Three-dimensional simulations of multiple protoplanets embedded in a protostellar disc
e >~ H/r的原行星偏心率可以减缓或逆转迁移，但以前的二维研究表明，引力散射不能保持显着的行星偏心率，以对抗盘诱导的阻尼。我们在三维空间模拟了低质量原行星群的演化。其目的是研究原行星的存活率和由此产生的行星系统的动力学结构，并将其与2D模拟进行比较。我们目前的结果从一个三维流体动力学模拟的八个原行星嵌入在一个原行星盘。我们还提出了一套使用N体代码进行的模拟，修改，包括处方行星迁移和偏心率和倾斜阻尼。这些处方是通过拟合分析公式，以流体动力学模拟嵌入盘与初始偏心和/或倾斜轨道的行星。正如在二维空间中发现的那样，差异迁移产生了稳定的原行星群，多重平均运动共振，它们步调一致地迁移，防止了长时间的引力散射。在几乎所有的模拟中，这导致了原行星群在缺乏可行的停止机制的情况下大规模迁移到中央恒星。这种演化包括相互碰撞，偶尔的大规模散射，以及在所有运行中出现超过30%的长寿共轨行星系统的频繁形成。盘诱导阻尼抑制了行星间相互作用引起的偏心和倾角增长。共轨行星是在强耗散环境中动力学松弛的自然结果，如果在自然界中观察到，将意味着这样一个演化时期通常出现在行星形成期间。
2008-11-26 astro-ph
Constraints on resonant-trapping for two planets embedded in a protoplanetary disc
我们研究了嵌入原行星盘中的双行星系统的演化，该系统由一颗质量为1000亿美元的行星和另一颗位于盘外的天体组成。我们考虑了质量从10个地球质量到1 M_J的最外层行星，也考察了质量< 10个地球质量（M_E）的最外层天体的情况。行星的差异迁移由于盘扭矩导致不同的演化结果取决于外原行星的质量。对于质量小于3.5M_E的行星，巨星的II型迁移率大于外天体的I型迁移率，导致发散迁移。质量在3.5 < m_o < 20 M_E范围内的外天体由于同旋力矩而被困在巨行星形成的间隙边缘。质量更大的行星被捕获，与内行星共振。当30 < m_o < 40 M_E或m_o=1 M_J时，则2：1共振成立。当80 < m_o < 100 M_E时，有利于3：2共振。对质量m_o > 20 M_E的气体吸积原行星的模拟，最初被捕获在间隙的边缘，或在2：1共振中，随着行星质量增长到接近土星的质量，最终也会被捕获在3：2共振中。我们的研究结果表明，有一个理论下限的质量外行星，可以捕获到共振与内部木星行星，这是相关的太阳系外多行星系统的观测。此外，捕获一颗类似土星的行星与一颗类似木星的行星形成3：2的共振是一个非常强大的模拟结果。这一结果与最近太阳系早期演化的情景有关，这些情景要求土星在晚期重轰炸开始之前与木星存在2：1共振。
2008-02-14 astro-ph
Vortex generation in protoplanetary disks with an embedded giant planet
原行星盘中的涡旋可以捕获固体颗粒，并在比标准核心吸积模型更短的时间尺度内形成行星核心。我们研究了薄的非磁化原行星盘中嵌入巨行星的涡旋产生，行星与恒星的质量比为$10^{-4}$和$10^{-3}$。用两种不同的数值方法对含行星的原行星盘进行了二维流体动力学模拟。的非线性模拟的结果进行了比较与时间分辨的模态分析的方位平均表面密度分布，使用线性扰动理论。在极坐标系中实施的微差方法产生了沿着海王星质量到100倍质量行星之间的间隙移动的漩涡。模态分析表明，当方位角数m= 4，5，6时，不稳定模态以$0.3 Ω_K$阶增长率产生，其中$Ω_K$为局部开普勒频率.在标准的原行星盘中，捕获激波的笛卡尔网格代码不会在巨行星周围产生太多的涡旋。模态计算证实，所获得的径向分布的密度是不太容易增长的线性模式的时间尺度上的几百个轨道周期。发现$ν=10^{-5}$量级（单位为$a^2 Ω_p$）的Navier-Stokes粘度具有稳定作用并防止涡流的形成。这一结果在高分辨率运行和使用不同类型的边界条件下成立。质量从海王星到海王星的巨大原行星可以激发罗斯贝波不稳定性，并在薄盘中产生涡旋。原行星盘中涡旋的存在对行星形成、轨道迁移和盘中角动量输运都有意义。
2007-06-21 astro-ph
On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems
我们提出了一系列的计算，旨在研究如何的内部系统的微行星/原行星，经历类地行星形成，一个巨大的行星的影响下，通过5 - 0.1 AU之间的区域进行向内的II型迁移的演变。我们发现，超过60%的固体盘通过被巨行星分散到外部轨道而幸存下来。星子几乎和原行星一样有效地向外散射，导致固体盘的再生，在那里动力摩擦很强，陆地行星形成能够恢复。在巨行星的迁移停止在0.1天文单位后，一个模拟延长了几百万年，导致一个大约2个地球质量的稳定行星在宜居带形成。从“雪线”以外到内盘区域的富含挥发性物质的迁移引起的混合意味着在那里形成的类地行星可能富含水。我们预测，热木星系统很可能在其宜居带中拥有富含水的类地行星。这些行星可能会在未来的行星搜索任务中被发现。
2006-10-11 astro-ph
Vortices in the Co-orbital Region of an Embedded Protoplanet
我们提出了全球2-D无粘磁盘模拟嵌入式行星，强调在其共轨区域的非线性动力学。我们发现，在这个地区的流动的位涡是不守恒的，由于存在两个螺旋冲击产生的行星。随着系统的发展，位涡廓线出现极值（拐点），最终使流动不稳定。涡的产生与位涡最小值有关。这些漩涡诞生于分界线区域，与行星近距离接触，因此对行星施加了强大的扭矩。这些涡旋的存在对理解低质量行星的迁移率具有重要意义。
2003-08-20 astro-ph
On the migration of protoplanets embedded in circumbinary disks
本文给出了环双星吸积盘中低质量原行星的流体动力学模拟结果。其目的是研究原行星的迁移和长期轨道演化，以确定在环双星盘中形成的行星的稳定性。使用网格为基础的流体动力学代码进行模拟。首先，我们提出了一套计算，研究如何与一个circumbinary盘的二进制相互作用。我们将系统演化为10^5个双星轨道，这是系统达到准平衡态所需的时间。从这时起，盘和双星的拱线对齐，双星的偏心率基本保持不变，e_b ~ 0.08。一旦获得这种稳定状态，我们将一颗低质量的原行星嵌入盘中，让它在双星和盘力的作用下演化。我们认为原行星的质量为5，10和20个地球质量。在每一种情况下，我们发现向内迁移的原行星停止在边缘的潮汐截断腔形成的二元。这种效应是由于正的共转扭矩，它可以抵消净负Lindblad扭矩在磁盘区域的表面密度分布有一个足够大的正梯度。迁移的停止发生在一个长期稳定的区域，这表明低质量的环联星行星可能很常见，而气体巨星环联星行星应该能够在环联星盘中形成。
2007-07-18 astro-ph
On the evolution of eccentric and inclined protoplanets embedded in protoplanetary disks
年轻的行星嵌入其原行星盘与它的引力相互作用，导致能量和角动量交换。这种相互作用通过轨道参数的变化决定了行星的演化。我们调查的轨道要素的20个地球质量的行星，由于从磁盘的扭矩的变化。我们专注于初始非零偏心率$e$和/或倾角$i$的非线性演化。我们把磁盘作为一个二维或三维粘性流体和嵌入式行星进行流体动力学模拟。我们发现快速指数衰减的行星轨道偏心率和倾角为小的初始值的$e$和$i$，与线性理论。对于较大的$e > 0.1$值，衰减时间增加，衰减速率按$\dot{e} \propto e^{-2}$缩放，与现有的理论模型一致。对于大倾角（$i$ > 6度），倾角衰减率显示相同的缩放比例$di/dt \propto i^{-2}$。我们发现一个有趣的依赖的偏心率的迁移。在具有纵横比$H/r=0.05$的盘中，对于小的非零偏心率（$e < 0.1$），迁移速率增强，而对于较大的值，我们看到显著减小，减小了$\sim 4$的因子。我们没有发现大$e$的迁移逆转的迹象，尽管当$e \simeq 0.3$时行星所经历的扭矩变为正值。这种向内的迁移是由地球持续的能量损失造成的。对于非间隙形成的行星，偏心率和倾斜阻尼发生在一个时间尺度上，这是非常短的迁移时间尺度。对于小型$e$和$i$，非线性水动力模拟结果与线性理论结果吻合很好。
2007-07-15 astro-ph
Thermal Effects of Circumplanetary Disk Formation around Proto-Gas Giant Planets
利用三维流体动力学模拟研究了原行星系统的绕行星盘的形成和角动量的吸积。原行星盘中原行星周围的局部区域被认为具有足够的空间分辨率：从希尔球外到木星半径的区域被嵌套网格方法覆盖。为了研究行星盘的热效应，采用了各种状态方程。原行星周围巨大的热能轻微地改变了环行星盘的结构。与采用等温状态方程的模型相比，在采用绝热状态方程的模型中，原行星的气体包层延伸得更远，并且在原行星附近出现了略厚的圆盘。然而，不同的状态方程并不影响角动量的获取过程的原行星系统。因此，系统获得的特定角动量仅作为原行星质量的函数。总角动量的很大一部分有助于环行星盘的形成。这个圆盘只在非常靠近原行星的致密区域形成。将结果应用于太阳系，原木星和土星的致密盘分别在r < 21 rJ（r < 0.028 rHJ）和r < 66 rS（r < 0.061 rHS）区域，其中rJ（rHJ）和rS（rHS）分别为木星和土星（Hill）半径。由于原行星的离心力和重力之间的平衡，表面密度在这些区域有一个峰值。这些圆盘的大小与环绕木星和土星的常规卫星的最外层轨道相当。规则的卫星可能形成在围绕原始气体巨行星的致密盘中。
2008-10-15 astro-ph
The effect of type I migration on the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems
内容：我们之前关于巨行星通过内部原行星/微行星盘迁移的模型发现，巨牧羊人将其遇到的一部分物质带入内部轨道，同时将其余物质分散到外部轨道。散射往往占主导地位，留下大量的物质，可以吸积成类地行星。目的：我们添加到我们的模型可能的现实主义，通过模拟I型迁移力，导致向内漂移，和强大的偏心率和倾斜阻尼的原行星体。这种额外的耗散可能会以散射为代价来增强牧羊效应，这可能会修改我们以前的结论。研究方法：我们采用了N体代码，是链接到一个粘性气体盘算法能够模拟：气体吸积到中央恒星;在附近的巨行星的间隙形成; II型迁移的巨行星; I型迁移的原行星;和气体阻力对星子的影响。我们使用代码重新运行三个场景，从以前的工作，其中类型I迁移不包括在内。结果如下：由I型迁移引入的额外耗散增强了材料的向内引导，但并没有严重减少散射。我们发现超过50%的固态盘物质仍然在分散的外部轨道中幸存下来：其中大部分在< 3 AU的位置完成了陆地行星形成。圆盘的牧羊部分吸积成热地球，在我们的模拟期间，它们在内部轨道上生存。结论：富含水的类地行星可以在热木星系统的宜居带形成，热地球和热海王星也可能存在。这些系统应该是未来行星搜索任务的目标。
2007-07-18 astro-ph
Jupiter and Super-Earth embedded in a gaseous disc
在本文中，我们研究了一对相互作用的行星-木星质量的行星和一个超级地球与5.5地球质量-轨道太阳型恒星和嵌入在一个气体原行星盘的演化。我们重点研究了由行星-盘相互作用引起的I型和II型轨道迁移的影响，导致木星在一阶平均运动共振中捕获超级地球。通过全二维流体动力学模拟，研究了超级地球相对于木星位于内轨道的共振系统的稳定性。我们的主要动机是确定系统中存在气体巨星时的超级地球行为。研究发现，木星捕获超级地球的内部存在3：2或4：3的平均运动共振，这种构型的稳定性取决于行星的初始位置和偏心率的演化。如果行星轨道的初始间隔大于或接近精确共振所需的距离，那么最终结果是这对行星的迁移率与气体巨星的迁移率相似，至少在我们的模拟时间内是如此。否则，我们观察到超级地球从圆盘上散射。沉浸在气体盘的行星的演变进行了比较，在经典的三体问题的情况下，当磁盘是缺席的行为。
2007-12-19 astro-ph
The tidal interaction between planets and the protoplanetary disk
现在发现了大约20颗太阳系外行星，它们围绕太阳系恒星运行，性质与我们太阳系中的恒星截然不同，这引发了许多关于行星形成和演化的问题。行星和周围圆盘之间的潮汐相互作用决定了行星的轨道特性和质量。我们对嵌入原行星盘中的行星进行了数值计算，发现对于典型的粘性值，行星可以很容易地增长到10个木星质量。介绍了行星质量演化和迁移的新结果。
1999-09-23 astro-ph
Halting Planetary Migration
当木星的洛希叶半径超过原行星盘的刻度高度时，木星在盘上打开了一个缺口。当间隙足够宽时，来自木星内部和外部的盘的潮汐扭矩被抑制，并且在吸积时间尺度上继续迁移。在“最小太阳星云”中，木星和土星之间的气体质量约为木星质量的2倍，木星和天王星之间的气体质量约为木星质量的5倍。除非外盘的木星质量被移除，否则木星将在吸积时间尺度上迁移到太阳。到目前为止，除了可能在土星外部起作用的光蒸发作用外，还没有任何机制被假设可以去除外盘。对于距离中心恒星一个天文单位或更少的太阳系外行星，光蒸发不会去除外盘。我们提出了一种新的机制，依靠太阳照射的间隙暴露的边缘，使气体从外盘穿过间隙，成为内盘的一部分，从那里它后来被太阳吸积。
2000-01-05 astro-ph
Reversing type II migration: resonance trapping of a lighter giant protoplanet
我们提出了一个机制，嵌入在原行星盘的巨型原行星的迁移，其中一个巨大的原行星被赶上，在所有的方式迁移到中央恒星，由一个较轻的外部巨型原行星。这颗外原行星可能会被捕获到与更大质量的原行星的2：3共振中，在这种情况下，两颗行星在圆盘中打开的间隙重叠。出现两种效应，即平方质量加权扭矩不平衡和从外盘到内盘通过重叠间隙的增加的质量流，这两者都有利于向外迁移。事实上，在这里提出的条件下，描述了一对分别为木星和土星大小的原行星的演化，迁移是反向的，而行星的半长轴比是恒定的，偏心率被限制在小值的磁盘材料。简要讨论了该系统的长期行为，并解释了半长轴a>0.2 AU的太阳系外行星的高偏心率。
2001-01-18 astro-ph
The interaction of planets with a disc with MHD turbulence IV: Migration rates of embedded protoplanets
（节略）我们提出了全球磁盘和本地剪切盒模拟行星与MHD湍流盘相互作用。我们研究的扭矩施加的磁盘上嵌入的行星作为行星质量的函数，从而使第一次研究的轨道迁移的行星由于相互作用与湍流盘。对H/R=0.07，行星质量M_p= 3，10，30地球质量和3木星质量的圆盘进行了全局模拟。剪切箱试验中，（M_p/M_*）/（H/R）^3= 0.1，0.3，1.0和2.0，M_* 为中心质量。这些允许嵌入和间隙形成行星进行检查。在所有情况下，施加在行星上的瞬时扭矩都表现出强烈的波动。在嵌入的情况下，它在负值和正值之间振荡，迁移作为随机游走发生，不像通常的I型迁移。嵌入式行星在20-25个轨道周期内的运行时间平均值表明，大的波动发生在更长的时间尺度上，阻止平均扭矩收敛到定义明确的值，甚至是定义明确的符号。质量越大，波动就越小，收敛性也就越好，这是因为行星对圆盘的扰动比其附近的湍流要大。最后形成间隙，过渡到II型迁移。在长时间尺度上，湍流盘中存在的显著波动对低质量嵌入式原行星很重要。如果显着的波动发生在最长的光盘进化的时间尺度，收敛的扭矩运行平均值为实际目的将不会发生，和迁移行为的低质量原行星被认为是一个合奏将是非常不同的I型理论的预测层流光盘。
2003-08-20 astro-ph
Detecting planets in protoplanetary disks: A prospective study
我们调查的可能性，找到行星在拱星盘的红外和亚毫米波干涉测量的证据。我们提出了一个拱盘周围的太阳型恒星与嵌入式行星的1木星质量的模拟。的三维（3D）密度结构的磁盘结果从流体动力学模拟。在三维辐射转移模拟的基础上，计算了该系统的辐射图像。强度图提供了模拟干涉仪VLTI（配备中红外线仪器）和ALMA的基础。虽然VLTI无法根据可见度测量结果区分有无间隙的磁盘，但ALMA将为直接间隙检测提供必要的基础。
2002-01-12 astro-ph
On the orbital evolution and growth of protoplanets embedded in a gaseous disc
我们提出了一个新的计算的线性潮汐相互作用的原行星核心与薄的气体盘，它是完全嵌入。首次讨论了偏心率（e）明显大于气盘尺度高径比（H/r）的核的轨道演化。我们发现当e>1.1H/r时，轨道迁移的方向相反。这是由于当偏心率非常小时，盘中的共振的轨道交叉不与轨道重叠。给出了偏心阻尼率和轨道迁移率的简单近似表达式。我们继续计算的平均偏心率的增加率为系统的原行星核由于动力学松弛。通过使偏心阻尼时标与动力学弛豫时标相等，我们推断偏心阻尼和散射激发之间的平衡是在10^3 ~ 10^4年的时间尺度上，在1au处达到的。原行星分布的平衡厚度是这样的，它通常被很好地限制在气体盘内。通过使用三维N体代码，我们模拟了原行星核心系统的演变，结合我们的偏心阻尼和迁移率。假设碰撞导致凝聚，我们发现原行星分布的垂直限制允许核心在10 ^4年内从0.1个地球质量聚集到1个地球质量，在1个天文单位内。实现这一目标所需的时间尺度与迁移时间尺度相当。我们推断，这是不可能建立一个足够大的核心，形成一个气体巨行星之前，轨道迁移最终导致所有这些机构的优先交付到附近的中央恒星。[摘要]
1999-11-23 astro-ph
Orbital Migration and Mass Accretion of Protoplanets in 3D Global Computations with Nested Grids
通过全球三维流体动力学模拟，我们研究了嵌入在吸积盘中的不同质量的原行星的演化。我们考虑的行星质量范围从一个半地球的质量到一个木星的质量，我们考虑到物理现实的引力形成行星的潜力。为了精确计算盘物质施加的引力力矩，并研究行星上的吸积过程，必须在长尺度和短尺度上彻底解决流动动力学问题。我们实现这一严格的分辨率要求，通过应用嵌套网格细化技术，允许大大提高局部分辨率。我们从总共51个模拟结果表明，对于大行星质量，大约超过十分之一的木星的质量，迁移率是相对恒定的，如预期的II型迁移制度，并在良好的协议与以前的二维计算。在7到15个地球质量之间的范围内，我们发现了一个依赖于行星质量的迁移速度，产生的时间尺度比线性分析理论预测的要长得多。这一性质可能对确定原行星的整体轨道演化很重要。增长的时间尺度在20个地球质量左右是最小的，但它在更小和更大的质量值下都迅速增加。特别是对于质量小于10个地球质量的物体，发现二维和三维计算之间存在显着差异。我们还推导出一个解析近似的数值计算质量增长率。
2003-08-04 astro-ph
Planetesimal Capture in the Disk Instability Model
我们遵循一个典型的行星质量块的磁盘不稳定机制创建的收缩和演变，并计算在此演变过程中的星子捕获率。我们发现，这样一个团块有一个缓慢的收缩阶段，持续约3x10^5年。通过跟踪微行星穿过原行星包络线的轨迹，我们计算了原行星演化各个阶段的微行星捕获横截面。我们表明，原行星可以捕获大部分的固体物质在其喂养区，这将导致富集的原行星中的重元素。这种富集的确切数量取决于微行星的大小和随机速度，但对微行星的大小和随机速度不是很敏感。
2006-06-29 astro-ph
New Jupiter and Saturn formation models meet observations
关于木星和土星的大量观测数据提供了强有力的约束，以指导我们对巨行星形成的理解。核心的大小和包层中重元素的总量来自Saumon & Guillot（2004）的内部结构研究。大气中某些挥发性元素的丰度已通过{ \it Galileo}探测器（Mahaffy等人，2000年; Wong等人，2004年）或遥感（Briggs和Sackett，1989年; Kerola等人，1997年）进行了{ \it原位}测量。在这封信中，我们表明，通过扩展Pollack等人（1996）的标准巨行星核心吸积形成情景，包括迁移和原行星盘演化，有可能以自洽的方式解释所有这些约束。
2005-04-27 astro-ph
Discovery of a candidate protoplanetary disk around the embedded source IRc9 in Orion
我们报告了OMC-1中明亮的嵌入式恒星IRc 9周围的空间扩展中红外发射的检测，如在双子座南部的T-ReCS获得的8.8，11.7和18.3微米图像中所见。扩展的发射是不对称的，其形态让人想起其他年轻恒星周围的温暖尘埃盘。这个被推测的圆盘半径大约为1.5弧秒（700天文单位），尘埃质量可能接近10个地球质量。IRc 9的红外光谱能量分布显示它的总光度约为100 Lsun，这意味着当它到达主序星时，它将成为一颗早期的A型星。因此，IRc 9周围的候选盘可能是类织女星周围行星碎片盘和赫比格Ae星盘的年轻模拟物，并可能提供一个实验室来研究行星形成的最早阶段。IRc 9周围的圆盘也可能增加了来自这颗恒星的增强的金牛座T风影响了OMC-1核心的分子外流的假设。
2005-02-08 astro-ph
A deeply embedded young protoplanetary disk around L1489 IRS observed by the submillimeter array
星周盘预计在导致年轻恒星形成的过程早期形成，在致密分子云核心坍塌期间。目前还不清楚盘是在坍缩的哪个阶段形成的，或者它随后如何演变。我们的目标是确定是否嵌入开普勒原行星盘驻留在L1489 IRS系统。考虑到仍然存在的包层物质的数量，这样的盘将代表一个非常年轻的原行星盘的例子。使用亚毫米阵列（SMA），我们观察到HCO $^+$ $J=$ 3- 2线，分辨率约为1 $''$。在这个分辨率下，如果存在的话，半径为几百天文单位的原行星盘应该是可以探测到的。辐射转移工具用于模拟来自连续和线数据的发射。我们发现，这些数据是一致的坍缩信封和开普勒星周盘的理论模型。再现SED和干涉连续观测的模型表明，磁盘倾斜40 $^\circ$，这是显着不同的周围的信封（74 $^\circ$）。这种角动量轴的错位可能是由母云中的角动量梯度引起的，或者L1489 IRS是一个双星系统而不仅仅是一颗恒星。在后一种情况下，未来的观测在亚弧秒尺度上寻找变化可能能够直接限制这些动态变化。然而，如果恒星是从湍流核心形成的，吸积的物质将不会有一个恒定的角动量轴（尽管平均值是很好定义和守恒的），在这种情况下，它更有可能有一个不对准的角动量轴的磁盘和信封。
2007-09-20 astro-ph
Interferometric Detection of Planets/Gaps in Protoplanetary Disks
我们调查的可能性，找到行星在拱星盘的红外和亚毫米波干涉测量的证据。对一颗太阳型恒星周围的星周盘进行了流体动力学模拟，其中嵌入了一颗质量为1木星的行星。在三维辐射转移模拟的基础上，计算了该系统的辐射图像。这些强度图提供了模拟干涉仪VLTI（配备中红外线仪器）和ALMA的基础。虽然ALMA将为直接间隙提供必要的基础，从而间接进行行星探测，但射电望远镜/VLTI将提供一种可能性，即根据能见度测量，区分中央恒星上有无吸积的盘。
2002-08-26 astro-ph
Dispersing the Gaseous Protoplanetary Disc and Halting Type II Migration
超过30颗太阳系外类似木星的行星的周期比水星短。人们普遍认为，它们是在更远的地方形成的，然后向内迁移。为了被来自气体盘的潮汐力矩驱动，行星外部的盘必须包含大约行星的质量。行星停止迁移的事实意味着它们的外盘被移走了。我们认为，外盘是由行星吸积。在这种情况下，最后的游戏是一场比赛。如果行星在被恒星吸积之前吸积了它的外盘，它就能存活下来。获胜者仅由外盘的质量与盘的局部表面密度的比率决定。
2003-06-28 astro-ph
Reversing type II migration: resonance trapping of a lighter giant protoplanet
我们提出了新的结果有关的耦合演化的两个巨行星系统嵌入在一个原行星盘，其中土星质量的原行星被困在一个外部的平均运动共振与木星质量的原行星。两颗行星在盘面上形成的间隙重叠，因此双行星系统在内行星的内林德布拉德共振（ILR）和外行星的外林德布拉德共振（OLRs）与盘面交换角动量。由于扭矩与行星质量的平方成正比，并且由于内行星的质量大约是外行星的三倍，因此相对于一个行星的情况，ILR扭矩的优势为约10倍。在这里介绍的情况下，这会导致正的Lindblad扭矩差，从而导致向外迁移。我们简要地讨论了该系统的长期行为，它可以解释太阳系外行星的高偏心率，半长轴a>0.2 AU。
2001-01-18 astro-ph
Runaway migration and the formation of hot Jupiters
[摘要]我们评估了迁移原行星上的共轨共转扭矩。共轨力矩被假定为来自轨道交叉的流体元素，当它们在马蹄形流线的末端执行U形转弯时与行星交换角动量。当行星向内移动时，内盘的流体元素在传递到外盘时经历了一次这样的交换。它们获得的角动量被从行星上移除，这对应于对正转扭矩的负贡献，这与漂移率成比例。此外，被困在共轨区域的材料与行星一起径向漂移，对共转扭矩做出积极贡献，这也与漂移率成比例。如果共轨区耗尽，这两个贡献不会抵消，在这种情况下，有一个净共转扭矩，其与漂移率和共轨区的质量赤字成比例，并且与漂移率具有相同的符号。这导致了对迁移星球的积极反馈。特别是，如果共轨的质量赤字大于行星质量，迁移率会发生失控，这会使原行星的半长轴在几十个轨道上发生50%的变化。只有当行星的质量足以在其周围区域产生一个凹陷或间隙，并且周围的盘质量大于行星质量时，才会发生这种情况。这通常对应于嵌入在大质量原行星盘中的亚土星到木星质量范围内的行星质量。逃逸迁移是一个很好的候选者，可以解释近轨道巨行星的轨道特征，其中大多数具有亚木星质量。此外，我们表明，在失控的政权，移民可以向外。
2003-01-10 astro-ph
The Thermal Regulation of Gravitational Instabilities in Protoplanetary Disks. IV. Simulations with Envelope Irradiation
一般认为，包层中的原行星盘质量更大，因此比暴露在外的盘更容易受到引力不稳定性的影响。我们提出了三维辐射流体动力学模拟的原行星盘与信封照射的存在。对于一个半径为40 AU，质量为0.07 Msun的盘，围绕着一颗0.5 Msun的年轻恒星，随着辐射通量的增加，包络辐射趋于减弱甚至抑制GI。由GI引起的整体质量输运由低阶模式主导，并且照射优先抑制高阶模式。因此，重力力矩和质量流入率实际上增加了温和的照射。没有一个模拟产生密集的团块或通过对流快速冷却，反对通过盘不稳定直接形成巨行星，至少在辐射盘中。然而，致密的气体环和径向质量集中产生，这些可能有助于加速行星核心的形成。模拟一个大规模的嵌入式磁盘的初步结果与嵌入源L1551 IRS5中的磁盘之一的物理特性相似，表明辐射冷却时间长，没有碎片。在这个磁盘中的地理信息系统是由全球的双臂和三臂模式。
2007-10-17 astro-ph
Formation and Migration of Trans-Neptunian Objects
我们认为，一些大的海王星外天体可能是由原行星盘的稀薄尘埃凝聚压缩而直接形成的，而不是由较小的星子吸积而形成的。大约0.0015个前木星交叉天体可以在超过100万年的时间内进入远日点在木星轨道内的轨道（主要小于4.7 AU）。相当一部分近地天体可能来自外海王星带。
2002-05-17 astro-ph
Gas Flow Across Gaps in Protoplanetary Disks
我们分析了气体通过原行星盘中行星产生的间隙的吸积流动。我们采用阿尔法盘模型，忽略行星迁移的影响。我们开发了一个半解析的，一维的模型，占行星作为一个质量汇的影响，也进行了二维流体动力学模拟嵌入磁盘中的行星。基于半解析模型的间隙质量流率的预测与流体动力学模拟在25%的水平上基本一致。通过这些模型，我们能够探索稳定状态的磁盘结构和大的空间范围。一个吸积的类星体质量的行星的存在会显著地降低在几倍于行星轨道半径的区域内的盘的密度。在行星与恒星的质量比介于5e-5至1 e-3之间的情况下，穿过间隙（并进入中心恒星）的质量流率通常是行星轨道外质量吸积率的10%至25%。
2005-12-12 astro-ph
Models of Accreting Gas Giant Protoplanets in Protostellar Disks
我们考虑了气体巨行星在原行星盘中形成的模型，原行星盘由固体核和与其临界Hill球接触的气体包层组成，同时从周围的盘中吸积气体。我们假设光度仅来自气体吸积。我们将这种模型标记为A型，并跟踪它们的演化，其演化可能发生在类似于原恒星盘寿命的时间尺度上，直到气体快速吸积。我们考虑另一组模型，我们将其标记为B型，即自由表面，由引力收缩提供动力，同时通过盘吸积。我们发现这些模型迅速达到半径<~ 2 × 10 ^（10）cm，而没有随后的膨胀。我们推测，巨型行星形成最初是由A型模型描述的，直到气体快速吸积开始时，才过渡到B型模型。在标准模型中，原行星迁移在这种过渡附近往往是最有效的，它也从I型转变为II型。如果一种机制阻止了低质量原行星的I型迁移，那么在过渡质量区域附近可能会发生快速向内迁移。这样的原行星最终会在内盘区域经历II型迁移和进一步的吸积，可能成为亚木星的近轨道行星。注意到灰尘越多，质量越大的核心在预计迁移速度越快的过渡质量上花费的时间越长，这些可能更容易在近距离轨道上结束。我们发现原行星在后期阶段的亮度由环行星盘和原行星盘边界层决定。对于一个木星质量，亮度范围为10^-（1.5-4）L_sun$取决于进化阶段和外部条件。
2004-12-15 astro-ph
The Migration and Growth of Protoplanets in Protostellar Discs
我们调查的木星质量的原行星与气体盘的纵横比和运动粘度的原行星盘，它形成的引力相互作用。不同的光盘表面密度分布进行了研究。我们专注于潮汐与盘的相互作用，从而形成的差距和原行星的轨道迁移。非线性水动力学模拟使用三个独立的数值代码。一个主要的结果是，轨道迁移的方向总是向内的，这样原行星在经过大约10，000个初始轨道周期的特征粘性时间尺度后，以接近圆形的轨道到达中心恒星。这被发现与原行星是否被允许吸积质量无关。向内的迁移是通过帮助内盘的消失，因此，它会施加的正扭矩，因为吸积到中央star.Our结果表明，一个现实的上限为近轨道的巨行星的质量约为5木星的质量，因为减少吸积率获得的行星的质量增加。假设一些过程，如终止的内盘通过磁层腔停止迁移，质量范围估计的一些接近轨道的巨行星（马西，科克伦，市长1999年;马西和巴特勒1998年），以及他们向内的轨道迁移可以占考虑盘-原行星的相互作用在后期阶段的巨型行星形成。最大的吸积原行星达到约4木星的质量达到附近的中心恒星。
1999-09-29 astro-ph
Tidal Barrier and the Asymptotic Mass of Proto Gas-Giant Planets
通过径向速度测量发现的太阳系外行星的质量从几个地球到几个木星质量不等。虽然在弱线T-Tauri盘中的原行星核心上的质量吸积可能最终会被全球气体耗尽所熄灭，但这种机制不太可能阻止一些已知行星系统的生长，这些行星系统包含相对低质量和接近的行星以及更大质量和更长周期的同伴。在这里，我们为这个难题提出了一个潜在的解决方案。一般来说，原行星周围气体的超音速撞击只可能发生在其邦迪半径和洛希半径的内部。在临界质量下，原行星的邦迪半径和洛希半径等于盘的厚度。在这个质量以上，原行星的潮汐扰动导致了一个间隙的形成。尽管盘上的气体可能会继续扩散到间隙中，但穿过原行星洛希瓣的方位角通量会被淬灭。使用两种不同的方案，我们提出的数值模拟和分析的结果表明，吸积率迅速增加的比率的原行星的罗氏邦迪半径或相当于磁盘的厚度。在低几何长宽比的区域，气体吸积被相对较低的原行星质量淬灭。这种效应对于确定气体巨行星的质量函数、它们在太阳型恒星周围的多行星系统中的质量分布，以及抑制低质量恒星周围气体巨行星的出现都很重要。
2007-01-09 astro-ph
