Binary Formation in Planetesimal Disks II. Planetesimals with Mass Spectrum
在太阳系的外围区域发现了许多大质量的天体。尽管人们对类地行星的吸积过程进行了深入的研究，但它们是如何形成和演化的还没有很好的了解。其中一个谜团是存在着质量分量接近相等、轨道高度偏心的双星。这些双星与在小行星带地区观测到的卫星有很大的不同。与盘的内部区域相比，盘的外部区域的希尔半径与微行星的物理半径之比要大得多。希尔半径随着半长轴的增大而增大。因此，在外层区域的微行星可以形成接近和偏心的双星，而在内层区域的微行星则会简单地碰撞。在本文中，我们进行了$N$体模拟在不同的区域的磁盘和研究，如果双星形成在外部区域的磁盘。我们发现大的微行星倾向于形成双星。大的微行星中有相当一部分是双星的组成部分。成为双星的组成部分的微行星最终会通过三体相遇与第三个天体相撞。因此，双星的存在可以提高海王星外天体（TNO）区域的微行星的生长速率。
2014-09-16 astro-ph.EP
Building massive compact planetesimal disks from the accretion of pebbles
我们提出了一个模型，在该模型中，星子盘是建立在星子的形成和吸积的径向漂移的卵石到现有的星子的组合。在这个模型中，卵石吸积到微行星上的速度很快超过了内盘中直接形成微行星的速度。这就允许形成一个高质量的内盘，而不需要增强的星子形成或一个巨大的原行星盘。我们提出的星子盘生长机制不需要任何特殊的条件来操作。因此，我们预期高质量的星子盘几乎在所有系统中自然形成。这种增长的程度是由通过内部磁盘漂移的卵石的总质量控制的。任何减少卵石输送速率或持续时间的东西都会相应地减少星子盘的最终质量。因此，我们预期低质量恒星（具有较小质量的原行星盘）、低金属丰度恒星和具有巨行星的恒星都应该生长较小质量的微行星盘。星子盘演化成行星系的过程仍然是个谜。然而，我们认为，后期阶段的行星形成模型应该开始与一个巨大的磁盘。这强化了大质量和紧凑的行星系可能在原地形成的想法，但不排除在行星形成后发生重大迁移的可能性。
2015-07-29 astro-ph.EP
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
Application of Gas Dynamical Friction for Planetesimals: II. Evolution of Binary Planetesimals
行星形成的最初阶段之一是小的星子的生长和它们积累成大的星子和行星胚胎。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。在这一阶段，气体-星子相互作用在\emph{single}中等质量星子（$m_{p}\sim10^{21}-10^{25}g$）\emph{through gas dynamical friction}（GDF）的动力学演化中起着关键作用。太阳系的小行星（小行星和柯伊伯带天体）中有很大一部分是双星。在这里，我们探索的影响GDF的演化\emph{binary}星子嵌入在气体盘使用N体代码与基准外力占GDF。我们发现，GDF可以诱导二进制合并的时间尺度短于磁盘寿命以上的质量$m_{p}\gtrsim10^{22}g$在1 AU，独立的二进制初始分离和偏心率。这种合并可以影响合并形成的微行星的结构，GDF诱导的双星内旋可以在微行星盘的演化中发挥作用。此外，在围绕恒星的偏心轨道上的双星可能会在超音速状态下演化，在那里扭矩逆转，双星膨胀，这将增加与双星相遇的横截面。具有小质量比的高倾斜双星由于Kozai-Lidov循环与GDF的联合作用而演化，导致混沌演化。顺行双星经历半规则的Kozai-Lidov演化，而逆行双星经常翻转它们的倾角，其中$\sim50\%$被破坏。
2016-02-07 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 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
Application of gas dynamical friction for planetesimals: I. Evolution of single planetesimals
小的星子成长为大的行星胚胎发生在气体从原行星盘扩散之前很久。微行星-气体-盘的相互作用引起微行星/行星的迁移和轨道演化。小微行星主要是由空气动力学气体阻力。大型原行星$m\sim0.1M_{\oplus}$主要由I型迁移\emph{differential}扭矩控制。还有一个额外的质量范围，\emph{intermediate mass}微行星（IMP）的$m\sim10^{21}-10^{25}g$，在这个范围内，引力与盘的相互作用超过了气动气体阻力，但这种相互作用通常被忽略。在这里，我们使用\emph{gas dynamical friction}（GDF）的方法，以前用于研究在行星质量范围内的磁盘行星的相互作用，这些相互作用的模型。我们发现的临界尺寸GDF占主导地位的气体阻力，然后研究的影响，GDF上的单个IMP。我们发现，小倾角的星子迅速成为共面。偏心轨道在几百万年内形成圆形，前提是星子质量大（$m\gtrsim10^{23}g$），初始偏心率低（$e\lesssim0.1$）。质量更大的星子$m\sim10^{24}-10^{25}g$在几百万年的时间尺度上螺旋上升，导致\emph{an embryonic migration}进入内部圆盘。这可能导致内部原行星盘（$<1$ AU）中岩石物质（以IMP的形式）过多，并导致行星快速生长。这可以解释超级地球行星的起源。此外，G…
2015-08-17 astro-ph.EP
Formation of inner planets in the presence of a Cold Jupiter: orbital evolution and relative velocities of planetesimals
本文研究冷木星对内盘星子轨道演化和相对速度的影响，发现小星子受气体阻力影响相对速度升高，而大星子可保持低速度弥散并继续失控增长，表明冷木星不阻碍内岩石行星形成。
2023-08-28 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
Planetesimal Population Synthesis: Pebble Flux Regulated Planetesimal Formation
我们提出了一个当地的星子形成率的瞬时径向卵石流量成正比的表达式。这个结果-一个径向的星子分布-可以作为研究行星胚胎形成的初始条件。我们遵循的想法是，需要粒子陷阱，以提高当地的尘埃与气体的比例足够，使粒子气体的相互作用不能再阻止小尺度上的星子形成。这些陷阱的位置可以出现在磁盘的任何地方。它们的发生和寿命是正在进行的研究的主题，因此它们通过自由参数实现。这使我们能够研究盘的性质对星子形成的影响，预测其随时间变化的形成速率和初始卵石吸积的位置。我们发现，大$α$ -值的$0.01$（强湍流）防止形成的星子在磁盘的内部，主张较低的值周围$0.001$（中度湍流），在那里星子形成迅速在所有的地方，他们需要的原行星。当尘埃成长为卵石（$\sim\mathrm{mm}$到$\mathrm{dm}$）并且卵石流量达到临界值时，星子就会形成，这在$2-3\,$ AU是几千年后，在$20-30\,$ AU是几十万年后。星子的形成会持续到卵石供应减少到临界值以下。最后的空间微行星的分布比初始的尘埃和气体分布更陡峭，这有助于解释最小质量太阳星云和粘性吸积盘之间的差异。
2019-04-06 astro-ph.EP
Erosion of planetesimals by gas flow
行星形成的第一阶段发生在主要由气体组成的原行星盘中。因此，了解气体如何影响原行星盘中的星子是至关重要的。在本文中，我们讨论了气流是否能侵蚀星子。我们估计有多少剪切应力施加到行星表面的气体作为磁盘和行星属性的函数。为了确定侵蚀是否会发生，我们将其与以前测量的卵石堆星子在侵蚀开始前可以承受的临界应力进行比较。如果发生侵蚀，我们估计受影响的星子的侵蚀时间。我们还说明了我们的估计与二维数值模拟的微行星周围的流动使用格子玻尔兹曼方法。我们发现，壁面剪应力可以克服在偏心轨道内的盘的最内部区域的星子的临界应力。达到侵蚀应力所需的高离心率可能是迁移行星引导的结果。我们还发现，如果一个星子侵蚀，它这样做的时间尺度很短。对于居住在$1 \ \rm{au}$之外的微行星，我们发现，即使在高偏心轨道的情况下，它们也基本上不会受到侵蚀。
2020-05-16 astro-ph.EP
From Dust to Planets I: Planetesimal and Embryo Formation
行星形成模型从已经完全形成的原始胚胎和星子开始，错过了一个关键步骤，星子/原始胚胎的形成。在这项工作中，我们包括处方的星子和原生胚胎形成所产生的鹅卵石被困在短暂的压力颠簸，在热演化的粘性盘检查整个磁盘的原生胚胎和星子的大小和分布。我们发现，微行星的大小随着轨道距离的增加而增加，从距离恒星约10公里到距离恒星数百公里。原始胚胎的质量也随着轨道半径的增加而增加，范围从冰线周围的$10^{-6} M_{\rm \oplus}$到冥王星轨道附近的$10^{-3} M_{\rm \oplus}$。我们包括卵石和星子吸积的处方，以检查原始胚胎可以达到的质量。在靠近恒星的地方，由于小的星子，星子吸积是有效的，而卵石吸积在卵石尺寸有限的地方是有效的，但在卵石供应减少之前，由于低吸积率，漂移占主导地位时效率低下。在冰线外，由于星子离心率的增加，星子吸积变得效率低下，而卵石吸积随着初始原胚质量的增加而变得更加有效，使它们在卵石供应耗尽之前显着增长。结合这两种情况可以在更大的距离上形成更大质量的原胚胎，因为星子的吸积可以使卵石吸积变得更有效，从而使巨大的行星核心在10 au的距离上形成。通过包括更现实的初始原胚和星子大小，以及合并吸积的情况下，应该允许一个更完整的理解，在开始到结束的过程中如何行星和行星系的形式。
2021-07-02 astro-ph.EP
Heavy-element Accretion by Proto-Jupiter in a Massive Planetesimal Disk, Revisited
星子吸积是巨行星重元素富集的重要来源。有人认为，木星的富集包层是在其成长过程中的星子吸积的结果，假设它形成于一个巨大的星子盘。在这项研究中，我们模拟了木星在这种情况下的形成。我们假设在原位形成和N体模拟来推断固体吸积率。我们发现，在快速的气体吸积阶段，数十个地球质量的微行星可以被原木星捕获。然而，如果在木星的核心附近形成几个胚胎，这是一个巨大的星子盘的预期结果，从胚胎的散射增加了星子的偏心率和倾角，因此显着降低吸积效率。我们还将我们的结果与已发表的半解析模型进行了比较，并表明这些模型不能再现N体模拟，特别是当星子盘有一个大的偏心率和倾角。我们表明，当仔细模拟的动力学演化的星子，捕获的星子$M_\mathrm{cap,tot}$的总质量是$2 M_\oplus \lesssim M_\mathrm{cap,tot}\lesssim 18 M_\oplus$。木星包层的金属丰度可以用我们的大质量盘模型中的星子吸积来解释，尽管星子的高偏心率和倾角导致了低吸积效率。我们的研究表明，在行星的生长过程中的星子吸积的详细建模的重要性和它的影响，在气态行星的重元素质量。
2022-12-08 astro-ph.EP
Delivery of icy planetesimals to inner planets in the Proxima Centauri planetary system
本研究估算比邻星c吸积区冰质星子向内行星b和d的输送量，发现总质量约10-15mE，输送到b的水可能超过地球海洋，且c轨道半长轴至少缩小1.5倍。
2023-09-01 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
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
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
Study of the migration of Earth-like planets in planetesimal disks and the formation of debris disks
Institute of Astronomy of the RAS（俄罗斯科学院天文研究所）
本文研究了类地行星与行星esimal盘的相互作用，发现行星迁移后会扰动盘内行星esimal轨道，增加相对速度，导致其破碎，从而形成尘埃盘。
2026-04-07 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
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
Dynamo generation reveals redox conditions during formation of differentiated planetesimals
University of Oxford（牛津大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
本研究利用热演化与发电机产生模型，结合陨石古磁数据，探究了行星胎核心大小、水含量对发电机的影响，揭示了NC行星胎的脱气特征，为行星胎吸积环境与水含量演化提供新见解。
2026-08-04 astro-ph.EP
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet I. Basic characteristics of the new formation model
为了避免已知的困难，在星子的形成，如漂移或碎裂障碍，许多方案已经提出。然而，在这些情况下，星子一般只在原行星盘的某些特定位置形成。另一方面，在行星形成模型和星群合成模型中，一般假设星子广泛分布在原行星盘中。在这里，我们提出了一个新的方案，其中星子可以形成在广泛的地区的光盘。微行星形成于第一代行星形成的气压隆起处（例如由卵石吸积形成），随着行星的迁移，形成区域向内扩展。我们使用一个简单的一维拉格朗日粒子模型来计算由一个迁移嵌入行星扰动的气体盘中的卵石的径向分布。我们认为，星子形成的流动不稳定性的点，卵石与气体的密度比的中平面变得大于1。我们还研究了一些关键参数的影响，如气体盘模型，卵石的质量流量，行星的迁移速度，湍流的强度。我们发现，只要卵石的流量是典型的，湍流不是太强，星子形成在盘的广泛地区。星子表面密度取决于卵石质量通量和行星的迁移速度。星子的总质量和形成区的轨道位置强烈地依赖于卵石质量通量。我们还发现，轮廓的星子表面密度和它的斜率可以估计由非常简单的方程。我们表明，我们的新方案可以解释形成的星子在广泛的领域。简单的估计，我们提供的星子表面密度分布可以用作人口合成模型的初始条件。
2020-10-20 astro-ph.EP
Distribution of captured planetesimals in circumplanetary gas disks and implications for accretion of regular satellites
巨行星的规则卫星是由环绕行星的圆盘中的固体吸积而形成的。在日心轨道上运动的小行星，如果足够大，可以从原行星气盘的气流中分离出来，就可以被环行星盘的气体阻力捕获。在目前的工作中，我们使用轨道积分研究了捕获的星子在环行星盘中的分布。我们发现，被捕获的星子的数量达到一个平衡态作为一个平衡之间的持续捕获和轨道衰变到行星。逆行轨道上捕获的星子数量比逆行轨道上的要少得多，因为逆行轨道上的星子会遇到强烈的逆风，并迅速螺旋进入行星。我们发现，在当前的径向位置的规则卫星的星子的表面数密度可以显着增强的气体阻力捕获，取决于星子的速度分散和原行星盘的间隙的宽度。利用一个简单的模型，我们还研究了尘埃和捕获的微行星在环行盘中的表面密度之比，发现当微行星的速度色散相当小时，在原行星盘中没有形成大的间隙时，捕获的微行星在当前规则卫星所在位置的固体物质中占主导地位。在这种情况下，在这样一个区域捕获的星子可以在螺旋进入行星之前通过相互碰撞而增长，并有助于常规卫星的增长。
2017-03-23 astro-ph.EP
Planetesimal formation by the streaming instability in a photoevaporating disk
近年来，流动不稳定性作为产生星子的候选机制引起了越来越多的关注。然而，这些研究仅限于小规模的模拟。现在，我们提出的全球原行星盘演化模型的结果，包括星子形成的流动不稳定性，随着粘性吸积，光蒸发的EUV，FUV，和X射线光子，尘埃演化，水冰线，分层湍流。我们的模拟产生了大量的（60-130 $M_\oplus$）超过100 au的星子带和高达$\sim 20 M_\oplus$的星子在中间区域（3-100 au）。我们最全面的模型在3天文单位内形成了8个$M_\oplus$小行星，在那里它们可以产生类地行星。内盘中形成的星子质量主要取决于高能光子在盘中形成内腔的时间。我们的研究结果表明，光蒸发和流动不稳定性的组合是有效的转化为星子的原行星盘的固体成分。然而，我们的模型并没有在盘的内部和中间区域形成足够的早期星子，从而产生具有气体包层的巨行星和超级地球。在原行星盘的行星形成区域，可能需要额外的过程，如由MHD风驱动的粒子堆积和质量损失，以驱动早期星子代的形成。
2017-03-23 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
Planetesimal-driven planet migration in the presence of a gas disk
我们在这里报告了Kirsh等人（2009）使用我们的N体代码SyMBA（Duncan等人，1998年）。以前的工作集中在一个单一的行星的质量Mem的情况下，沉浸在一个小行星盘与幂律表面密度分布和瑞利分布的偏心率和倾角。通常使用10^4 - 10^5个等质量的微行星，其中包括太阳和微行星对每个微行星的引力（和反作用力），而微行星与微行星的相互作用被忽略。这里所报告的试验包括了气盘的动力学效应，其中Adachi等人（1976）的气动气体阻力公式适用于所有物体。在某些情况下，Papaloizou和Larwood（2000）对行星的I型迁移的处方被实施，以及质量分布。在没有气体的情况下，可以观察到快速的行星迁移--速度与行星的质量无关--只要行星的质量与能够进入希尔球的星子的质量相比不太大。在这种情况下，向内和向外移徙都可以自我维持，但向内移徙的倾向很强。当存在气盘时，气动阻力可以大大改变分散的星子的动力学。对于足够大或足够小的单分散星子，行星通常向内迁移。然而，对于一系列看似合理的小行星（即在最小质量Hayashi盘中，在5.0 AU处为0.5 - 5.0 km），通常会引发向外迁移，通常伴随着大量的行星质量吸积。这种行为的起源解释了一个玩具模型。还讨论了与I型迁移相关的尺寸分布和扭矩的影响。
2010-09-23 astro-ph.EP
From Dust To Planetesimal: The Snowball Phase ?
行星形成的标准模型认为，在初始阶段，微行星从尘埃盘形成，随后是微行星相互碰撞的阶段，最终导致行星胚胎的形成。然而，有一个潜在的过渡阶段（我们称之为“雪球阶段”），在第一个星子的形成和它们之间的相互碰撞的开始之间，这往往被忽视或低估在以前的研究。在这个滚雪球阶段，孤立的星子在开普勒轨道上移动，并且仅仅通过原行星盘中夹带气体的亚厘米大小的尘埃的直接吸积而生长。使用一个简化的模型，在该模型中，微行星是逐步产生的尘埃，我们认为预期的大小，微行星之间的相互碰撞开始之前可以增长，并推导出这个大小的依赖一些关键参数，包括磁盘湍流的程度，在出生时的微行星的大小和微行星的创建率。对于湍流较弱的系统，微行星以较低的速率产生，并且出生尺寸相对较小，我们表明雪球增长阶段可能非常重要，允许微行星在相互碰撞之前质量增长10^6倍。在这种情况下，雪球生长阶段可能是从尘埃到星子的质量转移的主要模式。此外，这种增长可以在原行星气盘的典型寿命内发生。一个值得注意的结果是... ... (see纸）。对于像半人马座阿尔法星这样的近距离双星来说... ... (see纸）。从更普遍的角度来看，这些初步结果表明，一个有效的雪球增长阶段为行星形成理论提供了大量的“底部空间”。
2010-09-23 astro-ph.EP
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
Streaming instability on different scales. I. Planetesimal mass distribution variability
我们提出了数值模拟的尘埃结块和星子的形成与自引力的流动不稳定性启动。我们研究的变化，在星子形成过程中，采用模拟域与大的径向和方位角的范围和一种新的方法，重新，运行其他相同的模拟与不同的随机初始化的尘埃密度场。我们发现，星子质量分布和总质量的尘埃，转换为星子可以有很大的变化之间的个别小模拟和领域内的较大模拟我们的研究结果表明，非线性性质的开发流不稳定性引入了大量的变化，在星子的形成过程中，以前没有被认为是，并建议更大规模的动态可能会影响这个过程。
2020-10-28 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries I: planetesimal dynamics in massive protoplanetary disks
大约$20\%$的径向速度调查发现的系外行星居住在恒星双星。为了弄清它们的起源，我们必须了解双星系统内原行星盘中的微行星的动力学。标准的描述，只占气体阻力和引力的伴星已受到挑战，最近的原行星盘的引力被证明在星子动力学中起着至关重要的作用。另一个复杂的现象是双星系统中的原行星盘倾向于偏心，从而引起额外的星子偏心率激发。在这里，我们第一次解析地探讨了双星如$α$ Cen和$γ$ Cep在（1）偏心原行星盘的重力，（2）由于（共面）偏心伴星的扰动，和（3）气体阻力的联合作用下的星子的长期动力学。我们得到明确的解决方案的行为的星子偏心率${\bf e}_p$在非旋进磁盘（和旋进磁盘在一定的限制）。我们得到了星子相对速度分布的解析形式，这是理解它们碰撞演化的关键输入。盘引力强烈地影响相对速度，并且倾向于将以最高速度与可比物体碰撞的微行星的大小推到小值，$\sim 1$ km。我们还发现，在偏心的原行星盘approximally对齐的双星轨道的星子碰撞在较低的相对速度比在错位磁盘。我们的研究结果突出了一个决定性的作用，磁盘重力在双星的微行星动力学。
2014-08-21 astro-ph.EP
Small Planetesimals in a Massive Disk Formed Mars
火星很可能是一个通过与星子碰撞形成的行星胚胎，这可以解释它的小质量和快速形成的时间尺度。在经典的行星形成理论中，最终的胚胎质量仅由固体表面密度决定。然而，胚胎可以搅动周围的星子，导致通过侵蚀（撞击坑）碰撞的碎片。我们发现，小碎片的径向漂移可以大大降低固体表面密度。另一方面，胚胎的生长是加速碎片的增生。由于碰撞破碎效率取决于星子的初始尺寸，因此最终胚胎质量及其生长时间取决于初始星子尺寸和盘表面密度。我们研究了这两个参数对火星质量的影响，并预测了火星地幔中182W的放射成因过剩。两种情况可以解释小火星的快速形成：（i）它是由大质量圆盘中的小微行星吸积而形成的，或者（ii）它是由大微行星形成的，但它的生长被木星向内然后向外的迁移所阻止。考虑到所有的限制，我们得出的结论是，火星很可能已经形成了一个巨大的磁盘约0.1太阳质量的小行星半径小于10公里。如此小的星子尺寸不能解释木星核心的吸积，这表明在太阳星云中可能存在着以日心说为中心的星子尺寸梯度。
2013-04-18 astro-ph.EP
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
Simulations of Small Solid Accretion onto Planetesimals in the Presence of Gas
年轻的原行星盘中微行星的生长和迁移是行星形成的基础。在所有的早期生长模型中，有几个过程可以抑制晶粒达到更大的尺寸。然而，观测表明，星子的生长必须是迅速的。如果少数100公里大小的微行星确实设法在盘中形成，那么气体拖曳效应可以使它们能够有效地从引力聚焦的横截面之外吸积小固体。原则上，这种气体阻力增强的吸积可以让星子以快速的速度生长。我们提出了自洽的流体动力学模拟与直接粒子积分和气体阻力耦合，以估计由于卵石吸积的星子增长率。风洞模拟用于探索一系列的颗粒尺寸和光盘条件。我们还探讨了星子增长的分析估计和数值积分星子漂移由于小固体的吸积。我们的研究结果表明，对于几乎每一种情况下，我们认为，有一个明显的首选颗粒大小吸积，吸积的星子和当地光盘条件的属性。对于比优选的颗粒尺寸小得多的固体，当颗粒被夹带在气体中并围绕星子流动时，吸积速率显著降低。比理想尺寸大得多的固体以与引力聚焦相一致的速率吸积。我们的分析估计卵石吸积突出的时间尺度，需要在不同的磁盘条件和初始小行星的大小的大型物体的增长。
2017-08-01 astro-ph.EP
Accretion Rates of Planetesimals by Protoplanets Embedded in Nebular Gas
当通过吸积微行星而成长的原行星有大气层时，接近原行星的小微行星会因大气层的气体阻力而失去能量，这导致它们被原行星的希尔球捕获。因此，原行星的生长速度加快。为了研究大气层对行星生长速率的影响，我们对各种轨道要素的微行星轨道进行了数值积分，并获得了微行星对有大气层行星的有效吸积速率。数值结果是作为一个函数的星子的偏心率，倾角，行星的半径，和无量纲的气体阻力参数，可以表示为几个物理量，如星子的半径和原行星的质量。假设近表面气体密度的径向分布可以近似为幂律分布，对微行星由于气体阻力而损失的动能进行了解析计算，并与数值计算结果进行了比较。我们证实，上述近似的幂律密度分布是合理的吸积率的原行星与1至10个地球的质量，除非星子的尺寸太小。我们还计算了在偏心率和倾角的Rayleigh分布上平均的星子吸积率，并导出了吸积率的半解析公式，它很好地再现了数值结果。利用得到的吸积率表达式，我们研究了星云气体中原行星的生长。我们发现，大气气体阻力的影响可以提高的增长率显着，这取决于微行星的大小。
2009-08-12 astro-ph.EP
Planet Formation in Circumbinary Configurations: Turbulence Inhibits Planetesimal Accretion
在恒星伴星高度扰动的环境中诞生的行星的存在对行星形成的范式提出了重大挑战。在数值模拟中，近距离双星的存在会激起微行星之间的相对速度，这是决定吸积和侵蚀之间平衡的基础。然而，开普勒最近发现的环联星行星确定了在联星系统中形成行星形成显然是可行的。我们进行N体模拟的星子嵌入在一个原行星盘，在那里星子定相是由随机扭矩的存在下受挫，建模预期的扰动驱动的湍流的磁旋转不稳定性（MRI）。我们研究扰动幅度相关的死区中平面（有利于行星形成在单星），并发现，星子吸积可以被抑制，即使在外盘（4-10 AU）远离中央的二进制，以前被认为是一个合理的起点形成的环二进制行星的位置。
2012-10-29 astro-ph.EP
The multifaceted planetesimal formation process
尘埃和冰粒堆积成星子是行星形成过程中的重要一步。微行星是类地行星的种子，也是由核心吸积形成的气体和冰巨人的固体核心。以小行星、海王星外天体和彗星形式存在的遗留星子为太阳星云的物理状况提供了独特的记录。来自其他恒星周围的星子碰撞的碎片标志着星子形成过程，因此行星形成，在银河系中无处不在。微行星的形成阶段从微米大小的尘埃和冰延伸到可以经历逃逸吸积的物体。后者的大小从1公里到1000公里不等，取决于湍流气体密度波动激发的微行星偏心率。颗粒在此生长过程中面临许多障碍，主要来自低效的粘附、破碎和径向漂移。两个有前途的增长途径是质量转移，其中小聚集体在与大得多的目标的高速碰撞中转移高达其质量的50%，以及蓬松增长，其中聚集体截面和粘附概率通过低内部密度而增强。从mm到10 m的宽范围的颗粒尺寸集中在湍流气流中。过密的细丝在引力作用下碎裂成束缚粒子团，大部分质量进入收缩半径从100到500公里的微行星，这取决于当地圆盘的性质。我们提出了一个混合模型的微行星的形成，粒子的生长开始独立的自引力，但后来的收益内引力崩溃卵石团块，形成微行星的大小范围很广。
2014-12-10 astro-ph.EP
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
Debris Disks: Seeing Dust, Thinking of Planetesimals and Planets
碎片盘是光学上薄的，几乎不含气体的尘埃盘，在年龄超过1千万年的主序星中有相当一部分的恒星周围被观测到。由于星周尘埃的寿命很短，这些盘的存在被认为是产生尘埃的星子仍然存在于成熟系统中的证据，在这些系统中，行星已经形成-或未能形成-很久以前。据推测，这些微行星以小行星到柯伊伯带的距离绕其宿主恒星运行，并通过相互碰撞不断提供新的尘埃。本文概述了碎片盘的观测技术和结果，总结了它们的基本物理和理论模型，然后将它们置于行星系的一般背景下，揭示了盘，尘埃母体和行星之间的相互关系。它表明，碎片盘可以作为微行星和行星的示踪剂，揭示了微行星和行星形成的过程中，在这些系统中运行的过去。
2010-03-26 astro-ph.EP
Planet Formation In Highly Inclined Binary Systems I. Planetesimals Jump Inwards And Pile Up
大多数探测到的行星双星都在宽轨道上，在双星轨道平面和围绕主星的行星盘平面之间有一个很大的倾角$i_B$是很常见的。在本文中，我们调查的中间阶段-从星子到行星胚胎/核心-行星形成在这种高度倾斜的情况下。我们的重点是气体阻力对微星轨道演化的影响，特别是对微星半长轴分布及其相互相对速度的演化。我们首先证明了一个非演化的轴对称盘模型是一个很好的近似研究气体阻力对小行星在高度倾斜的情况下（$30^\circ <i_B<150^\circ$）的影响。然后我们发现气体阻力起着至关重要的作用，结果通常可以分为两类，即，根据$i_B$的具体值，可分为Kozai-on状态和Kozai-off状态。对于这两种制度，一个强大的结果在很大范围内的参数是，星子迁移/跳跃向内和堆积，导致严重截断和密集的星子盘周围的主要。在这个致密的盘中，碰撞率很高，但相对速度很低，为微行星的生长提供了有利的条件，并可能允许随后形成行星。
2011-04-08 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
Runaway Growth of Planetesimals Revisited: Presenting Criteria Required for Realistic Modeling of Planetesimal Growth
本研究作为太阳系类地行星形成真实模拟项目的第一阶段，通过重探星子失控生长，提出星子生长自洽建模的多项判据，包括采用真实尺寸星子、纳入巨行星摄动、模拟完整星子盘等。
2025-07-28 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
Wind-shearing in gaseous protoplanetary disks and the evolution of binary planetesimals
行星形成的最初阶段之一是小微行星的生长。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。由于它们不同的空气动力学特性，不同大小和形状的微行星在这段时间内会受到不同的气体阻力。这样的差异力在附近不同大小的微行星之间产生风切变（WISH）效应。对于任意两个微行星，可以考虑一个WISH半径，在该半径处，由于风引起的加速度差大于微行星之间的相互引力。我们发现，WISH半径可能比希尔半径小得多，即WISH可以发挥更重要的作用比潮汐扰动的恒星。在这里，我们研究的WISH半径为不同大小的微行星对，并比较风和引力剪切（拖曳力与引力潮汐力）的影响。然后，我们讨论了WISH的稳定性和生存的二元星子的作用。如果双星比它们的WISH半径宽，它们就会被风剪断。WISH稳定的双星可以螺旋上升，并可能由于气体阻力而合并。在这里，我们计算的WISH半径和气体拖曳引起的合并时标，提供稳定性和生存标准的气体嵌入式双星。我们的研究结果表明，即使是WISH稳定的二进制文件可能合并的时间短于气体盘的寿命。这可能会限制目前观测到的双星小行星在远离恒星的地方形成，或者在大部分盘气体分散后的后期阶段形成。我们注意到，WISH半径也可能是重要的其他过程，如在气体环境中的星子侵蚀和星子遇到和碰撞。
2011-03-22 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth
在紧密的偏心双星系统（如$γ$仙王座（半长轴约20天文单位））的一个组成部分周围形成行星形成在理论上是具有挑战性的，因为星子之间的破坏性高速碰撞。尽管存在这种碎片屏障，但已知行星存在于这样的轨道配置中。在这里，我们提出了一个新的数值框架进行多环凝聚-碎裂计算的星子生长，它充分占的具体细节的星子动力学的双星，细节的星子碰撞的结果，和径向运输的固体在磁盘由于气体阻力驱动inspiral。我们的动力学输入适当地结合了偏心恒星伴星和大质量非轴对称原行星盘中的星子，以及气体阻力的引力效应。我们确定了一组磁盘参数，导致成功的星子生长系统，如$γ$造父星或$α$半人马座从$1-10$公里大小的对象。我们确定的拱线对齐的原行星盘的双轨道作为成功的星子生长的关键条件之一：它自然会导致出现一个动态安静的位置在磁盘（只要磁盘偏心率是百分之几的顺序），在那里存在的星子生长的有利条件。解释原行星盘的引力效应在得出这一结论中起着关键作用，与我们以前的结果一致。这些发现支持了流动不稳定性作为星子形成的机制。它们为双星和单星周围的行星形成理论以及双星中原行星盘的流体动力学模拟提供了重要的见解（为此，我们确定了一套关键的诊断方法来验证）。
2021-07-23 astro-ph.EP
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
Linking planetesimal and dust content in protoplanetary disks via a local toy model
如果星子的形成是一个有效的过程，就像几个模型所建议的那样，包括卵石云的引力坍缩，那么，不久之后，很大一部分原始尘埃质量应该被吸收在许多公里大小的物体中。对于行星形成理论来说，很好地理解年轻恒星周围盘中固体的总量是至关重要的。但是，由于毫米以上粒子的质量无法通过观测来评估，人们必须问在更大的物体中隐藏了多少质量。我们进行0-D的本地模拟研究如何的星子尘埃和卵石的比例是随着时间的推移，并制定了一个了解的潜在存在的质量在星子一定数量的尘埃和卵石在一个给定的磁盘年龄。我们进行了参数研究的基础上，考虑尘埃生长，星子形成和碰撞碎裂的星子，而忽略径向输送过程的模型。虽然在早期，尘埃是主要的固体粒子种类，但在大约$10^4 - 10^6$ yr开始的一个阶段，星子构成了总质量的重要部分。这个阶段的时间和最大的星子总质量强烈地依赖于到恒星$R$的距离、初始盘质量和星子形成$ε$的效率。在大约$10^6$ yr之后，我们的模型预测星子碰撞占主导地位，从而重新供应小粒子。在我们的模型中，星子形成迅速，在磁盘中的任何地方。对于一个给定的$ε$，我们能够将一个给定盘的尘埃含量和质量与其星子含量联系起来，为我们提供了一些关于固体质量分布及其对潜在物理过程的依赖性的有用的基本直觉。
2019-08-07 astro-ph.EP
Planetesimal formation starts at the snow line
星子形成阶段代表了我们对行星形成过程理解的一个主要空白。晚期行星吸积模型通常对星子和卵石的分布做出任意假设，而尘埃演化模型则预测星子的形成只可能在某些轨道距离上。我们想测试水雪线在原行星盘富含气体阶段触发第一个微行星形成的重要性，当巨行星的核心必须形成时。我们将气盘演化、尘埃生长和碎裂、水冰蒸发和再凝结、固体和水蒸气的运输以及通过流动不稳定性形成的微行星连接到一个单一的一维原行星盘演化模型中。我们发现雪线周围发生的过程以两种方式促进了星子的形成。首先，由于湿骨料和干骨料之间粘附特性的变化，雪线内部存在“交通堵塞”，这减缓了固体落到恒星上的速度。其次，冰的蒸发和水的向外扩散，然后再凝结，增加了冰卵石的丰度，通过雪线外的流动不稳定性触发了星子的形成。星子的形成受到生长障碍和径向漂移的阻碍，因此需要特定的条件才能发生。雪线是一个有利的位置，在那里星子的形成是可能的广泛的条件，但仍然不是在每一个原行星盘模型。这一过程在具有低固有湍流和增加的初始尘气比的大的冷盘中特别得到促进。
2017-09-29 astro-ph.EP
Abundances of ordinary chondrites in thermally evolving planetesimals
球粒陨石是太阳系中最原始的天体之一，保存着其母体所经历的热变质程度的记录。这种热历史可以根据岩石学类型进行分类。我们调查了星子的热演化，以解释目前的丰度（称为秋季统计）的岩石学类型3 - 6普通陨石。我们进行了一些数值计算，其中的形成时间和大小的星子作为参数。我们发现，在2.0万年内形成的星子形成后，富钙铝包体（CAIs）可以包含所有的岩石学类型的普通方解石。我们的研究结果还表明，合理的情况下的星子形成，这是一致的秋天的统计数据，是半径大于60公里的星子开始形成约2.0万年后，CAIs和/或半径小于50公里的应该在1.5万年后，CAIs。因此，星子的热模拟是重要的，以揭示发生和数量的变质陨石，并为星子形成提供宝贵的见解。
2018-06-29 astro-ph.EP
Planetesimals in Debris Disks
微行星形成于年轻恒星周围富含气体的原行星盘中。然而，原行星盘在大约1000万年后逐渐消失。留下的星子（以及许多行星）太暗，无法直接研究。幸运的是，微行星之间的碰撞会产生尘埃碎片盘。这些碎片盘追溯了类地行星形成1亿年和系外行星系统演化10亿年的过程。本章首先概述了星子的形成，作为星子毁灭时代的前奏。我们对碎片盘的审查涵盖了理解观测所需的关键问题，包括尘埃产生和动力学。我们对太阳系外碎片的讨论着眼于与太阳系尘埃的相似性和差异。
2015-12-15 astro-ph.EP
Turbulence sets the length scale for planetesimal formation: Local 2D simulations of streaming instability and planetesimal formation
海王星外天体2014 MU 69，名为Arrokoth，是最新的证据，表明微行星不是由较小天体的连续碰撞形成的，而是由卵石云的直接引力坍缩形成的。但是，是什么过程决定了这种崩溃可能发生的物理尺度呢？恒星的形成具有金斯质量，即引力大于热压力，这有助于我们了解太阳的质量。但在星子形成的情况下，是什么控制着质量和大小呢？小行星和柯伊伯带天体在100公里处的大小分布都显示出一种扭曲。在这里，我们推导出一个引力坍缩标准卵石云碎片的星子，表明一个临界质量是需要克服湍流扩散的团块。我们成功地测试了这个标准的有效性，在直接数值模拟的星子形成触发的流动不稳定性。因此，我们的结果可以解释的大小，在文献中的流动不稳定性模拟中发现形成的星子，而不是解决详细的大小分布。我们发现，所观察到的特征直径为$\sim$ 100公里对应的卵石云的临界质量所设置的湍流扩散的强度产生的流不稳定性为广泛的区域的太阳星云模型从2 - 60 AU，有一种倾向，以允许更小的物体在距离以外，并在较晚的时候，当星云气体被耗尽。
2020-07-22 astro-ph.EP
Turbulence Regulates the Rate of Planetesimal Formation via Gravitational Collapse
我们研究了在原行星盘中流动不稳定性和内禀气相湍流之间的相互作用如何通过引力坍缩影响星子的形成。湍流作为一种有效的湍流扩散，阻碍了颗粒团的形成，但它也可以通过集中固体，例如在带状流中，促进星子的形成。我们量化的湍流扩散率的影响，使用数值模拟的小的局部域中的流不稳定性，被迫与速度扰动，建立近似Kolmogorov样湍流。我们发现，一旦速度波动超过$\langle δv^2 \rangle \simeq 10^{-3.5} - 10^{-3} c_s^2$，星子的形成被湍流抑制。湍流强度刚好低于阈值会降低固体被束缚成团块的速率。我们的研究结果表明，公认的湍流增厚的中平面固体层的主要机制，湍流影响星子的形成和星子的形成需要一个中平面的固气比$ε\gtrsim 0.5$。我们还量化了初始的星子质量函数，使用一种新的块跟踪方法，以确定每个星子质量崩溃后不久。对于模型中的星子形式，我们表明，质量函数是很好地描述了一个破碎的幂律，其参数是强大的包容性和强加的湍流强度。在温度$T \gtrsim 10^3 \ {\rm K}$导致热电离的半径处，原行星盘中的湍流很可能大大超过星子形成的阈值。因此，在2-3倍于尘埃升华半径的内盘中，星子的形成可能是不可行的。
2020-10-21 astro-ph.EP
Effects of Planetesimal Accretion on the Thermal and Structural Evolution of Sub-Neptunes
美国宇航局开普勒任务的一个显着发现是类似质量的行星平均密度的巨大差异。在气体盘消散后，完全形成的行星可以与附近的残留微行星盘中的微行星相互作用。这些相互作用通常会导致星子吸积，因为典型行星的大小和山丘半径之间的比率相对较高。我们目前的计算使用开源的恒星演化工具包MESA（模块恒星天体物理学实验）修改，包括沉积到亚海王星（~1-20 MEarth）的H/He信封的星子。我们表明，星子吸积可以改变这些行星的质量半径等时线。由于吸积过程的内在随机性，相同的初始行星由于相同的吸积星子质量，在最后一次吸积后的几个Gyr，平均密度可以有高达5%的差异。在快速吸积阶段，这些差异更加显著。在快速吸积过程中，吸积的微行星额外的能量沉积增加了行星半径与核心半径的比值，这反过来又导致了大气质量的增加。因此，同一颗初始行星最终可能会有非常不同的包层质量分数。这些差异表现为在吸积停止很久之后平均密度的差异。这些效应对于质量小于~10 MEarth且包层质量分数小于~ 10%的行星尤其重要，这被认为是开普勒发现的最常见的行星类型。
2017-11-28 astro-ph.EP
Growing the seeds of pebble accretion through planetesimal accretion
我们探讨了行星胚胎的增长，通过星子吸积和超越的点，卵石吸积成为有效的所谓的希尔过渡质量。由流动不稳定性形成的星子的过渡质量和特征质量都随着与恒星距离的增加而增加。我们开发了一个模型的生长的一个大的星子（胚胎）嵌入人口的较小的星子形成在一个长丝的流动不稳定性。该模型以自洽的方式包括胚胎的碰撞质量增长，星子的破碎，所有参与机构的速度演化，以及丝状体的粘性扩散。我们发现，胚胎吸积所有可用的材料在灯丝的原行星盘的寿命期间，只有在内部地区的磁盘。相比之下，我们发现在5- 10 AU以外的光盘外部几乎没有生长。总的来说，我们的研究结果表明，在巨行星形成的原行星盘区域，星子的碰撞生长有很长的时间尺度。因此，为了在寒冷的轨道上形成巨行星，卵石吸积必须直接作用于星子初始质量函数中最大的天体，而很少或根本没有相互碰撞的帮助。
2022-08-03 astro-ph.EP
Binary Formation in Planetesimal Disks I. Equal Mass Planetesimals
截至2010年4月，已经发现了48颗海王星外天体（TNO）双星，约占已知TNO的6%。然而，在以往对TNO区行星形成的理论研究中，双星形成的影响被忽略了。TNO双星的形成机制多种多样，如三体过程、两个大质量天体的动力学摩擦、两个天体之间的非弹性碰撞等。本文采用直接N体模拟方法研究了三体过程。我们系统地改变了与太阳的距离、微行星的数量密度和微行星的半径，并研究了双星对微行星碰撞率的影响。在TNO区，1/3 - 1/2的碰撞涉及双星，碰撞率比直接两体碰撞的理论估计增加了几倍。因此，通过三体过程形成的双星有可能显著提高碰撞率并减小生长时间尺度。在类地行星区域，双星不太重要，因为希尔半径和微行星的物理尺寸之间的比率相对较小。虽然我们的模拟时间尺度很短，但它们清楚地表明，TNO区域的吸积过程与类地行星区域的吸积过程有很大不同。为了得到更精确的吸积增强估计，需要更长时间尺度的模拟。
2011-02-04 astro-ph.EP
