Giant exoplanets are not fully mixed
University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；University of Zurich（苏黎世大学）
该研究利用JWST数据发现多数暖巨行星内部并非完全混合，大气金属丰度无法代表整体成分，混合不充分是普遍现象，且太阳系巨行星无异常，或表明部分混合是巨行星形成的普遍结果。
2026-08-18 astro-ph.EP
Planet formation with envelope enrichment: new insights on planetary diversity
我们计算，第一次，自洽的行星增长模型，包括包络富集的影响。包层金属丰度的变化被认为是星子破裂或冰砾升华的结果。我们解决内部结构方程，考虑到整体能量守恒的信封计算在原地行星的增长。我们认为不同的不透明度和状态方程适合于广泛的金属丰度。我们发现，包层富集加速了气体巨星的形成。它还自然地解释了具有大部分H-He（质量约20 - 30%）的低质量和中等质量物体的形成。高不透明度模型很好地解释了太阳系巨行星的金属丰度，而低不透明度模型适合于形成具有厚H-He包层的小质量物体和具有亚太阳包层金属丰度的气体巨星。我们发现我们的模型和估计的水丰度WASP-43 b之间的协议。对于HD 189733 b、HD 209458 b和WASP-12 b，我们预测水的分数比观测估计的要大，至少是~ 2倍。冰质微行星的包层富集是解释从迷你海王星到气态巨行星等各种天体形成的自然方案。我们预测，总金属丰度和包络金属丰度随行星质量的增加而减小。
2016-09-04 astro-ph.EP
Gas Giant Formation with Small Cores Triggered by Envelope Pollution by Icy Planetesimals
我们研究了冰质星子的包层污染如何影响气体巨星形成的临界核心质量和气体吸积的时间尺度。在核心吸积模型中，失控气体吸积是在核心达到临界核心质量后触发的。以往对地核吸积模型的研究都假设包层具有均匀的太阳成分。事实上，包层很可能被冰质微行星的蒸发物质所污染，因为冰质微行星通过包层时会经历强烈的烧蚀而导致质量损失，它们的大部分质量都沉积在深包层中。在本文中，我们已经证明，信封污染一般降低临界核心质量和加速气体吸积的原行星，因为分子量的增加和绝热温度梯度的降低。广泛和高度污染的信封允许较小的核心，以形成大量的信封之前，光盘耗散。我们的研究结果表明，在行星吸积过程中的信封污染有可能触发气体巨星形成与小的核心。我们认为，在基于核吸积模型讨论气态巨星形成时，有必要考虑冰质星子的包层污染。
2011-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Reduced gas accretion on super-Earths and ice giants
大部分的巨行星都有气体包层，这些气体包层仅占其总质量预算的10%左右。这样的行星存在于太阳系（天王星，海王星），并经常在短时间内观察到其他恒星（所谓的超级地球）。与这些观察相反，基于流体静力学包层演化的理论计算认为，这种低质量的包层不能维持在超过5个地球质量的核心周围。相反，在名义上的圆盘条件下，这些行星会在原行星盘的寿命内通过失控的气体吸积获得大量的外壳。在这项工作中，我们表明，行星信封不是在流体静力平衡，减缓信封的增长。一系列的三维，全球性的，辐射流体动力学模拟揭示了一个稳定的状态下的气体流动，进入通过极点和退出的光盘中平面。气体在大约10个轨道时间尺度内被推过外壳。在星盘中没有明显的尘埃耗尽的区域，当气流进入内部深处时，大约五个地球质量的核心上的封套吸积可能会停止。堆积的固体在对流内部深处升华，但提供不透明度的小颗粒被困在流动中，不会沉降，这进一步防止了快速的包膜堆积。然而，当核心变得比典型的超级地球更大，超过15个地球质量，并且最好是当盘不透明度低于kappa=1 cm^2/g时，可以达到失控气体吸积的过渡。这些发现为超级地球核心周围典型的低质量包层提供了解释。
2017-08-02 astro-ph.EP
Formation of giant planets with large metal masses and metal fractions via giant impacts in a rapidly dissipating disk
根据行星内部模型，一些巨行星包含大金属质量，金属质量分数很大。HD 149026 b和TOI-849 b是这些巨行星的典型例子。有人认为，在巨大的撞击过程中，包层的质量损失在这种巨行星的形成中起着关键作用。这封信的目的是提出一种机制，可以解释这些巨行星的起源。我们调查的巨行星的形成在一个快速消散的磁盘使用N体模拟，考虑卵石吸积。结果表明，虽然在某些巨行星中，卵石隔离质量小于金属质量（大于30个地球质量），但行星与隔离质量之间的巨大碰撞会增加内部金属质量。关于金属部分，核心吸积大量的信封失控的气体吸积在磁盘耗散阶段的1-10万年的磁盘，没有光蒸发的演变。虽然在巨大的撞击中，大部分的包层会丢失，但行星可以在撞击后在缓慢消散的盘中重新吸积包层。在这里，我们证明，通过在一个快速消散的磁盘光蒸发，失控的气体吸积在中间淬火，导致形成巨行星与大金属质量分数。HD 149026 b和TOI-849 b的起源，其特征在于它们的大金属质量分数，可以自然地解释为一个模型，认为光盘与光蒸发演变。
2021-03-24 astro-ph.EP
Embryo impacts and gas giant mergers II: Diversity of Hot Jupiters' internal structure
我们考虑紧凑的，短周期的，质量为100亿的行星的起源。我们认为，它们的多样性结构是由胚胎和超级地球的巨大碰撞或合并与其他气体巨星在这些热彗星的形成和演化过程中造成的。通过一系列的数值模拟，我们表明，典型的迎面碰撞一般会导致总的碰撞气体巨星合并。虽然能量极高的碰撞可以瓦解气体巨星的外壳，但这些事件很少发生。在斜碰撞和中等能量碰撞过程中，合并产物保留的对撞机的核心比他们的信封更高的分数。它们还可以将相当数量的自旋角动量沉积到气体巨星上，并将它们的自旋从轨道平均运动中分离出来。我们发现气体巨星的扁率可以用来推断撞击历史。随后恒星潮在行星包层内的消散可能导致失控的膨胀，并可能通过罗奇瓣溢出造成大量气体损失。抛物轨道上的超级地球的撞击也可以扩大气体巨行星的包层，并提高其潮汐耗散率超过$\sim $ 1亿年的时间尺度。由于巨大的撞击是随机发生的，撞击物的大小和能量各不相同，它们的不同结果可能是热彗星质量-半径关系分散的原因。
2014-10-24 astro-ph.EP
The properties of heavy elements in giant planet envelopes
巨行星形成的核心吸积模型表明类木行星的初始结构为两层结构，重元素位于致密的核心和较厚的H-He包层中。晚期的小行星吸积和核心侵蚀可能会使氢氦包层富含重元素，伽利略号进入探测器在木星大气层中测量的三倍太阳金属丰度支持了这一点。为了重现观测到的木星和土星的引力矩，它们内部的模型包括各种比例的重元素，$Z$。然而，它们对氢氦混合物状态方程的影响还没有被研究超出理想混合近似。在这篇文章中，我们报告的结果从\textit{ab initio}模拟充分相互作用的H-He- $Z$混合物，以表征其状态方程和分析可能的后果的内部结构和演化的巨行星。考虑C、N、O、Si、Fe、MgO和$_2$，我们证明了如果选择适当的有效体积和内能，重元素在H-He混合物中的行为仍然可以用理想混合物来表示。在氧的情况下，我们还计算了对熵的影响。我们发现由此产生的温度-压力分布的变化是小的。质量比为2%的均匀分布的氧只会使木星内部的温度变化80 K。
2016-06-13 astro-ph.EP
The effect of late giant collisions on the atmospheres of protoplanets and the formation of cold sub-Saturns
我们调查的起源冷sub-Saturns（CSS），一个系外行星人口推断从微透镜调查。如果得到证实，这些行星将反驳海王星和木星之间行星质量分布的理论差距，这是由超临界核心的快速失控吸积造成的。在试图解决这个理论观测的差距，我们研究亚临界原行星之间的巨大碰撞的结果。由于原行星之间的长期相互作用，这些事件可能发生在快速耗尽的圆盘中。我们发现，撞击物~ 5%的质量，大规模的核心周围的近失控信封可以有效地删除这些信封完全通过热驱动的超级爱丁顿风从核心本身发出，与通常认为的恒星帕克风。经过短暂的冷却阶段，合并的核心恢复吸积。但是，过渡盘的演化时间尺度太短的核心获得足够大的信封进行失控吸积，尽管他们的大合并质量。因此，这些事件导致CSS的出现，而不会转化为气体巨星。我们表明，这些结果是强大的广泛的光盘密度，颗粒不透明度和硅酸盐丰度的信封。我们的基准案例再现了CSS与重（>= 30 M_地球）的核心和质量较小（几个M_地球）的亚临界信封。我们还调查了其他限制的情况下，连续合并的质量相当的核心产生CSS与更广泛的范围内的核心，信封质量比和信封不透明度。我们的研究结果表明，这是可能的CSS和天王星和海王星的框架内出现的充分研究的过程，他们可能比以前假设的更常见。
2021-10-15 astro-ph.EP
Radiative Signatures of Circumplanetary Disks and Envelopes During the Late Stages of Giant Planet Formation
本文研究巨行星形成晚期环行星盘与包层的辐射特征，通过广义化下落边界条件计算光谱能量分布与发射图，揭示观测外观对行星质量、吸积率、轨道及磁场等参数的依赖。
2024-09-19 astro-ph.EP
Influence of grain sizes and composition on the contraction rates of planetary envelopes and on planetary migration
行星成长过程中的一个关键阶段是行星核心已经组装好的迁移，但行星还没有打开一个很深的缺口。在这一阶段，行星会经历快速的I型迁移，主要是向内迁移，行星会失去其半长轴的很大一部分。这个阶段的持续时间取决于行星外壳需要收缩多久，直到它达到与行星核心质量相似的质量，这是失控的气体吸积可以开始的时候，行星可以在圆盘中打开一个更深的缝隙，过渡到较慢的II型迁移。这个包层收缩阶段主要取决于行星质量和行星包层内部的不透明度。在这里，我们研究不同的不透明度处方如何影响信封收缩时间，这反过来又如何影响行星迁移通过光盘。我们在模拟中发现，颗粒的大小分布以及颗粒的化学成分对行星在到达失控的气体吸积阶段之前迁移的距离有着至关重要的影响。具有较大晶粒尺寸的晶粒尺寸分布导致生长中的行星向内迁移较少，这是由于更有效的冷却使气体吸积更快。此外，我们发现在贫水环境中形成的行星可以更快地收缩它们的包层，从而减少迁移，这意味着在贫水环境中形成的气体巨星可能比在富水环境中形成的气体巨星更远离它们的中心恒星。未来对行星形成的研究，旨在调查形成的气体巨星的化学成分，需要考虑这些影响的自我一致性。
2021-01-11 astro-ph.EP
Millimeter-sized grains in the protostellar envelopes: where do they come from?
恒星形成过程中的颗粒生长影响恒星形成云演化中的物理和化学过程。我们调查的起源毫米（mm）大小的颗粒最近观察到的第一类原恒星信封。我们使用我们以前的论文中开发的凝聚模型，发现氢数密度高达$10^{10}~{\rm cm^{-3}}$，而不是典型的密度$10^5~{\rm cm^{-3}}$，是必要的形成毫米级的颗粒。因此，我们测试了一个假设，即这样的大颗粒从内部传输到信封，密度较大的部分，发现气体阻力流出有效地“发射”的大颗粒，只要中心对象还没有成长到$\gtrsim 0.1$ M $_{\odot}$。通过研究对mm尺寸颗粒的破碎效果，我们确保大颗粒在被注入封套后没有明显破碎。我们的结论是，在原恒星信封中观察到的毫米大小的颗粒不是在信封中形成的，而是在恒星形成区域的内部形成的，并在中心物体的质量显著增长之前被运送到信封中，并且它们在信封中存活。
2016-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation and Structure of Circumplanetary Disks and Envelopes during the Late Stages of Giant Planet Formation
该研究针对巨行星形成晚期的行星周盘形成问题，考虑五种内向气流几何形态，推导了相关密度场与盘结构的解析解，明确了各组分的光度贡献并估算了辐射特征。
2024-03-12 astro-ph.EP
An extended hydrogen envelope of the extremely hot giant exoplanet KELT-9b
巨大的系外行星在靠近它们的主星的轨道上运行，由于它们接受了巨大的恒星辐射，因此温度很高。极端的能量输入导致大气膨胀和中性氢的逃逸。在热的巨行星中，一个特别有趣的例子是KELT-9 b--一颗系外行星，它的轨道非常接近一颗早期的A型恒星，在迄今为止已知的所有系外行星中温度最高（日侧约4600 K）。这样一颗独特行星的大气成分和动力学一直是未知的。在这里，我们报告了第一次检测到的扩展热氢气氛周围KELT-9 b。探测是通过测量凌日过程中的氢原子吸收来实现的，巴尔末Hα线异常强烈，主要是由于来自恒星的高水平极紫外辐射。我们探测到Hα吸收的显著波长偏移，这主要归因于行星轨道运动。所获得的透射光谱具有显著的线对比度（在Hα线中心处的1.15%额外吸收）。观测结果表明，Hα线中心的有效半径约为行星半径的1.64倍，表明该行星有一个很大程度上扩展的氢包层，接近洛希瓣（1.91 Rplanet）的大小，可能正在经历剧烈的大气逃逸。
2018-07-02 astro-ph.EP
Most High-density Exoplanets Are Unlikely to Be Remnant Giant-planet Cores
本文重新审视裸核心假说，通过行星内部模型和能量受限的大气逃逸分析发现，巨型行星核心在早期演化中熔融，大气层丢失后半径反弹有限，从而否定了所有高密度系外行星均为裸核心的观点，指出大多数高密度系外行星不太可能是巨型行星的残余核心。
2024-10-16 astro-ph.EP
The future influence of six exoplanets on the envelope properties of their parent stars on the giant branches
我们研究了六个系外行星系统的恒星演化代码MESA的演化，并得出结论，他们可能会自旋的信封上的红巨星分支（RGB）或后来的渐近巨星分支（AGB）的质量损失过程可能成为非球形的程度，他们的母星。我们选取了六个观测到的半长轴为1-2AU的系外行星系统，利用MESA的双星模式跟踪系统的演化。在RGB上，有四个系统的恒星吞没了行星，在AGB上，有两个系统的恒星吞没了行星，这些系统进入了共同的包络演化（CEE）。在两个系外行星质量为Mp~ 10 MJ（MJ是木星质量）的系统中，行星的自转速度约为分离速度的10%。这种包层可能具有显著的非球形质量损失几何形状。在Mp~MJ的其他四个系统中，行星将包层旋转到约1-2%的分裂速度。即使在这些情况下，影响尘埃形成的包层中的磁活动也可能导致与球形质量损失的微小偏离。在AGB上的CEE的两种情况下，行星将能量沉积到包络上，相当于包络结合能的10%以上。我们预计这将导致非球形的质量损失，在每种情况下都会形成椭圆行星状星云。
2021-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stealing the Gas: Giant Impacts and the Large Diversity in Exoplanet Densities
虽然目前的灵敏度限制是这样的，真正的太阳系类似物仍然具有挑战性的检测，许多行星系已被发现，是非常不同于我们自己的太阳系。大多数系统都有一类新的行星，它们的质量通常比地球大几倍，但它们的主恒星的轨道却在水星的轨道内。这些行星经常显示出包含行星质量百分之几的大型氢和氦包层的证据，并显示出平均密度的巨大差异。在这里，我们表明，这一广泛的范围可以通过一个或两个后期的巨大的影响，这是经常需要实现长期的轨道稳定性，在多行星系统一旦气体盘已经消失。我们使用流体动力学模拟表明，类似大小的系外行星之间的单次碰撞可以很容易地将行星与核心质量比降低2倍，并表明这导致观测到的平均密度相应增加2-3倍。此外，我们调查如何包封质量损失取决于信封质量，行星半径，半长轴，和信封内的质量分布。我们认为，少数巨大的影响可能是负责大的平均密度观测到的传播，特别是对于多行星系统包含行星的密度非常不同，并没有显着的光蒸发雕刻。
2015-12-10 astro-ph.EP
Analytical Model of Tidal Distortion and Dissipation for a Giant Planet with a Viscoelastic Core
我们提出了一个巨大的行星的固体核心和流体信封的潮汐勒夫数的解析表达式。我们将核心模拟为一个均匀的、不可压缩的弹性固体，将包络模拟为一个满足$n=1$多方状态方程的非粘性流体。我们讨论如何爱数取决于大小，密度和剪切模量的核心。然后，我们作为一个粘弹性麦克斯韦固体的核心模型和计算的潮汐耗散率在行星的特点是由爱数的虚部$k_2$。我们的研究结果改进了现有的计算基础上的行星模型与固体核心和统一的（$n=0$）信封。我们的勒夫数的解析表达式可以应用于研究具有不同流变性质的固体内核的巨行星的潮汐畸变和粘弹性耗散，我们的一般方法可以扩展到研究超地球的潮汐畸变/耗散。
2015-02-23 astro-ph.EP
WD 1856 b: a close giant planet around a white dwarf that could have survived a common-envelope phase
发现一颗巨大的行星候选者围绕着白矮星WD 1856+534运行，轨道周期为1.4 d，提出了行星如何到达目前位置的问题。我们在这里重建系统的进化历史，假设共同的信封演变的主要机制，使行星到目前的位置。我们发现，共同的信封演变可以解释目前的配置，如果它是发起时，主恒星在AGB，分离的行星在开始的质量转移是在1.69-2.35 AU的范围内，如果除了生存的行星的轨道能量，无论是重组能量存储在信封或其他来源的额外能量有助于驱逐信封。我们还讨论了地球的演化之前和之后的共同信封演变。最后，我们发现，如果该系统是通过共同的包络演化形成的，它的总年龄与其银河系薄盘的成员资格是一致的。因此，我们得出结论，共同的信封演变至少是可能的替代形成的情况下，如行星-行星散射或Kozai-Lidov振荡。
2020-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Calculation of the enrichment of the giant planet envelopes during the "late heavy bombardment"
我们太阳系的巨行星拥有主要由氢和氦组成的包层，但相对于我们的太阳，它们也富含重元素。为了更好地限制这些重元素是如何被传递的，我们量化了在所谓的“晚期重轰炸”期间的吸积量，当时行星完全形成，星子无法深入行星。在“尼斯模型”的基础上，我们得到了木星的吸积质量为$0.15\pm0.04 \rm\,M_\oplus$，土星的吸积质量为$0.08 \pm 0.01 \rm\,M_\oplus$。对于另外两颗巨行星，发现结果主要取决于它们是否在不稳定阶段转换位置。天王星的吸积质量是有反转的$0.051 \pm 0.003 \rm\,M_\oplus$和没有反转的$0.030 \pm 0.001 \rm\,M_\oplus$。海王星在模型中吸积了$0.048 \pm 0.015 \rm\,M_\oplus$，在模型中它最初比天王星更接近太阳，而$0.066 \pm 0.006 \rm\,M_\oplus$则不然。在混合良好的包层中，这对应于木星和土星的$0.033 \pm 0.001$和$0.074 \pm 0.007$相对于太阳值的富集增加。对于另外两颗行星，我们发现天王星的富集是$2.1 \pm 1.4$（w/ inversion）或$1.2 \pm 0.7$（w/o inversion），海王星的富集是$2.0 \pm 1.2$（w/ inversion）或$2.7 \pm 1.6$（w/…
2010-12-03 astro-ph.EP
Understanding tidal dissipation in gaseous giant planets : the respective contributions of their core and envelope
行星内部的潮汐耗散是驱动恒星-行星和行星-月球系统演化的关键物理机制之一。新的约束条件，现在都获得了太阳系和系外行星系统。行星中的潮汐耗散与其内部结构有着内在的联系。特别是，流体和固体层的行为不同的潮汐强迫。因此，必须对它们各自的消能水库进行比较。在这项工作中，我们分别计算潜在的致密岩石/冰的核心和对流流体包层的气态巨行星的贡献，作为核心的大小和质量的函数。然后，我们比较相关的耗散水库，通过评估频率平均值的爱数$k^2_2$的虚部在每个区域。我们证明，在一般情况下，这两种机制必须考虑。
2014-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The fate of planetary cores in giant and ice-giant planets
我们使用{ \sl \textup{ab initio} }分子动力学模拟来计算三个潜在核心组分的高压熔化温度。行星轨道是通过在一个三层模型中求解流体静力学方程得到的，该模型经过调整以重现测量到的引力矩。最近开发的{ \sl \textup{ab initio} }状态方程用于包层和芯。我们发现，太阳系的巨行星和冰巨行星的核心是不同的，因为每个物体所遇到的压力-温度条件对应于相图的不同区域。对于木星和土星，结果是兼容的扩散核心和混合的显着部分的金属元素的信封，导致对流和/或双扩散制度。我们还发现，在这些行星的整个生命周期中，它们的固体核心在性质和大小上都有所不同。这两颗巨行星的固体核心并不是原始的，而是随着行星冷却而成核和生长。我们估计，木星的固体核心是3 Gyr，土星是1.5 Gyr。天王星和海王星的情况不那么极端，它们的核心只是部分熔化。为了模拟木星，巨行星和系外行星的内部结构的时间演化，它们的光度，以及潮汐效应在它们生命周期中的演化，核心应该被认为是结晶和生长的，而不是逐渐混合到包层中，因为它的成分是可溶的。
2019-10-01 astro-ph.EP
Quasi-static contraction during runaway gas accretion onto giant planets
气态巨行星，如木星和土星，在原行星盘大约300万年的寿命中获得了大量的气态外壳。在核心吸积的情况下，大约10个地球质量的固体核心的形成触发了快速气体吸积的阶段。以前的三维网格流体动力学模拟发现失控的气体吸积率相当于每百万年约10到100个木星质量。如此高的吸积率将导致所有核心大于10个地球质量的行星形成类似于行星的行星，与太阳系中的冰巨人和观测到的系外行星形成鲜明对比。在这项工作中，我们使用三维流体动力学模拟，包括辐射转移，模拟不同质量的行星上的信封的增长。我们发现气体快速流过包层的外部，但这种流动并不驱动吸积。相反，气体吸积是内壳准静态收缩的结果，其数量级可能小于通过外层大气的质量流量。对于比土星小的行星，我们测量到的中等气体吸积率低于每百万年1个木星质量。然而，质量更高的行星的吸积速度高达10倍，并且没有揭示出可以阻止气体吸积的自驱动机制。因此，土星和木星最终质量的原因仍然很难理解，除非它们的形成与太阳星云的消散同时发生。
2019-07-15 astro-ph.EP
Rapid expansion of red giant stars during core helium flash by waves propagation to the envelope and implications to exoplanets
我们假设低质量红巨星支（RBG）星核心氦闪期间的强对流激发了传播到包层的波，发现这些波在包层中沉积的能量导致了包层膨胀和增亮。我们的假设和波能量的估计是基于探索这样一个过程的研究，由于大质量恒星在经历核心坍缩超新星爆炸之前的剧烈核心对流。使用恒星演化代码MESA，我们发现，波能量导致膨胀在几年内数十至数百太阳半径。尽管有很大的增亮，我们预计半径和光度的增加将大大增加质量损失率和尘埃形成。尘埃使恒星变得更红（对红外线），在可见光下恒星可能变得更暗。总体外观是一个持续数月至数年的微弱红色瞬态事件。我们认为，在某些情况下，包层膨胀可能会导致即将离开RGB的恒星吞噬系外行星。扩展的包层具有较小的结合能，在一定程度上允许几个木星质量或更多的行星和棕矮星在共同的包层演化中幸存下来。我们提出这个方案来解释行星绕白矮星WD 1856 +534（TIC 267574918）和WD -棕矮星双星系统ZTFJ 003855.0 +203025.5。
2021-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
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。
2018-11-13 astro-ph.EP
Giant planet formation: episodic impacts vs. gradual core growth
我们描述了气体巨行星的增长在核心吸积的情况。核心的增长不是模拟为一个逐渐吸积的星子，但作为情节的影响大质量比，即我们研究的影响0.02 - 1地球质量的核心1 - 15地球质量。这样的撞击可能会在巨大的撞击区域中产生大部分的固体物质。我们专注于信封的热响应的能量输送。以前的研究表明，突然关闭核心吸积可以显着加快气体吸积。因此，我们预计，巨大的影响，其次是非常低的核心吸积期将导致气体吸积率的净增加。这项研究旨在模拟这样一系列事件，并更详细地了解包层对巨大撞击的反应。为了模拟这种情况，我们将撞击能量沉积分散在一段时间内，这段时间与声音穿越时间相比很长，但与开尔文-亥姆霍兹时间相比非常短。模拟是在球对称和假设准流体静力平衡。结果证实了从以前的研究中可以推断出的东西：对于相同的核心净增长速度，气体可以更快地吸积到核心上，而与此同时，快速的气体吸积可以发生在较小的核心上-明显小于通常的临界核心质量。此外，我们的模拟表明，信封的显着质量分数可以通过这样的影响弹出。
2011-12-02 astro-ph.EP
Growing Planet Envelopes in Spite of Recycling Flows
该研究通过三维辐射流体动力学模拟与一维框架建模，揭示原行星包层与原行星盘的物质循环虽不阻止巨行星形成，但可推迟失控吸积阶段，为理解行星包层多样性提供新依据。
2023-10-04 astro-ph.EP
Dust transport in envelopes of disk-embedded planets: I. Convectively stable envelopes
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）
研究嵌入原行星盘的类地行星包层尘埃传输，通过多流体模拟发现对流稳定包层尘埃极度贫乏，可加速失控气体吸积，深部富集需大 pebble 输送后分解或升华。
2026-08-07 astro-ph.EP
Melting the core of giant planets: impact on tidal dissipation
巨行星被认为拥有中央致密的岩石/冰核，这是其形成的核心吸积情景的关键演员。与此同时，它们的一些组分在巨行星中心区域的温度和压力制度中是不稳定的，只有从头算EOS计算才能解决物质状态的问题。在这个框架内，一些工作表明，必须考虑到包层中核心材料的侵蚀和重新分布。因此，这些复杂的机制可能会深刻地改变巨行星的内部，木星和土星已经获得了强烈的潮汐耗散的特征。解释这种耗散的最佳候选者是中央致密核中的粘弹性耗散和流体对流包络中作用于潮汐惯性波的湍流摩擦。在这项工作中，我们研究的后果可能熔化的中心区域的效率，这些机制。
2015-10-19 astro-ph.EP
Planet Mass and Metallicity: The Exoplanets and Solar System Connection
该研究探讨巨行星质量与金属丰度的关系，提出结合外层包层与体密度金属丰度推断的方法，以揭示行星内部金属分层，为未来JWST和Ariel观测提供理论框架。
2024-09-20 astro-ph.EP
Dust transport in envelopes of disk-embedded planets: II. Fully convective envelopes
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学恒星与行星形成中心、地球研究所）
通过三维多流体模拟揭示嵌入原行星盘的行星完全对流包层中尘埃分布的两种主导 regime，解释了不同轨道行星包层成分多样性与迷你海王星大气多样性的关联。
2026-08-07 astro-ph.EP
Resolving core-envelope degeneracies in giant planets and sub-Neptunes: constraining the equivalence in the presence of dilute gradients
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Observatoire de la Côte d’Azur, Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台，蔚蓝海岸大学）
研究巨行星和海王星以下行星核幔简并性问题，提出开源静态结构积分器fuzzycore，通过求解流体静力平衡等进行参数扫描和建模，能描绘内部简并性，生成水世界简并性图谱，还可作为正向模型后端联系大气与内部结构。
2026-07-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
Envelopes of embedded super-Earths II. Three-dimensional isothermal simulations
嵌入原行星盘中的巨大行星核心被认为是增加了大气层，为形成气体巨星和富含气体的超级地球提供了一条途径。这些大气层的性质很大程度上取决于大气层和周围圆盘之间的耦合性质。我们通过三维无粘和等温流体动力学模拟研究了大质量行星核心周围气体包层的形成。我们专注于信封属性的变化，因为核心质量从低（亚热）到高（超热）的值，一个政权相关的关闭在超级地球。我们发现，全球包络属性，如旋转支持或湍流混合的量是最敏感的核心的Bondi半径的比例，其物理尺寸。大质量的核心由沿极轴到达的超音速气流供给，并冲击包层的致密部分，驱动湍流和质量吸积。气体在赤道平面上流出核心的希尔球，描述了通过外壳的全球质量循环。核心表面上的冲击气体壳界定了由周围圆盘的气体进行的慢（内部）和快（外部）材料再循环的区域。虽然再循环阻碍了气体巨星的失控增长，但原行星大气层的内部区域，更不容易混合，可能仍然与行星联系在一起。
2019-07-08 astro-ph.EP
Nonlinear simulations of tides in the convective envelopes of low-mass stars and giant gaseous planets
在接近的二体天体物理系统中，例如双星或热木星系统，潮汐相互作用经常驱动长期时间尺度上的动力学演化。许多主星和可能的巨型气态行星都有对流包层。伴随物的潮汐势产生的潮汐流可以通过粘性摩擦消散，导致对流壳层内和与伴随物的角动量的重新分配和交换。在最紧密的系统中，非线性效应可能对潮汐耗散产生重大影响，并以纬向流的形式触发差异旋转，如先前的研究所示。在这种情况下，我们研究如何增加非线性影响潮汐流的特性，能量和角动量平衡，使用3D非线性模拟的绝热和不可压缩的对流壳。在我们的研究中，我们选择了一个身体强迫平衡潮汐（准流体静力学潮流分量）的作用，通过有效的强迫激发潮汐惯性波的球壳。在此设置中，我们展示了新的结果存储在纬向流，角动量演化的能量的振幅，其后果潮汐耗散在低质量恒星和巨型气态行星的信封。
2021-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Minimum Radii of Super-Earths: Constraints from Giant Impacts
超级地球行星的详细内部结构模型表明，在给定的质量和半径下，超级地球可能的整体组成存在简并性，分别通过径向速度和过境测量确定。此外，在质量-半径关系中，分别对应于纯冰行星和纯铁行星的上包络和下包络，在涉及行星形成的物理过程方面，没有很好的天体物理动机。在这里，我们适用于巨型撞击的数值模拟的结果，以约束的质量-半径图，可能会出现从碰撞地幔剥离分化的岩石/铁行星的下限。我们提供了一个非常保守的估计最小半径边界的整个质量范围内的大型类地行星。这个包络线是一个容易检验的预测，预测开普勒任务将发现的行星的人口。
2010-03-01 astro-ph.EP
Changes in the metallicity of gas giant planets due to pebble accretion
我们运行数值模拟来研究气体和尘埃颗粒在嵌入巨大原行星盘中的气体巨行星上的吸积。结果被发现取决于光盘冷却速率，行星质量，晶粒大小和来自行星的辐射反馈。如果辐射冷却是有效的，行星会迅速吸积气体和卵石，打开一个缺口，通常会变成大质量的棕矮星。在冷却效率低下的情况下，气体太热而不能在行星上吸积，但卵石吸积继续，行星迅速向内迁移。来自行星的辐射反馈倾向于抑制气体吸积。我们的模拟预测，金属富集的行星尘埃颗粒吸积与最终的行星质量呈负相关，根据观测到的趋势，推断散装组成的太阳系和太阳系外巨行星。然而，为了解释观测结果，大约30-50%的尘埃质量应该是大颗粒的形式。
2018-02-28 astro-ph.EP
Giant planet formation in Palatini gravity
在Palatini引力的背景下研究了类木行星形成的吸积模型的某些部分。我们主要关注的是临界核心质量，也就是说，一个质量，没有流体静力平衡的解决方案，行星的信封，这是一个起点的失控吸积。我们还讨论了行星需要满足的条件，这样它就可以在固体核心周围包裹一个巨大的气体包层。
2022-03-30 astro-ph.EP gr-qc
Redistribution of ices between grain populations in protostellar envelopes. Only the coldest grains get ices
本研究通过五粒度分档动力学化学模型，发现原恒星包层下落物质中冰仅再分布于最冷颗粒表面，导致多数颗粒贫冰入盘，影响颗粒凝聚。
2025-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Origin of apparent period variations in eclipsing post-common-envelope binaries
在几个食密双星中发现的视周期变化经常被解释为是由环双星巨行星引起的。这种解释提出了潜在行星的起源问题，这些行星要么形成于原始的环联星盘，与宿主双星一起，并在其演化成紧密双星的过程中幸存下来，要么形成于后共包络环联星盘，并与后共包络双星（PCEB）保持联系。在这里，我们结合了当前的知识行星形成和巨行星周围的原始和演化的双星与紧密紧凑的双星演化理论的统计，旨在获得新的限制可能的形成方案。我们编制了一个全面的列表，观察到的食PCEBs，估计系统的比例显示明显的周期变化，重建的PCEBs的进化历史，并进行二进制人口模型的PCEBs的主要序列的二元祖先。我们回顾了目前可用的限制部分的PCEB祖主机环双星巨行星。我们发现PCEB的祖先不太可能是巨行星的频繁宿主（<~10%），而观察到明显周期变化的PCEB的频率非常高（~90%）。在日食PCEB中测量到的日食时间的变化可能不是由幸存下来的第一代行星引起的。剩下的解释观测到的周期变化的选择是第二代行星形成，或者可能是磁性活跃的二级恒星形状的变化。我们建议对这两种选择进行观察性测试。
2012-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Protostellar chimney flues: are jets and outflows lifting submillimetre dust grains from discs into envelopes?
本文利用CALYPSO样本数据发现0/I类原恒星内包层低尘埃不透明度谱指数与喷流外流质量损失率呈反相关，提出喷流外流将毫米级尘埃从盘面抬升至包层的输运机制，并讨论其对行星形成的影响。
2023-11-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The grain size survival threshold in one-planet post-main-sequence exoplanetary systems
在演化的巨分支阶段，尘埃、颗粒、巨石、小行星和主要行星的大小分布和轨道结构决定了最终碎片的优势和可观测性，这些碎片被发现围绕在白矮星周围，并用金属污染其大气层。在这里，我们利用光引力平面限制性三体问题在一个行星的巨分支系统，以表征的颗粒作为母星的光度和质量发生剧烈变化的轨道。我们执行一个详细的动力学分析的字符的颗粒轨道（碰撞，逃逸，或有界）作为一个功能的位置和能量在整个巨大的分支演变。我们发现，对于主序星质量为$2.0M_{\odot}$的恒星，巨大的分支演化，加上行星的存在，普遍触发小于1毫米的颗粒逃逸，而大于5厘米的颗粒则与恒星结合。这一结果适用于具有类地行星或巨行星的系统，在很大程度上与行星的位置无关，并有助于建立巨分支行星系中小粒子逃逸的辐射尺寸阈值。
2020-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Grain sedimentation inside giant planet embryos
在原行星盘大量碎裂的背景下，Boss（1998）提出，颗粒可以在距离恒星R ~ 5 AU的巨行星胚胎中生长和沉积。从那时起，一些作者批评了这一建议。对流可能会阻止颗粒沉降，胚胎甚至不能在离母星如此近的地方形成，因为在这些距离处冷却效率太低。在这里，我们重新考虑了Boss（1998）提出的颗粒沉积过程，但是正如根据冷却限制所预期的那样，在R ~ 100 AU时形成了一个胚。这样的胚胎密度要小得多，也更冷。我们对这个过程进行了分析估计，并进行了简单的球对称辐射流体动力学模拟来测试这些想法。我们发现，对流在我们的模型中并不重要，直到一个有点大的（~地球质量，这是澄清在后续文件）固体核心建成。湍流混合减缓了尘埃的沉降，但当颗粒沉降到厘米大小时，它就被颗粒沉降压倒了。尘埃沉降发生所需的最短时间是几千年，并且是胚胎质量，尘埃含量和不透明度的强烈函数。给出了一个近似的分析判据，描述了巨胚收缩和升温速度快于尘埃沉降的条件。正如Boss等人（2002）所言，我们认为巨行星胚胎内部通过颗粒沉积形成核心可能会产生一条未探索的形成巨型气体和巨型冰行星的路线。本模型也是论文III的基础，其中我们研究了通过潮汐破坏和行星包层的光蒸发形成类地行星核心的可能性。
2010-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant planet engulfment by evolved giant stars: light curves, asteroseismology, and survivability
本研究利用 MESA 模拟恒星吞噬巨行星过程，发现吞噬会导致恒星增亮、星震学指标变化甚至引发类似红新星的爆发，且行星在潮汐瓦解前包层不会被抛射。
2023-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Foretellings of Ragnarök: World-engulfing Asymptotic Giants and the Inheritance of White Dwarfs
在白矮星周围寻找行星，以及以大气污染和星周盘的形式存在的动力学不稳定性的证据，提出了关于行星系的性质的问题，这些行星系可以在渐近巨星分支（AGB）的变迁中幸存下来。我们研究了竞争的影响，在几个AU的行星从恒星，强大的潮汐力所产生的恒星的大对流信封，和行星的轨道膨胀，由于恒星质量损失。我们，第一次，研究行星的演化，同时遵循AGB上的每个热脉冲。对于类木行星来说，潮汐力很强，并且可以在1 M_Sol恒星的约3 AU和5 M_Sol恒星的约5 AU处将行星拉入包络。质量较低的行星感受到较弱的潮汐力，最初在1.5-3 AU范围内的类地行星进入恒星包层。因此，在最大恒星半径内开始的低质量行星可以生存，因为它们的轨道由于质量损失而扩大。包含一个中等的行星偏心率稍微加强了类木行星所经历的潮汐力。偏心的类地行星风险更大，因为它们的偏心率不会衰减，而且它们的近心点很小，把它们带进了恒星的包层。我们还找到了在白矮星周围发现行星的最近半径，假设任何进入恒星包层的行星都被摧毁了。在这种情况下，行星不太可能被发现在大约1.5天文单位的白矮星与1 M_Sol的祖先和大约10天文单位的白矮星与5 M_Sol的祖先。
2012-12-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical friction in stratified stellar envelopes
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究分层恒星包层中动力学摩擦，阐述弱点扰动物体线性正压声响应公式，应用于多种情况，发现分层影响摩擦，双扰动物体系统中伴星尾流有作用，该公式为相关模型提供工具。
2026-09-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Pre-solar grains from novae and "Born-again giants"
该研究综述了新星爆发与低质量恒星极晚热脉冲过程的尘埃形成特性，指出两类源的尘埃颗粒已在陨石、彗星物质中被发现，相关红外特征具有共性，挑战了传统尘埃组成认知与银河尘埃贡献预期。
2023-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
