Giant Planets
Tristan Guillot, Daniel Gautier
我们回顾了木星，土星，天王星和海王星的内部结构和演化，以及太阳系外的巨行星，特别强调限制其全球组成。
We review the interior structure and evolution of Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune, and extrasolar giant planets with particular emphasis on constraining their global composition.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Tilting Uranus via Secular Spin-Orbit Resonance with Planet 9
天王星98度的惊人大的平行度还没有一个令人满意的解释。最被广泛接受的假设涉及一个巨大的撞击物，使天王星倾斜到它的一侧，遇到了一些困难，关于天王星的自转速度和它的卫星系统。天王星被捕获到一个长期的自旋轨道共振中所驱动的质子密度增加仍然是一个可能的替代假设，它避免了与巨大撞击相关的许多问题。我们认为，长期的自旋轨道共振可能激发了天王星的生命力，如果它是由一个尚未被发现的外太阳系机构，通常被称为行星九向外迁移。我们从对123个N体模拟的分析中得出了对第九行星及其迁移的不同参数的支持。我们发现，在多个实例中，模拟的第九行星驱动天王星的倾斜度超过98度，其中有相当一部分落在这个值的10%以内。我们注意到一个重要的警告，我们的结果，在一个比今天更快的自转轴进动速率天王星是需要在所有情况下，它达到高的轨道。我们的结论是，虽然原则上可能是第九行星（如果它存在的话）造成了天王星的岁差，但这种结果的可行性取决于天王星的原始岁差率。
A collisionless scenario for Uranus tilting
天王星自转轴高度倾斜的原因是关于太阳系最大的未解问题之一。巨行星被认为是以几乎为零的旋转度形成的，并且已经表明天王星的旋转行为基本上是稳定的。为了解决这个问题，进行了几次尝试。在这里，我们报告的数值模拟表明，天王星的轴可以在行星迁移期间倾斜，而不需要巨大的影响，只要行星有一个额外的卫星和暂时的大倾角。这可能发生在尼斯模型中描述的巨行星不稳定阶段。在我们的场景中，卫星在倾斜后被抛出，在迁移结束时近距离接触。这一模型既可以解释天王星的大半径，又对行星轨道演化提出了新的限制。
Could Uranus and Neptune form by collisions of planetary embryos?
天王星和海王星的起源仍然是行星形成模型的一个挑战。一个可能的解释是，这些行星是由一些行星胚胎形成的，这些行星胚胎的质量只有几个地球的质量，它们在土星轨道之外形成并向内迁移。这些胚胎可以碰撞和合并形成天王星和海王星。在这项工作中，我们重新审视这一形成的情况下，使用三维流体动力学模拟研究这种碰撞的结果。我们调查在什么条件下完美合并假设是适当的，并推断行星的最终质量，质量和旋转周期，以及原卫星盘的存在。我们发现，在我们的模拟中形成的行星的总的束缚质量和束缚度一般同意N体模拟，从而验证了完美合并的假设。然而，推断出的行星质量通常与天王星和海王星的不同，只有在少数情况下才能大致匹配。此外，我们发现，在大多数情况下，在这种情况下形成的行星旋转速度比天王星和海王星快，接近分裂速度，并具有巨大的磁盘。因此，我们得出结论，在这种情况下形成天王星和海王星是具有挑战性的，需要进一步的研究。我们认为，未来的行星形成模型应致力于解释行星的各种物理性质，如它们的质量，成分，结晶度，自转速率和卫星系统。
Ice Giants Revisited: Uranus and Neptune as Magma Ocean Worlds
本文通过观测数据拟合，提出天王星和海王星的内部结构由超临界富氢岩浆海洋和富氢包层组成，挑战了传统的“冰巨星”模型，并揭示了它们与亚海王星类气矮行星的连续性。
The Exchange of Mass and Angular Momentum in the Impact Event of Ice Giant Planets: Implications for the origin of Uranus
天王星有一个倾斜的旋转轴，这被认为是由巨大的撞击造成的。一般来说，撞击事件还会改变内部成分分布并驱动行星的质量喷射，这可能提供卫星的起源。以往的天王星撞击模拟研究主要考察了撞击产生的角动量和喷出的质量分布。然而，没有研究改变热结构和组成结构的初始条件的效果。在本文中，我们执行的天王星大小的冰巨星的撞击事件的水核心包围的氢信封使用两种不同的方法的平滑粒子流体动力学模拟。我们发现高熵目标比低熵目标更有效地丢失其包络。然而，较高熵目标比较低熵目标获得更多角动量，因为较高熵目标具有更多扩展包络。我们讨论了角动量传输的效率和喷射质量的量，并找到一个简单的分析模型，大致再现数值模拟的结果。我们建议的范围内的可能的初始条件的巨大的影响原天王星，再现了目前的旋转倾斜的天王星，并充分提供了卫星系统的总角动量，可以创建从巨大的影响碎片。
Did Uranus' regular moons form via a rocky giant impactor?
天王星规则卫星的形成被认为与其巨大的自旋轴向倾斜（~ 98 ^o）有关。原天王星与一个2-3 M地球撞击物之间的巨大撞击可能导致大的倾斜，并形成撞击产生的圆盘，在那里吸积了椭圆形和圆形卫星。当前规则天王星卫星系统最有趣的特征是，它在质量距离分布和体积密度方面都有积极的趋势，这意味着巨大撞击后圆盘的粘性扩散在塑造最终系统的结构方面起着至关重要的作用。在本文中，我们调查的形成天王星的卫星相结合的结果，SPH模拟的巨大的影响，一个一维半解析盘模型的粘性扩散后的影响盘，和N体模拟的卫星组装从一个光盘的小卫星。假设凝聚岩（即，硅酸盐）仍然很小，可以粘附在相对快速增长的凝结水冰上，我们发现，再现天王星卫星系统观测质量和体积组成的最佳情况是一个纯岩石的撞击物与年轻的天王星碰撞，碰撞参量b = 0.75。这种斜碰撞也可以自然地解释天王星的大倾斜，可能，它的低内部热通量。巨大的撞击场景可以很自然地解释天王星及其规则卫星的关键特征。因此，我们认为天王星的卫星系统是由撞击而形成的，而不是由环绕行星的圆盘形成的。
The Interiors of Uranus and Neptune: Current Understanding and Open Questions
天王星和海王星在我们的太阳系中形成了一个独特的行星类别。鉴于这一事实，以及类似质量的行星在其他行星系中的普遍存在，了解它们的内部结构和组成是至关重要的。然而，关于这些行星的开放性问题比答案更多。在这篇评论中，我们专注于我们不知道的关于天王星和海王星内部的事情，重点是为什么行星可能是不同的，而不是相同的。接下来，我们将总结有关行星内部结构和演化的知识。最后，我们确定的主题，应该进一步研究的理论前沿，以及所需的观测空间任务。
Bifurcation in the history of Uranus and Neptune: the role of giant impacts
尽管有许多相似之处，但天王星和海王星之间有着显著的观测差异：天王星是倾斜的，并且有一组规则的卫星，这表明它们是从圆盘中吸积而来的，而海王星的卫星是不规则的，是被捕获的物体。此外，海王星似乎有一个内部热源，而天王星与太阳绝缘处于平衡状态。最后，基于重力数据的结构模型表明，天王星比海王星更集中。我们进行了一系列高分辨率的SPH模拟，以研究这些差异是否可以用巨大的撞击来解释。对于天王星，我们发现倾斜的撞击可以使其旋转轴倾斜，并喷射出足够的物质来形成一个形成常规卫星的圆盘。有些圆盘是巨大的，并且足够延伸，由足够的岩石材料组成，可以解释天王星规则卫星的形成。对于海王星，我们研究了正面碰撞是否会混合内部，并导致绝热温度分布，这可能解释其较大的通量和较高的转动惯量值。我们发现，大质量和密集的抛射体可以穿透到中心，并在内部深处沉积质量和能量，导致海王星的内部集中度较低。我们的结论是，冰巨人之间的二分法可以用它们形成后的猛烈撞击来解释。
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。
Possible in situ formation of Uranus and Neptune via Pebble Accretion
天王星和海王星的起源仍然未知。特别是，对于行星形成模型来说，在太阳星云的预期寿命内形成行星是一个挑战。在本文中，我们模拟了天王星和海王星通过卵石吸积的原位形成，并表明这两颗行星可以在其当前位置的~ 300万年内形成，并具有与结构模型预测的重元素H-He比率一致的最终成分。我们发现天王星和海王星可能是在它们现在的位置形成的。在几种情况下，一些地球质量的重元素丢失，这表明天王星和/或海王星可能已经吸积了$\sim$ 1 - 3 M地球质量的重元素后，通过星子吸积和/或巨大的影响形成。
Tilting Styx and Nix but not Uranus with a Spin-Precession-Mean-motion resonance
建立了一个行星自转轴受邻近行星扰动的哈密顿模型，其中两颗行星都绕恒星运行。我们扩大行星-行星引力位扰动的轨道倾角和偏心率的第一顺序，发现条款描述自旋共振涉及的自旋进动率和两个行星的平均运动。收敛行星迁移允许自旋行星被捕获到自旋共振。在初始倾角接近零的情况下，自旋共振可以将行星的倾角提升到接近90度或180度，这取决于自旋共振是一阶还是零阶倾角。过去捕获天王星进入这样的自旋共振可能会给另一种非碰撞的情况下，占天王星的高结晶度。然而，我们发现，自旋共振所花费的时间必须是如此之长，这种情况不能负责天王星的高结晶度。我们的模型可以用来研究卫星系统中的自旋共振。我们的哈密顿模型解释了如何冥河和尼克斯可以通过向外迁移的冥卫一，以前在数值模拟中看到的现象，倾斜到高结晶度。
Can Uranus and Neptune form concurrently via pebble, gas and planetesimal accretion?
本文结合卵石、气体和星子吸积模拟天王星与海王星同时形成，发现等时等质量胚胎难以匹配二者质量与H–He分数，外胚胎更早或更大且富金属星盘时才可能形成。
Triple Microlens OGLE-2008-BLG-092L: Binary Stellar System with a Circumprimary Uranus-type Planet
我们提出了引力微透镜发现的一个4 M_天王星行星，轨道0.7 M_太阳恒星在~18 AU。这是第一个已知的天王星类似物。类似的行星，即，冷冰巨星，由于长的轨道周期，无法用径向速度或凌日方法进行测量，而低反射光则无法直接成像。我们将讨论如何类似的行星可能会污染样本的非常短的微透镜事件被解释为自由浮动的行星，估计每主序星的速率为1.8。此外，主星附近还有一颗恒星（或褐矮星）伴星。这颗行星的投影距离仅比伴星小约3倍，表明存在显著的动力学相互作用。
Uranus and Neptune: Shape and Rotation
天王星和海王星都被认为有强烈的纬向风，速度为每秒几百米。然而，这些风速是基于旅行者2号对行星无线电信号的周期性变化和行星磁场的拟合测量而假设的固体旋转周期;天王星和海王星分别为17.24 h和16.11 h。土星的射电周期并不代表土星的深层自转，天王星和海王星的磁场也很复杂，这一认识提高了旅行者2号的射电和磁场周期可能并不代表冰巨星的深层自转周期。此外，如果天王星和海王星内部存在深度差异自转，则没有单一的固体自转周期可以表征行星的整体自转。我们使用风和形状的数据来研究天王星和海王星的旋转。冰巨人的形状（扁平）没有测量，而只是从大气风速和无线电掩星测量在一个单一的纬度推断。天王星和海王星的扁率值与旅行者自转周期不一致。在行星的单掩星半径和引力系数的约束下，风速或1巴等值面的动力高度最小化，导致天王星的固体自转周期为~ 16.58 h，海王星为~ 17.46 h。天王星的旋转速度可能比旅行者号快，海王星的旋转速度可能比旅行者号慢。我们根据这些自转速率推导出行星的形状。相对于这些旋转周期的风速在天王星和海王星上基本相同，风速比以前认为的要慢。或者，如果我们解释风的测量在圆柱上的差异旋转基本上没有剩余的大气风。
Reassessing planetary composition: Evidence of rock-dominated envelopes in Uranus and Neptune
研究通过贝叶斯框架分析尿素和海王星的内部结构模型，发现其外壳富含难熔材料，核心岩石比例与柯伊伯带天体相似，而深部结构差异反映不同的形成路径。
Forming Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune in Few Million Years by Core Accretion
巨行星形成过程至今仍不完全清楚。目前最被接受的范例，核心不稳定性模型，解释了太阳系巨行星的几个观测性质，但迄今为止，面临着困难，以解释形成时间短于观测估计的原行星盘的寿命，特别是对天王星和海王星的情况。在这个模型的背景下，并考虑到最近提出的原始太阳系轨道结构，我们进行了巨大的行星形成的数值计算。我们的研究结果表明，如果吸积星子遵循的大小分布，其中大部分的质量在于30-100米大小的机构，木星，土星，天王星和海王星可能已经形成根据核不稳定的情况。每个行星的形成都发生在时间限制内，它们最终的核心质量与目前的估计非常一致。
The Formation of Uranus & Neptune: Challenges and Implications For Intermediate-Mass Exoplanets
在本文中，我们研究了天王星和海王星的形成，根据核心成核吸积模型，考虑形成位置从12到30 AU从太阳，并与不同的磁盘固体表面密度和核心吸积率。它表明，为了形成类天王星和类海王星行星的最终质量和固气比，非常具体的条件是必需的。我们还表明，当最近提出的高固体吸积率假设，随着固体表面密度约10倍的最小质量的太阳星云，在形成天王星和海王星在大的径向距离的挑战不再是形成时间尺度，而是找到这些行星的最终质量和组成的协议。事实上，这些条件更有可能导致气体巨行星。散射的星子形成行星的核心被认为是一个重要的影响，在较大的距离。我们的研究强调了原行星盘和行星胚胎出生环境的不同（即使是轻微的）条件如何导致最终质量和成分（固气比）非常不同的行星的形成，这自然解释了中等质量系外行星的巨大多样性。
Ring Seismology of the Ice Giants Uranus and Neptune
我们评估的前景，使用环地震探测冰巨人天王星和海王星的内部。我们这样做，通过计算正常模式光谱不同的内部模型的天王星和海王星使用恒星振荡代码GYRE。这些光谱提供了预测，在这些行星的环系统中，可能会检测到内部振荡的影响。我们发现，f-模式共振与方位阶$m=2$或$7 \leq m \leq 19$之间的内环（6，5，4，$α$，和$β$）的天王星，而f-模式共振与$2 \leq m \leq 12$落在纤细的$ζ$环区域。此外，与$m=2$或$6 \leq m \leq 13$的f模式共振可能会给海王星的脆弱加勒环带来方位角结构。我们还发现，g模式共振可能落在这些行星的中间到外环。虽然最有可能需要一个轨道器来确认环中的任何波与行星简正模之间的关联，但简正模光谱的多样性意味着，在天王星或海王星环中识别出一个或两个模式将消除各种内部模型，从而有助于解释旅行者观测和未来的航天器测量。
Tilting Uranus: Collisions versus Spin--Orbit Resonance
在本文中，我们调查是否天王星的98 $^{\circ}$的不稳定性是一个长期的自旋轨道共振的副产品，假设行星起源更接近太阳。在这个位置上，天王星的自旋进动频率足够快，可以与土星以外的另一颗行星产生共振。使用数值积分，我们表明，共振捕获是可能的，在过去的各种太阳系配置，但所需的时间尺度倾斜的行星90 $^{\circ}$是$\sim\!10^{8}$年的顺序-一个时间跨度是令人不安的长。只有在条件理想的情况下，共振反冲才能使行星在$\sim\!10^{7}$年内倾斜40 $^{\circ}$。我们也重新审视碰撞假说的起源，天王星的大结晶。我们认为多个影响与一个新的碰撞代码，建立了一个行星的总和角动量赋予撞击。由于气体吸积赋予一个未知的，但很可能是很大一部分的行星的自旋角动量，我们比较不同的碰撞模型倾斜，untight，旋转，和nonspinning行星。我们发现，1 $M_{\oplus}$罢工是足以解释行星目前的自旋状态，但两个$0.5\,M_{\oplus}$碰撞产生更好的可能性。最后，我们调查混合模型，并表明共振必须产生至少$\sim\!40^{\circ}$的任何明显的改进碰撞模型的倾斜。因为即使在这些理想的条件下，自旋轨道共振也很难将天王星的密度提高到98 $^{\circ}$，巨大的撞击似乎是不可避免的。
Interior Models of Uranus and Neptune
本文提出了天王星和海王星内部的经验模型（压力与密度），这些模型受引力系数J_2、J_4、行星半径和质量以及旅行者号固体自转周期的约束。然后用氢、氦、冰（H_2O）和岩石（SiO_2）的物理状态方程解释经验压力-密度剖面，以检验模型的物理可解释性。天王星和海王星的成分被发现是相似的，有点不同的高Z材料的分布。这两颗行星之间最大的区别是海王星需要一个非太阳能的信封，而天王星最适合与太阳能组成的信封相匹配。我们的分析表明，天王星和海王星内部的重元素可能会逐渐向行星中心增加。事实上，在没有急剧的成分转变的情况下拟合引力矩是可能的。
Atmospheric chemistry on Uranus and Neptune
相对而言，我们对天王星和海王星的大气化学知之甚少，因为对这些寒冷、遥远的“冰巨人”进行远程光谱观测是一项挑战，而且每颗行星在20世纪80年代的短暂飞越中只被一艘航天器访问过。预计热化学平衡将控制这两颗行星大气层较深、较热区域的成分，但不平衡的化学过程，如运输引起的淬灭和光化学，会改变可以远程探测的高层大气区域的成分。两颗行星之间不平衡化学产品丰度的惊人差异表明大气传输存在显着差异。天王星和海王星的大气成分可以为解开行星形成和演化的细节提供关键线索，但前提是完全理解大气成分在三维意义上的变化方式和原因，以及来自行星外部的物质如何影响观测到的丰度。未来的任务规划应该考虑到关于天王星和海王星的大气化学仍然没有答案的关键未决问题，特别是那些与行星形成和演化有关的问题，以及那些解决在我们的太阳系内外的冰巨人上运行的复杂的耦合大气过程的问题。
Uranus and Neptune as methane planets: producing icy giants from refractory planetesimals
本研究针对天王星、海王星富冰组成与外太阳系贫冰难熔星子的矛盾，提出难熔星子与原行星大气氢反应生成甲烷冰的机制，模型可匹配冰巨星的大小、质量与转动惯量，预测其氢氦比低于太阳值。
Compositional Convection in the Deep Interior of Uranus
天王星和海王星有着与太阳系中其他巨行星不同的共同属性，但它们也彼此不同，特别是在它们相对的内部热通量方面。海王星不仅释放的热量是天王星的十倍，而且释放的热量与它们从太阳吸收的能量的相对量也有很大的不同，与天王星相当，海王星是所有巨行星中最大的。因此，天王星内部是否存在热对流是值得怀疑的。然而，内禀磁场的存在意味着内部流体运动必须存在。在这里，我们认为组成对流驱动的氢的释放与形成大型有机网络或金刚石沉淀在内部深处。我们使用一组数值旋转对流模型来测试这一假设，其中对流驱动在热源和成分源之间变化，并且足够有力，不会受到旋转的强烈约束。在大多数情况下，我们发现冰巨人一样的纬向气流发展，三个带的特点是逆行赤道急流和高纬度的反赤道急流。大尺度环流单体也会发展，并导致热量和质量通量，这些通量往往沿着赤道平面呈现局部最大值。因此，尽管天王星的内部热流最小，但由热浮力和成分浮力驱动的对流之间的相似性预测天王星和海王星具有相似的内部动力学，从而可以解释为什么两个冰巨星具有可比的磁场。
Thermal evolution of Uranus and Neptune I: adiabatic models
海王星的亮度经常被发现与绝热内部一致，而天王星的低光度挑战了这一假设。在这里，我们应用修改后的状态方程数据的氢，氦，水和计算热演化的天王星和海王星假设绝热内部。为此，我们开发了一个新的行星模型和演化代码。我们研究了太阳能、太阳能注入量、氢、氦和水的状态方程对冷却时间的影响。天王星的冷却时间约为$τ_\text{U}=5.1\times 10^9\text{ years}$，海王星的冷却时间约为$τ_\text{N}=3.7\times 10^9\text{ years}$，这与已知的$4.56\times 10^9\text{ years}$行星的年龄相吻合，这意味着这两颗行星现在的光度都不能用绝热冷却来解释。我们还发现，输入参数的不确定性，如辐射水平的事项一般比海王星天王星。我们的研究结果表明，与常见的假设相反，这两颗行星在更深的内部都不是完全绝热的。
Uranus and Neptune: Origin, Evolution and Internal Structure
关于太阳系最外层的行星天王星和海王星的性质，仍然有许多悬而未决的问题。在这篇综述中，我们总结了目前的知识，天王星和海王星的组成和内部结构，形成包括潜在的后续巨大的影响，和热演化的重点。我们提出了关键的开放性问题，并讨论了由于非绝热和不均匀内部的可能性，在行星的内部结构的不确定性。我们还提供了改进的观测约束的基本物理参数，如它们的重力和磁场，旋转速率，和深层大气成分和温度的推理。只有这样，我们才能够改善我们对这些行星物体的理解，以及许多围绕其他恒星运行的类似大小的物体。
A minor planet in an outer resonance with Uranus
本研究利用存档观测确认半人马天体2015 OU₁₉₄与天王星处于稳定的外侧3:4平均运动共振U₃/₄，并发现2013 RG₉₈为另一候选天体。
Accretion of Uranus and Neptune: confronting different giant impact scenarios
针对天王星和海王星起源中巨型撞击场景的自转过快问题，对比大/小质量比撞击体的N体模拟，发现大质量比场景虽自转符合但碰撞概率低，两种场景匹配当前行星参数的概率相近（约0.1-1%）。
A physical model for the magnetosphere of Uranus at solstice time
天王星是太阳系中唯一一颗自转轴和轨道面几乎平行的行星。天王星也是自转轴与其磁偶极子方向（大致为$59^\circ$）之间夹角最大的行星。因此，它的磁层尾部的形状和结构与任何季节的所有其他行星都非常不同。我们提出了一个磁流体动力学模型，在冬至时的天王星磁尾。该模型的主要结论之一是，所有形成延伸磁尾的磁场线，从它们出现在行星表面的时间到它们在行星下游被拉伸和扭曲几次后的晚期演化时间，都遵循相同的定性演化。在行星框架中，这些磁力线在磁性表面上移动，这些表面缠绕形成一个龙卷风状的漩涡，在行星上有两个脚点（每个磁半球一个）。涡旋的中心（龙卷风的眼）是一个简单的双螺旋，其螺距（沿对称轴$z$）为$λ=τ[v_z+B_z/(μ_0ρ)^{1/2}],$，其中$τ$是行星的旋转周期，$μ_0$是真空的渗透率，$ρ$是质量密度，$v_z$是流体速度，$B_z$是磁场，其中所有量都必须在涡旋中心局部计算。总而言之，在行星坐标系中，扩展的天王星磁尾的典型磁场的运动是一种涡旋运动，它渐近地收敛于单个双螺旋线，而不管该线在行星表面的出现点。
Effect of Non-Adiabatic Thermal Profiles on the Inferred Compositions of Uranus and Neptune
内部模型的一个共同假设是，我们太阳系的外行星是对流的，因此内部温度分布是绝热的。这种假设也经常被应用于系外行星。然而，如果大部分的热通量可以通过传导传递，或者如果对流被抑制，那么热分布可能会有很大的不同，因此会影响推断的行星组成。在这里，我们调查如何在天王星和海王星的非绝热温度分布的假设影响其内部结构和成分。我们使用一组合理的温度分布图，以及与测量的引力场相匹配的密度分布图来推导行星的成分。我们发现，推断的天王星和海王星的成分是相当敏感的假设在外层的热剖面，但相对不敏感的中心，高压区的热剖面。这些行星的重元素质量分数$Z$的总体值在0.8到0.9之间。最后，我们认为天王星内部的大部分可能是导电的，这一结论与天王星发电机模型和热的中央内部区域一致。
In Situ Formation of Icy Moons of Uranus and Neptune
巨行星的卫星被认为是在行星形成的后期形成于气态的环行星盘（CPD）中，但到目前为止还不知道质量较小的行星，如冰巨星是否可以形成这样的盘，从而在那里形成卫星。我们结合辐射流体动力学模拟卫星人口合成的情况下，天王星和海王星的调查问题。对于这两颗冰巨星，我们发现在它们形成的最后都会产生一个气态的CPD。综合结果表明，在$10^5$年内，这些CPDs中可能形成类天王星的冰质卫星系统。这意味着海王星可能有一个类似天王星的卫星系统，最初被捕获的海卫一抹去。此外，我们的模型可以重现天王星目前的卫星，而不需要行星与行星的碰撞来创造一个卫星生长的碎片盘。这些结果强调，即使是冰巨人-最常见的系外行星质量类别-也可以形成卫星，为可能比以前想象的更多的系外卫星开辟了道路。
Tilting Uranus via the migration of an ancient satellite
上下文天王星的98°倾斜度通常归因于行星形成末期发生的巨大撞击。然而，这种情况并非没有弱点。目的。在十亿年的时间尺度上，木星和土星卫星的潮汐迁移已经被证明会强烈影响它们的自旋轴动力学。我们的目标是根据这种机制重新审视天王星倾斜的情景。方法.我们分析了天王星的岁差谱，并确定了可能导致倾斜的候选长期自旋轨道共振。我们确定的假设古代卫星所需的捕获和探索的动力学数值的属性。结果如果它移动超过10个天王星半径，一颗质量最小为4 e-4天王星质量的卫星就能使天王星从一个小的倾斜度向90°会聚。为了在小于太阳系的年龄内实现倾斜，卫星的平均漂移率必须与月球目前的轨道扩张相当。在这些条件下，模拟显示天王星很容易倾斜超过80°。超过这一点，卫星是强烈不稳定的，并触发了一个阶段的混乱运动的行星的自转轴。混沌阶段结束时，卫星碰撞到行星，最终冻结在一个逆行或明显逆行状态（如天王星今天）的行星的引力。类似天王星的自旋状态可以以高达80%的概率获得，但更大的卫星更受欢迎，质量为1.7e-3天王星质量或更大。然而，一个较小的古代卫星并没有被明确排除，在未来的研究中，这一基本假设还有改进的空间。几颗现有卫星之间的相互作用是一种很有希望的可能性。
Generation of equatorial jets by large-scale latent heating on the giant planets
三维数值模拟表明，由水蒸气凝结产生的大尺度潜热加热可以产生类似于气体巨星（木星和土星）和冰巨星（天王星和海王星）的多个纬向喷流。对于合理的水丰度（木星/土星上的3-5倍太阳和天王星/海王星上的30倍太阳），我们的模拟产生了木星和土星的20个纬向喷流，天王星和海王星上的3个纬向喷流，类似于在这些行星上观察到的喷流数量。此外，这些木星/土星的情况下产生赤道超旋转，而天王星/海王星的情况下产生赤道次旋转，与观测到的赤道喷流方向一致.敏感性测试表明，水的丰度，行星自转速率和行星半径都是控制因素，其中水起着最重要的作用;适度的水丰度、大的行星半径和快速的自转速率有利于赤道超自转，而大的水丰度则有利于赤道亚自转，无论行星半径和自转速率如何。考虑到木星和土星相对于天王星和海王星具有更大的半径、更快的自转速率以及可能更低的水丰度，我们的模拟因此为木星和土星上存在赤道超自转以及天王星和海王星上缺乏超自转提供了一种可能的机制。然而，土星可能会带来困难，因为我们的模拟无法解释该行星超旋转喷流的异常高速度（约400米/秒）。在我们的模拟纬向急流表现出适度的违反正压和Charney-Stern稳定性标准。总的来说，我们的模拟虽然是理想化的，但支持这样一种观点，即潜热在产生巨行星上的喷流中起着重要作用。
Considerations on the accretion of Uranus and Neptune by mutual collisions of planetary embryos in the vicinity of Jupiter and Saturn
模拟冰巨人天王星和海王星的形成是行星科学中一个长期存在的问题。由于气体阻力，碰撞阻尼和共振牧羊，行星胚胎排斥星子远离他们的范围，因此他们停止增长（Levison等人，2010）。这个问题仍然存在，与吸积是发生在冰巨星的当前位置还是靠近太阳无关。我们没有试图将行星胚胎的失控/寡头生长推到10-15个地球质量，而是设想了这样一种可能性，即微行星盘可以产生一个只有1-3个地球质量的行星胚胎系统。然后，我们研究这些胚胎是否可以相互碰撞，并成长到足以达到目前的天王星和海王星的质量。我们的研究结果指出了两个主要问题。首先，在土星之外形成和保留的第一和第二大质量核心之间通常存在很大的质量差异。其次，在许多模拟中，最终的行星系在土星之外有两个以上的物体。一颗大行星从胚胎系统中成长，需要对气体盘的偏心率和倾角进行强有力的阻尼。但是，强阻尼也有利于胚胎和核心找到稳定的共振结构，这样就可以找到两个以上的幸存物体的系统。除了这些问题之外，为了使胚胎之间有实质性的相互吸积，有必要假设气体的表面密度是最小质量太阳星云的几倍。然而，这与天王星和海王星形成于一个气体匮乏的圆盘的共同想法形成鲜明对比，这是由这些行星的大气中含有相对少量的氢和氦所暗示的。我们的模拟中只有一次“偶然”成功地再现了外太阳系的结构。
Random Models for Exploring Planet Compositions I: Uranus as an Example
建立行星内部的模型是困难的，因为少量的测量参数不足以约束描述内部结构和组成所涉及的许多变量。一个解决方案是根据行星如何形成的论点来调用额外的约束。然而，行星的实际结构和组成可能包含其形成的线索，如果最初的假设不允许这种结构，那么这些线索就会丢失。因此，为了更好地理解哪些宇宙起源的限制是绝对必要的，探索允许的组成和结构的空间是很有趣的。为此，我们描述了一个代码，用于生成随机的，单调的，密度分布，rho（r），适合一个给定的质量，半径，和转动惯量。对流体静力平衡方程求积分，就得到物体上每一点的压力P（r）。然后，我们提供了三种算法，用于生成单调的温度分布，T（r），和相关的组成，这是一致的ρ-P关系，和现实的状态方程。我们将这个代码应用于天王星作为概念的证明，并表明岩石与水的比例不能远大于2。
Assessing the contribution of Centaur impacts to ice giant luminosities
旅行者2号的观测显示，海王星的内部光度比天王星高出一个数量级。如果这两颗行星具有相似的内部结构和冷却历史，那么海王星的光度只能通过调用引力收缩之外的某种能源来解释。本文研究半人马座的影响是否可以提供必要的能量产生海王星的光度。主要的发现是：（1）天王星和海王星的撞击太过罕见，即使是乐观的撞击率估计，也无法提供海王星观测值的光度;（2）天王星和海王星在任何给定时间都很少有显著不同的撞击产生的光度。天王星和海王星很可能有结构上的差异，迫使它们以不同的速度冷却和收缩。
Ice Giants
该综述总结天王星和海王星内部结构与形成机制的研究现状，指出其成分分布与形成路径的不确定性，并展望通过先进建模、观测和实验来深化理解。
Thermal evolution of Uranus and Neptune II -- Deep thermal boundary layer
热演化模型表明，天王星和海王星的光度与绝热内部的经典假设不一致。这些模型通常预测天王星比观测到的要亮，最近预测海王星比观测到的要暗。在这项工作中，我们调查的热传导边界层的天王星和海王星类行星的演化的影响。这个热边界层（TBL）被认为是位于行星深处，是由氢氦为主的外层和富含冰的内层之间的陡峭成分梯度造成的。我们调查的TBL厚度，热导率，和TBL形成的时间对行星的冷却行为的影响。计算是用我们最近开发的基于Henyey方法的恒星演化工具进行的。我们利用最先进的状态方程的氢，氦和水，以及通过从头计算方法计算的水的热导率数据。我们发现，即使是几公里的薄导电层对行星冷却有显着的影响。在我们的模型中，只有当天王星与太阳入射通量在很长一段时间内接近平衡时，才能重现天王星的测量光度。对于海王星，我们找到了一系列的解决方案，在层厚为15公里或更大的情况下，有效温度接近恒定，类似于天王星。此外，我们找到了几公里的薄TBL和强烈增强的热导率的解决方案。TBL的$\sim$ 1 $~$ Gyr较晚的开始将当前的$ΔT$降低一个数量级，仅为几百K。我们的模型表明，TBL可以显着影响目前的行星光度在两个方向上，使它显得比绝热的情况下更亮或更暗。
What do we Really Know about Uranus and Neptune?
天王星和海王星的内部结构和成分没有得到很好的约束，由于旋转周期和扁率的不确定性，以及相对较大的重力系数误差条。虽然天王星和海王星在质量和半径上相似，但它们在其他物理性质上有所不同，如热发射，结晶度和推断的大气浓缩。在这封信中，我们考虑了行星自转周期的不确定性，表明自转周期与测量的扁率更一致，这意味着天王星和海王星有不同的内部结构，并推测这种差异的来源。我们的结论是，天王星和海王星可能有非常不同的结构和/或成分，尽管它们的质量和半径相似。我们指出，理解这些差异可以对我们对天王星和海王星以及一般中等质量太阳系外行星的形成和演化的看法产生重要影响。
The Formation of Uranus and Neptune in Solid-Rich Feeding Zones: Connecting Chemistry and Dynamics
行星形成的核心吸积理论至少有两个基本问题来解释天王星和海王星的起源：（1）跨土星太阳星云的动力学时间很长，核心的增长可能需要超过1500万年，（2）当核心达到10个地球质量时，失控的气体吸积开始发生，这就需要在冰巨人核心达到临界质量时突然停止气体吸积。这两个问题都可以通过允许冰巨星在富含固体的供给区形成后向外迁移来解决，这些供给区的星子表面密度远高于最小质量的太阳星云。我们使用Nice模型（Gomes et al. 2005; Morbidelli et al. 2005; Tsiganis et al. 2005）的初始半长轴分布，对Dodson-Robinson et al.（2009）的富固体盘中天王星和海王星的形成进行了新的模拟，其中一个冰巨星在12 AU形成，另一个在15 AU形成。最里面的冰巨星在380万~ 400万年后达到现在的质量，最外面的冰巨星在530万~ 600万年后达到现在的质量，与以前的一维模拟相比，时间缩短了很多（例如Pollack et al. 1996）。核心质量保持亚临界状态，消除了突然停止气体吸积的需要。我们计算的碳质量分数为22%，与Podolak等人（1995）和Marley等人（1995）的冰巨星内部模型非常一致。基于形成冰巨星的微行星含有>10%质量分数的甲烷冰的要求，我们可以拒绝任何最初将天王星和海王星置于土星轨道内的太阳系形成模型。我们…
Detecting the Signatures of Uranus and Neptune
自第一次发现绕类太阳恒星运行的行星径向速度以来已有15年多的时间，径向速度测量的时间基线现在已经延伸到木星类似物的轨道之外。然而，对土星轨道半径以外的系外行星轨道周期的敏感性仍然超出了我们的能力范围，因此我们可以获得的关于冰巨星绕太阳类似物的流行的线索很少。在这里，我们模拟径向速度，过境，光度相位振幅签名的太阳系巨行星，特别是天王星和海王星，并评估其可探测性。我们将这些结果用于监测低质量恒星，并将其与其他潜在方法（如天体测量和成像）的相对检测前景进行比较。这些结果定量地显示了有多少现有技术适合于探测晚型恒星雪线以外的冰巨星，以及在太阳型恒星周围探测真正的天王星/海王星类似物所面临的挑战。
Outer Solar System Exploration: A Compelling and Unified Dual Mission Decadal Strategy for Exploring Uranus, Neptune, Triton, Dwarf Planets, and Small KBOs and Centaurs
将2013-2022年十年期调查的愿景和航行（V&V，国家研究委员会，2011年）目标与随后的预算概况进行对比，发现对太阳系中的每个理想目标进行单独的任务是根本不现实的。事实上，在目前的预算现实情况下，这些任务中很少有能够实现的。考虑到到达外太阳系的成本和难度，前往冰巨星系统和柯伊伯带的高价值科学任务之间的竞争是适得其反的。一个更好的方法是将这两个项目结合成一个综合战略，最大限度地提高许多科学学科和社区可以实现的科学，同时认识到务实的预算限制。
Record-breaking Storm Activity on Uranus in 2014
尽管预计在2007年天王星春分之后对流活动会减少，但近红外相机NIRC 2在10米W上与自适应光学系统耦合，在地球上探测到了8个相当大的风暴。M.凯克望远镜于2014年8月5日和6日。所有的风暴都在天王星的北半球，包括这颗行星上有史以来最明亮的风暴，其波长为2.2 $μ$ m，反射的光是这颗行星其他地方的30%。风暴位于行星中心纬度$\sim$ 15 $^{\circ}$ N，高度达到$\sim$ 330毫巴，远高于大气中常规的最上层云层（甲烷-冰）。后来，业余天文学家在北纬32 $^{\circ}$处发现了一个云的特征，它位于大气层的更深处（接近$\sim$ 2巴）。我们还展示了从HST ToO程序返回的图像，这些图像显示了这两种云特征。我们进一步报告了在北极地区首次探测到期待已久的烟雾。
The measured compositions of Uranus and Neptune from their formation on the CO iceline
冰巨星天王星和海王星的形成机制，以及它们的元素和同位素组成的起源，长期以来一直存在争议。外层原太阳星云中的固体密度太低，无法解释它们的形成，光谱观测表明这两颗行星都富含碳，氮含量非常低，它们最初形成的冰可能具有比彗星预测值更低的氘氢比，在其他行星中没有观察到无法解释的特性。在这里，我们表明，所有这些性质可以解释自然，如果天王星和海王星都形成在一氧化碳冰。由于蒸汽的扩散性再分布，这片原太阳星云的外部区域本质上具有足够的表面密度，可以由富碳固体和贫氮气体形成两颗行星，其丰度与观测值一致。富含水的内部主要来自转换的CO冰调和的D/H值的天王星和海王星的积木与彗星的价值。最后，我们的方案概括了一个众所周知的假设，即木星形成于两颗冰巨星的冰线（水雪线）上，并且可能是将这种机制推广到其他巨行星的第一步。
Solid Accretion onto Neptune-Mass Planets I: In-Situ Accretion and Constraints from the metallicity of Uranus and Neptune
当前可用的详细属性（例如，太阳系行星的同位素比率（同位素比率）可以为构建系外行星表征的更好方法提供指导。基于这个动机，我们探讨了天王星和海王星的氘氢比（D/H）的测量值如何限制它们的形成机制。在原位形成的假设下，我们研究了三种固体吸积模式，一种占主导地位的吸积模式从卵石吸积到阻力增强的三体吸积和正则星子吸积，随着固体半径的增加。我们认为一个广泛的半径范围内的固体吸积到（原）海王星质量的行星和计算所产生的吸积率作为一个函数的固体大小和固体表面密度。我们发现，对于小尺寸的固体，速率变得足够高，停止并发气体吸积，如果所有的固体具有相同的大小。对于大尺寸的固体，固体表面密度需要提高，以在气盘寿命内吸积足够量的固体。我们应用这些吸积模式的形成天王星和海王星，并表明，如果采用最小质量的太阳星云模型，固体的半径$\sim 1$米到$\sim 10$公里应主要贡献于他们的氘富集;一个更严格的约束，可以得出，如果全固体的尺寸分布确定。因此，这项工作表明，D/H比可以用作海王星质量行星上固体吸积的示踪剂。对于作为金属丰度指标的其他原子元素，也可以进行类似的努力。
Forcing Planets to Evolve: Interactions Between Uranus and Neptune at Late Stages of Dynamical Evolution
本研究针对早期太阳系N体模拟混沌性强、参数探索难、计算成本高的问题，修改REBOUND和Mercury6.2积分器，通过施加虚拟力独立控制行星轨道，复现星子盘作用，并验证了其在天王星-海王星耦合演化研究中的效用。
Interior and Gravity Field Models for Uranus Suggest Mixed-composition Interior: Implications for the Uranus Orbiter and Probe
本研究提出CORGI行星内部与重力模型，证明天王星需高度混合才能匹配Voyager 2重力谐波，并指出UOP可区分大气金属度、约束更高阶谐波。
Extensive Pollution of Uranus and Neptune's Atmospheres by Upsweep of Icy Material During the Nice Model Migration
本研究通过N体模拟证实，尼斯模型中冰巨行星轨道剧变期间会大量吸积千米级星子，质量增幅最高约0.35%，或足以改变其大气组成与热演化时标。
Consequences of Giant Impacts on Early Uranus for Rotation, Internal Structure, Debris, and Atmospheric Erosion
我们进行了一套光滑粒子流体动力学模拟，详细调查的结果，一个巨大的影响年轻的天王星。我们研究撞击后行星的内部结构、旋转速率和大气滞留，以及喷射到轨道上的物质的组成。撞击物岩石核心的大部分物质落入目标的核心。然而，对于更高的角动量的影响，显着的金额成为嵌入各向异性的冰块在冰层。此外，撞击物的大部分冰和能量都沉积在一个半径约为3个地球半径的高温高熵壳层中。这可以解释天王星观测到的缺乏来自内部的热流，并与理解其不对称的磁场有关。我们验证的结果，从以前的研究低分辨率模拟的质量至少2个地球质量的撞击物可以产生足够快的旋转后，影响天王星的角动量的范围。碰撞后，至少90%的大气层仍然与最后一颗行星相连，但超过一半的大气层可以被一个2或3个地球质量的撞击器喷射到洛希半径之外。这种大气侵蚀在撞击物角动量中等（~3*10^36 kg m^2 s^-1）时达到峰值。岩石被更有效地放置到轨道上，并通过2个地球质量的撞击物比3个地球质量的撞击物更有效地形成卫星，因为它需要被更大质量的撞击物抑制的潮汐破坏。
New indication for a dichotomy in the interior structure of Uranus and Neptune from the application of modified shape and rotation data
自从旅行者号飞越天王星和海王星以来，从对行星卫星运动的长期观测中得到了改进的重力场数据，并提出了修改的形状和固体旋转周期。与旅行者数据相比，天王星的旋转周期更快（-40 min），海王星的旋转周期更慢（+1 h20），发现动态高度和风速最小化。我们应用改进的重力数据，修改的形状和旋转数据，和物理LM-R状态方程计算绝热三层结构模型，其中岩石被限制在核心，和均匀的热演化模型的天王星和海王星。我们提出了全方位的结构模型的旅行者和修改后的形状和旋转数据。与以往仅基于Voyager数据或经验EOS的研究相比，我们发现天王星和海王星在大气重元素质量分数Z1和无量纲转动惯量nI上可能存在观测上显著的差异。对于天王星，我们发现Z1 < 8%，nI=0.2224（1），而对于海王星，当应用修改的形状和旋转数据时，Z1 < 65%，nI=0.2555（2），而对于未修改的数据，我们计算出天王星的Z1 < 17%，nI=0.230（1），海王星的Z1 < 54%，nI=0.2410（8）。在这些情况下，太阳金属丰度模型（Z1=0.015）仍然是可能的。每颗行星的冷却时间与最近用旅行者号自转周期计算的结果相似：海王星的光度可以通过假设其内部是绝热的来解释，而天王星冷却得太慢。更准确地确定这些行星的重力场、形状、自转周期、大气重元素丰度和固有光度，对于提高我们对冰行星内部结构和演化的理解至关重要。
Zonal winds of Uranus and Neptune: Gravitational harmonics, dynamic self-gravity, shape, and rotation
天王星和海王星表面的纬向风速度很快，可达每秒几百米。先前对纬向引力谐波和欧姆耗散约束的研究表明，行星内部相对较浅的深度内，风速会迅速减小。通过对结构模型中缺少的动力学引力谐波$J^\prime_4$与流体扰动的比较，我们对天王星和海王星的纬向风衰减进行了限制。为此，我们产生多变的经验结构模型的天王星和海王星使用$4^{\rm th}$阶理论的数字（ToF），离开流体静力学$J_4$作为一个开放的参数。将缺失的动力学贡献分配给纬向风（及其动力学自引力）引起的密度扰动，我们发现纬向风的最大尺度高度是两颗行星行星半径的$\sim 2-3\%$。允许模型在观测值周围的$\pm 5 \times 10^{-6}$范围内具有$J_2$解具有类似的含义。正如预期的那样，自重力对$J^\prime_4$的影响大约比纬向风的影响小10倍。衰变尺度的高度实际上是不敏感的建议修改的整体旋转周期的天王星和海王星在文献中。此外，我们发现，由于纬向风的动态密度扰动有一个可测量的影响的形状的行星，并可能被用来推断风衰减和批量旋转周期通过未来的观测。
Thermal Evolution of Uranus with a Frozen Interior
天王星的内禀光度比海王星小10倍，这是标准的巨行星演化模型无法捕捉到的观测结果，因为模型假设粘性可以忽略不计。在这里，我们表明，超过一半的天王星内部可能是在一个固体状态，和热演化模型，占这个高粘度区域满足观测到的微弱的天王星通过存储吸积热在内部深处。冰冻的内部也解释了天王星卫星轨道演化所需的品质因数。
Radiative-convective models of the atmospheres of Uranus and Neptune: heating sources and seasonal effects
本研究利用季节辐射-对流模型探究天王星与海王星平流层异常增温的热源及季节效应，测试三类热源假设及组合，发现模型结果与部分观测存在差异但匹配海王星南极暖区特征。
Convective storms and atmospheric vertical structure in Uranus and Neptune
冰巨人天王星和海王星有氢为基础的大气层，有几种成分在它们寒冷的上层大气中凝结。在这两颗行星上观测到的少量明亮云系是湿对流风暴的良好候选者，但它们的观测性质（大小，时间尺度和活动周期）与气体巨人中的湿对流风暴不同。这些云和风暴可能是由于甲烷冷凝，观测还表明在几巴的深度存在更深的硫化氢云（H $_2$ S）。热化学模型预测，在更深的地方，氢硫化氨（NH $_4$ SH）和水的压力在几十到几百巴之间，形成了延伸的深层天气层。由于氢的分子量小，挥发性物质含量高，它们的凝结产生了一个强烈稳定的分子量垂直梯度，比木星和土星的分子量垂直梯度大。由此产生的对垂直运动的抑制应该会导致一种潮湿的对流状态，这种对流状态与地球或泰坦等氮基大气中发生的对流状态有很大不同。因此，天王星和海王星深层大气的热结构还没有得到很好的理解。类似的过程可能发生在土星的木星深水云上，但冰巨人提供了在甲烷云层上层研究这些物理方面的可能性。将需要结合轨道和原位数据来了解对流及其在冰巨人大气动力学中的作用，并进一步了解包括木星、土星和巨型系外行星在内的氢大气中的作用。
Infalling of Nano-dust Because of Air Drag on Uranus
本文通过蒙特卡罗模拟研究天王星内窄环中不带电纳米尘埃在高层大气拖曳作用下落入行星的轨道演化，给出不同粒径尘埃的制动高度、共转高度及寿命。
Constraining the effect of convective inhibition on the thermal evolution of Uranus and Neptune
天王星和海王星的内部热流仍然是行星科学中主要的悬而未决的问题。天王星令人惊讶的冷有效温度与绝热热演化模型不一致，而海王星的大量内部热流是其接收到的日射量的两倍。在这项工作中，我们约束的影响冷凝，包括潜热和对流抑制的大小，可以对这些机构的热演化。我们发现，虽然效果可以是显着的，它是不足以解决天王星昏暗的问题本身。自洽地考虑潜热释放和稳定层结的影响，假设甲烷丰度为5%，甲烷冷凝可以使天王星和海王星的冷却时间加快不超过15%。水凝结的作用方向相反;水凝结可以减缓天王星和海王星的冷却时间尺度不超过15%，假设12%的摩尔水丰度。我们还限制对流抑制的气象影响。我们证明，足够丰富的冷凝物将放松到一个辐射对流平衡的状态，需要有限的激活能破坏。我们还评论的重要性，考虑对流抑制建模行星内部。
The Formation of Uranus and Neptune: Fine Tuning in Core Accretion
天王星和海王星都是冰巨星，大气层质量占行星总质量的$\sim$ 15%，这使得它们处于岩石行星和气体巨星之间的中间类别。这些大气层质量太大，不可能是主要的脱气，但它们从来没有经历过失控的气体吸积。冰巨星在充满气体的圆盘中从未达到临界核心质量（$M_\text{crit}$），但它们的核心是$\gtrsim M_\text{crit}$，这表明它们的外壳主要是在圆盘寿命结束时吸积的。在这个阶段，卵石的增长对传统的缓慢的大气增长提出了质疑。我们表明，全尺寸的冰巨星主要是从一个磁盘吸积气体耗尽至少$\sim 100$的一个因素。这样的磁盘在$ \lesssim 10^5$年内会消散。为什么两个内核在整个$\sim$ Myr磁盘生命周期内都处于次关键状态，而在最后$10^5$年才达到$M_\text{crit}$？这是微调。外盘的冰巨星在大部分气体吸积期间的大气质量分数与盘的气固比相当。这一点在盘演化与动力学剧变相吻合：气体失去了有效地阻尼核心的随机速度的能力，使它们能够受到木星和土星的引力激发。我们认为，冰巨星的核心开始在更近的轨道上生长（保持亚临界），并在这种动力学不稳定期间迁移出去。在那里，它们的轨道在将大部分质量吸积到固体中后循环。最后，他们从一个耗尽的星云中吸积了自己的外壳，那里的供给区气体稀少，防止了逃逸。
Constraining the Depth of the Winds on Uranus and Neptune via Ohmic Dissipation
确定太阳系外行星大气风的深度是行星科学的一个关键课题。我们通过总的诱导欧姆耗散，由于纬向流和行星磁场的相互作用，在天王星和海王星提供这些深度的限制。可以通过整个内部的能量和熵通量对诱导耗散设置上限。感应欧姆耗散与流动中所涉及的材料的电导率分布直接相关。我们提出了一种方法来计算离子导电的氢氦水混合物在行星条件下的电导率分布，使用从头计算模拟的结果。我们将这个公式应用于文献中的几个冰巨星内部结构模型，其中所有的重元素都由水代表。根据能量（熵）通量收支，天王星的最大穿透深度位于$0.93R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{U}}}$之上（$0.90R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{U}}}$），海王星位于$0.95R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{N}}}$之上（$0.92R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{N}}}$）。这些结果的穿透深度的上限，并与以前的估计的基础上的纬向风的重力场的贡献是一致的。正如预期的那样，在外部区域具有较高水丰度的内部结构模型也具有较高的电导率，因此在较浅区域达到欧姆极限。因此，我们的研究表明，随着外层水的存在，天王星和海王星上深层风的可能性显着下降。
Tilting Ice Giants with a Spin-Orbit Resonance
巨大的碰撞可以解释天王星和海王星巨大的倾斜度，但是产生两颗倾斜度相差很大、自转速度惊人相似的行星是一个低概率事件。陷入长期的自旋轨道共振，自旋和轨道进动频率之间的耦合，是一个有前途的选择，因为它可以倾斜行星而不改变其自旋周期。我们用数值积分表明，如果天王星在吸积其气态大气的同时拥有一个质量至少是其卫星系统质量三倍的巨大环行星盘，那么它的自旋进动率将增加到足以与自己的轨道共振，从而可能将行星的质量提高到70 ${^\circ}$。我们发现，一个巨大的磁盘的存在移动拉普拉斯半径显着向外从其经典值，导致更多的磁盘有助于行星的极点岁差。虽然我们很少能产生大于70 ${^\circ}$的倾斜，也不能驱动倾斜超过90 ${^\circ}$，但随后与$0.5\,M_{\oplus}$附近的物体发生碰撞，可能会使天王星从70 ${^\circ}$倾斜到98 ${^\circ}$。将巨大撞击物的质量和数量从两个或更多减少到一个，会增加天王星自旋状态产生的可能性约一个数量级。相比之下，海王星需要一个质量较小的盘来解释它的30 ${^\circ}$倾斜，完全消除了巨大碰撞的需要。
The Possibility of Hydrogen-Water Demixing in Uranus, Neptune, K2-18b and TOI-270d
本研究探讨天王星、海王星、K2-18b和TOI-270d中氢-水分层的可能性，结合演化模型与从头算相图，发现分层可解释行星结构特征，对理解行星演化及大气观测有重要意义。
Uranus and Neptune are key to understand planets with hydrogen atmospheres
天王星和海王星是太阳系最后未被探索的行星。我表明，他们持有至关重要的关键，以了解大气动力学和结构的行星与氢大气。它们的大气是活跃的，风暴被认为是由甲烷冷凝提供燃料的，甲烷冷凝既非常丰富，又发生在低光学深度。这意味着将温度和甲烷丰度作为位置和深度的函数进行映射，将告诉我们对流如何在没有表面和冷凝物的大气中组织，这些冷凝物比周围的空气重，这是气体巨星的一般特征。利用这些信息将是必不可少的约束天王星和海王星本身的内部结构，也是木星，土星和许多具有氢大气层的系外行星。由于这些大气层的空间和时间可变性，需要一个轨道器。探测器将提供参考剖面，以消除远程观测所固有的模糊性。它还将测量稀有气体的丰度，这些气体可用于重建太阳系中行星形成的历史。最后，绘制行星的重力和磁场图对于限制它们的全球组成、结构和演化至关重要。
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