Last giant impact on the Neptunian system. Constraints on oligarchic masses in the trans-Saturnian region
目前，大型天体的随机撞击是通常被接受的能够解释冰巨星的巨大性的机制。我们试图在现代理论的框架内，将巨大的撞击作为海王星目前的不稳定性的原因。我们还使用目前的海王星不规则卫星（海卫一除外）的轨道特性设置在海王星形成结束时的巨大影响的情况下的限制。我们模拟角动量转移到原海王星和脉冲转移到其不规则的卫星之间的最后一次随机碰撞（GC）的原行星和寡头质量在海王星的形成结束。我们得到，一个大于4个地球质量的撞击物质量是不可能的，因为它不能再现行星的当前旋转属性，除非碰撞的碰撞参量非常小。另一方面，如果撞击物质量大于1.4地球质量，那么现在的海王星不规则卫星必须在随机撞击结束后形成或捕获。寡头质量的上限（海王星的质量为4个地球质量，海王星不规则卫星的质量为1.4个地球质量）与未知参数无关，如星子的质量和分布，天王星和海王星形成的位置，太阳星云初始表面质量密度和生长状态。如果发生了随机撞击，这些结果应该被理解为在冰行星形成结束时跨土星区域的寡头质量的上限约束，并可用于设定行星形成情景的约束。
2011-04-04 astro-ph.EP
Dynamics and Accretion of Planetesimals
我们回顾的基本动力学和吸积的星子显示N体模拟。微行星轨道的演化是通过两体引力弛豫实现的：粘性搅动增加了微行星的随机速度，动力学摩擦实现了微行星随机能量的均衡。在吸积初期，微行星的生长模式是失控生长，即较大的微行星比较小的微行星生长得快。当一颗原行星（失控生长的微行星）超过临界质量时，生长模式就会转变为寡头生长，在这种情况下，类似大小的原行星会保持一定的轨道距离生长。类地行星形成的最后阶段是原行星之间的碰撞，称为巨大撞击。总结了盘状气体对行星的动力学作用和气体巨星形成的核吸积模型，讨论了行星系的多样性。
2012-12-07 astro-ph.EP
On the formation of planetary systems via oligarchic growth in thermally evolving viscous discs
我们提出了N体模拟的行星系形成的热演化，粘性盘模型。模拟包括I型迁移（包括共转力矩及其饱和度），间隙形成，II型迁移，气体吸积到行星核心，通过光蒸发和气体盘分散。其目的是检查是否寡头增长的情况下，结合自洽的磁盘模型和最新的处方光盘驱动的迁移，可以产生类似的行星系已被观察到的。结果与初始椎间盘质量相关。低质量盘形成了地球质量行星和超级地球的紧密系统。更高质量的盘形成了多代行星，质量范围为10 < mp <45 M_Earth。这些行星通常会迁移到内盘的I型，因为共旋力矩饱和，在那里它们会打开缺口，而II型则会迁移到中央恒星。偶尔，最后一代的低到中等质量的行星形成并由于气盘分散而存活下来。在我们的模拟中没有幸存的气体巨星形成。分析表明，这些行星只有在II型迁移开始之前，在轨道半径r > 10 au处形成核心并经历失控的气体吸积，才能在迁移中幸存下来。我们的结论是，在气体盘的生命周期中，质量mp > 10M_Earth以上的行星生长导致了同旋扭矩饱和和快速向内迁移，阻止了气体巨星的形成和生存。这一结果与一些人口合成模型显示的形成气体巨行星的成功相反。这种差异的出现，部分原因是，在人口合成模型中采用的II型移民处方导致太大的减少时，在行星占主导地位的制度的移民速度。
2014-08-29 astro-ph.EP
Colliding in the shadows of giants: Planetesimal collisions during the growth and migration of gas giants
巨行星迁移是行星系演化过程中的重要现象。最近的工作表明，巨行星生长和迁移可以塑造小行星带，但这些工作没有考虑微行星之间的相互作用。我们计算了气体巨行星生长和迁移过程中星子盘的演化，包括星子-星子碰撞。这些碰撞的数量、位置和碰撞速度取决于具体的生长和迁移路径，我们发现巨行星生长本身对碰撞速度的影响很小，并且大部分被生长中的巨行星散射的星子在生长期间不会相互碰撞。与此相反，我们发现，巨行星迁移诱导大量的高速碰撞的星子。这些撞击有足够的速度引起冲击波引起的水冰和星子的硅酸盐成分的蒸发，并导致身体的灾难性破坏。撞击碎片可能会形成新的物体。碰撞演化降低了小行星通过巨行星生长和迁移注入小行星带的效率。植入小行星带的一小部分最大的星子可能是通过碰撞处理的。我们确定了重要的后果，行星吸积模型中没有考虑的星子碰撞。在巨行星迁移过程中高速碰撞的普遍性，以及它们与陨石性质和球粒形成的潜在联系，使得撞击蒸发成为一个至关重要的现象。小行星成分蒸发的后果需要进一步的详细研究。需要新的星云内碰撞结果模型和新的星子形成模型。
2020-08-12 astro-ph.EP
The role of planetesimal fragmentation on giant planet formation
在行星形成的标准场景中，类地行星和巨行星的核心是由星子吸积形成的。随着行星胚胎的成长，由于胚胎产生的引力激发，星子的速度色散增加。微行星相对速度的增加导致了微行星之间的碰撞破碎。我们研究了星子碎裂在巨行星形成中的作用。我们分析了星子碎片化如何改变大范围的星子大小和磁盘质量的巨行星的核心的增长。我们将一个模型的星子碎裂到我们的模型，在原地巨型行星形成。我们计算了固体表面密度（星子加碎片）的演变，由于行星吸积，迁移和破碎。微行星碎片的加入显著地改变了行星的形成过程。如果星子碰撞中的大部分质量损失分布在较小的碎片中，那么对于半径小于10 km的初始星子，星子碎片化会抑制胚胎的生长。只有初始的星子半径为100公里，盘大于0.06 Msun，胚胎达到质量大于地球的质量。然而，即使是这样大的星子和大质量的磁盘，星子碎裂诱导快速形成的大质量的核心，只有当大部分的质量损失在星子碰撞分布在较大的碎片。星子碎裂似乎在巨行星形成中起着重要作用。微行星碰撞中质量损失的分布方式导致了不同的结果，抑制或有利于大质量核心的形成。
2014-01-30 astro-ph.EP
Chains of Planets in Mean Motion Resonances Arising from Oligarchic Growth
具有多个行星处于平均运动共振的系外行星系统经常被誉为磁盘驱动迁移的路标。像开普勒-223和开普勒-80这样的共振链由三个行星组成，每对行星都有三体共振角和/或两体共振角。在这里，我们调查是否接近超级地球和迷你海王星形成原位可以锁定到共振链由于从耗尽的气体盘耗散。我们模拟了巨大的影响阶段的行星形成，包括偏心阻尼从一个气体盘，随后的动力学演化超过数千万年。在一小部分模拟系统中，我们发现行星自然地锁定在共振链中。这些行星在气盘阶段实现了一系列接近整数周期比的周期，经历了将它们捕获到共振中的偏心阻尼，当气盘消散时保持共振，并避免随后的巨大撞击，偏心激励和混乱扩散，这些都会使行星脱离共振。使行星在气盘阶段完成其形成的盘条件使这些行星能够实现<= 2的紧周期比，并且如果它们碰巧接近整数周期比，则锁定共振。使用MacDonald等人（2020）推导出的不同盘条件的权重和开普勒选择效应的正演模拟，我们发现我们通过寡头生长模拟原位形成导致可观察到的三重态的速率，其整数周期比和振动共振角与观测到的开普勒系统相当。
2020-10-28 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
The impact of pebble flux regulated planetesimal formation on giant planet formation
通过吸积直径100公里的微行星来形成气体巨行星，这是自引力辅助微行星形成的典型尺寸，通常被认为是效率低下的。因此，许多模型使用小公里大小的星子，或调用卵石的吸积。此外，基于星子吸积的模型经常使用星子以最小质量太阳星云方式径向分布的特别假设。我们希望通过一个微行星形成的动力学模型来研究微行星中各种初始径向密度分布对行星种群的影响。在这样做的时候，我们强调的指导作用的早期阶段的尘埃演化成卵石和星子在拱星盘以下行星的形成。我们已经实现了两个人口模型的固体演化和卵石流量调节模型的星子形成到我们的全球模型的行星人口合成。该框架用于研究星子形成对行星形成的全球影响。作为参考，我们比较了我们的动态形成的星子表面密度与ad-hoc集分布的不同径向密度斜率的星子。尽管需要，但它不仅是总的星子盘质量，而且是星子表面密度斜率和随后的星子形成机制，使行星能够通过星子吸积生长。在星周盘的内部区域，只有100公里大小的微行星的高度凝聚区域可以导致气体巨星的生长。卵石通量调节的星子形成强烈地促进了行星形成，因为它是一个非常有效的机制，以创建一个陡峭的星子密度分布。我们发现，这导致形成的巨行星内1天文单位100公里已经由纯粹的小行星吸积。
2020-04-07 astro-ph.EP
Planetesimals to Protoplanets II: Effect of Debris on Terrestrial Planet Formation
在本文中，我们扩展了Leinhardt和Richardson（2005年）模拟类地行星形成的数值方法，以包括未解决的碎片成分的动力学摩擦。在以前的工作中，我们实现了碎石堆星子碰撞模型到直接N体模拟的类地行星形成。新的碰撞模型处理了微行星的吸积和侵蚀，但不包括小于模拟分辨率极限的碎片颗粒的动力摩擦。通过扩展我们的数值模型，使之包括来自未解决碎片的动态摩擦，我们可以模拟碰撞过程中产生的碎片的动态效应，还可以研究初始碎片质量对类地行星形成的影响。我们发现，显着的初始碎片质量，10%或更多的总磁盘质量，改变了微行星的增长模式。具体来说，在这种情况下，星子不会经历失控的增长阶段。相反，它们同时增长，类似于寡头增长。除了包括未解决的碎片的动力学摩擦，我们已经实施了粒子跟踪作为监测成分混合的代理。虽然有少得多的混合，由于碰撞和重力散射时，动力摩擦的背景碎片包括在内，有显着向内迁移的最大的原行星在最极端的初始条件。
2009-03-13 astro-ph.EP
N-body simulations of oligarchic growth of Mars: Implications for Hf-W chronology
Daufas和Pourmand（2011）[Nature 473，489--492]根据火星陨石的W同位素估计，火星的吸积时间尺度为1.8 $^{+0.9}_{-1.0}$ Myr。这一时间尺度是假设撞击物和目标地幔之间的金属硅酸盐完全平衡而得出的。然而，在小型撞击物的情况下，很可能只有目标地幔的一小部分参与平衡，而在巨型撞击物的情况下，只有撞击物核心的一小部分平衡。我们研究了不完全平衡的影响，使用高分辨率的$N$体模拟的寡头生长阶段的结果。只要行星胚胎在吸积过程中有一个深的液态岩浆海洋，这些影响就很小。由于目标的地幔在平衡的部分参与的影响是小的，由于低金属硅酸盐分配系数W建议从低Hf/W比的火星地幔。由于撞击物核心部分参与的影响也很小，因为胚胎质量的大部分来自小的星子，这些星子可能在胚胎的深层岩浆海洋中完全平衡。由Hf-W年代学估计的火星吸积时间尺度比最小质量太阳星云模型预期的要短，只要每个撞击物的核心有10%以上与火星地幔重新平衡，并且吸积的最后阶段被延长。这可能表明，火星的吸积进行得很快，由于固体和气体的表面密度显着大于那些最小质量的太阳星云或由于小碎片或鹅卵石的吸积。
2013-01-25 astro-ph.EP
Planetesimal fragmentation and giant planet formation II: dependencies with planetesimal relative velocities and compositions
大多数包含星子碎裂的行星形成模型都考虑了在行星形成的整个过程中，玄武岩以3 km/s的恒定速度撞击地球的灾难性能量阈值。然而，随着行星的生长，周围微行星的相对速度从m/s增加到几km/s。此外，在形成巨行星的冰线之外，星子预计大约由50%的冰组成。我们的目标是研究星子碎裂在巨行星形成中的作用，考虑星子灾难性撞击能量阈值作为星子相对速度和成分的函数。我们改进了我们的模型的星子碎片纳入一个功能形式的灾难性的碰撞能量阈值与星子的相对速度和成分。我们还改进了我们的模型中的吸积小碎片的碰撞级联过程中产生的星子碎片考虑特定的卵石吸积率。我们发现，一个更准确和现实的模型计算的灾难性的冲击能量阈值往往会减缓大规模核心的形成。只有在行星包络处的颗粒不透明度值降低时，交叉质量才能在盘时标耗散之前达到。虽然星子碎裂有利于快速形成5-10个地球质量的大质量核心，但星子碎裂可能会抑制交叉质量。然而，颗粒不透明度降低或污染的吸积星子与星子破碎可以解释形成的巨行星与低质量的核心。
2019-03-28 astro-ph.EP
Planetesimal fragmentation and giant planet formation: the role of planet migration
在核心吸积的标准模型中，巨行星的核心是由星子吸积形成的。在这种情况下，星子人口的演变在大规模核心的形成中起着重要作用。最近，我们研究了星子碎裂在巨行星原位形成中的作用。然而，行星和气体盘之间的角动量交换导致行星在盘中迁移。在这项新的工作中，我们纳入了行星的迁移，并在全球范围内研究行星迁移在形成一个巨大的核心时，星子的人口演变的行星吸积，迁移由于星云的阻力，和碎片由于星子碰撞的作用。
2014-09-24 astro-ph.EP
From Planetesimals to Planets in Turbulent Protoplanetary Disks I. Onset of Runaway Growth
当微行星通过碰撞在湍流盘中生长时，通过湍流引起的密度波动的搅拌有效地增加了微行星之间的相对速度，这抑制了失控生长的发生。我们通过模拟计算星子的质量和速度演化，研究了湍流盘中失控生长的发生。当微行星很小时，微行星之间的平均相对速度$v_{\rm r}$远大于它们的表面逃逸速度$v_{\rm esc}$，因此不会发生失控生长。当微行星通过碰撞生长而变大时，$v_{\rm r}$接近$v_{\rm esc}$。当$v_{\rm r} \approx 1.5 v_{\rm esc}$，星子的失控增长发生。在失控生长之后的寡头生长期间，通过失控生长产生的少量行星胚胎通过与具有失控生长开始时的半径$r_{\rm p,run}$的星子碰撞而变得巨大。我们解析推导出$r_{\rm p,run}$作为湍流强度的函数。生长适合成为木星和土星核心的$\sim 10\,M_\oplus$胚胎需要$r_{\rm p,run} \sim 100$ \，km，这与主带小行星尺寸分布中的拟议化石特征相似。相比之下，火星的形成速度与Hf-W同位素研究所建议的一样快，需要在失控增长开始时有小的星子。因此，形成火星、木星和土星所需的条件以及主带小行星的大小分布表明，湍流的振幅随着与年轻太阳距离的增加而增加。
2015-12-22 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
Exploring the conditions for forming cold gas giants through planetesimal accretion
在轨道和质量上类似于木星和土星的冷气体巨星的形成对星子驱动的核心吸积模型来说是一个巨大的挑战，因为远离恒星的核心增长率很低。在这里，我们模拟了单个原行星的生长和迁移，这些原行星吸积了星子和气体。我们集成了核心的增长率，使用适合在文献中的$N$体模拟，它提供了吸积的星子，原行星迁移通过的效率。我们考虑了来自太阳系和原行星盘的三个约束：（1）海王星散射盘和奥尔特云中的类地行星和彗星库的质量与每AU几个地球质量的原始微行星群一致，（2）来自小行星带和柯伊伯带的证据表明，微行星的特征直径为100公里，（3）对原行星盘的观测表明，尘埃受到弱湍流的搅动，这种气体湍流也激发了微行星的倾斜。我们的名义模型建立在这些限制的结果在最大原行星质量的$0.1$地球质量。忽略上面的约束（1），我们表明，即使是1，000个地球质量（相当于每个AU 50个地球质量）的微行星群也无法产生冷气体巨星（尽管它成功地形成了热和暖气体巨星）。我们的结论是，一个巨大的星子水库本身是不足以产生冷气体巨人。通过星子吸积形成冷气体巨星还需要星子很小，湍流搅拌很弱，因此违反了上述所有三个限制。
2019-10-11 astro-ph.EP
The Effect of an Early Planetesimal-Driven Migration of the Giant Planets on Terrestrial Planet Formation
由于星子的散射而引起的巨行星的迁移导致了强大的共振穿过小行星带和类地行星区域。巨行星迁移的确切时间和方式尚不清楚。在本文中，我们提出了一个调查的结果，形成的类地行星期间和之后的巨行星的迁移。后者被认为是在星云盘消散后立即发生的--即相对于晚期重轰炸（LHB）的时间来说是“早期”的。我们模拟的巨行星早期迁移的假设原因是行星和分散的星子之间的角动量转移。
2011-01-19 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
Planetesimal Dynamics in the Presence of a Giant Planet
行星形成的标准模型解释了行星是如何在单恒星系统的轴对称、无扰动的圆盘中形成的。然而，当其他行星胚胎开始生长时，巨行星可能已经形成。本文研究了气体盘中巨行星扰动下的微行星动力学。我们的目标是了解行星的摄动对行星轨道外巨行星核心形成的影响。我们计算了从$10^{13}$到$10^{20}$ g的微行星的轨道演化，其中一颗质量为5.2 au的行星位于5.2 au。除了平均运动共振（MMR）位置外，我们还发现了分布在$\simeq 9$-15 au的星子的轨道排列。排列的程度随着与行星距离的增加和星子质量的减少而增加。对齐的轨道导致低的相遇速度，从而更快的增长。除了MMR位置之外，质量相同的微行星的典型速度色散是$\sim \mathcal{O}(10)$ $\rm{m\text{ } s}^{-1}$。相对速度随着与行星距离的增加和微行星质量比的减小而减小。当微行星的偏心率矢量在气体阻力和长期扰动下达到平衡时，当两个微行星的质量都在质量谱的较大端时，相对速度变小。我们的研究结果表明，如果一颗巨大的行星嵌入盘中，那么在行星轨道之外的另一颗行星核心的生长可能会在某些位置加速。
2021-06-11 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
The interplay between pebble and planetesimal accretion in population synthesis models and its role in giant planet formation
本研究通过混合卵石-星子模型揭示，两种吸积机制并存会抑制巨行星形成，而晚期星子吸积加热延迟气体吸积，结合内向迁移导致形成近距离冰质亚海王星。
2023-04-25 astro-ph.EP
On the early thermal processing of planetesimals during and after the giant planet instability
在太阳系历史的早期阶段，彗星核作为富含冰的小行星诞生时，在巨行星动力学不稳定的过程中，被引力散射到柯伊伯带和奥尔特云的当前轨道上。在这里，我们模拟了在巨行星不稳定期间和之后的微行星的热演化。我们耦合一个适应的热演化模型提供的轨道轨迹\textit{N}体模拟占星子的轨道演化，迄今被忽略的参数以前的热演化研究。我们的模拟表明，激烈的热处理在所有的星子人口，主要是关于超挥发性的冰含量。与以前的预测不同，我们表明，在柯伊伯带和奥尔特云的大量星子超挥发性的生存是可能的。被抛射到星际空间中的微行星被证明是经过最多处理的，而在奥尔特云中结束的微行星是经过最少处理的种群。我们表明，人口之间的处理差异是其轨道演化模式的直接后果，他们提供了一个自然的解释所观察到的变化，在彗星人口和最近的观测远距离CO驱动的活动入境长周期彗星的丰度比。
2024-10-02 astro-ph.EP
Post-Giant Impact Planetesimals Sustaining Extreme Debris Disks
本文通过数值模拟研究巨型撞击后形成的小行星体盘如何为极碎屑盘持续提供小颗粒尘埃，发现撞击半长轴显著影响盘的质量增量，而所有盘的碰撞率随时间以相似速率演化。
2023-11-19 astro-ph.EP
The distribution of heavy-elements in giant protoplanetary atmospheres: the importance of planetesimal-envelope interactions
在巨型行星形成的标准模型中，行星的生长始于固体的吸积，然后随着更多的固体的吸积而形成气态大气，最后是气体的快速吸积。固体与气体包层的相互作用决定了随后的行星生长和最终的内部结构。在这项工作中，我们模拟了微行星与一个不断增长的巨行星（原木星）的相互作用，并探讨如何不同的处理微行星的信封相互作用影响的重元素分布，推断的核心质量。我们考虑各种星子的大小和组成，以及不同的烧蚀和辐射效率，和碎片模型。我们发现，在大多数情况下，核心达到2个地球质量的最大质量。我们表明，核心的质量值主要取决于假设的固体的大小和组成，而重元素的分布也受到吸积的星子（消融/碎裂）的命运。碎片化对直径大于1公里的微行星很重要，通常会导致包层内部的富集，而烧蚀则会导致外层大气的富集。最后，我们提出了一个半解析处方推导出的重元素分布在巨型原行星。
2018-11-27 astro-ph.EP
Planetesimal Accretion at Short Orbital Periods
本研究通过直接N体模拟探究短轨道周期下的星子吸积过程，发现短周期下吸积效率近100%、胚胎质量远超经典孤立质量，且不会形成双种群结构，紧密内行星系统几乎无残留小天体，结果对初始盘模型假设具备稳健性。
2023-07-19 astro-ph.EP
Shock-Generating Planetesimals Perturbed by a Giant Planet in a Gas Disk
我们研究了由原行星气盘中的巨行星共振引起的星子激发。高度激发的微行星产生弓形激波，其机制导致球粒的形成、硅酸盐尘埃的结晶和冰状微行星的蒸发。2：1共振后的微行星由于气体的拖曳而迁移，在3：1共振附近获得最大离心率，大约位于行星距离的一半。偏心率取决于星子和类木行星的参数，如大小和位置，以及盘的气体密度。在木星的情况下，由于长期共振，一个100公里大小的微行星相对于气体盘的最大相对速度达到~12公里/秒，这是由于盘的引力而发生的。我们发现，如果一个木星质量的行星位于10天文单位内，大于100公里的星子获得足够的速度，导致球粒前体的熔融和硅酸盐的结晶。大的微行星和偏心行星的最大速度更高。星子被暂时困在共振中，并在类木行星形成后继续保持高速超过100万年。这个持续时间符合同位素数据所建议的球粒形成的时间尺度。当一颗类木行星位于15天文单位范围内时，冰质星子的蒸发就会发生。如果探测到从冰质微行星中喷射出的分子，这种机制可以成为外系中行星形成的新指标。
2018-12-13 astro-ph.EP
Planetesimal Dynamics in the Presence of a Giant Planet II: Dependence on Planet Mass and Eccentricity
在原行星盘中存在一颗早期形成的巨行星对其他行星胚胎的生长有着复杂的影响。来自行星的引力扰动可以将平均运动共振处的微行星的相对速度增加到非常高的值，并阻止这些位置的吸积。然而，气体阻力也可以使相同大小的微行星在某些盘位置的轨道近心点对齐，并使它们在动态上安静和“吸积友好”的位置，为类似大小的微行星。继上一篇论文，我们研究了一个类星体行星的影响，外部的小行星盘，我们推广我们的研究结果，太阳系外的行星系通过改变行星参数。特别是，我们专注于对现有的行星的质量和偏心率的星子的相对速度的依赖。我们发现，相同质量的粒子的速度分散度随着行星质量的增加而单调增加。同时，随着行星质量的增加，不同质量的星子之间的相对速度对质量比的依赖性变弱。虽然相对速度一般会随着行星偏心率的增加而增加，但由于小质量粒子（$m \lesssim 10^{18}~\rm{g}$）与气体的强耦合，其速度分散几乎与行星偏心率无关。我们发现，侵蚀极限满足更广泛的参数（行星质量/偏心率，星子质量比）时，星子的大小减小。我们的研究结果可以为土星核心的形成以及一些具有多个冷巨行星的系外行星系统的结构提供一些线索。
2022-07-27 astro-ph.EP
The origin of the high metallicity of close-in giant exoplanets II The nature of the sweet spot for accretion
巨行星的组成反映了它们的形成历史。在行星迁移阶段的星子吸积可能导致重元素进入巨行星。在我们之前的论文（Shibata et al. 2020）中，我们表明行星迁移期间的星子吸积发生在原行星盘的一个相当狭窄的区域，我们称之为“吸积的最佳点”。本文的目标是揭示甜蜜点的性质，并研究甜蜜点在确定气体巨行星组成中的作用。我们通过分析推导出最佳点所需的条件。然后，我们比较推导的方程与数值模拟。我们发现，甜蜜点所需的条件可以表示的比例的气体阻尼时标的小行星轨道和行星迁移时标。如果行星迁移的时间尺度与盘表面气体密度成反比，则最佳点的位置不随盘的演化而改变。被行星吸积的星子的质量取决于被平均运动共振引导的星子的数量。我们的分析表明，数十个地球质量的微行星可以被引导到甜蜜点，而不会发生微行星碰撞。然而，当更多的微行星陷入平均运动共振时，碰撞级联会导致微行星的碎裂。这可能会影响最佳点的位置和行星系中小天体的数量。我们得出结论，气体巨行星的组成取决于行星在形成过程中是否越过了最佳点。限制冷巨行星的金属丰度，预计将在最佳点之外，将揭示理解巨行星中重元素起源的关键信息。
2021-12-23 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
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
Terrestrial planet formation during giant planet formation and giant planet migration I: The first 5 million years
该研究利用 GENGA 模拟木星、土星生长阶段的类地行星形成，量化星子散射植入、成分混合及盘质量与范围约束。
2024-09-30 astro-ph.EP
Late-infall-induced formation of giant planets, multigenerational planetesimals, and disk substructures
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Exzellenzcluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）
研究晚期吸积盘中星子与行星形成及子结构出现，用耦合多方面的综合建模框架，发现丰富尘埃供应等能使巨行星快速形成，其产生的子结构促进多代星子形成，为行星系统相关问题提供新视角。
2026-08-26 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
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks II. A hybrid accretion scenario
最近对原行星盘的观测揭示了与压力最大有关的环状结构。压力最大是已知的灰尘收集器和行星迁移陷阱。大部分的行星形成工作都是基于卵石吸积模型或小行星吸积模型。然而，最近的研究提出木星可能是由卵石和微行星的混合吸积形成的。我们的目标是研究行星形成的全过程，包括尘埃演化，星子形成和行星生长在一个原行星盘的压力最大。通过数值模拟，我们计算了气体和尘埃的演化，包括尘埃的生长，破碎，径向漂移和颗粒在压力冲击的积累。我们还考虑了星子的形成流动的不稳定性和形成一个月球大小的胚胎，成长为一个巨大的行星的混合吸积卵石和星子。我们发现，在原行星盘的压力最大值是有效的尘埃向内漂移的收集器。由于大量尘埃聚集在压力隆起处，满足了流动不稳定性形成星子的条件。然后，一个巨大的核心是迅速形成（在$\sim 10^4$年）的卵石吸积。在达到卵石隔离质量后，核心的增长缓慢地继续吸积星子。星子吸积释放的能量延迟了失控气体吸积的开始，使得气体巨星在$\sim$ 100万年后形成。压力最大值也起到了运移圈闭的作用。原行星盘中的压力极大值是尘埃陷阱、由流动不稳定性形成的星子和行星迁移陷阱的优先位置。所有这些条件允许通过卵石和星子的混合吸积快速形成一颗巨大的行星。
2020-08-14 astro-ph.EP
Detectability of Planetesimal Impacts on Giant Exoplanets
在1994年苏梅克-列维9号彗星事件期间，可以用木星作为代理来测量对成像的系外行星的微行星撞击的可探测性。通过对有和没有撞击点的整个行星通量进行积分，揭示了2 - 4微米波长的撞击效应。木星的近红外反射光谱主要由甲烷不透明度所控制，包括2.3微米的深带。撞击后，通常会被木星大气中大量甲烷吸收的阳光被撞击产生的彗星物质反射。结果，在2.3微米处，这颗行星通常具有低反射率，它大幅变亮，并保持明亮至少一个月。
2015-09-09 astro-ph.EP
Formation of solar system analogs I: looking for initial conditions through a population synthesis analysis
在过去$\sim$ 15年中开发的行星系的人口综合模型可以重现系外行星人口的几个可观测值，也可以限制行星形成模型。我们提出了我们的行星形成模型，它计算了一个行星系在气相的演变。该代码包含了形成行星系的相关物理现象，如光蒸发、行星迁移、气体吸积、胚胎和微行星中的水输送、微行星种群轨道演化的详细研究，以及胚胎之间融合的处理，考虑到它们的大气层。这项工作的主要目标，不像其他的行星人口合成的工作，是找到合适的场景和物理参数的光盘，形成太阳系的类似物。我们特别感兴趣的是最终的行星分布，并在最终的表面密度，偏心率和微行星人口的倾角配置文件。这些最终分布将被用作N体模拟的初始条件，以研究第二项工作中的后寡头形成。然后，我们考虑不同的形成方案，不同的星子大小和不同的I型迁移率。我们发现，太阳系类似物是有利于在大规模的磁盘，低I型迁移率，和小的星子尺寸。此外，当圆盘消散时，那些位于可居住区域内的岩石行星是干燥的。最后，太阳系类似物的最终构形包括行星的质量和半长轴、水含量以及微行星遗迹的性质等信息。
2017-07-11 astro-ph.EP
Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores
气体巨行星，如木星、土星和巨大的系外行星，是通过气体吸积到固体核心上而形成的，每个固体核心的质量大约是地球的十倍。然而，由于盘-行星相互作用的快速径向迁移阻止了通过星子吸积形成如此巨大的核心。通过卵石吸积的相对快速的核心增长需要非常巨大的原行星盘，因为大多数卵石落入中央恒星。虽然星子的形成、行星的迁移和气体巨星核心的形成已经被研究了很多，但从尘埃到行星的完整演化路径仍然不确定。在这里，我们报告的结果完全模拟的碰撞演化从尘埃到行星在整个磁盘。真实孔隙度的尘埃生长允许在内盘（> 10 au）形成冰冷的星子，而在外盘形成的鹅卵石漂移到内盘并在那里生长成星子。这些小卵石生长成星子抑制了它们的径向漂移，并在核心附近可持续地供应小星子。这使得在行星迁移之前，在20万到40万年内迅速形成足够大的行星核心。我们的模型显示，第一颗气态巨行星在2-7天文单位时形成于相当常见的原行星盘中，与系外行星和太阳系一致。
2021-10-03 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
How the presence of a giant planet affects the outcome of terrestrial planet formation simulations
本文利用GENGA开展约50 Myr的N体模拟，考察不同质量、轨道半径的外侧巨行星及初始胚胎分布对类地行星形成的影响，发现巨行星会增强相互作用并使轨道更紧凑，但过近会抑制大质量岩质行星形成。
2024-05-07 astro-ph.EP
Giant planet formation in the framework of the core instability model
在这篇论文中，我在成核不稳定性假说的框架内研究了太阳系四颗巨行星的形成。该模型认为，固体和气体吸积耦合在一个互动的方式，考虑到详细的本构物理的信封。核心的增长率对应于寡头增长制度。我还认为，吸积的星子遵循大小分布。这篇论文的主要结果之一是我能够计算出木星、土星、天王星和海王星在不到1000万年的时间内形成，这被认为是原行星盘的平均寿命。
2010-02-10 astro-ph.EP
Challenges in Forming the Solar System's Giant Planet Cores via Pebble Accretion
虽然~10个地球质量的岩石/冰核通常被认为是形成气体巨星的先决条件，但理论模型仍然难以解释这些胚胎如何在气体拱星盘的寿命内形成。近年来，空气动力学辅助的“卵石”（尺寸从厘米到米不等的物体）的吸积被认为是解决这一长期问题的潜在方案。虽然卵石吸积已被证明是非常有效的局部模拟，看看这些卵石在一个单一的行星胚胎附近的详细行为，到目前为止，还没有全球模拟证明卵石吸积在一个更复杂的，多行星环境的有效性。因此，我们将空气动力学辅助的吸积物理纳入LIPAD，一个拉格朗日代码，可以遵循碰撞/吸积/动力学演化的原行星系统，研究卵石吸积如何体现在更大的行星形成的图片。我们发现，在一般情况下，卵石吸积自然会导致一个“寡头”类型的增长，其中大量的星子成长为类似大小的行星。特别是，我们的模拟往往会形成数百个火星和地球质量的物体，它们的质量在4到10 AU之间。虽然一些寡头的合并可能会使它们变得足够大，形成巨大的行星核心，但剩余的寡头会导致行星系与我们自己的太阳系不一致。我们调查了文献中提出的各种想法（包括蒸发前沿和行星陷阱），发现没有一个容易克服这种寡头增长的趋势。
2014-10-14 astro-ph.EP
Composition of giant planets: the roles of pebbles and planetesimals
本研究结合卵石与星子两种吸积情景，通过chemcomp代码模拟原行星盘演化与行星生长迁移过程，发现行星大气组成、重元素含量及元素比值可用于约束巨行星的形成路径。
2023-10-04 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
Efficiency of Planetesimal Ablation in Giant Planetary Envelopes
对系外行星光谱的观测导致其大气元素丰度受到前所未有的限制，特别是O/H，C/H和C/O比值。最近的研究表明，元素比可以对巨型系外行星的形成和迁移机制提供重要的约束。在这些研究中的一个基本假设是，行星包层的化学成分代表了行星形成历史中吸积气体和固体成分的总和。我们调查的效率与吸积星子烧蚀在一个巨大的行星信封，从而有助于其组成，而不是下沉到核心。考虑到空气动力阻力引起的“摩擦烧蚀”和包络线温度结构引起的“热烧蚀”，我们计算质量烧蚀的影响半径为30米至1公里的星子不同的组合物（冰铁）和广泛的速度和影响角度，假设球对称。冰冲击器在外壳中被完全烧蚀，参数范围很广。即使对于Fe撞击器，对于宽范围的尺寸和速度，在包封中也发生大量烧蚀。例如，在压力低于10^3 bar时，发现尺寸小于0.5 km、速度大于30 km/s的铁撞击物在外壳内仅由于摩擦烧蚀就烧蚀了60-80%。对于更深的压力（~10^7 bar），在更宽的参数范围内发生大量消融。因此，我们的探索性研究表明，大气中挥发性元素在巨行星中的丰度反映了它们在形成过程中的吸积历史。
2016-09-07 astro-ph.EP
The origin of the high metallicity of close-in giant exoplanets: Combined effect of the resonant and aerodynamic shepherding
背景：最近的研究表明，许多巨大的系外行星与它们的主恒星相比，富含重元素，并且含有几十个地球质量或更多的重元素。这种富集被认为是由形成后期的星子吸积所带来的。然而，先前的动力学模拟表明，行星无法通过原位小行星吸积来收集如此多的重元素。目的：研究一颗向内迁移的巨行星是否能有效地捕获星子，以显著增加其金属性。方法：我们对迁移的巨行星和原行星气体盘中的微行星进行轨道积分，以推断行星吸积的微行星质量。结果：我们发现平均运动共振捕获和空气动力学气体阻力这两个引导过程抑制了迁移行星的平微捕获。然而，放大的天平动允许共振中高度激发的星子逃离共振陷阱并被行星吸积。因此，我们表明，一个迁移的巨行星捕获行星imals与几十个地球质量的总质量，如果行星形成在几十个AU在一个相对巨大的磁盘。我们还发现，在有限的半长轴范围内，星子的捕获是有效的，并且被捕获的星子总质量随着迁移距离的增加而增加。我们的研究结果对于理解巨行星金属丰度和质量之间的关系具有重要意义，因为我们认为它反映了行星的形成位置，或者更准确地说，失控气体吸积发生的位置。我们还认为，所观察到的富含金属的近距离彗星是从它们形成的地方迁移到现在的位置的。
2019-11-06 astro-ph.EP
Modeling the Formation of Giant Planet Cores I: Evaluating Key Processes
在理解行星形成的过程中，我们面临的最具挑战性的问题之一是，在太阳星云消散之前，木星和土星是如何形成的。最流行的巨型行星形成模型是所谓的“核心吸积”模型。在这个模型中，一个大的行星胚胎首先形成，主要是通过两体吸积。随后是一段星云气体直接流入成长中的行星的时期。核心吸积模型有一个阿喀琉斯之踵，即第一步。我们对这一进程进行了迄今为止最全面的研究。在这项研究中，我们数值积分嵌入在一群星子的行星胚胎的轨道。在这些实验中，我们包括：1）气动气体阻力，2）星子之间的碰撞阻尼，3）由于其大气层，4）星子碎裂，和5）星子驱动的迁移增强胚胎横截面。我们发现，胚胎和星子之间的引力相互作用导致了物质的大规模重新分配-区域被清除的材料和胚胎附近的间隙打开。事实上，在我们90%没有碎片化的模拟中，胚胎附近的区域在大量生长之前就被清除了。然而，剩下的10%的胚胎经历了一次向外迁移的爆发，这显着增加了生长。在大约10万年的时间尺度上，外胚可以迁移大约6个天文单位，并增长到大约30个地球质量。我们还发现，包括星子碎片往往抑制增长。
2009-12-16 astro-ph.EP
Dynamical evolution of a self-gravitating planetesimal disk in the distant trans-Neptunian region
目的。我们研究了由巨行星和大质量星子盘组成的系统在太阳系年龄内的动力学演化。本研究所要解决的主要问题是，遥远的海王星外天体是否可能是行星摄动和圆盘自引力共同作用的结果。方法.我们进行了一系列完整的N体数值模拟的巨大行星和大量的外盘的星子之间的引力相互作用。结果我们的模拟显示，巨行星和大质量微行星的集体引力在初始盘质量的很大范围内产生了遥远的海王星外天体。大多数在太阳系中存活下来的天体近日点距离q > 40 au。在这一区域，半长轴a > 150天文单位的天体的离心率有缓慢减小和近日点距离增加的趋势。遥远的微行星之间的长期共振在增加它们的近日点距离方面起着重要作用。这就解释了Sedna型天体的起源。在我们对太阳系年龄的积分中，我们记录了q > 40 au，a > 150 au的天体的近日点半径和近日点参数的高和低聚集时间。在我们的模型中得到的倾角分布和观测到的遥远的海王星外天体的倾角分布具有相似的平均值，约为20度。结论.遥远的海王星外天体是模型中的自然结果，其中包括迁移的巨行星和自引力小行星盘。
2022-05-24 astro-ph.EP
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
The Last Stages of Terrestrial Planet Formation: Dynamical Friction and the Late Veneer
类地行星形成的最后阶段是大碰撞后残留的星子的清理。从动力学上讲，在巨大撞击阶段之后，需要一个残余的星子种群来阻尼类地行星的高偏心率。从地球化学的角度来看，从类地行星和月球推断出的高度亲铁元素丰度模式表明，在巨大撞击结束后，星子向类地行星输送了总共约0.01兆地球的南极物质，作为“晚期饰面”。本文结合这两条独立的证据，证明了：1）含有0.01 M_Earth的剩余微行星群能够使大碰撞后的类地行星的离心率降低到观测值。2)与此同时，这个小行星群可以解释观测到的地球、月球和火星上晚期单板的相对数量，前提是大部分晚期单板是由半径小于10米的小行星提供的。这些小的微行星的尺寸是为了确保有效的阻尼微行星的速度分散的相互碰撞，这反过来又确保了行星的吸积截面显着增强重力聚焦以上的几何值。我们发现，在类地行星和微行星之间的相对速度明显小于类地行星的逃逸速度的情况下，引力聚焦产生的吸积比地球/火星约为17，这与从HSE中推断的吸积比12-23很好地吻合。对于地月系统，我们发现吸积比约为200，这与从HSE丰度（包括月球地壳和地幔成分）得出的150-700的估计一致。（节录）
2012-04-22 astro-ph.EP
Stability of the Outer Planets in Multiresonant Configurations with a Self-gravitating Planetesimal Disk
我们研究了一个大规模的星子盘上的外行星的动力学稳定性的影响，假设，最近已经建议，这些最初被锁定在一个紧凑的和多共振的配置作为气体驱动的迁移的结果在一个原行星盘。在我们的模拟中的所有机构之间的引力相互作用包括自洽使用Mercury6.5代码。几个初始的多共振配置和星子盘模型被认为是。在这样的条件下，一个强大的动力学不稳定性，表现为一个快速的巨行星迁移和星子盘分散，在大多数情况下，在小于40万年的时间尺度上发展。与忽略微行星间相互作用的模型相比，由于微行星间的引力相互作用而导致的动力盘加热导致微行星与冰巨星天王星和海王星之间更频繁的相互作用。考虑到快速演化的多共振配置与完全自洽的模拟，我们的结果是不一致的动力学不稳定性起源的晚期重轰炸，目前所考虑的尼斯模型的太阳系。
2014-06-09 astro-ph.EP
Importance of Giant Impact Ejecta for Orbits of Planets Formed during the Giant Impact Era
类地行星被认为是由火星大小的原行星的巨大撞击形成的。通过巨大撞击形成的行星具有高度偏心的轨道。行星周围的一群星子可能会通过随机能量的均分（动力学摩擦）导致行星的偏心阻尼。然而，动力摩擦增加了微行星的偏心率，导致微行星之间的高速碰撞。碰撞级联将星子研磨成尘埃，直到尘埃颗粒由于辐射压力而被吹出。因此，星子的总质量由于碰撞碎裂而减少，这削弱了动力学摩擦。我们研究了原行星在星子盘中的轨道演化，并考虑了星子的碰撞碎裂。对于100公里或更小的星子，动力摩擦是微不足道的偏心阻尼的行星，因为碰撞破碎。另一方面，巨大的撞击会喷射出碰撞碎片。虽然巨大的撞击喷出物的总质量是0.1 - 0.3个地球质量，但最大的撞击喷出物大小约为1，000公里。我们还研究了初始偏心率为0.1的单行星在一群这样巨大的撞击喷出物中的轨道演化。虽然巨大的撞击喷出物的总质量每3千万年减少3倍，但由于与巨大撞击喷出物的相互作用，行星的偏心率被阻尼到地球水平（~0.01）。因此，巨大的撞击喷出物对确定类地行星轨道具有重要意义。
2019-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can the giant planets of the Solar System form via pebble accretion in a smooth protoplanetary disc?
本研究以微行星为起点模拟包含行星迁移的行星形成过程，发现动力学相互作用会阻碍卵石吸积，且行星迁移导致大质量核内迁，需替代机制解释太阳系冷巨行星的形成。
2024-03-25 astro-ph.EP
Collisional parameters of planetesimal belts, precursor of debris disks, perturbed by a nearby giant planet
星子带被用来解释碎片盘的长期存在。模拟其碰撞演变和计算尘埃产生率的重要参数是碰撞的固有概率$P_i$和平均碰撞速度$U_c$。如果一颗行星的轨道靠近行星带，这两个参数的值会受到长期扰动的影响，从而在偏心率$e$和近心点经度$\varpi$之间产生很强的相关性。我们采用了一种新的算法来计算$P_i$和$U_c$的长期相关性，由于不同的比例之间的适当和强迫偏心率的存在。我们测试了这个算法在一个标准的情况下，木星大小的行星轨道内的一个假定的星子带发现，它是不太活跃的碰撞相比，自搅拌带，因为$e - \varpi$耦合。行星的偏心率是决定尘埃产生量的一个重要参数，因为当行星的偏心率从0.1增加到0.6时，侵蚀速度会快10倍。带的初始条件（无论是冷的还是热的）和它的平均倾角强烈地影响着$P_i$和$U_c$，进而影响着它在行星存在下的长期碰撞演化。最后，我们将我们的方法应用到星子带，推测重新填充围绕HD 38529和$ε$波江座的尘埃盘。在碰撞最活跃的构型中，预计只有一小部分小于100公里的天体会在4 Gyr的时间跨度内碎裂。
2017-01-07 astro-ph.EP
Study of Migration of Giant Planets and Formation of Populations of Distant Trans-Neptunian Objects in the Nice Model
本研究针对Nice模型开展巨行星与星子盘相互作用的数值模拟，纳入星子盘自引力等因素，发现存在行星系统存续数十亿年、轨道接近当前状态且有遥远外海王星天体的情形。
2025-01-13 astro-ph.EP
Clearing residual planetesimals by sweeping secular resonances in transitional disks: a lone-planet scenario for the wide gaps in debris disks around Vega and Fomalhaut
在织女星和北落师门的碎片盘中都观察到了扩大的间隙。这些结构被归因于多个超木星气体巨行星的潮汐扰动。然而，在目前的观测范围内，还没有发现这样大的行星。在这里，我们提出了一个不太严格的“孤独行星”的情况下，占观察到的结构与一个单一的偏心气体巨星，并建议清除这些广泛的差距是由其广泛的长期共振。在气盘气体耗尽的过程中，行星的长期共振向内传播，并在气盘的扩展区域上清除了一个很大的间隙。虽然一些残留的中等大小的微行星可能会留在间隙中，但它们的表面密度太低，既不能产生超级地球，也不能导致足够频繁的破坏性碰撞，以产生任何可观测的尘埃特征。与以前的多气体巨星潮汐截断方案相比，这个孤行星扫描长期共振模型的主要优点是对气体巨星数量的要求放宽。如果假设的行星有显著的偏心率，观测推断的质量上限也可以满足。相当一部分的太阳系或更大质量的恒星都有巨大的气体行星，并且有着显著的偏心率。如果这些行星在其出生盘耗尽之前获得了它们现在的运动学特性，那么它们广泛的长期共振将有效地阻止邻近行星和微行星在轨道半长轴范围内的保留。
2017-09-21 astro-ph.EP
