On the growth of pebble-accreting planetesimals
卵石吸积是一种快速生长行星核心的新机制。在卵石吸积中，重力和气体阻力共同作用，使原行星盘中的小粒子产生大的碰撞截面。然而，在卵石吸积开始之前，空气动力学偏转可能会阻止微行星变大，因为粒子倾向于跟随气体流线。我们导出了卵石吸积开始的星子半径，并通过小粒子的清扫确定了星子的生长时标。我们得到的碰撞效率因子的比率的数值获得的碰撞截面的星子表面积，从中我们得到的增长时标。积分是在势流极限（定常、无粘）和斯托克斯流态（定常、有粘）下进行的。只有停止时间为$t_s \ll t_X$的粒子，其中$t_X\approx10^3$经历气动偏转。即使在这种情况下，微行星的引力总是确保正面碰撞因素。最大的增长时间尺度通常发生在$R\approx100 \ \mathrm{km}$左右，但对于较冷的磁盘，对应于转移到Safronov聚焦制度的相互作用。对于颗粒$t_s \gg t_X$卵石吸积开始后，这一阶段，其特点是在增长的时间尺度急剧下降。因此，在超过~10天文单位的距离，清扫的增长时间尺度总是长于$10$百万年，而在内部磁盘（~<3天文单位）的清扫方案的可行性是由卵石-星子碰撞的结果在几何制度。我们提出了解析拟合碰撞效率因子和卵石吸积所需的最小星子尺寸。（节录）
2015-11-12 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth
在紧密的偏心双星系统（如$γ$仙王座（半长轴约20天文单位））的一个组成部分周围形成行星形成在理论上是具有挑战性的，因为星子之间的破坏性高速碰撞。尽管存在这种碎片屏障，但已知行星存在于这样的轨道配置中。在这里，我们提出了一个新的数值框架进行多环凝聚-碎裂计算的星子生长，它充分占的具体细节的星子动力学的双星，细节的星子碰撞的结果，和径向运输的固体在磁盘由于气体阻力驱动inspiral。我们的动力学输入适当地结合了偏心恒星伴星和大质量非轴对称原行星盘中的星子，以及气体阻力的引力效应。我们确定了一组磁盘参数，导致成功的星子生长系统，如$γ$造父星或$α$半人马座从$1-10$公里大小的对象。我们确定的拱线对齐的原行星盘的双轨道作为成功的星子生长的关键条件之一：它自然会导致出现一个动态安静的位置在磁盘（只要磁盘偏心率是百分之几的顺序），在那里存在的星子生长的有利条件。解释原行星盘的引力效应在得出这一结论中起着关键作用，与我们以前的结果一致。这些发现支持了流动不稳定性作为星子形成的机制。它们为双星和单星周围的行星形成理论以及双星中原行星盘的流体动力学模拟提供了重要的见解（为此，我们确定了一套关键的诊断方法来验证）。
2021-07-23 astro-ph.EP
Simulations of Small Solid Accretion onto Planetesimals in the Presence of Gas
年轻的原行星盘中微行星的生长和迁移是行星形成的基础。在所有的早期生长模型中，有几个过程可以抑制晶粒达到更大的尺寸。然而，观测表明，星子的生长必须是迅速的。如果少数100公里大小的微行星确实设法在盘中形成，那么气体拖曳效应可以使它们能够有效地从引力聚焦的横截面之外吸积小固体。原则上，这种气体阻力增强的吸积可以让星子以快速的速度生长。我们提出了自洽的流体动力学模拟与直接粒子积分和气体阻力耦合，以估计由于卵石吸积的星子增长率。风洞模拟用于探索一系列的颗粒尺寸和光盘条件。我们还探讨了星子增长的分析估计和数值积分星子漂移由于小固体的吸积。我们的研究结果表明，对于几乎每一种情况下，我们认为，有一个明显的首选颗粒大小吸积，吸积的星子和当地光盘条件的属性。对于比优选的颗粒尺寸小得多的固体，当颗粒被夹带在气体中并围绕星子流动时，吸积速率显著降低。比理想尺寸大得多的固体以与引力聚焦相一致的速率吸积。我们的分析估计卵石吸积突出的时间尺度，需要在不同的磁盘条件和初始小行星的大小的大型物体的增长。
2017-08-01 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
From planetesimals to planets with N-body simulations in the giant-planet formation region
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）
研究通过N体模拟探讨了巨行星形成过程中星子吸积与核心形成的关系，发现星子分布顶部促进多行星系统形成，且碰撞率低，巨行星形成弱依赖初始位置和总质量预算。
2026-03-10 astro-ph.EP
Growing the seeds of pebble accretion through planetesimal accretion
我们探讨了行星胚胎的增长，通过星子吸积和超越的点，卵石吸积成为有效的所谓的希尔过渡质量。由流动不稳定性形成的星子的过渡质量和特征质量都随着与恒星距离的增加而增加。我们开发了一个模型的生长的一个大的星子（胚胎）嵌入人口的较小的星子形成在一个长丝的流动不稳定性。该模型以自洽的方式包括胚胎的碰撞质量增长，星子的破碎，所有参与机构的速度演化，以及丝状体的粘性扩散。我们发现，胚胎吸积所有可用的材料在灯丝的原行星盘的寿命期间，只有在内部地区的磁盘。相比之下，我们发现在5- 10 AU以外的光盘外部几乎没有生长。总的来说，我们的研究结果表明，在巨行星形成的原行星盘区域，星子的碰撞生长有很长的时间尺度。因此，为了在寒冷的轨道上形成巨行星，卵石吸积必须直接作用于星子初始质量函数中最大的天体，而很少或根本没有相互碰撞的帮助。
2022-08-03 astro-ph.EP
Planetesimals to Terrestrial Planets: collisional evolution amidst a dissipating gas disk
我们对类地行星的形成过程进行了数值模拟，研究了内太阳系中从微行星到行星的连续生长过程。以前的研究表明，生长将是由内而外的，但通常的做法仍然是假设整个内盘最终将达到胚胎和星子的双峰分布。对于盘质量，初始星子半径和气体盘寿命的组合，在这项工作中探索的整个磁盘从来没有达到一个简单的双峰质量分布。我们发现，由内而外的增长被放大的碰撞演化的固体和相互作用与耗散气体盘的综合影响。这导致了在同一时间内，在盘的不同位置永远不会实现寡头增长，在某些情况下，盘可以在1 au内支持混乱的增长和巨大的影响，并在2 au之外支持失控的增长。星子人口是有效地耗尽在内盘胚胎生长主要是在一个显着的气体盘的存在下进步。进一步在磁盘的增长是较慢的相对于气体盘耗散，导致更多的激发星子在同一阶段的增长和效率较低的吸积。由于碰撞研磨强烈改变了吸积行星相对于初始质量分布的表面密度，这种相同的效应导致了质量损失。与以前没有碰撞研磨的工作相比，这种效应降低了火星与地球的质量比。与之前的一些发现类似，这些模拟使用了截然不同的生长情景，产生了第一代行星胚胎，在不稳定并进入混沌生长阶段之前，这些胚胎稳定了10-20百万年，或气体耗散时标的5-10个e折叠时间。
2019-08-02 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: The radial distance dependence of the planetary growth
流动的不稳定性被假设为触发在特定的原行星盘的固体颗粒的体积密度是丰富的气体相媲美的位置。当这个条件局部满足时，就形成了一个微行星环。这些微行星相互碰撞，并从外盘吸积向内漂移的卵石，以进一步增加质量。我们研究了在不同盘半径的环带中形成的星子的生长。它们的初始质量分布计算的基础上从流动不稳定性模拟总结的公式。我们用基于最小质量太阳星云（MMSN）和Toomre稳定性判据的原行星盘模型模拟了星子的动力学演化。对于MMSN模型，卵石吸积和星子吸积在$0.3$ AU的近轨道上都是有效的，导致在$1$ Myr之后出现了几个超地球质量的行星。相比之下，只有质量最大的星子在$r{=}3$ AU诞生时才经历实质性的质量增长，而$r{=}30$ AU的星子几乎没有增长。另一方面，在密度更大的图姆尔盘中，最大质量的形成行星可以在$t{=}1$ Myr达到地球质量，并在$3$ Myr中的$30$ AU和$100$ AU达到海王星和土星之间的质量。卵石和星子的吸积速率都随盘径向距离的增大而减小。然而，在更远的盘区域，星子吸积不如卵石吸积明显。总的来说，当行星盘具有较高的气体密度、较高的卵石通量和/或较低的卵石斯托克斯数时，行星获得较高的质量。
2022-05-20 astro-ph.EP
N-body simulations of terrestrial planet growth with resonant dynamical friction
我们通过一个直接的N-体模拟环在1天文单位的轨道1 $M_{\odot}$星的星子吸积。最初含有N = $10^6$天体的星子环演化到寡头生长阶段。与以前的低分辨率研究不同，我们发现星子的质量分布在寡头形成后在中等质量处出现了一个凸起。这一特征标志着增长模式之间的界限。最小的微行星体紧密地聚集在一起，与寡头形成平均运动共振，这加热了小天体，促进了它们的生长。如果我们通过减小环的宽度来减少大多数共振，则这种效应变得更弱。为了清楚地展示驱动这些增长模式的动力学，我们还研究了嵌入在无碰撞微行星环中的行星胚胎的演化。在这种情况下，我们发现共振将星子推离胚胎，降低了胚胎附近天体的表面密度。这种效应只有在环足够宽，微行星的质量分辨率足够好，可以填充共振时才会发生。我们在质量分布中观察到的凸起类似于在小行星带物体的大小分布中看到的100公里幂律突破。虽然在我们的模拟中产生的凸块发生在大于100公里的大小，我们表明，凸块的位置是敏感的初始星子质量，这意味着这个功能是潜在的有用的约束星子形成模型。
2019-08-20 astro-ph.EP
From Streaming Instability to the Onset of Pebble Accretion I. Investigating the Growth Modes in Planetesimal Rings
本文通过半解析模型研究流不稳定性形成的星子环中原行星胚胎的早期增长，发现内盘可快速形成胚胎，而约50天文单位的外盘尤其是低质量恒星周围难以形成卵石吸积种子。
2025-02-04 astro-ph.EP
Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects
行星形成开始于小微行星碰撞生长，聚集成较大的微行星。这种生长发生在微行星嵌入气态原行星盘的时候。然而，小微行星经历碰撞和气体阻力，导致它们在短时间内毁灭，不允许或需要微调条件来有效增长$\sim$米大小的物体。在这里，我们展示了$\sim10^{4}$星际天体，如最近探测到的1 I/2017-U1（'Oumuamua），可能已经被捕获，并成为年轻太阳系的一部分，以及数百个$\sim$公里大小的天体。捕获率是强大的，即使保守的假设原行星盘结构，当地的恒星环境和星子ISM密度。“播种”这样的星子，然后催化进一步的行星生长成行星胚胎，并可能减轻主要挑战与米大小的增长-“障碍”。捕获模型与当前领先的行星形成理论协同作用，提供了第一个星子的缺失环节。此外，星子捕获提供了一个更有效的途径石胚比以前认为的。
2019-03-03 astro-ph.EP
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation I: The impact of the planetesimal surface density in the terrestrial planet zone
行星胚胎的生长时间尺度及其形成过程对于理解行星系的形成和发展具有重要意义。它们决定了拱星盘生命阶段的后续生长机制。我们量化的时间尺度和空间分布的行星胚胎通过碰撞生长和破碎的动态形成的100公里大小的微行星。在我们的研究中，粘性盘演化和星子形成的形成时间尺度与类地行星带行星胚胎的形成有关。我们连接一个一维模型的粘性气体演化，尘埃和卵石动力学和卵石流量调节的星子形成的N体代码LIPAD。我们的框架使我们能够研究的形成，生长，破碎和演化的星子的初始尺寸为100公里的直径为第一个百万年的粘性盘。我们的研究显示了星子表面密度演化对行星胚胎形成的优先位置和时间尺度的影响。提出了一个基于局部星子表面密度演化的一维胚状体形成模型。该模型能够以N体模拟的一小部分计算成本再现行星胚胎的空间分布、形成速率和总数。在类地行星带中，行星胚胎的形成与星子的形成同时发生。局部的星子表面密度演化和行星胚胎在寡头政权的轨道间距以及约束模型行星胚胎的形成分析。我们的胚胎形成模型将是一个宝贵的资产，在未来的研究有关行星形成。
2020-08-24 astro-ph.EP
Global High-resolution $N$-body Simulation of Planet Formation I. Planetesimal Driven Migration
我们研究了在模拟过程中，当包含微行星的自引力时，微行星驱动的向外迁移（PDM）是否发生。我们进行了$N$ -体模拟的大宽度（0.7 - 4AU）的星子盘的范围内的冰线。模拟包括两个阶段。第一阶段的模拟是使用初始质量相同的微行星来观察失控生长阶段。这种失控的增长发生在冰盘的内缘和冰线外的区域。这一结果被用于第二阶段模拟的初始设置，在第二阶段模拟中，冰线外的失控物体被具有大约隔离质量的原行星所取代。在第二阶段的模拟中，原行星向外迁移之后，由于星子的随机速度的增加，迁移停止。由于随机速度的增加，Minton和Levison（2014）中推导的PDM标准之一被打破。在当前的模拟中，没有考虑气盘的影响。这是可能的，气体盘在星子驱动的迁移中起着重要的作用，我们计划在未来的论文中研究它的效果。
2017-02-14 astro-ph.EP
The fate of planetesimals in turbulent disks with dead zones. II. Limits on the viability of runaway accretion
在标准模型中，行星形成的一个关键阶段是失控生长阶段。在失控生长过程中，大小在0.1- 100公里范围内的天体（微行星）迅速产生许多大得多的种子。失控的生长阶段对于行星形成是必不可少的，因为出现的行星胚胎可以在大的引力聚焦因子下吸积剩余的星子。然而，由惯性引起的密度波动产生的扭矩可能违反失控增长的开始标准，即星子的随机（偏心）运动的幅度小于它们的逃逸速度。这个条件代表了一个比微行星在相互碰撞中幸存的条件更严格的约束。为了研究MRI湍流的可行性的失控增长的情况下，我们采用我们的半分析配方的纸我，我们增加了凝聚/破碎模型的灰尘成分。我们发现，0.1微米颗粒的表面积当量丰度减少了10^2--10^3倍，这就使得尘埃与湍流无关。我们表示的湍流活动在中平面区域的大小s_运行以上的星子将经历失控的增长。我们发现s_run主要取决于穿过圆盘的垂直净场的强度和圆盘半径。当盘半径超过5 AU时，s_run大于~100 km，这些天体之间的碰撞时间长于星云相的持续时间。我们的研究结果意味着，经典的，占主导地位的，行星形成模型是不可行的湍流盘的外部区域。
2013-05-08 astro-ph.EP
On the dynamics and collisional growth of planetesimals in misaligned binary systems
上下文节录。许多恒星是双星系统的成员。在早期阶段，当恒星被圆盘包围时，双星轨道和圆盘中平面可能相互倾斜。金牛座T星周围的圆盘将变得轻微弯曲，并围绕双星系统的角动量矢量进行固体进动。目前还不清楚这样一个圆盘中的星子将如何演变和影响行星形成。目标。我们研究了嵌入在圆盘中的微行星的动力学，圆盘是由一个双伴星在一个圆形的倾斜轨道上扰动的。我们检查的星子碰撞速度，以确定何时可以通过吸积增长。我们改变双星倾角、双星间隔、D、盘质量和星子半径。我们的标准模型具有D=60 AU，倾角=45度，和相当于MMSN的盘质量。方法.我们使用三维流体动力学代码来模拟光盘。微行星是测试粒子，它们经历气体阻力，圆盘的引力，伴星的引力。微行星轨道交叉事件的检测和用于估计碰撞速度。结果对于具有适度倾角（25度）的双星系统，盘引力阻止微行星轨道经历强烈的微分节进动（在没有盘的情况下发生），并迫使微行星平均与盘进动。对于不同大小的天体，轨道平面会适度地相互倾斜，导致碰撞速度，抑制增长。对于较大的倾角（45度），Kozai效应起作用，导致破坏性的大相对速度。结论.在具有类似于本文所考虑的参数的倾斜双星系统中，通过星子吸积形成行星形成是困难的。对于Kozai机制运行的系统，形成行星的前景非常遥远。
2011-04-07 astro-ph.EP
Accretion Rates of Planetesimals by Protoplanets Embedded in Nebular Gas
当通过吸积微行星而成长的原行星有大气层时，接近原行星的小微行星会因大气层的气体阻力而失去能量，这导致它们被原行星的希尔球捕获。因此，原行星的生长速度加快。为了研究大气层对行星生长速率的影响，我们对各种轨道要素的微行星轨道进行了数值积分，并获得了微行星对有大气层行星的有效吸积速率。数值结果是作为一个函数的星子的偏心率，倾角，行星的半径，和无量纲的气体阻力参数，可以表示为几个物理量，如星子的半径和原行星的质量。假设近表面气体密度的径向分布可以近似为幂律分布，对微行星由于气体阻力而损失的动能进行了解析计算，并与数值计算结果进行了比较。我们证实，上述近似的幂律密度分布是合理的吸积率的原行星与1至10个地球的质量，除非星子的尺寸太小。我们还计算了在偏心率和倾角的Rayleigh分布上平均的星子吸积率，并导出了吸积率的半解析公式，它很好地再现了数值结果。利用得到的吸积率表达式，我们研究了星云气体中原行星的生长。我们发现，大气气体阻力的影响可以提高的增长率显着，这取决于微行星的大小。
2009-08-12 astro-ph.EP
Binary Formation in Planetesimal Disks I. Equal Mass Planetesimals
截至2010年4月，已经发现了48颗海王星外天体（TNO）双星，约占已知TNO的6%。然而，在以往对TNO区行星形成的理论研究中，双星形成的影响被忽略了。TNO双星的形成机制多种多样，如三体过程、两个大质量天体的动力学摩擦、两个天体之间的非弹性碰撞等。本文采用直接N体模拟方法研究了三体过程。我们系统地改变了与太阳的距离、微行星的数量密度和微行星的半径，并研究了双星对微行星碰撞率的影响。在TNO区，1/3 - 1/2的碰撞涉及双星，碰撞率比直接两体碰撞的理论估计增加了几倍。因此，通过三体过程形成的双星有可能显著提高碰撞率并减小生长时间尺度。在类地行星区域，双星不太重要，因为希尔半径和微行星的物理尺寸之间的比率相对较小。虽然我们的模拟时间尺度很短，但它们清楚地表明，TNO区域的吸积过程与类地行星区域的吸积过程有很大不同。为了得到更精确的吸积增强估计，需要更长时间尺度的模拟。
2011-02-04 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
Binary Formation in Planetesimal Disks II. Planetesimals with Mass Spectrum
在太阳系的外围区域发现了许多大质量的天体。尽管人们对类地行星的吸积过程进行了深入的研究，但它们是如何形成和演化的还没有很好的了解。其中一个谜团是存在着质量分量接近相等、轨道高度偏心的双星。这些双星与在小行星带地区观测到的卫星有很大的不同。与盘的内部区域相比，盘的外部区域的希尔半径与微行星的物理半径之比要大得多。希尔半径随着半长轴的增大而增大。因此，在外层区域的微行星可以形成接近和偏心的双星，而在内层区域的微行星则会简单地碰撞。在本文中，我们进行了$N$体模拟在不同的区域的磁盘和研究，如果双星形成在外部区域的磁盘。我们发现大的微行星倾向于形成双星。大的微行星中有相当一部分是双星的组成部分。成为双星的组成部分的微行星最终会通过三体相遇与第三个天体相撞。因此，双星的存在可以提高海王星外天体（TNO）区域的微行星的生长速率。
2014-09-16 astro-ph.EP
Growth and thermal evolution of icy planetesimals
The University of Osaka（大阪大学）
研究通过模型分析冰质行星esimal的热演变，发现其热历史受增长时间和模式影响显著，早期积累可使温度升高至Fe-FeS共晶点，而延迟或延长增长则减少加热，揭示了Ryugu材料的形成条件。
2025-12-08 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability and Coagulation. II. Accretion Model
尘埃层的引力不稳定性是微行星形成的一种可能性。如果尘埃层的密度由于尘埃颗粒向原行星盘的中平面沉降而变得足够高，那么该层就会变得重力不稳定，并自发地分裂成星子。利用剪切盒方法，我们进行了局部$N$体模拟的引力不稳定性的尘埃层和随后的凝聚没有气体和研究的基本过程的星子。本文采用吸积模型作为碰撞模型。一对受引力束缚的粒子被一个具有这对粒子总质量的单个粒子所取代。这种吸积模型使我们能够进行长期和大规模的计算。我们用碎石堆模型证实了微行星的形成过程与前文相同。形成过程分为三个阶段：非轴对称结构的形成，星子种子的产生，以及它们的碰撞生长。我们研究了星子质量对模拟域大小的依赖性。我们发现，在模拟中形成的星子的平均质量与$L_y^{3/2}$成正比，其中$L_y$是旋转方向上的计算域的大小。然而，星子的平均质量与$L_x$无关，其中$L_x$是计算域在径向上的大小，如果$L_x$足够大。给出了考虑模拟区域大小的星子质量估算公式。
2009-08-25 astro-ph.EP
Capture of Solids by Growing Proto-gas Giants: Effects of Gap Formation and Supply-limited Growth
对气体巨行星内部结构的研究表明，相对于它们的中心恒星，它们的包层富含比氢和氦更重的元素。这种富集可能发生在气体巨行星形成的后期阶段，其中气体吸积主导原行星的生长。一些先前的研究进行了一个不断增长的原行星周围的微行星的轨道积分，假设一个均匀的拱星盘，以调查原行星捕获微行星的效率。然而，不仅是星子，但也盘气体的引力扰动的原行星在其后期形成阶段，导致在拱星盘间隙开放。在这项研究中，我们调查的影响，这种差距的形成对捕获的微行星进行动力学模拟的微行星周围不断增长的原气体巨行星。间隙的形成降低了盘状气体的表面密度，形成了陡峭的压力梯度，限制了原行星的生长速度。我们发现，第一种效应增强了对星子的捕获，而其他效应则减少了对星子的捕获，因此，在气体吸积过程中捕获的星子数量估计最多为~3 Mearth。我们的结论是，在现场捕获的星子需要初始固体表面密度大于5倍的最小质量的太阳星云解释推断的大量的重元素在木星。对于高密度的暖彗星，我们需要额外的过程来增强对星子的捕获和/或供应。
2019-06-13 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability of a Dust Layer in Laminar Gas Disk
利用局域$N$体模拟方法研究了尘埃层中微行星的形成过程。气体被建模为背景层流。我们研究了星子的形成过程及其对气体阻力强度的依赖性。我们的模拟结果表明，形成过程被定性地分为三个阶段：尾流状密度结构的形成，星子种子的创建，以及它们的碰撞生长。耗散引力不稳定性的线性分析表明，尽管Toomre的$Q$值大于1，尘埃层仍是长期不稳定的。但是，在初始阶段，重力不稳定性的增长时间比尘埃沉降和速度色散减小的时间要长。因此，速度色散减小，盘垂直收缩。当速度色散变得足够小时，引力不稳定性最终成为主导。引力不稳定性形成尾流状密度结构。这些结构分裂成星子种子。由于相互碰撞，种子生长迅速。
2010-06-15 astro-ph.EP
From Dust To Planetesimal: The Snowball Phase ?
行星形成的标准模型认为，在初始阶段，微行星从尘埃盘形成，随后是微行星相互碰撞的阶段，最终导致行星胚胎的形成。然而，有一个潜在的过渡阶段（我们称之为“雪球阶段”），在第一个星子的形成和它们之间的相互碰撞的开始之间，这往往被忽视或低估在以前的研究。在这个滚雪球阶段，孤立的星子在开普勒轨道上移动，并且仅仅通过原行星盘中夹带气体的亚厘米大小的尘埃的直接吸积而生长。使用一个简化的模型，在该模型中，微行星是逐步产生的尘埃，我们认为预期的大小，微行星之间的相互碰撞开始之前可以增长，并推导出这个大小的依赖一些关键参数，包括磁盘湍流的程度，在出生时的微行星的大小和微行星的创建率。对于湍流较弱的系统，微行星以较低的速率产生，并且出生尺寸相对较小，我们表明雪球增长阶段可能非常重要，允许微行星在相互碰撞之前质量增长10^6倍。在这种情况下，雪球生长阶段可能是从尘埃到星子的质量转移的主要模式。此外，这种增长可以在原行星气盘的典型寿命内发生。一个值得注意的结果是... ... (see纸）。对于像半人马座阿尔法星这样的近距离双星来说... ... (see纸）。从更普遍的角度来看，这些初步结果表明，一个有效的雪球增长阶段为行星形成理论提供了大量的“底部空间”。
2010-09-23 astro-ph.EP
Planetesimal formation via sweep-up growth at the inner edge of dead zones
行星形成的早期阶段仍然没有得到很好的理解。凝聚模型揭示了尘埃生长的许多障碍，如弹跳，碎裂和径向漂移障碍。我们研究尘埃凝聚和漂移之间的相互作用，以确定原行星盘中支持星子形成的条件。我们专注于星子形成通过清扫，并调查它是否可以发生在一个现实的原行星盘。我们开发了一个新的数值模型，解决了灰尘在径向和垂直方向的空间分布。该模型采用代表粒子方法跟踪了原行星盘中尘埃的演化过程。用蒙特卡罗方法考虑了固体的凝聚和破碎。采用质量传递效应，可以发生不同大小的灰尘聚集体碰撞的碰撞模型，实现。我们把重点放在一个原行星盘，包括一个由雪线附近湍流粘度急剧下降引起的压力隆起。我们的研究结果表明，足够的分辨率的垂直盘结构的尘埃凝聚代码是必要的，以获得足够短的增长时间尺度，特别是在低湍流区域的情况下。我们发现，一个急剧的径向变化的湍流强度在死区的内边缘，促进星子的形成在几个方面。它提供了一个有效防止灰尘向内漂移的压力凸起。它还导致聚集体尺寸的径向变化，在该径向变化处发生生长障碍，有利于通过清扫小颗粒来生长大聚集体。在我们的模型中，通过在雪线附近采用一个特殊的α粘度变化，有可能在大约10^5年的时间尺度上通过增量增长来增长星子。
2013-07-12 astro-ph.EP
Planetesimal Growth in Evolving Protoplanetary Disks: Constraints from the Pebble Supply
本研究自洽求解演化原行星盘中的卵石供应，发现其随空间变化并快速衰减，仅当流不稳定性产生大质量星子或盘黏度极低时，星子群才能在2 Myr内增长超过火星质量，且捕获卵石量有限。
2023-04-15 astro-ph.EP
Self-consistent $N$-body simulation of Planetesimal-Driven Migration. II. The effect of PDM on planet formation from a planetesimal disk
Kobe University（神户大学）；The University of Tokyo（东京大学）
本文通过高分辨率模拟研究了PDM对行星形成的影响，揭示了动态迁移对早期行星形成的重要作用。
2026-01-28 astro-ph.EP
Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles
行星形成模型的一致性受到小天体和大天体状态之间脱节的影响。这主要是由所谓的生长障碍引起的：较大天体的直接生长在厘米大小的物体上停止，并且需要特殊的条件才能形成较大的引力约束的微行星。我们的目标是连接尘埃演化和微行星形成的模型，以确定有利于形成小行星大小的机构和第一个行星胚胎的原行星盘的区域。我们结合半解析模型的粘性原行星盘的演变，尘埃的生长和漂移，包括气体上的尘埃颗粒的反作用，通过流不稳定性和星子形成到一个数字代码。我们调查如何星子的形成是受原行星盘的质量，其初始尘埃含量，尘埃聚集体的粘性。我们发现，尘埃的增长和漂移导致全球固体的重新分配。内部圆盘中卵石的堆积提供了流动不稳定性有效的局部条件。微行星形成一个环形，其内缘位于0.3 AU至1 AU之间，宽度在0.3 AU至3 AU之间。由此产生的星子表面密度遵循一个径向轮廓，比初始盘轮廓陡得多。这些结果支持了太阳系中的类地行星是从一个狭窄的星子环中形成的，这个环再现了它们特有的质量比。
2016-09-05 astro-ph.EP
Small Planetesimals in a Massive Disk Formed Mars
火星很可能是一个通过与星子碰撞形成的行星胚胎，这可以解释它的小质量和快速形成的时间尺度。在经典的行星形成理论中，最终的胚胎质量仅由固体表面密度决定。然而，胚胎可以搅动周围的星子，导致通过侵蚀（撞击坑）碰撞的碎片。我们发现，小碎片的径向漂移可以大大降低固体表面密度。另一方面，胚胎的生长是加速碎片的增生。由于碰撞破碎效率取决于星子的初始尺寸，因此最终胚胎质量及其生长时间取决于初始星子尺寸和盘表面密度。我们研究了这两个参数对火星质量的影响，并预测了火星地幔中182W的放射成因过剩。两种情况可以解释小火星的快速形成：（i）它是由大质量圆盘中的小微行星吸积而形成的，或者（ii）它是由大微行星形成的，但它的生长被木星向内然后向外的迁移所阻止。考虑到所有的限制，我们得出的结论是，火星很可能已经形成了一个巨大的磁盘约0.1太阳质量的小行星半径小于10公里。如此小的星子尺寸不能解释木星核心的吸积，这表明在太阳星云中可能存在着以日心说为中心的星子尺寸梯度。
2013-04-18 astro-ph.EP
Modelling circumbinary protoplanetary disks II. Gas disk feedback on planetesimal dynamical and collisional evolution in the circumbinary systems Kepler-16 and 34
目标。本文研究了在进动偏心气体盘引力影响下，围绕观测系统Kepler- 16和Kepler-34的环双星原行星盘中小行星生长的可能性。方法.我们嵌入我们以前的流体动力学模拟的结果，原行星盘周围的二进制到N体代码执行3D，高分辨率，粒子间引力启用模拟的星子生长和动力学，包括由气体赋予的引力。结果包括完整的，进动的不对称气体盘产生高偏心率轨道的微行星轨道在边缘的circumbinary腔，气体表面密度和偏心率有其最大值。气盘能够有效地调整在某些区域的星子近心点，从而形成相控的、不相互作用的轨道。在这些区域之外，偏心的微行星轨道变得错位和重叠，导致微行星碰撞时轨道交叉和相对速度高。这可能导致侵蚀性碰撞数量的增加，远远超过导致增长的碰撞数量。来自静态轴对称气体盘的引力聚焦是弱的，并且不显著改变来自无气体情况的碰撞结果。结论.由于气盘的不对称性，微行星受到强烈的扰动而进入高度偏心的轨道。在微行星轨道没有很好地对齐的地方，轨道交叉导致侵蚀性碰撞的数量增加。这使得在开普勒-16 b和开普勒-34 b的位置很难发生持续的小行星吸积，因此我们排除了原位生长。这进一步支持了我们最初的建议，即大多数环双星行星应该在盘的更远处形成并向内迁移。
2016-04-06 astro-ph.EP
On the oligarchic growth in a fully interacting system
在行星形成的最后组装阶段，原行星通过星子和行星胚胎之间的碰撞而形成。行星形成的效率可以通过形成的原行星与胚胎和星子的初始质量之间的质量比来定义。在最终组装的行星形成模型中，由于计算困难，微行星之间的引力相互作用通常被忽略，即这样计算所需的资源较少。我们研究了这种简化的效果，通过模拟的行星形成效率在拱星带的胚胎和自我相互作用或非自我相互作用的星子。我们使用自己开发的基于GPU的直接N体积分器HIPERION进行模拟。我们发现，行星形成的效率更高，如果星子的自我相互作用的模型，包含常用的100个胚胎考虑。所观察到的效果可以解释为阻尼的小行星的离心率由他们的自我引力。如果初始胚胎数大于200，非自相互作用和自相互作用模型定性地显示出相同的结果。
2020-12-14 astro-ph.EP
Accretion of eroding pebbles and planetesimals in planetary envelopes
风蚀是一种破坏性机制，如果相对于环境气体的速度和当地气体压力足够高，则会将弱结合物体（如星子）完全溶解成其组成颗粒。在数值模拟中，我们研究了这样的风蚀对卵石和星子吸积的行星体高达$10 R_\mathrm{Earth}$的影响。由于小天体的尺寸迅速减小，吸积结果发生了显著变化。侵蚀导致强烈的吸积效率低于阈值大小的小机构的顺序为10米。对于给定大小分布的小天体，这会显著减缓卵石的吸积。小天体的临界半径随行星半径的增大而增大，随半长轴的增大而减小。在所研究的参数范围内，额外的行星大气（不超过1巴）是次要的。
2020-07-23 astro-ph.EP
Effects of pebble accretion on the growth and composition of planetesimals in the inner Solar System
最近的研究表明，除了质量越来越大的星子碰撞的经典观点外，毫米到米大小的“卵石”的吸积也可以重现类地行星的质量轨道分布。在这里，我们进行N体模拟研究卵石吸积对生长在太阳系内的不同直径的微行星的影响。模拟运行发生在气盘的寿命，同时也考虑到木星的增长。我们发现，卵石吸积可以增加固体盘的质量至少几倍，其初始质量与合理的假设，卵石碎片较小的颗粒在雪线和气体盘诱导的轨道迁移效应的力量。卵石对质量的如此大的贡献似乎意味着内太阳系的同位素组成应该与卵石源（即外太阳系）相似。这一推论似乎违反了所观测到的太阳系样本的核合成同位素二分法。因此，卵石吸积在类地行星的形成过程中几乎没有作用。
2021-12-22 astro-ph.EP
A quantification of hydrodynamical effects on protoplanetary dust growth
上下文尘埃粒子在原行星盘中的生长过程可以通过数值尘埃凝聚程序来模拟。在这种方法中，控制尘埃生长过程的物理效应通常必须以参数化的形式实现。由于缺乏这些参数化，现有的粉尘凝聚的研究忽略了流体动力学气流可以对晶粒生长的影响，即使它经常被认为是流动可能显着的积极或消极的增长过程作出贡献。目的。我们打算提供一个量化的流体动力学效应的尘埃颗粒的生长，使这些影响可以被参数化，并在尘埃凝结代码中实现。方法.我们数值积分的小尘埃粒子的轨迹在磁盘气体流围绕原微行星，采样原微行星半径，逆风速度，和尘埃停止时间的大参数空间。结果气体流使大多数粒子偏离原微行星，使得其有效碰撞截面减小，因此质量吸积速率减小。然而，气流也降低了小尘埃颗粒对原微行星的撞击速度。这可能有利于其生长，因为已知大的冲击速度会导致侵蚀。我们还证明了为什么这样的气流不返回碰撞碎片的表面的原星子。结论.我们预测，一个层流流体动力流周围的原星子将有显着的影响，其增长。然而，我们不能轻易地预测碰撞速度的减小或后掠截面的减小哪个结果更重要。因此，我们提供了参数化准备实施到粉尘凝结代码。
2013-11-18 astro-ph.EP
Failed Growth at the Bouncing Barrier in Planetesimal Formation
在实验室实验中，我们研究了紧凑的合奏（填充因子0.33）毫米灰尘聚集体组成的微米石英颗粒的碰撞。我们使用圆柱形聚集体、三角形聚集体、正方形聚集体和矩形聚集体。研究了等尺寸聚集体的集合以及嵌入较大聚集体的集合。典型的碰撞速度为10-20 mm $\rm s^{-1}$。高空间和时间分辨率成像明确显示，单独的碰撞导致粘附的概率高达20%。这导致聚集体的连接集群。两个聚集体之间的接触面积随着碰撞速度的增加而增加。然而，这种团簇增长只是暂时的，因为随后的聚集体和团簇的碰撞最终导致所有聚集体从团簇中分离。接触是非常脆弱的，因为在我们的实验条件下，聚集体不能进一步压缩或破碎，以提高接触稳定性。因此，系综的演化总是导致初始大小的个体聚集体的分布。这支持并扩展了早期的实验，表明在星子形成中的弹跳屏障对于形状和大小的变化是鲁棒的。
2016-09-02 astro-ph.EP
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet II. Effects of dust growth
本研究通过一维单粒径尘埃演化模型，探究含尘埃生长过程时，迁移行星后方气压凸起处的星子形成条件与结果，明确了湍流强度、行星核形成时间等因素对星子质量与形成机制的影响。
2023-06-20 astro-ph.EP
Building massive compact planetesimal disks from the accretion of pebbles
我们提出了一个模型，在该模型中，星子盘是建立在星子的形成和吸积的径向漂移的卵石到现有的星子的组合。在这个模型中，卵石吸积到微行星上的速度很快超过了内盘中直接形成微行星的速度。这就允许形成一个高质量的内盘，而不需要增强的星子形成或一个巨大的原行星盘。我们提出的星子盘生长机制不需要任何特殊的条件来操作。因此，我们预期高质量的星子盘几乎在所有系统中自然形成。这种增长的程度是由通过内部磁盘漂移的卵石的总质量控制的。任何减少卵石输送速率或持续时间的东西都会相应地减少星子盘的最终质量。因此，我们预期低质量恒星（具有较小质量的原行星盘）、低金属丰度恒星和具有巨行星的恒星都应该生长较小质量的微行星盘。星子盘演化成行星系的过程仍然是个谜。然而，我们认为，后期阶段的行星形成模型应该开始与一个巨大的磁盘。这强化了大质量和紧凑的行星系可能在原地形成的想法，但不排除在行星形成后发生重大迁移的可能性。
2015-07-29 astro-ph.EP
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
The Influence of Cold Jupiters in the Formation of Close-in planets. II. Collisional Growth of Planetesimals
本研究模拟冷木星与黏性耗散原行星盘下星子的碰撞动力学演化，发现星子盘会演化成近距致密行星环，揭示巨行星对内盘固体重分布作用，解释含巨行星系统偏离“豌豆荚”构型的成因。
2025-09-02 astro-ph.EP
Planetesimal formation by sweep-up: How the bouncing barrier can be beneficial to growth
星子的形成通常被认为是尘埃颗粒的碰撞粘附。确切的过程是未知的，因为较大的聚集体之间的碰撞往往导致破碎或反弹，而不是粘在一起。然而，最近的实验室实验在理解和绘制尘埃碰撞所涉及的复杂物理学方面取得了很大进展。我们希望利用最新的实验室实验结果研究星子形成的可能性，特别是通过包括具有质量转移效应的碎裂，这可能导致即使在高撞击速度下也会增长。我们提出了一个新的实验和物理动机的尘埃碰撞模型能够预测任意质量和速度的两个粒子之间的碰撞的结果。它与一个连续的灰尘大小进化代码一起使用，该代码在执行时间方面非常快，并且能够很好地解决所有大小的灰尘，允许无偏见地研究所有类型的相互作用。我们发现，对于一般的尘埃人口，反弹碰撞阻止毫米以上的尺寸的增长。然而，如果引入少量cm尺寸的颗粒，例如由于垂直混合或径向漂移，它们可以充当催化剂并开始清扫较小的颗粒。在3天文单位的距离处，在1万年的时间尺度上形成了100米大小的天体。我们的结论是，直接生长的星子可能是一种可能性，由于存在的反弹障碍和破碎与质量转移效应相结合。在这里，弹跳屏障甚至是有益的，因为它防止了太多的大颗粒的生长，否则这些大颗粒只会彼此破碎，并创造了一个小颗粒的储存库，这些小颗粒可以被更大的物体扫走。然而，为了使这个过程起作用，必须引入几个cm或更大的种子。
2012-01-20 astro-ph.EP
Runaway Growth During Planet Formation: Explaining the Size Distribution of Large Kuiper Belt Objects
跑道生长是行星形成的一个重要阶段，在此期间，大型原行星形成，而大部分初始质量仍保留在小星子中。转换成大型原行星的质量数量及其产生的大小分布还没有很好的了解。在这里，我们使用通过凝聚模拟确认的分析工作来描述失控的生长和相应的速度弥散演变。我们发现，失控的增长过程如下：最初所有的质量都存在于小的星子中，质量表面密度为σ，大型原行星开始通过吸积小的星子形成。这种增长一直持续到合并大型原行星的增长变得与星子吸积的增长相当。当Σ/σ~α^{3/4} ~ 10^{-3}时，这一条件成立，其中Σ是原行星在给定对数质量区间内的质量表面密度，α是天体大小与希尔半径之比。从那时起，原行星的生长和速度色散的演变变得自相似，并且由于小微行星的吸积而增加的速度色散被由于与大原行星合并而减少的速度色散所平衡，因此速度色散大致保持不变。我们发现，这种增长导致原行星的大小分布由N（>R）\propto R^{-3}给出，其中N（>R）是半径大于R的物体的数量（即，微分幂律指数为4）。我们将我们的结果应用于柯伊伯带，这是一个失控增长的遗迹。我们的结果成功地匹配了观测到的柯伊伯带尺寸分布，它们阐明了形成它的物理过程，并解释了今天大型柯伊伯带天体（KBO）中存在的总质量。这项工作表明，目前在大型KBO的质量是原始的，它还没有被显着耗尽。删节
2010-10-31 astro-ph.EP
Heavy-element Accretion by Proto-Jupiter in a Massive Planetesimal Disk, Revisited
星子吸积是巨行星重元素富集的重要来源。有人认为，木星的富集包层是在其成长过程中的星子吸积的结果，假设它形成于一个巨大的星子盘。在这项研究中，我们模拟了木星在这种情况下的形成。我们假设在原位形成和N体模拟来推断固体吸积率。我们发现，在快速的气体吸积阶段，数十个地球质量的微行星可以被原木星捕获。然而，如果在木星的核心附近形成几个胚胎，这是一个巨大的星子盘的预期结果，从胚胎的散射增加了星子的偏心率和倾角，因此显着降低吸积效率。我们还将我们的结果与已发表的半解析模型进行了比较，并表明这些模型不能再现N体模拟，特别是当星子盘有一个大的偏心率和倾角。我们表明，当仔细模拟的动力学演化的星子，捕获的星子$M_\mathrm{cap,tot}$的总质量是$2 M_\oplus \lesssim M_\mathrm{cap,tot}\lesssim 18 M_\oplus$。木星包层的金属丰度可以用我们的大质量盘模型中的星子吸积来解释，尽管星子的高偏心率和倾角导致了低吸积效率。我们的研究表明，在行星的生长过程中的星子吸积的详细建模的重要性和它的影响，在气态行星的重元素质量。
2022-12-08 astro-ph.EP
Planetary Core Formation with Collisional Fragmentation and Atmosphere to Form Gas Giant Planets
巨大的行星核心（$\sim 10$地球质量）引发快速的气体吸积，形成气体巨行星\rev{such as}木星和土星。我们调查的核心增长和核心的可能性，以达到这样一个关键的核心质量。在后期阶段，行星核心通过与小行星的碰撞而成长。微行星与行星核心的引力相互作用导致微行星的碰撞碎裂，减少了周围微行星的数量，从而减少了最终的核心质量。从小的微行星开始，碎片迅速移动，形成质量较小的核心。然而，行星核心在气体快速吸积之前获得了扩大其碰撞截面的大气。一旦行星核心超过火星质量，大气层就会显著加速核心的生长。我们表明，考虑到碎片和大气的影响，最初大的星子使足够大的核心形成。另一方面，由于大型星子的核心生长缓慢，因此需要一个巨大的磁盘才能使核心在磁盘寿命内充分增长。如果初始星子大小为100\，km的圆盘质量是最小质量太阳星云的10倍，那么在类木行星区域（$>5\,$ AU），行星核心的质量可以超过10个地球质量。
2011-06-10 astro-ph.EP
Susceptibility of planetary atmospheres to mass loss and growth by planetesimal impacts: the impact shoreline
本文研究了微行星撞击对行星大气的影响。大气的演化取决于挥发物的增益与大气剥离损失的比值f_v;对于恒定轰击，f_v<1的大气在有限时间内被破坏，而f_v>1的大气随时间线性增长。用一个碰撞结果公式说明了f_v与小行星碰撞速度、大小分布和组成的关系。低质量和/或靠近恒星的行星具有在撞击中耗尽的大气层，而高质量和/或遥远的行星则会产生次级大气层。将这些结果划分为fv=1的撞击海岸线，类似于Zahnle和Catling的宇宙海岸线。撞击海岸线的位置取决于假设的撞击微行星的性质，因此，对于像地球这样的行星的大气演化的结论只有与这些假设一样强。对系外行星群的应用表明，在~1.5R_earth处行星半径分布的间隙与撞击海岸线重合，这与观测到的间隙对轨道周期和恒星质量的依赖性相似。如果有足够的撞击，缝隙下方的行星预计将失去大气层，而缝隙上方的行星可能会有挥发物含量增加的大气层。大气层变化的程度取决于一颗行星所经历的总轰击，以及该系统的其他行星和微行星（通常未知），尽管大质量的遥远行星的吸积效率很低。低光度恒星周围的宜居带行星更容易受到大气层剥离的影响，如果类似地球的撞击有利于生命的发展，那么M星就不适合作为承载生命的行星的宿主。
2019-10-23 astro-ph.EP
Application of gas dynamical friction for planetesimals: I. Evolution of single planetesimals
小的星子成长为大的行星胚胎发生在气体从原行星盘扩散之前很久。微行星-气体-盘的相互作用引起微行星/行星的迁移和轨道演化。小微行星主要是由空气动力学气体阻力。大型原行星$m\sim0.1M_{\oplus}$主要由I型迁移\emph{differential}扭矩控制。还有一个额外的质量范围，\emph{intermediate mass}微行星（IMP）的$m\sim10^{21}-10^{25}g$，在这个范围内，引力与盘的相互作用超过了气动气体阻力，但这种相互作用通常被忽略。在这里，我们使用\emph{gas dynamical friction}（GDF）的方法，以前用于研究在行星质量范围内的磁盘行星的相互作用，这些相互作用的模型。我们发现的临界尺寸GDF占主导地位的气体阻力，然后研究的影响，GDF上的单个IMP。我们发现，小倾角的星子迅速成为共面。偏心轨道在几百万年内形成圆形，前提是星子质量大（$m\gtrsim10^{23}g$），初始偏心率低（$e\lesssim0.1$）。质量更大的星子$m\sim10^{24}-10^{25}g$在几百万年的时间尺度上螺旋上升，导致\emph{an embryonic migration}进入内部圆盘。这可能导致内部原行星盘（$<1$ AU）中岩石物质（以IMP的形式）过多，并导致行星快速生长。这可以解释超级地球行星的起源。此外，G…
2015-08-17 astro-ph.EP
The aeolian-erosion barrier for the growth of metre-size objects in protoplanetary-discs
风成侵蚀是一种破坏性过程，可通过与气体环境的相互作用侵蚀小型行星物体。风成侵蚀作用于广泛的环境和各种条件。在类地行星的地球物理学背景下，对风成侵蚀进行了广泛的探索。在这里，我们表明，原行星盘中的鹅卵石，巨石和小星子的风蚀可以构成行星形成早期阶段的一个重要障碍。我们使用的分析计算表明，在原行星盘的条件下，小天体（$10-10^4 \rm{m}$）是非常容易受到气体阻力的风沙侵蚀。在这个尺寸范围内，风成侵蚀可以有效地将星子侵蚀到几十厘米大小，并抑制这种小天体的进一步生长。因此，这对建议用来缓解米级障碍的通道造成了潜在的困难。然而，一旦/如果盘中存在较大的微行星和行星胚胎，则由风成侵蚀产生的$\sim$分米大小的鹅卵石可能会通过增加鹅卵石吸积的效率来促进较大（>km大小）微行星和行星胚胎的生长。
2020-06-24 astro-ph.EP
Erosion and the limits to planetesimal growth
微观尘埃凝聚成星子是行星形成的第一步。生长的聚集体的大小和形状决定了这种早期生长的效率。有人提出，蓬松的冰聚集体可以非常有效地生长，较少受到弹跳和径向漂移障碍的影响。虽然类似大小的冰聚集体之间的碰撞速度被认为低于碎裂阈值，但它们可能会因与小得多的抛射体碰撞而损失质量。我们调查的影响，这些侵蚀性碰撞的多孔冰聚集体的能力，以跨越径向漂移障碍。我们开发了一个蒙特卡罗代码，计算不断增长的聚集体的演变，同时解决了整个质量分布在任何时候。骨料的孔隙度与其质量无关，并由碰撞、气体压实和最终的自重力压实决定。对于20-40米/秒的侵蚀临界速度，与小射弹的高速碰撞阻止了最大聚集体在开始漂移时的增长。在这些情况下，我们的本地模拟结果在一个稳态分布，与大多数的尘埃质量的粒子与斯托克斯数接近统一。只有考虑最高侵蚀阈值（60米/秒），多孔骨料管理跨越径向漂移障碍的内部10 AU的MMSN样磁盘。在限制增长方面，Escented碰撞比相似尺寸粒子之间的碎片碰撞更有效。可以想象，侵蚀限制了径向漂移障碍前的增长，虽然这种说法的鲁棒性取决于（不确定的）材料性能的冰聚集。如果侵蚀通过直接粘附抑制了星子的形成，那么${\sim}10^9$ g的海洋，高度多孔的颗粒似乎非常适合触发流动的不稳定性。
2014-12-11 astro-ph.EP
Debris disc formation induced by planetary growth
数百颗年龄超过1000万年的恒星被观测到有红外线过剩。这些观测结果可以用隐藏的微行星碰撞碎裂形成的尘埃颗粒来解释。这种尘埃状的小行星盘被称为碎片盘。在一个动态冷的星子盘中，星子的碰撞凝聚产生行星胚胎，然后搅动周围剩余的星子。因此，由行星形成而产生的星子碰撞碎裂形成了一个碎片盘。我们的目标是通过数值模拟星子种群的凝聚和分裂来确定碎片盘中底层星子的属性。碎片盘的亮度和时间演化取决于星子盘的径向分布、内外边缘的位置、总质量和盘中星子的大小。我们发现，一个径向狭窄的星子盘是最有可能导致的碎片盘，可以解释的趋势，观察到的红外线过剩的碎片盘周围的G型恒星，行星形成只发生在1亿年前。早期的碎片盘形成是由行星形成引起的，而后期的演化则是由已经形成的行星周围剩余星子的碰撞衰变所解释的。在$\approx 30$ AU上，具有半径为$\sim 100\,$ km的基本星子的星子盘最容易解释斯皮策太空望远镜24和70 $ μ$ m来自G型恒星周围碎片盘的通量。
2014-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? II. Introducing the bouncing barrier
由于表面力的作用，微米大小的尘埃颗粒粘附在星周盘中，这是产生小行星和行星的第一阶段。驱动这一过程的关键因素是这种环境中尘埃颗粒之间的相对速度和尘埃聚集体碰撞的复杂物理学。在这里，我们提出了一个碰撞模型，这是基于这些聚集体的实验室实验的结果。我们研究了在原行星盘中通过凝聚可以达到的最大聚集体尺寸和质量。我们在三个不同的气体密度在1 AU的中平面的尘埃聚集体的增长模型。我们发现，尘埃的演变并不遵循先前假设的增长-碎裂周期。在这三种盘模型中几乎不发生灾难性碎裂。此外，我们看到长寿，准稳态的分布函数的聚集体由于反弹。我们探讨了如何改变湍流参数和通过改变粉尘颗粒的临界质量比的质量和孔隙率的变化。在模拟过程中，粒子的斯托克斯数大约为10^-4。在这些模型中，粒子的生长是通过反弹而不是破碎来停止的。聚集体的最终Stokes数对气体密度和湍流强度的变化相当不敏感。颗粒的最大质量被限制为约1克（球粒大小的颗粒）。微行星的形成可以通过这些按空气动力学大小分类的球粒大小的颗粒的湍流集中来进行。
2010-01-04 astro-ph.EP
Birth Locations of the Kepler Circumbinary Planets
开普勒任务已经发现了大约12个环双星行星系，所有这些行星都在大约1个天文单位的轨道上。我们把边界的位置在环联原行星盘，这些行星可能已经形成了通过碰撞凝聚开始从小（公里大小或更小）的星子。首先，我们提出了一个长期的星子动力学模型，说明（1）由于偏心进动双星的扰动，以及（2）重力和（3）气体从一个进动偏心盘拖曳。它们的同时作用导致了丰富的动力学，在盘中出现了（多个）长期共振。我们推导出大小相关的微行星偏心率的解析结果，并证明了盘重力的环双星动力学的关键作用。然后，我们将这些结果与碰撞结果的一个简单模型相结合，发现在开普勒16这样的系统中，从10-100米的微行星开始的微行星增长可能在几个AU之外。发生这种情况的外部确切位置对磁盘偏心率，密度和岁差率以及第一代微行星的大小很敏感。来自盘内部双星的强烈扰动，加上几个天文单位的长期共振，抑制了双星2 - 4天文单位内千米大小的微行星的生长。在开普勒环双星系统中，只有在1天文单位处表面密度小于500 g/cm^2的低质量盘中的大型（几公里大小）天体才有可能原位生长出小行星。
2015-05-04 astro-ph.EP
From Planetesimal to Planet in Turbulent Disks. II. Formation of Gas Giant Planets
在核心吸积的情况下，气体巨行星是通过气体吸积形成的固体核心与几个地球质量。我们研究了这种核心的形成，通过碰撞生长从更大的大小的星子在湍流盘。形成核心的搅动导致碰撞碎裂，周围的微行星被碾碎，直到径向漂移。由于碰撞碎裂和径向漂移，周围的星子被耗尽，核心的生长因此停滞。星子的碰撞强度决定了星子耗尽的时间尺度，对于大的星子，这是延长。生长核心周围的星子的大小取决于失控生长开始时的星子大小分布。强烈的湍流延迟了失控增长的开始，导致大的微行星。因此，核心质量的演变取决于湍流参数$α$;形成足够大的核心，而不显着耗尽周围的星子需要强大的湍流$α\gtrsim 10^{-3}$。然而，强烈的湍流与$α\gtrsim 10^{-3}$导致一个显着的延迟失控增长的开始，并防止在磁盘的寿命内形成大量的核心。因此，在几百万年内形成足够大质量的核心需要固体表面密度的几倍增强，这是在内部圆盘$\lesssim 10$ AU中由于漂移的尘埃聚集体堆积而实现的。此外，碰撞强度$Q_{\rm D}^*$，即使是更大规模或更小的机构影响核心的增长; $Q_{\rm D}^* \gtrsim 10^7 \,{\rm erg/g}$机构$\lesssim 1$公里是可能的，这种气体巨星形成。
2018-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collisional Growth Within the Solar System's Primordial Planetesimal Disk and the Timing of the Giant Planet Instability
太阳系的大尺度结构是由一种短暂的动力学不稳定性形成的，这种不稳定性可能是由巨行星与一个巨大的原始冰碎片盘的相互作用引发的。在这项工作中，我们调查的条件下，这个原始磁盘可以合并成行星使用分析和数值计算。特别是，我们进行数值模拟的太阳系的早期动力学演化，占粘性搅拌和碰撞阻尼内的磁盘。我们证明，如果碰撞阻尼将足以保持温和的速度分散，地球质量trans-Neptunian行星可能出现在一个时间尺度的10万年。因此，我们的研究结果有利于这样一种情况，即外太阳系的动力学不稳定性在气态星云消散后立即开始，以避免外太阳系中地球质量行星的过度产生。
2021-07-22 astro-ph.EP
Growth of Jupiter: Enhancement of Core Accretion by a Voluminous Low-Mass Envelope
我们目前的计算通过核心成核吸积和气体捕获的木星形成的早期阶段。核心开始时是一个半径约350公里的种子体，并在一群初始半径从15米到50公里的微行星中运行。群的演化解释了增长和破碎、粘性和重力搅拌、以及阻力辅助迁移和速度阻尼。在这个演化过程中，小于9%的质量是半径小于1公里的微行星;小于25%的质量是半径在1到10公里之间的微行星;小于7%的质量是半径大于100公里的天体。气体捕获的核心大大提高了大小依赖的横截面的行星吸积的星子。行星外壳中尘埃不透明度的计算说明了微行星被烧蚀时释放的尘埃颗粒的凝结和沉降。计算是在轨道半长轴为5.2天文单位处进行的，在该距离处，初始固体的表面密度为10 g/cm^2。结果给出了一个近7.3地球质量（Mearth）的核心质量和一个约0.15 Mearth的包层质量在大约4 e5年后，在这一点上，包层的增长速度超过了核心。同样的计算没有信封产生的核心只有约4.4米地球。
2014-08-07 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
