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
Numerical simulations of the type III migration:I. Disc model and convergence tests
我们研究快速（III型）迁移制度的高质量原行星轨道在原行星盘。这种类型的迁移是由共转扭矩。我们研究的细节，在行星附近的流动结构，迁移率的依赖所采用的光盘模型，和模型的数值收敛（独立的某些数值参数，如重力软化）。我们使用二维流体动力学模拟与自适应网格加密，基于FLASH代码与改进的时间步进方案。我们执行全球磁盘模拟与足够的分辨率接近的行星，这是允许在整个网格中自由移动。我们采用了一种新型的状态方程，其中气体温度取决于到恒星和行星的距离，并简化了对环行气体自引力的修正。我们发现，在III型迁移制度的迁移率强烈依赖于希尔球（洛希瓣的行星），这反过来又是敏感的环行星盘的纵横比内的气体动力学。此外，由于气体自引力的修正是必要的，以减少数字文物，对快速行星迁移的行为。因此，可靠的III型迁移的数值研究需要考虑热和自重力校正，以及足够的空间分辨率和计算的磁盘行星的吸引力内外的希尔球。有了这个前提条件，我们发现III型迁移是一个强大的迁移模式，天体物理学的前景，因为速度快得多，比以前研究的迁移模式。
2007-09-24 astro-ph
Core Formation in Giant Gaseous Protoplanets
本文计算了原行星质量在1 M_土星到10 M_木星之间的由盘不稳定性形成的气态巨原行星中硅酸盐颗粒的沉积速率。质量为5 M_木星或更大的巨型原行星被发现温度过高，颗粒沉降无法形成硅酸盐核心。较小的原行星足够冷，可以让颗粒沉降和核心形成。在低质量的原行星中，由于它们的收缩速度慢，内部温度低，所以会发生颗粒沉积和核心形成。据预测，大质量的巨行星将没有核心，而较小的行星将有小的岩石核心，其质量取决于行星质量，体内固体的数量和磁盘环境。这些原行星被发现温度太高，不允许冰颗粒的存在，因此核心被预测不包含任何冰。这表明，与大质量行星的大气相比，低质量巨行星的大气中的难熔元素已经耗尽。这些预测提供了一个测试的磁盘不稳定性模型的气体巨行星形成。木星和土星的核心质量分别为~ 0.25M_Earth和~ 0.5M_Earth。如果把小行星的吸积计算在内，木星和土星的核心质量可能要大得多。最终的核心质量将取决于微行星的大小，微行星形成的时间，以及添加到原行星的物质的大小分布。木星的核心质量可以从2到12 M_地球变化。土星的核心质量被发现是~8 M_地球。
2008-08-20 astro-ph
From Massive Protostars to a Giant HII Region: Submillimeter Imaging of the Galactic Mini-starburst W43
我们对W 43主复合体进行了亚毫米连续谱和光谱研究，W 43是一个巨大的恒星形成区域，其中包含一个巨大的HII区域。这些图显示了一个包含约50个碎片的碎屑结构，质量为40-4000 Msun，典型直径为0.25 pc。它们的大尺寸、大的非热速度（Dv ~ 5 km/s）和高密度（n_H2 ~ 10^6 cm^-3）表明它们是原星团，是形成大质量恒星的理想场所。后续观测是必要的，但我们已经确定了三个原星团是包含非常年轻的大质量原恒星的非常好的候选者。激发巨大HII区的星爆星团对分子复合体有很大的影响。然而，目前还不清楚这第一次恒星形成事件是否通过电离冲击穿过附近的分子云而触发了新的大质量恒星的形成。因此，W 43是研究从原恒星阶段到巨大HII区域的大质量恒星形成的理想实验室。此外，非常活跃的恒星形成复合体W 43可以被认为是银河系的迷你星暴区，可以用作星暴星系的微型模型。
2002-08-29 astro-ph
Formation of giant planets by fragmentation of protoplanetary disks
利用三维光滑粒子流体动力学模拟，以前所未有的分辨率研究了引力不稳定原行星气体盘的演化。我们已经考虑了初始质量和温度分布与原太阳星云和其他原行星盘的推断一致的盘。我们表明，持久的，自引力原行星出现后，几个磁盘轨道周期，如果冷却是足够有效的，以保持温度接近50 K。这些天体的质量和轨道偏心率与已探测到的太阳系外行星相似。
2003-01-06 astro-ph
BRIGHT lights, BIG city: Massive galaxies, giant Ly-a nebulae, and proto--clusters
高红移射电星系是宇宙学上用来精确定位早期宇宙中质量最大的天体的重要工具：大质量的形成中的星系、活跃的超大质量黑洞和原星系团。本文报道了几个z > 2射电星系场的深窄带成像和光谱观测，以研究以星系为中心的巨大Ly-alpha星云的性质，并寻找它们周围的过密区域。我们讨论的可能影响，我们理解的形成和大质量星系和星系团的演化。
2002-09-10 astro-ph
On the Observability of Giant Protoplanets in Circumstellar Disks
我们调查的可能性，以检测巨行星仍然嵌入在年轻的拱星盘。基于不同的恒星，行星和磁盘的质量，以及不同的径向位置的行星模型，我们分析了这些系统的亚毫米外观。我们发现，行星对光谱能量分布的影响不能与其他盘参数的影响区分开来。然而，星盘的尘埃再发射图像显示，在一颗年轻行星附近的热区域，以及间隙，确实可以被阿塔卡马大型毫米波阵列探测到，并在附近的星周星盘（d<100pc）中以近似面对面的方向绘制地图。
2004-10-04 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
Thermo-Hydrodynamics of Circumstellar Disks with High-mass Planets
通过一系列的数值模拟，我们分析了包含有小行星的星周盘的热流体动力学演化。在二维近似的框架内，我们考虑一个能量方程，其中包括粘性加热和辐射效应的简化，但一致的形式。多个嵌套网格用于研究全球和地球周围的局部特征。通过不同的粘度处方，我们研究了各种温度制度。行星质量范围从0.1到1兆焦耳的检查。计算表明，间隙的形成是一个普遍的属性，影响密度，压力，温度，光学厚度，和辐射通量分布。然而，只有当运动粘度为10^（15）cm ^2/s或更低时，它才是一个突出的特征。在吸积行星的周围，形成了一个环行星盘，其表面密度随距离呈指数衰减，质量比木星小5-6个数量级。环行星盘的温度分布大致随着与行星的距离的倒数而下降。温度范围从大约10到~1000 K。行星的吸积和迁移速率取决于粘度状态，差异在一个数量级之内。这些模型推断的增长和迁移时间尺度的估计是在相同的数量级上与以前获得的局部等温模拟。
2003-09-08 astro-ph
Grain Sedimentation in a Giant Gaseous Protoplanet
我们计算了一颗巨大气态原行星中的颗粒沉降，例如Boss（1998）所设想的那种类型的盘不稳定性。Boss（1998）提出，这样的原行星会通过小颗粒的沉降形成核心。我们已经通过跟踪原行星收缩和演化过程中硅酸盐小颗粒的沉积来验证这一假设。我们发现，在最初的收缩过程中的原行星，这持续了一些$4\times 10^5$年，即使是非常小的（> 1微米）硅酸盐颗粒可以沉淀，创造一个核心的对流和非对流信封，虽然沉淀时间长得多，如果信封是对流，并允许颗粒被带回信封对流。由有机物质组成的颗粒在到达核心区域之前大多会蒸发，而水冰粒则会完全蒸发。这些结果表明，如果巨行星是通过引力不稳定机制形成的，那么由于颗粒的沉积，可以形成一个小的重元素核心，但它几乎完全由耐火材料组成。包括小行星捕获，我们发现核心质量在1和10 M之间的$_{\oplus}$，和一个总的高Z增强~40 M $_{\oplus}$。包层中的耐火材料将主要是水蒸气和有机残留物。
2008-01-16 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
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
The Giant Proto-Galaxy cB58; an Artifact of Gravitational Lensing?
原星系cB 58是在hocC星系团红移巡天中发现的。吸收特征表明，该系统的红移为$z=2.72$，这意味着绝对星等为${\rm M_v \sim -26}$，恒星形成率为$4700 {\rm M_{\odot} yr^{-1}}$，使其成为最"活跃“的恒星形成星系。这个原星系被观测到位于$z=0.373$的中央星系团星系附近的$\left(\sim 6\scnp\right)$。该星系团的X射线性质表明，它的质量，因此它的透镜潜力，可能大于使用维里分析发现的。在这封信中，我们认为，这个原星系的现象是由于前景星系团的引力透镜效应，和源的非透镜性质是典型的高红移恒星形成系统。
1996-05-13 astro-ph
Planetesimal Accretion onto Growing Proto-Gas-Giant Planets
太阳和太阳外的气体巨星似乎有不同的内部结构和金属丰度。我们研究的背景下，传统的连续吸积形成的情况下，这些分散体的潜在原因。原则上，气体吸积到质量低于地球几倍的核心上，会被残余星子撞击释放的能量所抑制。我们发现，这些星子一般不能通过的核心的平均运动共振，和星子轰击率的抑制，使核心吸积气体很少中断。在从核心到原行星的生长过程中，由于共振相互重叠，被捕获的星子变得动态不稳定，它们的偏心率激发强烈增强。随后的气体阻力导致微行星迁移并与原行星碰撞。这一过程导致了在原行星生长的高级阶段，星子轰击的恢复和激增。这一机制可能解释了木星、土星和凌日系外行星的金属丰度分布之间的核包层结构差异。
2007-05-22 astro-ph
Gravitational instability in binary protoplanetary disks; new constraints on giant planet formation
我们使用高分辨率的三维SPH模拟研究了自引力双星原行星盘的演化。包括震动加热和冷却。我们考虑不同的轨道间距和质量的磁盘和中心的恒星。孤立的大质量盘（$M \sim 0.1 M_{ødot}$）由于重力不稳定而分裂成原行星，冷却时间与轨道时间相当。碎片不会发生在分离约60 AU的二元系统中。这是因为潮汐引起的强烈螺旋激波产生的有效加热抑制了任何密度过高。由此产生的温度超过200 K，会使外盘中的水冰蒸发，甚至对另一种巨型行星形成模型--核心吸积--也构成了问题。光盘（$M \sim 0.01 M_{\odot}$）不会碎裂，但会保持低温，因为它们的低自重会抑制强烈的冲击。在后者中，地核吸积不会受到阻碍。在大约120 AU的分离度时，由盘不稳定性引起的碎裂效率上升并接近于孤立系中的碎裂效率。如果盘的不稳定性是巨行星的主要形成机制，那么针对双星系统的持续调查应该会在距离低于100 AU的系统中发现相当少的行星。
2004-05-25 astro-ph
Outflows driven by Giant Protoplanets
我们调查外流驱动的一个巨大的原行星使用三维MHD嵌套网格模拟。我们考虑了原行星盘中原行星周围的局部区域，并计算了三种模型：（a）未磁化的盘模型，（b）磁场方位平行于盘的磁化盘模型，（c）磁场垂直于盘的磁化盘模型。在两种磁化盘模型中，原行星都驱动着速度至少为10 km/s的外流，而在非磁化盘模型中则没有外流。在磁场平行于原行星盘的模型中，出现了沿原行星盘方位角方向的管状外流。在该模型中，磁主导区域（即，密度差距）与其他地区形成鲜明对比，螺旋波出现在原行星附近。另一方面，在磁场垂直于盘的模型中，外流是由具有锥状结构的原行星驱动的，就像在原恒星驱动的外流中看到的那样。在该模型中，原行星附近的磁场线发生强烈扭曲，外流具有良好的准直结构，这些外流可以作为寻找形成阶段系外原行星的标志。我们的研究结果表明，到原行星的吸积率往往有一个更大的值比预期从以前的流体动力学计算，因为一小部分的角动量的环行星盘被删除的外流，增强非轴对称图案所造成的磁场，和磁制动。还简要讨论了可能的影响观察。
2006-08-14 astro-ph
Gas Giant Protoplanets Formed by Disk Instability in Binary Star Systems
我们提出了一套三维辐射引力流体动力学模型，表明双星可能是相当有能力形成类似于我们自己的行星系统。新的模型与二进制同伴不采用任何显式的人工粘度，也包括第三（垂直）的流体动力学计算的维度，允许对流冷却的瞬态阶段。对最初引力稳定的圆盘演化的计算表明，双星伴星的存在实际上可能有助于触发可能成为巨行星的致密团块的形成。我们还表明，在没有二元同伴的模型中，它们开始演化为引力稳定的磁盘，磁盘演化形成致密的环，然后分裂成自引力团块。后一种模型表明，任何具有足够质量形成气体巨行星的自引力盘的演化都可能导致一段时间的盘不稳定，即使没有双星伴星这样的触发因素。
2005-12-19 astro-ph
