The radial dependence of pebble accretion rates: A source of diversity in planetary systems I. Analytical formulation
上下文行星形成的经典“星子”吸积方案最近随着“卵石”（在原行星盘中迁移的厘米至米大小的冰粒）的想法而演变，这种想法可以控制星子和/或行星的生长。目的。我们研究卵石吸积如何依赖于磁盘的性质和影响的形成行星系方法。我们构建分析模型的卵石吸积到行星胚胎，始终占卵石流的质量和轨道演化，并反映磁盘结构。结果我们推导出简单的公式卵石吸积率在所谓的“解决”制度的行星胚胎的大小超过100公里。对于相对较小的胚胎或在外盘区域，吸积模式是3D的，这意味着卵石流的厚度必须考虑在内，并导致吸积率是独立的胚胎质量。对于较大的胚胎或在内部区域中，吸积处于2D模式，即，卵石盘可以被认为是无限薄的。我们发现，径向依赖的卵石吸积率是不同的（甚至符号的幂律指数的变化）为不同的磁盘条件，如磁盘热源（粘性加热或恒星辐射），阻力定律（斯托克斯或爱泼斯坦，弱或强耦合），并在2D或3D吸积模式。我们还讨论了升华/破坏冰卵石内雪线的效果。结论.卵石吸积很容易产生大量的行星系的多样性。换句话说，要正确地推断出通过卵石吸积形成行星形成的结果，需要对盘的演化和卵石的生长、升华/破坏和迁移进行详细的规定。
2016-04-14 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
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation II: The impact of pebble accretion in the terrestrial planet zone
近年来，行星核上的卵石吸积现象得到了广泛的研究，并被发现是行星生长的一种非常有效的机制。虽然大多数研究假设行星核心作为其模拟的初始条件，但这些核心如何，在何处以及何时形成的问题往往被忽视。我们研究了卵石吸积过程中的行星胚胎的形成阶段和随后的演变在拱星盘演化的早期阶段的影响。在这样做的过程中，我们的目标是量化行星胚胎形成的时间尺度和局部依赖性，基于磁盘的固体演化。我们将一维两种群固体演化模型和卵石通量调节的星子形成模型与N体程序LIPAD相连接。在我们的研究中，我们专注于与初始尺寸为100公里的直径的星子的增长，星子碰撞和卵石吸积的第一个100万年的粘性不断发展的磁盘。我们比较了18个不同的N体模拟，在这些模拟中，我们改变了100万年后的微行星总质量，微行星盘的表面密度分布，径向卵石通量和卵石吸积的可能性。卵石堆积导致形成更少，但实质上更大的胚胎。可能的胚胎形成的区域是微弱的影响，卵石的吸积和最里面的胚胎往往形成稍早相比，卵石吸积被忽略的模拟。卵石吸积强烈地增强了超级地球在类地行星区域的形成，但它不会增强更大距离处胚胎的形成。
2020-08-24 astro-ph.EP
Characterizing the Chemistry of Planetary Materials Around White Dwarf Stars
围绕白矮星运行的行星系可以通过恒星本身的光谱观测来研究。大量的白矮星被认为吸积了大多数岩石小行星，其残余物存在于恒星光球中。光球中的元素丰度揭示了吸积母体的整体组成，其精度远远高于天文学家目前可用的任何其他技术。总的来说，最重要的发现是，太阳系外的岩石行星具有与地球和太阳系其他岩石天体相似的大量元素组成。白矮星的研究表明，许多太阳系外的小行星（小行星）是分化的，具有类似地球的地壳，地幔和核心;这一发现对我们自己的太阳系的起源具有重要意义。
2017-08-18 astro-ph.EP
Accretion of Uranus and Neptune from inward-migrating planetary embryos blocked by Jupiter and Saturn
重现天王星和海王星仍然是模拟太阳系形成的一个挑战。这两颗冰巨人的奇特的相似性表明，它们在形成过程中都经历了巨大的碰撞。因此，在原始的外太阳系中，一定有一个以大行星胚胎碰撞为主的吸积时期。我们测试这个想法使用N体数值模拟，包括气体原行星盘的影响。一个强有力的限制是冰巨星的质量非常相似-海王星/天王星的质量比是$\sim1.18$。我们发现，类似大小的冰巨人确实是由土星以外的行星胚胎之间的碰撞形成的。成功模拟的比例取决于系统中行星胚胎的初始数量，它们的个体和总质量。相似大小的冰巨星在模拟中一直被复制，从5-10个行星胚胎开始，初始质量为$\sim$ 3-6 ${\rm M_\oplus}$。我们的结论是，从人口的行星胚胎吸积是一个合理的情况下，天王星和海王星的起源。
2015-06-09 astro-ph.EP
PTF/M-dwarfs: A Large New M-dwarf Planetary Transit Survey
PTF/M-dwarfs是一个100，000个目标的M-dwarfs行星凌日调查，是Palomar Transient Factory（PTF）合作的关键项目。该调查对所有目标恒星周围的行星半径都很敏感，并且有足够的精度达到海王星和超级地球的最佳目标。Palomar Transient Factory是一个全自动的广域观测系统，旨在系统地探索光学瞬变天空。这次调查是使用一个新的7.26平方度的相机安装在48英寸塞缪尔Oschin望远镜在帕洛玛天文台。每个9200万像素的R波段曝光包含大约3,000个可用于行星探测的M矮星。在每一个PTF观测季，PTF/M-矮星会搜寻近30，000颗M-矮星周围的海王星半径行星，约500颗M-矮星周围的海王星半径行星，以及100颗超级地球。预计在未来几年内，全面调查将涵盖10万多个目标。在Palomar 60英寸、LCOGT、Palomar 200英寸、MDM和Keck望远镜上进行测光和分光后续操作。这项调查自2009年年中开始。我们详细介绍了调查设计，调查的数据分析管道和第一年的业务表现。
2011-01-04 astro-ph.EP
Circum-planetary discs as bottlenecks for gas accretion onto giant planets
随着数百颗系外行星的发现，有必要重新审视巨行星吸积模型以解释它们的质量分布。特别是，由于大质量大气层的失控吸积时间很短，亚类木行星的形成仍然不清楚。然而，气体需要通过一个环绕行星的圆盘。如果后者具有低粘度（正如行星在“死区”形成所预期的那样），它可能会成为气体吸积的瓶颈。我们调查的最小吸积率是一个行星的极限假设下，行星盘是完全无粘性的，角动量的运输发生完全是因为从恒星的引力摄动。为了估计吸积率，我们提出了一个稳态模型的无粘环行星盘，垂直气体流入和外部扭矩的明星。在行星中心坐标系中，以恒星作为外部扰动物，在2D中进行了绕行星盘的流体动力学模拟，以测量恒星对盘施加的扭矩。圆盘显示了由恒星潮汐引起的双臂螺旋波，从圆盘的外缘向行星传播。恒星扭矩很小，相当于木星质量行星的两倍时间，大约为500万年。在极限假设下，这显然是真实吸积率的下限。这一结果表明，气体吸积到一个巨大的行星可以调节环行星盘。这表明太阳系外行星质量的多样性可能是这些圆盘中不同粘度的结果。
2012-11-08 astro-ph.EP
Delivery of gas onto the circumplanetary disk of giant planets: Planetary-mass dependence of the source region of accreting gas and mass accretion rate
行星盘上的气体吸积和吸积气体的源区对于揭示导致巨行星周围卫星形成的尘埃吸积非常重要。我们进行了局部三维高分辨率的流体动力学模拟的等温和无粘气体绕行星流动的气体吸积带宽度和气体吸积速率到环行星盘的行星质量的依赖关系进行调查。我们研究了在5.2天文单位时对应于M_p=0.05-1 M_{Jup}的各种行星质量的情况，其中M_{Jup}是当前的木星质量。在低质量区（M_p = 0.2 M_{Jup}），气体吸积带的径向宽度与M_p^{1/6}成正比< 0.2 M_{Jup} while it is proportional to M_p for the high-mass regime with M_p >.我们发现，无论行星质量的情况下，我们检查的质量吸积率的比到环行星盘到希尔球是约0.4。结合我们的结果与全球流体动力学模拟得到的间隙模型，我们得到了半解析的环行星盘上的质量吸积率公式。我们发现，我们的三维吸积率的质量依赖性是相同的先前获得的二维情况下，虽然吸积流到CPD的定性行为是完全不同的两种情况之间。
2022-07-08 astro-ph.EP
The maximum mass of planetary embryos formed in core-accretion models
我们根据吸积的星子或卵石的大小计算出一个正在生长的行星胚胎所能达到的最大质量，以推断出巨行星核心和巨行星本身生长的可能性。我们计算行星胚胎的气体包层的内部结构，以确定核心质量，这是必要的绑定包层大到足以摧毁星子或卵石，而他们被引力捕获。根据Ormel等人（2015）的结果，我们还考虑了源自原行星盘的平流风的影响。我们表明，对于低质量的卵石，一旦行星胚胎大于~1地球，信封是大到足以摧毁和蒸发卵石完全之前，他们可以到达核心。因此，构成卵石的物质会被释放到行星的包层中，如果平流风足够强的话，这些物质随后会分散到原行星盘中。因此，行星胚胎的生长停止在一个质量如此之小，以至于开尔文-亥姆霍兹吸积不能导致大量气体的吸积。对于较大的微行星，类似的过程发生，但在更大的质量，10个地球质量的数量级，然后是气体的快速吸积。如果平流的影响像Ormel等人（2015）所描述的那样有效，则在形成行星胚胎的包络中的吸积固体的蒸发和这种平流风的综合效应，阻止了行星在质量小于或类似于地球质量的情况下通过卵石吸积形成的行星的生长，直到10 AU的数量级。在由大质量的微行星吸积形成的情况下，行星核心的增长被限制在质量约为10 M地球，但行星的进一步增长可以通过气体吸积进行。
2017-05-17 astro-ph.EP
Planetary engulfment as a trigger for white dwarf pollution
一个行星系的存在可以保护一个小行星盘免受来自遥远的大质量外天体（行星或恒星伴星）的长期引力扰动。当主星脱离主序星演化成白矮星时，这些行星可能被吞没，引发长期不稳定性，导致小型岩石天体的潮汐破裂。这些破裂的天体可以为白矮星提供岩石物质，并可能解释其大气中的高金属含量物质。我们说明了这种机制可以操作时，引力摄动是由于Kozai-Lidov机制从恒星双星伴侣。我们表明，这种机制可以解释所观察到的吸积水平，如果：（1）行星吞没发生快速相比，长期的时间尺度，这是一般的情况下，宽双星（$>100$ AU）和行星吞没在渐近巨星分支;（2）星子盘有一个总质量为$\sim10^{-4}-10^{-2}M_\oplus$。我们表明，这种新的机制可以提供一个稳定的供应的材料在整个生命周期的白矮星的所有冷却年龄，并可以占很大一部分（近一半）所观察到的污染WD。
2016-10-21 astro-ph.EP
Solid accretion onto planetary cores in radiative disks
固态吸积速率是在气盘生命期内形成气体巨行星核心所必需的，它一直是行星形成理论的主要限制。我们测试了固体吸积率效率的行星核心的不同质量嵌入在他们的出生盘，通过三维辐射流体力学，在那里我们遵循了一群嵌入的固体不同大小的演变。我们发现，使用一个现实的状态方程和辐射冷却，磁盘在5 AU是能够有效地冷却，并减少其纵横比。因此，在核心增长到10个地球质量之前就达到了卵石隔离质量，有效地阻止了卵石通量并形成了一个过渡盘。此外，在核心达到临界质量之前，减少的隔离质量停止了固体吸积，导致巨型行星形成的障碍，这解释了观测到的人口中大量的超级地球行星。
2020-06-22 astro-ph.EP
Spitzer Observations of White Dwarfs: the Missing Planetary Debris Around DZ Stars
我们报告了斯皮策/IRAC对白矮星周围红外过度的搜索，包括14个新观察到的目标和16个未发表的存档恒星。我们在两颗温暖的白矮星- J220934.84+122336.5和WD 0843+516周围发现了大量的红外线过剩，后者显然是已知的最热的白矮星，显示出近距离的尘埃盘。扩展以前的研究，我们发现，随着恒星温度的增加，具有尘埃盘的白矮星的比例增加;对于温度低于10，000 K的恒星，即使是污染最严重的恒星也没有~1000 K的尘埃。有初步证据表明，尘埃盘的出现与吸积物质的挥发性有关。在附录中，我们修改了以前的分析，表明坡印廷-罗伯逊阻力可能在将物质从尘埃盘转移到白矮星的大气中起重要作用。
2011-09-24 astro-ph.EP
A search for planetary eclipses of white dwarfs in the Pan-STARRS1 medium-deep fields
本文介绍了在泛星1中深视场中寻找$\sim$ 1700白矮星的食。候选日食事件是通过在超过430万次光变曲线测量中识别低异常值来选择的。我们没有发现与行星大小的伴星引起的短持续时间的食。这个大型数据集使我们能够对白矮星周围的行星发生率进行严格的限制，这些行星小到2 R $_\oplus$。我们的研究结果表明，在洛希极限之外运行的气体巨行星是罕见的，发生在不到0.5%的白矮星周围。相对于围绕主序星的类似行星，可移动带超级地球和热超级地球的数量较少。这些限制对于了解围绕主序星运行的大量系外行星的最终命运具有重要意义。
2014-09-30 astro-ph.EP
Astro 2020 Science White Paper: Evolved Planetary Systems around White Dwarfs
几乎所有已知的行星宿主都将进化成白矮星，它们的大部分行星系将在这种转变中幸存下来--火星轨道以外的太阳系也是如此。白矮星吸积行星碎片的光谱学提供了对系外行星整体组成的最准确的了解。对盖亚探测到的约260，000颗白矮星的地面光谱测量将确定超过1000个演化的行星系，而高通量高分辨率的天基紫外光谱对详细测量它们的丰度至关重要。到目前为止，已经获得了两个小行星紧密围绕白矮星运行的证据，对它们的研究为这些天体的成分和内部结构提供了重要的约束。需要进行重大的光度测量和光谱测量工作，才能收集到足够大的近距离微行星样本，以确定它们作为一个种群的性质，并推断出它们起源的外部行星系的结构。尘埃盘的中红外光谱将提供碎片的详细矿物学信息，再加上从白矮星光谱测量的元素丰度，将能够对吸积物质的化学、热力学和物理历史进行详细的物理建模。灵活的多历元红外观测对于确定在许多尘埃盘中观测到的可变性的物理性质和起源至关重要。最后，直接探测为白矮星提供物质的外部储存库将需要灵敏的中红外和远红外能力。
2019-04-12 astro-ph.EP
On the formation of compact planetary systems via concurrent core accretion and migration
我们提出的结果行星形成N体模拟的基础上，一个全面的物理模型，包括行星质量增长，通过相互胚胎碰撞和星子/巨石吸积，粘性盘的演变，行星迁移和气体吸积到行星的核心。本研究的主要目的是确定哪一组模型参数导致形成的行星系，类似于紧凑的低质量多行星系统，已发现的径向速度调查和开普勒任务。我们改变初始光盘质量，固体与气体的比例和巨石/星子的大小，并为一个有限的体积的参数空间，我们发现，紧凑的系统包含类地行星，超级地球和海王星般的机构出现作为自然结果的模拟。当小的微行星/巨砾提供主要的吸积源时，具有低的固气比值的圆盘模型只能形成短周期的超级地球和海王星，因为这些天体的流动性需要克服生长胚胎的局部隔离质量。在低金属量恒星周围存在短周期的超级地球提供了强有力的证据，表明小的移动物体（星子，巨石或卵石）在所观察到的行星的形成中发挥了核心作用。
2016-01-14 astro-ph.EP
How dust fragmentation may be beneficial to planetary growth by pebble accretion
卵石吸积是行星核心快速增长的一种新兴模式。卵石通量和卵石尺寸是卵石堆积模型中的关键参数。我们的目标是从最先进的尘埃凝聚模型中推导出卵石的大小和通量，了解它们对磁盘参数和碎裂阈值速度的依赖性，以及卵石吸积对行星生长的影响。我们使用一个一维的尘埃演化模型，包括尘埃的生长和破碎计算现实卵石的大小和质量通量。我们利用这些信息来整合放置在原行星盘不同位置的行星胚胎的生长。卵石通量强烈地依赖于磁盘的属性，如其大小和湍流水平，以及尘埃聚集体的破碎阈值。我们发现，尘埃碎片化可能以多种方式有利于行星的生长。首先，它阻止固体生长到非常大的尺寸，因此卵石堆积的效率下降。更重要的是，小卵石的消耗速度较慢，提供了一个长期的卵石流量。由于全凝聚模型计算量大，我们提供了一个简单的方法，估计卵石的大小和流量在任何原行星盘模型没有子结构和任何碎裂阈值速度。
2021-01-05 astro-ph.EP
Planetary core formation via multi-species pebble accretion
在卵石核心成长的一般经典图像中，行星核心是通过单个卵石物种的吸积而成长的。成长中的行星可能会达到所谓的卵石隔离质量，在那里它会引起一个压力隆起，阻止向内漂移的卵石进入其轨道之外，从而通过卵石吸积来阻止核心的生长。在最近的水动力学模拟中，卵石过滤的压力冲击取决于几个参数，包括核心质量，盘结构，湍流粘度和卵石的大小。我们研究了如何吸积的多个，而不是单一的，卵石物种影响核心增长率，以及如何依赖卵石隔离质量湍流粘度和卵石大小设置最终的核心群众。我们进行了数值模拟，在粘性1D光盘，其中最大晶粒尺寸的晶粒生长，破碎和漂移限制。我们确认，核心的增长率和最终的核心质量是敏感的三个关键参数：阈值速度，卵石碎片碰撞，湍流粘度和分布的卵石物种，产生的多样性的行星核心。随着多个卵石种类的吸积，行星核心可以快速增长，达到30 - 40 $M_{\rm{E}}$的质量。冷气体巨星的潜在核心能够从最初植入远达50 AU的胚胎中形成。我们的研究结果表明，多物种卵石的吸积可以解释：估计25 - 45 $M_{\rm{E}}$重元素丰富的木星的核心内;太阳系外行星的大规模核心;盘环和更广泛的轨道间隙;早期和快速形成的行星体。
2021-11-30 astro-ph.EP
A low accretion efficiency of planetesimals formed at planetary gap edges
对巨行星的观测和模型表明，与太阳丰度相比，这类天体富含重元素。普遍的观点是，巨行星在核心形成结束后，吸积了数倍于地球质量的重元素。这种晚期的固体富集通常被解释为星子的吸积。星子预计将形成在边缘的行星间隙，在这里，我们解决的问题，这些星子是否可以吸积在足够大的金额来解释推断的高重元素含量的巨行星。我们进行了一系列的N体模拟的动力学的星子和行星在行星生长阶段，考虑到气体阻力以及增强碰撞截面所造成的扩展信封。我们认为木星和土星的增长通过气体吸积后，达到卵石隔离质量，我们包括他们的迁移在一个不断发展的磁盘。我们发现，在行星间隙边缘形成的微行星的吸积效率是非常低的：不到10%的形成的微行星被吸积，即使在最有利的情况下，在我们的模型中对应于几个地球质量。当微行星被假定形成于行星的供给区之外，延伸到行星的几个希尔半径时，吸积就变得可以忽略不计了。此外，我们发现吸积效率随着行星迁移距离的增加而增加，而当星子半径减小时，吸积效率并不增加。基于这些结果，我们得出结论，这是很难解释的大重元素含量的巨行星与星子吸积在气体吸积阶段。最有可能需要替代工艺，例如，漂浮卵石沉积的蒸汽的吸积。
2022-02-25 astro-ph.EP
Adapting a solid accretion scenario for migrating planets in FARGO3D
在这项工作中，我们适应了一个模块内的流体动力学代码FARGO3D的行星形成。行星的形成是由一个坚实的核心吸积的情况下，与核心生长在寡头政权。微行星的初始表观密度与圆盘中气体的初始表观密度成正比。我们包括一个数值方法来描述的偏心率和星子形成过程中的倾角的演变。这种方法直接影响固体的吸积速率。当核心达到临界质量时，气体吸积开始，遵循适应FARGO3D代码的原始FARGO方案。为了说明如何使用行星形成的模块，我们调查了一个行星在一个二维的，局部等温气体盘与规定的吸积率的迁移，分析了行星迁移过程中所涉及的时间尺度以及行星形成的时间尺度。分析显示，在穿越冰线时，行星核的质量必须接近其临界值，以避免行星落入恒星包层。这将使行星有足够的时间开始失控的气体吸积，导致质量迅速增加，并进入II型行星迁移。
2019-10-16 astro-ph.EP
The atmospheric circulation and climate of terrestrial planets orbiting Sun-like and M-dwarf stars over a broad range of planetary parameters
最近发现的温带类地行星绕附近的恒星和承诺的特点，其大气激发了需要了解的多样性可能的行星参数如何影响气候的类地行星。在这项工作中，我们调查的大气环流和气候的类太阳和M-矮星的类地系外行星的轨道上广泛的可能的行星参数，包括行星自转周期，表面压力，入射恒星通量，表面重力，行星半径和云粒子大小。我们这样做使用的大气环流模式（GCM），其中包括非灰色辐射转移和云的影响。从这套模拟的结果一般表现出定性相似的依赖关系的环流和气候的行星参数作为理想化的GCM，与定量的差异，由于包括额外的模型物理。值得注意的是，我们发现有效云粒子大小是一个关键的未知参数，可以极大地影响类地系外行星的气候。我们证实了低和高白昼侧云覆盖率的同步旋转的类地行星旋转周期增加之间的过渡。我们确定，这种云的过渡是由于涡驱动的收敛附近的亚恒星点，不应该是参数化依赖。最后，我们计算全相位光变曲线从我们的模拟行星绕M-矮星，发现改变入射恒星通量和旋转周期影响可观察到的属性的类地系外行星。我们的GCM结果可以指导对未来太空望远镜观测到的广泛可能的类地系外行星的行星气候的预期。
2019-02-08 astro-ph.EP
A planetary system with gas giants and super-Earths around the nearby M dwarf GJ 676A. Optimizing data analysis techniques for the detection of multi-planetary systems
几个M矮星是系统监测的目标，以寻找低质量系外行星同伴造成的多普勒信号。因此，围绕低质量恒星的高多重性行星系的新兴种群也被探测到。我们优化了经典的数据分析方法，并开发了新的方法，以提高对高多重性系统中低振幅行星的灵敏度。我们将这些方法应用于GJ 676 A的公共HARPS观测，GJ 676 A是一颗附近的M矮星，有一颗气体巨星伴星。我们重新推导多普勒测量使用模板匹配方法（HARPS-TERRA）。我们使用改进版本的周期图来评估额外的低质量同伴的存在。我们用贝叶斯工具分析了相同的数据集，并比较了两种方法的性能。我们证实了报道的大质量气体巨星候选人和长期趋势，其曲率现在被很好地检测到。我们还发现了非常可靠的证据，证明两个新的候选人在近距离轨道上，质量在超地球质量范围内。尽管新的周期图工具的灵敏度增加，我们发现贝叶斯方法在候选信号的早期检测更敏感。虽然硬件开发很重要，但数据分析技术的开发可以帮助用更少的资源从现有数据集中揭示新的结果。这个新系统保持着最小质量范围（从Msin i = 4.5 M_Earth到5 M_Jup）和周期范围（从3.6天到超过10年）的记录。尽管所有的行星候选者都要大得多，但它是第一个具有与我们的太阳系相似的总体结构的系外行星系统。GJ 676 A可以很高兴地加入M矮星周围的高多重性行星系家族。
2012-10-15 astro-ph.EP
Microlensing Discovery of a Tight, Low Mass-ratio Planetary-mass Object around an Old, Field Brown Dwarf
对年轻褐矮星周围吸积盘的观测导致了这样的猜测，即它们可能形成类似于正常恒星的行星系。虽然在棕矮星周围已经有几个行星质量的天体（2 MASS 1207-3932和2 MASS 0441-2301），但这些伴星有相对较大的质量比和投影分离，这表明它们以类似于恒星双星的方式形成。我们通过引力微透镜发现了一个行星质量的物体，OGLE-2012-BLG-0358 Lb。该系统是一个低的二次/一次质量比（0.080 +- 0.001），相对紧密分离（~0.87 AU）的双星，由一个行星质量的天体组成，质量为1.9 +- 0.2木星，绕着一颗质量为0.022 M_太阳的棕矮星运行。相对较小的质量比和分离表明，这颗伴星可能是以类似于行星的方式在褐矮星宿主周围的原行星盘中形成的。
2013-07-26 astro-ph.EP
A Theoretical Framework for the Mass Distribution of Gas Giant Planets forming through the Core Accretion Paradigm
本文建立了一个计算气体巨行星质量分布的理论框架，该框架通过核吸积范式形成。从已知的属性拱盘，我们提出了模型的行星质量分布范围$0.1M_J < M_{\rm p} < 10M_J$。如果行星质量吸积的结束完全是由星周盘寿命决定的，那么观测到的盘寿命的（近似）指数分布将在行星质量函数中留下指数下降的印记。这一结果与观测结果有明显的矛盾，后者认为在相关的行星质量范围内（以及恒星质量$\sim0.5-2M_\odot$），质量分布具有（接近）幂律形式$dF/dM_{\rm p}\sim M_{\rm p}^{-p}$，指数为$p\approx1.3$。质量吸积到行星上的速率取决于进入希尔球的（拱星）盘吸积流的分数，以及行星捕获进入物质的效率。行星质量函数的模型，包括这些效率的分布，与不知情的先验，可以产生接近幂律的行为，与目前的观察一致。盘的寿命，吸积率和其他输入参数取决于宿主恒星的质量。我们展示了这些变化如何导致不同恒星质量的行星质量函数的不同形式。与质量为$M_\ast$ = $0.5-2M_\odot$的恒星相比，质量较小的恒星被预测具有更陡峭的行星质量函数（更少的大行星）。
2021-01-17 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
Rapid Formation of Massive Planetary Cores in a Pressure Bump
传统上，通过星子或卵石吸积的行星核心增长模型与尘埃演化和第一个引力束缚的星子形成的模型是分离的。最先进的模型通常从已经存在的大质量行星核心开始。我们的目标是研究行星核心的形成和增长的压力颠簸，在原行星盘中观察到的环形结构的动机，从亚微米大小的尘埃颗粒。我们连接到一个统一的框架，尘埃凝聚和漂移，星子形成的流动不稳定性，星子之间的引力相互作用，卵石吸积和行星迁移的模型。我们发现，星子形成早期的大规模结束的大小分布迅速增长占主导地位的卵石吸积。这几个巨大的天体在大约10万年的时间尺度上生长，并搅动后来形成的星子，防止进一步行星核心的出现。此外，发生迁移陷阱，允许保留生长的核心。压力隆起是行星核心的出现和快速增长的卵石吸积的尘埃密度和颗粒大小的增加和卵石吸积开始质量减少相比，一个光滑的磁盘模型的有利位置。
2022-12-21 astro-ph.EP
Compositions of Planetary Debris around Dusty White Dwarfs
一些白矮星的光球层被周围行星残骸的物质吸积所“污染”。带有尘埃盘的白矮星通常受到严重污染，对这些系统的高分辨率光谱观测可以用来推断太阳系外行星物质的化学成分。本文报道了对19颗具有尘埃盘或候选尘埃盘的白矮星的光谱观测和分析。总体丰度模式非常类似于大块地球，我们正在开始建立一个足够大的样本来探测广泛的行星成分。我们发现了两颗白矮星吸积富铁物质的证据，以及一颗白矮星吸积富氧但贫氢的行星碎片的证据。此外，Mg/Ca和Si/Ca比值也存在差异，不能用差异沉降或火成岩分异来解释。这些比率似乎遵循蒸发顺序。在这种情况下，我们可以限制被污染的白矮星周围蒸发体的质量和数量。
2019-10-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Geophysical Classification of Planets, Dwarf Planets, and Moons
本文提出了一个描述系外行星、太阳系行星、矮行星和球卫星地球物理特征的行星质量标度和组成码系统。组成类别描述了行星体的岩石、冰和气体性质。行星质量尺度包括五个质量等级，其质量上限和质量下限来自于最近对系外行星质量半径和质量密度关系的研究，以及太阳系中行星、矮行星和球形卫星的物理特征。组合的质量和组成代码提供了地球物理分类，可以将系外行星的全球质量和组成特征与太阳系的行星、矮行星和球形卫星进行比较。该系统是灵活的，可以与表征行星的其他物理，动力学或生物特征的附加代码相结合。
2017-05-27 astro-ph.EP
The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution
银河系中四分之一到二分之一被观测到的单个白矮星的大气层含有来自行星碎片的重元素污染。然而，在双星系统中的白矮星中观察到的污染并不那么清楚，因为伴星风可以产生一股物质流，这些物质流被白矮星吸积。在这里，我们（一）讨论的必要性或缺乏一个主要的行星，以污染一个白矮星与轨道小行星在单和双系统，和（二）确定的临界二元分离超过吸积源是从一个行星系。因此，我们获得用户友好的功能，这两个恒星的质量和半径的距离，伴星风，吸积率到白矮星，各种各样的已公布的吸积处方。我们发现，对于已知双星中的大多数白矮星，如果检测到污染，那么污染应该来自行星物质。
2017-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Transiting Disintegrating Planetary Debris around WD 1145+017
在天文学家意识到被破坏的行星物质可能污染许多白矮星表面十多年后，围绕白矮星WD 1145+017运行的凌日碎片的发现为这一过程的新探索打开了大门。我们描述了过境行星材料的观测证据和目前的理论理解（在某些情况下缺乏）的现象。
2018-04-05 astro-ph.EP
Unified simulations of planetary formation and atmospheric evolution II: Rapid disk clearing by photoevaporation yields low-mass super-Earth atmospheres
超级地球拥有低质量的H $_2$ /He大气（通常小于10%质量）。然而，超级地球大气层的起源尚未确定。我们研究了在超级地球及其大气形成过程中，光蒸发快速清除盘的作用。我们进行统一的模拟超级地球的形成和大气演变的不断发展的磁盘，考虑光蒸发风和磁驱动的磁盘风。对于行星核的生长模式，我们考虑了两种情况下，行星胚胎生长的卵石吸积和没有。我们的主要发现总结如下。(i)大气吸积的时间跨度缩短了快速磁盘耗散由于光蒸发，这阻止了超级地球的核心吸积大量的大气。(ii)即使在没有卵石吸积的情况下，行星核通过胚胎吸积快速增长，失控气体吸积的开始也会延迟，因为胚胎吸积的隔离质量很小。与快速的磁盘清理一起，可以避免大质量大气的吸积。(iii)在快速的磁盘清理之后，一些高偏心率的胚胎可以留在外轨道上。此后，这些胚胎可能会与超级地球相撞，导致吸积大气的有效撞击侵蚀。因此，我们发现具有低质量H $_2$ /He大气的超级地球是由考虑现实磁盘演化的N体模拟自然产生的。
2020-07-27 astro-ph.EP
Liberating exomoons in white dwarf planetary systems
先前的研究表明，超过四分之一的白矮星（WD）大气被残留的行星物质污染，一些WD被观察到在10^6年内吸积冥王星的质量。污染物沉降时间短，表明必须经常补充这些物质。如果卫星在行星系的后主序星演化过程中脱离母行星，它们可能对这种污染过程起到决定性的作用。在这里，我们证明了WD系统中行星之间的引力散射事件很容易触发月球弹射。在行星希尔半径的十分之一范围内重复的近距离遭遇，即使对最大质量的近距离卫星也具有高度的破坏性。因此，散射增加了WD系统中扰动剂的频率，以及这些系统中污染物质的可用质量，从而增加了碰撞和碎裂的机会，并为较小的物体到达WD提供了更动态的路径。此外，在强烈的散射过程中，行星本身的近心相对于WD只有一个AU的一小部分，导致极端的希尔球收缩，并释放卫星进入WD掠食轨道。我们的许多结果直接适用于围绕主序星运行的系外卫星。
2016-03-30 astro-ph.EP
The chemical diversity of exo-terrestrial planetary debris around white dwarfs
我们给出了白矮星PG 0843 +516、PG 1015 +161、SDSS 1228 +1040和GALEX 1931 +0117的HST紫外光谱，这些白矮星吸积了由小行星破坏形成的星周行星碎片。结合光学数据，在光球中检测到最少5种，最多11种不同的金属。金属下沉的时间尺度只有几天，这些恒星处于吸积/扩散平衡，光球的丰度密切反映了星周物质的丰度。我们发现的C/Si比是一致的散装地球，证实了岩石性质的碎片。它们的C/O值也非常类似于大块地球的C/O值，这意味着行星碎片主要由Mg和Fe硅酸盐组成。在四颗白矮星上发现的碎片丰度显示出相当大的多样性，至少可以与太阳系中不同陨石类别的丰度相媲美。PG 0843 +516的Fe、Ni、S、Cr等元素含量明显偏高，表明有熔融物质的增生作用，可能存在分异作用。PG 1015 +161相对于所有其他检测到的元素具有最低的Si丰度。不同白矮星周围行星碎片的Al/Ca比值非常相似。这类似于在太阳系的大多数天体中发现的这两种难熔亲石元素的丰度比几乎恒定。根据对星周碎片的主量元素的探测，计算出星周碎片的吸积速率为1.7e8g/s ~1.5e9g/s。我们在PG 0843 +516和SDSS 1228 +1040中的SiIV 1394，1403双峰中检测到额外的拱星吸收，让人想起在灾难性变量中的白矮星中看到的类似的高电离线。我们怀疑这些谱线起源于白矮星附近的…
2012-05-01 astro-ph.EP
Unstable low-mass planetary systems as drivers of white dwarf pollution
至少有25%的白矮星的大气层受到金属污染，有时伴随着可探测到的星周尘埃/气体盘或（在WD 1145+017的情况下）过境的解体小行星。通过轨道行星向白矮星输送星子是解释这些现象的主要候选者。在这里，我们研究系统的行星和星子进行行星-行星散射引发的恒星的后主序星质量损失，并测试这是否可以保持高速率的交付超过几个陀螺仪，他们观察到。我们发现，低质量行星（地球到海王星质量）是有效的物质输送者，可以维持Gyr的输送。不稳定的低质量行星系再现了观测到的显著吸积的延迟开始，以及后期吸积速率的缓慢衰减。质量较大的行星效率较低，并且在星子种群被清除之前，传递只持续相对较短的时间。当天体越过白矮星的洛希极限时，它们的轨道倾角大致是各向同性的，这意味着可以预期小行星、碎片流和圆盘之间会发生重大的碰撞相互作用。如果行星-行星散射确实是造成白矮星污染的原因，那么许多这样的天体，以及它们的主序星祖先，可以预期在几个天文单位甚至更远的轨道上拥有（目前无法检测到的）超级地球行星。
2018-02-20 astro-ph.EP
Can tidal evolution lead to close-in planetary bodies around white dwarfs II: volcanism and transits
研究白矮星周围行星天体的潮汐演化，发现潮汐作用可改变小行星轨道并诱发火山活动产生尘埃，该机制在广阔参数空间内适用，可能解释观测到的光学凌星现象。
2025-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Infrared observations of white dwarfs and the implications for the accretion of dusty planetary material
被金属污染的白矮星周围的红外线过度与尘埃行星物质的吸积有关。这项工作分析了现有的红外数据的无偏样本的白矮星，并证明，不超过3.3%可以有一个宽，平，不透明的尘埃盘，延伸到罗氏半径，与温度在光盘内边缘的$T_{in} = 1,400$ K，标准模型的观察到的过剩。这与约30%的污染发生率形成鲜明对比。我们提出了四个可能的原因，在污染的白矮星没有红外过量，这取决于它们的恒星性质和推断的吸积率：i）它们的尘埃盘是不透明的，但很窄，因此如果超过85%的受污染的白矮星的尘埃盘比$δr< 0.04r$窄，就可以逃避检测，ii）它们的尘埃盘已经被完全消耗，其仅适用于下沉时间尺度长于数百年的最古老的白矮星，iii）它们的尘埃光学上薄，如果由PR-阻力主导，则其可以提供$<10^7 $ gs $^{-1}$的低吸积率，并且如果物质的向内输送增强，则其可以提供更高的吸积率，例如，由于气体的存在，iv）它们的吸积由纯气体盘提供，这可能是由于光学薄尘埃对于T* > 20，000 K的升华。未来的观测对微弱的红外线过量或气体的存在敏感，可以测试这里提出的方案，从而更好地限制污染白矮星中加速吸积的物质的性质。
2017-02-16 astro-ph.EP
Constraining Planetary Gas Accretion Rate from Hα Linewidth and Intensity: Case of PDS 70 b and c
最近对嵌入在拱星盘中的原行星的观测揭示了行星形成的过程。特别是，氢巴耳末线（Hα）发射的检测直接限制了气体巨星的后期吸积。最近，Haffert等人（2019）测量了两颗围绕PDS 70运行的原行星的Hα发射的谱线宽度和强度。在这里，我们通过将激波加热吸积流的辐射流体动力学模型应用到Aoyama等人（2018）最近开发的原行星上来研究这些原行星。结果表明，Hα谱线宽度与强度的结合可以显著缩小原行星吸积速率和质量的可能范围。虽然目前的光谱分辨率还不够高，无法得出关于其吸积过程的明确结论，但对生长中的原行星进行高分辨率光谱成像是非常有希望的。
2019-10-24 astro-ph.EP
The entry geometry and velocity of planetary debris into the Roche sphere of a white dwarf
我们对白矮星行星系的了解主要来自于白矮星的几个太阳半径范围内的区域，在那里小行星分裂，形成环和盘，并吸积到恒星上。进入这个洛希球的位置，角度和速度很少被探索，但关键决定了碎片的初始几何形状，到光球的吸积速率，以及最终的小行星的组成。在这里，我们在巨分支和白矮星恒星演化阶段共演化了超过10^5颗小行星，以量化小行星注入白矮星罗氏球的几何形状作为行星质量和偏心率的函数。我们发现，较低的行星质量的各向异性注入的程度增加，并减少迎面（正常的罗氏球）遇到的概率。我们的研究结果表明，人们可以使用动力学活动的罗氏球，使这些行星系的隐藏架构的推论。
2021-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The smallest planetary drivers of white dwarf pollution
许多将行星碎片送到白矮星几个洛希半径内的潜在机制依赖于引力散射事件，这些事件的特征是巨行星或类地行星。然而，这些围绕白矮星运行的行星的数量仍然是未知的，对于相当一部分白矮星来说，恒星演化的最大行星幸存者可能是次地质量的小行星。在这里，我们试图找出最小的质量扰动，可能污染白矮星。通过计算昂贵的数值模拟的不稳定和稳定的配置的小行星，我们发现，这个临界下限约等于一个月球质量。此外，我们发现，当从上面接近这个质量极限时，白矮星污染发生的典型冷却年龄增加。因此，在地球和月球之间有两个数量级的扰动质量范围，这在白矮星污染研究中基本上尚未探索，尽管在这些系统中可能形成数千个这样的月球大小的物体。
2023-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetary Systems Around White Dwarfs
白矮星行星科学是一个快速发展的研究领域，具有各种各样的观测和理论探索。巨行星、小行星和碎片盘都被探测到绕着白矮星运行。破碎的小行星的内部是在一个元素一个元素的基础上测量的，提供了一个独特的外行星化学探测器。数值模拟和分析研究追踪了这些系统从au尺度到白矮星附近的剧烈物理和动力学历史，在那里小行星被分解成尘埃和气体，并被吸积到白矮星光球上。目前和即将推出的地面和空间仪器可能会进一步加快发现的步伐。
2021-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Lagrangian Integrator for Planetary Accretion and Dynamics (LIPAD)
我们提出了第一个基于粒子的拉格朗日代码，它可以跟踪大量km大小的微行星在整个生长过程中成为行星的碰撞/吸积/动力学演化。我们称之为“行星吸积和动力学的拉格朗日积分器”或LIPAD。LIPAD建立在SyMBA之上，SyMBA是一个辛$N$体积分器。为了处理非常大量的星子所需的行星形成模拟，我们引入了“示踪”粒子的概念。每一个示踪剂都代表大量的盘状粒子，它们的轨道和大小大致相同，并且由三个数字来表征：物理半径、体积密度和示踪剂所代表的盘状粒子的总质量。我们开发的统计算法，遵循的动力学和碰撞演化的示踪剂，由于彼此的存在。示踪剂主要以正常的N体方式与较大的物体（“行星胚胎”）动态相互作用。LIPAD的最大优势是它可以精确地模拟由于与胚胎的引力相互作用而导致的星子的大规模重新分布，最近已经证明这会显着影响行星胚胎的生长速度。我们验证的代码通过一套全面的测试，比较我们的结果与欧拉和/或直接N体代码。
2012-07-03 astro-ph.EP
A white dwarf bound to the transiting planetary system WASP-98
WASP-98是一个行星系统，其中包含一颗热木星经过一颗晚G矮星。一颗12角秒远的较暗恒星先前被确认为白矮星，其距离和自行与行星系统的物理关联一致。我们目前的光谱学的白矮星，目的是确定其质量，半径和温度，从而年龄的系统。然而，光谱显示出无特征的连续性，并且缺乏DC类白矮星的谱线特征。因此，我们将理论上的白矮星光谱与该天体的ugriz视星等和Gaia DR 2视差进行了拟合，以确定其物理性质和系统的年龄。我们发现，该系统是旧的，与3.6陀螺仪的下限，但理论上的不确定性排除了精确确定其年龄。它的运动学与厚盘的成员资格是一致的，但不允许我们排除薄盘的选择。该系统的年龄和低金属丰度表明它受到年龄-金属丰度关系的影响，但对大多数富金属和贫金属的凌日行星系统的分析只产生了这方面的非实质性证据。我们的结论是，结合白矮星的研究可以产生独立的年龄的行星系统，但这样的分析可能更适合于DA和DB，而不是DC白矮星。
2020-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Architectures of Exoplanetary Systems. II: An Increase in Inner Planetary System Occurrence Toward Later Spectral Types for Kepler's FGK Dwarfs
开普勒任务观察到成千上万的过境系外行星候选者围绕数十万FGK矮星。He，Ford，& Ragozzine（2019）（arXiv：1907.07773）应用前向建模来推断行星系内在结构的分布，开发了一个外行星系的聚类泊松点过程模型（SysSim）来重现观测到的开普勒种群的边缘分布，他们表明轨道周期和行星半径在给定的行星系统内是聚类的。在这里，我们扩展了集群模型，探讨行星系和它们的宿主恒星属性之间的相关性。我们将开普勒FGK矮星的样本分成两半，并将具有行星的恒星的比例（在0.5-10 PDMATHAMM和3- 300天之间），$f_{\rm swpa}$，作为盖亚DR 2颜色的线性函数。我们证实了以前的研究结果，这些行星系的发生率显着上升到后期类型（红）的恒星。有行星的恒星比例从F2 V矮星的$f_{\rm swpa} = 0.32_{-0.11}^{+0.12}$增加到中K矮星的$f_{\rm swpa} = 0.96_{-0.19}^{+0.04}$。大约一半（$f_{\rm swpa} = 0.57_{-0.10}^{+0.14}$）的太阳型（G2 V）矮星拥有一个3到300天的行星系。这个简单的模型可以紧密匹配我们样本中蓝半和红半的观测多重性分布，这表明不同光谱型恒星周围行星系的结构可能是相似的，除了行星托管恒星的整体比例发生变化。
2020-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Production of White Dwarf Debris Disks from Planetary Collisions and Poynting-Robertson Drag
University of Michigan（密歇根大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本文提出行星碰撞在AGB星向白矮星转变时产生厘米级岩石碎片，并经坡印廷-罗伯逊阻力演化，为白矮星污染提供新途径。
2026-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Survivability of radio-loud planetary cores orbiting white dwarfs
在一个太阳半径范围内围绕白矮星SDSS J1228+1040运行的完整金属行星核心碎片的发现，突出了通过无线电发射探测磁性白矮星周围更大，完整的导电核心的可能性。这个已有数十年历史的想法的先前模型专注于根据它们朝向恒星的向内洛伦兹漂移来确定核心的生存能力。然而，重力潮汐可能代表一个相等或占主导地位的力量。在这里，我们通过假设麦克斯韦流变模型和在整个可观测白矮星磁场强度（10^3 - 10^9 G）和它们潜在的大气电导率（10^{-1} - 10^4 S/m）范围内进行模拟来耦合这两种效应，以便更准确地限制生存寿命。这种力的耦合使我们能够更好地确定物理和轨道参数，使行星核心能够生存超过一个陀螺仪，最大限度地提高它们被检测到的可能性。最强的幸存者表现出高动态粘度（>~ 10^{24} Pa*s），并在千克级磁场内运行。
2019-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
White dwarf planetary debris dependence on physical structure distributions within asteroid belts
白矮星具有行星碎片和吸积行星物质的凌日特征，为探测行星系的物质组成和动力学结构提供了绝佳的机会。虽然以前的理论工作调查的作用，小机构中断周围的白矮星已集中在球形机构，太阳系小行星可以更准确地模拟为三轴椭球。在这里，我们提出了一个分析框架，以确定类型的中断（潮汐碎片，总升华或直接影响）所经历的三轴小行星接近白矮星上的极偏心（e \sim 1）轨道。这个框架，然后用于确定简化的主带类似物的100个机构在五个不同的白矮星温度的结果。我们还提出了冷却年龄和有效温度之间的经验关系，DA和DB白矮星，以确定这里考虑的白矮星的年龄。我们发现，使用一个纯粹的球形模型可以低估的物理尺寸和径向距离，在这一点上，小行星是受到完全升华，这些差异增加更大的身体伸长。相反，碎裂总是发生在物体的最大半轴上，因此可以用该半径的球体来模拟。碎裂和升华都受到天体物质组成的极大影响，因此也受到其前身小行星带组成的极大影响。白矮星的温度以及由此产生的冷却年龄会影响预期的碎片分布：温度越高，大型细长小行星就会升华，而温度越低，则会产生更多的直接撞击。
2021-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Echoes of a decaying planetary system: the gaseous and dusty disks surrounding three white dwarfs
我们已经进行了一个全面的地面观测计划，目的是描述围绕三颗以前已知拥有气体盘的单颗白矮星运行的星周物质。近红外成像明确地检测到朝向Ton 345的过量红外辐射，并使我们能够改进所有三颗白矮星周围的星周尘埃模型。我们发现，每个白矮星主机的气体和尘埃盘，大致空间重合，结果是一致的情况下，尘埃和气体物质的起源于残留的母体的白矮星的行星系统。我们简要地描述了一个新的模型的气体盘加热机制中的气体材料的行为像一个“Z II”区域。在此Z II区域中，主要由金属组成的气体被紫外光光电离，并通过光学厚允许的Ca II线发射冷却。
2010-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the frequency of planetary systems around G-dwarfs
我们确定的G-矮星的比例，可以主机稳定的行星系的基础上观察到的性质的双星在银河领域，并在各种假设的原始双星种群，其中假设原始的二进制分数高于在外地。我们首先考虑太阳系类似物的频率-行星系，它们要么围绕一颗G-矮星形成，要么围绕一颗包含一颗G-矮星的双星形成，其中双星间距超过100- 300 au。如果原始双星的比例和周期分布与该领域相似，那么高达63%的G矮星系统可能拥有类似的太阳系。然而，如果原始二进制分数更高，G-矮星系统中能够容纳像我们这样的行星系的比例降低到38%。我们将我们的分析扩展到考虑G-矮星系统的比例（包括单星和双星），（围绕主星运行的双星）或环绕双星的行星（围绕双星中的两颗恒星运行），其基准行星距离在1 - 100天文单位之间。根据假设的双星数量，在环主星的情况下，65%到95%的系统可以拥有一颗1天文单位的行星，而在100天文单位的系统中，只有20%到65%的系统可以拥有一颗行星。在环双星的情况下，5%到59%的系统可以拥有一颗1AU的行星，增加到34%到75%的系统可以拥有一颗100 AU的行星。我们的研究结果表明，假设的二进制分数是关键参数，在确定G-矮星系统中的潜在稳定的行星系的分数，使用现在的值可能会导致显着高估，如果二进制分数最初较高。
2013-08-28 astro-ph.EP astro-ph.GA
Collisions in a gas-rich white dwarf planetary debris disc
WD 0145+234是一颗白矮星，它正在从行星物质的环星盘中吸积金属。自2018年以来，它表现出3-5微米通量的大幅持续增长。后续的斯皮策测光显示，到2019年底，圆盘的发射已经开始减少。叠加在亮度下降的随机增亮事件表明，在拱星固体碰撞演化过程中释放的尘埃。一个简单的模型被用来表明观测结果确实与正在进行的碰撞相一致。在这个系统中已经探测到了罕见的星周气体发射谱线，支持了白矮星碎片盘作为碰撞气体和尘埃产生场所的新图像。
2021-06-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cool DZ white dwarfs II: Compositions and evolution of old remnant planetary systems
在先前的研究中，我们分析了230颗表现出强金属污染的冷（$T_\mathrm{eff}$ < 9000 K）白矮星的光谱，测量了Ca、Mg、Fe的丰度，在某些情况下测量了Na、Cr、Ti或Ni的丰度。在这里，我们解释这些丰度的吸积的碎片从太阳系外的星子，并推断母体成分范围从壳状（富含钙和钛）的核心（富含铁和镍）。特别是，两颗白矮星SDSSJ 0823 +0546和SDSSJ 0741 +3146，其log[Fe/Ca] > 1.9 dex，Fe/Ni比与大部分地球相似，它们吸积了迄今为止发现的最像核心的系外小行星。这些白矮星的冷却年龄在1-8 Gyr之间，是银河系中最古老的恒星遗迹之一，这使得探测其古老行星系统的长期演化成为可能。从最大丰度的减少作为冷却年龄的函数，我们发现的证据表明，到达白矮星的材料的速率减少了3个数量级以上的$\simeq$ 6.5 Gyr跨度在白矮星冷却年龄，表明质量水库的后主序星行星系统耗尽的$\simeq$ 1 Gyr的电子折叠时间尺度。最后，我们发现我们的样本中的两个白矮星是宽双星的成员，都表现出高丰度，从而提供了强有力的证据，遥远的双同伴可以动态扰动白矮星行星系统。
2018-03-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can tidal evolution lead to close-in planetary bodies around white dwarfs I: Orbital period distribution
本研究探讨白矮星周围行星系统的潮汐演化机制，预测小行星体轨道周期分布特征，并与观测对比，发现 WD 1145+017 周围 4.5 小时周期天体需具备铁陨石级抗拉强度。
2025-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Generating metal-polluting debris in white dwarf planetary systems from small-impact crater ejecta
白矮星光球中的金属污染来源于行星、卫星、小行星、彗星、巨石、卵石和尘埃的某种组合的吸积。当大型天体停留在动态停滞的位置时-它们本身无法污染，甚至无法靠近白矮星-那么较小的撞击碎片库就可能成为金属污染物的补充或主要来源。在这里，我们采取了第一步探索这种可能性，计算限制的反冲质量，逃脱了目标物体的引力后，一个单一的影响到一个无大气层的表面。通过仅使用Kurosawa & Takada（2019）的全链分析处方考虑垂直撞击，我们为半径范围为10^{0-3} km的玄武岩，花岗岩，铁和富含水的目标物体提供了喷射质量的下限。我们使用的全链处方，而不是物理实验或流体模拟，使我们能够快速采样范围广泛的参数空间适合白矮星行星系。我们的数值计算结果可用于未来的研究，以限制新产生的小碎片水库周围的白矮星给定一个特定的行星系架构，轰击历史，和影响的几何形状。
2020-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Circumstellar Debris and Pollution at White Dwarf Stars
现在已知或怀疑行星碎片的星周盘紧密地围绕着数百颗白矮星运行。到目前为止，数据和理论都支持盘完全包含在之前的巨星半径内，因此必须在白矮星阶段产生。落在原始恒星表面的物质的特征加强了这一图像;磁盘总是与大气重元素一起检测。这些碎片和白矮星宿主丰度之间的物理联系使我们能够通过其残余物对太阳系外行星系的大量化学物质进行独特的了解。这篇综述总结了支持动力学活跃的行星系在所有白矮星中占很大比例的证据，第一代主序星行星系的残余物，从而提供了对初始条件以及长期动力学和演化的见解。
2016-04-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for Terrestrial Planetary System Remnants at White Dwarfs
最近几年，对于主序星后的系外行星系统的看法发生了动态的转变，也许白矮星中存在岩石行星体的证据就是一个缩影。在斯皮策太空望远镜发射的同时，空间和地面数据都支持这样一种观点，即类似小行星存在于冷白矮星的很大一部分，并且在接近致密的恒星残骸时容易发生潮汐破坏。随后产生的碎片会产生可检测到的红外线过剩，这些物质逐渐落到恒星上，用重元素污染大气层，这些元素可以用来确定被摧毁的行星体的整体成分。根据迄今为止的观测，推断出的白矮星的母体最好被描述为小行星，并且具有与内太阳系中发现的物质相似的明显的岩石成分。它们的最小质量是典型的大型小行星，可以接近或超过太阳系中最大的两颗小行星灶神星和谷神星的质量。从各种研究中调查的恒星数量来看，拥有陆地行星系遗迹的白矮星的比例至少是百分之几，但可能在20%到30%之间。因此，A型和F型恒星可以有效地形成类地行星，其频率至少与在它们的白矮星后代中发现的残留物一样高。
2011-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetary systems and real planetary nebulae from planet destruction near white dwarfs
我们认为，潮汐对白矮星（WD）附近的类地行星和冰行星的破坏可能会导致一个或多个低质量的类地行星和更轻的行星在WD周围的紧密轨道上形成。新WD行星系统的形成始于母行星在潮汐半径约为1Rsun附近的潮汐分裂为星子。当半径小于100公里时，内部的应力使微行星免于进一步的潮汐分裂。我们推测，星子然后结合在一起，形成新的亚地球的女儿行星在几个太阳半径周围的WD。更大质量的含氢行星为WD提供了新的核燃料，使其重新成为星巨星。一些氢将在一个大的气囊中膨胀。包层吹出风，形成星云，稍后（在整个包层丢失后）被热WD电离。我们把这个来自行星的发光电离星云称为真正的行星状星云（RPN）。这是对来自行星的子行星（DPP）和RPN方案的初步研究，具有推测性质。接下来必须进行更详细的研究，以确定所建议的情景是否真的能够发生。
2015-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
