Planet formation in Alpha Centauri A revisited: not so accretion-friendly after all
我们数值探索行星形成围绕α Cen A的重点是关键的星子胚胎阶段。我们的代码计算相对速度分布，从而吸积与碎片化的趋势，具有任何给定的大小分布的星子人口。这是双星系统中行星形成的一个关键方面，因为由于伴星的引力摄动和气体摩擦，小行星轨道的近心对齐强烈依赖于大小。我们发现，对于名义上的MMSN气体盘的情况下，该地区超过0.5AU的主要是敌对的星子吸积。在这一区域，不同大小的天体之间的碰撞速度因轨道相位差而增加，其值太高，以致于不允许相互吸积。对于任何实际的大小分布的星子人口，这种吸积抑制效果是主要的碰撞结果和吸积过程停止。结果是强大的轮廓和密度的气体盘：除了一个不切实际的几乎没有气体的情况下，内吸积安全区从来没有超过0.75 AU。我们得出结论，在α-Cen A附近的陆地区域，除非是由快速形成的非常大（> 30 km）的星子形成，否则行星形成是非常困难的。尽管有这些不太可能的初始条件，但对于距离恒星1天文单位的行星的存在，唯一可能的解释是假设的行星向外迁移，形成于更靠近恒星的地方，或者是在双星的早期历史中有不同的轨道配置。我们的结论不同于那些集中在后期胚胎到行星阶段的研究，证实了星子到胚胎阶段更受二进制扰动的影响。
2008-06-04 astro-ph
Formation and accretion history of terrestrial planets from runaway growth through to late time: implications for orbital eccentricity
残留的星子可能在类地行星通过巨大撞击形成后降低其轨道偏心率方面发挥了重要作用。然而，在大撞击阶段期间和之后的残留微行星的数量和大小分布是未知的，因为在失控增长和大撞击阶段的行星吸积模拟是独立进行的。在这里，我们报告的结果，直接N体模拟的形成类地行星开始与一个紧凑的星子盘。初始的微行星盘具有与类地行星相同的总质量和角动量，我们改变了微行星盘的宽度（0.3和0.5AU）和微行星盘的数量（1000-5000）。这个初始的配置通常会产生三颗大小相似的行星，有时第四颗小行星会在火星附近形成。由于仍有足够数量的微行星，即使在大撞击阶段之后，最终的轨道偏心率也与地球和金星一样小。
2008-06-10 astro-ph
Relative velocities among accreting planetesimals in binary systems: the circumbinary case
我们数值研究了在环双星盘中，由于原行星盘的气体成分，两颗恒星的长期扰动和摩擦的耦合影响下，星子吸积的可能性。我们专注于一个关键的参数：在0.5至100公里的大小范围内的星子之间的相遇速度的分布。探索了具有不同轨道参数的二元系统的扩展范围。将由此产生的相遇速度与阈值速度进行比较，低于阈值速度，碰撞的净结果是积聚成更大的物体，而不是质量侵蚀。对于每一个二进制配置，我们得出的临界径向距离超过该二进制重心是可能的。这个临界径向距离对于几乎圆形轨道上的等质量双星来说是最小的。随着偏心率的增加和质量比的减小，它向更大的值移动。讨论了由于气体阻力效应而引起的微行星轨道排列的重要性。
2007-06-24 astro-ph
Migration of giant planets in a time-dependent planetesimal accretion disc
在本文中，我们进一步发展了Del Popolo等人（2001）提出的行星迁移模型。我们首先建模的原行星状星云作为一个随时间变化的吸积盘，并找到自相似的吸积盘，给我们明确的公式的空间结构和时间演化的星云方程的解决方案。然后，这些方程被用来获得在星子盘的行星的迁移率，并研究如何迁移率取决于盘的质量，其时间演化和无量纲粘度参数α的一些值。我们发现，嵌入在星子盘中的行星，总质量为10^{-4}-0.1 M_{\odot}，可以在低α值下向内迁移很大的距离（例如，α \simeq 10^{-3}-10 ^{-2}）和/或大的盘质量，只有当内盘被截断或由于与恒星的潮汐相互作用时才能存活。对于较小的椎间盘质量值和/或较大的α值，获得具有较大$a$的轨道。这个模型可以解释最近发现的围绕附近恒星运行的巨行星的几个轨道特征。
2002-01-18 astro-ph
Formation of Protoplanets from Massive Planetesimals in Binary Systems
超过一半的恒星存在于双星系统或多星系统中，许多行星都是在双星系统中发现的。然而，从理论的角度来看，行星形成是否在双星系统中进行是一个非常复杂的问题，因为来自伴星的长期摄动很容易搅动微行星的偏心率，并导致微行星之间的高速，破坏性的碰撞。在双星系统中行星形成的早期阶段，人们已经用气体拖曳的限制性三体方法进行了研究，并普遍认为小行星的吸积是由于气体拖曳的轨道相位作用而进行的。然而，当微行星变得巨大时，气体阻力变得不那么有效。因此，仍然不确定碰撞速度是否仍然很小，一旦星子变得巨大，行星吸积是否可以进行。我们进行了{ \it N}体模拟的行星形成的双星系统开始的大质量的小行星，其大小约为100-500公里。我们发现，如果初始盘模型的径向分布足够宽，由于伴星扰动和微星相互作用的耦合，微星的离心率矢量很快收敛到强迫离心率。这种收敛降低了碰撞速度，结果吸积可以以与孤立系中相同的方式进行。行星形成的基本过程，如失控生长和寡头生长以及原行星的最终构型在双星系统和单星系统中基本相同，至少在气体阻力影响较小的后期阶段。
2007-07-19 astro-ph
Relative velocities among accreting planetesimals in binary systems: the circumprimary case
本文通过数值模拟研究了距离ab<50天文单位的双星系统中的经典星子吸积，特别是距离主星1天文单位的区域。微行星围绕主星运行，受到伴星的扰动，此外还受到气体拖曳力的作用。我们集中讨论不同大小的微行星之间的相对速度dv问题。对于不同的恒星质量比和双星轨道参数，我们确定dv超过星子逃逸速度v_esc（从而防止失控吸积），甚至侵蚀占主导地位的吸积的阈值速度v_ero的区域。气体摩擦对速度分布有两个重要的影响：它通过迫使近星点轨道对齐来抑制长期扰动，但同时这种轨道对齐的大小依赖性会导致不同大小的物体之间的dv显著增加。这种差分相位效应被证明是非常有效的，几乎总是增加dv值防止失控吸积，除了在一个狭窄的域几乎是圆形的同伴轨道。对于小于10 km的小行星，dv>v_ero在一个较宽的（ab，eb）空间内达到，而对于较大的~ 50 km天体，dv>v_ero在一个更有限的区域内达到。在中间v_esc<dv < v_ero结构域中，可能的生长模式是由Kortenkmap等人鉴定的II型失控生长。（2001年）
2006-02-02 astro-ph
Termination of planetary accretion due to gap formation
被认为是由一个不断增长的行星胚胎嵌入在一个星子盘间隙形成的过程。结果表明，存在一个单一的参数表征这一过程，这代表了胚胎和星子-星子散射的引力影响之间的竞争。对于有关微行星盘和行星胚胎性质的现实假设，在胚胎能够在其影响范围内吸积所有天体之前很久，就已经打开了一个缺口。这一结果意味着胚胎停止生长，因此，在凝固阶段形成的大型物体应该比通常假设的要小。对于太阳原行星盘中预计在1天文单位的条件，预计在质量< 10^24 g的天体周围会形成间隙。还讨论了原行星径向迁移的影响。
2001-05-27 astro-ph
The growth of planetary embryos: orderly, runaway, or oligarchic?
我们考虑嵌入在星子盘中的原行星胚胎的生长。我们考虑了由以下因素引起的盘的动力学演化：（1）星子-星子相互作用，它增加了盘中的随机运动和平滑梯度;（2）胚胎对星子的引力散射，它倾向于局部加热盘并排斥星子。胚胎的生长是自洽耦合到星子盘动力学。我们证明，演化的细节取决于只有两个无量纲参数，将所有的物理特性的问题：物理半径的比率，任何固体的希尔半径的磁盘和数量的星子内的环形的磁盘宽度等于星子希尔半径。在我们的模型的框架下，对原太阳星云的几种典型情况的探索结果可以概括如下：最初，星子盘动力学不受胚胎存在的影响，胚胎质量的增长在失控状态下进行得非常迅速。后来，当胚胎开始具有动态重要性时，它的生长速度就会减慢，类似于“寡头”生长的情况。Safronov（1972）提出的有序增长的设想在我们的计算中从未实现过; Wetherill和Stewart（1989）提出的失控增长的设想只在有限的质量范围内实现过。的胚胎的积累寡头阶段的星子吸积缓慢的性格导致相当大的增加的原行星形成的时间尺度相比，以下从一个简单的失控吸积图片有效的均匀的星子磁盘。
2002-09-03 astro-ph
The effect of Semi-Collisional Accretion on Planetary Spins
在行星形成过程中的小行星吸积通常被认为是无碰撞的。这种来自均匀且动态冷的盘的吸积预示着原行星具有缓慢的逆行旋转。然而，如果原行星的组成部分--微行星--很小，只有一米大小，那么它们很可能在原行星的引力影响范围内发生碰撞，在原行星周围产生一个吸积盘吸积盘。这种盘的吸积导致原行星的形成，它们在离心力将它们分开之前以最大的旋转速率在旋转方向上旋转。作为半碰撞吸积的结果，一颗行星在巨大撞击后的最终自旋并不是完全随机的，而是偏向于顺时针旋转。在后巨撞击阶段，剩余微行星的最终吸积可能再次处于半碰撞状态，并向类地行星提供大量额外的角动量。我们认为，在我们的太阳系中，半碰撞吸积引起的偏好，在类地行星，也许是最大的小行星中观察到的旋转。
2006-10-03 astro-ph
Planetesimal and gas dynamics in binaries
对太阳系外行星的观测表明，行星可以在近距离双星系统中找到，其中双星轨道的半长轴小于20天文单位。这些行星的存在对行星形成理论提出了挑战，因为伴星产生的强大引力扰动增加了微行星之间的相遇速度，使它们难以通过吸积碰撞成长。我们研究了双星系统中的星子相遇速度，其中星子嵌入在一个允许在伴星引力扰动的影响下演化的环主气体盘中。我们发现，不同大小的星子之间的相遇速度强烈依赖于气体盘偏心率。在研究的所有情况下，列入完整的气体动力学增加了遇到的速度相比，一个静态的，圆形的气体盘的情况下。全数值参数勘探仍然是不可能的，但我们推导出的解析公式来估计遇到不同大小的机构之间的速度给定的气体盘偏心。在双星系统中，原行星盘的气体动力学演化往往使星子吸积比静态的轴对称气体盘更困难。
2008-02-07 astro-ph
Planetesimal formation via fragmentation in self-gravitating protoplanetary discs
在气体行星形成的标准核心吸积模型中，一个未解决的问题是，微米大小的星子是如何从最初的微米大小的尘埃颗粒形成的。超过米尺寸的固体生长可能是困难的，因为粘附效率变得非常小，并且因为这些颗粒应该迅速迁移到中央恒星。在这里，我们考虑如何米大小的粒子在自引力吸积盘使用模拟，其中的固体粒子的引力影响也包括在内。米大小的粒子变得强烈地集中在盘中存在的螺旋结构中，并且如果固体与气体的密度比足够高，则可以由于它们自身的重力而破碎以直接形成微行星。这一结果表明，星子的形成可能发生在恒星形成过程的早期，而盘仍然有足够的质量来进行自引力。这一过程对固体表面密度的依赖性也与太阳系外行星优先在高金属丰度恒星周围发现的观察结果一致。
2006-07-12 astro-ph
Ice Lines, Planetesimal Composition and Solid Surface Density in the Solar Nebula
到目前为止，还没有核心吸积模拟，可以成功地解释形成天王星或海王星在所观察到的2-3万年的寿命原行星盘。由于固体的吸积速率与可获得的星子表面密度成正比，加速行星形成的一种方法是全面考虑太阳星云中所有形成星子的固体。通过结合粘性演化的原恒星盘与冰形成的动力学模型，我们计算了太阳星云中的固体表面密度作为日心距离和时间的函数。我们发现了三种强烈有利于巨型行星形成的效应：（1）将质量从内太阳星云带到巨型行星形成区域的递减流，（2）最近的实验室结果（Collings et al. 2004）表明氨和水冰线应该重合，（3）在跨土星区域存在大量的甲烷冰。我们的结果表明，在整个跨土星区域，固体表面密度比Pollack等人（1996）的核心吸积模型中假设的要高3到4倍。我们还讨论了冰线的位置和它们在太阳星云中的运动，并从引力稳定性参数中提供了对可能的初始盘配置的新约束。
2008-12-04 astro-ph
Dynamics and planet formation in/around binaries
我们研究在何种程度上的星子吸积是受扰动的伴星的存在。我们集中在一个关键参数：在星子群遇到速度的分布。我们数值探讨这个参数的演变考虑到长期的扰动的二进制和摩擦，由于很可能存在的气体在磁盘中。$<Δv>$地图的推导，为不同大小的星子，共120个二进制配置（偏心率eb和分离ab）。我们确定为每种情况下3种不同的吸积行为。1)在没有观察到dV显著增加的区域，"经典“（即，单星）吸积是可能的。2)在$dV>v_{ero}$（所有撞击都在此速度之上发生侵蚀的临界速度）的区域，不可能发生吸积，行星的生长也会停止。3)在这两个限制行为之间，大部分的二元配置导致显著的dV增加，但仍低于侵蚀阈值。在这种中间的情况下，微行星的生长可以发生，但比单星的情况下进行得慢，可能遵循所谓的II型失控增长模式。
2007-05-22 astro-ph
Accretion in the Early Kuiper Belt II. Fragmentation
我们描述了柯伊伯带中新的小行星吸积计算，包括碎片化和速度演化。所有模式都产生了两个幂律累积粒径分布，N_C propto r^{-q}，半径小于0.3-3 km时q = 2.5，半径大于1-3 km时q = 3。幂律指数几乎与环中的初始质量、星子群的初始偏心率和星子群的初始大小分布无关。随着初始偏心率的增加，两个幂律之间的过渡向更大的半径移动。物体的最大尺寸取决于它们的内在抗拉强度;冥王星的形成需要超过300尔格/gram的强度。我们的模型产生了冥王星大小的物体的形成时间尺度为30-40百万年的最小质量太阳星云。几个“冥王星”和半径超过10^5 50公里的柯伊伯带天体的产生，使大部分初始质量留在半径为0.1-10公里的天体中，这些天体可能在太阳系的年龄中因碰撞而耗尽。这些结果解决了在小质量柯伊伯带中存在大柯伊伯带天体的难题。
1999-04-09 astro-ph
Dynamical Simulations of the Planetary System HD69830
HD 69830的径向速度变化归因于三颗行星，以及红外辐射归因于一个温暖的碎片盘。以前的研究已经建立了行星迁移和质量增长（Alibert等人，2006年）以及温暖谷物补充（Wyatt等人，2007年）的模型。我们进行n体积分，以探讨这些模型的影响：1）激发行星偏心率，2）吸积和清除一个假定的星子盘，3）迁移后的星子轨道的分布，和4）的影响的起源的红外辐射。我们发现：i）无法解释观测到的行星偏心率（e~0.1）纯粹是迁移过程中行星扰动的结果，除非行星系统几乎是面对面的。ii）在我们的n体模拟中，行星上的星子吸积速率与半解析模型中假设的速率有很大不同，这表明人们不能用Alibert等人（2006）的简化方式成功地处理星子吸积。iii）微行星的偏心阻尼并不作为存在受激偏心盘的不可逾越的障碍：所有的模拟结果都表明，至少有25个地球质量的物质仍然束缚在约1-9 AU的区域内，即使在所有三颗行星都迁移通过该区域之后。iv）气体阻力对微行星进行大小排序，最大的天体优先占据最高偏心率和最长寿命的轨道。进一步的工作将需要了解这些偏心率分布是否足够高，以解释观测到的尘埃排放水平，尽管通过稳态碰撞演化的质量损失。[删节]
2008-12-12 astro-ph
Towards planetesimals: dense chondrule clumps in the protoplanetary nebula
我们概述了一个场景，该场景追踪了从自由漂浮的星云颗粒到类地行星区域最初10- 100公里大小的天体的直接路径，产生了具有与原始陨石母体相匹配的属性的微行星。我们称之为“原始吸积”。该方案借鉴了以前的工作的元素，并介绍了一个新的关键门槛的星子形成。我们假设星云是弱湍流，这导致空气动力学大小排序的粒子具有类似于在陨石中观察到的性质的密集浓度。这些致密区域或团块所占据的星云体积分数服从概率分布，作为其密度的函数，并且致密浓度的粒子质量密度是气体的100倍。然而，即使是这些致密的团块也会被气体压力阻止经历传统意义上的引力不稳定性（在动力学时间尺度上）。在这种停滞发展的状态下，它们很容易受到不同轨道星云气体的冲压压力的破坏。然而，自重力可以保护足够大和密集的团块免受冲压压力的破坏，允许它们携带的颗粒缓慢但无情地向它们的中心沉积，产生10-100公里的“沙堆”星子。星云中的局部径向压力波动，以及不同运动的致密团块之间的相互作用，也将在未来的研究中发挥作用。这种情况很容易从陨石母体扩展到整个太阳系的初级吸积。
2008-04-21 astro-ph
