Heavy-element Accretion by Proto-Jupiter in a Massive Planetesimal Disk, Revisited
星子吸积是巨行星重元素富集的重要来源。有人认为，木星的富集包层是在其成长过程中的星子吸积的结果，假设它形成于一个巨大的星子盘。在这项研究中，我们模拟了木星在这种情况下的形成。我们假设在原位形成和N体模拟来推断固体吸积率。我们发现，在快速的气体吸积阶段，数十个地球质量的微行星可以被原木星捕获。然而，如果在木星的核心附近形成几个胚胎，这是一个巨大的星子盘的预期结果，从胚胎的散射增加了星子的偏心率和倾角，因此显着降低吸积效率。我们还将我们的结果与已发表的半解析模型进行了比较，并表明这些模型不能再现N体模拟，特别是当星子盘有一个大的偏心率和倾角。我们表明，当仔细模拟的动力学演化的星子，捕获的星子$M_\mathrm{cap,tot}$的总质量是$2 M_\oplus \lesssim M_\mathrm{cap,tot}\lesssim 18 M_\oplus$。木星包层的金属丰度可以用我们的大质量盘模型中的星子吸积来解释，尽管星子的高偏心率和倾角导致了低吸积效率。我们的研究表明，在行星的生长过程中的星子吸积的详细建模的重要性和它的影响，在气态行星的重元素质量。
2022-12-08 astro-ph.EP
Changes in the metallicity of gas giant planets due to pebble accretion
我们运行数值模拟来研究气体和尘埃颗粒在嵌入巨大原行星盘中的气体巨行星上的吸积。结果被发现取决于光盘冷却速率，行星质量，晶粒大小和来自行星的辐射反馈。如果辐射冷却是有效的，行星会迅速吸积气体和卵石，打开一个缺口，通常会变成大质量的棕矮星。在冷却效率低下的情况下，气体太热而不能在行星上吸积，但卵石吸积继续，行星迅速向内迁移。来自行星的辐射反馈倾向于抑制气体吸积。我们的模拟预测，金属富集的行星尘埃颗粒吸积与最终的行星质量呈负相关，根据观测到的趋势，推断散装组成的太阳系和太阳系外巨行星。然而，为了解释观测结果，大约30-50%的尘埃质量应该是大颗粒的形式。
2018-02-28 astro-ph.EP
Effects of Planetesimal Accretion on the Thermal and Structural Evolution of Sub-Neptunes
美国宇航局开普勒任务的一个显着发现是类似质量的行星平均密度的巨大差异。在气体盘消散后，完全形成的行星可以与附近的残留微行星盘中的微行星相互作用。这些相互作用通常会导致星子吸积，因为典型行星的大小和山丘半径之间的比率相对较高。我们目前的计算使用开源的恒星演化工具包MESA（模块恒星天体物理学实验）修改，包括沉积到亚海王星（~1-20 MEarth）的H/He信封的星子。我们表明，星子吸积可以改变这些行星的质量半径等时线。由于吸积过程的内在随机性，相同的初始行星由于相同的吸积星子质量，在最后一次吸积后的几个Gyr，平均密度可以有高达5%的差异。在快速吸积阶段，这些差异更加显著。在快速吸积过程中，吸积的微行星额外的能量沉积增加了行星半径与核心半径的比值，这反过来又导致了大气质量的增加。因此，同一颗初始行星最终可能会有非常不同的包层质量分数。这些差异表现为在吸积停止很久之后平均密度的差异。这些效应对于质量小于~10 MEarth且包层质量分数小于~ 10%的行星尤其重要，这被认为是开普勒发现的最常见的行星类型。
2017-11-28 astro-ph.EP
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
Circum-planetary discs as bottlenecks for gas accretion onto giant planets
随着数百颗系外行星的发现，有必要重新审视巨行星吸积模型以解释它们的质量分布。特别是，由于大质量大气层的失控吸积时间很短，亚类木行星的形成仍然不清楚。然而，气体需要通过一个环绕行星的圆盘。如果后者具有低粘度（正如行星在“死区”形成所预期的那样），它可能会成为气体吸积的瓶颈。我们调查的最小吸积率是一个行星的极限假设下，行星盘是完全无粘性的，角动量的运输发生完全是因为从恒星的引力摄动。为了估计吸积率，我们提出了一个稳态模型的无粘环行星盘，垂直气体流入和外部扭矩的明星。在行星中心坐标系中，以恒星作为外部扰动物，在2D中进行了绕行星盘的流体动力学模拟，以测量恒星对盘施加的扭矩。圆盘显示了由恒星潮汐引起的双臂螺旋波，从圆盘的外缘向行星传播。恒星扭矩很小，相当于木星质量行星的两倍时间，大约为500万年。在极限假设下，这显然是真实吸积率的下限。这一结果表明，气体吸积到一个巨大的行星可以调节环行星盘。这表明太阳系外行星质量的多样性可能是这些圆盘中不同粘度的结果。
2012-11-08 astro-ph.EP
Architectures of planetary systems formed by pebble accretion
在行星吸积的模型中，卵石是由尘埃凝结而成，并迅速向中心恒星迁移。微行星可能是在原行星盘的年龄以上，以尚未确定的机制，由卵石连续形成的。与此同时，大型行星胚胎通过积累未合并到星子中的剩余鹅卵石而有效地生长。虽然这个过程被称为卵石吸积，为巨行星核心的形成提供了一条新的有希望的途径，但通过这个过程形成的行星系的结构仍然难以捉摸。在本文中，我们使用基于粒子的混合代码，我们尽可能精确地实现大多数关键的物理效应的行星系的形成进行模拟。我们改变了原行星盘的大小，湍流粘性，卵石的大小，星子的形成效率，和星子的初始质量分布。我们的模拟结果表明，如果微行星的初始尺寸为$100$ km或更小，它们首先通过相互碰撞生长。一旦微行星的尺寸达到$\sim$ 1000 km，它们就通过卵石吸积有效地生长。如果在一个大的原行星盘中，来自外部区域的卵石供应持续很长一段时间，行星胚胎变得足够大，开始失控的气体吸积，导致气体巨行星。我们的模拟表明，像我们这样的行星系是由具有中等高湍流粘度的原行星盘形成的。如果气盘的湍流粘性足够低，行星会在气盘中打开一个缺口，甚至在跑道气体吸积开始之前就停止了卵石的吸积。这样一个圆盘产生了一个行星系，其中有几个海王星大小的行星。
2018-04-16 astro-ph.EP
Adapting a gas accretion scenario for migrating planets in FARGO3D
FARGO3D被提议用于数值研究行星与气体盘的引力相互作用，提供原始结果。然而，FARGO3D没有考虑行星的气体吸积，这可能会影响行星的迁移过程。因此，本文的目的是在FARGO3D代码中包括气体吸积模型。对于这项任务，我们选择罗素的计划，这是一个适应克利的模型的气体吸积到迁移的行星。首先，我们研究了气体吸积对巨行星II型迁移的影响。为了这个目的，我们遵循一个特定的吸积率和不同的粘度值和行星质量考虑两种情况下的2D局部等温盘中的行星的演变。在第一种情况下，气体质量从圆盘中撤出，而不是添加到行星上。在第二种情况下，行星迁移，而它们的质量由于气体吸积而增加。然后，我们扩展我们的研究，以估计所需的时间为低质量的行星打开一个缺口的气体盘，并比较其值的特征时间的I型迁移。
2019-09-27 astro-ph.EP
Formation of Terrestrial Planets from Protoplanets under a Realistic Accretion Condition
类地行星形成的最后阶段被称为巨型撞击阶段，原行星相互碰撞形成行星。到目前为止，这一阶段主要是通过N体模拟研究，假设所有碰撞都导致吸积。然而，对于高速和/或大碰撞参量的碰撞，这一假设被打破。从数值碰撞实验的结果出发，推导了原行星碰撞的吸积条件，包括碰撞速度、碰撞角度和碰撞物体的质量。我们首次在原行星形成类地行星的N体模拟中采用了这种现实的吸积条件。我们将结果与完全吸积的结果进行了比较，并展示了吸积条件如何影响类地行星的形成。我们发现，在现实的吸积模型中，大约一半的碰撞不会导致吸积。然而，行星的最终数量、质量、轨道要素甚至生长时间尺度几乎不受吸积条件的影响。对于标准的原行星盘模型，在现实和完美的吸积模型中，典型的两个地球大小的行星形成在类地行星区域超过1亿年。我们还发现，对于真实吸积模型，自旋角速度比理想吸积模型的自旋角速度小30%左右，理想吸积模型的自旋角速度与旋转不稳定性的临界自旋角速度一样大。自旋角速度和自旋密度分别服从高斯分布和各向同性分布，与吸积条件无关。
2010-03-23 astro-ph.EP
Adapting a solid accretion scenario for migrating planets in FARGO3D
在这项工作中，我们适应了一个模块内的流体动力学代码FARGO3D的行星形成。行星的形成是由一个坚实的核心吸积的情况下，与核心生长在寡头政权。微行星的初始表观密度与圆盘中气体的初始表观密度成正比。我们包括一个数值方法来描述的偏心率和星子形成过程中的倾角的演变。这种方法直接影响固体的吸积速率。当核心达到临界质量时，气体吸积开始，遵循适应FARGO3D代码的原始FARGO方案。为了说明如何使用行星形成的模块，我们调查了一个行星在一个二维的，局部等温气体盘与规定的吸积率的迁移，分析了行星迁移过程中所涉及的时间尺度以及行星形成的时间尺度。分析显示，在穿越冰线时，行星核的质量必须接近其临界值，以避免行星落入恒星包层。这将使行星有足够的时间开始失控的气体吸积，导致质量迅速增加，并进入II型行星迁移。
2019-10-16 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
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
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
From Dust to Planets I: Planetesimal and Embryo Formation
行星形成模型从已经完全形成的原始胚胎和星子开始，错过了一个关键步骤，星子/原始胚胎的形成。在这项工作中，我们包括处方的星子和原生胚胎形成所产生的鹅卵石被困在短暂的压力颠簸，在热演化的粘性盘检查整个磁盘的原生胚胎和星子的大小和分布。我们发现，微行星的大小随着轨道距离的增加而增加，从距离恒星约10公里到距离恒星数百公里。原始胚胎的质量也随着轨道半径的增加而增加，范围从冰线周围的$10^{-6} M_{\rm \oplus}$到冥王星轨道附近的$10^{-3} M_{\rm \oplus}$。我们包括卵石和星子吸积的处方，以检查原始胚胎可以达到的质量。在靠近恒星的地方，由于小的星子，星子吸积是有效的，而卵石吸积在卵石尺寸有限的地方是有效的，但在卵石供应减少之前，由于低吸积率，漂移占主导地位时效率低下。在冰线外，由于星子离心率的增加，星子吸积变得效率低下，而卵石吸积随着初始原胚质量的增加而变得更加有效，使它们在卵石供应耗尽之前显着增长。结合这两种情况可以在更大的距离上形成更大质量的原胚胎，因为星子的吸积可以使卵石吸积变得更有效，从而使巨大的行星核心在10 au的距离上形成。通过包括更现实的初始原胚和星子大小，以及合并吸积的情况下，应该允许一个更完整的理解，在开始到结束的过程中如何行星和行星系的形式。
2021-07-02 astro-ph.EP
Probing the impact of varied migration and gas accretion rates for the formation of giant planets in the pebble accretion scenario
成长中行星的最终轨道位置取决于它们的迁移速度，而迁移速度基本上是由行星质量决定的。小质量的行星以I型迁移的方式迁移，而大质量的行星则以II型迁移的方式迁移，这被认为主要取决于盘的粘性演化速率。一颗行星在达到II型迁移之前最容易受到向内迁移的影响，并且在这个阶段可能会失去其半长轴的很大一部分。我们研究了不同的磁盘粘度的影响，动力扭矩和气体吸积从马蹄形区域内减缓行星迁移的机制。我们的研究证实，在低粘度环境中生长的行星迁移较少，这是由于早期的间隙开放和较慢的II型迁移速率。我们发现，考虑到马蹄形区域的气体吸积，可以更早地打开间隙，这会导致生长行星的向内迁移减少。此外，与不考虑马蹄形区域气体吸积效应的模拟相比，这种效应增加了行星质量。此外，结合动力扭矩的效果与马蹄形区域的气体吸积的效果，显着减缓向内迁移。考虑到这些影响，与以前没有考虑这些影响的模拟相比，可以允许在更靠近水冰线区域的地方形成冷的冰团（a > 1 au）。因此，我们得出结论，气体吸积从马蹄形区域内的动力扭矩发挥至关重要的作用，在塑造行星系。
2020-12-11 astro-ph.EP
The radial dependence of pebble accretion rates: A source of diversity in planetary systems I. Analytical formulation
上下文行星形成的经典“星子”吸积方案最近随着“卵石”（在原行星盘中迁移的厘米至米大小的冰粒）的想法而演变，这种想法可以控制星子和/或行星的生长。目的。我们研究卵石吸积如何依赖于磁盘的性质和影响的形成行星系方法。我们构建分析模型的卵石吸积到行星胚胎，始终占卵石流的质量和轨道演化，并反映磁盘结构。结果我们推导出简单的公式卵石吸积率在所谓的“解决”制度的行星胚胎的大小超过100公里。对于相对较小的胚胎或在外盘区域，吸积模式是3D的，这意味着卵石流的厚度必须考虑在内，并导致吸积率是独立的胚胎质量。对于较大的胚胎或在内部区域中，吸积处于2D模式，即，卵石盘可以被认为是无限薄的。我们发现，径向依赖的卵石吸积率是不同的（甚至符号的幂律指数的变化）为不同的磁盘条件，如磁盘热源（粘性加热或恒星辐射），阻力定律（斯托克斯或爱泼斯坦，弱或强耦合），并在2D或3D吸积模式。我们还讨论了升华/破坏冰卵石内雪线的效果。结论.卵石吸积很容易产生大量的行星系的多样性。换句话说，要正确地推断出通过卵石吸积形成行星形成的结果，需要对盘的演化和卵石的生长、升华/破坏和迁移进行详细的规定。
2016-04-14 astro-ph.EP
Catching drifting pebbles I. Enhanced pebble accretion efficiencies for eccentric planets
凝聚理论预测，微米大小的尘埃颗粒长大成鹅卵石，当它们达到毫米-厘米的大小时，这些鹅卵石向内漂向恒星。当它们穿过行星的轨道时，这些漂浮的鹅卵石中的一小部分将被吸积。在卵石吸积机制中，行星的引力和气体阻力的综合作用大大增加了吸积速率。我们计算卵石吸积效率$\varepsilon_{2D}$ -卵石被行星吸积的概率-在二维极限（卵石驻留在中平面）。特别是，我们调查的依赖$\varepsilon_{2D}$的行星偏心率和它的影响行星形成模型。我们进行N体模拟计算卵石吸积效率在本地框架和全球框架。用全局方法研究了行星在偏心轨道上的卵石吸积效率。我们发现，当地和全球的方法一般给出一致的结果。当行星的偏心率决定了卵石与行星之间的相对速度时，效率随行星的偏心率而增加。然而，在大的离心率下，相对速度变得太大，不适合卵石的吸积。然后，效率显著下降，并且吸积进入弹道状态。给出了$\varepsilon_{2D}$的一般表达式。将得到的公式应用于次级行星的形成，与已经形成的巨行星共振，我们发现胚胎由于其较大的偏心率而快速生长。偏心轨道上的行星的最大$\varepsilon_{2D}$比圆形轨道上的行星高出几倍，但这种增加给了行星一个重要的开端，并促进了其随后的质量增长。
2018-04-17 astro-ph.EP
The effect of a strong pressure bump in the Sun's natal disk: Terrestrial planet formation via planetesimal accretion rather than pebble accretion
碳质和非碳质陨石的质量独立同位素异常显示出明确的二分法，表明太阳系的内部和外部有效分离。观测表明，在原行星盘中，毫米大小的卵石分布中，环状结构是常见的。这些结构往往与漂流卵石被捕获的局部压力最大的气体盘。类似的结构也可能存在于太阳的出生盘中，这可以自然地解释陨石/行星同位素的二分法。在这里，我们测试的影响，一个强大的压力在外盘（例如$\sim$ 5~au）的形成的内部太阳系。我们模拟了尘埃的凝聚和演化，星子的形成，以及通过星子和卵石的吸积胚胎的生长。我们的研究结果表明，陆地胚胎形成通过星子吸积，而不是卵石吸积。在我们的模型中，卵石的径向漂移促进了微行星的形成。然而，一旦形成了一个压力冲击，内部磁盘中的卵石通过漂移丢失之前，他们可以有效地增生的胚胎生长在$\gtrapprox$ 1~au。在$\sim$ 0.5-1.0au中的胚生长相对较快，并且可以更有效地附聚卵石。然而，这些同样的胚胎生长到更大的质量，所以它们应该向内迁移，这与当前的太阳系不一致。因此，类地行星很可能是由月球的巨大撞击吸积到大约火星质量的行星胚胎中形成的，大约在$\gtrapprox$ 1.0~au左右。最后，我们的模拟产生了一个陡峭的径向质量分布的星子在陆地区域，这是定性对齐的形成模型表明，小行星带出生低质量。
2021-05-03 astro-ph.EP
Pebbles versus planetesimals: the outcomes of population synthesis models
在地核吸积的情况下，一个巨大的地核首先形成，然后吸积一个包层。在讨论这一核心如何形成时，出现了一些分歧。行星形成的第一个场景预测了公里大小的天体（称为微行星）的吸积，而最近的工作则认为是由厘米大小的鹅卵石吸积而成。这两个吸积模型经常被单独讨论，我们在这里的目的是在相同的初始条件下比较两个模型的结果。我们使用两个不同的代码：一个计算星子吸积，其他卵石吸积。使用人口合成的方法，我们比较行星模拟和研究的两个固体吸积模型的影响，专注于形成单行星。我们发现，星子模型预测形成更多的巨行星，而卵石吸积模型形成更多的超地球质量的行星。这是由于卵石隔离质量的概念，它阻止了卵石吸积形成的行星在到达Miso之前有效地吸积气体。这转化为行星的人口，没有足够的重量来吸积一个随之而来的信封，但在质量范围内，I型迁移是非常有效的。我们还发现更高的气体质量分数为一个给定的核心质量卵石模型相比，由光度差异造成的星子。这也意味着行星具有较低的密度，可以通过观测证实。聚焦于巨行星，我们得出结论，它们的形成的敏感性不同：卵石吸积模型，胚胎形成的时间，以及固体吸积的时间强烈影响结果，而对于星子模型，它取决于星子的大小和分裂的固体量可形成星子。
2020-06-07 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
Pebble Accretion and the Diversity of Planetary Systems
我研究的标准模型的行星形成，包括卵石吸积，使用数值模拟。大到足以成为巨行星的行星胚胎不会在典型的磁盘寿命内形成超过冰线，除非冰卵石以比岩石卵石更高的速度粘附。像太阳系这样的系统（小的内行星，巨大的外行星）可以形成，如果（i）冰卵石比岩石卵石更粘，（ii）微行星的形成效率随着卵石的大小而增加，这阻止了大质量类地行星的形成。冰线以外的增长主要是卵石的堆积。大多数增长发生在早期，当卵石的表面密度高，由于向内漂移的卵石从外盘。在外盘耗尽后，增长速度要慢得多。结果是敏感的磁盘半径和湍流水平，控制的寿命和最大尺寸的卵石。结果是敏感的最大的星子的大小，因为有一个阈值质量的卵石吸积的开始。如果在卵石仍然丰富的情况下形成了一些大的星子，那么星子的形成速率就不重要了。两个结果被看到，取决于卵石吸积是否开始，而卵石仍然丰富。要么（i）多颗气态巨行星在冰线之外形成，小行星在靠近恒星的地方形成，一个类似柯伊伯带的天体盘被巨行星向外散射;要么（ii）没有巨行星形成，天体保持地球质量或更小。
2016-04-21 astro-ph.EP
The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs
行星的形成取决于原行星盘的结构，它影响着嵌入行星的吸积和迁移速率。盘本身的演化时间尺度为几个百万年，在此期间，温度和密度的轮廓变化的物质吸积到中央恒星。在这里，我们使用一个详细的模型，一个不断发展的磁盘，以确定行星的增长卵石吸积和他们的迁移通过磁盘。达到卵石隔离质量的核心吸积气体，最终形成具有大量气体包层的巨行星，而没有达到卵石隔离质量的行星则被困为冰巨星和冰行星，其包层中只含有少量气体。与早期的人口合成模型不同，我们的模型在没有任何人为减少迁移速度和原行星盘的气体和尘埃柱密度类似的观测推断。我们发现，在我们的名义盘模型中，行星胚胎的出现最好发生在大约200万年之后，以便不仅形成气体巨星，而且形成冰巨星和较小的行星。高的卵石吸积率确保了在所有轨道距离上都能达到气体吸积的临界核心质量。然而，气体巨行星的半长轴会因迁移而显著缩短。考虑到行星的生长，而不是星子吸积，我们表明，形成的时间尺度太长，以竞争的迁移时间尺度和原行星盘的耗散时间。总之，我们发现卵石吸积克服了许多挑战，在形成冰和气体巨人在不断发展的原行星盘。
2015-08-07 astro-ph.EP
Global 3D radiation-hydrodynamic simulations of gas accretion: The opacity dependent growth of Saturn-mass planets
只有在模拟中才能看到吸积流进入新生圆盘中不断增长的气体巨星的包络的完整空间结构和时间演化。这种模拟在计算气态巨星形成的方法上受到维度、分辨率、自引力、能量处理和所采用的不透明度定律的限制。我们的研究探索了这些参数中的一些如何影响土星质量行星的测量吸积率。我们提出了一个全球三维辐射流体动力学框架，使用FARGOCA代码。行星由引力势表示，在行星的位置有一个平滑长度。没有使用质量或能量汇，而是光度和气体吸积率自洽计算。我们发现，引力平滑长度必须解决至少10个网格单元，以获得收敛的气体吸积率的测量。其次，我们发现气体吸积率到行星信封兼容与以前的研究，并继续解释这些通过我们的行星信封的结构和它们的光度。我们测得的气体吸积率是正式的开尔文-亥姆霍兹收缩阶段，由于适度的熵损失，可以在模拟的时间尺度上获得，但我们的吸积率是兼容的后期失控吸积期间预期。我们对进入土星质量行星包络的气体流进行了详细的模拟，为理解行星形成过程中气体吸积的一般问题提供了一个框架，并突出了行星包络内部发展的循环特征。这些循环特征反馈到包层能量学中，并且可以进一步影响将灰尘输送到包层的内部区域中。
2019-09-22 astro-ph.EP
Promoted Mass Growth of Multiple, Distant Giant Planets through Pebble Accretion and Planet-Planet Collision
我们提出了一个卵石驱动的行星形成方案，形成巨行星与高的多重性和大的轨道距离在早期的气体盘阶段。我们进行N体模拟，以调查的增长和迁移的低质量的原行星在磁盘与内部粘性加热和外部恒星辐射区。这个模型的主要特征是巨行星核心通过卵石吸积和行星-行星碰撞的组合快速生长。因此，这加速了它们的气体吸积。由于有效的增长，地球早期从快速的I型迁移过渡到缓慢的II型迁移，大大减少了向内迁移。多个巨行星可以以这种方式随着半长轴的增加而依次形成。与单个行星增长的情况相比，当考虑大量原行星时，质量增长和轨道保持都更加明显。最终，在原行星诞生后，在$1.5{-}3$ Myr内形成了一些轨道距离为几个到几十个天文单位的巨行星。由此产生的模拟行星种群可能与磁盘观测中显示的子结构以及径向速度和微透镜调查中观察到的大轨道距离系外行星有关。
2020-06-11 astro-ph.EP
Feedback-limited Accretion: Variable Luminosity from Growing Planets
行星形成于恒星周围的气体和尘埃盘中，并在可用时通过吸积盘材料继续生长。大质量行星在其原行星盘中清除了一个间隙，但仍然可以通过环行星盘吸积气体。对于足够高的吸积率，行星应该可以在红外波长下被探测到。当积聚在行星上的气体的能量被释放时，行星周围的环境在反馈过程中升温。我们的目标是测试这种行星反馈如何影响共轨区域的气体和吸积率本身。我们修改了二维代码FARGO-AD，包括一个处方的吸积和反馈光度的行星，并用它来模拟巨行星10 AU圆形和偏心轨道周围的太阳质量恒星。我们发现，这种反馈减少，但不停止吸积到行星上，虽然这一结果可能取决于近一致的径向范围，这两个食谱实施。我们的模拟还表明，行星加热给吸积率的随机变化幅度$Δ\dot{M}_p \sim 0.1 \dot{M}_p$。一颗在偏心轨道上的行星（$e=0.1)$）呈现出类似的变化幅度，但集中在轨道周期一半的明确周期性和较弱的宽带噪声上，可能允许观测区分这两种情况。最后，我们发现，由行星反馈的共轨区域的加热改变了气体动力学，减少了它的轨道速度和开普勒运动之间的差异在间隙的边缘，这可能有重要的后果的尘埃环的形成。
2020-12-14 astro-ph.EP
Challenges in Forming the Solar System's Giant Planet Cores via Pebble Accretion
虽然~10个地球质量的岩石/冰核通常被认为是形成气体巨星的先决条件，但理论模型仍然难以解释这些胚胎如何在气体拱星盘的寿命内形成。近年来，空气动力学辅助的“卵石”（尺寸从厘米到米不等的物体）的吸积被认为是解决这一长期问题的潜在方案。虽然卵石吸积已被证明是非常有效的局部模拟，看看这些卵石在一个单一的行星胚胎附近的详细行为，到目前为止，还没有全球模拟证明卵石吸积在一个更复杂的，多行星环境的有效性。因此，我们将空气动力学辅助的吸积物理纳入LIPAD，一个拉格朗日代码，可以遵循碰撞/吸积/动力学演化的原行星系统，研究卵石吸积如何体现在更大的行星形成的图片。我们发现，在一般情况下，卵石吸积自然会导致一个“寡头”类型的增长，其中大量的星子成长为类似大小的行星。特别是，我们的模拟往往会形成数百个火星和地球质量的物体，它们的质量在4到10 AU之间。虽然一些寡头的合并可能会使它们变得足够大，形成巨大的行星核心，但剩余的寡头会导致行星系与我们自己的太阳系不一致。我们调查了文献中提出的各种想法（包括蒸发前沿和行星陷阱），发现没有一个容易克服这种寡头增长的趋势。
2014-10-14 astro-ph.EP
Bulk and atmospheric metallicities as direct probes of sequentially varying accretion mechanisms of gas and solids onto planets
该研究提出洋葱状顺序吸积模型，利用系外行星整体与大气金属度直接检验核吸积过程，发现约百公里以上星子吸积最符合观测趋势。
2024-09-10 astro-ph.EP
On the formation of compact planetary systems via concurrent core accretion and migration
我们提出的结果行星形成N体模拟的基础上，一个全面的物理模型，包括行星质量增长，通过相互胚胎碰撞和星子/巨石吸积，粘性盘的演变，行星迁移和气体吸积到行星的核心。本研究的主要目的是确定哪一组模型参数导致形成的行星系，类似于紧凑的低质量多行星系统，已发现的径向速度调查和开普勒任务。我们改变初始光盘质量，固体与气体的比例和巨石/星子的大小，并为一个有限的体积的参数空间，我们发现，紧凑的系统包含类地行星，超级地球和海王星般的机构出现作为自然结果的模拟。当小的微行星/巨砾提供主要的吸积源时，具有低的固气比值的圆盘模型只能形成短周期的超级地球和海王星，因为这些天体的流动性需要克服生长胚胎的局部隔离质量。在低金属量恒星周围存在短周期的超级地球提供了强有力的证据，表明小的移动物体（星子，巨石或卵石）在所观察到的行星的形成中发挥了核心作用。
2016-01-14 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
Planetesimal Accretion in Binary Systems: Role of the Companion's Orbital Inclination
最近的观测表明，这颗行星可以存在于恒星距离只有20天文单位的近距离双星系统中。然而，在这样的近距离双星系统中形成行星形成是对当前理论的挑战。其中一个主要的理论问题发生在中间阶段--星子吸积成行星胚胎--在此期间，伴星的扰动会引起星子的相对速度（dV），从而减缓甚至停止它们的生长。然而，所有以前的研究假设一个2维（2D）的磁盘和共面的双轨道。本文在前人研究的基础上，通过引入三维气体盘和倾斜双星轨道（相对倾角i_B=0.1-5 °），数值研究了半人马座α A附近1-2天文单位（1-1.3天文单位的宜居带的延伸）的星子吸积条件。包含双星倾角导致：（1）在三维空间中实现了轨道相位差，因此不同大小的天体彼此分离;（2）总撞击率降低，撞击主要发生在相似大小的天体之间;（3）加积作用更有利，但加积与侵蚀之间的平衡仍不确定，当假设Q* 为乐观值时，“可能吸积区”可扩展到2AU（导致灾难性碎裂的临界比能）;以及（4）冲击速度（dV）显著减小但仍远大于它们的逃逸速度，它推断出微行星是以II型失控模式生长的。总之，包含一个小的双星倾角是一个有前途的机制，有利于吸积，打开了一个可能性，行星形成在密切的双系统可以通过星子吸积到行星胚胎的困难阶段。
2009-06-09 astro-ph.EP
Quasi-static contraction during runaway gas accretion onto giant planets
气态巨行星，如木星和土星，在原行星盘大约300万年的寿命中获得了大量的气态外壳。在核心吸积的情况下，大约10个地球质量的固体核心的形成触发了快速气体吸积的阶段。以前的三维网格流体动力学模拟发现失控的气体吸积率相当于每百万年约10到100个木星质量。如此高的吸积率将导致所有核心大于10个地球质量的行星形成类似于行星的行星，与太阳系中的冰巨人和观测到的系外行星形成鲜明对比。在这项工作中，我们使用三维流体动力学模拟，包括辐射转移，模拟不同质量的行星上的信封的增长。我们发现气体快速流过包层的外部，但这种流动并不驱动吸积。相反，气体吸积是内壳准静态收缩的结果，其数量级可能小于通过外层大气的质量流量。对于比土星小的行星，我们测量到的中等气体吸积率低于每百万年1个木星质量。然而，质量更高的行星的吸积速度高达10倍，并且没有揭示出可以阻止气体吸积的自驱动机制。因此，土星和木星最终质量的原因仍然很难理解，除非它们的形成与太阳星云的消散同时发生。
2019-07-15 astro-ph.EP
Simultaneous gas accretion onto a pair of giant planets: Impact on their final mass and on the protoplanetary disk structure
已知有几个行星系拥有多颗巨行星。然而，当两颗巨行星从同一个圆盘吸积时，目前还不清楚第二颗行星的存在对两颗行星的气体吸积过程有什么影响。在本文中，我们进行长期的二维等温流体动力学模拟（超过0.5百万年）与FARGO-2D 1D代码，考虑两个非迁移行星吸积从同一气体盘。我们发现，行星的质量比的演变取决于间隙的形成。然而，在所有情况下，当行星同时开始吸积时，它们最终的质量非常相似（0.5百万年后为0.9 $<m_{p,out}/m_{p,in}<$ 1.1）。推迟一颗行星的吸积开始，使得行星的质量比在最初达到较大的值，但之后它们很快就收敛到相似的质量（$10^5$年为0.8 $<m_{p,out}/m_{p,in}<$ 2）。为了重现观测到的系外行星的质量比，行星必须在不同的时间开始吸积气体，并且它们的吸积必须在失控的气体吸积开始后（小于0.5百万年）迅速停止，例如通过盘分散。行星质量比的演变对系统的动力学有重要影响，并可能制约木星和土星的形成历史。
2022-11-29 astro-ph.EP
The formation of Jupiter by hybrid pebble-planetesimal accretion
巨型行星形成的标准模型是基于一个成长中的行星胚胎的固体吸积，一旦行星超过所谓的临界质量，就会迅速吸积气体。然而，吸积固体的主要尺寸（厘米大小的粒子称为卵石或公里至数百公里大小的物体称为星子）是未知的。最近，对陨石中同位素的高精度测量为早期太阳系存在两个水库提供了证据。在太阳系开始形成后的约100万年到约300万年之间，这些储层一直处于分离状态。这种分离被解释为木星的增长和成为物质运输的障碍。在这个框架下，木星在约100万年内达到约20个地球质量，并在随后的200万年内缓慢增长到约50个地球质量，然后达到今天的质量。木星在达到20个地球质量后减慢生长至少200万年的证据令人困惑，因为这种质量的行星预计会引发快速失控的气体吸积。在这里，我们使用理论模型来描述允许这种缓慢吸积的条件，并表明木星在三个不同的阶段中生长。首先，快速的卵石吸积带来了木星核心质量的主要部分。第二，在200万年期间，缓慢的星子吸积提供了阻碍失控气体吸积所需的能量。第三，失控的气体吸积进行。因此，卵石和微行星在木星的形成中扮演着重要的角色。
2018-09-14 astro-ph.EP
Pebble accretion in class 0/I YSOs as a possible pathway for early planet formation
最近的理论工作表明，卵石吸积过程对原行星盘中的行星形成是重要的，因为它加速了行星核的生长。虽然一些观测显示在非常年轻的盘中有轴对称的尖锐间隙，这可能表明行星的存在。我们调查的可能性行星形成通过卵石吸积在更早的阶段，引力不稳定盘0/I类年轻恒星物体。我们发现，在0/I类盘的条件下，由于气体和尘埃的吸积速率较大，卵石的吸积时间尺度可以比典型的原行星盘短，但吸积时间尺度并不总是气体吸积速率的减函数.通过使用估计的吸积时标，我们给出了一个所需的初始质量，以形成气体巨星的核心在几个参数下的0/I类阶段的生命周期内，如从主恒星的径向距离，气体吸积率，和尘埃-气体质量比。在最乐观的情况下，例如尘埃与气体的质量比为$f=3f_{\rm solar}$，10 au的$\sim10^{-4}M_{\oplus}$物体可以在0/I类阶段的典型寿命（0.5百万年）期间生长为$10M_{\oplus}$核心。
2019-01-07 astro-ph.EP
Solid accretion onto planetary cores in radiative disks
固态吸积速率是在气盘生命期内形成气体巨行星核心所必需的，它一直是行星形成理论的主要限制。我们测试了固体吸积率效率的行星核心的不同质量嵌入在他们的出生盘，通过三维辐射流体力学，在那里我们遵循了一群嵌入的固体不同大小的演变。我们发现，使用一个现实的状态方程和辐射冷却，磁盘在5 AU是能够有效地冷却，并减少其纵横比。因此，在核心增长到10个地球质量之前就达到了卵石隔离质量，有效地阻止了卵石通量并形成了一个过渡盘。此外，在核心达到临界质量之前，减少的隔离质量停止了固体吸积，导致巨型行星形成的障碍，这解释了观测到的人口中大量的超级地球行星。
2020-06-22 astro-ph.EP
The importance of thermal torques on the migration of planets growing by pebble accretion
行星形成的一个关键过程是生长中的行星与原行星盘之间的角动量交换，这使得行星在盘中迁移。一些工作表明，一般来说，低质量和中等质量的行星会向中心恒星迁移，除非共转力矩占主导地位。最近，一种新的扭矩，称为热扭矩，被提出作为一个新的来源，可以产生向外迁移的低质量行星。虽然林德布拉德扭矩和共转扭矩主要取决于原行星盘的性质和行星质量，但热扭矩也取决于行星的亮度，主要来自固体的吸积。因此，固体的吸积作用不仅在行星的形成过程中起着重要作用，而且在其迁移过程中也起着重要作用。在以前的工作中，我们主要在小行星吸积范式中评估了热扭矩对行星生长和迁移的影响。在这项新的工作中，我们研究了卵石吸积范式中的热扭矩的作用。计算是在全球行星形成模型的框架内进行的，该模型包括圆盘演化、尘埃生长和演化以及卵石形成。我们还将更新处方的热扭矩来自高分辨率流体动力学模拟。我们的模拟结果表明，热扭矩产生的向外迁移的低粘度光盘的扩展区域。这对行星的形成有着重要的影响。
2021-08-10 astro-ph.EP
An Analytical Theory for the Growth from Planetesimals to Planets by Polydisperse Pebble Accretion
本文推导了卵石吸积的多分散理论，发现在 Bondi 状态下吸积率比单分散情况高 1-2 个数量级，使行星种子能在盘寿命内直接通过卵石吸积生长，减轻了对星子碰撞的依赖。
2023-01-10 astro-ph.EP
Planet formation by pebble accretion in ringed disks
内容：卵石吸积预计将是形成大质量固体行星的主要过程，例如巨行星和超级地球的核心。到目前为止，这一过程的研究都是在假设尘埃在整个原行星盘中凝结和漂移的情况下进行的。然而，观测结果表明，许多圆盘的结构可能是由于压力最大而形成的环，阻止了尘埃的全球径向漂移。目的：我们研究如何卵石吸积范式的变化，如果尘埃被限制在一个环。结果：行星I型迁移停止在一个环中，但不一定在其中心。如果熵驱动的共转力矩是去饱和的，行星位于尘埃密度低的区域，这严重限制了它的吸积速率。相反，如果行星靠近环的中心，它的吸积率可以类似于它在一个经典的（无环）磁盘的同等尘埃密度。然而，行星的增长速度受到环中尘埃扩散的限制，最终行星的质量受到环总质量的限制。DSHARP环离恒星太远，不允许在圆盘的寿命内形成大质量行星。然而，一个类似的环被重新调整为5 AU，可能会导致一个行星的形成，包括整个环的质量不到1/2 My。结论：星环的存在可能并不是卵石吸积形成行星形成的障碍。然而，为了使吸积有效，行星的静止位置必须相对靠近环的中心，并且环需要离中心恒星不太远。行星环的形成可以解释巨行星的存在，其核心质量小于所谓的卵石隔离质量。
2020-04-10 astro-ph.EP
The Origin of Heavy Element Content Trend in Giant Planets via Core Accretion
我们探讨了观测到的大质量系外行星中重元素趋势的起源。将系外行星的质量（$M_p$）和半径的更好测量与行星结构模型相结合，能够估计这些行星中的总重元素质量（$M_Z$）。对应关系的特征在于幂律分布，$M_Z \propto M_p^{3/5}$。我们开发了一个简化的，但物理动机的分析，调查如何幂律配置文件可以在当前的图片下产生的行星形成。利用已有的卵石和微行星吸积率的半解析公式，我们的分析表明，如果把这种关系追溯到行星形成的最后阶段，就能很好地再现这种关系。在这个阶段，行星从有间隙的星子盘吸积固体，气体吸积受到盘演化的限制。我们还发现，尘埃吸积伴随着气体吸积并没有贡献的行星与$M_p < 10^3 M_{\oplus}$的$M_Z$。我们的研究结果与以前的研究基本一致，但我们明确地证明了如何星子动力学是至关重要的，更好地理解的关系。虽然我们的方法很简单，但我们也可以重现行星金属丰度和$M_p$之间的相关性趋势，这是通过详细的人口合成计算获得的，当采用相同的假设。我们的分析表明，卵石吸积不会发挥直接作用的最后阶段的行星形成，而径向漂移的卵石可能是重要的间接金属富集的行星。详细的数值模拟和更多的观测数据来证实我们的分析。
2018-07-13 astro-ph.EP
N-body simulations of planet formation via pebble accretion I: First Results
上下文有卵石的行星形成被提出来解决经典形成模型中几个长期存在的问题。已经进行了一些复杂的模拟来证实卵石吸积的效率。然而，还没有任何全球性的N体模拟，比较通过卵石吸积形成行星形成的结果与观察到的太阳系外行星系。目标。在本文中，我们研究了一系列初始参数的影响行星形成通过卵石吸积，并提出了我们的模拟的第一个结果。方法.我们将Ida等人（2016）的卵石吸积模型纳入N体代码SyMBA（Duncan et al. 1998），以及气体吸积，偏心率和倾斜阻尼以及圆盘中行星迁移的影响。结果我们确认，卵石吸积导致各种行星系，但很难再现观察到的性质外行星系，如行星质量，半长轴，和偏心率分布。这背后的主要原因是过于有效的I型迁移，这敏感地依赖于磁盘模型。然而，我们的模拟也导致了一些有趣的预测。首先，我们发现行星的形成效率依赖于恒星的金属丰度，不仅对于巨行星，而且对于地球和超级地球也是如此。E/SE的依赖性是微妙的。虽然较高的金属丰度环境会导致更快地形成大量的Es/SE，但它们也往往会在稍后通过动力学不稳定性而丢失。其次，我们的研究结果表明，广泛的体积密度观察到的Es和SE是一个自然的结果，动力学演化的行星系。第三，我们的模拟的喷射趋势表明，一个自由浮动的E/SE可能是两个较小质量的行星。
2017-07-14 astro-ph.EP
Building massive compact planetesimal disks from the accretion of pebbles
我们提出了一个模型，在该模型中，星子盘是建立在星子的形成和吸积的径向漂移的卵石到现有的星子的组合。在这个模型中，卵石吸积到微行星上的速度很快超过了内盘中直接形成微行星的速度。这就允许形成一个高质量的内盘，而不需要增强的星子形成或一个巨大的原行星盘。我们提出的星子盘生长机制不需要任何特殊的条件来操作。因此，我们预期高质量的星子盘几乎在所有系统中自然形成。这种增长的程度是由通过内部磁盘漂移的卵石的总质量控制的。任何减少卵石输送速率或持续时间的东西都会相应地减少星子盘的最终质量。因此，我们预期低质量恒星（具有较小质量的原行星盘）、低金属丰度恒星和具有巨行星的恒星都应该生长较小质量的微行星盘。星子盘演化成行星系的过程仍然是个谜。然而，我们认为，后期阶段的行星形成模型应该开始与一个巨大的磁盘。这强化了大质量和紧凑的行星系可能在原地形成的想法，但不排除在行星形成后发生重大迁移的可能性。
2015-07-29 astro-ph.EP
Gas accretion onto Jupiter mass planets in discs with laminar accretion flows
研究表明，嵌入粘性原行星盘（PPD）中的木星质量行星可以通过间隙有效地吸积气体，并使其质量在$\sim 0.1$ Myr中增加一倍。这颗行星也以$\sim 0.1$ Myr的时间尺度向内迁移。与PPD的寿命相比，这些时间尺度很短，并提出了关于寒冷巨型系外行星起源的问题。然而，PPD不太可能是全球性的湍流，相反，它们可能会发射磁化风，使得朝向恒星的吸积发生在位于盘表面附近狭窄层的层流吸积流中。这项研究的目的是研究气体在嵌入分层PPD的木星质量行星上的吸积速率。我们使用3D流体动力学模拟嵌入在PPD的行星，其中一个恒定的径向质量通量对恒星的${\dot m} = 10^{-8}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$是持续的。我们考虑一个经典的粘性α模型，也模型中施加一个外部扭矩在狭窄的表面层，以模仿磁化风的影响。吸积层的参数化的列密度$Σ_{\rm A}$，我们认为在0.1至10克厘米$^{-2}$的值。粘性模型给出的结果与以前的研究。我们发现，在分层模型的行星上的吸积率至关重要地取决于行星的能力，以阻止风引起的质量流。对于$Σ_{\rm A}=10$ g cm $^{-2}$，行星扭矩可以阻止通过圆盘的质量流，行星上的吸积缓慢，并且获得10 Myr的质量倍增时间。对于$Σ_{\rm A}=0.1$ g cm $^{-2}$，吸积是快速的，质量倍增时间为0.2百万年。虽然通过分层…
2022-12-15 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
Concurrent effects of gas drag and planet migration on pebble accretion
我们研究了迁移行星（$10<M_p<20$地球质量）的影响，在一个辐射盘卵石的动力学使用二维双流体模拟进行的RoSSBi代码。由迁移行星引起的波动和对气体的拖曳反作用的共同作用产生了卵石通量的复杂演化。波浪激发了纬向流，这些纬向流起到了灰尘陷阱的作用，并积聚了卵石。由于拖曳反作用，开尔文-亥姆霍兹不稳定性发展，产生湍流尘埃环，其中包含几个地球质量的固体，那里可能形成微行星。行星质量越大，尘埃环发展得越快。在与行星迁移的竞争中，这个过程触发了几个尘埃环，径向分离尺度为$1/M_p$。我们发现了围绕$13$地球质量的转变。在那之下，卵石停在行星轨道的内侧，但卵石在行星上的吸积是持续的。在此之上，尘埃环区域的阻力反作用在行星迁移时改变了压力分布，这限制了卵石吸积的进一步增长。这种新的{ \it卵石隔离质量}比文献中经常报道的低约2倍。这减少了超级地球行星的整体形成时间尺度，同时有利于它们在圆盘消散后的生存，因为进一步的吸积被扼杀。最后，我们的研究结果支持一个混合模型的形成木星通过卵石和星子吸积。
2020-09-10 astro-ph.EP
Solid Accretion onto Neptune-Mass Planets I: In-Situ Accretion and Constraints from the metallicity of Uranus and Neptune
当前可用的详细属性（例如，太阳系行星的同位素比率（同位素比率）可以为构建系外行星表征的更好方法提供指导。基于这个动机，我们探讨了天王星和海王星的氘氢比（D/H）的测量值如何限制它们的形成机制。在原位形成的假设下，我们研究了三种固体吸积模式，一种占主导地位的吸积模式从卵石吸积到阻力增强的三体吸积和正则星子吸积，随着固体半径的增加。我们认为一个广泛的半径范围内的固体吸积到（原）海王星质量的行星和计算所产生的吸积率作为一个函数的固体大小和固体表面密度。我们发现，对于小尺寸的固体，速率变得足够高，停止并发气体吸积，如果所有的固体具有相同的大小。对于大尺寸的固体，固体表面密度需要提高，以在气盘寿命内吸积足够量的固体。我们应用这些吸积模式的形成天王星和海王星，并表明，如果采用最小质量的太阳星云模型，固体的半径$\sim 1$米到$\sim 10$公里应主要贡献于他们的氘富集;一个更严格的约束，可以得出，如果全固体的尺寸分布确定。因此，这项工作表明，D/H比可以用作海王星质量行星上固体吸积的示踪剂。对于作为金属丰度指标的其他原子元素，也可以进行类似的努力。
2022-06-22 astro-ph.EP
Did the terrestrial planets of the Solar System form by pebble accretion?
本文对比了太阳系类地行星形成的经典微行星碰撞假说与卵石吸积假说，通过重新审视成分、动力学和年代学约束，发现卵石吸积假说无法自洽地匹配这些约束条件。
2024-11-14 astro-ph.EP
Hubble Space Telescope UV and H$α$ Measurements of the Accretion Excess Emission from the Young Giant Planet PDS 70 b
最近在出生盘内发现的年轻系外行星为研究正在进行的行星形成提供了令人兴奋的机会。特别是，行星的质量吸积率可以通过观测吸积引起的过量排放来限制。到目前为止，行星吸积只能通过H $α$线来探测，然后使用恒星的相关性将其转换为总吸积光度。然而，大部分的吸积光度预计将出现从氢连续发射，最好是在紫外线（UV）测量。本文介绍了PDS 70的HST/WFC 3/UVIS F336 W（UV）和F656 N（H $α$）高对比度成像观测。应用一套新的观测技术，我们发现行星PDS 70 b的信噪比为5.3和7.8的F336 W和F656 N波段，分别。这是第一次在紫外线下直接拍摄系外行星。我们观察到的PDS 70 b的H $α$通量比最新发表的结果高出$3.5σ$。然而，从我们的观测中检索到的光变曲线不支持在五个月的时间尺度内六个时期内行星H $α$发射的变化大于30%。我们估计了质量吸积率为$1.4\pm0.2\times10^{-8}M_{\mathrm{Jup}}/\mathrm{yr}$。H $α$占吸积总光度的36%。如此高比例的能量释放线发射表明，有效的生产H $α$排放的行星吸积，并激励使用H $α$带的吸积行星的搜索。这些结果证明了HST/WFC 3/UVIS出色的高对比度成像性能，并突出了其在行星形成研究中的潜力。
2021-04-28 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
Planet population synthesis driven by pebble accretion in cluster environments
嵌入在星团中的原行星盘的演化取决于它们嵌入的年龄和恒星密度。年轻的星团和高恒星表面密度通过外部光蒸发和恒星碰撞破坏原行星盘。在这里，我们考虑新形成的星团的背景加热对原行星盘结构的影响，以及它如何影响这些盘中行星的形成。我们的行星形成模型是建立在包括卵石吸积的核心吸积情景之上的。我们合成行星的种群，并与观测结果进行比较。在我们的模拟中的巨行星迁移大的距离，由于快速II型迁移制度引起的高盘粘度（$α=5.4 \times 10^{-3}$）。冷木星（r>1 AU）最好起源于外盘，而热木星（r<0.1 AU）最好形成于内盘。我们发现，气体巨星的形成通过卵石吸积与金属丰度的相关性是一致的，这意味着更多的气体巨星形成在更大的金属丰度。然而，我们的合成人口孤立的恒星主机显着数量的巨行星，即使在低金属量，在矛盾的观察，巨行星最好是发现周围的高金属量的恒星，表明卵石吸积是非常有效的标准卵石吸积框架。另一方面，嵌入星团环境中的恒星周围的盘几乎不会形成任何低金属丰度的巨行星，这些变化源于盘外部温度的升高，这使得行星的核心吸积时间尺度变小。因此，我们得出结论，外盘结构和行星的形成位置决定了巨行星的出现率和冷、热彗星的形成效率。
2017-11-14 astro-ph.EP
The physical and chemical properties of planet forming disks
在过去的五年里，VLT仪器和ALMA彻底改变了我们对磁盘如何变成行星系的看法和理解。他们提供了精致的见解，非轴对称结构可能密切相关的正在进行的行星形成过程。下面不能是对磁盘的物理和化学性质的完整回顾;相反，我专注于几个选定的方面。我将回顾我们目前对行星形成盘的物理性质（例如固体和气体质量含量，冰雪线）和化学成分的理解，这些行星形成盘的年龄为1-几百万年，特别是在它们内部形成的行星系的背景下。我将重点介绍最近通过对原行星盘中气体和尘埃的一致多波长研究所取得的进展。
2019-01-30 astro-ph.EP
Forming Giant Planets Around Late-M Dwarfs: Pebble Accretion and Planet-Planet Collision
本研究通过N体模拟提出卵石驱动核吸积模型，发现多原行星碰撞可突破卵石隔离质量，促进晚期M矮星周围短周期巨行星形成。
2023-11-17 astro-ph.EP
How Flow Isolation May Set the Mass Scale for Super-Earth Planets
最近许多关于行星形成的研究都集中在通过颗粒的吸积来生长行星上，这些颗粒的空气动力学特性使它们与星云气体的耦合程度很低，这一理论通常被称为“卵石吸积”。虽然卵石吸积可以改善一些纯粹由引力过程引起的增长问题，但与对系外行星系统的观测相比，它还有其他问题。一个特别值得关注的问题是，绝大多数行星最终会成长为“超级地球”或“次海王星”，质量在2-10 $M_\oplus$之间。一旦行星达到这个质量尺度，通过卵石吸积生长的时间尺度是如此之快，以至于在这里普遍结束生长是困难的。在这项工作中，我们强调了这个问题，详细使用我们以前发表的卵石吸积模型，并提出了一个可能的解决方案：增长的行星的大气和气体盘之间的反馈抑制吸积较小的颗粒大小，迫使他们周围流动的增长的行星，而不是被吸积。对于合理的基准盘参数，一旦行星达到超地球质量，这种“流动隔离”将抑制所有可用颗粒尺寸的吸积。我们还表明，这种“流动隔离质量”的特点同意以前发表的\textit{Kepler}行星中确定的趋势。
2020-08-19 astro-ph.EP
Planetary formation tracks on the Hertzsprung-Russell diagram: Visualising the processes of giant planet growth
Universität Duisburg–Essen（杜伊斯堡-埃森大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Bern（伯尔尼大学）
本文研究了行星形成过程中固态和气态吸积、冷却/收缩以及迁移如何塑造不同形成场景下的光度-温度轨迹，并首次将Bern模型与辐射-流体动力学模拟结合，以解决冷/热起始的模糊性问题。
2026-05-18 astro-ph.EP
Pulsed Disc Accretion Driven by Hot Jupiters
我们提出了2D流体动力学模拟的热彗星轨道附近的内边缘的原行星盘。本文系统地探讨了不同质量、轨道间距和偏心率的巨行星对盘内边缘吸积速率的影响。我们发现，一个大规模的（行星与恒星的质量比$\gtrsim 0.003$）偏心（$e_p\gtrsim 0.1$）行星驱动脉冲吸积盘的内边缘，调制在一个或两个行星的轨道频率。吸积变化的幅度一般会随着行星质量和偏心率的增加而增加，尽管也可能存在一些非单调的依赖关系。应用我们的模拟结果的T金牛座系统CI头，在那里已经检测到一个年轻的热木星候选人，我们表明，在这个系统中观察到的光度变化可以解释由一个偏心的巨行星驱动的脉冲吸积。
2019-11-19 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
