The Runts of the Litter: Why planets formed through gravitational instability can only be failed binary stars
最近的直接成像发现表明，A星周围存在一类新的大质量遥远行星。这些相距甚远的巨星被解释为引力不稳定性驱动的行星形成的迹象，但这种机制的可行性并不明确。在本文中，我们首先讨论了当地的要求破碎和初始碎片质量尺度。然后，我们考虑是否碎片的后续增长可以终止在行星质量制度。最后，我们把磁盘在更大的背景下，恒星形成和磁盘演化模型。我们发现，为了使引力不稳定性产生行星，盘必须是低温的，以减少初始碎片质量。此外，碎裂必须发生在盘演化的一个狭窄窗口期间，即在下落基本停止之后，但盘仍然有足够的质量来经历引力不稳定性。在更典型的条件下，盘生物体可能会远远超过燃烧氘的行星质量极限。我们的结论是，如果行星是由引力不稳定性形成的，它们必须是盘生同伴分布的低质量尾部。为了验证这一理论，正在进行的直接成像调查必须找到更丰富的棕矮星和M星伴星A星。它们的缺失表明行星形成是通过不同的机制，例如核心吸积，这与在这些系统中检测到的碎片盘是一致的。
2010-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Did Fomalhaut, HR 8799, and HL Tauri Form Planets via the Gravitational Instability? Placing Limits on the Required Disk Masses
由引力不稳定性引起的盘破裂被认为是形成巨行星的有效机制。我们使用行星北落师门b，三行星系统HR 8799，以及与HL Tau相关的潜在原行星来测试这种机制的可行性。我们选择上述系统是因为它们拥有质量和轨道特征受碎裂机制青睐的行星。我们并不主张这些行星一定是由于碎裂而形成的，相反：如果行星可以从盘碎裂中形成，那么这些系统与我们应该期望看到的是一致的。我们使用这些最近发现的行星的轨道特征，以及一种新的技术，以更准确地确定磁盘冷却时间，将下限和上限的磁盘表面密度-从而质量-所需的磁盘碎片形成这些对象。我们的冷却时间比Rafikov（2005）的冷却时间短一个数量级，这使得磁盘碎片对这些物体更可行。我们发现，北落师门b，原行星轨道HL Tau和HR 8799的最外层行星，在行星轨道半径内部所需的质量约为0.1 Msun。HR 8799的两颗内行星很可能不是在原位置由盘破裂形成的。
2009-08-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The early instability scenario: terrestrial planet formation during the giant planet instability, and the effect of collisional fragmentation
太阳系的动力学状态可以用巨行星之间的轨道不稳定性来解释。最近的一个模型提出，巨行星不稳定性发生在类地行星形成的过程中。这种情况已经被证明是与内太阳系相匹配的，因为它阻碍了火星的生长，并阻止了小行星带中的行星形成。在这里，我们提出了一个大样本的新的模拟“早期不稳定”的情况。我们使用一个N体积分方案，占碰撞碎片，也进行了大量的控制模拟，不包括早期的巨行星不稳定性。由于总粒子数在考虑碰撞碎裂时减少得较慢，因此不断增长的行星的轨道通过动力学摩擦和与耗散角动量的小天体相遇（例如：打了就跑的撞击）而受到更强烈的阻尼。与没有碰撞碎片的模拟相比，我们完全进化的系统在其紧凑的质量分布和动态冷轨道方面提供了与太阳系类地行星更好的匹配。碰撞过程还往往会延长地球类似物的动态吸积时间尺度，并缩短火星类似物的动态吸积时间尺度。这产生的系统与相对增长的时间尺度更一致的同位素测年推断。因此，对于任何成功的内太阳系演化模型来说，解释碎片化都是极其重要的。
2018-12-18 astro-ph.EP
Nonlinear evolution of the tidal elliptical instability in gaseous planets and stars
潮汐扭曲的旋转恒星和气态行星受到众所周知的线性流体不稳定性-椭圆不稳定性的影响。有人提出，这种不稳定性可能会驱动足够的能量耗散，以解决长期存在的恒星和行星中潮汐耗散的起源问题。但是，椭圆不稳定性的非线性结果还有待于在感兴趣的参数范围内进行研究，并且由此产生的湍流能量耗散还没有被量化。我们这样做是通过执行三维流体动力学模拟的一小块潮汐变形的流体行星或恒星受到椭圆形不稳定。我们发现，当潮汐变形是弱的，非线性的不稳定性的结果导致形成的长寿的柱状涡与旋转轴对齐。这些涡旋关闭了椭圆不稳定性，最终结果是能量耗散不足以解释潮汐耗散。然而，需要进一步的工作来解释这里忽略的影响，包括磁场，湍流对流和现实的边界条件。
2013-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Rapid inward migration of planets formed by gravitational instability
像HR 8799系统那样，观测到大质量的系外行星与其宿主恒星分离，挑战了行星形成的理论。一个可能的形成机制涉及到大量的自引力盘破碎成团块。虽然已经对碎片化的条件进行了广泛的研究，但对这些巨行星胚胎的后续演变，特别是它们预期的轨道迁移知之甚少。假设一个单一的行星已经形成的碎片，我们调查它的相互作用与gravitoturbulent盘嵌入。二维流体动力学模拟与一个简单的处方光盘冷却。首先建立一个稳定的重力湍流盘，然后重新开始模拟，包括一个质量范围约等于碎片盘中预期的团块初始质量的行星。行星迅速向内迁移，尽管由于湍流密度波动的随机踢。我们发现，迁移时间尺度基本上是I型迁移，行星没有时间打开一个缺口。在其形成位置长宽比约为0.1的圆盘中，质量与木星相当或大于木星的行星可以在短至10000年的时间内迁移，也就是说，在100 AU处大约有10个轨道。由于引力不稳定性，大质量行星在与恒星的距离很大的情况下形成，因此不太可能留在原地，并且应该迅速向原行星盘的内部迁移，无论行星质量如何。
2011-06-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Continuing to Hide Signatures of Gravitational Instability in Protoplanetary Discs with Planets
我们进行了三维光滑粒子流体动力学模拟，研究行星盘相互作用对引力不稳定原行星盘的影响。我们发现行星对圆盘演化的影响可以用三种情况来描述。如果行星的质量足够大，行星产生的螺旋尾流将主导圆盘的演化，引力不稳定性将被完全抑制。如果行星的质量太小，那么引力不稳定性就不会受到影响。如果行星的质量介于这两个极端之间，引力不稳定性就会减弱。我们提出模拟阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）连续观测表明，大规模的螺旋结构的可观测性减少或完全抑制时，行星是大规模的影响光盘的演变。我们的研究结果表明，大规模的磁盘，预计将是引力不稳定的，可以出现轴对称的存在一颗行星。因此，没有观测到大规模的螺旋结构本身不足以对盘的质量设定上限，这可能会对年轻的I类盘的观测产生影响。
2022-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining the giant planets' initial configuration from their evolution: implications for the timing of the planetary instability
最近关于行星迁移的研究表明，如果在行星不稳定性开始之前，海王星经历了一次远距离的微行星驱动的迁移，迁移范围可达$\sim$ 28 au，那么柯伊伯带的轨道结构可以很好地再现。然而，考虑到所有的巨行星都应该在气盘阶段被捕获在它们之间的平均运动共振中，目前还不清楚海王星是否可能发生这种非常特殊的演化，也不清楚这种不稳定性是否可能在后期发生。在这里，我们首先调查的巨行星的初始共振配置可以兼容海王星被提取出共振链和迁移到$\sim$ 28 au之前，行星不稳定性发生。我们通过调查行星可以保持共振约400 My的条件来解决后期不稳定问题。我们的研究结果表明，这只会发生在这样的情况下，即星子盘是超过一个特定的最小距离$δ_{stab}$从海王星。然后，如果有足够数量的尘埃产生在微行星盘，向内漂移，海王星可以进入一个缓慢的尘埃驱动的迁移阶段数百个Mys，直到它到达一个临界距离$δ_{mig}$从磁盘。从那时起，更快的星子驱动的迁移接管，海王星继续向外迁移，直到不稳定发生。我们的结论是，虽然早期的不稳定复制更容易解释柯伊伯带的结构所需的海王星的演变，这种演变也是兼容的晚期不稳定。
2017-02-07 astro-ph.EP
The Fragility of the Terrestrial Planets During a Giant Planet Instability
如果巨行星经历轨道不稳定性，使一个或多个冰巨星蒸发，那么外太阳系的许多特征在数值模拟中都会重现。在这种不稳定期间，木星和土星的轨道发生偏离，跨越其2：1平均运动共振（MMR），这种共振交叉可以激发类地行星轨道。使用这种巨大的行星不稳定性的模拟大合奏，我们直接模拟在此过程中的类地行星轨道的演变，特别注意再现外行星的基本特征的系统。在保留四颗巨行星并以木星和土星超过2：1的MMR结束的系统中，我们发现至少有85%的概率至少有一颗类地行星丢失。此外，设法保留所有四个类地行星的系统通常会以类地行星的偏心率和倾角大于观测值而结束。类地行星轨道的激发水平与观测轨道相当的可能性小于~5%。如果我们考虑到外行星轨道复制良好的概率，我们发现内行星和外行星的轨道结构在同一系统中同时复制的概率为1%或更低。这些微小的概率增加了这样一种可能性，即巨行星的不稳定性发生在类地行星形成之前。这种情况意味着巨行星的不稳定性不是后期重轰炸的来源，类地行星的形成是在巨行星处于现代构型时完成的。
2015-10-28 astro-ph.EP
Spiral Arms in Disks: Planets or Gravitational Instability?
在对原行星盘的散射光观测中看到的螺旋臂结构可能是行星同伴的路标。它们还可以提供对盘质量的独特见解，这对于确定行星形成的质量预算至关重要，但很难直接确定。令人惊讶的是，在散射光中得到充分研究的盘中有很高比例的盘具有某种螺旋臂（8/29），正如很高比例（6/11）的被充分研究的赫比格中等质量恒星（即，Herbig星级$> 1.5M_\odot$）。在这里，我们探索赫比格系统的螺旋臂的起源，通过研究它们的发生率，磁盘的属性，和恒星吸积率。我们发现，双臂螺旋更常见的磁盘周围赫比格中等质量的恒星比直接成像的巨行星同伴成熟的A和B星。如果双臂螺旋是由这样的巨行星产生的，这种差异表明巨行星比热启动模型预测的要暗得多。此外，赫比格恒星的高吸积率，如果在其生命周期的一个合理的部分持续下去，表明盘的质量比从它们的亚毫米连续辐射推断的要大得多。因此，引力不稳定性是多臂螺旋的一个可能的解释。今后的观察可以使我们深入了解这里提出的问题。
2021-11-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
AB Aurigae: Possible evidence of planet formation through the gravitational instability
最近对围绕御夫座AB的原行星盘的观测显示，可能存在两颗正在形成的巨行星。这个系统的$1-4$ Myr年轻的测量年龄使我们能够对观测到的行星的形成历史进行严格的时间限制。因此，我们可能能够在通过核心吸积（CA）或引力不稳定性（GI）形成之间做出关键的区分，因为CA形成的时间尺度通常是百万年，而通过GI形成将发生在盘演化的第一个$\approx10^4-10^5$年。我们把我们的分析集中在$R\approx30$ AU观测到的$4-13$ M $_{\rm Jup}$行星上。我们发现CA形成的时间尺度为这样一个巨大的行星通常超过系统的年龄。这颗行星的高质量和宽轨道可能表明它是通过GI形成的。我们使用平滑粒子流体动力学模拟，以确定系统的临界光盘质量的碎片，发现$M_{\rm d,crit}=0.3$ M $_{\odot}$。盘的质量历史的粘性演化模型表明，它的质量可能在不久的过去超过了$M_{\rm d,crit}$，因此，一个年轻的御夫座AB盘可能已经分裂形成了多个巨大的气态原行星。对御夫座AB型星盘中的金斯质量的计算发现，最初形成的碎片可能质量为$1.6-13.3$ M $_{\rm Jup}$，与已经观测到的行星一致。因此，我们提出，围绕御夫座AB的圆盘中推断的行星可能是通过GI形成行星形成的证据。
2021-03-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring the conditions required to form giant planets via gravitational instability in massive protoplanetary discs
我们进行全球三维辐射流体动力学模拟的自引力吸积盘，以确定是否，以及在什么条件下，光盘可能会碎片形成巨行星。我们探索的参数空间（在光盘的不透明度，温度和大小），包括恒星辐射的影响。我们发现椎间盘混浊在决定椎间盘是否碎裂中起着至关重要的作用。具体来说，比星际Rosseland平均值小的不透明度会促进碎片化（即使在小半径，R <25 AU），因为低的不透明度允许盘快速冷却。如果盘具有低金属性或如果发生晶粒生长，则可能发生这种情况。具体参考HR 8799行星系，考虑到它的恒星是贫金属的，我们的研究结果表明，它的成像行星系的形成可能是由引力不稳定性引起的。我们还发现，恒星辐射的存在通常会抑制碎片化（因为圆盘只能冷却到恒星辐射定义的温度）。然而，如果辐射足够弱，它允许光盘获得低的Toomre稳定性参数，则可能发生碎裂。
2010-04-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Was the Solar System's dynamical instability triggered by a (sub)stellar flyby?
研究探讨了太阳系动态不稳定性是否由亚恒星飞越触发，通过N体模拟发现，亚恒星在20au内飞越可引发与现今太阳系相符的动态不稳定性。
2025-12-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravitational instability of planetary gaps and its effect on orbital migration
巨行星在自引力盘中形成的间隙可能导致引力边缘不稳定性（GEI）。我们证明了全球的3D和2D自引力盘行星模拟使用ZEUS，PLUTO和FARGO流体动力学代码的GEI。高分辨率的二维模拟表明，不稳定的外间隙边缘可以导致向外的轨道迁移。我们的研究结果对大质量盘中巨行星形成的理论有重要的意义。
2014-01-20 astro-ph.EP
Tidal dissipation and spin-orbit alignment due to the precessional instability in convection zones in rotating giant planets and stars
本研究通过笛卡尔流体模拟探究旋转巨行星与恒星对流区的进动不稳定性潮汐耗散机制，分析其与湍流对流的相互作用及标度律，结合热木星内部模型发现该机制可高效驱动短周期行星的自旋-轨道对齐。
2025-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spirals and clumps in V960 Mon: signs of planet formation via gravitational instability around an FU Ori star?
本研究通过观测V960 Mon的旋臂和团块，提出其可能是引力不稳定性在行星尺度上形成巨行星的首个证据，并探讨了与恒星爆发状态的关联。
2023-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonlinear tidal flows in short-period planets
我讨论了两个相关的非线性机制的潮汐耗散，需要有限的潮汐变形为他们的操作：椭圆形不稳定和岁差不稳定。两者都可能对短周期太阳系外行星的潮汐演化很重要。椭圆不稳定性是椭圆流线的流体不稳定性，例如在潮汐变形的非同步旋转或非圆形轨道行星中。我总结了本地和全球的模拟结果表明，这种机制是重要的潮汐自旋同步，行星自旋轨道对齐和轨道圆化的最短周期热彗星。岁差不稳定性是一种流体不稳定性，发生在轴向岁差的行星中，例如那些自旋轨道不对准（非零轨道）的行星。我总结了本地MHD模拟的结果，旨在研究湍流阻尼的轴向进动，这表明这种机制是重要的驱动潮汐演变的自旋轨道角热的湍流。还讨论了今后工作的途径。
2017-03-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Planetesimal formation by the gravitational instability of dust ring structures
我们研究了尘埃环结构的引力不稳定性（GI）和微行星通过其引力坍缩的形成。自引力环结构的归一化色散关系包括与其宽度和线质量（单位长度的质量）有关的两个参数。我们测量了这些参数，并计算了增长率和波数。此外，我们还研究了由原行星盘的长期GI的生长所形成的环GI的生长所形成的星子形成。我们采用了一个巨大的，尘埃丰富的磁盘作为磁盘模型。我们发现的范围内的破碎环GI作为一个功能的环的宽度。对于较小的环宽度，环GI的最内半径较小。我们还确定的范围内的初始星子质量产生的环GI的碎片。我们的结果表明，在碎裂之后，星子的质量在其诞生时可以达到10^28 g。如果环的宽度是环半径的0.1%，则它可以低至约10^25 g，并且下限随着环的宽度而增加。此外，我们还得到了小行星质量上下限的近似公式。我们预测，环GI所形成的星子，由于科里奥利力作用在收缩的尘埃上，因此具有旋转。这与许多海王星外双星都呈现出旋光的事实是一致的。
2022-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collisional Growth Within the Solar System's Primordial Planetesimal Disk and the Timing of the Giant Planet Instability
太阳系的大尺度结构是由一种短暂的动力学不稳定性形成的，这种不稳定性可能是由巨行星与一个巨大的原始冰碎片盘的相互作用引发的。在这项工作中，我们调查的条件下，这个原始磁盘可以合并成行星使用分析和数值计算。特别是，我们进行数值模拟的太阳系的早期动力学演化，占粘性搅拌和碰撞阻尼内的磁盘。我们证明，如果碰撞阻尼将足以保持温和的速度分散，地球质量trans-Neptunian行星可能出现在一个时间尺度的10万年。因此，我们的研究结果有利于这样一种情况，即外太阳系的动力学不稳定性在气态星云消散后立即开始，以避免外太阳系中地球质量行星的过度产生。
2021-07-22 astro-ph.EP
Checking the Compatibility of the Cold Kuiper Belt with a Planetary Instability Migration Model
柯伊伯带冷分量轨道结构的成因至今仍是一个研究热点。太阳系的一些特征表明，巨行星经历了一个全球动力学不稳定的阶段，但在不稳定期间行星的实际动力学演化仍然存在争议。为了解释冷柯伊伯带的结构，Nesvorny（2015，AJ 150，68）认为是一种软不稳定性，在此期间海王星从未达到非常偏心的轨道。在这里，我们调查的可能性，更暴力的不稳定性，从最初更紧凑的完全共振配置的5个巨行星。我们表明，冷柯伊伯带的轨道结构可以很好地再现提供的冷人口在原地形成，与44和45 AU之间的外缘，从来没有一个大的质量。
2017-10-14 astro-ph.EP
Giant Planet Formation by Disk Instability
University of Zurich（苏黎世大学）；University of Bern（伯尔尼大学）
本文综述了盘不稳定性模型在解释早期巨行星形成、远距离巨行星及绕M型星系形成的主要贡献。
2026-04-10 astro-ph.EP
Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability
太阳系的许多动力学方面都可以用外行星经历一段轨道不稳定的时期来解释，这段时期有时被称为尼斯模型。虽然经常与月球陨石坑记录中被称为晚期重轰炸（LHB）的延迟峰值相关，但最近的工作表明，这一事件可能发生得更早;也许在类地行星形成的时期。虽然目前对陆地吸积的模拟可以再现太阳系的许多观测质量，但复制火星的小质量需要修改标准的行星形成模型。在这里，我们使用800动力学模拟表明，在太阳系外的早期不稳定性强烈影响类地行星形成，并定期产生适当大小的火星类似物。我们最成功的结果发生在类地行星在气体盘分散之后，在巨行星不稳定性开始之前，再演化1- 1000万年（Myr）的时候。在这些模拟中，在不稳定之前，火星区域已经开始吸积，但是由巨行星散射引起的动力学扰动从火星附近移除了大的胚胎。大的胚胎要么被喷射出来，要么被分散到地球和金星（在某些情况下是为了运送水），火星则作为搁浅的胚胎被留下。因此，一个早期的巨行星不稳定性可以在一个单一的模型中复制太阳系的内外。
2018-04-11 astro-ph.EP
Prospects for Directly Imaging Young Giant Planets at Optical Wavelengths
在这项工作中，我们研究了年轻巨行星光谱的光学性质，并建议未来的天基直接成像任务应考虑年轻行星作为一个有价值的和信息丰富的科学案例。虽然年轻的行星在光学上比在红外线上更暗，但它们在光学上仍然比类似质量的成熟行星更亮。因此，为确定成熟行星的特征而设计的仪器也应该适合于在地面无法达到的波长范围和对比度下对年轻的自发光行星进行高精度的光度成像和光谱分析。我们确定已知的年轻的自发光同伴，这是可行的目标WFIRST-CGI和计算光谱，包括在光学波长的散射和反射光的治疗。使用这些结果，我们强调潜在的诊断光谱特征，将存在于WFIRST-CGI波长。扩展到直接成像任务以外的WFIRST-CGI，我们还使用进化模型跨越网格的质量和行星-恒星的分离作为输入计算光谱的假设对象，探索反射光可能有助于在一定程度上可比的热发射的余热形成。
2019-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Second Generation Planet Formation in Post-AGB Discs: Testing the Role of Gravitational Instability
本研究评估引力不稳定性机制能否在post-AGB盘中驱动第二代行星形成，通过Toomre判据分析发现其当前及过去多为引力稳定，仅特定高盘质量下可行，表明该机制不占主导。
2025-11-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of the First Planetesimals via the Streaming Instability in Globally Turbulent Protoplanetary Disks?
使用自洽模型的湍流粒子增长在一个不断发展的太阳组成的原行星状星云，我们发现，最近提出的本地金属丰度和斯托克斯数标准所需的流动不稳定性，以产生引力约束粒子超密度一般不会接近任何地方的磁盘在第一个百万年，在这个时期，陨石和观测证据强烈表明，第一个微行星的形成，也许是巨大的行星核心吸积已经发生。
2023-02-06 astro-ph.EP
Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties
在观测到的围绕M矮星运行的系外行星中，约有30%是比木星质量更大的气体巨星。这些行星是由盘不稳定形成的主要候选者。目的：我们想确定围绕M矮星的盘破裂的条件以及由盘不稳定形成的行星的性质。研究方法：我们进行了流体动力学模拟的M矮原恒星盘，以确定所需的最小光盘质量的引力破碎发生。不同的恒星质量，盘半径，和金属丰度被认为是。每个原恒星盘的质量稳步增加，直到盘破碎，形成原行星。结果：我们发现，一个磁盘到星质量比之间的$\sim 0.3$和$\sim 0.6$是需要发生碎裂。圆盘碎片的最小质量随恒星质量和圆盘大小的增加而增加。金属含量不会显著影响最小椎间盘碎片质量，但高金属含量可能会抑制碎片。原行星在距离主星约$\sim50$ AU的地方迅速形成（几千年内），它们最初非常热;它们的中心温度与由核心吸积形成的行星周围的吸积冲击（高达12，000 K）相似。这些行星的最终性质（例如质量和轨道半径）是通过长期的盘-行星或行星-行星相互作用来确定的。结论：盘的不稳定性是一种在M矮星周围形成气体巨行星的合理方式，前提是盘在形成的初始阶段至少有其宿主恒星质量的30%。未来的观测需要大质量的M矮星盘或非常年轻的M矮星周围的行星，以确定盘的不稳定性对低质量恒星周围行星形成的重要性。
2020-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term evolution of three-planet systems to the post-Main Sequence and beyond
本文研究了当主序（MS）和白矮星（WD）阶段时，围绕3 - 8颗M_Sol恒星运行的三颗轨道距离大于10 au的巨行星系统的稳定性。如果行星之间的距离超过9个希尔半径，那么系统在MS上是稳定的。大多数在MS中幸存下来的系统将保持稳定，直到WD阶段，尽管在不稳定系统中分散在小近心点上的行星可能会在恒星上升到巨大分支时被膨胀的恒星包层吞噬。在渐近巨分支结束时的质量损失触发延迟不稳定性在许多系统中，导致不稳定性通常发生在WD冷却年龄的几个100万年。这种不稳定性既发生在恒星先前演化中毫发无损的系统中，也发生在先前经历过散射不稳定性的系统中。这种不稳定性的结果周围WD是压倒性的喷射的行星之一，从系统中，与几倍以上的喷射发生在WD阶段比在MS。此外，很少有行星分散接近WD，就在罗氏极限之外，在那里他们可以潮汐循环。因此，我们预测WD系统中的行星很少动态演化为“热行星”。看来也没有观察到的频率的金属污染的WD大气中可以完全解释的微行星被不稳定的系统中的多个巨行星，虽然进一步的工作，包括低质量的行星和微行星是必要的。
2013-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-gravitating planetary envelopes and the core-nucleated instability
行星形成的情景可能会受到所观测到的系外行星种群中气体包层质量与固体核心质量之比的限制。一维计算发现一个临界（最大）的核心质量准静态信封存在，这表明信封周围更大的核心应该崩溃，由于一个“核心成核”的不稳定性。我们通过流体动力学模拟研究自引力行星包络，逐步增加问题的维度。我们描述了核不稳定性和它的非线性演化到失控的气体吸积在一维球信封。我们表明，旋转支持的信封可以进入一个失控的吸积制度，通过极性冲击在一个二维轴对称模型。这幅图对于三维的高质量核心仍然有效，其中气体引力主要与核心引力相加，并在时间上提高了行星的质量吸积速率。我们与核心核的不稳定性，缺乏平衡的行星连接到它的母盘，并讨论其相关的大规模行星形成。
2019-09-28 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
The Role of Early Giant Planet Instability in the Terrestrial Planet Formation
类地行星被认为是由数十颗月球到火星大小的原行星在原行星气盘消散（t_0）后的t<2亿年时猛烈碰撞而形成的。太阳系巨行星在原行星盘阶段迅速形成，t_0后，通过与外盘微行星相互作用而径向迁移。早期（t<1亿年）的动力学不稳定性被认为发生在木星与一个行星大小的天体发生引力碰撞，向内跳跃约0.2-0.5 au，并降落在它目前的轻度偏心轨道上。在这里，我们调查如何巨行星的不稳定性影响的形成的类地行星。我们研究了几个不稳定的情况下，以前被证明符合许多太阳系的限制。我们发现，与巨行星的共振有助于消除固体附近的吸积约1.5 au，从而延缓火星的增长。然而，无论巨行星是在t_0时被放置在它们当前的轨道上，还是在我们的不稳定性模型中真实地演化，结果都是一样的。金星和地球紧密的轨道间距很难在我们的模拟中重现，包括物体从0.7-1 au的狭窄环中生长的情况，因为原行星在吸积过程中倾向于径向扩散。最好的结果是在窄环模型时，从分散的气体星云中出现的原行星被假定为（至少）火星的质量。这表明在太阳系的前1000万年期间，类地原行星发生了有效的吸积。
2020-12-03 astro-ph.EP
Fundamental limits from chaos on instability time predictions in compact planetary systems
紧凑行星系的不稳定性一般由混沌动力学驱动。这意味着通过直接N体积分测量的不稳定时间是不精确的，而是代表了从同样有效的混沌轨迹分布中的单个绘制。为了表征的“错误”报告的不稳定时间从直接N体积分，我们调查的形状和参数的不稳定时间分布（ITDs）的合奏的阴影轨迹，最初从彼此附近的机器精度扰动。我们发现，在不稳定时间长的限制相比，李雅普诺夫（混沌）的时间尺度，ITDs方法非常相似的对数正态分布的标准偏差~0.43 $\pm$ 0.16 dex，尽管不稳定的时间变化在我们的样本从$10^4-10^8$轨道。我们发现这些预测之间非常一致，来自~450个紧密排列的三颗行星的配置，以及更广泛的验证集~ 10，000个积分，以及之前发表的~ 20，000个紧密排列的五颗行星系统的积分，以及基于TRAPPIST-1的七颗行星共振链，尽管它们的不稳定时间尺度超出了我们分析的时间尺度。我们还测试了我们的结果的动态激发版本我们的太阳系的适用性的边界。这些分布定义了混沌对这种行星系不稳定时间的可预测性所施加的基本限制。它提供了一个定量的估计的内在误差的N体不稳定性的时间印记的混乱，在任何一个方向上约为3的因素。
2020-01-14 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
Nonlinear tides in a homogeneous rotating planet or star: global simulations of the elliptical instability
我目前的结果，从第一个全球流体动力学模拟的椭圆形不稳定的潮汐变形气体行星（或恒星）的自由表面。椭圆不稳定性对最短周期热彗星的潮汐演化具有潜在的重要意义。我的模型作为一个自旋轨道对齐或反对齐，非同步旋转，潮汐变形，均匀的流体体的行星。另一份配套文件分析了这种行星的全球模式和不稳定性。在这里，我专注于椭圆形不稳定性的非线性演化。据观察，这会产生湍流的爆发，以不稳定的方式驱动行星与其轨道同步。如果行星的自旋最初是反对齐的，那么椭圆不稳定性也会在类似于自旋同步的时间尺度上驱动自旋轨道对齐。不稳定性在行星内部以纬向流的形式产生差异旋转，这在不稳定性的饱和和产生观测到的突发性方面起着重要作用。这些结果与使用局部笛卡尔模型获得的图像大致一致（其中柱状涡起到了纬向流的作用）。我还模拟了一个容器，是刚性的（但无应力），而不是自由的不稳定性，发现广泛的定量协议。椭圆不稳定性导致的耗散可以解释为什么最短周期的热彗星往往在大约2-3天内有圆形轨道，并预测自旋同步（和自旋轨道对齐）大约10-15天。然而，必须援引其他机制来解释较长轨道周期的潮汐循环。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Requirements for gravitational collapse in planetesimal formation --- the impact of scales set by Kelvin-Helmholtz and nonlinear streaming instability
星子的形成是行星形成理论中一个尚未解决的问题。克服死区尘埃增长障碍的一个突出方案是局部过密区域的引力坍缩，这表明它能有力地产生$\sim$ 100公里大小的物体。尽管如此，星子形成的条件仍然不清楚。要使坍缩发生，超密度的自引力必须克服大尺度上的恒星潮汐破裂和小尺度上的湍流扩散。在这里，我们涉及的尺度流和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这两个规范粒子密度的尺度上的引力坍缩，直接到星子的形成。我们通过对流动、Kelvin-Helmholtz不稳定性和星子形成进行3D流体动力学模拟来支持我们的分析结果。我们发现，颗粒中平面层的垂直范围和径向宽度的流动不稳定丝设置由相同的特征长度尺度，从而管理的强度的湍流扩散的尺度上的星子形成。我们提出并成功地测试了一个崩溃的标准：$0.1 Q βε^{-1}Z^{-1} \lesssim 1$，并表明，即使是太阳的金属丰度，星子可以形成在死区足够大的磁盘。对于一个给定的气体Toomre参数$Q$，压力梯度$β$，金属丰度$Z$和局部粒子增强$ε$，崩溃标准也提供了一个范围内的不稳定的尺度，建立了一个有前途的路径研究初始星子质量分布。流动不稳定性不是星子坍缩所必需的，但通过增加$ε$，可以使系统演化为不稳定性。
2020-01-28 astro-ph.EP
The Heavy Element Composition of Disk Instability Planets Can Range From Sub- to Super-Nebular
凌日观测结合多普勒数据揭示了一类巨大的气体巨行星，它们质量巨大且高度富集重元素（例如，HD149026b、GJ436b和HAT-P-20b）。人们很容易把这些行星看作是核心吸积加上气体捕获的验证，因为人们经常假设盘不稳定行星应该是星云组成的。相反，我们在这篇论文中表明，由盘不稳定性形成的气体巨星可以有各种各样的重元素组成，从亚星云到超星云的值。高水平的富集可以通过一种或多种机制实现，包括出生时的富集、星子捕获和分化加上潮汐剥离。因此，单个气体巨星的金属丰度不能用来区分气体巨星的形成模式。
2011-04-05 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability of a Dust Layer in Laminar Gas Disk
利用局域$N$体模拟方法研究了尘埃层中微行星的形成过程。气体被建模为背景层流。我们研究了星子的形成过程及其对气体阻力强度的依赖性。我们的模拟结果表明，形成过程被定性地分为三个阶段：尾流状密度结构的形成，星子种子的创建，以及它们的碰撞生长。耗散引力不稳定性的线性分析表明，尽管Toomre的$Q$值大于1，尘埃层仍是长期不稳定的。但是，在初始阶段，重力不稳定性的增长时间比尘埃沉降和速度色散减小的时间要长。因此，速度色散减小，盘垂直收缩。当速度色散变得足够小时，引力不稳定性最终成为主导。引力不稳定性形成尾流状密度结构。这些结构分裂成星子种子。由于相互碰撞，种子生长迅速。
2010-06-15 astro-ph.EP
Protoplanetary Disk Winds by Magnetorotational Instability : Formation of an Inner Hole and a Crucial Assist for Planet Formation
通过构建一个基于3D局部磁流体动力学（MHD）模拟的全球模型，我们表明，磁盘风驱动的磁旋转不稳定性（MRI）在原行星盘的气体成分的扩散中起着重要的作用。由于磁共振驱动的盘风的质量损失时间尺度与当地开普勒旋转周期成正比，因此气体盘从内部区域动态蒸发，可能会产生逐渐扩大的内孔，而相当数量的气体仍留在外部区域。盘风具有很强的时间依赖性，在每个半径处具有几倍于开普勒自转周期的准周期性，这将作为原恒星-原行星盘系统的时变观测。即使存在死区，这些特征也会持续存在，因为盘风是从电离宇宙射线和高能光子可以穿透的表面区域驱动的。此外，预测的由内而外的清除显着抑制了巨石向中心恒星的坠落和原行星的I型迁移，这有利于行星的形成和生存。
2010-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
EL meteorites do date the giant planet instability
本文针对Athor与EL陨石联系是否约束巨行星不稳定性时间这一争议，进一步论证巨行星不稳定性仍是太阳系开始后60–100 Myr将Athor植入小行星主带的最可能机制。
2024-04-30 astro-ph.EP
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Planetesimal formation thresholds explored in two-dimensional global models
流动不稳定性是诱发星子形成的一种很有前途的机制。尽管如此，在以前的研究中已经发现，这一过程需要一个粉尘与气体的表面密度比或粉尘的大小，这是增强相比，观察值。采用二维全球模拟的原行星盘，我们表明，垂直剪切不稳定性和流不稳定性在音乐会上可以导致尘埃浓度，这是足够的星子形成较低的表面密度比和较小的尘埃尺寸比孤立的流不稳定性，特别是在条件下，是符合观测约束。这是因为尘埃overdensities形成的压力颠簸引起的垂直剪切不稳定性作为种子的流不稳定性，并增强了it. While我们的二维模型不包括自重力，我们发现，强大的尘埃结块和重力不稳定overdensities的形成（和溶解）可以有力地推断从最大或平均尘埃气体体积密度比的演变。垂直切变不稳定性使尘埃层膨胀到一个平均的中面尘埃-气体密度比，该比明显低于1。因此，我们发现，达到一个中平面密度比是不必要的触发星子形成通过流动不稳定性时，它与垂直剪切不稳定性的一致行动。
2022-08-17 astro-ph.EP
Rethinking the role of the giant planet instability in terrestrial planet formation models
过去几十年来，计算能力和数值方法的进步引发了对类地行星形成后期阶段的动力学研究的大量产出。在其他奇特的内太阳系性质中，模拟的能力在行星的地球化学推断的吸积时间尺度内重现火星的小质量，在富含钙铝的包裹体（CAIs）出现后，可以说是判断进化假说的黄金标准。目前，一些独立的模型能够一致地产生类似火星的行星，同时满足各种重要的观测和地球化学约束。然而，所有的模型仍然必须考虑到巨行星迁移和轨道不稳定的影响;动力学和宇宙化学约束表明，星云气体扩散后的第一个1亿年内发生了一个事件。如果不稳定发生在这个窗口的前几个百万年，扰动可能会影响火星的大部分生长。在这份手稿中，我们将注意力转向t= 5000万年后发生不稳定的情况。具体来说，我们模拟的不稳定性的影响，通过以前的胚胎吸积模型产生的三个近组装的地球系统，并包含三个大的原行星的轨道内部的收集火星质量的胚胎和碎片。虽然不稳定性持续引发月球形成的影响，并有效地从我们的模型中的火星区域去除过多的物质，但我们发现我们的最终系统过于动态地兴奋，缺乏火星和水星的类似物。因此，我们的结论是，虽然可能，我们的情况是更不可能比不稳定发生的时间更早，或在地球和金星的轨道是远远低于动态激发的时候。
2022-09-01 astro-ph.EP
Self-Sustaining Vortices in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetary System Formation
行星形成的核心吸积方案假设星子和行星胚胎是在原行星盘的原始气态阶段形成的。然而，尘埃颗粒如何克服传统的生长障碍还不清楚。最近提出的粘性环不稳定性可以解释在原行星盘中观察到的同心环，假设尘埃颗粒可以降低气体的电导率，从而削弱磁旋转不稳定性。我们提出了一个分析这个模型的帮助下，基于GPU的数值流体动力学模拟耦合气体和尘埃在薄盘限制。在盘的演化过程中，尘埃环变得Rossby不稳定，并分裂成一连串的小尺度涡旋。涡旋形成长期稳定的尘埃结构，这可能是通过流动不稳定性以及直接的引力坍缩形成星子的场所。自维持涡旋现象与系外行星的观测约束相一致，为行星系的形成提供了有利的环境。
2021-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Implantation of asteroids from the terrestrial planet region: The effect of the timing of the giant planet instability
本研究通过数值模拟探究类地区域小行星向小行星带的植入效率与巨行星不稳定性发生时间的关联，发现不稳定性晚于气体盘消散约5百万年的情况与现有小行星带特征相符，为太阳系形成演化模型提供了新约束。
2024-04-16 astro-ph.EP
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
Giant planet formation in the framework of the core instability model
在这篇论文中，我在成核不稳定性假说的框架内研究了太阳系四颗巨行星的形成。该模型认为，固体和气体吸积耦合在一个互动的方式，考虑到详细的本构物理的信封。核心的增长率对应于寡头增长制度。我还认为，吸积的星子遵循大小分布。这篇论文的主要结果之一是我能够计算出木星、土星、天王星和海王星在不到1000万年的时间内形成，这被认为是原行星盘的平均寿命。
2010-02-10 astro-ph.EP
Hiding Signatures of Gravitational Instability in Protoplanetary Discs with Planets
我们进行了三维SPH模拟表明，迁移的巨行星强烈抑制了自引力盘的螺旋结构。我们提出模拟ALMA连续观测表明，在没有行星的情况下，由于引力不稳定的螺旋臂很容易观察到。然而，在巨行星的存在下，螺旋结构被迁移的行星所抑制，导致一个具有环和间隙结构的大部分轴对称盘。我们对气体运动学的建模表明，这颗行星的存在可以推断出来，例如，使用光学薄的13 C16 O。我们的研究结果表明，它是没有必要的，以解释缺乏螺旋功能，否则预计在高质量光盘通过假设高的灰尘-气体质量比，以限制光盘的气体质量。
2020-11-09 astro-ph.EP
On the Feeding Zone of Planetesimal Formation by the Streaming Instability
流动不稳定性是克服尘埃直接生长障碍并导致星子形成的一种很有前途的机制。然而，大多数以前的研究流不稳定性，集中在一个局部区域的原行星盘有限的模拟域，只有一个连续的固体浓度已被观察到。因此，细丝之间的特征分离是未知的。为了解决这个问题，我们进行了迄今为止最大规模的模拟流不稳定性，计算域高达1.6气体尺度的水平和垂直高度。大的动态范围允许垂直气体分层的影响变得突出。我们观察到更频繁的合并和分裂的长丝在模拟箱的高度垂直的程度。我们发现多个附加浓度的固体与平均分离约0.2本地气体尺度高度，远高于最不稳定的波长从线性稳定性分析。这测量了由流动不稳定性驱动的星子形成事件的特征分离，从而测量了星子的初始馈送区。
2014-07-22 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
The Mass and Size Distribution of Planetesimals Formed by the Streaming Instability. I. The Role of Self-Gravity
我们研究了原行星盘中微行星的形成，它是由流动不稳定性产生的固体超密度的引力坍缩引起的。为了进行这些研究，我们实现和测试的粒子网格自引力模块的雅典娜代码，使气体和无碰撞的自引力固体粒子的空气动力学耦合系统的模拟。就业后，我们的算法的星子形成模拟，我们发现（当一个直接的比较是可能的）雅典娜模拟产生预测的星子性质，同意与先前的工作中发现的使用不同的数值技术。特别是，流束引发的团块的引力坍缩导致了初始的星子质量函数，其可用幂律dN/dM ~ M^{-p}表示，其中p = 1.6 +/- 0.1，这相当于微分尺寸分布dN/dR ~ R^{-q}，其中q = 2.8 +/- 0.1。通过对多达512^3个网格区域和Npar = 1.5x10^8个粒子的收敛研究，我们没有发现分辨率的显著趋势。同样，幂律斜率似乎对自重力和潮汐切变的相对强度的变化以及（出于数值经济的原因）自重力开启的时间无关紧要，尽管这些主张的强度受到少量统计数据的限制。对于一个典型假设的最小质量太阳星云固体的径向分布（这里假设无量纲停止时间τ= 0.3），我们的结果支持这样的假设，即大小行星或柯伊伯带天体尺度上的天体可能是作为原始微行星群的高质量尾部形成的。
2016-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical evidence for an early giant planet instability
太阳系的动力学结构可以用巨行星经历的轨道不稳定期来解释。虽然晚期不稳定性最初被提出来解释晚期重轰炸，但最近的工作倾向于早期不稳定性。我们建立了外太阳系早期动力学演化的模型，以自洽地约束最可能的不稳定时间。我们首先模拟了天王星和海王星在气盘阶段从迁移的行星胚胎吸积过程中原始外星子盘的动力学雕刻，并确定了海王星和星子盘内边缘之间的分离。我们对木星的一系列迁移历史进行了模拟。我们发现，除非木星向内迁移10 AU或更多，否则不稳定性几乎肯定发生在太阳系形成开始的1亿年内。有两种不同的可能的不稳定触发因素。第一种是由行星本身触发的不稳定性，没有来自微行星盘的明显影响。其中，中位不稳定时间为$\sim4$ Myr。在自稳定系统中-行星被锁定在一个共振链中，在没有星子盘的情况下保持稳定-我们的自洽雕刻的星子盘仍然触发了一个巨大的行星不稳定性，对于木星的合理迁移历史范围，中位数不稳定时间为37-62百万年。给出最新不稳定时间的模拟是那些调用木星从15 AU或更远的距离向内迁移的模拟;然而，这些模拟过度激发了柯伊伯带天体的倾角，并且与现在的太阳系不一致。我们从动力学的角度得出结论，巨行星不稳定性很可能发生在太阳系历史的早期。
2019-12-19 astro-ph.EP physics.comp-ph physics.space-ph
Spacing of Kepler Planets: Sculpting by Dynamical Instability
我们研究的轨道结构的开普勒过境任务使用N-体模拟检测到的多行星系统，专注于相邻行星的系统中显示四个或更多的过境行星之间的轨道间距。我们发现，所观察到的间距是紧密聚集在12个相互希尔半径，过境几何和灵敏度限制占。相比之下，动力学积分显示，如果所有轨道都是圆形且共面的，那么类似质量的系统在长达10亿年的动力学不稳定性中生存所需的最小间距为~10，如果行星轨道的偏心率为~0.02（行星过境时间变化的研究建议的值），则为~12。观测到的行星间距和理论上的稳定性阈值之间的这种明显的一致性，使我们提出，典型的行星系形成时的间距甚至更小，但除了最宽的行星系之外，大多数行星系都经历了动力学不稳定性，并退化为比以前更贫血的版本，行星更少，间距更大。因此，虽然高倍数系统（五个或更多的凌日行星）是保持稳定的原始系统，但开普勒任务大量发现的单或双行星系可能是更紧密的高倍数系统的后代。如果这一假设是正确的，我们推断开普勒系统的形成环境应该不同于类地行星。
2015-04-30 astro-ph.EP
Forming Planetesimals by Gravitational Instability: I. The Role of the Richardson Number in Triggering the Kelvin-Helmholtz Instability
在气态星周盘的中平面上的富尘层的引力不稳定性（GI）是一种被提出的形成微行星的机制，微行星是岩石行星和气态巨核的基石。自重力与开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）竞争：尘埃含量的梯度驱动垂直切变，这有可能推翻尘埃子盘并阻止GI。为了了解磁盘可以抵抗KHI的条件下，我们进行3D模拟分层的子磁盘的限制，尘埃颗粒很小，空气动力学耦合到气体。该限制屏蔽了流不稳定性并隔离了KHI。假设每个子盘具有由空间恒定的Richardson数Ri给出的垂直密度分布。我们改变Ri和中平面灰尘-气体比μ，发现临界Richardson数划分KH-不稳定的KH-稳定的流动是不唯一的，而Ri_crit增长几乎与μ μ =0.3-10线性。只有太阳金属丰度盘的Ri_crit约为0.2，接近经典值。我们的研究结果表明，如果尘埃子层嵌入太阳金属丰度气体盘中，质量比最小质量太阳星云大4倍;或者嵌入具有3倍太阳金属丰度的最小质量盘中;或者嵌入这两种可能性的中间组合中，尘埃子层可以被引力破碎并可能产生星子。引力不稳定性似乎是可能的，而不必诉诸粒子的流动不稳定性或湍流浓度。
2010-10-01 astro-ph.EP
Dynamical instability and its implications for planetary system architecture
我们研究了动力学不稳定性对塑造系外行星系统轨道特性的影响。使用N体模拟的非EMS（相等的相互分离），多行星系统，我们发现，不稳定的时间尺度$t$的下限是由最小的相互分离$K_{\rm min}$在相互希尔半径的单位。表现出不稳定性的行星系通常包括周期比为$<1.33$的行星对。我们最后的周期比分布的所有相邻的行星对显示出类似于那些观察到的\kepler \行星数据的一阶平均运动共振附近的下降峰结构。然后，我们比较的概率密度函数（PDF）的de-biased的\kepler \周期比与我们的模拟，并发现缺乏行星对周期比$> 2.1$的观测-可能是由向内迁移之前的磁盘耗散或行星对不形成周期比$> 2.1$与相同的频率，他们做较小的周期比。通过比较模拟与观测周期比的概率密度函数，得到了气盘耗散时瑞利分布偏心率尺度参数的上限为0.03。最后，我们的研究结果表明，一个“包装”或“紧凑”的行星系是一个可行的定义，至少有一个行星对的周期比小于1.33。这个标准意味着4%的\kepler系统（或6%的有两个以上行星的系统）是紧凑的。
2019-01-30 astro-ph.EP
Can planetary instability explain the Kepler dichotomy?
开普勒任务发现的行星候选者提供了丰富的样本，以限制其宿主恒星约0.5 AU范围内的行星系的结构和相对倾角。我们使用开普勒16个月数据的三重凌日系统作为物理三行星系统的模板，并进行合成凌日观测。我们发现，所有的开普勒三凌和双凌系统都可以从三行星模板中产生，给出了大约5度的低相互倾斜。我们的分析表明，开普勒数据包含一个人口的行星大于四个地球半径的单凌系统，不能产生的三行星模板。我们探讨的假设，高质量的对应物的三重过境系统经历了动力学不稳定，产生人口的大规模双行星系统的适度高的相互倾斜。我们进行N体模拟质量提升的三行星系统，并观察系统如何加热和失去行星，最常见的是行星行星碰撞，产生与开普勒单凌日系统中的大行星一致的凌日。然而，由此产生的大质量双行星系统的人口不能解释在观测到的单凌系统中额外多余的低质量行星，以及在双凌和三凌系统中缺乏气体巨行星。三重气体巨行星系统的行星不稳定性可能是拥有一颗或多颗小行星的系统和拥有一颗巨行星的系统之间的二分法的一部分。然而，二分法的主要部分更有可能在行星形成期间已经出现，当一颗大质量行星的形成、迁移或散射，在金属丰度阈值以上触发，抑制了在亚AU轨道上的其他行星的形成。
2012-08-18 astro-ph.EP
Nonlinear tides in a homogeneous rotating planet or star: global modes and elliptical instability
我们重新审视全球模式和均匀旋转椭球流体质量的不稳定性，这是最简单的全球模型的旋转和潮汐变形的气态行星或恒星。短周期行星的潮汐流可能不稳定到椭圆不稳定，椭圆不稳定是一种可以驱动潮汐演化的流体动力学不稳定。我们进行了全球（和当地WKB）的分析，研究这种不稳定性使用优雅的形式主义Lebovitz和Lifschitz。我们调查的参数空间的全球不稳定性与谐波订单$\ell\leq 5$，行星的自旋是纯粹的对齐（顺时针）或反对齐（逆行）与它们的轨道。一般来说，如果行星的自旋和轨道是反对齐的，而不是对齐的，那么不稳定性的增长率要大得多。如果潮汐振幅足够大，我们已经确定了在椭圆不稳定性的通常频率范围之外（当$\frac{n}Ω\lesssim -1$，其中$n$和$Ω$分别是轨道和自旋角频率）的反对齐自旋的剧烈不稳定性。我们还探讨了在一个刚性椭球容器，这是发现定量类似于现实的自由表面的不稳定性。最后，我们研究了旋转和潮汐形变对模态频率的影响。我们发现，较大的旋转速率和较大的潮汐变形都降低了频率的椭圆扇形表面重力模式。这增加了它们的潮汐激发的前景，潜在地增强了潮汐响应超过线性理论的预期。在配套文件中，我们使用我们的结果来解释全球模拟的椭圆不稳定性。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
