Instabilities in the Early Solar System due to a Self-gravitating Disk
对早期太阳系的现代研究通常会提出这样的可能性，即巨行星之间的轨道不稳定性是由行星与大量外部星子盘之间的引力相互作用引发的。以前的研究表明，这种不稳定性可以在巨行星形成后大大延迟（$\sim$ 100万年）。盘中的天体通常以半主动的方式处理，其中包括它们对行星的引力，但忽略了微行星之间的相互作用。我们使用GENGA进行$N$体数值模拟，它利用GPU允许包括所有的引力相互作用的机构。虽然我们模拟的柯伊伯带粒子比真实的原始柯伊伯带天体的可能质量更大，但我们的模拟表明，原始柯伊伯带的自搅拌对巨行星不稳定性的动力学非常重要。我们发现，微行星之间的相互作用动态加热磁盘，通常防止外太阳系不稳定被推迟了几千万年后，巨大的行星形成。更长的延迟发生在一小部分行星和微行星盘之间至少有3.5 AU间隙的系统中。我们最终的行星配置匹配太阳系的速度与其他以前的作品在大多数方面是一致的。盘的不稳定前加热通常产生与现代太阳系值相当的最终木星偏心率，这在过去的工作中一直是一个难以匹配的约束。
2018-12-20 astro-ph.EP
Collision velocity of dust grains in self-gravitating protoplanetary discs
我们已经进行了第一次全面的数值调查的尘埃粒子的相对速度分布在自引力原行星盘，以评估通过直接崩溃在这样的环境中的星子形成的可行性。的可行性取决于关键的大尺寸，优先收集在压力最大值所产生的瞬态螺旋功能（斯托克斯数，$St \sim 1$），这些尺寸尺度的增长需要碰撞速度保持足够低，晶粒生长不被破碎逆转。我们发现，对于一个单一大小的尘埃人口，速度驱动光盘的引力扰动是有效的$St > 3$，而耦合到气体速度占主导地位，否则。我们开发了一个标准来理解这一结果的停止距离是为了光盘规模的高度。然而，在多尺寸尘埃群中，由不同的径向漂移引起的相对速度太高，不允许硅酸盐尘埃颗粒生长超过$St \sim 10^{-2}$或$10^{-1}$（$10\,\mathrm{cm}$到$\mathrm{m}$尺寸在$30\,\mathrm{au}$），这样的斯托克斯数不足以允许螺旋特征中的固体浓度。然而，对于冰冷的固体（它可以在几次$10\,\mathrm{m\,s}^{-1}$的碰撞中幸存下来），从恒星到$30\,\mathrm{au}$的增长可能超过$St \sim 1$（$10\,\mathrm{m}$大小）。这样的天体将集中在螺旋形特征中，并可能通过引力坍缩产生更大的冰质微行星/彗星。这些微行星将获得适度的离心率，并在圆盘的剩余寿命中保持不变。
2016-02-29 astro-ph.EP
Planetesimal formation in self-gravitating discs -- dust trapping by vortices
在原行星盘中，一米大小的巨石成长为千米大小的星子的机制是一个积极研究的课题，因为它对行星形成至关重要。为了避免由于空气动力学阻力而螺旋进入原恒星，物体必须从厘米大小的鹅卵石（与气体紧密耦合）迅速成长为直径1- 100米的大石头。已经公知的是，盘的气体成分中的过密度提供了用于收集固体的潜在位置，并且盘的气体成分中的显著密度结构（例如，螺旋密度波）可以足够有效地捕获固体，使得盘的固体成分由于其自身的自重而经历进一步的引力坍缩。在这项工作中，我们采用PENCIL代码进行本地剪切片模拟大规模的自引力原行星盘，研究反气旋瞬态涡，或涡流，在这些磁盘上的固体的演变的影响。我们发现，这些类型的结构是非常有效的集中小型和中型尘埃颗粒的摩擦时间相当，或小于，当地的轨道周期的磁盘。这可能导致圆盘的固体成分中的密度明显过高，密度增加与螺旋密度波中的密度增加相当，甚至更高;增加固体引力坍缩成束缚结构的速率。
2015-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Substructure evolution from protoplanetary to debris disks driven by mutually gravitating planetesimals and implications on Kepler resonances and free-floating planets
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Hawai’i（夏威夷大学）
该研究提出相互引力星子的径向扩散演化图景，重现原行星盘环分布，揭示碎屑盘演化对开普勒共振链破坏及类地行星大小自由漂浮天体形成的启示。
2026-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Binary Planetesimal Formation from Gravitationally Collapsing Pebble Clouds
微行星是一种紧凑的天体，大小约为1-1000公里，质量大到足以通过引力结合在一起。它们可以通过吸积物质成长为完整大小的行星。星子本身被认为是由原行星盘中的小颗粒通过复杂的物理过程形成的。流动不稳定性（SI）模型指出，毫米/厘米大小的颗粒（卵石）被空气动力学收集到自引力云，然后直接崩溃成微行星。在这里，我们分析了SI的ATHENA模拟，以表征初始属性（例如，旋转）的卵石云。它们的引力坍缩之后是PKDGRAV N体代码，该代码已被修改以真实地解释卵石碰撞。我们发现，卵石云迅速崩溃成短命的磁盘结构，从星子的形式。微行星的性质取决于星云的标度角动量，l=L/（M R_H^2 Ω，其中L和M是角动量和质量，R_H是希尔半径，Ω是轨道频率。低l卵石云产生紧密（或接触）的双星和单星子。紧凑的高亮度云产生的双星微行星的属性，非常类似于柯伊伯带中发现的等大小的双星。值得注意的是，SI触发的引力坍缩可以解释已知的等大小双星的角动量分布--这一结果有待提高分辨率的研究来验证。大约10%的坍缩模拟产生了两个或更多大卫星的分层系统。当观测达到阈值灵敏度时，这些系统应该在柯伊伯带中被发现。
2020-11-13 astro-ph.EP
Contemporary formation of early solar system planetesimals at two distinct radial locations
微行星的形成预计是通过粒子-气体不稳定性发生的，这种不稳定性将尘埃聚集成自引力团块。触发这些不稳定性需要在原行星盘中预先堆积尘埃。到目前为止，这已经成功地模拟了专门在磁盘的雪线，而岩石星子在内部磁盘只能通过假设不切实际的大颗粒尺寸或增强全球磁盘金属。然而，仅仅在雪线上形成的星子很难与具有不同氧化态和同位素组成的铁陨石母体的早期和同期形成相一致，这表明在圆盘的不同径向位置形成。在这里，通过模拟正在进行的吸积物质从崩溃的分子云的磁盘的演变，我们表明，星子的形成可能已经触发了在第一个0.5亿年的尘埃堆积在雪线（约5 AU）和硅酸盐升华线（约1 AU），湍流扩散低。颗粒浓度约为1 AU是由于早期向外的径向运动的气体，并协助升华和再凝聚的硅酸盐。我们的研究结果表明，虽然在两个位置的星子形成大约同时，那些在雪线吸积的大部分质量（约60%）的材料提供给磁盘在最初的几个10,000年，而这一比例只有30%的星子形成在硅酸盐线。因此，假如被运送物质的同位素组成随时间而改变，这两个星子群应该有不同的同位素组成，与观测结果一致。
2021-12-31 astro-ph.EP
Vortex survival in 3D self-gravitating accretion discs
大规模的尘埃旋涡可能是观测到非对称原行星盘的原因。盘状涡旋也是通过集中尘埃颗粒加速微行星形成的潜在场所。然而，在3D光盘涡受到破坏性的“椭圆不稳定性”，这降低了他们的生存能力，灰尘陷阱。因此，在三维吸积盘中的旋涡的生存是一个重要的问题来解决。在这项工作中，我们进行剪切箱模拟表明，光盘自重增强三维涡流的生存，即使在经典意义上的自重是弱的（例如，与Toomre $Q\simeq5$）。我们发现一个三维的，自引力涡可以生长在长期的时间尺度上，尽管椭圆不稳定性。涡的展弦比随强度的增加而减小，从而加剧了椭圆不稳定性。其结果是一个三维涡流的湍流核心，持续为$\sim 10^{3}$轨道。我们发现，当重力和流体动力应力变得可比，涡可能会经历幕式爆发，我们解释为椭圆形和重力不稳定性之间的相互作用。我们估计尘埃粒子的分布在自引力，湍流旋涡。我们的研究结果表明，大尺度的旋涡在原行星盘更容易观察到在大半径。
2018-05-15 astro-ph.EP
Vortices in self-gravitating gaseous discs
涡旋被认为在千米大小的微行星的形成中起着重要作用。然而，涡动力学通常在非自引力圆盘中进行研究。这里的主要目标是研究盘自重对涡动力学的影响。为此，我们采用二维自引力剪切片近似。采用了一个简单的冷却规律与恒定的冷却时间，使光盘沉降到一个准稳定的重力湍流状态。在这种状态下，旋涡出现作为瞬态结构经历反复出现的形成阶段，增长到与局部金斯尺度相当的大小，并由于自重力和背景开普勒剪切的综合影响而最终剪切和破坏。每个阶段通常持续约2个轨道周期或更少。因此，在自引力盘中，涡旋演化的整体动力学图像是不规则的，由许多处于不同演化阶段的瞬态涡旋组成，因此，具有不同的尺寸，直到局部Jeans尺度。涡旋在演化过程中产生密度波，密度波变成激波。因此，密度波和涡旋的动力学是耦合的，这意味着，在一般情况下，应该考虑涡旋和螺旋密度波模式，以获得正确的理解自引力盘动力学。我们的研究结果表明，鉴于这种不规则的和快速变化的字符的旋涡演变的自引力盘，它可能是难以有效地捕获尘埃粒子。然而，需要进一步研究嵌入自引力气体圆盘中的尘埃颗粒的行为，以加强这一结论。
2009-01-12 astro-ph.EP
Pebble accretion in self-gravitating protostellar discs
卵石吸积已成为行星形成的核心吸积模型的一个流行组成部分，特别是与紧凑，共振的陆地行星系的形成。卵石最初形成于内部原行星盘，在径向扩张的前沿向外扫过，可能通过迁移和流动不稳定性形成星子和行星核心。这个卵石锋出现在早期，通常被认为是一个低质量的圆盘。我们认为，这张照片是在年轻的拱星盘，这是巨大的和自引力的现实冲突。我们应用标准卵石吸积和流动不稳定性公式的自引力原恒星盘模型。碎片会在卵石盘中打开一个缺口，但它们可能无法在气体中打开一个缺口，并继续快速向内迁移。如果这不强烈扰动卵石盘，我们的研究结果表明，盘碎片将有效地吸积卵石。我们发现，在一般情况下的卵石，气体密度比未能超过0.01，这表明流动的不稳定性将难以操作。如果有10厘米的颗粒，就有可能激活不稳定性，螺旋结构可以有效地将它们集中在低重力湍流的区域。如果发生这种情况，月球质量核心可能会在几千年的时间尺度上组装，** 但这可能是罕见的，而且远未得到证实 **。无论如何，这项工作强调了研究自引力原恒星盘如何定义固体物体的分布和性质的必要性，以便通过核心吸积形成未来的行星形成。
2019-02-14 astro-ph.EP
Planetesimal gravitational collapse in a gaseous environment: Thermal and dynamic evolution
为阐明星子引力坍缩的热演化，本研究通过耦合气体阻力的自引力粒子-气体云数值模拟，揭示引力能分配规律，明确达数百至1600 K升温的条件，强调气体在坍缩中的关键作用。
2024-11-08 astro-ph.EP physics.geo-ph
Terrestrial planet formation during giant planet formation and giant planet migration I: The first 5 million years
该研究利用 GENGA 模拟木星、土星生长阶段的类地行星形成，量化星子散射植入、成分混合及盘质量与范围约束。
2024-09-30 astro-ph.EP
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
Particle Dynamics in 3D Self-gravitating Disks I: Spirals
螺旋臂是许多星周盘的独特特征，在散射光中观察到，它跟踪盘表面，毫米尘埃发射，探测盘中平面，以及分子发射。对螺旋的两种主要解释是由大质量行星产生的尾流和由盘的自引力激发的密度波。我们使用分层的3D流体动力学剪切盒模拟，包括尘埃粒子和磁盘的自重力，以研究气体和尘埃的螺旋在自引力磁盘依赖于模拟的大小，冷却效率和颗粒的空气动力学特性。我们发现，螺旋的开角是通用的（$\sim10^o$），并没有显着影响的计算域的大小，冷却时间，或颗粒大小。在具有最大域的模拟中，气体盘中的螺旋变得稍微更开放，具有更高的冷却效率。小尘埃很好地跟随气体螺旋，而无量纲停止时间$(\mathrm{St})$接近1的中等大小的尘埃更多地集中在螺旋上，并显示出更强的螺旋。但是，带有$\mathrm{St} > 1$的大尘埃也显示出螺旋，这与以前的一些模拟不同。我们确定这是由于气体对尘埃成分的引力。我们表明，当$\mathrm{St} \gtrsim Q$，从气体螺旋尘埃粒子的引力变得比粒子的空气动力学阻力强，使气体显着影响这些大颗粒通过引力相互作用。这对螺旋观测和星子形成/动力学都有重要意义。
2021-01-28 astro-ph.EP
Clump formation due to the gravitational instability of a multiphase medium in a massive protoplanetary disc
行星系是在气尘原行星盘中通过固体的生长而形成的。在本文中，我们表明，这种增长的最有趣的阶段-即，1-10米的巨石转化成100米大小的微行星-可以解释的引力不稳定性的机制。目前的工作集中在自引力团块的起源，其中星子的形成可能发生。我们的计算机模拟表明，由于两相不稳定性的发展，形成了这种气体和巨石的团块。这种不稳定性揭示了原行星盘中所谓的“相互影响效应”，其中系统的动力学由由初级固体组成的低质量子盘的无碰撞集体运动决定。我们发现，0.1 $c_s$的速度分散在巨石subdisc是足以导致形成的气体和巨石的自重力团块。在这种状态下，崩塌物体形成所需的时间小于巨砾在介质密度波中的消散时间。
2012-10-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Planetesimal/Debris discs
这一章为年轻的研究人员介绍了我们目前对碎片盘的理解。它介绍了它们的一些基本性质和可观测性，并描述了我们认为它们是如何形成和碰撞演化的。特别强调的是致力于ALMA观测的尘埃和气体，这限制了星子的分布，他们的挥发性成分，和潜在的挥发性输送到行星大气。
2022-02-14 astro-ph.EP
Capture of Interstellar Planetesimals in Protoplanetary Discs in Binary Star Systems
Monash University（莫纳什大学）；OzGrav: Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）
该研究通过超3000万次数值实验发现，双星系统中原行星盘可通过气体阻力捕获星际星子，为双星系统输送固体提供补充通道，缓解原位星子形成的低效问题。
2026-10-14 astro-ph.EP
On the dynamics and collisional growth of planetesimals in misaligned binary systems
上下文节录。许多恒星是双星系统的成员。在早期阶段，当恒星被圆盘包围时，双星轨道和圆盘中平面可能相互倾斜。金牛座T星周围的圆盘将变得轻微弯曲，并围绕双星系统的角动量矢量进行固体进动。目前还不清楚这样一个圆盘中的星子将如何演变和影响行星形成。目标。我们研究了嵌入在圆盘中的微行星的动力学，圆盘是由一个双伴星在一个圆形的倾斜轨道上扰动的。我们检查的星子碰撞速度，以确定何时可以通过吸积增长。我们改变双星倾角、双星间隔、D、盘质量和星子半径。我们的标准模型具有D=60 AU，倾角=45度，和相当于MMSN的盘质量。方法.我们使用三维流体动力学代码来模拟光盘。微行星是测试粒子，它们经历气体阻力，圆盘的引力，伴星的引力。微行星轨道交叉事件的检测和用于估计碰撞速度。结果对于具有适度倾角（25度）的双星系统，盘引力阻止微行星轨道经历强烈的微分节进动（在没有盘的情况下发生），并迫使微行星平均与盘进动。对于不同大小的天体，轨道平面会适度地相互倾斜，导致碰撞速度，抑制增长。对于较大的倾角（45度），Kozai效应起作用，导致破坏性的大相对速度。结论.在具有类似于本文所考虑的参数的倾斜双星系统中，通过星子吸积形成行星形成是困难的。对于Kozai机制运行的系统，形成行星的前景非常遥远。
2011-04-07 astro-ph.EP
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs with dead zones
原行星盘中的吸积被认为是由[...]磁旋转不稳定性（MRI）。最近的工作表明，嵌入完全湍流盘中的星子群受到速度色散的强烈激发，导致半径R_p < 100 km的天体的碰撞破坏。星子半长轴的显著扩散也出现了，导致星子种群在原行星盘内部区域的大规模扩散，这显然与小行星在小行星带内的分布所提供的限制相矛盾。在本文中，我们研究的动力学的微行星嵌入在垂直分层的湍流盘，有无死区。我们的主要目的是检查的湍流激发的速度色散，和径向扩散，在这些光盘的星子。我们采用三维MHD模拟[.]，一个化学平衡模型[…]我们发现，星子在充分湍流光盘开发大的随机速度，将导致碰撞破坏/侵蚀的大小低于100公里的机构，并经历径向扩散的规模\sim 2.5 AU超过5万年光盘的寿命。但在死区中的星子经历的随机速度的激发大大减少，并且对于尺寸R_p < 100 km的弱聚集体和强聚集体，平衡速度分散位于破裂阈值之间。我们还发现，径向扩散发生在一个大大减少的长度尺度\sim 0.25 AU在光盘的寿命时间，这是一致的太阳系的限制。我们的结论是，通过较小的机构之间的相互碰撞的星子增长不能发生在一个完全动荡的磁盘。相比之下，死亡区可能提供一个安全的避风港，在那里公里大小的星子可以避免通过碰撞相互毁灭。
2011-06-22 astro-ph.EP
Simulations of Small Solid Accretion onto Planetesimals in the Presence of Gas
年轻的原行星盘中微行星的生长和迁移是行星形成的基础。在所有的早期生长模型中，有几个过程可以抑制晶粒达到更大的尺寸。然而，观测表明，星子的生长必须是迅速的。如果少数100公里大小的微行星确实设法在盘中形成，那么气体拖曳效应可以使它们能够有效地从引力聚焦的横截面之外吸积小固体。原则上，这种气体阻力增强的吸积可以让星子以快速的速度生长。我们提出了自洽的流体动力学模拟与直接粒子积分和气体阻力耦合，以估计由于卵石吸积的星子增长率。风洞模拟用于探索一系列的颗粒尺寸和光盘条件。我们还探讨了星子增长的分析估计和数值积分星子漂移由于小固体的吸积。我们的研究结果表明，对于几乎每一种情况下，我们认为，有一个明显的首选颗粒大小吸积，吸积的星子和当地光盘条件的属性。对于比优选的颗粒尺寸小得多的固体，当颗粒被夹带在气体中并围绕星子流动时，吸积速率显著降低。比理想尺寸大得多的固体以与引力聚焦相一致的速率吸积。我们的分析估计卵石吸积突出的时间尺度，需要在不同的磁盘条件和初始小行星的大小的大型物体的增长。
2017-08-01 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
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs
原行星盘中的角动量输运和吸积通常被认为是由MHD湍流通过磁旋转不稳定性（MRI）驱动的。嵌入这些圆盘中的固体（尘埃颗粒、巨石、微行星和行星）的动力学可能受到湍流的强烈影响，因此行星系的形成路径部分取决于湍流的强度和空间分布。我们使用三维MHD模拟研究了嵌入湍流原行星盘中的半径在1米至10公里之间的微行星的动力学。微行星受到气体阻力和随机引力的作用，这是由于湍流盘造成的。在这项研究中，我们使用并比较了局部剪切箱模拟和全球模型的结果。这项工作的主要目的是检查：的增长，和可能的饱和度，嵌入式微行星的速度色散作为其大小和光盘参数的函数;微行星的径向迁移和扩散的速率;剪切盒和全球模拟结果一致的条件下。当使用尺寸为4 H x 16 H x 2 H的剪切盒（H为局部尺度高度）时，我们发现局部和全局模拟之间存在良好的一致性。由于螺旋密度波的激发和传播，所获得的密度波动的幅度对盒子的尺寸敏感。这影响了微行星所经历的随机强迫。[...]我们的模型表明，充分发展的MHD湍流在原行星盘将嵌入星子的破坏性影响。相对较低的湍流水平需要的星子吸积的传统模型的运作，这是一致的存在一个死区的原行星盘。
2010-07-07 astro-ph.EP
Dust evolution in protoplanetary discs and the formation of planetesimals. What have we learned from laboratory experiments?
经过25年的实验室研究原行星尘埃凝聚，一个一致的图片，涉及碰撞尘埃聚集体的各种过程已经出现。除了粘附、弹跳和碎裂之外，其他效果，例如，腐蚀或质量传递，现在已经被广泛研究。凝聚模拟一致地表明，$\rm μ$ m大小的尘埃颗粒在遇到弹跳屏障之前可以生长到mm到cm大小的聚集体，而亚$\rm μ$ m大小的水冰颗粒可以直接生长到星子大小。对于硅质物质，其他过程必须负责将尘埃聚集体转化为星子。在本文中，讨论了这些过程，介绍了出现的尘埃或结冰微行星的物理特性，并与来自太阳系内外的经验证据进行了比较。总之，由尘埃“卵石”的引力坍缩形成的星子似乎是最有可能的。
2018-02-01 astro-ph.EP
The fate of planetesimal discs in young open clusters: implications for 1I/'Oumuamua, the Kuiper belt, the Oort cloud and more
我们执行$N$体模拟的早期阶段的疏散星团的演变，包括大量的星子，最初安排在柯伊伯带盘周围的每颗恒星。在图形处理器（GPU）上使用一种新的四阶时间可逆的$N$体程序，在恒星引力作用下对整个系统进行了演化，即把星子作为测试粒子，并分别考虑了两种类似于IC 348和Hyades的初始星系团模型.在这两种情况下，微行星都可以在早期的星团演化过程中被动态激发，在恒星之间转移，或者被释放成为自由浮动的（如A/2017 U1或'Oumuamua）。我们发现，从另一颗恒星捕获的微行星不一定是动态不同于那些原生恒星。在一次相遇之后，原生的和捕获的微行星都可以表现出对齐的近星点，在性质上类似于在太阳系中看到的，通常被认为是第九行星的标志。我们讨论了我们的研究结果对我们的太阳系和系外行星系统的影响。
2019-04-12 astro-ph.EP
Growing the seeds of pebble accretion through planetesimal accretion
我们探讨了行星胚胎的增长，通过星子吸积和超越的点，卵石吸积成为有效的所谓的希尔过渡质量。由流动不稳定性形成的星子的过渡质量和特征质量都随着与恒星距离的增加而增加。我们开发了一个模型的生长的一个大的星子（胚胎）嵌入人口的较小的星子形成在一个长丝的流动不稳定性。该模型以自洽的方式包括胚胎的碰撞质量增长，星子的破碎，所有参与机构的速度演化，以及丝状体的粘性扩散。我们发现，胚胎吸积所有可用的材料在灯丝的原行星盘的寿命期间，只有在内部地区的磁盘。相比之下，我们发现在5- 10 AU以外的光盘外部几乎没有生长。总的来说，我们的研究结果表明，在巨行星形成的原行星盘区域，星子的碰撞生长有很长的时间尺度。因此，为了在寒冷的轨道上形成巨行星，卵石吸积必须直接作用于星子初始质量函数中最大的天体，而很少或根本没有相互碰撞的帮助。
2022-08-03 astro-ph.EP
Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles
行星形成模型的一致性受到小天体和大天体状态之间脱节的影响。这主要是由所谓的生长障碍引起的：较大天体的直接生长在厘米大小的物体上停止，并且需要特殊的条件才能形成较大的引力约束的微行星。我们的目标是连接尘埃演化和微行星形成的模型，以确定有利于形成小行星大小的机构和第一个行星胚胎的原行星盘的区域。我们结合半解析模型的粘性原行星盘的演变，尘埃的生长和漂移，包括气体上的尘埃颗粒的反作用，通过流不稳定性和星子形成到一个数字代码。我们调查如何星子的形成是受原行星盘的质量，其初始尘埃含量，尘埃聚集体的粘性。我们发现，尘埃的增长和漂移导致全球固体的重新分配。内部圆盘中卵石的堆积提供了流动不稳定性有效的局部条件。微行星形成一个环形，其内缘位于0.3 AU至1 AU之间，宽度在0.3 AU至3 AU之间。由此产生的星子表面密度遵循一个径向轮廓，比初始盘轮廓陡得多。这些结果支持了太阳系中的类地行星是从一个狭窄的星子环中形成的，这个环再现了它们特有的质量比。
2016-09-05 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
The fate of planetesimals formed at planetary gap edges
原行星盘中的环和间隙的存在通常归因于行星盘的相互作用，其中灰尘和鹅卵石被困在行星诱导的气体间隙的边缘。最近的研究表明，这些可能是通过流动不稳定性形成星子的地点。鉴于大量的星子，可能形成的间隙边缘，我们解决的问题，他们的命运和能力，径向运输固体在原行星盘。我们进行了一系列的N体模拟的星子轨道，考虑到气体阻力和质量损失的影响，通过烧蚀。我们考虑两个行星系：一个类似于年轻的太阳系，另一个受到HL Tau的启发。在这两个系统中，与间隙开放行星的紧密接近导致了巨大的轨道激发，导致微行星在形成后不久离开它们的出生地并在整个圆盘中扩散。在10天文单位内部的偏心轨道上的微行星会经历有效的消融，并在到达最里面的圆盘区域之前失去所有的质量。在我们用$\dot{M}_0=10^{-7}\, M_{\odot}\, \textrm{yr}^{-1}$和$α=10^{-2}$进行的名义太阳系模拟中，我们发现在500 kyr之后，70%的初始小行星质量已经被烧蚀。HL Tau的消融速率较低，在100万年后只有11%的初始星子质量被消融。烧蚀的材料由固体颗粒和蒸发的冰的混合物组成，其中大部分蒸发的冰重新冷凝以形成固体冰。假设固体在圆盘中平面中生长为卵石，这导致卵石流量为$\sim 10-100\,M_{\oplus}\textrm{Myr}^{-1}$通过内部圆盘。我们的研究结果表明，分散的星子可以携带一个显着…
2021-03-08 astro-ph.EP
Debris Disc Constraints on Planetesimal Formation
在过去的几十年里，人们提出了两条形成星子的基本路线。一种是经典的“缓慢增长”情景。另一种是粒子集中模型，在这种模型中，小卵石在局部集中，然后在引力作用下坍缩形成微行星。这两种模型都对新生星子的大小谱和内部结构做出了一定的预测。我们使用这些预测作为输入来模拟气体扩散后留下的碎片盘的碰撞演化。碎片光盘排放作为一个系统的年龄在这些模拟计算的功能进行了比较与几个斯皮策和赫歇尔碎片光盘调查A型恒星周围。我们确认，大多数圆盘的观测亮度演变都可以通过经典模型重现。此外，我们发现，这是同样一致的颗粒浓度模型预测的星子的大小分布-提供的对象是松散的约束“卵石堆”，因为这些模型也预测。不管假设的星子形成机制如何，解释样本中最亮的碎片盘揭示了一个“盘质量问题”。“为了通过碰撞模拟再现这样的圆盘，需要高达1000地球质量的星子的总质量，这超过了碎片圆盘的原行星祖先中可用的固体总质量。这可能表明，在一些明亮的圆盘中，搅拌被延迟，其中一些最近发生了巨大的撞击，一些系统可能比以前认为的更年轻，或者非碰撞过程对尘埃的产生有很大的贡献。
2017-12-18 astro-ph.EP
Dead zones as safe-havens for planetesimals: influence of disc mass and external magnetic field
嵌入原行星盘中的微行星被周围湍流的密度波动所施加的引力扭矩所搅动。特别是，在支持充分发展的磁旋转湍流的盘中的星子很容易被激发到高于灾难性破坏阈值的速度分散，停止行星形成。我们的目的是检查的星子躺在一个磁解耦的中平面死区，搅拌只有螺旋密度波传播出磁盘的磁耦合湍流表面层的搅拌。我们扩展了以前的研究，包括更广泛的磁盘模型，并探讨了不同的磁盘列密度和外部磁场强度的影响。[...]搅拌的强度被发现是独立的气体表面密度，这是相反的，从一个简单的线性波图片预期与光盘质量的增加。这种差异是由于密度波在传播到死区时被剪切掉，导致中平面附近的密度结构平均施加较弱的随机扭矩。我们提供了一个简单的分析适合我们的数值获得的扭矩振幅，占这种效果。另一方面，搅拌敏感地取决于净垂直磁通量，直到饱和水平，高于该饱和水平，磁力在湍流层中占主导地位。对于我们的大多数模型，平衡的星子速度分散之间的阈值破坏强和弱的聚集，这表明碰撞的结果将取决于材料的属性。然而，具有相对较弱磁场的圆盘产生的搅动减少，并且它们的死区甚至为最弱的星子提供了安全的避难所，以防止碰撞破坏。
2012-02-03 astro-ph.EP
Pebble drift and planetesimal formation in protoplanetary discs with embedded planets
在原行星盘中通常可以观察到近轴对称的间隙和环。关于这些图案的起源的主要理论是，它们是由于嵌入行星的引力扭矩引起的气体间隙边缘的尘埃捕获。如果间隙边缘的固体浓度变得足够高，则可能通过流动不稳定性导致星子形成。我们测试这一假设进行全球1-D模拟尘埃演化和星子形成的原行星盘，是由多个行星扰动。我们探索了不同的颗粒大小，盘参数和行星质量的组合，并发现在所有这些情况下，星子的形式。我们还比较了我们的模拟与原行星盘观测卵石的空间分布。大于一个卵石隔离质量的行星在其气体间隙的边缘有效地捕获漂流的卵石，并且取决于间隙边缘的星子形成的效率，原行星盘在几十万年内转变为具有没有灰尘的大内孔的过渡盘或具有狭窄明亮环的盘。对于行星质量低于卵石隔离质量的模拟，结果是一个具有一系列弱环图案的圆盘，但环之间没有强烈的耗尽。将卵石的大小人为地降低到100微米大小的“淤泥”，我们发现行星之间的区域在长达50万年的时间尺度上耗尽了它们的卵石质量。这些模拟产生的星子也比标称模型中的毫米级粒子少，并且在100万年后仍然可以看到至少两个卵石环。
2020-01-29 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
How does the chemical composition of solids influence the formation of planetesimals?
该研究通过chemcomp代码模拟不同C/O比和尘气比的原行星盘演化，揭示固体化学成分对星子形成的影响，发现低C/O、高氧及高金属丰度更利于星子形成，为理解行星组成与生长的关联提供观测可验证的预测。
2025-07-17 astro-ph.EP
Formation of Gaps in Self-Gravitating Debris Disks by Secular Resonance in a Single-planet System I: A Simplified Model
碎片盘的空间分辨图像经常显示复杂的形态，如间隙、螺旋和扭曲。大多数现有的解释这种形态的模型都集中在大质量扰动（即行星，恒星伴星）的作用上，忽略了盘本身的引力效应。在这里，我们调查一个偏心行星和一个大规模的，外部碎片盘使用一个简单的分析模型之间的长期相互作用。我们的框架既考虑了盘和行星之间的引力耦合，也考虑了盘的自引力--但有一个限制，即它忽略了盘（自）引力的非轴对称分量。我们一般发现，即使当盘的质量小于行星时，系统也可能在盘内具有长期共振（与天真的预期相反），其中微行星的偏心率得到显着激发。鉴于这一结果，我们认为双环碎片盘，如HD 107146和HD 92945周围的碎片盘，可能是与盘内部尚未探测到的行星长期共振的结果。我们的特征的长期共振的性质（即位置，时间尺度和宽度）对行星和磁盘参数的依赖性，发现该机制是强大的磁盘是足够大的。作为一个例子，我们将我们的结果应用到HD 107146，发现这种机制很容易产生$\sim 20$ au宽的非轴对称的差距。我们的研究结果可用于设置约束的双环碎片盘的总质量。我们证明了这一点HD 206893，我们推断磁盘质量的$\approx 170$地球质量考虑扰动从已知的褐矮星同伴。
2021-01-08 astro-ph.EP
Planetesimal and planet formation in transient dust traps
本文研究原行星盘中瞬态气压极大值如何聚集尘埃并转化为星子，进而通过卵石吸积形成行星，并开发数值模型验证其对星子和行星持续形成的促进作用。
2024-02-18 astro-ph.EP
Self-Stirring of Debris Discs by Planetesimals Formed by Pebble Concentration
当原行星盘失去气体时，它会留下行星和一个或多个星子带。这些带受到行星（“行星搅动”）或嵌入的大星子（“自搅动”）的动态激发。微行星之间的碰撞变得具有破坏性，并开始产生尘埃，形成一个可观察到的碎片盘。根据Kenyon & Bromley（2008）的说法，通常认为自搅拌在第一个约1000公里大小的嵌入式“冥王星”形成后就开始运作。然而，最先进的卵石浓度模型有力地预测了大小在几公里到200公里之间的微行星在原行星盘中迅速形成，然后慢慢成长为冥王星大小的天体。我们表明，这些星子激发光盘足够的碎片的时间尺度，是短于冥王星的形成时间尺度。使用基于Ida & Makino（1993）理论的分析模型，并以数值积分为支持，我们发现激发时标为$T_{\rm excite} \approx 100 x_{\rm m}^{-1} M_*^{-3/2} a^3$ Myr，其中$x_{\rm m}$是原行星盘祖星的总质量，单位为最小质量太阳星云，$a$是其半径，单位为100 AU，$M_*$是恒星质量，单位为太阳质量。这些结果适用于一组23碎片光盘已很好地解决了ALMA或SMA。我们发现，这些光盘的大多数是一致的自搅拌。然而，围绕着年轻早期恒星的三个大圆盘确实需要行星作为搅拌器。它们是Cet 49，HD 95086和HR 8799，其中后两个已经知道有行星。
2018-07-11 astro-ph.EP
Planet formation models: the interplay with the planetesimal disc
根据连续吸积模型，巨型行星形成首先是基于一个固体核心的形成，当质量足够大时，它可以通过引力结合星云中的气体形成外壳。为了触发气体的吸积，核心必须在原行星盘的气体成分消散之前增长到几个地球质量。我们计算行星的形成，考虑到寡头政权的固体核心的增长。在圆盘中生长的胚胎会搅动邻近的星子，激发它们的相对速度，这使得吸积更加困难。我们计算了星子的激发态，作为形成行星的搅拌结果，以及气固相互作用。我们发现，巨行星的形成有利于小微行星的吸积，因为它们的随机速度更容易被星云的气体阻力阻尼。此外，具有（微小）包络的原行星的捕获半径对于小的星子也更大。然而，行星迁移是盘行星角动量交换的结果，对它们的生存有重要的影响：由于寡头政权中原行星的缓慢增长，快速向内的I型迁移对尚未开始其失控的气体吸积阶段的中等质量行星有重要影响。这些行星中的大多数都在中央恒星中消失了。幸存的行星要么质量低于10 ME，要么超过几个木星质量。为了在圆盘消散之前形成巨行星，小的星子（~ 0.1公里）必须是固体吸积过程的主要贡献者。然而，寡头增长和快速向内迁移的结合导致了中间质量行星的缺乏。因此，为了解释目前已知的太阳系外行星的数量，必须有其他的过程在起作用。
2012-10-15 astro-ph.EP
Composition of giant planets: the roles of pebbles and planetesimals
本研究结合卵石与星子两种吸积情景，通过chemcomp代码模拟原行星盘演化与行星生长迁移过程，发现行星大气组成、重元素含量及元素比值可用于约束巨行星的形成路径。
2023-10-04 astro-ph.EP
Capture of Irregular Satellites via Binary Planetesimal Exchange Reactions in Migrating Planetary Systems
通过记录星子和行星之间的相遇，我们计算了在一个数值积分的两行星系统，是由于迁移与外部星子带的相互作用遇到的分布。只有当双星微行星与行星缓慢而近距离相遇时，才有可能通过与双星微行星的交换反应捕获围绕行星运行的不规则卫星。在我们的模拟中，我们发现星子和行星之间的近距离缓慢相遇主要发生在最外层而不是最内层的行星上。考虑到行星轨道穿越双星微星首先会被潮汐破坏，我们估计了潮汐破坏和不规则卫星捕获的概率。我们估计，一个二进制的小行星被捕获，并成为一个不规则的卫星海王星质量外行星的概率是大约1/100的质量和分离类似的transneptunian小行星二进制的二进制。如果年轻的系外行星碎片盘上有一个双星小行星群，那么向外迁移的外行星应该有被捕获的不规则卫星群。我们讨论解释发射与系外行星北落师门b的碰撞演化捕获的不规则卫星人口补充，由于行星迁移。
2011-12-02 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
Capture of Solids by Growing Proto-gas Giants: Effects of Gap Formation and Supply-limited Growth
对气体巨行星内部结构的研究表明，相对于它们的中心恒星，它们的包层富含比氢和氦更重的元素。这种富集可能发生在气体巨行星形成的后期阶段，其中气体吸积主导原行星的生长。一些先前的研究进行了一个不断增长的原行星周围的微行星的轨道积分，假设一个均匀的拱星盘，以调查原行星捕获微行星的效率。然而，不仅是星子，但也盘气体的引力扰动的原行星在其后期形成阶段，导致在拱星盘间隙开放。在这项研究中，我们调查的影响，这种差距的形成对捕获的微行星进行动力学模拟的微行星周围不断增长的原气体巨行星。间隙的形成降低了盘状气体的表面密度，形成了陡峭的压力梯度，限制了原行星的生长速度。我们发现，第一种效应增强了对星子的捕获，而其他效应则减少了对星子的捕获，因此，在气体吸积过程中捕获的星子数量估计最多为~3 Mearth。我们的结论是，在现场捕获的星子需要初始固体表面密度大于5倍的最小质量的太阳星云解释推断的大量的重元素在木星。对于高密度的暖彗星，我们需要额外的过程来增强对星子的捕获和/或供应。
2019-06-13 astro-ph.EP
Towards a population synthesis model of self-gravitating disc fragmentation and tidal downsizing II: The effect of fragment-fragment interactions
大多数原恒星系统可能会经历一个短暂的阶段，在这个阶段，原恒星盘是自引力的。如果这些圆盘容易碎裂，那么它们就能够迅速形成最初有几个木星质量甚至更大的物体。这些圆盘碎片的命运（以及后来通过核心吸积形成的行星体的命运）不仅敏感地取决于碎片与圆盘的相互作用，而且还取决于与其相邻碎片的相互作用。我们回到和修改我们的人口合成模型的自引力盘碎片和潮汐缩小。在其他改进中，该模型现在直接包含碎片-碎片相互作用，而光盘仍然存在。我们发现，碎片-碎片散射占主导地位的轨道演化，即使我们执行快速迁移和低效的间隙形成。与我们以前的模型相比，我们看到正在形成的陆地类型物体的数量略有增加，尽管它们在潮汐演化下的生存充其量是不清楚的。我们还看到了破碎的碎片与进化的颗粒种群的证据-这是星子带形成的间接证据，这是一种在忽略碎片-碎片相互作用的运行中看不到的现象。尽管有强烈的动力学演化，我们的人口主要是大质量的巨行星和棕矮星在大半长轴，直接成像调查应该，但很少，检测。最后，光盘碎片被证明是一个有效的制造商的自由浮动行星质量的物体，和典型的多重性系统通过引力不稳定性将是低的。
2017-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
A gap in HD 92945's broad planetesimal disc revealed by ALMA
在过去的几年里，多波长观测揭示了环周盘中普遍存在的缝隙/环。在这里，我们报告的第一ALMA观测HD 92945在0.86毫米，揭示了一个差距约73 $\pm$ 3 AU内的一个广泛的盘的星子，从50至140 AU。我们发现，差距是$20^{+10}_{-8}$所有宽。如果被一颗行星在原地清除，这颗行星的质量必须小于0.6 $M_\mathrm{Jup}$，或者甚至更低，如果这个间隙被一颗在原行星盘早期形成的行星清除，并阻止了在那个半径形成星子。通过比较圆盘的相对侧，我们还发现圆盘可以是不对称的。动机的不对称性和事实，行星可能会更频繁地接近恒星的系外行星系统，我们表明，差距和不对称性可以产生由两个行星内部的光盘通过长期共振。这些行星激发了特定圆盘位置的天体的偏心率，在星子分布中打开了径向间隙。新的观测是必要的，以确认如果光盘是真正的不对称，从而有利于长期共振模型，或者如果明显的不对称是由于背景星系，有利于在原地行星的情况。最后，我们还报告了未检测到CO和HCN气体，证实没有原始气体存在。CO和HCN的未检测与富含挥发物的太阳系类彗星的毁灭是一致的。
2019-01-09 astro-ph.EP
On the accumulation of planetesimals near disc gaps created by protoplanets
我们已经进行了三维二维流体（气尘）流体动力学模型的拱盘嵌入原行星（3 - 333 M \oplu）和小固体（半径10厘米至10米）。我们发现，大质量行星（\gtrsim土星质量）在气体盘中打开足够深的间隙，使得间隙外缘的密度最大值可以非常有效地捕获米级固体。这允许固体在间隙的外边缘处积聚，因为固体从大半径螺旋向内到捕获区域。对于那些向内螺旋最快的物体，通常是米大小的巨石，这种积累过程发生得最快，而较小和较大的物体在圆盘的寿命内不会足够快地迁移以从该过程中受益。在木星质量的行星周围，我们发现可能会形成与几个地球质量一样大的固体物质的束缚团块，可能会在自引力下坍塌形成行星或微行星。这些结果与Lyra et al.（2009）一致，支持他们的发现，即第二代微行星或类地行星的形成可能是由高质量行星的存在引发的。
2012-03-22 astro-ph.EP
Planetesimals in Debris Disks
微行星形成于年轻恒星周围富含气体的原行星盘中。然而，原行星盘在大约1000万年后逐渐消失。留下的星子（以及许多行星）太暗，无法直接研究。幸运的是，微行星之间的碰撞会产生尘埃碎片盘。这些碎片盘追溯了类地行星形成1亿年和系外行星系统演化10亿年的过程。本章首先概述了星子的形成，作为星子毁灭时代的前奏。我们对碎片盘的审查涵盖了理解观测所需的关键问题，包括尘埃产生和动力学。我们对太阳系外碎片的讨论着眼于与太阳系尘埃的相似性和差异。
2015-12-15 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
Collision rates of planetesimals near mean-motion resonances
在星周盘中，星子的碰撞研磨产生了第二代尘埃。虽然目前还不清楚这是否会成为总尘埃含量的主要组成部分，这种尘埃的存在，以及潜在的内部结构，但它可以用来探索圆盘的物理条件。一颗扰动的行星会在尘埃中产生非轴对称的结构和间隙，而不管它的起源。然而，由于气体相互作用较弱，微行星的动力学与小尘埃颗粒的动力学有很大不同。因此，小行星碰撞可能会产生尘埃盘结构，否则就不会存在。在这项工作中，我们使用N-体模拟来研究平均运动共振附近的星子碰撞率分布。我们发现，一个独特的凸点或倾角功能产生的碰撞配置文件，其存在依赖于共振的振动宽度和共振的边缘之间的间距和远心距离。这两个特征之一的存在取决于行星的质量和偏心率。假设径向尘埃排放跟踪的小行星碰撞配置文件，在尘埃排放中的2：1平均运动共振的凸起或凹陷功能的存在下，可以限制扰动行星的轨道特性。只要径向漂移在碰撞级联过程中不起重要作用，这种假设是有效的。在这种假设下，这些特征的尘埃排放应在附近的原行星盘ALMA边缘观察。
2021-02-24 astro-ph.EP
Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects
行星形成开始于小微行星碰撞生长，聚集成较大的微行星。这种生长发生在微行星嵌入气态原行星盘的时候。然而，小微行星经历碰撞和气体阻力，导致它们在短时间内毁灭，不允许或需要微调条件来有效增长$\sim$米大小的物体。在这里，我们展示了$\sim10^{4}$星际天体，如最近探测到的1 I/2017-U1（'Oumuamua），可能已经被捕获，并成为年轻太阳系的一部分，以及数百个$\sim$公里大小的天体。捕获率是强大的，即使保守的假设原行星盘结构，当地的恒星环境和星子ISM密度。“播种”这样的星子，然后催化进一步的行星生长成行星胚胎，并可能减轻主要挑战与米大小的增长-“障碍”。捕获模型与当前领先的行星形成理论协同作用，提供了第一个星子的缺失环节。此外，星子捕获提供了一个更有效的途径石胚比以前认为的。
2019-03-03 astro-ph.EP
The formation of wide exoKuiper belts from migrating dust traps
是什么决定了柯伊伯带类似物（外柯伊伯带）的宽度，这是一个悬而未决的问题。如果得到解决，这种理解将为系外行星系统的结构、动力学和形成提供有价值的见解。ALMA最近的观测揭示了这一领域的一个明显的悖论，在原行星盘中存在径向狭窄的带，这些带可能是星子的诞生地，而在成熟系统中，外柯伊伯带的宽度几乎是其四倍。如果这种类型的碎片盘的母星子确实通过尘埃被捕获的流动不稳定性在这些狭窄的原行星环中形成，我们提出，如果这些尘埃陷阱在径向迁移时形成星子，这种宽度二分法可能会自然出现，例如由迁移行星引起的。使用尘埃演化软件DustPy，我们发现，如果初始的原行星盘和陷阱条件有利于星子的形成，尘埃仍然可以有效地积累和形成星子的陷阱移动。这导致了向内的径向速度和最终的星子带宽度之间的正相关性，在1000万年的演化过程中形成了高达$\sim$ 100 au的带。我们发现，虽然星子形成是最有效的低粘度（$α= 10^{-4}$）盘陡峭的尘埃陷阱触发流不稳定性，最观察到的星子带的大宽度约束$α$值$\geq4\times 10^{-4}$在几十个AU，否则陷阱不能迁移足够远。此外，外柯伊伯带的宽度和半径的大幅度扩展可能是由于不同的陷阱迁移速度（或原行星盘寿命）和不同的起始位置。我们的工作是连接外柯伊伯带和原行星盘环的第一步。
2021-10-08 astro-ph.EP
Long-lived planetesimal discs
我们调查的生存在Gyr时间尺度的星子光盘，使用统一的方法，适用于所有开普勒光盘的固体-尘埃颗粒，小行星，行星等星子光盘可以本地的特点是由四个参数：表面密度，半长轴，星子大小和星子径向速度色散。任何行星盘都必须经历过所有的动力学过程，包括引力不稳定性、动力学混沌、引力散射、物理碰撞和辐射力，这将导致其生命周期中的重大演化。这些过程导致了一组丰富的约束条件，强烈限制了长寿光盘的可能属性。在这个框架内，我们还讨论了检测的星子光盘使用径向速度测量，过境，微透镜，和红外线发射的星子本身或从尘埃产生的星子碰撞。
2010-03-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
Self-gravitating discs with radiative transfer: their role in giant planet formation
我们目前的初步结果的能力，自引力盘冷却，以响应其内部加热。这些光盘建模使用光滑粒子流体动力学（SPH）代码与辐射转移（怀特豪斯，贝特和Monaghan 2005年），我们调查这些光盘的能力，以保持一个状态的热平衡与他们的边界作为其可能性的指示碎片。
2009-05-13 astro-ph.EP
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet II. Effects of dust growth
本研究通过一维单粒径尘埃演化模型，探究含尘埃生长过程时，迁移行星后方气压凸起处的星子形成条件与结果，明确了湍流强度、行星核形成时间等因素对星子质量与形成机制的影响。
2023-06-20 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries I: planetesimal dynamics in massive protoplanetary disks
大约$20\%$的径向速度调查发现的系外行星居住在恒星双星。为了弄清它们的起源，我们必须了解双星系统内原行星盘中的微行星的动力学。标准的描述，只占气体阻力和引力的伴星已受到挑战，最近的原行星盘的引力被证明在星子动力学中起着至关重要的作用。另一个复杂的现象是双星系统中的原行星盘倾向于偏心，从而引起额外的星子偏心率激发。在这里，我们第一次解析地探讨了双星如$α$ Cen和$γ$ Cep在（1）偏心原行星盘的重力，（2）由于（共面）偏心伴星的扰动，和（3）气体阻力的联合作用下的星子的长期动力学。我们得到明确的解决方案的行为的星子偏心率${\bf e}_p$在非旋进磁盘（和旋进磁盘在一定的限制）。我们得到了星子相对速度分布的解析形式，这是理解它们碰撞演化的关键输入。盘引力强烈地影响相对速度，并且倾向于将以最高速度与可比物体碰撞的微行星的大小推到小值，$\sim 1$ km。我们还发现，在偏心的原行星盘approximally对齐的双星轨道的星子碰撞在较低的相对速度比在错位磁盘。我们的研究结果突出了一个决定性的作用，磁盘重力在双星的微行星动力学。
2014-08-21 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
