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
Planetesimal formation via the streaming instability with multiple grain sizes
本研究利用真实峰态多尺寸卵石分布开展三维流动不稳定性模拟，证明星子由约80%的较大尘埃质量形成，并解释了观测因团块化和光深效应而低估尘埃质量。
2023-09-27 astro-ph.EP
Formation of flattened planetesimals by gravitational collapse of rotating pebble clouds
本研究通过颗粒动力学数值模拟旋转卵石云的引力坍缩过程，发现慢速旋转卵石云的引力坍缩能自然形成扁平椭球体，从而解释了双叶星子Arrokoth及双叶彗星组件的扁平结构。
2024-01-10 astro-ph.EP
The multifaceted planetesimal formation process
尘埃和冰粒堆积成星子是行星形成过程中的重要一步。微行星是类地行星的种子，也是由核心吸积形成的气体和冰巨人的固体核心。以小行星、海王星外天体和彗星形式存在的遗留星子为太阳星云的物理状况提供了独特的记录。来自其他恒星周围的星子碰撞的碎片标志着星子形成过程，因此行星形成，在银河系中无处不在。微行星的形成阶段从微米大小的尘埃和冰延伸到可以经历逃逸吸积的物体。后者的大小从1公里到1000公里不等，取决于湍流气体密度波动激发的微行星偏心率。颗粒在此生长过程中面临许多障碍，主要来自低效的粘附、破碎和径向漂移。两个有前途的增长途径是质量转移，其中小聚集体在与大得多的目标的高速碰撞中转移高达其质量的50%，以及蓬松增长，其中聚集体截面和粘附概率通过低内部密度而增强。从mm到10 m的宽范围的颗粒尺寸集中在湍流气流中。过密的细丝在引力作用下碎裂成束缚粒子团，大部分质量进入收缩半径从100到500公里的微行星，这取决于当地圆盘的性质。我们提出了一个混合模型的微行星的形成，粒子的生长开始独立的自引力，但后来的收益内引力崩溃卵石团块，形成微行星的大小范围很广。
2014-12-10 astro-ph.EP
Cavitating bubbles in condensing gas as a means of forming clumps, chondrites, and planetesimals
本文提出冷凝气体中的辐射-冷凝不稳定性可引发空化式坍缩，将颗粒冷凝物压实成团块乃至星子，并通过模拟硅酸盐蒸气气泡的冷凝坍缩验证该机制，进而探讨其对 CB/CH 球粒陨石母体形成的意义。
2024-09-04 astro-ph.EP
How to form planetesimals from mm-sized chondrules and chondrule aggregates
由于观测到的小于$\sim$ 100公里的天体很少，太阳系中小行星和柯伊伯带天体的大小分布很难与自下而上形成的设想相一致。相反，星子似乎是自上而下形成的，大的$100-1000$ km天体是由小固体颗粒的致密团块快速引力坍缩形成的。本文研究了在原行星盘中固体粒子形成致密团块的条件。我们使用流体动力学代码来模拟固体颗粒和圆盘内剪切盒内气体之间的相互作用，考虑颗粒大小从亚毫米级球粒到米级岩石。我们发现，毫米大小的粒子可以形成密集的粒子云，通过径向漂移的失控收敛称为流动不稳定性。我们绘制了一张容易产生致密粒子团的条件范围图（湍流强度、粒子质量负载、盘质量和到恒星的距离）。最后，我们估计的mm尺寸的颗粒之间的碰撞速度的分布。我们计算的粘附碰撞的速度，并获得一个强大的上限上的粒子生长的时间尺度为$\sim$ $10^5$年。这意味着毫米大小的球粒聚集体可以在比盘吸积时间尺度（$\sim$ $10^6 - 10^7$年）小得多的时间尺度上生长。我们的研究结果表明，从原始陨石中发现的毫米大小的颗粒到完全形成的小行星存在一条路径。我们推测，小行星可能形成从一个正反馈回路中，凝聚导致粒子结块驱动的流动不稳定性。这种聚集反过来又降低了碰撞速度并增强了凝结。未来的模拟应该将凝血和流动不稳定性结合在一起，以进一步探索这种反馈回路。
2015-04-24 astro-ph.EP
Convective Overstability in Radially Global Protoplanetary Disks. II. Impact on planetesimal formation
本文通过径向全局原行星盘模拟研究对流超稳定性（COS）对尘埃动力学的影响，发现COS产生的大尺度涡旋能在较低金属丰度下引发尘埃聚集，揭示其对星子形成的重要作用。
2025-03-03 astro-ph.EP
Nonlinear Evolution of the Unstratified Polydisperse Dust Settling Instability
本研究通过二维剪切箱模拟，发现无分层单分散尘埃沉降不稳定性（DSI）在非线性阶段产生高密度尘埃结构，可能导致聚集，而多分散DSI产生略低但相当的密度，表明DSI在星子形成中起重要作用。
2025-07-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming instability on different scales. I. Planetesimal mass distribution variability
我们提出了数值模拟的尘埃结块和星子的形成与自引力的流动不稳定性启动。我们研究的变化，在星子形成过程中，采用模拟域与大的径向和方位角的范围和一种新的方法，重新，运行其他相同的模拟与不同的随机初始化的尘埃密度场。我们发现，星子质量分布和总质量的尘埃，转换为星子可以有很大的变化之间的个别小模拟和领域内的较大模拟我们的研究结果表明，非线性性质的开发流不稳定性引入了大量的变化，在星子的形成过程中，以前没有被认为是，并建议更大规模的动态可能会影响这个过程。
2020-10-28 astro-ph.EP
Turbulent Dust-trapping Rings as Efficient Sites for Planetesimal Formation
最近对亚毫米级原行星盘（PPD）的观测揭示了环形子结构的普遍存在，这表明卵石大小的尘埃颗粒被困在湍流的环形气压隆起中。这一重大的范式转变也挑战了通过流动不稳定性从这些卵石中形成星子的领先理论，流动不稳定性在压力梯度中运行，并且可以被湍流抑制。在这里，我们进行了三维局部剪切盒，非理想磁流体动力学（MHD）模拟尘埃捕获在强制气体压力颠簸，包括尘埃的反反应。在适合外盘条件的磁旋转不稳定性（MRI）产生的中等湍流水平下，我们实现了由湍流扩散平衡的尘埃捕获准稳态。在所有模拟中，我们都发现在气体压力最大值附近有强烈的尘埃聚集，达到的最大密度远高于触发引力坍缩形成微行星的阈值。强大的压力冲击将尘埃颗粒集中到冲击中心。在弱的压力凸起下，由于尘埃的反作用，尘埃也可以聚集在凸起中心以外的次级丝状体中，但强的聚集仍然主要发生在凸起中心周围的初级环中。我们的研究结果揭示了尘埃捕获环作为外PPD中星子形成的强大位置，同时它们可能具有不同的观测特性。
2022-08-31 astro-ph.EP
Planetesimal Formation under Realistic Gas Dynamics: Dust Concentration in Turbulent and Windy Protoplanetary Disks
CAS Key Laboratory of Planetary Sciences, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院行星科学重点实验室、紫金山天文台）；Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系）
本研究通过Athena++模拟发现，在含环境扩散和磁风的外盘条件下，强尘埃团块持续存在，且磁风通过气体耗散和尘埃捕获增强团块，有利于星子形成。
2026-10-01 astro-ph.EP
Resonant drag instabilities for polydisperse dust. II. The streaming and settling instabilities
本文研究多分散尘埃粒径分布对流动不稳定性和沉降不稳定性的影响，发现宽粒径分布会消除共振性质，使流动不稳定性完全稳定，而沉降不稳定性仍可存在且增长率与单分散情况相当。
2025-03-12 astro-ph.EP
Thresholds for Particle Clumping by the Streaming Instability
流动不稳定性（SI）是原行星盘中空气动力学聚集固体并触发星子形成的一种机制。如果固体与气体的表面密度之比（有效金属丰度）超过临界值，SI会产生强烈的颗粒结块。该临界值取决于颗粒尺寸和圆盘条件，例如径向漂移引起的压力梯度和湍流水平。为了量化这些阈值，我们进行了一套垂直分层SI模拟在一系列的灰尘大小和金属。我们发现一个临界金属含量低至0.4%的最佳颗粒尺寸和标准径向压力梯度（归一化值$Π= 0.05$）。由于改进的数值方法和计算工作，亚太阳金属丰度低于以前的结果。我们发现，当无量纲停止时间（斯托克斯数）为$\leq 0.01$时，小固体的临界金属丰度急剧增加。我们提供简单的适合的大小依赖的SI凝聚阈值，包括概括不同的磁盘模型和湍流水平。我们还发现，线性的，未分层的SI增长率是一个令人惊讶的非线性，分层模拟颗粒结块预测差，特别是当考虑模拟的有限分辨率。我们的结果拓宽了SI触发星子形成的参数空间。
2021-10-14 astro-ph.EP
Survival of ALMA Rings in the Absence of Pressure Maxima
最近的ALMA观测显示，大部分原行星盘包含（亚）毫米波长的明亮环。尘埃捕获引起的压力最大的气体盘是一个流行的解释，这些环。然而，目前还不清楚这种压力颠簸是否可以生存的光盘的进化时间尺度。在这项工作中，我们研究了另一种情况下，它只涉及在一个光滑的气体盘的灰尘气体相互作用。我们假设，ALMA环是一个密集的，cluerous中平面，积极形成星子的表现。团簇介质本身几乎不经历径向漂移，但团簇通过解体和垂直运输以及星子形成而失去质量。从种子环出发，数值求解输运方程，研究种子环的生存问题。通常，由于束组件的扩散，环向外移动。在没有压力支持的情况下，环以$\sim$ 40 $M_\oplus\,\mathrm{Myr}^{-1}$的速率泄漏材料，并且为了使环存活，它们必须从外部卵石质量储存器供给。在圆盘中卵石的尺寸恒定的情况下，环的形成和分散之间的循环出现。环产生大量的星子，这可能是行星形成的材料，并解释了大量的预算推断碎片盘。ALMA观测的模拟图像与DSHARP样本中的Elias 24和AS 209的环相比较。
2021-04-30 astro-ph.EP
A SMACK Model of Colliding Planetesimals in the $β$ Pictoris Debris Disk
我们提出了一个新的模型的$β$风景如画的磁盘和行星系统，模拟的星子碰撞和动力学所产生的尘埃颗粒，使我们能够模拟功能和不对称的热和散射光图像的磁盘。我们的两部分模型首先模拟的碰撞和动力学演化的星子在柯伊伯带碰撞的超粒子方法算法（SMACK），然后模拟产生的尘埃颗粒的动力学演化与标准Bulirsch-Stoer N体积分。考虑到观测到的$β$风景如画b行星的倾角和偏心率，该模型巧妙地将盘的几个特征联系在一起：亚毫米图像中的中心孔，散射光中看到的双盘“x”图案，甚至可能是ALMA看到的星团气体。我们还发现，在$β$风景如画的系统中，大部分的灰尘可能是在60-100 AU的环外产生的。这个圆盘在60-100 AU处有一个“搅拌环”，而不是出生环，那里集中了由行星发射的长期波产生的高速碰撞。双盘x图案的出现是因为碰撞在长期波的波峰和波谷处发生得更频繁。在这个区域中，圆盘的扰动产生了一个方位角和垂直不对称的碰撞空间分布，这可能会产生一个方位角的气体团，而不会引起共振或额外的行星。
2015-11-04 astro-ph.EP
Polydisperse Streaming Instability III. Dust evolution encourages fast instability
通过核心吸积形成行星形成需要从宇宙尘埃中产生公里大小的星子。这一过程必须克服简单碰撞增长的障碍，为此经常调用流不稳定性（SI）。尘埃演化仍然需要产生足够大的粒子，以经历剧烈的不稳定性。SI主要是用单一尺寸的尘埃进行研究的，而完全演化的尘埃分布的作用在很大程度上还未被探索。我们调查的Polydispserse流不稳定性（PSI）的物理参数对应于合理的条件下，在原行星盘。我们考虑了一个完整的范围内的粒子停止时间，广义尘埃粒度分布，和湍流的影响。我们发现，虽然PSI增长在许多情况下更慢的星际幂律尘埃分布比一个单一的大小，合理的碰撞尘埃演化，产生的最大的尘埃尺寸的增强，产生不稳定的行为类似的单分散的情况下。考虑到湍流扩散，趋势类似。我们的结论是，如果PSI的快速线性增长是行星形成所需的，然后尘埃演化产生的分布与峰值停止时间的顺序为0.1轨道和增强的最大的尘埃显着高于单一的幂律分布产生的碎片级联是足够的，随着本地增强的尘埃与气体的体积质量密度比，为了统一。
2021-01-12 astro-ph.EP
Conditions for planetesimal formation via the streaming instability persist under turbulence driven by magnetorotational instability
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；The University of Alabama（阿拉巴马大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
研究探讨了磁旋转不稳定性驱动的湍流对流体不稳定性形成行星胚胎的影响，发现自洽生成的湍流不会抑制行星胚胎形成。
2026-08-20 astro-ph.EP
High-resolution simulations of planetesimal formation in turbulent protoplanetary discs
我们提出了高分辨率的计算机模拟尘埃动力学和微行星的形成所产生的湍流的磁旋转不稳定性。我们发现，在一个非分层剪切盒中，当从256 ^3到512 ^3个网格点，在一个弱的施加磁场的存在下，与磁旋转湍流相关的湍流粘度增加，在高分辨率下产生$α\approx0.003$的湍流粘度。代表大约米大小的巨石的颗粒集中在模拟箱中的大规模高压区域中。在中等分辨率（256^3）和高分辨率（512^3）下，压力凸起中的纬向流和颗粒浓度的外观相对相似。在中等分辨率的模拟中，我们激活粒子自引力的时候，有一个小的粒子浓度，与以前的模拟粒子自引力被激活的浓度事件。我们观察到，在接下来的十个轨道上形成了束缚团块，其初始质量是矮行星谷神星的几倍。在高分辨率下，我们在粒子集中事件期间激活自引力，导致微行星形成的爆发，团块质量范围从谷神星质量的很大一部分到几倍。提出了一种新的粒子网格格式的区域分解算法。粒子均匀地分布在处理器之间，并且局部气体速度场和分配的阻力在域分解网格和离散粒子块之间交换。我们在多达4096个核心上获得了良好的负载平衡，即使在颗粒沉积到中间平面并集中在压力凸起的模拟中也是如此。
2011-03-02 astro-ph.EP
Dust dynamics in disk dust traps and late planetesimal formation
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Collège de France（法兰西学院）
通过全球盘模拟研究尘埃罗斯比波不稳定性在压力阱中的星子形成机制，发现低粘度盘在光蒸发后期有利于星子形成，解释了太阳系球粒陨石母体的晚期形成。
2026-05-28 astro-ph.EP
A New Mechanism for Chondrule Formation: Radiative Heating by Hot Planetesimals
我们认为，陨石球粒是由辐射加热预先存在的尘埃团在近距离飞越的星子与白炽熔岩在他们的表面。我们表明，所需的温度和冷却速率很容易实现在这种情况下，并讨论它是如何与大部分方面的南极陨石，包括互补性和混合的FeO贫和FeO富球粒。
2015-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
Turbulence sets the length scale for planetesimal formation: Local 2D simulations of streaming instability and planetesimal formation
海王星外天体2014 MU 69，名为Arrokoth，是最新的证据，表明微行星不是由较小天体的连续碰撞形成的，而是由卵石云的直接引力坍缩形成的。但是，是什么过程决定了这种崩溃可能发生的物理尺度呢？恒星的形成具有金斯质量，即引力大于热压力，这有助于我们了解太阳的质量。但在星子形成的情况下，是什么控制着质量和大小呢？小行星和柯伊伯带天体在100公里处的大小分布都显示出一种扭曲。在这里，我们推导出一个引力坍缩标准卵石云碎片的星子，表明一个临界质量是需要克服湍流扩散的团块。我们成功地测试了这个标准的有效性，在直接数值模拟的星子形成触发的流动不稳定性。因此，我们的结果可以解释的大小，在文献中的流动不稳定性模拟中发现形成的星子，而不是解决详细的大小分布。我们发现，所观察到的特征直径为$\sim$ 100公里对应的卵石云的临界质量所设置的湍流扩散的强度产生的流不稳定性为广泛的区域的太阳星云模型从2 - 60 AU，有一种倾向，以允许更小的物体在距离以外，并在较晚的时候，当星云气体被耗尽。
2020-07-22 astro-ph.EP
Collisions of inhomogeneous pre-planetesimals
在凝聚假设的框架中，尺寸从厘米到数百米的前星子随后碰撞形成了100微米大小的星子。前星子是蓬松、多孔的尘埃聚集体，由于它们的碰撞历史，它们是不均匀的。在毁灭速度阈值以上的前星子碰撞中，灾难性的破坏可以阻止星子的生长。我们开发了一个非均匀性模型的基础上的灰尘聚集体的密度分布，这是假定为一个高斯分布，具有一个定义良好的标准差。作为第二个输入参数，我们考虑一个不均匀的团块的典型大小。这些输入参数很容易通过实验室实验获得。对于模拟的灰尘聚集体，我们利用光滑粒子流体动力学（SPH）代码与扩展建模多孔固体。孔隙度模型以前校准的模拟硅尘，这通常作为一个模拟前星子材料。将不均匀性作为初始条件施加到SPH粒子分布上。我们进行厘米大小的尘埃聚集体的中间孔隙度的碰撞。我们在固定的典型团块大小下改变非均匀分布的标准差。碰撞结果根据四种群模型进行分类。我们发现，不均匀的前星子更容易破坏比均匀的聚集。即使是轻微的不均匀性也会降低灾难性破坏的门槛。对于一个固定的碰撞速度，碎片的大小随不均匀性的增加而减小。具有活跃碰撞历史的前星子往往较弱。这是碰撞增长的一个可能的障碍，需要考虑到在未来的研究凝固的情况。
2011-10-28 astro-ph.EP physics.comp-ph
Polydisperse Streaming Instability II. Methods for solving the linear stability problem
在由尘埃和气体组成的原行星盘中，流动不稳定性是驱动星子形成的有利机制。Polydispserse流不稳定性是流不稳定性对连续粉尘尺寸的概括。本系列的第二篇论文提供了一个更深入的推导控制方程，并提出了新的数值方法来解决相关的线性稳定性问题。除了直接离散化的特征值问题在二阶在以前的文件中介绍的，一种新的技术的基础上减少系统的积分方程的一个复杂的多项式与根查找相结合，发现以更低的计算成本产生准确的结果。一个相关的方法，用于计算根的色散关系内的轮廓，而不定位这些根。这些方法的应用表明，它们可以重现和超过以前的结果在文献中的精度，并提供新的基准结果。所描述的方法的实现在附带的Python包psitools中提供。
2021-01-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
Evidence for universality in the initial planetesimal mass function
微行星可能是由流动不稳定性引发的致密粒子团的引力坍缩形成的。我们使用空气动力学耦合的气体-颗粒混合物的模拟来研究是否以这种方式形成的星子的属性取决于参与不稳定性的颗粒的大小。基于三个高分辨率的数值模拟，在不同的停时范围$6 \times 10^{-3} \leq τ\leq 2$内，发现初始质量函数在统计上没有显著的差异，质量函数用幂律${\rm d}N / {\rm d}M_p \propto M_p^{-p}$拟合，其中包含$p=1.5-1.7$和$Δp \approx 0.1$的误差。比较崩溃前的粒子密度场，我们发现，高波数功率谱是同样难以区分的，虽然通过流不稳定性引起的结构的大尺度几何结构是显着不同的所有三种情况。我们解释的结果作为证据的近普遍的斜率的质量函数，所产生的流引起的湍流的小尺度结构。
2017-09-13 astro-ph.EP
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
Rapid Dust Growth During Hydrodynamic Clumping Due to Streaming Instability
本研究聚焦流致不稳定性引发尘埃成团前的尘埃增长问题，通过估算成团前尘埃颗粒的生长时间，发现中等程度成团即可提升局地尘气比加速尘埃增长，强成团后碰撞速度可低于阈值，硅酸盐颗粒或能安全增长至斯托克斯数为1的尺寸，揭示了流致不稳定性尘埃成团过程中局地尘埃凝聚的重要性。
2023-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can dust coagulation trigger streaming instability?
流动不稳定性可以是克服星子形成的生长和漂移障碍的一种非常有效的方法。然而，它表明，强大的结块，导致星子的形成，需要相当数量的大颗粒。国家的最先进的流不稳定性模型没有考虑到现实的大小分布所造成的碰撞演变的尘埃。我们调查是否有足够数量的大聚集体可以通过粘附和尘埃凝聚和星子形成的相互作用是什么。我们开发了一个半解析处方的星子形成的流动不稳定性和实现它在我们的尘埃凝聚程序的基础上的Monte Carlo算法与代表粒子的方法。我们发现，星子形成流不稳定性可能优先工作的雪线外，粘性冰聚集。该过程的效率强烈依赖于当地的尘埃丰度和径向压力梯度，并需要一个超太阳的金属丰度。如果星子的形成是可能的，尘埃的凝聚和沉降通常需要大约100个轨道才能产生足够大的沉降颗粒，而星子的形成又需要大约1000个轨道。我们提出了一个简单的分析模型，计算的尘埃量，可以变成星子的磁盘模型的参数。
2014-10-16 astro-ph.EP
Constraints on planetesimal accretion inferred from particle-size distribution in CO chondrites
微行星的形成是行星体组合的关键步骤，但它们形成的许多方面仍然缺乏约束。值得注意的是，陨石球粒-主导原始陨石的亚毫米球体-被纳入微行星的机制仍然知之甚少。在这里，我们分类和分析在阿塔卡马沙漠中发现的各种CO碳质方解石的粒度分布。结果表明，球粒的平均当量圆直径与岩石学品位呈正相关，反映了热变质作用在CO母体内的递进作用。我们表明，这种关系不能建立单独的热变质作用，而是在吸积过程中的空气动力学分选。通过模拟球粒团块的自引力收缩，我们表明：（i）CO母体的吸积会产生球粒尺寸随母体深度的逐渐变化，较大的球粒比较小的球粒更集中，（ii）随后由卵石吸积产生的任何增长都是微不足道的。这些发现为微行星通过引力坍缩形成的观点提供了实质性的支持。
2021-08-19 astro-ph.EP
On the Formation of Planetesimals via Secular Gravitational Instabilities with Turbulent Stirring
我们研究了气体盘中小固体的引力不稳定性（GI）作为形成星子的机制。气体阻力的耗散引入了长期GI，即使临界密度的标准GI准则或Toomre的$Q$预测稳定性时，长期GI也会继续。我们包括湍流扩散的稳定作用，抑制小规模GI。坍缩的辐射状宽环包含了多达$\sim 0.1$地球质量的固体。环的后续分裂（这里没有模拟）将产生一个化学性质均匀的小行星族。粒子径向漂移时间尺度（和，在较小程度上，磁盘的寿命和大小）限制长期GI磁盘的可行性与弱湍流扩散，其特征在于$α\lesssim 10^{-4}$。因此，中平面死区是优选的环境。半径为$\gtrsim 10$ cm的大固体坍缩得最快，因为它们与气盘部分分离。如果粒子驱动的湍流被局部压力最大值或超太阳金属丰度削弱，那么更小的固体，甚至低于$\sim$毫米尺寸的固体也可能坍缩。与模拟结果相比，包括粒子聚集的流动不稳定性表明，我们的线性模型低估了快速，小规模的引力坍缩。因此，包含更详细的气体动力学促进了星子的形成。我们讨论了太阳系和吸积盘观测中的相关约束。
2011-02-22 astro-ph.EP
Dust Clumping in Outer Protoplanetary Disks: the Interplay Among Four Instabilities
本研究通过三维全局模拟，揭示了外原行星盘中VSI、SI、RWI和KHI四种不稳定性相互作用导致尘埃强烈聚集，其中仅少数涡旋中的聚集足以形成星子。
2025-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the accumulation of planetesimals near disc gaps created by protoplanets
我们已经进行了三维二维流体（气尘）流体动力学模型的拱盘嵌入原行星（3 - 333 M \oplu）和小固体（半径10厘米至10米）。我们发现，大质量行星（\gtrsim土星质量）在气体盘中打开足够深的间隙，使得间隙外缘的密度最大值可以非常有效地捕获米级固体。这允许固体在间隙的外边缘处积聚，因为固体从大半径螺旋向内到捕获区域。对于那些向内螺旋最快的物体，通常是米大小的巨石，这种积累过程发生得最快，而较小和较大的物体在圆盘的寿命内不会足够快地迁移以从该过程中受益。在木星质量的行星周围，我们发现可能会形成与几个地球质量一样大的固体物质的束缚团块，可能会在自引力下坍塌形成行星或微行星。这些结果与Lyra et al.（2009）一致，支持他们的发现，即第二代微行星或类地行星的形成可能是由高质量行星的存在引发的。
2012-03-22 astro-ph.EP
Contemporary formation of early solar system planetesimals at two distinct radial locations
微行星的形成预计是通过粒子-气体不稳定性发生的，这种不稳定性将尘埃聚集成自引力团块。触发这些不稳定性需要在原行星盘中预先堆积尘埃。到目前为止，这已经成功地模拟了专门在磁盘的雪线，而岩石星子在内部磁盘只能通过假设不切实际的大颗粒尺寸或增强全球磁盘金属。然而，仅仅在雪线上形成的星子很难与具有不同氧化态和同位素组成的铁陨石母体的早期和同期形成相一致，这表明在圆盘的不同径向位置形成。在这里，通过模拟正在进行的吸积物质从崩溃的分子云的磁盘的演变，我们表明，星子的形成可能已经触发了在第一个0.5亿年的尘埃堆积在雪线（约5 AU）和硅酸盐升华线（约1 AU），湍流扩散低。颗粒浓度约为1 AU是由于早期向外的径向运动的气体，并协助升华和再凝聚的硅酸盐。我们的研究结果表明，虽然在两个位置的星子形成大约同时，那些在雪线吸积的大部分质量（约60%）的材料提供给磁盘在最初的几个10,000年，而这一比例只有30%的星子形成在硅酸盐线。因此，假如被运送物质的同位素组成随时间而改变，这两个星子群应该有不同的同位素组成，与观测结果一致。
2021-12-31 astro-ph.EP
Formation of pebble-pile planetesimals
行星形成的第一阶段是尘埃和冰粒堆积成毫米厘米大小的鹅卵石。这些卵石可以通过流动的不稳定性聚集在一起，形成引力约束的卵石“云”。在这样的云内的鹅卵石将经历相互碰撞，将能量耗散成热量。当云失去能量时，它逐渐收缩成固体密度。我们模拟这个过程，并调查两个重要的性质的崩溃：（i）崩溃的时间尺度和（ii）的时间演变的卵石尺寸分布。我们的数值模型的卵石云是零维的，并处理碰撞的统计方法。我们发现，半径大于100公里的星子崩溃的自由落体的时间尺度约为25年。质量较低的云有较长的卵石碰撞时间尺度，崩溃也慢得多，10公里尺度的微行星的崩溃时间为几百年，1公里尺度的微行星的崩溃时间为几千年。卵石云的质量也决定了由此产生的微行星的内部结构。小质量云中的卵石碰撞速度低于碎裂阈值，形成由来自原行星盘的原始卵石组成的卵石堆星子。另一方面，半径超过100公里的微行星由尘埃（卵石碎片）和卵石的混合物组成，这些混合物与尘埃和其他卵石发生了大量碰撞。前往67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的罗塞塔飞行任务和前往冥王星的新地平线飞行任务都将提供关于太阳系微行星结构的宝贵信息。我们的模型预测，67 P是一个由来自太阳星云的原始鹅卵石组成的鹅卵石堆小行星，而云中收缩形成冥王星的鹅卵石必须在坍缩过程中大量研磨。
2014-10-06 astro-ph.EP
Evading the dust fragmentation barrier with the streaming instability in protoplanetary disks
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体分子研究所）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究通过流体不稳定性增强尘埃团聚，克服尘埃碎裂障碍，促进行星esimal形成。
2025-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal formation facilitated by streaming instability in weak pressure bumps
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学恒星与行星形成中心全球研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天体物理研究所）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）
本研究通过二维剪切盒模拟发现，弱压力凸起即使振幅低至0.04也能触发流动不稳定性，促进原行星盘中小卵石形成星子，并提出了新的聚集判据。
2026-09-30 astro-ph.EP
The Streaming Instability Cannot Form Planetesimals from mm-size Grains in Pressure Bumps
我们提出的证据表明，流动不稳定性（SI）不太可能从轴对称压力凸起内的毫米颗粒形成星子。我们进行了迄今为止最大规模的SI模拟（700万CPU小时），包括一大块具有mm颗粒的圆盘，类似太阳的尘埃与气体之比（$Z = 0.01$），以及不会导致粒子层引力不稳定性（GI）的最大压力隆起。我们使用了高分辨率的$1000/H$来解决尽可能多的SI不稳定模式。模拟产生了远超过SI标准的长寿命粒子过密度（即，一个临界固体丰度逆风参数比$Z/Π$），其中强烈的结块将发生，如果这些条件是目前在一个扩展区域的磁盘，但我们没有观察到。可能的原因是粒子穿过高$Z/Π$区域（$t_{\rm cross}$）所花费的时间短于SI的生长时间尺度（$t_{\rm grow}$）。我们提出了一个额外的标准的星子形成的SI -即$t_{\rm cross} > t_{\rm grow}$。我们表明，任何比这次运行中的一个更大的隆起将形成由GI而不是SI的星子。我们的研究结果明显限制了行星形成的途径：要么原行星盘有规律地形成大于1 mm的颗粒，要么星子不形成的SI轴对称的压力隆起。由于颠簸大到足以诱导GI可能是Rossby波不稳定，我们建议，毫米颗粒可能只形成微涡。
2022-05-23 astro-ph.EP
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Planetesimal formation thresholds explored in two-dimensional global models
流动不稳定性是诱发星子形成的一种很有前途的机制。尽管如此，在以前的研究中已经发现，这一过程需要一个粉尘与气体的表面密度比或粉尘的大小，这是增强相比，观察值。采用二维全球模拟的原行星盘，我们表明，垂直剪切不稳定性和流不稳定性在音乐会上可以导致尘埃浓度，这是足够的星子形成较低的表面密度比和较小的尘埃尺寸比孤立的流不稳定性，特别是在条件下，是符合观测约束。这是因为尘埃overdensities形成的压力颠簸引起的垂直剪切不稳定性作为种子的流不稳定性，并增强了it. While我们的二维模型不包括自重力，我们发现，强大的尘埃结块和重力不稳定overdensities的形成（和溶解）可以有力地推断从最大或平均尘埃气体体积密度比的演变。垂直切变不稳定性使尘埃层膨胀到一个平均的中面尘埃-气体密度比，该比明显低于1。因此，我们发现，达到一个中平面密度比是不必要的触发星子形成通过流动不稳定性时，它与垂直剪切不稳定性的一致行动。
2022-08-17 astro-ph.EP
Probing Conditions for Strong Clumping by the Streaming Instability: Small Dust Grains and Low Dust-to-gas Density Ratio
本研究通过高分辨率二维轴对称分层模拟重新检验流不稳定性（SI）的聚集阈值，发现$τ_s=0.01$时$Z \text{lesssim} 0.01$即可发生强聚集，修正了临界$Z$曲线，揭示高分辨率对聚集的影响，完善了SI形成星子的条件。
2025-02-13 astro-ph.EP
On the Numerical Robustness of the Streaming Instability: Particle Concentration and Gas Dynamics in Protoplanetary Disks
流动不稳定性（SI）是原行星盘中固体聚集的一种机制。来自SI的非线性粒子聚集可以触发引力坍缩成星子。为了更好地理解SI的数值鲁棒性，我们使用已知产生强聚集的固定物理参数执行一套垂直分层3D模拟。我们改变了数值实现，即计算域的大小和垂直边界条件（vBC），比较新实施的流出vBC以前使用的周期性和反射vBC。我们发现强烈的颗粒团聚的SI是大多独立的vBC。然而，由于较大的颗粒质量库，在较大的模拟域中峰值颗粒密度较高。我们报告SI触发的带状流，即，气体压力的方位带状径向变化。这些结构具有低振幅，不足以阻止粒子径向漂移，证实了气体压力最大值中的粒子捕获不是SI的机制。我们发现，流出vBC产生人为的大气体流出率在垂直边界。然而，流出的vBC减少了垂直边界处的人工反射，允许更多的颗粒沉降，并且显示出更少的时间变化和更好的收敛性。对于所有vBC，致密颗粒细丝的径向间距是$\sim0.15$气体尺度高度（$H$），其设置了自引力模拟中用于星子生长的进料区。我们的研究结果验证了在SI模拟中使用流出vBC，即使垂直边界接近（$\leq 0.4H$）磁盘中平面。总体而言，我们的研究表明了数值鲁棒性的非线性粒子团聚的SI。
2018-06-12 astro-ph.EP
The Mass and Size Distribution of Planetesimals Formed by the Streaming Instability. II. The Effect of the Radial Gas Pressure Gradient
流动的不稳定性将固体粒子集中在原行星盘中，导致引力坍缩成微行星。尽管它的关键作用，在生产颗粒结块和确定临界长度尺度的不稳定性的线性制度，磁盘的径向压力梯度对星子属性的影响还没有详细研究。在这里，我们使用流不稳定性模拟，包括粒子自引力研究如何的星子初始质量函数取决于径向压力梯度。将我们的结果拟合到幂律${\rm d}N / {\rm d}M_p \propto M_p^{-p}$，我们发现单个值$p \approx 1.6$描述了压力梯度按$\gtrsim 2$变化的模拟。指数截断幂律提供了明显更好的拟合，具有弱依赖于压力梯度的低质量斜率$p^\prime \approx 1.3$。发现特征截断质量为$\sim M_G = 4 π^5 G^2 Σ_p^3 / Ω^4$。我们排除了由线性考虑所建议的特征质量与压力梯度的立方相关性，而是找到线性标度。这些结果加强了流导出的初始质量函数的情况下，最弱的磁盘和参与固体的空气动力学特性的依赖。以零压力梯度初始化的模拟--{ \em不}受流动不稳定性的影响--也产生头重脚轻的质量函数，但具有不同形状的适度证据。我们讨论了理论预测的质量函数与柯伊伯带小行星观测的一致性，并描述了早期行星形成模型的影响。
2019-08-29 astro-ph.EP
Dust Settling Instability in Protoplanetary Discs
流动不稳定性（SI）作为原行星盘中平面固体聚集和触发星子形成的机制，在线性和非线性区域得到了广泛的研究。一个相关的尘埃沉降不稳定性（DSI）适用于颗粒，同时向中平面沉降。DSI先前已经在线性状态下进行了研究，预测它可能会引发颗粒远离中平面的聚集。这项工作提出了一系列的线性计算和非线性模拟，与FARGO3D进行，以评估条件DSI的增长。我们扩大了以前的线性分析，包括颗粒尺寸分布和进行详细的研究所需的稳定的DSI的背景湍流的量。当包括分箱大小分布时，DSI通常产生收敛的增长率，其箱数比标准SI少。与背景湍流，我们发现，DSI增长的最有利的条件是弱湍流，其特征在于$α\lesssim 10^{-6}$与中等大小的颗粒，从一个气体尺度的高度解决。这些条件可能出现在吸积爆发后盘湍流突然减少的过程中。忽略背景湍流，我们进行了局部二维DSI模拟的参数调查。颗粒结块是弱的或比颗粒沉降更慢地发生。在对比3D模拟中，聚束减少了两倍。总的来说，我们的研究结果强烈反对DSI显着促进星子形成的假设。非线性模拟的DSI与不同的数值方法可以支持或挑战这些发现。
2020-09-15 astro-ph.EP
The Validity of the Super-Particle Approximation during Planetesimal Formation
原行星盘中微行星的形成机制一直是人们争论的焦点。目前，最受欢迎的模型涉及到一个湍流盘内米级物体的积累，随后是一个引力不稳定的阶段。最多只能模拟几百万个粒子的数值，而不是在一个真正的原行星盘中预期的数万亿米大小的粒子。因此，单个粒子通常被用作超级粒子，以代表许多较小粒子的分布。假设小尺度现象不起作用，粒子碰撞不建模。超粒子近似只能在无碰撞或强碰撞系统中有效，然而，在最近的许多数值模拟中，情况并非如此。在这项工作中，我们提出了新的结果，通过引力不稳定性的星子形成的数值模拟。研究了一个不需要使用超粒子的尺度系统。我们发现，缩放粒子可以用来模拟的初始阶段的聚集，如果缩放粒子的属性被选择，使系统中的所有重要的时间尺度是等同于预期在一个真正的原行星盘。为了实现数值收敛所需的粒子数的约束。我们将这种新方法与标准超粒子方法进行了比较。我们发现，超粒子的方法产生不可靠的结果，依赖于文物，如引力软化的要求引力坍缩和由此产生的团块统计。我们的研究结果表明，短程相互作用（碰撞）必须正确建模。
2010-01-08 astro-ph.EP astro-ph.GA
Forming Planetesimals in Solar and Extrasolar Nebulae
行星是由星子构成的：大于一公里的固体，通过成对碰撞而生长。微行星本身不太可能通过两体碰撞形成;千米以下的物体单独的引力场太弱，静电引力太弱，无法生长到几厘米以外。我们审查的可能性，星子形成时，自引力带来了巨大的合奏小粒子。即使在自引力很弱的时候，空气动力学过程也会相对于气体积聚固体，为引力坍缩铺平道路。粒子在径向向内漂移时会堆积起来。气体湍流搅动粒子，但也可以通过聚集粒子来使种子坍塌。虽然固体对气体的反馈触发了阻碍自重力的垂直剪切不稳定性，但同样的反馈触发了强烈聚集颗粒的流动不稳定性。数值模拟发现，10-100厘米大小的固体重力崩溃的湍流盘。我们概述了进展的领域，包括更小的物体自引力的可能性。
2009-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA resolves CI emission from the $β$ Pictoris debris disk
已知$β$ ~ Piccadilly周围的碎片盘含有气体。先前的ALMA观测显示，在$\sim$ 85 AU处有一个CO带，有一个明显的团块，被解释为天然气产量增加的位置。光解离在$\sim$ 50年内将CO转化为C和O。我们解决CI发射在492 GHz使用ALMA和研究其空间分布。CI显示出与CO相同的团块。这是令人惊讶的，因为C预计会在方位角上迅速扩散。我们得出一个低的C质量（$5\times10^{-4}$和$3.1\times10^{-3}$ M $_\oplus$之间），表明天然气生产只是最近才开始（在$\sim$ 5000年）。没有证据表明CO带内部存在原子吸积盘，可能是因为气体还没有时间径向扩散。C和CO具有相同的不对称性，这一事实与之前提出的一种假设相矛盾，即该团块是由于向外迁移的行星在共振中捕获了星子;也不能用行星长期强迫的偏心星子带来解释观测结果。相反，我们认为尘埃盘和气体盘应该是偏心的。我们进一步推测，这样的配置可能是由最近的潮汐破坏事件产生的。假设分裂体具有10%的CO质量分数，其总质量将为$\gtrsim$ 3 $M_\mathrm{Moon}$。
2018-06-29 astro-ph.EP
Closing the Gap: A Test of the Streaming Instability Using Simulations and Observations of the Cold-Classical Kuiper Belt Size Distribution
Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本研究通过模拟与冷经典柯伊伯带观测的对比，验证流不稳定性理论可定量重现星子大小分布的高质量端，支持该星子形成模型。
2026-10-06 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
Planetesimal Formation at the Boundary Between Steady Super/Sub-Keplerian Flow Created by Inhomogeneous Growth of Magnetorotational Instability
通过三维电阻MHD模拟，研究了由径向非均匀磁旋转不稳定性（MRI）引起的原行星盘径向压力隆起处星子的形成。在我们以前的论文中，我们表明，在磁场或磁电阻率的非均匀结构中发展的非均匀MRI可以将盘中的局部气体流动转变为具有局部刚性旋转的准稳态，该准稳态不再对MRI不稳定。由于刚性旋转的外部是超开普勒流动，因此产生准静态压力冲击，并且预期那里有粉尘浓度。在本文中，我们进行模拟相同的系统，添加灰尘颗粒，遭受气体阻力和调制气体流量通过气体阻力（灰尘阻力）的反反应。我们使用O（10^7）超粒子，每个超粒子代表许多厘米到米大小的尘埃粒子。我们发现，粉尘阻力抑制湍流运动，减少尘埃粒子的速度分散，而它扩大了粉尘集中的区域，限制峰值粉尘浓度，相比，没有粉尘阻力的模拟。我们发现，速度分散的减少是占主导地位的抑制颗粒浓度。对于摩擦时间约为1/Ω的米级粒子，其中Ω是开普勒频率，尘埃粒子的引力不稳定性可能导致微行星的形成。对于这种情况，我们进一步引入了尘埃粒子的自引力来模拟，以证明实际上形成了几个引力束缚的团块。通过分析论证，我们发现，如果尘埃的空间密度比最小质量太阳星云中的尘埃密度大几倍，那么在~5AU处由米级尘埃粒子形成星子是可能的。
2011-12-22 astro-ph.EP
The CO snow line favours strong clumping by the streaming instability in protoplanetary discs with porous grains
Universite Claude Bernard Lyon 1, CRAL UMR5574, ENS de Lyon, CNRS（里昂第一大学，CRAL UMR5574，巴黎高等师范学院，法国国家科学研究中心）
本文研究了含多孔颗粒的原行星盘中，二氧化碳雪线对流体不稳定性产生强团聚条件的影响。
2026-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observing planetesimal formation under streaming instability in the rings of HD 163296
提出一种利用湍流碎裂假设确定盘环气体性质的新技术，应用于HD 163296，发现100 au环中颗粒聚集受流不稳定性驱动，并指出非各向同性湍流可能促进星子形成。
2023-11-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Planet Formation Mechanisms
本文综述了行星形成的两种主要机制——盘不稳定性模型与核吸积模型，涵盖从微米尘埃到巨行星吸积的跨越40个数量级的过程，并力求从基本物理原理出发构建直观理解。
2024-12-17 astro-ph.EP
Evidence for Pebbles in Comets
当EPOXI航天器飞过彗星103 P/哈特利2号时，它观察到彗星核周围漂浮的大颗粒。这些粒子可能是低密度的，厘米到分米大小的冰和尘埃团块。虽然这些天体的起源仍然有些神秘，但它们可能为我们提供了有关太阳系形成最早阶段的重要信息。行星形成理论的最新进展表明，星子（或彗星）可能直接来自空气动力学集中的小颗粒（通常被称为“卵石”）的引力坍缩。“在这里，我们表明，在103 P的彗发中观察到的粒子与预期在该彗星可能形成的区域有效形成星子的鹅卵石大小一致，而在大多数彗星中可能会出现较小的鹅卵石，其化学成分通常表明在原行星盘较冷的外部区域形成。
2015-09-02 astro-ph.EP
Coagulation Instability in Protoplanetary Disks: A Novel Mechanism Connecting Collisional Growth and Hydrodynamical Clumping of Dust Particles
我们提出了一种新的不稳定性驱动的组合凝聚和径向漂移的尘埃颗粒。我们把这种不稳定性称为"凝聚不稳定性”，并认为它是一种有希望的机制，可以在盘演化的非常早期阶段集中尘埃颗粒并协助星子形成。由于碰撞凝聚效率的尘埃密度的依赖性，尘埃粒子有效地（低效地）增长的区域中的正（负）的尘埃密度扰动，这导致一个小的径向变化的尘埃大小，因此径向速度扰动。由此产生的速度扰动导致粉尘浓度和放大粉尘密度扰动。这种正反馈使磁盘不稳定。当尘气质量比为$10^{-3}$量级时，凝结不稳定性的增长时间尺度为几十个轨道周期。在原行星盘中，尘埃粒子的径向漂移和凝聚往往会导致尘埃耗尽。目前的不稳定性局部集中的尘埃粒子，即使在这样一个灰尘贫化区域。由此产生的浓度提供了更好的网站为灰尘气体不稳定性发展，这导致进一步的浓度。尘埃扩散和空气动力学反馈倾向于稳定短波长模式，但不能完全抑制凝结不稳定性的增长。因此，凝聚不稳定性预计将发挥重要作用，在建立下一个阶段的其他不稳定性，进一步发展向星子形成，如流动不稳定性或长期引力不稳定性。
2021-07-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
