Particle Concentration At Planet Induced Gap Edges and Vortices: I. Inviscid 3-D Hydro Disks
我们利用全球二维和三维无粘流体动力学模拟，系统地研究了嵌入行星的原行星盘中尘埃粒子的动力学。拉格朗日粒子已被实施到磁流体动力学程序雅典娜与柱坐标。我们发现两个不同的结果取决于嵌入行星的质量。在低质量行星（$8 M_{\oplus}$）的存在下，两个狭窄的间隙开始在行星两侧的气体中打开，密度波冲击。这些浅间隙可以显著地影响粒子漂移速度，并导致显著的、大致轴对称的尘埃损耗。另一方面，一个更大质量的行星（$>0.1 M_{J}$）雕刻出一个更深的裂缝，边缘尖锐，这是不稳定的漩涡形成。具有宽尺寸范围的颗粒（$0.02<Ωt_{s}<20$）被捕获并沉降到涡旋中的中平面，具有$Ωt_{s}\sim 1$的颗粒具有最强的浓度。粉尘浓度在$ϕ$方向上高度伸长，并且在径向方向上可以宽至4个盘尺度高度。在一个非常非轴对称的方式，可以增加超过10倍的$^2$的旋涡内的灰尘表面密度。对于非常大的粒子（$Ωt_{s}\gg 1$），我们发现强烈的偏心率激发，特别是在行星周围和附近的平均运动共振，促进间隙开放。我们的研究结果意味着，在弱湍流原行星盘区域（如“死区”）的尘埃颗粒具有非常广泛的尺寸范围可以被困在间隙边缘和内部的旋涡诱导行星与$M_{p}<M_{J}$，可能加速星子和行星的形成，并引起独特的功能，可以探测ALMA和EVLA。
2014-02-06 astro-ph.EP
Local Linear Analysis of Interaction between a Planet and Viscous Disk and an Implication on Type I Planetary Migration
我们调查的影响，粘度盘行星相互作用，并讨论如何修改I型迁移的行星。我们用剪切片近似进行了线性计算，得到了详细的，高分辨率的密度结构周围的行星嵌入在一个粘性盘具有广泛的粘性系数。我们使用一个依赖于时间的形式主义，是有用的调查各种物理过程对磁盘行星相互作用的影响。我们发现，在行星附近的密度结构的修改和扭矩的主要贡献来自这一地区，在无粘的情况下。虽然在剪切面近似下不可能推导出作用在行星上的总扭矩，但取决于雷诺数，单侧扭矩可能与无粘性情况有很大不同。到目前为止，这种影响一直被忽略，但我们的研究结果表明，粘性盘和行星之间的相互作用可以从一个无粘性的情况下，在行星附近的密度结构的细节是至关重要的是质的不同。
2009-06-02 astro-ph.EP
Save the Planet, Feed the Star: How Super-Earths Survive Migration and Drive Disk Accretion
行星形成的两个长期存在的问题包括：（1）了解行星是如何在迁移中幸存下来的;（2）阐明原行星盘分散的过程，特别是它们是如何与中心恒星吸积的。如果行星周围的盘状气体没有固有的扩散系数（“粘性”），我们可以在解决这两个问题上走很长的路。在无粘性的层流盘中，行星很容易将气体排斥出轨道。在短时间尺度上，零粘度气体在行星轨道内积累，以减缓I型迁移的数量级。在更长的时间尺度上，多个超级地球（分布在$\sim$ 0.1- 10 AU之间）可以将非粘性气体从行星际空间中扭转出来，要么向内喂养它们的恒星，要么向外被风吹走。我们探索这张图片与2D流体动力学模拟地球和超级地球嵌入在无粘性磁盘，确认他们的缓慢/停滞迁移，即使在富含气体的条件下，并显示磁盘传输率范围高达$\sim$ $10^{-7} M_\odot~{\rm yr^{-1}}$和规模为$\dot{M} \propto ΣM_{\rm p}^{3/2}$，其中$Σ$是磁盘表面密度和$M_{\rm p}$是行星质量。最初夹在两颗行星之间的气体被扭转过去，进入内外盘。总而言之，足够紧凑的超级地球系统可以清除它们的出生盘气体，在一个可能是复杂和不稳定的扩散历史中，但可以想象的是，在百万年的时间尺度上，这将导致类似于过渡盘特征的大规模气体耗尽。
2017-03-24 astro-ph.EP
Migrating super-Earths in low-viscosity discs: unveiling the roles of feedback, vortices, and laminar accretion flows
我们提出了迄今为止最高分辨率的研究超级地球迁移在无粘性和低粘度的磁盘，动机连接到层流，风驱动模型的原行星盘。我们的模型揭示了涡旋在确定部分间隙开放行星的迁移行为中的关键作用。涡流形成的压力最大的间隙边缘，并防止盘反馈停止迁移的中间行星在低粘度和无粘光盘，相反的概念的“惯性极限”或“光盘反馈”停止预测的分析模型。涡旋也可能在同旋区域形成，并通过与行星的直接引力相互作用显著改变迁移行为。这些特征在高分辨率下变得明显，并且对于除了最高粘度之外的所有粘度，在获得数值收敛结果方面存在显著困难。然而，对于足够低的粘度，部分间隙开放行星的迁移显然变得混乱。在中等粘度下，发现一个平滑的圆盘反馈制度，其中迁移可以大大减慢，并且观察到的迁移时间尺度对应于由间隙边缘的扩散松弛驱动的迁移。在高粘度下，恢复了经典的I型迁移。对于在无粘性圆盘中的类彗星行星，形成了一个宽而深的间隙。瞬态II型迁移发生在对应于间隙宽度的径向长度尺度上，超过该径向长度尺度，迁移可以停止。最后，我们研究了由迁移行星在无粘性圆盘中留下的结构驱动的粒子捕获，并发现多环和涡旋形式的粒子陷阱可以在行星通过后持续很长时间。在这种情况下，像ALMA这样的亚毫米干涉仪对粒子阱的观测不能用来推断当前是否存在邻近的行星。
2019-01-13 astro-ph.EP
How Consumption and Repulsion Set Planetary Gap Depths and the Final Masses of Gas Giants
行星在圆盘中打开缝隙。间隙的打开通常是通过考虑行星林德布拉德扭矩来模拟的，该扭矩将圆盘气体排斥出行星的轨道。但差距也很明显，因为地球消耗当地的材料。我们提出了一个简单的，易于使用的，分析框架计算间隙如何耗尽和如何光盘的结构作为一个整体的变化的Lindblad排斥和行星消费的联合行动。一个嵌在气隙中的气态巨行星的最终质量是同时推导出来的。分析测试对一维数值实验和校准使用已发布的多维模拟。在粘性α圆盘中，行星在清除间隙时，最初几乎吸积了所有试图扩散过去的气体，迅速达到超级木星，如果不是棕矮星的状态。相比之下，在无粘性圆盘中-然后，只有一小部分的圆盘吸积流被转移到行星上，行星的质量增长到木星质量的一小部分。过渡盘腔可能被这样的低质量物体家族清除，打开无粘性，排斥主导，重叠的间隙，允许大多数外部盘气体畅通无阻地流向宿主恒星。
2020-06-12 astro-ph.EP
The End of Runaway: How Gap Opening Limits the Final Masses of Gas Giants
气体巨星被认为是由失控的吸积形成的：一种由不断增长的大气层的自引力驱动的不稳定性，导致吸积率随行星质量超线性上升。为什么逃逸会在木星或任何其他质量时停止，这是未知的。我们考虑的建议，最终的质量是由行星引力矩打开的拱星盘间隙（腔）控制。我们开发了一个完全依赖于时间的间隙形成理论，并将其自洽地耦合到行星的增长率。当间隙第一次打开时，行星扭矩超过粘性扭矩，气体耗尽，就像它是无粘性的一样。在最近的观测和理论所激发的低粘性盘中，间隙主要停留在这个无粘性阶段，行星质量最终达到$M_{\rm final}/M_\star\sim(Ωt_{\rm disc})^{0.07}(H/a)^{2.73}(Gρ_0/Ω^2)^{1/3}$，$M_\star$是宿主恒星质量，$Ω$是行星的轨道角速度，$t_{\rm disc}$是气盘的寿命，$H/a$是长宽比，$ρ_0$是未扰动的密度。这个最终质量与无量纲粘度$α$无关，适用于大的轨道距离，通常超过$\sim$ 10 AU，其中圆盘尺度高度超过行星半径。它的质量在10-100 AU之间，随着距离的增加而逐渐增加，因为间隙变得越来越难以打开。
2019-05-09 astro-ph.EP
Type I planet migration in nearly laminar disks - long term behavior
我们进行了不同盘粘性的I型行星迁移的二维高分辨率数值模拟。我们发现，行星迁移是强烈依赖于磁盘的粘度。讨论了两种密度波阻尼机理。因此，角动量输运可以是粘性主导的，也可以是激波主导的，这取决于盘的粘性。长期的迁移行为也是不同的。文中还讨论了Rossby涡旋不稳定性对行星迁移的影响。此外，我们研究了小质量行星在无粘盘中产生的非常弱的激波，并将结果与先前的分析结果进行了比较。
2010-02-01 astro-ph.EP
Inner Super-Earths, Outer Gas Giants: How Pebble Isolation and Migration Feedback Keep Jupiters Cold
大多数气体巨星（质量为$\gtrsim10^2 M_\oplus$的行星）被发现居住在距离其宿主恒星超过$\sim1$ au的地方。在1天文单位内，行星人口以$2-20 M_\oplus$的超级地球为主。我们表明，这种内部的超级地球和外部的气体巨星之间的二分法可以自然地解释，如果他们形成在近无粘性磁盘。在层流盘中，行星可以更容易地将盘中的气体排斥出轨道。行星轨道内气体堆积产生的反馈扭矩会减缓并最终阻止迁移。行星轨道外的一个压力凸起捕获了鹅卵石和固体，使核心挨饿。气态巨行星出生时很冷，并且保持很冷：更大质量的核心优先在更远的距离形成，并且它们几乎不会在磁盘反馈下迁移。我们证明了这一点，使用2D流体动力学模拟磁盘行星相互作用持续长达$10^5$年：我们跟踪行星迁移和卵石吸积，直到两者都来结束磁盘反馈。核心是否经历失控的气体吸积成为气体巨星，是通过计算一维气体吸积模型来确定的。我们的模拟表明，在一个无粘性的最小质量的太阳星云，气体巨星不形成内$\sim$ 0.5 AU，也不能迁移到那里，而磁盘存在。我们还探讨了对盘质量的依赖性，并发现气体巨星在更远的地方形成质量较小的盘。
2018-05-16 astro-ph.EP
Low mass planet migration in magnetically torqued dead zones - I. Static migration torque
出于模型表明，内行星形成区域的原行星盘主要是缺乏粘性诱导湍流，并可能通过霍尔效应产生的大规模水平磁场线程，我们研究了在这样的环境中的低质量行星的共转区域的动力学。在一个无粘性的，等温的，死区的共转扭矩应该饱和，与天平动区域成为对称和均匀的涡度，导致快速向内迁移驱动的林德布拉德扭矩单独。然而，在这种低粘度的情况下，振动流线上的物质基本上保持其涡度。如果在圆盘气体和行星之间有相对的径向运动，振动的流线将不再对称。因此，如果气体被大尺度磁场扭转，使得其经历经过行星的净流入或流出，驱动涡度的演化并引起共转区域的不对称，则共转扭矩可以增长，从而导致正扭矩。在本文中，我们对待这种影响，通过应用对称性参数以前研究的情况下，一个迁移的行星在一个无粘盘。我们的研究结果表明，由于在死区的层状霍尔感应磁场的共转扭矩的行为完全不同于以前研究的粘性盘。此外，磁场诱导的共转力矩和低粘度圆盘中的动力学共转力矩可以看作是一个统一的效应。
2017-08-30 astro-ph.EP
Breaking mean-motion resonances during Type I planet migration
我们对原行星盘中的I型状态下同时迁移的成对行星进行了二维流体动力学模拟。会聚迁移自然会导致这些行星陷入平均运动共振。一旦共振，行星的离心率迅速增长，盘行星扭矩导致行星在几百个轨道的时间尺度上脱离共振。这种效应在高粘性圆盘中更为明显，但即使在无粘性圆盘中也能有效地起作用。我们把这种共振破坏归因于由适度偏心阻尼驱动的超稳定振动，但发现这种机制在流体动力学模拟中的作用与以前的分析计算不同。以这种方式逃逸共振的行星可以潜在地解释在开普勒多凌日系统中观测到的共振的缺乏，我们认为，同时磁盘驱动的迁移仍然是组装紧密包装的行星系的最合理的手段。
2017-10-17 astro-ph.EP
Halting the migration of super-Earths by efficient gap opening in radiative, low viscosity disks
本研究通过高分辨率辐射流体动力学模拟，揭示了近无黏辐射盘中辐射转移对超级地球迁移的关键作用，发现超热质量行星可因冷却介导的高效开缝停滞迁移，完善了行星迁移区域图谱。
2025-07-29 astro-ph.EP
Meridional circulation of gas into gaps opened by giant planets in three-dimensional low-viscosity disks
我们研究了原行星盘中一颗巨行星打开的间隙附近的气体环流。我们用高分辨率的3D模拟表明，气体以取决于粘度的速率在中平面上方的高海拔处流入间隙。我们用一个简单的概念模型来解释这一观察结果。从这个模型中，我们得到了一个估计的气体流入一个缺口开放的行星与希尔半径相当于一个分层盘的标度高度（即。e.具有粘性上层和非粘性中平面的盘）。我们的估计与现代MRI模拟一致（Gressel等人，2013年）的报告。我们的结论是，在一个分层的磁盘间隙开口不能显着减缓失控的气体吸积土星的质量为1000亿美元的行星。
2014-01-13 astro-ph.EP
Nearly Polar orbit of the sub-Neptune HD3167 c: Constraints on a multi-planet system dynamical history
我们提出的平行度测量，即轨道平面的法线角和恒星自转轴之间的角度，亚海王星行星HD 3167 c，它通过一个明亮的附近的K 0恒星。我们研究这个多行星系统的轨道结构，以了解其动力学历史。我们还根据行星系的几何结构和动力学研究对行星d的轨道进行了约束。在国家伽利略望远镜（TNG）上用HARPS-N获得的新观测结果用于我们的分析。天空投影的折射率是用三种不同的方法测量的：罗斯特-麦克劳克林异常，多普勒层析成像，和重新加载罗斯特-麦克劳克林技术。我们进行了系统的稳定性分析，并研究了行星和恒星之间的动力学相互作用。HD 3167 c被发现是接近极地的，具有天空投影的双折射率，$λ$ = -97 $^{\circ} \pm$ 23 $^{\circ}$。行星c的轨道与主星的自转轴的这种错位被检测到有97%的置信度。对该系统的动力学分析得出行星c和d的共面轨道。它还表明，目前观测到的系统不太可能单独为行星c和d产生如此高的质量。然而，行星c和d的极地轨道可以用系统中存在的外伴星来解释。需要对该系统进行后续观测，以确认这种长周期伴星。
2019-07-22 astro-ph.EP
The origins of nearly coplanar, non-resonant systems of close-in super-Earths
一些接近的“超级地球”系统包含五个或更多的行星，它们在非共振但紧凑且几乎共面的轨道上运行。开普勒-11系统是这类系统的标志性代表。要解释它们的起源是很有挑战性的，因为行星与盘的相互作用被认为是维持如此高程度共面性的必要条件，然而这些相同的相互作用总是会导致行星迁移到平均运动共振链中。在这里，我们挖掘了一个大型数据集的动力学模拟的超级地球形成的迁移。只要绝大多数处于共振状态的行星对变得动态不稳定，这些模拟就与观测到的周期比分布相匹配。当不稳定性发生时，共振在巨大撞击的后期阶段被打破，典型的幸存系统具有相互轨道倾斜的行星对。然而，我们的不稳定模拟的一个子集匹配开普勒-11系统的共面性，紧凑性，行星多重性和非共振态。这个子集的动态不稳定阶段通常比普通系统短得多。如果行星以非常低的轨道倾角（$\lesssim1^\circ$）碰撞，或者如果碰撞促进轨道倾角的有效阻尼，不稳定系统可能在不稳定后保持高度的共面性。如果在不稳定性期间行星散射发生在低轨道倾角（$\text{i}\lesssim1^\circ$），那么在行星碰撞之前，轨道倾角几乎不会因为相遇而增加。当行星散射将轨道倾角提升到更高的值（$\gtrsim 1^\circ$）时，行星倾向于以更高的相互轨道倾角碰撞，但是根据碰撞的几何形状，合并的轨道倾角可能会被有效地阻尼。这些形成途径中的每一个都可以产生与开普勒-11系统类似的东西。
2020-07-14 astro-ph.EP
Pairwise Tidal Equilibrium States and the Architecture of Extrasolar Planetary Systems
目前的观测表明，行星形成过程通常会产生多个行星系统，它们的轨道接近圆形，间距规则，倾角范围很窄，并且行星质量相似，数量级为$m_{\rm p}\sim10M_\oplus$。受观测样本的启发，本文确定了这类太阳系外行星系的潮汐平衡态。我们首先考虑两个行星系统与固定的轨道间距和可变的质量比。本文探讨的基本猜想是，行星形成过程将分配行星质量，以达到最低能量状态。由此产生的最小能量配置-受到恒定角动量的约束-对应于被限制在一个平面内的圆形轨道，具有几乎相等的行星质量（如观察到的）。然后，我们推广的治疗，包括多个行星系统，其中每个相邻的行星对达到其（本地）潮汐平衡态。观测到的行星系的性质接近于这种成对平衡构型的预期性质。相反，观察到的系统不存在于全局最小能量状态。本文的平衡态和观测到的多行星系统（行星在规则间隔的轨道上质量几乎相等）都具有$σ\propto r^{-2}$形式的有效表面密度，比大多数盘模型陡得多。
2019-07-01 astro-ph.EP
Indirect Detection of Extrasolar Planets via Astrometry
恒星和其他天体的无线电波长天体测量有着悠久而富有成效的历史。使用这种技术来确定恒星周围是否有行星，将覆盖用于检测这些系统的参数空间的几乎唯一部分。也就是说，天体测量观测对具有中等宽度轨道（几到10天文单位）的大行星的系统最敏感，因为这些系统在足够短的测量周期（几年到几十年）内产生大的恒星反射运动。此外，天体测量观测对几乎面对面的系统最为敏感。（径向速度，或开普勒的光度测量方法）对行星轨道接近的系统更敏感（小于$\sim$ 1 AU），它们几乎是边缘上的。我们在这里描述，使用依巴谷和盖亚星表，ngVLA如何在数百颗恒星上使用这种技术，其中有几十个是太阳的类似物，以确定这些恒星是否有行星围绕它们运行。
2018-10-19 astro-ph.EP
Low mass planets in protoplanetary disks with net vertical magnetic fields: the Planetary Wake and Gap Opening
采用非分层局部剪切盒近似的三维数值模拟方法，研究了在净垂直磁场作用下，低质量行星在气态原行星盘中的尾迹和间隙打开，该磁场通过磁旋转不稳定性（MRI）驱动磁流体动力学（MHD）湍流.尾流，这是激发的行星，是由类似于在无粘性流体动力（HD）磁盘尾流阻尼冲击阻尼。冲击阻尼的角动量沉积打开了MHD湍流磁盘和无粘HD磁盘的差距，即使是低质量的行星，在矛盾的“热标准”的差距开放。为了测试“粘性标准”，我们比较了MRI湍流磁盘中的间隙特性，在粘性HD磁盘具有相同的应力，并发现，相同的质量的行星打开一个显着更深，更宽的净垂直通量磁流体磁盘的间隙比粘性HD磁盘。这种差异是由于磁场有效传输到MRI磁盘中的间隙区域，导致间隙内的有效α更大。因此，在间隙上，麦克斯韦应力分布比间隙密度分布更平滑，并且需要更深的间隙以使麦克斯韦应力梯度平衡行星扭矩密度。我们还证实了MHD磁盘中靠近行星的大的多余扭矩，并发现MRI产生的长寿命密度特征（称为带状流）可以影响行星迁移。与以往的净环向磁通/零磁通MHD模拟结果的比较表明，磁场的几何形状在间隙打开过程中起着重要的作用。总体而言，我们的研究结果表明，在现实的原行星盘中，低质量行星通常会产生间隙，并警告使用恒定的α粘度来模拟原行星盘中的间隙。
2013-02-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Low mass planet migration in Hall-affected disks
原行星盘的非理想磁流体动力学模拟的最新进展表明，它们不是传统的湍流（粘性）吸积盘，而是具有由大尺度风力矩驱动的吸积的大部分层流。这些磁盘可能是由霍尔效应产生的大规模水平磁场线程。我们已经研究了嵌入在这样一个磁盘的低质量行星的共转区域的动态和相关的迁移扭矩的演变。这些盘缺乏强的湍流和相关的湍流扩散，并且磁场和径向气流的存在呈现出在先前的共旋扭矩理论的适用性之外的情形。我们总结了共转力矩的解析分析，给出了详细的数值方法，特别是不同的数值方案的无粘问题的相对优点。
2018-06-18 astro-ph.EP
Planet-driven density waves in protoplanetary discs: numerical verification of nonlinear evolution theory
原行星盘和嵌入其中的行星之间的引力耦合导致螺旋密度波的出现，当它们通过盘传播时演变成冲击。我们探讨了一个半分析框架的性能，用于描述全球行星驱动的密度波的非线性演化，专注于低行星质量制度（低于所谓的热质量）。我们发现，这个框架准确地捕捉（准）自相似演化的波的性质表示在适当的尺度变量，提供了某些理论输入校准使用数值模拟（近似，第一性原理计算的波的演化的基础上的无粘Burgers方程是在定性的模拟协议，但过度预测波阻尼在定量水平）。我们提供了这样的输入，特别是，强度和全球形状的行星驱动的冲击占非线性效应的拟合公式。我们使用这个非线性框架，理论计算涡度生产的整体螺旋激波在光盘和数值验证这种计算的准确性。我们的研究结果可用于解释磁盘中的螺旋功能，嵌入式行星在CO线发射（“扭结”）的运动学签名的意见，并了解行星驱动的旋涡在原行星盘的出现。
2021-09-13 astro-ph.EP
A Theoretical Framework for the Mass Distribution of Gas Giant Planets forming through the Core Accretion Paradigm
本文建立了一个计算气体巨行星质量分布的理论框架，该框架通过核吸积范式形成。从已知的属性拱盘，我们提出了模型的行星质量分布范围$0.1M_J < M_{\rm p} < 10M_J$。如果行星质量吸积的结束完全是由星周盘寿命决定的，那么观测到的盘寿命的（近似）指数分布将在行星质量函数中留下指数下降的印记。这一结果与观测结果有明显的矛盾，后者认为在相关的行星质量范围内（以及恒星质量$\sim0.5-2M_\odot$），质量分布具有（接近）幂律形式$dF/dM_{\rm p}\sim M_{\rm p}^{-p}$，指数为$p\approx1.3$。质量吸积到行星上的速率取决于进入希尔球的（拱星）盘吸积流的分数，以及行星捕获进入物质的效率。行星质量函数的模型，包括这些效率的分布，与不知情的先验，可以产生接近幂律的行为，与目前的观察一致。盘的寿命，吸积率和其他输入参数取决于宿主恒星的质量。我们展示了这些变化如何导致不同恒星质量的行星质量函数的不同形式。与质量为$M_\ast$ = $0.5-2M_\odot$的恒星相比，质量较小的恒星被预测具有更陡峭的行星质量函数（更少的大行星）。
2021-01-17 astro-ph.EP
Delivery of gas onto the circumplanetary disk of giant planets: Planetary-mass dependence of the source region of accreting gas and mass accretion rate
行星盘上的气体吸积和吸积气体的源区对于揭示导致巨行星周围卫星形成的尘埃吸积非常重要。我们进行了局部三维高分辨率的流体动力学模拟的等温和无粘气体绕行星流动的气体吸积带宽度和气体吸积速率到环行星盘的行星质量的依赖关系进行调查。我们研究了在5.2天文单位时对应于M_p=0.05-1 M_{Jup}的各种行星质量的情况，其中M_{Jup}是当前的木星质量。在低质量区（M_p = 0.2 M_{Jup}），气体吸积带的径向宽度与M_p^{1/6}成正比< 0.2 M_{Jup} while it is proportional to M_p for the high-mass regime with M_p >.我们发现，无论行星质量的情况下，我们检查的质量吸积率的比到环行星盘到希尔球是约0.4。结合我们的结果与全球流体动力学模拟得到的间隙模型，我们得到了半解析的环行星盘上的质量吸积率公式。我们发现，我们的三维吸积率的质量依赖性是相同的先前获得的二维情况下，虽然吸积流到CPD的定性行为是完全不同的两种情况之间。
2022-07-08 astro-ph.EP
Hydrodynamics of Embedded Planets' First Atmospheres. I. A Centrifugal Growth Barrier for 2D Flows
在行星形成的核心吸积范例中，气体巨星只有在它们的祖先超过临界质量（临界核心质量）之后才会形成巨大的大气层。大多数（系外）行星，较小，岩石/冰占主导地位，从未越过这条线。尽管如此，它们的质量足以吸引圆盘中大量的气体，而它们的大气层仍然与圆盘保持压力平衡。我们的目标是研究这种嵌入式行星大气的流体动力学特性及其对它们（长期）演化的影响。在本文中-系列的第一-我们开始调查的等温和无粘流过去的一个小的，嵌入式行星进行本地，二维流体动力学模拟的属性。使用PLUTO代码，我们确认流是稳定的和约束的。这种稳定的结果在对数极坐标网格（网格间距与到行星的距离成正比）中最为明显。对于低质量的行星，笛卡尔网格的效率稍低，因为它们很难跟踪大气层深处的圆形大速度。将旋转量与大气中的气体比例联系起来，我们发现质量越大的大气旋转得越快--这一发现与开尔文环流定理一致。因此，旋转限制了行星可以从星云中获得的气体量。根据拱星盘的托姆雷-Q参数，行星的大气层将在自引力开始变得重要之前达到开普勒自转。
2014-10-17 astro-ph.EP
Emergence of vortices at the edges of planet-driven gaps in protoplanetary discs
嵌入原行星盘（PPD）中的年轻行星激发螺旋密度波，其在盘中传播、冲击和沉积角动量。这导致行星轨道周围的间隙打开，即使是低（亚热）质量行星，只要盘中的有效粘度低。已知这些行星引起的间隙的边缘容易通过Rossby波不稳定性（RWI）出现可观察到的涡旋。我们研究的时间尺度驱动的旋涡发展的低质量行星在无粘光盘。我们采用最近开发的半解析理论的涡度生产的行星驱动的冲击预测涡度演化附近的行星，从我们得出的径向轮廓的行星引起的差距作为时间的函数（这个过程可以有多种其他用途，例如，研究尘埃捕获，抑制卵石吸积等）。然后，我们分析的间隙边缘对RWI的线性稳定性，获得的时间尺度的第一次出现的不稳定的模式和（后来）充分发展的旋涡在间隙边缘。我们提出了有用的公式，这些时间尺度作为行星和光盘参数的函数，并提供其物理理由。我们还彻底测试了我们的半分析框架对高分辨率的2D流体动力学模拟，证实了我们的理论预测的准确性。我们讨论的方式，我们的半分析框架可以扩展到包括额外的物理，如行星吸积，迁移，和非零盘粘度。我们的结果可以用来解释观测的PPD和预测出现的涡模拟。
2022-12-06 astro-ph.EP
Accretion of Jupiter-mass Planets in the Limit of Vanishing Viscosity
在核心吸积模型中，名义上失控的气体吸积阶段使大多数行星达到木星质量的数倍。然而，已知的巨行星主要是质量为1000亿的天体。获得更长的时间尺度的气体吸积可能需要使用现实的状态方程，或占环行星盘（CPD）的动力学在低粘度制度，或两者兼而有之。在这里，我们探索第二种方式使用全球，三维等温流体动力学模拟与8级嵌套网格周围的星球。在我们的模拟中，从拱星盘（CSD）到CPD的垂直流入决定了CPD的形状和吸积速率。即使没有规定的粘度，木星的质量加倍时间是$\sim 10^4$年，假设行星在5.2天文单位和最小质量的太阳星云。然而，我们发现，这种高吸积率是由于分辨率依赖的数值粘性。此外，我们考虑的情况下，分层CSD，粘性只在其表面层，和一个无粘CPD。我们确定两个行星吸积机制，是独立的CPD中的粘度：（i）极入流-定义为离心半径小于2个半径的垂直入流的一部分，以及（ii）在零有效粘度的极限下，这两种机制将产生比模拟小40倍的吸积速率。
2014-01-01 astro-ph.EP
Energy Optimization in Extrasolar Planetary Systems: The Transition from Peas-in-a-Pod to Runaway Growth
受太阳系外行星观测样本中发现的趋势的启发，本文确定了形成行星系的潮汐平衡态--服从角动量守恒，恒定的总质量和固定的轨道间距。在低质量极限（适用于质量为$m_{\rm p}\sim10M_\oplus$量级的超地球类行星）中，之前的工作表明，能量优化会导致质量几乎相等的行星，圆形轨道被限制在一个平面上。本处理一般化以前的结果，包括行星体的自引力。对于行星中具有足够大的总质量$m_{\scriptstyle T}$的系统，优化的能量状态从几乎相等质量行星的情况切换到一个行星包含大部分材料的配置。这种转变发生的临界质量阈值约为$m_{\scriptstyle T} \ge m_{\scriptstyle C}\sim40M_\oplus$（其中的值取决于行星轨道的半长轴，恒星质量和其他系统属性）。这些能量优化的考虑适用于广泛的质量尺度，从双星到行星系，再到围绕我们太阳系中的巨行星运行的卫星集合。
2020-02-25 astro-ph.EP
Eccentricity driving of pebble accreting low-mass planets
通过高分辨率的流体动力学，三维计算与嵌套网格，我们评估的偏心率达到了低质量，发光的行星嵌入在一个无粘盘恒定的热扩散率和热力。我们发现，一个细胞的大小，最多十分之一的区域加热的行星的大小是需要得到收敛的结果。当行星的光度是超临界时，我们发现它达到了$10^{-2}$ -$10^{-1}$级的离心率，它随着光度的增加而增加，并与圆盘的长宽比大致成比例。限制我们的研究的情况下，卵石吸积，我们将我们的模型的吸积率的依赖卵石的偏心率。因此，在离心率和光度之间存在反馈，离心率决定了吸积率，从而决定了行星的光度，而光度则通过热力学获得离心率。我们解决了稳定状态的偏心率和研究这个量如何取决于光盘的湍流强度参数$α_z$，无量纲停止时间的卵石$τ_s$，向内的质量通量的卵石和逆风（气体速度和开普勒速度之间的差异）。我们发现，在一般情况下，低质量的行星（几个地球质量）达到偏心率相当于光盘的纵横比，或后者的一个相当大的部分。因此，偏心的低质量原行星应该是正常的，而不是例外，即使它们的轨道远离其他行星或圆盘中的大规模扰动。
2021-11-22 astro-ph.EP
Metal enrichment leads to low atmospheric C/O ratios in transiting giant exoplanets
我们预测了近50个相对较冷（$T_{\mathrm eq}<$ 1000 K）的过境气体巨行星样本的氢氦包层和大气中的碳氧比（C/O）。该方法涉及使用Thorngren等人（2016）的结构模型和Öberg等人（2011）的盘和行星吸积模型的行星包络金属丰度估计。我们发现，几乎所有这些行星都是强烈的金属富集，再加上固体物质是金属的主要deliverer在原行星盘的事实，这意味着它们的吸积固体物质的亚恒星的C/O比占主导地位相比，增强的C/O比的吸积气体成分。我们预测，这些行星将有大气，通常减少其C/O相比，独立于评估的形成位置的母星值，与C/O $<1$的模型框架内的一个几乎普遍的结果。我们预计水蒸气吸收特征在这些行星的大气层中无处不在，并延伸到其他气体巨星。
2017-03-10 astro-ph.EP
Photodynamical analysis of the nearly resonant planetary system WASP-148: Accurate transit-timing variations and mutual orbital inclination
WASP-148是最近宣布的一个拥有至少两颗巨行星的外太阳系。内行星凌日它的主星。行星在偏心轨道上运行，接近4：1的平均运动共振，这意味着重要的相互引力相互作用。特别是，这会导致几分钟的过境时间变化，这是基于地面测光检测到的。这使得WASP-148成为在没有天基测光的情况下探测到这种现象的少数情况之一。在这里，我们提出了WASP-148的自洽模型，该模型考虑了系统中所有已知物体之间的引力相互作用。我们的分析同时适合现有的径向速度和过境光变曲线。特别是，我们使用了TESS太空望远镜的测光，并在WASP-148发现公告后公布。TESS数据证实了过境时间的变化，但仅与先前测量的过境时间相结合。我们得到的系统参数与以前报道的一致，并有显着提高的精度，包括非过境行星的质量。我们发现两颗行星的轨道平面之间有一个显著的相互倾斜：基于观测模型的I=41.0 + 6.2 - 7.6度，尽管我们发现I=20.8 +/- 4.6度时，我们对模型施加了约束，强制执行长期动力学稳定性。当第三颗行星被添加到模型中时-基于径向速度中的候选信号-行星b和c之间的相互倾斜发生了显着变化，从而使解更接近共面。我们的结论是，需要更多的数据来建立系统的真正架构。如果这种明显的相互倾斜被证实，WASP-148将成为少数几个候选的非共面行星系之一。我们讨论这种错位的可能起源。
2022-09-16 astro-ph.EP
Inertial modes of a freely rotating ellipsoidal planet and their relation to nutations
本文计算了一个具有椭球无粘流体核和完全刚性地幔的自由旋转双层行星模型的惯性模。本文提出了一种方法，导出了适用于地核和地幔动力学扁率各阶的自由核章动（FCN）和钱德勒摆动（CW）频率的解析公式，我们展示了FCN和CW是如何直接概括纯流体自旋翻转模式（SO）和欧拉摆动（EW）的到地幔可以围绕稳定旋转状态自由振荡的情况。通过对轴对称（扁球）行星的数值计算，证明了稳定旋转流体核的所有其它惯性模态也是自由旋转双层行星的自由模态。
2020-06-05 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Gas flow around a planet embedded in a protoplanetary disc: the dependence on the planetary mass
行星周围气流的三维结构被认为会影响气体和固体物质的吸积。特别是中平面区域的外流可能会阻止固体物质的吸积，延缓超级地球核心的形成。然而，目前还不清楚流场的性质和流出速度如何作为行星质量的函数而变化。在这项研究中，我们调查的行星周围的气体流嵌入在原行星盘上的行星质量的依赖性。假设一个等温的，无粘性的气体盘，我们进行三维流体动力学模拟的球形极网格，其中有一个行星位于其中心。我们发现，气体进入邦迪或希尔球在高纬度和退出通过中平面区域的磁盘，而不管假设的无量纲行星质量$m=R_{\rm Bondi}/H$，其中$R_{\rm Bondi}$和$H$是邦迪半径的行星和磁盘的规模高度，分别。气体主要进入包层的高度随着行星质量的变化而变化。流出速度可以表示为$|u_{\rm out}|=\sqrt{3/2}mc_{\rm s}$ $(R_{\rm Bondi}\leq R_{\rm Hill})$或$|u_{\rm out}|=\sqrt{3/2}(m/3)^{1/3} c_{\rm s}$（$R_{\rm Bondi}\geq R_{\rm Hill}$），其中$c_{\rm s}$是等温声速，$R_{\rm Hill}$是希尔半径。行星周围的外流可能会减少尘埃和鹅卵石在行星上的吸积，当$m\gtrsim\sqrt{\rm St}$，其中St是斯托克斯数。我们的研究结果表明，超级地球的原核周围的…
2019-01-24 astro-ph.EP
Buoyancy torques prevent low-mass planets from stalling in low-turbulence radiative disks
本文通过全局三维无黏辐射流体动力学模拟发现，辐射冷却仅部分阻尼浮力产生的负动力学共转力矩，使低质量行星在低湍流辐射圆盘中持续快速内迁。
2024-06-12 astro-ph.EP
Buoyancy response of a disk to an embedded planet: a cross-code comparison at high resolution
本研究针对原行星盘中嵌入行星激发的浮力响应问题，通过三维数值模拟对比PLUTO/IDEFIX与FARGO3D的表现，发现前者难解析高阶振荡模，指出激波捕捉代码需高分辨率或高阶格式以准确捕捉该效应。
2023-08-28 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Exoplanet Orbital Eccentricities Derived From LAMOST-Kepler Analysis
太阳系行星的近圆（平均偏心率<e>~0.06）和共面（平均互倾<i>~3度）轨道促使康德和拉普拉斯提出行星形成于圆盘的假设，并发展成为广为接受的行星形成理论。令人惊讶的是，使用径向速度（RV）技术发现的前几百颗太阳系外行星（大部分是木星）通常位于偏心轨道（<e>约0.3）。这就提出了一个根本性的问题：太阳系及其形成过程是否特殊？开普勒任务已经发现了数千颗以亚海王星为主的凌日行星，但它们的大部分轨道偏心率仍然未知。利用LAMOST观测得到的精确的光谱主星参数，利用凌日统计方法测量了一颗大型（698颗）均匀开普勒行星的离心率分布。近一半的行星是在单凌行星系统（单），而另一半是多凌行星（多）。我们发现了一个离心率二分法：平均而言，开普勒单行星的偏心轨道<e>约为0.3，而多行星的偏心轨道接近圆形（<e>= 0.04^{+0.03}_{-0.04}）和共面（<i>= 1.4^{+0.8}_{-1.1}度），与太阳系行星相似。我们的研究结果与以前的小样本和个别系统的研究是一致的。我们还证明了开普勒多次波和太阳系天体的平均偏心率与相互倾角之间遵循一个共同的<e>~（1-2）x关系<i>。圆形轨道的普遍存在和普遍的关系可能意味着太阳系在银河系中并不是那么典型。
2016-09-27 astro-ph.EP
Optically Thin Core Accretion: How Planets Get Their Gas in Nearly Gas-Free Disks
核心吸积模型假设，在吸积气体包层的辐射区，辐射扩散。但是超级地球/亚海王星（1-4 $R_\oplus$，2-20 $M_\oplus$）指出形成条件是光学上薄的：它们适度的气体质量是从短寿命和气体贫乏的星云中吸积而来的，让人想起过渡盘的透明空腔。在这样的环境中诞生的行星大气对于入射的星光和内部产生的热辐射来说都是光学上薄的。我们构建了这种大气的时间依赖模型，表明超级地球/次海王星可以吸积其$\sim$ 1%的质量气体信封，和超级泡芙/次土星的$\sim$ 20%的质量信封，在广泛的星云耗尽的历史，不需要微调。虽然新生大气可以表现出平流层温度反演的影响原子铁和各种氧化物，吸收强烈的可见光波长，气体吸积率仍然控制的辐射对流边界（rcb）在更大的压力。对于尘埃包层，rcb $T_{\rm rcb} \simeq 2500$ K处的温度仍然由${\rm H}_2$解离决定;对于尘埃耗尽的包层，$T_{\rm rcb}$跟踪可见光球层或热光球层的温度，无论哪个更深，至少达到$\sim$ 5 AU。在旧的辐射扩散模型和新的光学薄模型之间，包络增长的速度基本上保持不变，这加强了超级地球作为盘演化的最后一章的一部分是多么强大。
2018-02-07 astro-ph.EP
First transneptunian object in polar resonance with Neptune
在太阳系中，对于具有中等倾角的轨道的小天体，观测到了在平均运动共振中的捕获。然而，没有一个接近极地轨道的物体与行星共振的例子。在这封信中，我们报告说，近极地transneptunian对象（471325），昵称为Niku，是在一个7：9共振与海王星，与共振的平均寿命为16 +- 11百万年。虽然7：9共振的进入和退出是由与海王星的近距离接触引起的，但共振配置提供了一个临时的保护机制，防止与这颗行星的破坏性近距离接触。其他接近极地的穿海王星天体似乎与行星没有共振，可能除了2008 KV 42，也被称为Drac，它与海王星有8：13共振的可能性很小。
2017-08-01 astro-ph.EP
Morphological signatures induced by dust back reaction in discs with an embedded planet
最近的观测揭示了附近原行星盘尘埃成分中的一系列子结构，包括环，间隙，螺旋臂和不平衡的浓度。对这些亚结构的一种解释是嵌入式行星的存在。然而，直到最近，大多数解释这些观测结果的建模工作都忽略了尘埃对气体的反反应。在这项工作中，我们进行局部剪切片模拟等温，无粘，非自引力，剃刀薄尘埃盘与行星在一个固定的圆形轨道。我们系统地研究了行星质量（$0.1M_\text{th} \le M_\text{p} \le 1M_\text{th}$，其中$M_\text{th}$是热质量），无量纲停止时间（$10^{-3} \le τ_\text{s} \le 1$）和固体丰度（$0 < Z \le 1$）跨越的参数空间。我们发现，当尘埃颗粒与气体（$τ_\text{s} < 0.1$）紧密耦合时，螺旋臂的开放程度较低，行星驱动的间隙随着$Z$的增加而变得更深，这与单一尘埃气体混合物近似下的声速降低一致。相比之下，当尘埃粒子是边缘耦合的（$0.1 \lesssim τ_\text{s} \lesssim 1$），螺旋结构是不敏感的$Z$和气体中的间隙结构可以变得显着歪斜和不可识别。当后者发生时，行星轮径向外侧的最大压力被削弱或甚至消失，因此可以减少或消除低质量（$M_\text{p} < M_\text{th}$）行星轮的灰尘过滤。最后，我们发现尘埃颗粒聚集的间隙边缘以及由大质量行星驱动的不平衡的大尺度涡…
2019-11-15 astro-ph.EP
Three-dimensional Global Simulations of Type-II Planet-disk Interaction with a Magnetized Disk Wind: I. Magnetic Flux Concentration and Gap Properties
通过三维非理想MHD模拟，发现II型行星触发极向磁通量集中，增强间隙角动量移除并形成更深间隙，且迁移受邻近间隙随机磁通量集中影响。
2023-02-03 astro-ph.EP
Three-Dimensional Disk-Satellite Interaction: Torques, Migration, and Observational Signatures
卫星与气体盘的相互作用导致螺旋密度波的激发，从而从轨道中去除角动量。此外，如果轨道与圆盘不共面，三维效应将激发弯曲波和偏心波。我们进行了三维流体动力学模拟研究非线性盘卫星相互作用的无粘原行星盘的各种轨道倾角从$0^\circ$ $180^\circ$。众所周知，即使对于零倾角，三维效应也是重要的。在这项工作中，我们（1）表明，对于小倾角的行星，（如在太阳系中），总扭矩和迁移率等效应强烈依赖于倾角，并且有显著差异（约小2.5倍），（2）给出了偏移率，倾斜阻尼，（3）给出了相对于原行星盘倾斜轨道的行星的观测特征。对于错位的行星，我们发现很好的协议与线性理论的限制小倾角，并与动态摩擦估计中间倾角。我们发现，在后一种情况下，动力摩擦力是不平行的相对行星速度。总的来说，推导的公式将是重要的研究系外行星的双折射。
2018-02-06 astro-ph.EP
Predicting the observational signature of migrating Neptune-sized planets in low-viscosity disks
嵌入在原行星盘中的行星核的迁移是行星形成理论中的一个重要机制，与行星系的结构有关。因此，行星迁移被积极讨论，但往往是独立的理论或数值研究的结果是不受约束的，由于缺乏观测诊断设计的光行星迁移。在这项工作中，我们遵循的想法是通过嵌入行星在磁盘尘埃密度分布中留下的特征径向结构来推断嵌入行星的迁移行为。我们运行流体动力学多流体模拟的气体和几个尘埃物种在一个局部等温$α$-磁盘在低粘度制度（$α=10^{-5}$），并调查所获得的尘埃结构。在这个框架中，一颗质量近似海王星的行星可以创造三个（或更多）尘埃聚集的环。我们发现，这些环的相对间距取决于行星的迁移速度和方向。通过执行随后的辐射转移计算和图像合成，我们表明，-总是在一个近无粘性磁盘的条件下-不同的迁移情况下，在原则上，区分长基线，国家的最先进的ALMA观测。
2019-10-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
Wide-orbit exoplanets are common. Analysis of nearly 20 years of OGLE microlensing survey data
我们利用OGLE巡天获得的近20年的测光数据来测量宽轨道（或冰巨星）微透镜行星的出现率，即，分离度为~5 AU至~15 AU，质量比为$10^{-4}$至0.033。在3112个事件的样本中，我们发现了6个以前已知的宽轨道行星和一个新的微透镜行星或褐矮星OGLE-2017-BLG-0114 Lb，对于它们来说，近距离和宽轨道是可能的，近距离轨道是首选。我们运行广泛的模拟的行星检测效率，稳健地考虑到有限源的影响。我们发现，以前测得的微透镜行星率的外推显着低估了宽轨道行星的数量。平均而言，每颗微透镜恒星都拥有$1.4^{+0.9}_{-0.6}$冰巨行星。
2021-10-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Resonant sub-Neptunes are puffier
本研究发现近共振次海王星的密度显著低于非共振行星，且该差异源于星盘后碰撞导致非共振系统密度增加，表明共振系统是行星诞生时的原型。
2024-06-27 astro-ph.EP
The Spiral Wave Instability Induced by a Giant Planet: I. Particle Stirring in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
我们最近表明，螺旋密度波传播在吸积盘可以经历一个参数不稳定性共振耦合和转移能量成对惯性波（或惯性-重力波时，浮力是重要的）。在本文中，我们进行了无粘三维全球流体动力学模拟研究的增长和后果，这种不稳定性的螺旋波驱动的一个小行星质量的行星在原行星盘。我们发现，螺旋波是不稳定的，通过螺旋波不稳定性（SWI），产生流体动力学湍流和持续的径向交替的垂直流，似乎与长波长的惯性模式。在$0.3~R_p \leq R \leq 0.7~R_p$区间内（$R_p$表示行星轨道的半长轴（假定为5 au）），估计的与湍流相关的垂直扩散率用$α_{\rm diff} \sim (0.2-1.2) \times 10^{-2}$表征。对于这里考虑的圆盘模型，扩散速率是这样的，即尺寸高达几厘米的颗粒在第一压力标度高度内垂直混合。这表明，巨行星发射的螺旋波的不稳定性可以显着分散来自中平面的固体颗粒和痕量化学物质。在行星形成模型中，球粒/卵石的连续局部生产发生在Myr时间尺度上，为卵石吸积到这些天体上提供原料，这种固体颗粒的搅拌可能会增加一个时间限制：行星胚胎和大的小行星必须在气体巨星在外盘形成之前形成，否则SWI将显着降低球粒/卵石吸积效率。
2016-10-26 astro-ph.EP
Dynamics of the TWA 7 planetary system and possibility of an additional planet
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Department of Astronomy, University of California, Berkeley（加州大学伯克利天文学系）；LIRA, CNRS, Observatoire de Paris, Université PSL（巴黎天文台）
TWA 7行星系统通过结合N体模拟和摄动理论，探讨未检测到的内行星对尘埃盘形态和共轨道动态的影响，揭示系统在参数空间中的窄区域配置。
2026-03-03 astro-ph.EP
Influences of protoplanet-induced three-dimensional gas flow on pebble accretion $\rm\,I\hspace{-.1em}I\,$. Headwind regime
卵石吸积是行星形成的主要理论之一。空气动力学上的小颗粒，称为卵石，受到气流的高度影响。一颗生长在原行星盘中的行星会产生三维气体流。在我们以前的研究中，论文一，我们专注于剪切机制的卵石吸积，并探讨了行星诱导的气体流对卵石吸积的影响。在论文I中，我们发现，卵石吸积是低效的行星诱导的气体流相比，在未扰动流，特别是当${\rm St}\lesssim10^{-3}$，其中St是斯托克斯数。在论文I之后，我们研究了行星引起的气流对卵石吸积的影响。我们考虑气体的逆风，这在论文I中没有包括。在这项研究中，我们将我们的研究扩展到逆风区的卵石吸积。假设一个非等温的，无粘的亚开普勒气体盘，我们进行三维流体动力学模拟的球形极网格，其中有一个行星的无量纲质量，$m=R_{\rm Bondi}/H$，位于其中心，其中$R_{\rm Bondi}$和$H$是邦迪半径和磁盘尺度高度。然后，我们数值积分的运动方程的卵石在三维流体动力学模拟数据。结合我们的结果与空间变化的湍流强度和卵石的大小在一个磁盘，我们得出的结论是，行星诱导的气体流仍然允许卵石吸积在早期阶段的行星形成。由于行星引起的气体流对卵石吸积的抑制只发生在行星形成的后期，特别是在盘的内部区域。这可能有助于解释系外行星的分布和太阳系的结构，两者都有小的内部和大的外部行星。
2020-09-15 astro-ph.EP
Composition of Massive Giant Planets
目前巨行星形成的两种模型是核心吸积和盘不稳定性。我们讨论的核心质量和整体行星富集重元素预测的两个形成模型，并表明，这两种模型可能会导致大范围的最终成分。例如，两者都可以形成具有接近恒星成分的巨行星。然而，低质量的巨行星，与它们的宿主恒星相比富含重元素，更容易用核心吸积模型来解释。行星的最终结构，即，重元素的分布在任何一种地层模型中都没有严格的限制。
2010-10-20 astro-ph.EP
Does HD 3167 Have Planets with Perpendicular Orbits?
Princeton University（普林斯顿大学）；University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Schmidt Sciences（施密特科学）；University of Oxford（牛津大学）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Hawaii（夏威夷大学）
本研究通过新观测数据分析，质疑 HD 3167 系统行星垂直轨道的先前结论，发现其更可能共面，但几何结构仍不确定。
2026-09-18 astro-ph.EP
Planetary Candidates Observed by Kepler IV: Planet Sample From Q1-Q8 (22 Months)
我们根据近两年的高精度测光（即，Q1-Q8）。从最初的近13，400个阈值跨越事件（TCE）中，480个新的宿主恒星从它们的通量时间序列中被确定为与凌日行星相一致。潜在的过境信号进行进一步的分析，使用像素级的数据，这使得背景日食二进制识别通过小的图像在过境期间的位置偏移。我们还重新评估了在任务早期发现的开普勒目标（KOI）1-1609，使用更多的数据来测试背景误报并找到更多的多系统。结合新的和以前的KOI样本，我们提供了分布在2，017颗主星上的2，738颗开普勒行星候选者的更新参数。在开普勒行星候选者中，有472颗是本研究中检查的Q1-Q8数据中的新行星。新的开普勒行星候选者代表约40%的样本与Rp~1 Rearth和代表约40%的低平衡温度（Teq<300 K）的样本。我们回顾了开普勒行星候选者的当前样本中的已知偏差，这些偏差与当前开普勒行星候选者样本评估行星人口统计数据有关。
2013-12-18 astro-ph.EP
Orbital Circularization of a Planet Accreting Disk Gas: Formation of Distant Jupiters in Circular Orbits based on Core Accretion Model
近年来，人们通过直接成像探测到了具有大半长轴（$a \sim$ 30- 1000 AU）的近圆轨道气态巨行星。我们研究了这类行星形成过程中的轨道演化，基于核心吸积模型：i）冰核从$\lesssim$ 30 AU的小行星中吸积，ii）它们被附近出现的气体巨星向外散射以获得高偏心轨道，iii）它们的轨道通过外部区域的盘气体吸积而变圆，它们在那里度过了大部分时间。我们解析推导了描述气体吸积过程中轨道圆化的方程。这些方程的数值积分表明，当行星质量增加10倍时，偏心率减小5倍以上。由于失控的气体吸积使行星质量增加了$\sim$ 10- 300，轨道足够圆。另一方面，$a$最多只减少了2倍，使行星处于外部区域。如果考虑激波对相对速度的阻尼，圆化速度会减慢，但仍然足够有效。因此，这种情况可能解释了在近圆形轨道上观测到的遥远木星的形成。如果分散的核心的远心距离大于盘的大小，它们的$a$会缩小到盘大小的四分之一;遥远巨星的$a$分布可以反映盘的外缘，就像热木星反映内缘一样。
2014-10-31 astro-ph.EP
Origins of Super Jupiters: TOI-2145b Has a Moderately Eccentric and Nearly Aligned Orbit
本研究通过多观测数据表征温超级木星TOI-2145b的轨道与质量特征，结合N体模拟探讨其形成机制，发现碰撞增长场景更能解释温木星种群的质量-偏心率分布规律。
2024-11-02 astro-ph.EP
Obliquity Constraints on the Planetary-mass Companion HD 106906 b
我们约束HD 106906的角动量结构，一个13 $\pm$ 2百万年的老系统在ScoCen复杂组成的一个紧凑的中央二进制，广泛分离的行星质量三级HD 106906 b，和一个碎片盘嵌套之间的二进制和三级轨道平面。我们测量三个向量的方向：伴星自旋轴，伴星轨道法线和盘面法线。使用Gemini/IGRINS的近红外高分辨率光谱，我们得到HD 106906 b的预计旋转速度为$v\sin{i_p}$ = 9.5 $\pm$ 0.2 km/s。这一测量结果与已公布的光度旋转周期一起意味着伴星几乎是在极点上被观测到的，其视线旋转轴倾角为$i_p$ = 14 $\pm$ 4度或166 $\pm$ 4度。相比之下，碎片盘被认为是几乎边缘上，所有三个矢量的可能不一致表明HD 106906 b是由湍流环境中的引力不稳定性形成的，无论是在磁盘还是云设置。
2021-08-30 astro-ph.EP
Kepler-108: A Mutually Inclined Giant Planet System
包括太阳系在内的绝大多数被充分研究的巨行星系统几乎是共面的，这意味着原始气体盘内的耗散。然而，固有的不稳定性可能导致行星与行星之间的散射，这通常会产生非共面的偏心轨道。行星散射理论已经被发展来解释观测到的高偏心率系统和热彗星;到目前为止，它们对相互倾斜（I）的预测几乎没有得到检验。在这里，我们描述了一个高度相互倾斜（I ~ 15-60度），中等偏心（e >~ 0.1）的巨行星系统：开普勒-108。这个系统由两颗大约土星质量的行星组成，它们的周期分别为~49天和~190天，围绕着一颗恒星和一颗宽的（~ 300天文单位）双星伴星，其轨道配置与纯粹的盘迁移起源不一致。
2016-06-14 astro-ph.EP
First scattered light detection of a nearly edge-on transition disk around the T Tauri star RY Lup
过渡盘被认为是正在进行的行星形成的场所，它们的尘埃和气体分布可能是嵌入行星的路标。金牛座T星RY Lup周围的过渡盘有一个内部的尘埃腔，并显示出强烈的硅酸盐发射特征。使用高分辨率成像，我们研究磁盘的几何形状，包括非轴对称的功能，其表面尘埃颗粒，以获得更好地了解磁盘的演化过程。此外，我们寻找同伴的候选人，可能连接到磁盘。我们利用VLT/SPHERE极端自适应光学仪器获得了高对比度和高角分辨率的近红外数据，其目标是通过直接成像来探测和表征这些行星及其形成环境，从而研究行星形成。我们用IRDIS（1.6微米）对RY~Lup盘进行了偏振成像，并用IRDIS双波段成像相机和IFS光谱成像仪（0.9-1.3微米）同时获得了强度图像。我们第一次解决了散射光从近边缘的拱星盘周围的RY~Lup，在100 \，au范围内的投影分离。在0.9至1.6微米的波长范围内，可以清楚地检测到圆盘的形状及其尖锐的特征。我们发现，所观察到的形态可以解释为在磁盘的螺旋臂。这种解释得到了深入的数值模拟的支持。我们还证明，这些功能可以产生一个行星与磁盘的相互作用。我们还检测到几个点源被归类为可能的背景对象。
2018-02-12 astro-ph.EP
How initial and boundary conditions affect protoplanetary migration in a turbulent sub-Keplerian accretion disc: 2D non viscous SPH simulations
目前关于行星形成的理论认为，巨行星的形成应该与它们快速向中央恒星迁移有关，这是由于原行星与盘的相互作用，对于近10个地球质量的天体来说，时间尺度为$10^5$年。这样的时间尺度应该比原行星通过与其他小天体碰撞而分层成长期间气体吸积到原行星上的时间尺度小一个数量级。这些参数最近被分析使用N体和/或流体动力学代码或它们的混合。在这项工作中，无粘性的2D模拟进行，使用SPH方法，研究一个原行星的迁移，评估吸积盘的有效性的原行星拖向中央恒星，作为一个函数的行星本身的质量，盘切向运动。为此，SPH方案被认为是适合研究湍流，运动学和边界条件的作用，由于其固有的平流湍流，特别是在2D和3D代码。模拟都在光盘子开普勒和开普勒运动学条件下进行的参数研究的原行星迁移，如果发生中度和一致的偏离开普勒动力学。我们的研究结果表明，在亚开普勒条件下，类地行星的几个轨道周期的迁移时间，而对于类地行星的估计给出了大约$10^4$轨道周期需要一半的轨道大小。行星迁移的时间尺度在很大程度上取决于行星相对于盘流的离心屏障附近的激波区域的相对位置。
2009-09-24 astro-ph.EP
First order resonance overlap and the stability of close two planet systems
受轨道周期比为1<P2/P1<2的多行星系统的布居情况的启发，我们研究了两行星系统的长期稳定性。两颗大质量行星在接近圆形和接近共面轨道上的哈密顿量在一阶平均运动共振附近可以简化为一个单自由度问题（Sessin & Ferraz Mello（1984），Wisdom（1986），Henrard et al.（1986））。利用这一易于分析的哈密顿量，我们应用共振重叠判据预测了两个封闭行星系统中大尺度混沌运动的发生。约化哈密顿量对行星质量比的依赖性很弱，因此重叠判据在最低阶与行星质量比无关。数值积分结果表明，在低偏心率（e <~0.1）区域，行星质量比对近轨道混沌相空间结构的影响很小。我们数值计算表明，主要由一阶共振重叠产生的混沌网络中的轨道最终经历大规模的不稳定变化的半长轴和拉格朗日不稳定。这也是真实的轨道在这个重叠区域是希尔稳定的。因此，我们可以使用一阶共振重叠准则作为一个有效的稳定性判据对观测到的行星。研究表明，对于初始轨道为圆的低质量（<10 M_Earth）行星系，完全重叠和大范围混沌的周期比位于Hill稳定的参数空间区域内.我们的工作表明，共振重叠标准，这将适用于初始偏心轨道需要考虑到二阶共振。最后，我们解决了在以前的工作中发现的希尔稳定性标准和数值确定的拉格朗日不稳定边界的共振重叠的背景下。
2013-07-30 astro-ph.EP
