Eccentricity Growth of Massive Planets inside Cavities of Protoplanetary Discs
本研究通过流体动力学模拟探究原行星盘空腔内1-30倍木星质量行星的偏心率增长，揭示林德布拉德共振主导的多阶段增长规律、最大偏心率范围及增长率与参数的解析关系，并推导1:3共振宽度。
2023-03-31 astro-ph.EP
Formation of dust-rich planetesimals from sublimated pebbles inside of the snow line
内容有：在长达数百万年的时间里，卵石必须提供一个准稳定的固体从原行星盘的外部流入到内部区域。目标：我们希望了解大部分卵石是如何成长为星子而不是丢失到主星的。方法：我们研究分析如何向内流动的鹅卵石是受雪线，在何种条件下，尘埃丰富的（岩石）星子的形式。在计算由于气体阻力引起的固体向内漂移时，我们考虑了气体对固体运动的反作用。结果如下：我们发现，在低粘度的原行星盘（具有类似于最小质量的太阳星云的单调的表面密度），卵石流通常不会达到所需的表面密度，形成星子流不稳定。然而，我们表明，如果卵石到气体的质量通量超过一个临界值，没有稳定的解决方案可以找到的固体与气体的比例。这对于低粘度盘（α < 10^（-3））尤其重要，我们发现在雪线内部，从升华卵石中喷出的硅酸盐尘埃颗粒可以积累，最终直接通过引力不稳定性形成富含尘埃的微行星。结论：这种富含尘埃的星子的形成可能会持续很长一段时间，而雪线的范围从几个天文单位到1个天文单位以内。因此，在全球范围内，微行星和行星的岩石与冰的比例可能明显高于中央恒星。
2016-11-05 astro-ph.EP
Particle fragmentation inside planet-induced spiral waves
本文通过局部2D流体动力学模拟研究行星引发的螺旋波对盘中粒子运动和碰撞演化的影响，发现螺旋波内粒子碰撞速度远超碎裂阈值，可能导致粒子尺寸随径向距离减小而变小，进而影响缝隙过滤、卵石吸积和微行星形成等过程。
2024-11-18 astro-ph.EP
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation I: The impact of the planetesimal surface density in the terrestrial planet zone
行星胚胎的生长时间尺度及其形成过程对于理解行星系的形成和发展具有重要意义。它们决定了拱星盘生命阶段的后续生长机制。我们量化的时间尺度和空间分布的行星胚胎通过碰撞生长和破碎的动态形成的100公里大小的微行星。在我们的研究中，粘性盘演化和星子形成的形成时间尺度与类地行星带行星胚胎的形成有关。我们连接一个一维模型的粘性气体演化，尘埃和卵石动力学和卵石流量调节的星子形成的N体代码LIPAD。我们的框架使我们能够研究的形成，生长，破碎和演化的星子的初始尺寸为100公里的直径为第一个百万年的粘性盘。我们的研究显示了星子表面密度演化对行星胚胎形成的优先位置和时间尺度的影响。提出了一个基于局部星子表面密度演化的一维胚状体形成模型。该模型能够以N体模拟的一小部分计算成本再现行星胚胎的空间分布、形成速率和总数。在类地行星带中，行星胚胎的形成与星子的形成同时发生。局部的星子表面密度演化和行星胚胎在寡头政权的轨道间距以及约束模型行星胚胎的形成分析。我们的胚胎形成模型将是一个宝贵的资产，在未来的研究有关行星形成。
2020-08-24 astro-ph.EP
The impact of pebble flux regulated planetesimal formation on giant planet formation
通过吸积直径100公里的微行星来形成气体巨行星，这是自引力辅助微行星形成的典型尺寸，通常被认为是效率低下的。因此，许多模型使用小公里大小的星子，或调用卵石的吸积。此外，基于星子吸积的模型经常使用星子以最小质量太阳星云方式径向分布的特别假设。我们希望通过一个微行星形成的动力学模型来研究微行星中各种初始径向密度分布对行星种群的影响。在这样做的时候，我们强调的指导作用的早期阶段的尘埃演化成卵石和星子在拱星盘以下行星的形成。我们已经实现了两个人口模型的固体演化和卵石流量调节模型的星子形成到我们的全球模型的行星人口合成。该框架用于研究星子形成对行星形成的全球影响。作为参考，我们比较了我们的动态形成的星子表面密度与ad-hoc集分布的不同径向密度斜率的星子。尽管需要，但它不仅是总的星子盘质量，而且是星子表面密度斜率和随后的星子形成机制，使行星能够通过星子吸积生长。在星周盘的内部区域，只有100公里大小的微行星的高度凝聚区域可以导致气体巨星的生长。卵石通量调节的星子形成强烈地促进了行星形成，因为它是一个非常有效的机制，以创建一个陡峭的星子密度分布。我们发现，这导致形成的巨行星内1天文单位100公里已经由纯粹的小行星吸积。
2020-04-07 astro-ph.EP
Inside-Out Planet Formation. VII. Astrochemical Models of Protoplanetary Disks and Implications for Planetary Compositions
由内而外的行星形成（IOPF）提出，在与死区内边界（DZIB）相关的最大压力下，大量的靠近超级地球和迷你海王星系统就地形成。我们提出了一个原行星盘中平面的物理和化学演化模型，该模型遵循气体平流、卵石的径向漂移和气体颗粒化学，以预测从300 Au到DZIB附近0.2 Au的丰度。我们考虑与IOPF相关的典型磁盘属性，即，吸积速率1 E-9 < dM/dt /（Msun/yr）<1 E-8，粘性参数α = 1 E-4，演化基准期t = 1 E-5年。对于外部，冷盘区域，我们发现，C和高达90%的O核开始锁定在CO和O2冰，这使得CO2和H2O的丰度低一个数量级。径向漂移的冰卵石是有影响力的，气相丰度的挥发物增强到两个数量级的冰线，而外盘成为耗尽的灰尘。随着吸积速率的降低，恒星逐渐冷却，这使得冰线更接近恒星。在<~1 au时，平流模型产生富含水的气体，C/O比<~ 0.1，这可能是通过IOPF形成的行星大气继承的。对于由卵石吸积建造的行星内部，IOPF预测了挥发性贫乏的成分。然而，平流增强的挥发物质量分数~10%，可以发生在水冰线。
2022-09-13 astro-ph.EP
An Overview of Inside-Out Planet Formation
开普勒发现的具有紧密排列的内行星（STIP）的系统，通常具有几颗地球到超级地球质量的行星，在对齐的亚AU轨道上，可能拥有银河系中最常见的行星类型，包括可居住的行星。它们对行星形成理论提出了巨大的挑战，这些理论分为两大类：（1）进一步向外形成，然后向内迁移;（2）原位形成，在原行星盘的内部区域。我们回顾了这些类的优点和缺点，然后集中在一个新的理论，顺序原位形成从内到外通过创建连续的重力不稳定环喂从一个连续的小流（~厘米-米大小）“卵石”，通过气体阻力向内漂移。卵石首先聚集在与从磁旋转不稳定性（MRI）非活动（“死区”）区域到内部MRI活动区域的过渡相关联的压力阱处。一个卵石环逐渐形成，并开始主导圆盘的局部质量表面密度，并产生一颗行星。这颗行星继续增长，最有可能是通过卵石吸积，直到它变得足够大，通过间隙开口将自己与吸积流隔离开来。这降低了行星附近的局部气体密度，导致电离增强和死区内边界的撤退。这一过程重复进行，新的卵石环聚集在与该边界相关的新的压力最大值处。我们讨论了理论的预测行星质量，相对质量缩放与轨道半径，最小轨道分离，并与观测系统的比较。最后，我们讨论了开放的问题，包括行星系结构多样性的潜在原因，即，STIPs与太阳系类似物。
2015-10-22 astro-ph.EP
Inside-Out Planet Formation. VIII. Onset of Planet Formation and the Transition Disk Phase
Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Dept. of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Dept. of Space, Earth & Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）
研究通过分析岩屑在DZIB的捕捉条件，揭示了行星形成开始时的过渡盘阶段及IOPF理论的关键边界条件。
2026-02-03 astro-ph.EP
Formation of terrestrial planet cores inside giant planet embryos
巨行星胚胎被认为是由大质量延伸（R ~ 100 AU）原恒星盘中的引力不稳定性产生的。在最近的一篇论文中，我们已经证明尘埃可以沉积在胚胎内部，正如Boss（1998）在稍有不同的模型中所论证的那样。在这里，我们用数值方法研究这个过程的下一个阶段--固体核心的形成。如果条件有利于固体核心的形成，气体云的中心会经历以下阶段：（一）变得富含颗粒（和金属）;（二）通过颗粒自重驱动的快速坍缩形成一个地球质量的固体核心;（三）当固体核心达到几到10个地球质量时，开始积聚气体大气。这一系列事件可能会在巨行星胚胎的较大气体储层内形成类地行星核心或富含金属的巨行星。在一封配套的信中，我们认为来自母星的潮汐和辐射效应应该会破坏胚胎的外层金属贫乏层，释放出几乎“随时可用”的行星。我们提出这是建造行星的另一种方法。
2010-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
The same frequency of planets inside and outside open clusters of stars
大多数恒星和它们的行星形成于疏散星团中。超过95%的这类星团的恒星密度太低（每立方秒差距不到100颗恒星），无法承受内部和外部的动力应力，并在数亿年内分崩离析。较老的疏散星团由于在形成时恒星的数量和密度更大（每立方秒差距1,000到10,000颗）而得以幸存。这样的星团代表了一个与太阳和其他行星所在的恒星的诞生地非常不同的恒星环境。到目前为止，已经在该领域发现了800多颗行星。场行星通常是海王星的大小或更小。相比之下，在疏散星团中只发现了四颗行星，它们的质量都与木星相似或大于木星。在这里，我们报告的观测两个太阳般的恒星凌日的行星小于海王星在十亿岁的疏散星团NGC 6811。这表明小行星可以在密集的星团环境中形成和生存，并意味着疏散星团中行星的频率和性质与银河系中场星周围行星的频率和性质一致。
2013-07-22 astro-ph.EP
The Epoch of Giant Planet Migration Planet Search Program. III. The Occurrence Rate of Young Giant Planets Inside the Water Ice Line
该研究通过85颗年轻G/K矮星的4年RV巡天及注入—恢复完整性校正，测得水冰线内巨行星出现率，支持其数量随年龄增长而非衰减，并约束迁移形成机制。
2025-06-09 astro-ph.EP
Planet formation inside proto-giants: First 3D simulations
对原行星盘引力不稳定性形成的气体团内部的卵石动力学进行了数值模拟。我们发现，尘埃介导的瑞利-泰勒不稳定性运输卵石向内迅速通过密集的金属丰富的“手指”。这使小卵石的沉积速度加快了两个数量级，但并不妨碍颗粒生长，因为只要斯托克斯数小于1，所有尺寸的颗粒都以相同的集体速度沉积。在模拟中，如果卵石的大小超过几厘米，固体行星核心就会形成。卵石生长导致核心形成在一些数百年，即使卵石注入到团块是毫米或更小的尺寸。气体团的性质决定了可以形成什么样的核心。低中心温度的团块允许由耐火材料形成固体芯，而在最高温度的团块中，任何成分的卵石都被蒸发，只形成模糊的芯。这些结果证实了原行星盘的引力不稳定性是孵化从地球到海王星质量的核心的强大机制，以及具有大质量核心的气体巨星，固体或模糊。这种行星形成的模式对于太年轻和遥远（如ALMA观测到的HL Tau盘）或太剧烈（如环联行星）的环境特别有希望通过核心吸积方案形成。
2018-08-15 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
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation II: The impact of pebble accretion in the terrestrial planet zone
近年来，行星核上的卵石吸积现象得到了广泛的研究，并被发现是行星生长的一种非常有效的机制。虽然大多数研究假设行星核心作为其模拟的初始条件，但这些核心如何，在何处以及何时形成的问题往往被忽视。我们研究了卵石吸积过程中的行星胚胎的形成阶段和随后的演变在拱星盘演化的早期阶段的影响。在这样做的过程中，我们的目标是量化行星胚胎形成的时间尺度和局部依赖性，基于磁盘的固体演化。我们将一维两种群固体演化模型和卵石通量调节的星子形成模型与N体程序LIPAD相连接。在我们的研究中，我们专注于与初始尺寸为100公里的直径的星子的增长，星子碰撞和卵石吸积的第一个100万年的粘性不断发展的磁盘。我们比较了18个不同的N体模拟，在这些模拟中，我们改变了100万年后的微行星总质量，微行星盘的表面密度分布，径向卵石通量和卵石吸积的可能性。卵石堆积导致形成更少，但实质上更大的胚胎。可能的胚胎形成的区域是微弱的影响，卵石的吸积和最里面的胚胎往往形成稍早相比，卵石吸积被忽略的模拟。卵石吸积强烈地增强了超级地球在类地行星区域的形成，但它不会增强更大距离处胚胎的形成。
2020-08-24 astro-ph.EP
Sequential giant planet formation initiated by disc substructure
本研究提出一个一致的建模框架，结合尘埃演化、微行星形成、$N$体引力、卵石吸积等过程，发现盘次结构能引发巨行星顺序形成，生成紧凑的巨行星链，为气态和冰态巨行星链的形成提供了高效机制。
2024-07-03 astro-ph.EP
The role of planetesimal fragmentation on giant planet formation
在行星形成的标准场景中，类地行星和巨行星的核心是由星子吸积形成的。随着行星胚胎的成长，由于胚胎产生的引力激发，星子的速度色散增加。微行星相对速度的增加导致了微行星之间的碰撞破碎。我们研究了星子碎裂在巨行星形成中的作用。我们分析了星子碎片化如何改变大范围的星子大小和磁盘质量的巨行星的核心的增长。我们将一个模型的星子碎裂到我们的模型，在原地巨型行星形成。我们计算了固体表面密度（星子加碎片）的演变，由于行星吸积，迁移和破碎。微行星碎片的加入显著地改变了行星的形成过程。如果星子碰撞中的大部分质量损失分布在较小的碎片中，那么对于半径小于10 km的初始星子，星子碎片化会抑制胚胎的生长。只有初始的星子半径为100公里，盘大于0.06 Msun，胚胎达到质量大于地球的质量。然而，即使是这样大的星子和大质量的磁盘，星子碎裂诱导快速形成的大质量的核心，只有当大部分的质量损失在星子碰撞分布在较大的碎片。星子碎裂似乎在巨行星形成中起着重要作用。微行星碰撞中质量损失的分布方式导致了不同的结果，抑制或有利于大质量核心的形成。
2014-01-30 astro-ph.EP
Theory of planet formation and comparison with observation: Formation of the planetary mass-radius relationship
行星质量-半径图是一个观测结果，对于理解行星形成具有重要意义。我们提出了一个更新版本的行星形成模型的基础上的核心吸积范式，它允许计算行星的半径和光度在整个形成和演化的行星。我们首先用它研究木星的形成，并与前人的工作进行比较。然后，我们进行行星人口合成计算，得到一个合成的质量半径图，我们与观察到的比较。除了膨胀的热爆星，这只能用与它们接近恒星有关的额外机制来解释，我们发现观察到的和合成的质量半径图的一般形状很好地吻合。这种形状可以用核心吸积模型的基本概念来理解。
2011-02-21 astro-ph.EP
A brief overview of planet formation
行星形成的初始条件、物理学和结果现在受到对原行星盘的详细观测、实验室实验和数千个太阳系外行星系的发现的限制。这些发展扩大了被认为是行星形成的重要过程的范围，包括磁盘湍流，径向漂移，行星迁移，和普遍的形成后动力学演化。微行星和原行星的N体碰撞生长，以及行星包络的物理学-经典模型的关键成分-仍然是中心。我提供了一个概述的行星形成理论的现状，并讨论它如何连接到观测。
2018-03-28 astro-ph.EP
Warm Saturns: On the Nature of Rings around Extrasolar Planets that Reside Inside the Ice Line
我们讨论了可能存在于太阳系外行星周围的光环的性质。根据太阳系中气体巨星周围环的一般性质，我们推断出位于冰线内的系外行星周围环的可能性质。由于它们靠近它们的主恒星，围绕这些系外行星的环必须主要由岩石材料组成。然而，我们发现，尽管与冰相比，岩石的密度更高，但大多数观测到的太阳系外行星具有可靠的半径测量，具有足够大的罗氏半径来支持环。对于目前已知的凌日系外行星，坡印廷-罗伯逊阻力在$10^8$年的时间跨度内不会显著改变单个环粒子的动力学，只要它们的尺寸超过1 m。此外，我们表明，显着较小的环粒子可以存在于光学厚环，我们发现典型的环寿命范围从几倍$10^6$到几倍$10^9$年。最有趣的是，我们发现许多环可能具有非平凡的拉普拉斯平面，这是由于系外行星靠近其宿主恒星而导致的轨道四极效应增加，从而限制了环观测中太阳系外行星的$J_2$。这是特别令人兴奋的，因为行星的$J_2$揭示了其内部结构的信息。此外，从扭曲的环测量系外行星的扁率和它的$J_2$，将共同限制它的自转周期。根据我们已经推导出的太阳系外行星环的约束条件，我们预计，环探测的最佳候选者将来自开普勒航天器对半长轴为$\sim 0.1$ AU或更大的太阳系外行星的过境观测。
2011-04-19 astro-ph.EP
Planet formation and disk-planet interactions
本综述基于2015年3月在瑞士Les Diablerets举行的第45届萨斯费高级课程“从原行星盘到行星形成”的讲座。本文首先概述了太阳系和太阳系外行星的主要特征，然后从连续吸积的角度描述了行星形成的过程。首先介绍了尘埃颗粒到微行星以及随后到类地行星或行星核的生长过程。接下来是巨行星的形成过程，要么是核心吸积，要么是引力不稳定。最后，介绍了由盘-行星相互作用驱动的轨道要素的动态演变和多物体系统的总体演变。
2017-07-22 astro-ph.EP
Binary planetesimals and their role in planet formation
小行星盘的动力学演化是行星形成的主要演化阶段之一。这些圆盘被认为是通过引力相遇和单个微行星之间的物理碰撞而进化的。近年来，在太阳系观测到了多颗双星微星，表明微星的双星度较高。然而，目前对星子盘形成和演化的研究并不能解释双星的作用。在这里，我们指出，引力遇到的双星子可以有一个重要的作用，在星子盘的演化。双星微行星催化微行星之间的近距离相遇，并能大大提高它们的碰撞率。双星也可以作为星子盘的额外热源，通过双星的引力势能转换成盘中星子的动能。
2010-12-02 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
Planetesimal fragmentation and giant planet formation II: dependencies with planetesimal relative velocities and compositions
大多数包含星子碎裂的行星形成模型都考虑了在行星形成的整个过程中，玄武岩以3 km/s的恒定速度撞击地球的灾难性能量阈值。然而，随着行星的生长，周围微行星的相对速度从m/s增加到几km/s。此外，在形成巨行星的冰线之外，星子预计大约由50%的冰组成。我们的目标是研究星子碎裂在巨行星形成中的作用，考虑星子灾难性撞击能量阈值作为星子相对速度和成分的函数。我们改进了我们的模型的星子碎片纳入一个功能形式的灾难性的碰撞能量阈值与星子的相对速度和成分。我们还改进了我们的模型中的吸积小碎片的碰撞级联过程中产生的星子碎片考虑特定的卵石吸积率。我们发现，一个更准确和现实的模型计算的灾难性的冲击能量阈值往往会减缓大规模核心的形成。只有在行星包络处的颗粒不透明度值降低时，交叉质量才能在盘时标耗散之前达到。虽然星子碎裂有利于快速形成5-10个地球质量的大质量核心，但星子碎裂可能会抑制交叉质量。然而，颗粒不透明度降低或污染的吸积星子与星子破碎可以解释形成的巨行星与低质量的核心。
2019-03-28 astro-ph.EP
Numerically Predicted Indirect Signatures of Terrestrial Planet Formation
行星形成的中间阶段由于缺乏来自微行星的辐射而不能直接观测到。然而，行星形成是一个动态活跃的过程，导致演化中的微行星之间的碰撞和尘埃的产生。因此，间接观测行星形成在不久的将来确实是可能的。在本文中，我们提出了综合观测的基础上的数值N体模拟的中间阶段的行星形成，包括一个国家的最先进的碰撞模型，EDACM，它允许多个碰撞的结果，如吸积，侵蚀，弹跳事件。我们表明，行星胚胎的形成可以间接观察到的一个功能齐全的ALMA望远镜，如果参与星子演化的表面积是足够大的和/或碰撞中产生的尘埃量是足够高的质量。
2015-06-17 astro-ph.EP
Making the Solar System
我们模拟了太阳系中行星形成的早期阶段，包括连续的星子形成，以及星子和卵石在由盘风驱动的不断发展的盘中吸积到行星胚胎上。其目的是通过匹配太阳系的关键特征来限制行星形成方面的不确定性。该模型产生了一个很好的适合这些特性的参数空间范围很窄。冰线以外的行星生长主要由卵石吸积控制。在冰线内，星子的吸积作用更为重要。冰线内的卵石吸积被更高的温度减缓，通过星子形成和卵石吸积进一步在磁盘中的部分去除流入的卵石，以及由于气体平流增加的径向速度。类地行星被阻止吸积大量的水冰，因为冰线之外的胚胎在冰线进入类地行星区域之前就到达了卵石隔离块。当只考虑卵石吸积时，胚胎通常保持在其初始质量附近或生长到卵石隔离质量。增加微行星的吸积可以使火星大小的物体在冰线内形成，并使巨型行星的核心在冰线以外更广阔的区域形成。在水星所占据的区域，卵石斯托克斯数很小。这延迟了胚胎的形成并阻碍了它们的生长，因此只有低质量的行星才能在这里形成。
2022-12-08 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
Circumbinary Planet Formation in the Kepler-16 System. II. A Toy Model for In-situ Planet Formation within a Debris Belt
最近的模拟显示，环双星结构的行星（例如开普勒最近发现的那些）的形成在小行星吸积阶段受到极大的阻碍。双星和原行星盘的共同作用使千米大小的微行星之间的撞击速度超过了它们的破坏阈值，从而阻止了距离双星至少10天文单位范围内的行星形成。有人提出，一个原始的人口“大”的星子（100公里或以上的大小），产生的湍流浓度机制，将能够绕过这个瓶颈，但是，目前还不清楚这些过程是否是可行的高度扰动的环双星环境。我们进行二维流体动力学和N体模拟表明，公里大小的星子和碰撞碎片可以漂移，并被困在一个带靠近中央双星。在这个带中，微行星最初可以通过吸积碎片来生长，最终成为“坚不可摧”的种子，尽管撞击速度很大，但可以原位吸积其他微行星。我们发现，大的，不可摧毁的微行星可以形成接近中央双星在$10^5$年，因此表明，即使是一个原始的人口“小”微行星可以可行地形成一颗行星。
2014-06-04 astro-ph.EP
Forming Close-in Earth-like Planets via a Collision-Merger Mechanism in Late-stage Planet Formation
大量的系外行星被发现在非常接近的轨道上围绕着它们的宿主恒星运行，这极大地促进了我们对行星形成过程的理解。现在人们普遍认为，这样的短周期行星不可能形成{ \em in situ}，而是一定是从离主星更远的形成位置迁移到它们现在的轨道。在行星形成的后期，一旦原行星盘中的气体消散，迁移停止，在内部盘区域运行的气体巨星将激发星子和行星胚胎，导致轨道交叉和大撞击的速度增加。我们提出的动力学模拟的结果在这个后期阶段的行星形成的星子演化。我们发现，揭示了一种机制，通过这种机制，行星胚胎的碰撞合并可以将类地行星直接踢到非常接近其母星的轨道上。
2010-12-09 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
Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores
气体巨行星，如木星、土星和巨大的系外行星，是通过气体吸积到固体核心上而形成的，每个固体核心的质量大约是地球的十倍。然而，由于盘-行星相互作用的快速径向迁移阻止了通过星子吸积形成如此巨大的核心。通过卵石吸积的相对快速的核心增长需要非常巨大的原行星盘，因为大多数卵石落入中央恒星。虽然星子的形成、行星的迁移和气体巨星核心的形成已经被研究了很多，但从尘埃到行星的完整演化路径仍然不确定。在这里，我们报告的结果完全模拟的碰撞演化从尘埃到行星在整个磁盘。真实孔隙度的尘埃生长允许在内盘（> 10 au）形成冰冷的星子，而在外盘形成的鹅卵石漂移到内盘并在那里生长成星子。这些小卵石生长成星子抑制了它们的径向漂移，并在核心附近可持续地供应小星子。这使得在行星迁移之前，在20万到40万年内迅速形成足够大的行星核心。我们的模型显示，第一颗气态巨行星在2-7天文单位时形成于相当常见的原行星盘中，与系外行星和太阳系一致。
2021-10-03 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
Impact of planet--planet scattering on the formation and survival of debris disks
行星-行星散射是一种能够显著改变行星系结构的主要动力学机制。除此之外，它还可能影响系统对碎片盘的形成和保持。行星的剧烈混乱演化可以很容易地清除剩余的微行星带，防止点燃大量的碰撞级联，从而产生碎片盘。在另一端，一个温和的演化与有限的步骤，偏心率和半长轴可以触发形成的碎片盘，通过搅拌最初安静的星子带。分析了行星之间的散射可能对碎片盘的形成产生的各种影响，并对不同结果的统计概率进行了评价。这导致了这样的预测，即经历了一段混沌演化的系统可能具有较低的概率窝藏碎片盘。
2014-08-13 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
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
Extreme Secular Excitation of Eccentricity Inside Mean Motion Resonance: Driving Small Bodies into Star-Grazing Orbits by Planetary Perturbations
众所周知，小行星和彗星会坠入太阳。白矮星的金属污染和像$β$ -Pic这样的年轻恒星的瞬态光谱特征提供了越来越多的证据，表明额外的太阳微行星可以达到极端的轨道偏心率并落在它们的母恒星上。我们的目标是开发一个通用的，实际上可实施的，半解析理论的长期偏心激励的小机构的平均运动共振与偏心行星有效的偏心率的任意值，包括短程力由于广义相对论。我们的半解析模型的限制性平面三体问题不使用任何级数展开，因此是有效的偏心率和半长轴比的任何值。该模型是基于绝热原理的应用，这是有效的，当岁差的经度的近心点的平均运动共振周期比天平动周期长得多。这使得大于1阶的共振中的小偏心率消失。我们提供了一个Mathematica笔记本与模型的实现允许直接使用感兴趣的读者。我们证实了与中等偏心率行星的4：1平均运动共振是将微行星的偏心率从近圆轨道提升到掠星轨道的最有力的共振。然而，如果行星过于偏心，我们发现这种共振变得无法泵的小行星的偏心率非常高的值。包含了广义相对论效应的行星质量被施加了一个条件，以驱使小行星进入掠星轨道。对于一个在太阳质量恒星（或白矮星）周围的$\sim$ 1天文单位的微行星，我们发现一个阈值行星质量大约是17个地球质量。最后，我们推导出了这个临界质量的解析公式。
2017-05-05 astro-ph.EP
Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation II
Saumon等人计算的状态方程已被用于迄今为止大多数巨型行星形成的核心吸积模拟中。由于在他们的原始论文中发现了一些小错误，我们提出了修正的巨型行星形成的模拟，考虑了修正的状态方程。我们使用与Fortier和合作者相同的代码来重复我们以前对木星形成的模拟。虽然Fortier和合作者的一般结论仍然有效，但在所有考虑的情况下，我们获得了显着较低的核心质量和较短的形成时间。先前发表的状态方程中的微小误差已被证明直接影响绝热梯度和比热，导致高估的核心质量和形成时间。
2009-07-02 astro-ph.EP
Theoretical models of planetary system formation. II. Post-formation evolution
我们通过计算合成系统从气体盘的清除到动力学演化阶段的长期演化，扩展了行星形成合成的结果。我们使用辛积分器SyMBA数值积分的行星轨道为100 Ma，人口从以前的研究作为初始条件。我们表明，在人口研究，质量和半长轴分布的经验只有微小的变化，从后形成的演变。我们还表明，根据其初始分布，行星的偏心率可以统计增加或减少的结果，引力相互作用。我们发现，行星质量和轨道间距提供的行星形成模型不会导致偏心率分布相比，观察到的系外行星偏心率，需要其他现象，如恒星飞掠占观察到的偏心率。
2015-02-15 astro-ph.EP
Is the ring inside or outside the planet?: The effect of planet migration on dust rings
行星在原行星盘中的迁移在行星系的长期演化中起着重要作用，但我们目前还没有直接的观测测试来确定行星是否在其气体盘中迁移。我们探索尘埃环的形成和演化-现在通常在ALMA的原行星盘中观察到-在相对低质量（12-60地球质量）的迁移行星的存在下。通过使用气体和尘埃的二维流体动力学模拟，我们发现，扰动的重要性的压力分布内部和外部的行星不同的颗粒尺寸。对于小尺寸的尘埃增强发生在行星内部，而对于大颗粒则发生在行星外部。当尘埃的漂移速度与行星的迁移速度相当时，这两种行为之间就会发生转变。我们预测，一个迁移的行星的观测签名包括一个显着的向外移动所观察到的中面尘埃环的波长增加。
2018-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant Planet Formation, Evolution, and Internal Structure
探测到的大量巨型系外行星为我们提供了机会，以提高我们对气体巨行星形成机制，演化和内部结构的理解。巨行星形成的两个主要模型是核心吸积和盘不稳定性。这些形成模型之间有很大的差异，包括形成的时间尺度，有利的形成位置，理想的磁盘性能行星形成，早期演化，行星组成等，首先，我们总结了两种模型，包括其实质性的差异，优点和缺点，并建议如何将理论模型连接到现有的（和未来的）数据。接下来，我们总结了目前对太阳系和太阳系外巨行星内部结构的认识。最后，我们提出了巨行星探测的下一步措施。
2013-11-05 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
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks II. A hybrid accretion scenario
最近对原行星盘的观测揭示了与压力最大有关的环状结构。压力最大是已知的灰尘收集器和行星迁移陷阱。大部分的行星形成工作都是基于卵石吸积模型或小行星吸积模型。然而，最近的研究提出木星可能是由卵石和微行星的混合吸积形成的。我们的目标是研究行星形成的全过程，包括尘埃演化，星子形成和行星生长在一个原行星盘的压力最大。通过数值模拟，我们计算了气体和尘埃的演化，包括尘埃的生长，破碎，径向漂移和颗粒在压力冲击的积累。我们还考虑了星子的形成流动的不稳定性和形成一个月球大小的胚胎，成长为一个巨大的行星的混合吸积卵石和星子。我们发现，在原行星盘的压力最大值是有效的尘埃向内漂移的收集器。由于大量尘埃聚集在压力隆起处，满足了流动不稳定性形成星子的条件。然后，一个巨大的核心是迅速形成（在$\sim 10^4$年）的卵石吸积。在达到卵石隔离质量后，核心的增长缓慢地继续吸积星子。星子吸积释放的能量延迟了失控气体吸积的开始，使得气体巨星在$\sim$ 100万年后形成。压力最大值也起到了运移圈闭的作用。原行星盘中的压力极大值是尘埃陷阱、由流动不稳定性形成的星子和行星迁移陷阱的优先位置。所有这些条件允许通过卵石和星子的混合吸积快速形成一颗巨大的行星。
2020-08-14 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
A new view on planet formation
行星形成的标准图片假定，巨大的气体行星是过度生长的岩石行星，质量足以吸引巨大的气体大气。最近的研究表明，相反的观点在物理学上是合理的：岩石状的类地行星是前巨行星胚胎，由于母恒星的影响，它们的气体“干到骨头”。在这里，我们提供了一个简短的概述，这种“潮汐缩小”假说的背景下，太阳系的结构。
2010-12-08 astro-ph.EP
Inside-Out Planet Formation. III. Planet-disk interaction at the dead zone inner boundary
开普勒任务已经发现了4000多颗系外行星候选者。许多行星都位于内行星密集的星系中。由内而外的行星形成（IOPF）被提出来解释这些系统。它包括在后退死区内边界（DZIB）的局部压力最大值处连续原位行星形成。卵石在这个压力陷阱中堆积，形成了一个环，然后是一颗行星。这颗行星预计会增长，直到它打开一个缺口，这有助于截断卵石吸积和诱导DZIB撤退，从而确定下一颗行星的形成位置。如果行星从其形成位置显著迁移，这个简单的情况可能会改变。因此，行星-磁盘相互作用在IOPF场景中起着至关重要的作用。我们提出的数值模拟，首先评估各种质量的行星，形成在DZIB的一个活跃的吸积盘，其中的有效粘度迅速增加，在径向向内的方向上的迁移。我们发现，行星盘上的扭矩往往会将行星困在非常接近其形成的初始压力最大值的位置。然后，我们研究这些行星的间隙开放，以评估在多大质量下会产生显著的间隙。最后，我们提出了一个简单的模型DZIB撤退由于从恒星到磁盘中平面的X射线的渗透。总的来说，这些模拟有助于量化第一个“火神”行星形成的质量规模和第二个行星形成的轨道距离。
2015-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The influence of planetesimal fragmentation on planet formation
本文通过种群合成模拟研究星子碎裂对行星形成的影响，发现碎裂与径向漂移共同作用可增强或阻碍行星形成，且其效应与碎片尺寸及冰线位置密切相关。
2023-05-26 astro-ph.EP
Formation of multiple-planet systems in resonant chains around M dwarfs
最近的观测揭示了在M型矮星周围存在由地球质量的行星组成的多行星系统。它们的大部分轨道都接近于共振轨道，这表明行星在低质量恒星周围形成时通常被困在共振链中。我们研究了低质量恒星周围共振链中多行星系统的形成。基于Ormel等人（2017）的TRAPPIST-1系统形成模型，构建了在盘演化早期阶段通过卵石吸积形成多行星形成的时间演化模型。我们的模拟表明，了解原行星出现的时间尺度对于确定行星的数量及其捕获的共振是很重要的：随着原行星出现时间尺度的增加，形成的行星越来越少，它们被困在更广泛的分离共振中。我们发现，在共振链中形成稳定的多行星系统的原行星出现时间尺度是有一定范围的。这个范围取决于恒星的质量和盘的大小。我们认为，原行星出现的时间尺度是一个关键参数，研究形成的多行星系统与行星在低质量恒星周围的共振链。还讨论了模型中行星的组成。
2020-12-07 astro-ph.EP
Effects of Proxima Centauri on Planet Formation in Alpha Centauri
半人马座比邻星是一颗M矮星，距离半人马座阿尔法双星约15，000天文单位，同向运动，可能在一个松散的轨道上。动态模拟表明，这种配置可以形成一个更紧密的绑定三重系统。作为我们最近的邻居，这些恒星作为潜在的行星宿主引起了极大的兴趣，恒星的动力学决定了系统内任何行星的形成。在这里，我们提出了一个方案的演变阿尔法半人马座A和B和比邻星作为一个三重系统。基于N体模拟，我们确定这条形成的途径是合理的，我们量化的影响，行星形成的半人马座阿尔法双星。我们预计，这种形成的情况可能比在当前配置中形成的系统稍微截断了星周盘，但它很可能不会阻止类地行星形成。我们在这个系统中模拟了行星形成，发现在大多数情况下，可以预期两个或更多的类地行星围绕半人马座阿尔法A或B，在一个区域内运行约2 AU，假设星子和行星胚胎能够首先在系统中形成。此外，类地行星形成和稳定在比邻星的宜居带也是合理的。然而，这些恒星周围没有行星可能表明过去的恒星动力学具有高度破坏性。
2016-08-22 astro-ph.EP
Collisions of planetesimals and formation of planets
我们提出了类地行星形成的初步结果，一方面使用CPU上数百个小天体的经典数值积分，另一方面-出于比较的原因-我们的GPU代码的结果与数千个小天体，然后合并到更大的。为了能够确定碰撞事件的结果，我们使用我们的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，该代码跟踪水在此类事件中如何损失。
2015-05-27 astro-ph.EP
Giant planet formation via pebble accretion
在核心吸积的标准模型中，巨行星的形成有两个主要过程：首先，一个巨大的核心是由固体物质的吸积形成的;然后，当这个核心超过一个临界值（通常大于10个地球质量）时，一个气体失控的增长被触发，行星在短时间内吸积大量的气体，直到行星达到其最终质量。因此，大质量核心的形成必须发生在星云气体在盘中仍然可用的时候。由于观测到的原行星盘的寿命一般都低于1000万年，这种现象对巨型行星形成施加了强烈的时间尺度约束。在1000万年前，在寡头生长状态下，通过大星子（半径> 10 km）的吸积形成的大质量核心只可能在大质量盘中形成。然而，小行星的吸积率显着增加的小天体，特别是卵石，颗粒的大小在毫米和厘米之间，这是强烈耦合的气体。在这项工作中，我们研究了巨行星的形成纳入卵石吸积率在我们的全球模型的行星形成。
2015-11-24 astro-ph.EP
Late-infall-induced formation of giant planets, multigenerational planetesimals, and disk substructures
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；University of Chicago（芝加哥大学）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Exzellenzcluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）
研究晚期吸积盘中星子与行星形成及子结构出现，用耦合多方面的综合建模框架，发现丰富尘埃供应等能使巨行星快速形成，其产生的子结构促进多代星子形成，为行星系统相关问题提供新视角。
2026-08-26 astro-ph.EP
Planet Formation Around M-dwarfs: From Young Disks to Planets
在太阳附近，冷M矮星的数量是类太阳G星的十倍。由于它们的接近，小尺寸和低质量，M-矮星正在成为通过几乎所有现有搜索方法搜索系外行星的有吸引力的目标。但是在M矮星周围会形成什么样的行星系呢？在冷星~16分裂会议“M矮星周围的行星形成”的后续工作中，我们在这里总结了我们对冷星周围的原行星盘的知识，它们是如何分散的，什么样的行星系可能形成，以及可以用当前和未来的仪器探测到。
2011-01-10 astro-ph.EP
Formation of Giant Planets
本综述探讨了气态巨行星的形成问题，综合了最新理论进展，分析了航天器探测与系外行星观测带来的新约束，并讨论了星子假说改进及超级地球发现对气体吸积理解的新挑战。
2025-04-05 astro-ph.EP
The Kepler Dichotomy in Planetary Disks: Linking Kepler Observables to Simulations of Late-Stage Planet Formation
美国宇航局的开普勒任务发现了大量的行星系，其中许多行星在短周期轨道上运行。这些短周期系统存在于50%的类太阳恒星周围，并且在M矮星周围也同样普遍。它们的形成和随后的演变是一个积极辩论的主题。在本文中，我们模拟了后期，在现场行星形成通过一个网格的星子盘具有不同的表面密度分布和总质量。我们比较模拟结果与开普勒样本的可观察到的特性。我们确定不同的原始星子盘属性，自洽恢复开普勒行星的多重性，周期比和持续时间比分布的混合物模型。我们得出了三个主要结论：（1）我们赞成一个“冻结”的叙述短周期行星系统，其中他们是稳定的，而不是亚稳态的长时间尺度。(2)“开普勒二分法”是开普勒样本中观察到的一种现象，其中行星系的结构似乎要么变化很大，要么有多种模式，自然可以解释为在具有不同表面密度分布的小行星盘内形成。最后，（3）我们对GK星和M矮星的“开普勒二分法”的性质进行了量化，发现它随恒星类型的不同而变化。虽然这种行星形成的模式在24+/-7%的围绕GK恒星的行星系中出现，但在63+/-16%围绕M矮星的行星系中出现。
2015-12-10 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation in a circumbinary disc around a coplanar binary
与n-体模拟，我们模拟陆地环联行星（CBP）的形成与初始表面密度分布的动力学环联气盘模拟的动机。双星在形成天体的初始分布中起着重要的作用。在气盘消散后，来自双星的扭矩通过促进天体间的相互作用加速了行星形成的过程，但也会在早期驱动行星建筑材料从系统中喷出。与单个恒星系统相比，在近距离双星系统周围形成的行星更少，但质量更大。一个足够宽或偏心的双星系统会阻止类地行星形成。偏心双星和外部巨行星加剧了这些影响，因为它们都减少了稳定轨道的径向范围。然而，有了足够大的稳定区域，形成的行星质量更大，更偏心，更倾斜。在我们所有的模拟中，巨行星都保持在稳定的轨道上，这表明巨行星一旦形成，就会在行星系中长期存在。
2021-08-20 astro-ph.EP
