型，以幸存的定期卫星和它的最内环，我们确定的径向尺度长度的磁盘，状态方程和原始气体的中心密度，和旋转状态的海王星星云。海王星的规则卫星受到海卫一逆行捕获的影响，破坏了系统。一些卫星可能已经被抛出，而另一些卫星可能在其潜在的最小值内幸存下来。由于这个原因，海王星星云看起来不像我们以前模拟的任何星云。特别是，在星云核心的深处一定有两个密度最大的地方，那里现在没有卫星或环。即使有了这个强有力的假设，最近发现的小卫星NXIV也使建模工作进一步复杂化。通过一些额外的假设，海王星星云仍然与天王星星云有许多相似之处，这是从两个系统的相对接近和相似的物理条件中预期的。对于海王星的原始磁盘，我们发现一个陡峭的幂律指数（$k=-3.0$），需要容纳的外卫星拉里萨，N XIV和变形。衡量离心力对自身重力的支持的旋转参数非常小（$β_0=0.00808$），其径向尺度长度也非常小（13.6 km）。盘的范围（$R_{\rm max}=0.12$ Gm）比天王星的范围（$R_{\rm max}=0.60$ Gm）小得多，海卫一似乎是盘被截断的原因。致密的海王星核心的中心密度和它的角速度都比天王星的核心高，但与之相当。最后，我们比较了四颗气态巨星的原行星盘模型。
2019-03-03 astro-ph.EP
Rotation curves in protoplanetary disks with thermal stratification
本研究通过解析求解热分层原行星盘的流体静力平衡，推导方位角速度，以解释CO同位素速度差异，并用SPH模拟验证后拟合MAPS样本参数。
2024-03-11 astro-ph.EP
Dynamical detection of a companion driving a spiral arm in a protoplanetary disk
本文通过SPHERE对HD 100453的多历元观测，首次直接证实原行星盘旋臂由偏心伴星轨道运动驱动，并提出利用旋臂图样运动搜寻高对比度成像仪无法探测的隐藏行星。
2023-06-17 astro-ph.EP
Gas and multi-species dust dynamics in viscous protoplanetary discs: the importance of the dust back-reaction
我们研究了一个粘性原行星盘的动力学承载人口的尘埃颗粒的大小范围。我们计算稳态的解决方案，并表明，径向运动的气体和尘埃可以偏离大幅度从一个单一尺寸的尘埃人口。虽然尘埃对气体的气动阻力比所有颗粒都与气体最佳耦合的情况下要弱，但尘埃颗粒的累积“反反应”仍然可以显著改变气体动力学。在典型的原行星盘中，与无尘（粘性）情况相比，尘埃反反应的净效应减少了气体吸积流，即使尘埃与气体的比例为$1\%$。在外部圆盘中，灰尘颗粒通常不太强烈地耦合到气体并朝向中平面沉降，灰尘反反应甚至可以驱动向外的气体流动。此外，大颗粒的径向向内漂移在内部圆盘区域中的气体运动以下被减少，而小的尘埃颗粒在整个圆盘范围内遵循气体动力学。由此产生的尘埃和气体动力学可以产生可观察的结构，如气体和尘埃腔。我们的研究结果表明，尘埃反反应可以发挥重要作用的动力学和观测外观的原行星盘，不能忽视的模型中的原行星盘的演化。
2018-11-21 astro-ph.EP
The Prospects for Hurricane-like Vortices in Protoplanetary Disks
当原行星盘中尘埃颗粒表面的冰升华时，它将其水升华的潜热加到周围的气流中。借鉴地球上的热带气旋提供的类比，我们调查，如果这个能源是足够的，以维持或放大反气旋盘涡，否则将成为牺牲品粘性耗散。由探索性二维模拟支持的分析处理表明，即使是适度的欠饱和流动也可以延长涡旋的寿命，可能足以帮助粒子捕获和星子形成。我们预计，这种机制发生的最佳条件将被发现附近的磁盘的水冰线，如果湍流运动取代气体包裹的热力学平衡与尘埃中面。
2022-04-06 astro-ph.EP
The Possibility of the Kelvin-Helmholtz Instability during Sedimentation of Dust Grains in the Protoplanetary Disk
在本文中，我们重新检查的可能性，剪切驱动的湍流沉降过程中的尘埃颗粒在原行星盘。在MMSN模型中，剪切驱动的湍流将在引力不稳定性发生之前出现。而根据以往的研究，如果不考虑尘埃颗粒的生长，随着尘埃颗粒的丰度较大，引力不稳定性发生在剪切驱动湍流之前。本文考虑了尘埃粒子增长的情况，发现即使在尘埃粒子丰度很大的情况下，Kelvin-Helmholtz不稳定性也倾向于先于引力不稳定性发生。这与以前没有尘埃生长的结果不同。
2012-12-13 astro-ph.EP
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
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
Five steps in the evolution from protoplanetary to debris disk
Herbig Ae恒星的原行星盘最终消散，留下一个由微行星和尘埃组成的脆弱的碎片盘，以及可能的气体和行星。本文利用10- 20百万年A星碎片盘的性质来考虑原行星到碎片盘的转变。这两类尘埃的物理区别在于是否存在足够数量的原始气体来控制小尘埃颗粒的运动（而不是尘埃的次级性质或其搅动程度）。这激发了一个基于尘埃光谱的观测分类，根据经验定义，A星碎片盘在12 μ m处需要<3，在70 μ m处需要<2000。我们还提出了一个假设来测试，主序星/星子结构已经到位（但模糊）在原行星盘阶段。如果行星的结构在圆盘分散期间改变直到冻结，这可能只是弱正确的，或者如果行星和星子在圆盘分散期间形成，则完全错误。讨论了过渡过程中的五个步骤：（i）在内部凿出一个洞，形成过渡盘;（ii）耗尽外盘中毫米大小的尘埃，并指出确定这种质量最终是形成星子还是碰撞耗尽的重要性;（iii）最终清除内部区域，并指出许多机制在后期补充中等热尘埃水平，并可能也在原行星盘中运行;（iv）气体的消失，注意到最近在碎片盘中发现了原始和次级气体，这突出了我们的无知以及ALMA即将带来的启示;（v）环状微行星结构的形成，注意到这些结构是通过与行星的相互作用形成的，并且微行星在原行星盘中的位置可能与其中的尘埃浓度无关，而尘埃浓度是由气体相互作用确定的。
2014-12-17 astro-ph.EP
How efficient is the streaming instability in viscous protoplanetary disks?
流动不稳定性是通过聚集尘埃颗粒触发引力坍缩形成星子的一个流行候选者。然而，它对原行星盘中预期的物理条件的鲁棒性尚不清楚。特别地，由湍流引起的颗粒搅拌可阻碍不稳定性。为了量化这种影响，我们开发的线性理论的流不稳定性与外部湍流模拟气体粘度和颗粒扩散。我们发现流的不稳定性是敏感的湍流，增长率变得可以忽略不计的α粘度参数$α\gtrsim \mathrm{St} ^{1.5}$，其中$\mathrm{St}$是粒子的斯托克斯数。我们探讨了非线性阻力定律的影响，这可能适用于多孔尘埃颗粒，并发现增长率适度降低。我们还发现，气体的可压缩性增加增长率，通过减少扩散的影响。然后，我们应用线性理论的粘性原行星盘的全球模型。对于最小质量太阳星云盘模型，我们发现流动不稳定性只增长在磁盘寿命超过$\sim 10$的AU，即使是厘米大小的粒子和弱湍流（$α\sim 10^{-4}$）。我们的结果表明，在非层流原行星盘中，特别是对于小粒子，很难触发流动不稳定性。
2020-02-17 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
Long Term Evolution of Planet-Induced Vortices in Protoplanetary Disks
最近对原行星盘中大尺度非对称特征的观测表明，这种盘中存在大尺度涡旋。已知大质量行星能够在原行星盘中产生很深的缝隙。间隙边缘可能由于Rossby波/涡不稳定性而变得流体动力学不稳定，并形成大尺度涡。在这项研究中，我们进行高分辨率的二维流体动力学模拟，最后超过$10^4$轨道（在行星的轨道测量）检查这些旋涡的长期演变。我们发现，磁盘的粘性有很强的影响，涡的出现和寿命。在观察到不对称特征的外盘区域，我们的模拟结果表明，盘粘性$α$需要低$\sim 10^{-5 }$ - $10^{-4}$，以维持涡旋到数千，并在某些情况下高达$10^{4}$轨道。行星轨道半径越小，在圆盘中发现涡旋特征的机会就越小。对于$α\sim 10^{-3}$或更大的行星，即使是质量为5千埃的行星也很难产生或维持涡旋。我们还研究了不同的磁盘温度和行星质量的影响。我们讨论了我们的研究结果对当前和未来的原行星盘观测的影响。
2014-05-28 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
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
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
Global Protoplanetary Disk Simulations: Dead Zone Formation and FUor Outbursts
采用自适应Shakura-Sunyaev α公式模拟了原行星盘的分层结构，并从分子云的坍缩阶段开始，对原行星盘的演化进行了全球流体动力学模拟。随着模型参数的规范值，自洽死区形成在几个au的规模。在模拟中还观察到与死区和相应的爆发相关联的不稳定性，类似于FUor喷发。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Emergence of Protoplanetary Disks and Successive Formation of Gaseous Planets by Gravitational Instability
我们使用电阻磁流体动力学模拟与嵌套网格技术来研究形成的原行星盘周围的原恒星从分子云的核心，提供了现实的环境，行星形成。我们发现，气态行星质量的物体形成在早期的演化阶段的重力不稳定性的区域，是从磁场解耦和周围的注入点的磁流体流出在形成阶段的原行星盘。磁退耦使大质量盘形成，这些盘受到引力不稳定性的影响，即使在~ 10 AU。在盘中频繁形成行星质量的物体暗示了构建混合行星形成场景的可能性，其中岩石行星后来在原行星盘中的巨行星的影响下形成。
2010-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating the Relative Gas and Small Dust Grain Surface Heights in Protoplanetary Disks
原行星盘中的尘埃从小尘埃颗粒到卵石的演化是行星形成过程的关键。原行星盘中的气体应该会影响小尘埃颗粒的垂直分布（$\sim$ 1 $μm$），利用近红外偏振光和毫米波观测资料，测量了三个原行星盘IM Lup，HD 163296，和HD 97048（CU Cha）。对于两个系统，IM Lup和HD 163296，$^{12}$ CO气体和小尘埃颗粒在小半径的恒星有类似的高度，但在较大的半径（$>$ 100 au）的尘埃颗粒散射表面高度低于$^{12}$ CO气体排放表面高度。在HD 97048的情况下，小尘埃颗粒散射表面在所有半径处具有与$^{12}$ CO气体发射表面相似的高度。我们运行了一个原行星盘辐射转移模型的一般原行星盘与TORUS，并表明有没有观察到的散射表面和$^{12}$ CO发射表面之间的差异。我们还对系统进行了分析建模，发现大于100的气尘比可以解释在IM Lup和HD 163296中观察到的差异。这是对原行星盘中气体和小尘埃颗粒高度分布观测的首次直接比较。未来需要对气体排放和近红外散射光仪器进行观测，以在其他原行星盘中寻找类似的趋势。
2021-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hunting Axion Dark Matter with Protoplanetary Disk Polarimetry
我们发现原行星盘的偏振观测对寻找超轻轴子暗物质是有用的。轴子暗物质预言了传播光的线偏振面的旋转，而原行星盘是观测它的理想目标。我们表明，最近的观测对轴子质量$m\lesssim10^{-21}$ eV的轴子-光子耦合常数提出了最严格的约束。
2019-05-01 astro-ph.CO astro-ph.EP hep-ph
Phyllosilicate Emission from Protoplanetary Disks: Is the Indirect Detection of Extrasolar Water Possible?
层状硅酸盐是由岩石和液态水之间的相互作用形成的含水矿物，通常在小行星带的陨石中发现。小行星之间的碰撞有助于形成黄道光尘，因此合理地可能包括页硅酸盐。原行星盘中的星子之间的碰撞也可能产生含有页硅酸盐的尘埃。这些矿物具有中红外线的特征发射特征，可以在太阳系外的原行星盘中检测到。在这里，我们确定是否页硅酸盐在原行星盘是可检测的红外线使用仪器，如船上的斯皮策太空望远镜和SOFIA（平流层天文台红外天文学）。我们计算了陨石中最常见的层状硅酸盐的不透明度，并使用2层辐射转移模型计算了原行星盘的辐射发射。我们发现，层状硅酸盐存在于3%的水平导致观测显着差异的磁盘光谱，因此，应使用红外观测和光谱建模检测。在一个原行星盘中检测到层状硅酸盐将是该盘中星子中液态水的诊断，并将证明与我们自己的太阳系的相似性。我们还讨论了使用页硅酸盐排放测试的“水世界”的假设，提出了在星子的液态水应与库存的短寿命的放射性核素在行星系统，特别是26铝。
2013-04-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Development of 1-D non-ideal MHD simulation code towards understanding Long-term Evolution of Protoplanetary Disk
开发了一维非理想MHD模拟程序，从分子云模拟原行星盘长期演化，结果与观测相符，为研究盘演化提供重要工具。
2025-08-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
Photoevaporation of Grain-Depleted Protoplanetary Disks around Intermediate-Mass Stars: Investigating Possibility of Gas-Rich Debris Disks as Protoplanetary Remnants
碎片盘通常被认为是没有气体的系统，但最近的（亚）毫米观测发现了数十个富含气体的系统。气体成分的来源仍然不清楚，也就是说，它可能是原行星遗迹和/或来自大型天体的次级产物。为了成为原行星的起源，母体原行星盘的气体成分需要在$\gtrsim10{\,\rm Myr}$中存活下来。然而，以前的模型预测$\lesssim 10{\,\rm Myr}$的寿命，因为有效的光蒸发在后期阶段的磁盘演变。在本研究中，我们调查光蒸发的气体丰富，光学薄磁盘周围的中等质量的恒星在后期阶段的磁盘演变。演化的系统被建模为那些辐射力足够强，不断吹出小颗粒（$\lesssim 4 {\,\rm μm}$），这是一个重要的组成部分，通过恒星远紫外线（FUV）诱导的光电加热驱动光蒸发。我们发现，晶粒耗尽减少光电加热，使FUV光蒸发不被激发。极紫外（EUV）光蒸发是主要的，并且产生$2$ - $5\times10^{-10}(Φ_{\rm EUV}/10^{41}{\,\rm s}^{-1})^{1/2}\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的质量损失率，其中$Φ_{\rm EUV}$是EUV发射率。气体成分的估计寿命是$\sim 50 (M_{\rm disk}/10^{-2}\,M_\odot)(Φ_{\rm EUV}/10^{41}\,{\rm s}^{-1})^{1/2}\,{\rm Myr}$，取决…
2021-05-24 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
Magnetic fields of protoplanetary disks
本文综述了原行星盘磁场研究，结合观测数据与MHD模型，分析角动量输运及磁通演化机制，并主张可用化石磁场理论解释观测结果。
2024-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Evidence that the Hot Jupiter WASP-77 A b Formed Beyond Its Parent Protoplanetary Disk's H2O Ice Line
理想化的原行星盘和巨行星形成模型被解释为，巨行星的大气丰度可以用来推断其在其母原行星盘中的形成位置。最近有报道称，热木星WASP-77 A b具有太阳大气层下的碳和氧丰度，具有太阳的C/O丰度比。假设它的主星WASP-77 A的太阳碳和氧丰度，WASP-77 A b的大气碳和氧丰度可能表明它从贫碳气体中将其包层内部吸积到其母原行星盘的H2O冰线，随后几乎没有星子吸积或核心侵蚀。我们全面建模WASP-77 A，并使用我们的结果来更好地表征WASP-77 AB。我们发现，在WASP-77 A的光球碳和氧的丰度是超太阳的亚太阳的C/O丰度比，这意味着WASP-77 AB的大气具有显着的亚恒星的碳和氧丰度与超恒星的C/O比。我们的结果可能表明WASP-77 AB的包层是被行星吸积在其母原行星盘的H2O冰线之外的。虽然这些理想化模型的许多理论复杂性现在已经被确定，非太阳原行星盘丰度比的可能性甚至混淆了最复杂的原行星盘和巨型行星形成模型。因此，我们认为，巨行星大气丰度比只能有意义地解释相对于可能的非太阳平均组成的父母原行星盘记录在光球丰度的太阳型矮宿主恒星。
2022-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The motion of chondrules and other particles in a protoplanetary disc with temperature fluctuations
我们考虑了原行星盘中的电泳输运机制。在这里，电泳不是由中心恒星引起的，而是由温度波动引起的，温度波动使悬浮的固体颗粒，包括球粒，受到圆盘内各向异性的热辐射。这些短暂的温度波动可以解释飞行时间大小排序和一般的数量密度增强。对于原行星盘中的毫米级颗粒，同样的机制也会导致尘埃聚集体的速度波动超过$100\,\mathrm{m\,s^{-1}}$。在未来的研究中应用这一点将改变我们对碰撞尘埃演化和聚集体生长的早期阶段的理解，因为粒子穿过弹跳屏障，并且质量传递速率被改变。
2016-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tracing the large-scale magnetic field morphology in protoplanetary disks using molecular line polarization
磁场是原行星盘吸积动力学的基础，它们可能影响行星形成。研究磁场形态的典型方法是观察尘埃的偏振或谱线。然而，它最近变得很清楚，尘埃偏振在ALMA的光谱制度并不总是忠实地跟踪磁场结构的原行星盘，这使得谱线偏振作为一个有前途的方法映射的磁场形态的来源。我们的目标是模拟出射偏振的不同分子线在ALMA波长制度，激发在原行星盘。我们探讨了各种磁盘模型和分子，以确定这些属性，有利于出现的极化谱线，因此可能是可行的用于磁场测量的原行星盘。我们将PORTAL与LIME结合使用。它们一起使我们能够处理复杂的三维物理和磁场结构的极化线辐射转移。我们提出了模拟的出现谱线偏振的不同分子和分子跃迁的ALMA波长制度。我们发现在高密度下热化的分子，如HCN，也最容易受到极化的影响。我们发现，这样的分子预计将显着极化的原行星盘，而分子，热化在低密度，如CO，只有显着极化的外盘区域。我们提出了模拟极化地图的范围内的倾角和磁场形态，我们评论的观测可行性ALMA线极化观测的原行星盘。
2021-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
