Earth-based Stellar Occultation Predictions for Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, Titan, and Triton: 2023-2050
本研究基于Gaia DR3星表与2MASS近红外K波段测光数据，给出2023-2050年六颗外太阳系天体的地基恒星掩星预测，统计了事件数量、可观测区域等信息，为外太阳系大气与环系统的十年尺度演化研究提供支撑。
2023-07-25 astro-ph.EP
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。
2023-09-29 astro-ph.EP
Embryo impacts and gas giant mergers I: Dichotomy of Jupiter and Saturn's core mass
在土星、天王星和海王星的气体包层内部，有质量大于10个地球质量的高密度核心。根据传统的连续吸积假说，这种巨大的核心是需要有效的吸积的气体信封的开始。然而，木星的气体包层质量更大，而核心的质量可能比土星的小。为了解释木星和土星的结构多样性和超太阳金属丰度，我们研究了它们可能与其他气体巨星合并或在其封套快速吸积期间或之后消耗几个地球质量的原行星胚胎的可能性。一般来说，撞击地球质量以下的微行星在气体巨星的包层中解体，将重元素沉积在核心之外，并局部抑制对流。因此，它们的碎片沉积以促进岩心的生长。通过一系列的数值模拟，我们证明了碰撞的超地球质量胚胎到达气体巨星的核心是可能的。直接的抛物线碰撞也会导致气体巨星的合并和核心的合并。在这些情况下，撞击释放的能量导致整个包层的强烈对流运动和核心的侵蚀。这种二分法有助于观察到木星和土星以及其他气体巨行星和其他地方之间的内部结构和大气成分的分散。
2010-07-27 astro-ph.EP
Dynamics of the dust rings and satellites of Uranus and of the Saturn's F-ring
天王星的$μ$环和$ν$环与Puck、Mab、Portia和Rosalind卫星组成了一个次级环月系统。这些环很脆弱，主要由微米颗粒组成，这些颗粒会受到太阳辐射压力的强烈干扰。我们对一个粒子样本在太阳辐射力和行星扁率影响下的轨道演化进行了数值分析，并结合了与近距离卫星的引力相互作用。最有可能的结果是碰撞和粒子沉积在这些卫星的表面上。由于这种机制往往会导致环的材料耗尽，我们调查了这些尘埃颗粒的其他来源。通过对行星际流星体流量的粗略估计，我们发现Mab的抛射可以产生一个光学厚度与观测相当的环。对F环尘埃带进行了类似的分析。由于土星的扁率的阻尼防止了偏心率的夸大变化，并增加了粒子的寿命。因此，使用卡西尼号图像对F环的光度研究显示，在过去的25年里，土星F环的亮度有了实质性的增长。卡西尼号和旅行者号的相位曲线形状相似，这表明尽管尘埃颗粒的数量增加了，但总体尺寸分布没有变化。在2007年晚些时候，当太阳穿过环平面时，在春分期间观察到了弥漫在天王星环中的尘埃带。使用VLT拍摄的图像经过处理，然后组合成长曝光帧。对于每个帧，提取南北径向轮廓。它们将用于开发光度模型。
2013-07-11 astro-ph.EP
On the formation location of Uranus and Neptune as constrained by dynamical and chemical models of comets
在土星的卫星土卫二中观测到的D/H富集与在近各向同性彗星中观测到的值非常相似。由于预测的强烈变化的D/H与日心距离的太阳星云，这一观察联系的原始源区的近各向同性彗星的形成位置的土卫二。也就是说，来自近各向同性类的彗星最有可能是从土卫二形成位置附近的源区进入它们目前的水库奥尔特云的。对奥尔特云形成的动力学模拟表明，天王星和海王星主要负责向奥尔特云输送物质。此外，土卫二是由土星捕获其气体包层的位置附近的太阳星云凝聚而成的，很可能就在土星目前在太阳系的位置或附近。这些证据的结合似乎要求天王星和海王星在奥尔特云形成的时期比现在更接近土星的当前位置。这样的配置与外太阳系演化的尼斯模型是一致的。进一步测量彗星，特别是黄道彗星的D/H丰度，将为各种外太阳系形成模型提供一个很好的解释。
2011-04-26 astro-ph.EP
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。
2023-09-21 astro-ph.EP
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%）。
2024-12-03 astro-ph.EP
Why are dense planetary rings only found between 8 and 20 AU?
最近在半人马座Chariklo（可能还有Chiron）周围发现的致密环表明，完整的致密行星环不仅存在于土星和天王星周围，而且还存在于这些巨行星附近的小天体周围。这份报告研究了是否有一个物理过程，使环更有可能形成或持续在这个特定的部分外太阳系。具体来说，环绕土星和天王星的环物质似乎比形成木星和海王星最内层卫星的物质要弱得多。此外，土星环、天王星环和Chariklo环的平均地面温度都接近70 K。因此，在我们的太阳系中，致密环的分布受到限制，这可能是因为冰物质在该温度附近特别脆弱。
2015-03-13 astro-ph.EP
Ring Formation around Giant Planets by Tidal Disruption of a Single Passing Large Kuiper Belt Object
巨行星环的起源仍然难以捉摸。土星环质量巨大，由90-95%的水冰组成。相比之下，质量小得多的天王星和海王星环是黑暗的，可能有更高的岩石分数。在这里，我们调查，第一次，潮汐中断的一个路过的对象，包括随后形成的行星环。首先，我们进行SPH模拟的潮汐破坏的大分化对象（$M_{\rm body}=10^{21-23}$），经历近距离接触土星或天王星。我们发现，经过的天体质量的大约$0.1-10$ %被引力捕获在行星周围。然而，这些碎片最初是大块的，并且围绕行星有高度偏心的轨道。然后，我们进行N体模拟，包括行星的扁率，从SPH模拟获得的数据开始。我们的N-体模拟表明，这些大块在接下来的几个轨道上被潮汐摧毁。它们各自的轨道然后开始围绕地球的赤道不连贯地进动，这增强了它们在长期进化中的相遇速度，导致更具破坏性的影响。这些碰撞将削弱它们的偏心率，导致碎片云逐渐坍缩成一个薄的赤道低偏心率环。这些高能撞击预计将是灾难性的，足以产生小粒子。我们的数值计算结果还表明，形成的环的质量大到足以解释目前的环，包括土星和天王星周围的内部规则卫星。在天王星的情况下，一个天体可以更深入行星的洛希极限，从而更有效地捕获岩石物质，而土星的情况下，主要是冰被捕获。因此，我们的结果可以自然地解释土星，天王星和海王星环之间的成分差异。
2016-09-08 astro-ph.EP
Microwave Remote Sensing of Giant Planet Atmospheres: Considerations for Saturn and Uranus Orbiter Missions
Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Space Science Institute（空间科学研究所）
本文针对气态巨行星大气研究，探讨了微波辐射计的能力，结合朱诺号MWR实验成果，为土星、天王星等未来轨道器任务的仪器设计提供科学与工程层面的参考。
2026-08-24 astro-ph.EP astro-ph.IM
The current cratering rate on the regular satellites of Jupiter, Saturn, and Uranus
本研究结合外太阳系动力学模拟与海王星外天体观测约束，计算直径1 km以上天体对木星、土星和天王星规则卫星的当前撞击速率，发现木星绝对撞击率较既往估计低3–6倍。
2025-01-29 astro-ph.EP
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。
2021-11-30 astro-ph.EP
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…
2009-11-19 astro-ph.EP
Consequences of the simultaneous formation of giant planets by the core accretion mechanism
核心吸积机制是目前最广泛接受的巨行星形成的原因。为了简单起见，目前大多数模型都假设行星胚胎的生长是孤立发生的。我们将探讨两个胚胎在木星和土星目前位置的同时生长如何影响行星形成的结果。我们的模型行星形成的核心吸积的情况下，包括几个关键的物理成分的基础上。我们考虑一个随时间呈指数衰减的原行星气盘。对于微行星，我们允许其大小分布在100~m到100~km之间，其中大部分质量在较小的物体中。我们包括星子迁移以及不同的配置文件的表面密度$Σ$的磁盘。核心的增长计算的寡头增长制度的框架，包括星子捕获截面的粘性增强。行星迁移被忽略了。通过将假设单独胚胎形成的计算与同时胚胎生长的计算进行比较，我们发现一个胚胎的生长通常会显着影响另一个胚胎。尽管每个行星的进食区从不重叠，但这种情况还是发生了。结果可以归类为气体表面密度分布$Σ$的函数：如果$Σ\propto r^{-3/2}$和原行星盘相当大，木星的形成会抑制土星的生长。如果$Σ\propto r^{-1}$孤立和同时形成导致非常相似的结果;在$Σ\propto r^{-1/2}$的情况下，土星生长得更快，并引起密度波，后来加速了木星的形成。我们的研究结果表明，同时生长的几个胚胎的影响最终的结果，应该考虑到行星形成模型。
2010-06-18 astro-ph.EP
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
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。
2011-04-26 astro-ph.EP
Giant Planets
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。
2009-12-10 astro-ph.EP
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。
2014-04-20 astro-ph.EP
Formation of Regular Satellites from Ancient Massive Rings in the Solar System
当一个行星潮汐盘--像土星环一样--扩展到罗氏半径之外（在罗氏半径内行星潮汐阻止聚合），卫星就形成并迁移走了。在这里，我们表明，太阳系中大多数规则的卫星可能是这样形成的。根据我们的分析模型，当扩散缓慢时，卫星的随从出现，质量随着到罗氏半径的距离而增加，与土星，天王星和海王星的卫星系统非常一致。这表明天王星和海王星曾经有巨大的环，这些环消失了，产生了它们的大多数常规卫星。当扩张迅速时，只有一颗大卫星形成，就像冥王星和地球一样。这在概念上弥合了类地行星系统和巨行星系统之间的差距。
2013-01-16 astro-ph.EP
Condensation-inhibited convection in hydrogen-rich atmospheres: Stability against double-diffusive processes and thermal profiles for Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune
在大气中，云凝结区的特征是相关凝结物质的丰度有很强的垂直梯度。在地球上，由于N $_2$比水蒸气重，因此只有释放出的潜热才对对流产生显著影响，因此平均分子量的梯度对动力学的影响相对较小。相反，在氢占主导地位的大气中（例如巨行星），所有冷凝物质都比背景气体重得多。如果特定物种的富集超过临界阈值，这可以稳定云层附近的大气层，防止对流。这就提出了两个问题。在这样一个稳定的层中，是什么在传输能量？巨行星的热分布会受到什么影响？为了回答这些问题，我们首先进行了一个线性分析的对流和双扩散不稳定性的可冷凝介质中显示，有效的冷凝可以抑制双扩散对流。这表明，一个稳定的辐射层可以在云凝结水平附近形成，导致深层大气温度的升高。然后，我们研究了最丰富的物种-水--与稳态大气模式的凝结的影响。与标准模型相比，在关键化学示踪剂的淬火深度处，温度升高可达数百度。总的来说，这种效应可能对我们理解巨行星大气的动力学和化学状态，对它们未来的观测（例如朱诺）以及它们的内部演化有许多影响。
2016-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
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。
2010-06-19 astro-ph.EP
Atmospheric Helium Abundances in the Giant Planets
该研究利用氢氦相图和状态方程计算巨行星大气氦丰度，解释天王星的氦损耗现象，揭示天王星与海王星内部结构差异，指出原位测定氦比对约束巨行星内部结构的重要性。
2024-06-23 astro-ph.EP
Influence of penetration depth on jets on giant planets: equatorial jet direction, jet numbers, and jet energy fraction
The University of Chicago（芝加哥大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Exeter（埃克塞特大学）
本文通过二维准地转模型研究穿透深度如何影响喷流结构，发现穿透深度决定赤道喷流方向及能量分配，揭示了巨行星喷流差异的机制。
2026-04-17 astro-ph.EP
Mars' formation can constrain the primordial orbits of the gas giants
最近的高精度陨石数据推断，火星在太阳系开始的1000万年内迅速完成了它的吸积，并且有一个不完全与地球重叠的吸积区。在这里，我们提出了一个详细的研究吸积区的行星胚胎的高分辨率模拟的星子在一个磁盘。我们发现，所有对木星和土星在其当前偏心轨道（EJS）上的模拟都会导致快速形成的火星和地球区域胚胎之间存在类似的吸积区。另一方面，假设木星和土星（CJS）的轨道更圆，则有更高的机会形成火星，其吸积区不完全由地球和金星区域胚胎主导，但CJS形成火星的速度通常比EJS慢。通过用平均重叠系数（OVL）进一步量化不同区域胚胎吸积区之间的重叠程度，我们发现CJS的OVL与地球和火星的南极同位素混合模型的OVL显示出更好的匹配，这表明巨行星在气盘消散期间可能居住在比今天更圆的轨道上，与它们建议的不稳定前轨道相匹配。更多的样本，包括来自水星和金星的样本，可能会证实这一假设。
2021-04-07 astro-ph.EP
Seasonal stratospheric photochemistry on Uranus and Neptune
利用时变一维光化学模式研究了天王星和海王星平流层碳氢化合物的分布随高度、纬度和季节的变化。海王星的结果表明，在没有平流层环流或其他纬向输送过程的情况下，在平流层上部，碳氢化合物丰度表现出强烈的季节性和纬向变化，但由于动力学和化学时间尺度的增加，这些变化随着深度的增加而变得越来越衰减。在高海拔地区，碳氢化合物的混合比通常是最大的太阳辐射是最大的，导致强烈的半球二分之间的夏季到秋季的半球和冬季到春季的半球。在毫巴压力和更深处，较慢的化学和扩散导致纬度变化，变得更加对称的赤道。在天王星上，停滞的，混合不良的平流层将甲烷及其光化学产物限制在更高的压力下，化学和扩散时间尺度仍然很大。因此，尽管天王星有着非常大的透明度，但碳氢化合物的季节性变化预计在天王星上会更加平静。辐射传输模拟表明，这两个行星上的碳氢化合物的纬度变化可能与未来的JWST中红外光谱成像观察。我们对海王星的季节性模型预测与从空间分辨的地面观测中检索到的C2 H2和C2 H6丰度（天王星目前没有这样的观测结果）比较好，这表明平流层环流-不包括在这些模型中-可能对海王星上的大规模碳氢化合物分布影响不大，不像木星和土星上的情况。
2018-03-27 astro-ph.EP
Dust Ablation on the Giant Planets: Consequences for Stratospheric Photochemistry
行星际尘埃的消融为木星、土星、天王星和海王星的上层大气提供了氧气。利用最近的动力学模型预测尘埃流入巨行星的速率（Poppe，A.R.~等~ [2016]，Icarus 264，369），我们计算了烧蚀剖面，并研究了这些行星平流层中随后的耦合氧-烃中性光化学。我们发现，来自埃奇奥-柯伊伯带、彗星族彗星和奥尔特云彗星的尘埃颗粒提供的有效氧流入率为：1.0 $^{+2.2}_{-0.7} \, \times \, 10^7$ O原子cm $^{-2}$ s $^{-1}$到木星，7.4 $^{+16}_{-5.1} \, \times 10^4$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$到土星，8.9 $^{+19}_{-6.1} \, \times \, 10^4$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$到天王星，7.5 $^{+16}_{-5.1} \, \times \, 10^5$ cm $^{-2}$ s $^{-1}$到海王星。烧蚀的氧的命运部分取决于最初输送的产物的分子/原子形式，以及它沉积的高度。平流层的主要产物是CO、H $_2$ O和CO $_2$，它们在光化学上相对稳定。模型数据的比较表明，行星际尘埃颗粒提供了一个重要组成部分的外部氧气木星和天王星，但远远低于所需的量来解释目前在土星和海王星的平流层中看到的CO丰度。我们的结果与所有巨行星在过去几百年内都经历过大彗…
2017-06-14 astro-ph.EP
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。
2021-04-28 astro-ph.EP
The deep composition of Uranus and Neptune from in situ exploration and thermochemical modeling
太阳系遥远的冰巨星天王星和海王星只被旅行者2号一次太空任务访问过。尽管最近取得了一些进展，但目前对其组成的了解仍然非常有限。然而，更好地描述它们的组成对于限制它们的形成和演化至关重要，因为它们的质量中有很大一部分是由重元素组成的，与气体巨星木星和土星相反。像伽利略这样的原位探测器将为我们提供宝贵的直接地面真实成分测量。然而，一些可压缩物将保持在浅探测器的掌握之外。虽然可以从补充轨道器获得额外的约束，但热化学和扩散建模可以进一步帮助我们增加原位探测器的科学回报。
2020-04-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
Born eccentric: constraints on Jupiter and Saturn's pre-instability orbits
动力学不稳定性被认为塑造了外太阳系的轨道结构。在模拟这种不稳定性时，一个关键的约束来自木星的第五偏心模式（由其振幅M55量化），这是太阳系长期演化的重要驱动力。从通常假设的近圆形轨道开始，目前的巨行星结构处于数值生成系统的极限，M55很少被激发到它的真实值。在这里，我们对大量人为触发的不稳定性进行了动力学分析，并测试了巨行星原始轨道的各种配置。除了更多的标准设置，并受到现代流体动力学模拟的结果的巨大行星的原始气体盘内的演变，我们认为木星和土星出现的可能性，从星云气体锁定在2：1共振与非零偏心率。我们表明，在这样的情况下，现代土星-土星系统代表了一个典型的模拟结果，和M55通常匹配。此外，我们表明，天王星和海王星的最终轨道是由在原始柯伊伯带的质量和喷出的冰巨人的组合。
2020-09-23 astro-ph.EP
Prevalance of Chaos in Planetary Systems Formed Through Embryo Accretion
太阳系类地行星的形成过程已经在各种研究中被数值模拟，许多其他研究也致力于描述我们现代行星的混沌动力学状态。然而，我们地球脆弱的混沌状态是否是类地行星吸积的预期结果，目前还不得而知。我们使用一套数值模拟来详细分析和表征Kaib和Cowan（2015）中通过类地行星形成产生的145个不同系统中的动力学混沌。这些系统是在完全形成的木星和土星存在的情况下，使用各种不同的初始条件创建的。它们并不意味着提供一个详细的复制目前的实际太阳系，而是作为一个样本的类似系统进行比较和分析。我们发现，在我们形成的大约一半的系统中，动力学混沌是普遍存在的。我们表明，这种混乱消失在大多数这样的系统时，木星被删除，这意味着最大的混乱来源是来自木星的扰动。混沌在形成4或5颗类地行星的系统中最为普遍。此外，偏心的木星和土星被证明可以增强系统中混乱的流行。此外，在我们的样本中，具有高度集中在0.8 - 1.2 AU之间的质心的系统通常被证明比具有更奇异质量分布的系统更不混乱。通过演化系统到当前时代的过程，我们表明，后期不稳定性在我们的系统中是相当普遍的。最令人感兴趣的是，在我们自己的太阳系中观察到的许多混沌源（例如水星和木星之间的世俗驱动混沌）被证明是地球行星形成的共同结果。
2017-01-26 astro-ph.EP
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。
2024-07-10 astro-ph.EP
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。
2019-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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。
2017-08-02 astro-ph.EP
The upper atmospheres of Uranus and Neptune
我们回顾了目前对天王星和海王星上层大气的理解，并探讨了即将到来的研究这些令人兴奋的行星的机会。冰巨星是太阳系中最不为人所知的行星，仅分别在1986年和1989年被一艘航天器访问过。高层大气在将大气与磁场中的力和过程联系起来方面起着关键作用。例如，极光电流系统可以驱动带电粒子进入大气层，通过焦耳加热的方式加热它。对H $_3^+$的地面观测提供了对高层大气内发生的物理特性和过程的有力的远程诊断，并为天王星提供了丰富的数据集。这些观测跨越了近三十年，揭示了高层大气在1992年至2018年期间以每年约8 K的速度持续冷却，从$\sim$ 750 K到$\sim$ 500 K。这种趋势的原因尚不清楚，但可能与由于倾斜和偏移磁场导致的焦耳加热率的季节性变化有关，或者可能与碳氢化合物垂直分布的变化有关。H $_3^+$尚未在海王星被发现，但这一发现为即将到来的设施，如詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）和下一代30米望远镜提供了唾手可得的成果。探测海王星的H $_3^+$将使自1989年以来首次对其高层大气进行表征。为了充分了解冰巨星，我们需要专门的轨道任务，就像卡西尼号探测土星一样。只有将对磁场的现场观测与在轨遥感相结合，我们才能完整地了解能量如何在大气和磁场之间移动。
2020-09-04 astro-ph.EP
Tidal Inflation Reconciles Low-Density Sub-Saturns with Core Accretion
虽然太阳系中没有天王星和土星大小之间的行星，但我们目前的系外行星普查包括几十颗质量和半径都很好的行星。这些亚土星表现出不同的体积密度，从~ $0.1-3\ \rm{g\ cm}^{-3}$。当简单地模拟为岩石核心上的氢/氦包层时，这种密度的多样性转化为行星包层分数的多样性，$f_\rm{env}=M_\rm{env}/M_p$的范围从~ $10\%$到~ $50\%$。具有$f_\rm{env}\sim50\%$的行星对通过核心成核吸积形成巨行星的传统模型提出了挑战，该模型预测当$M_\rm{env}\sim M_\rm{core}$时失控气体吸积的开始。在这里，我们表明，许多这些明显的$f_\rm{env}\sim50\%$行星的信封比他们似乎少丰富，占潮汐加热后。我们提出了一个新的框架，用于模拟亚土星内部，其中包括信封通货膨胀由于潮汐，这是由观察到的非零偏心率，以及潜在的偏心率。因此，当我们将我们的模型应用于已知的亚土星时，我们推断出比无潮汐估计更低的$f_\rm{env}$。我们提出了一个案例研究K2-19 b，一个中等偏心的次土星。忽略潮汐，K2-19 b似乎有$f_\rm{env}\sim50\%$，不稳定地保持在失控阈值附近;通过包括潮汐，我们发现$f_\rm{env}\sim10\%$，解决了紧张局势。通过对$4-8\ R_{\oplus}$行星的系统分析，我们发现大…
2020-05-22 astro-ph.EP
Migration and Growth of Protoplanetary Embryos III: Mass and Metallicity Dependence for FGKM main-sequence stars
视向速度和凌日观测发现，FGKM恒星中有近距离超级地球（$η_\oplus$）的比例大约为$30 \%- 50\%$，与恒星质量$M_\ast$和金属丰度$Z_\ast$无关。相比之下，拥有一个或多个质量为$M_{\rm p} > 100 \ M_\oplus $的气体巨星（$η_J $）的太阳型恒星的比例接近$ 10\%-15\%$，并且似乎随着$M_\ast$和$Z_\ast$的增加而增加。不管其宿主恒星的性质如何，一些多个超级地球系统的总质量超过了木星和土星的核心质量。我们认为，无论是超级地球和超临界气体巨星的核心组装从人口的胚胎进行收敛I型迁移从他们的出生地之间的过渡位置粘性加热和辐射加热盘区域。我们将$η_\oplus$ - $η_{\rm J}$二分法的原因归因于胚胎合并和获得有效气体包层吸积开始的超临界核心质量（$M_c \sim 10 \ M_\oplus$）所需的条件。我们将这个条件转化为一个临界吸积率，分析和模拟结果表明，它对$M_\ast$的依赖性很弱，并随着盘气体金属丰度$Z_{\rm d}$的增加而减小。我们发现，胚胎更有可能合并成超临界核心周围相对大质量和富含金属的恒星。这种依赖性解释了观察到的$η_{\rm J}$ - $M_\ast$。我们还考虑了$Z_{\rm d}$ - $Z_\ast$分散关系，并重现了观察到的$η_J$ - $Z_\ast$相…
2016-05-17 astro-ph.EP
Transformation of Trojans into Quasi-Satellites During Planetary Migration and Their Subsequent Close-Encounters with the Host Planet
我们使用数值积分来研究在巨行星木星、土星、天王星和海王星迁移的后期阶段共振特洛伊和准卫星同伴的动力学演化。我们的迁移模拟从木星和土星的轨道开始，它们的轨道已经从相互的2：1平均运动共振中分离开来。海王星和天王星彼此分离，轨道偏心率被阻尼到接近它们当前的值。从这一点上，我们采用了一个行星迁移模型，其中迁移速度以特征时间尺度τ（e折叠时间）呈指数下降。我们进行了一系列的数值模拟，每一个涉及迁移的巨行星加上测试粒子特洛伊和准卫星。我们发现，天平动频率的特洛伊是类似的准卫星。这种相似性使得在行星迁移过程中，特洛伊和准卫星共振之间的物体来回动态交换成为可能。此外，在这些次级共振的影响下，准卫星的天平动振幅会被放大，直到它们与母行星近距离相遇并脱离共振。高分辨率的模拟结果显示，约80%的类卫星在木星的Hill半径（RH）内经历了一次或多次的近距离碰撞，因为它们被迫脱离类卫星共振。约有20%在R_H/4范围内，约有2.5%在R_H/10范围内。逃逸准卫星的近距离相遇发生在接近或甚至低于从主行星的2体逃逸速度。
2011-02-10 astro-ph.EP
Comet 1P/Halley Completes 15 Orbits in 1,151 Years: Commensurability with the Solar System Quasi-Period and Evidence for Jupiter-Saturn Dynamical Coupling
本文研究哈雷彗星是否参与太阳系准周期T*，发现其轨道周期与T*的比值为15.004，证明木星和土星通过不同机制影响其轨道，且长期稳定性与轨道混沌不矛盾。
2026-05-13 astro-ph.EP
Scientific rationale for Uranus and Neptune in situ explorations
冰巨星天王星和海王星是我们太阳系中最不了解的行星，但却是最常观察到的系外行星。天王星和海王星被假定有一个小的岩石核心，一个由大约70%的重元素组成的深层内部，被更稀的H2和He的外层包围，天王星和海王星从根本上不同于更好地探索的气体巨星木星和土星。由于缺乏专门的探测任务，我们对这些遥远世界的组成和大气过程的了解主要来自地球观测站和太空望远镜的遥感。因此，天王星和海王星的物理和大气特性仍然没有得到很好的约束，它们在太阳系演化中的作用也没有得到很好的理解。因此，对冰巨星系统的探索是一个高度优先的科学目标，因为这些系统（包括磁层、卫星、环、大气和内部）挑战了我们对行星形成和演化的理解。在这里，我们描述的主要科学目标，以解决未来的冰巨人在现场勘探。大气层进入探测器的目标是10巴水平，对流层顶以下约5个刻度的高度，将深入了解两个广泛的主题：i）冰巨人的形成历史，在更广泛的范围内，太阳系的形成历史，以及ii）行星大气中的过程。探测器将在降落伞下降落，以测量组成，结构和动力学，并使用载波中继航天器作为中继站将数据返回地球。此外，提出了可能的任务概念和伙伴关系，并介绍了一个斯特劳曼冰巨人探测器的有效载荷。冰巨人大气探测器可能代表欧空局对未来NASA冰巨人旗舰任务的重大贡献。
2017-08-01 astro-ph.EP
The Origin and Evolution of Saturn: A Post-Cassini Perspective
该研究基于卡西尼任务视角，探讨土星的形成与演化，对比核吸积和盘不稳定性模型，指出土星的重元素等特征支持核吸积模型，并结合大气氦氢比、环系数据及系外行星观测提供新见解。
2024-12-06 astro-ph.EP
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
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
Giant Planets
我们回顾了木星，土星，天王星和海王星的内部结构和演化，以及巨大的系外行星，特别强调限制其全球组成。与第一版相比，我们提供了一个新的讨论的大气成分的太阳系巨行星，我们讨论了木星和土星的振荡的发现，在我们的理解在高压下的材料的行为和内部和演化模型的后果的显着改善。我们把我们太阳系中的巨行星与系外行星的趋势联系起来。
2015-01-20 astro-ph.EP cond-mat.other
Probabilities of collisions of planetesimals from different regions of the feeding zone of the terrestrial planets with the forming planets and the Moon
根据到太阳的距离将类地行星的摄食区划分为7个区域，模拟了星子从摄食区迁移的过程。所有行星引力的影响都被考虑在内。在某些情况下，我们考虑的是类地行星的胚胎，而不是行星本身;它们的质量被假定为当前行星质量的0.1或0.3。迁移的微行星的轨道根数阵列被用来计算它们与行星、月球或它们的胚胎碰撞的概率。根据我们的计算，我们得出了关于类地行星聚集过程的结论。质量不超过当前行星质量十分之一的类地行星的胚胎主要从其轨道附近积累星子。当星子从木星和土星的供给区落到类地行星的胚胎上时，这些胚胎还没有获得行星的当前质量，这一区域的物质（包括水和挥发物）可以积聚在类地行星的内层。每个类地行星的内层主要是由位于某个行星轨道附近的物质形成的。地球和金星的外层可以从类地行星的取食带的不同部分为这两颗行星积累相同的物质。地球和金星可以在500万年内获得一半以上的质量。火星质量的相对快速增长可以用火星胚胎的形成来解释（火星胚胎的质量比火星小几倍），这是由于稀薄的凝结收缩造成的。
2020-03-25 astro-ph.EP
Delivery of water and volatiles to the terrestrial planets and the Moon
通过模拟行星影响下的微行星盘的演化，已经表明从木星轨道以外输送到地球的水的质量可以与陆地海洋的质量相媲美。相当一部分的水可能已经被输送到地球的胚胎，当它的质量小于地球的当前质量。当地球胚胎的质量增长到目前地球质量的一半时，输送到胚胎的水的质量可能是从木星和土星的补给区输送到地球的水总量的近30%。陆地海洋的水可能是由几个来源的水混合而成的结果，这些水具有较高和较低的D/H比。从木星轨道外输送到金星的水的质量几乎与地球相同，如果归一化为行星的单位质量。输送到火星的水的单位质量是地球的两到三倍。从木星轨道以外输送到月球的水的质量可能比地球少20倍。
2020-03-22 astro-ph.EP
Comparative orbital evolution of transient Uranian co-orbitals: exploring the role of ephemeral multibody mean motion resonances
天王星有三个已知的共轨道：83982 Crantor（2002 GO 9），2010 EU 65和2011 QF 99。在这里，我们对这些瞬态共轨道的轨道演化进行了比较分析，以更好地了解它们是如何首先被捕获的，以及是什么使它们动态不稳定。我们还在已知的天体中寻找额外的临时天王星共轨候选者。我们的N体模拟表明，2011 QF 99的长期稳定性是由木星和海王星控制的;在成为特洛伊之前，它短暂地进入了与木星的1：7平均运动共振和与海王星的2：1平均运动共振。在这些短暂的两体平均运动共振事件，拱心共转共振也被观察到。对于已知的共轨道，土星是目前主要的不稳定力的来源，但这还不足以将一个次要的天体从与天王星的1：1的轨道中弹射出来。这些物体必须与木星和海王星进入平均运动共振，以便被捕获或成为路过的半人马座。小行星2010 EU 65，可能是来自奥尔特云的访客，由于其相对较低的离心率，可能已经稳定了好几百万年。此外，我们表明，已知对象的轨道特性和发现情况可以用来概述一个实用的策略，通过该策略可以找到更多的天王星的共轨道。
2014-04-30 astro-ph.EP
Deep Atmosphere Composition, Structure, Origin, and Exploration, with Particular Focus on Critical in situ Science at the Icy Giants
对天王星和海王星的全面探索对于了解巨行星的形成和演变至关重要，特别是一般的太阳系，以及推而广之，大量的系外行星。虽然核心吸积通常比重力不稳定性更适合作为气体巨星木星和土星形成的模型，但目前缺乏观测限制，无法在冰巨星的情况下做出令人信服的案例。质量超过氦的重元素的丰度为形成和迁移模型提供了最好的约束。对于天王星和海王星，只有C元素丰度是从甲烷测量中确定的，但考虑到甲烷是冰巨星中的可冷凝气体，应该被认为是一个下限。分别用于确定O、N和S元素丰度的混合水、氨和硫化氢太深，无法通过任何观测技术进行测量。然而，精确测量稀有气体He、Ne、Ar、Kr和Kr及其同位素比率，就不需要确定上述元素。只有入口探针能够测量惰性气体，但这些测量可以在5-10巴的相对较低的压力水平下进行。轨道器的补充观测，特别是水和氨的内部（重力和磁场）和深度剖面，将大大增强用于约束地层模型的数据集。在未来十年内，对天王星或海王星进行轨道探测任务不需要新技术。
2020-06-24 astro-ph.EP
Shaken, not stirred: inefficient mixing of CM- and CI-like materials
CNRS, Observatoire de la Côte d’Azur（法国国家科学研究中心，蔚蓝海岸观测台）；Aix Marseille University（艾克斯-马赛大学）；Charles University（查理大学）
研究探讨了土星增长过程中向外散射是否能将CM型天体送至海王星区域，结果表明气体阻力限制了其向外迁移，导致CI库未被显著污染。
2026-03-10 astro-ph.EP
Keys of a Mission to Uranus or Neptune, the Closest Ice Giants
天王星和海王星是“冰巨星”的原型，这是银河系中最常见的一类行星。它们掌握着理解太阳系内外具有氢大气层的行星的大气动力学和结构的关键;然而，它们也是太阳系中最后一颗未被探索的行星。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。这意味着绘制温度和甲烷丰度随位置和深度的变化将告诉我们对流如何在没有表面的大气中组织，冷凝物比周围空气重，这是巨行星的一般特征。由于这些大气层的空间和时间可变性，需要一个轨道器。探测器将提供一个参考大气廓线，以消除远程观测所固有的模糊性。它还将测量惰性气体的丰度，这些气体可用于重建太阳系中行星形成的历史。最后，绘制行星的重力场和磁场图对于限制其全球组成、大气动力学、结构和演变至关重要。对天王星或海王星的探索对于了解这些行星至关重要，也将是约束和分析在木星，土星和许多具有氢大气层的系外行星获得的数据的关键。
2020-12-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Hydrogen dimers in giant-planet infrared spectra
尽管它是自然界中最弱的二聚体之一，但低光谱分辨率的旅行者/IRIS观测显示，在20世纪80年代木星和土星上存在（H $_2$）$_2$二聚体。然而，广泛用于行星科学的碰撞诱导H $_2$ -H $_2$不透明度数据库（Borysow等人，1985; Orton等人，2007; Richard等人，2012）迄今为止仅包括自由到自由的转变并且忽略了二聚体的贡献。二聚体光谱在S $(0)$和S $(1)$四极线（分别为354和587 cm $^{-1}$）附近具有精细尺度结构，并且在距离线中心高达$\pm50$ cm $^{-1}$的宽连续吸收贡献。我们发展了一个新的从头计算模型，用于氢二聚体在温度范围（40-400 K）和仲氢分数（0.25-1.0）内的自由-束缚，束缚-自由和束缚-束缚跃迁。该模型对低温实验室实验进行了验证，并用于模拟巨行星的光谱。新的碰撞引起的不透明度数据库允许高分辨率（0.5-1.0厘米$^{-1}$）的光谱建模的二聚体光谱附近的S $(0)$和S $(1)$在卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）的观测木星和土星，并在斯皮策红外光谱仪（IRS）的观测天王星和海王星的第一次。此外，该模型再现了在S $(0)$附近的Voyager/IRIS数据中观察到的二聚体特征（McKellar等人，1984年），并普遍降低了再现IRIS观测所需的para-H $_2$的量（和不平衡…
2017-12-07 astro-ph.EP
Far-infrared photometric observations of the outer planets and satellites with Herschel-PACS
我们提出了所有的赫歇尔PACS光度计观测火星，土星，天王星，海王星，木卫四，木卫三和土卫六。所有测量都经过仔细检查，以确定是否存在质量问题，并以（半）标准方式进行缩减，然后进行校准。导出的通量密度与标准PACS光度计响应校准有关，该校准基于对五颗基准星的重复测量。总体绝对通量的不确定性占主导地位的PACS波长范围在60和210微米之间的恒星模型的估计5%的模型不确定性。与相应的行星和卫星模型的比较显示，天王星，海王星和泰坦的一致性非常好，在指定的5%以内。木卫四比我们的模型预测亮约4- 8%，木卫三比我们的模型预测亮约14- 21%。我们讨论模型偏移的可能原因。这些非常明亮的点状源的测量，以及对恒星和小行星的观测，显示了PACS光度计观测的高可靠性和PACS测辐射热计源通量超过四个数量级（从mJy水平到超过1000 Jy）的线性行为。我们的研究结果表明，利用观测到的太阳系目标与其他地面、机载和天基仪器和项目进行交叉校准具有巨大的潜力。与此同时，PACS的结果将导致未来校准应用的改进模型解决方案。
2016-02-18 astro-ph.EP
Study of the atmospheric effects of energetic particle precipitations on giant planets with HWO
本文探讨宜居世界天文台（HWO）搭载的 Pollux 和 LUMOS 紫外仪器如何通过高分辨率光谱、偏振及成像观测，揭示天王星和海王星等巨行星高能粒子沉降的起源及其对大气加热、动力学和化学平衡的影响。
2025-07-04 astro-ph.EP astro-ph.IM
Terrestrial Planet Formation During the Migration and Resonance Crossings of the Giant Planets
当较小的天体（胚胎）吸积形成类地行星时，新形成的巨行星可能已经迁移并穿过了一些相互的平均运动共振（MMR）。通过N体模拟，首次研究了木星和土星的微行星迁移效应，以及它们1：2 MMR交叉对类地行星形成的影响。这些模拟考虑了MMR穿越和行星迁移的不同时间尺度。总共进行了68次高分辨率的模拟，使用了2000个盘状微行星，这是对以前发表的结果的重大改进。即使当1：2的MMR穿越和行星迁移的影响包括在系统中，金星和地球的类似物（考虑到轨道和质量）成功地形成了几次运行。此外，我们还发现，在行星迁移过程中，超过1.5-2 AU的微行星轨道被与木星和土星更偏心的轨道（相对于现在）相关的增强的扫描长期共振动态耗尽。然而，这种消耗并没有阻止大质量火星类似物（质量超过火星1.5倍的行星）的形成。虽然MMR交叉后期（t > 3000万年）可能会删除这样的行星，但类似火星的小质量行星在过度兴奋的轨道（高e和/或i）上幸存下来，或者完全消失在这些系统中。我们的结论是，木星和土星的相互1：2 MMR的轨道迁移和交叉不可能为太阳系类地行星的形成提供合适的轨道条件。这表明，要解释火星的小质量以及火星和木星之间没有其他行星，外部小行星带必须由于与木星/土星的相互作用或其他机制（例如，流氓超级地球）。
2013-06-28 astro-ph.EP
