Jupiter's composition suggests its core assembled exterior to the N2 snowline
木星的大气层富含C、N、S、P、Ar、Kr和H2O，相对于太阳的丰度约为3倍。巨行星的气包层主要通过大气中固体的溶解而富集，这种恒定的富集系数令人困惑，因为上述元素中的几种预计不会在木星的馈送区中处于固相;最严重的是，Ar和N的主要载体N2只在非常低的温度下冷凝，21-26 K，与外部太阳星云有关。我们建议，一个合理的解决办法木星的均匀富集模式之谜是，木星的核心形成外部的N2和Ar雪线，超过30金，导致在太阳的组成核心的所有挥发物重于Ne。在包层吸积和星子撞击过程中，一些核心与包层混合，导致了所观察到的富集模式。我们表明，这种情况下自然产生所观察到的大气成分，即使有大量的污染，从N-穷人卵石和星子吸积在木星的最后喂养区。我们注意到，巨大的核心形成在大星云半径是一致的，通过卵石吸积，这需要核心形成外部木星的当前位置，以应对快速向内迁移的核心和信封形成过程中的气体巨核形成的最新模型。如果这种情况是普遍的，气体巨星核心的形成可能解释了在10秒到100天文单位之间的原行星盘中观察到的许多间隙。
2019-09-27 astro-ph.EP
Jupiter's "Cold" Formation in the Protosolar Disk Shadow: An Explanation for the Planet's Uniformly Enriched Atmosphere
大气成分为行星的形成和演化提供了有价值的线索。木星一直是研究最充分的巨行星，就其大气而言;然而，木星大气成分的起源仍然是一个谜，因为氮和惰性气体的丰度与其他元素一样高，只能来自极冷的环境。我们提出了一个新的想法来解释木星的大气成分：灰尘堆积在H $_2$ O雪线投下阴影，冷却木星轨道，使N $_2$和惰性气体可以冻结。在阴影区形成的星子或核心可以通过溶解在包层中富集氮和稀有气体，就像其他元素一样。本文用辐射转移计算方法计算了被遮蔽的原太阳盘的温度结构。然后，我们研究了木星的径向挥发分分布，并通过凝结计算预测了木星的大气成分。我们发现，目前的木星轨道附近，大约$3$ - $7~{\rm AU}$，可以作为$30~{\rm K}$冷，如果小尘埃表面密度变化的一个因素，$\gtrsim30$跨越H $_2$ O雪线。根据先前的晶粒生长模拟，如果硅酸盐晶粒比冰晶粒更脆弱，则可以通过弱圆盘湍流来实现这种条件。阴影可以引起大多数挥发性物质的冷凝，即N $_2$和Ar。我们表明，阴影固体的溶解可以解释木星大气中的元素丰度模式，即使原木星是在木星目前的轨道附近形成的。盘影可能在控制大气成分方面起着至关重要的作用。阴影的影响也影响了JWST对即将到来的系外行星大气观测的解释。
2021-06-16 astro-ph.EP
Enrichment of Jupiter's atmosphere by late planetesimal bombardment
木星的大气层富含重元素，是原太阳大气层的3倍。这种浓缩的起源以及它是否代表行星包层的整体组成仍然未知。木星的内部结构模型表明，它的外壳与内部深处分离，行星没有完全混合。这意味着木星的大气层在其形成结束之前富含重元素。这种富集可能是后期星子吸积的结果。然而，木星的形成模型表明，随着行星质量的增加，吸积率会降低，这不能解释木星大气层的富集。在这项研究中，我们模拟木星的形成，并表明，原木星从$\sim$ 20 AU迁移到目前的位置，可以导致一个晚期的星子吸积和大气富集。如果原木星只迁移几个天文单位，晚期的星子吸积就不会发生。我们认为，如果木星的最外层是完全混合的，并且相对较薄（高达其质量的$\sim$ 20\%），那么这种晚期吸积可以解释其测量的大气成分。因此，木星可能经历了重大的轨道迁移，随后是晚期的小行星吸积。
2022-02-14 astro-ph.EP
Theory of Figures to the 7th order and the interiors of Jupiter and Saturn
木星和土星的内部建模已经发展到了一种状态，其中生成了数千个模型，涵盖了许多参数的不确定性空间。这种方法需要一种快速的方法来计算它们的重力场和形状。此外，在土星的卡西尼号任务和正在进行的朱诺号任务提供了高达J12的引力谐波。在这里，我们报告了图形理论的扩展，这是一种用于重力场和形状计算的快速方法，到7阶（ToF 7），这允许计算高达J14。我们应用三种不同的代码来比较使用多变模型的准确性。我们将ToF 7与CMS-19 H/He-EOS一起应用于木星和土星内部模型。对于木星，我们发现，J6是最好的匹配过渡，从氦贫富信封在2-2.5毫巴。然而，大气金属丰度只有在大气层向低密度方向扰动，或者地面温度比伽利略值提高~14 K时才能达到1倍太阳能。我们的土星模型意味着在一个小的核心上有一个1.5- 4倍太阳能的Z包络。扰动的地球轨道产生金属丰度分布与扩展，重元素丰富的深内部（扩散核心）到0.4 RSat，如木星。只要内部深处富含重元素，致密、稀核或无核的经典模型都是可能的。包括一个热成风拟合观测到的风速，代表性的木星和土星模型是一致的，所有观测到的Jn值。
2021-10-28 astro-ph.EP
Experimental Investigation of Condensation Predictions for Dust-Enriched Systems
本研究通过23个Pt环平衡实验测试了富集尘埃系统中VAPORS代码对多种矿物凝结相域的预测，发现部分矿物与预测吻合，但尖晶石、钙钛矿和黄长石的稳定域存在显著偏差，为改进MELTS等热力学模型提供了校准数据。
2023-07-02 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci physics.chem-ph
Water enrichment of forming sub-Neptune envelopes limited by oxygen exhaustion
University of Tokyo（东京大学）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡佩恩天文研究所）
火成岩-大气相互作用限制了类海王星包层的水富集，氧耗尽限制决定了水含量与行星质量的关系。
2026-03-02 astro-ph.EP
Acceleration of Cooling of Ice Giants by Condensation in Early Atmospheres
行星目前的红外亮度部分来源于行星在形成过程中获得的吸积能量，因此对行星形成过程提供了重要的制约。一颗行星从热的初始状态冷却到现在的状态，通过大气层的辐射发射损失能量。因此，大气的性质影响行星的冷却速率。以前的巨行星冷却理论假设大气成分在整个进化过程中是不变的。然而，行星形成理论认为，在早期阶段，特别是冰巨星的大气层中富含重元素。这些重元素包括诸如水、氨和甲烷的可冷凝物质，预计这些物质对大气温度具有很大影响，并因此通过释放潜热而产生辐射。在这项研究中，我们研究了这种冷凝对行星排放通量的影响，并量化了对冷却时间尺度的影响。然后，我们证明了这些物种的潜热使大气保持高温，从而使排放通量在数十亿年内保持高位，从而加速了冰巨人的冷却。这揭示了一个长期存在的问题，即天王星比理论预测的要暗得多，尽管质量和半径相似，但亮度与海王星不同。此外，我们还发现，具有高度富集大气的年轻冰巨星在中红外线下比那些没有富集大气的冰巨星要亮得多。这为未来太阳系外冰巨星的直接成像提供了重要的意义。
2017-04-25 astro-ph.EP
Gas composition of main volatile elements in protoplanetary discs and its implication for planet formation
对气态系外行星的直接观测表明，与主恒星相比，它们的气体包层通常富含C/O比。这已经被解释为考虑到盘的气相可能是不均匀的，在这些行星形成的区域超过了恒星的C/O比;但很少有研究考虑到气体的漂移和行星的迁移。我们的目标是推导出行星中的气体成分，以评估是否有可能形成具有富集C/O比的巨行星。该研究的重点是不同过程对C/O比的影响，如盘的演变，气体的漂移和行星的迁移。我们使用我们以前的模型计算化学成分，以及Alibert等人（2013）的行星形成模型，我们添加了由主要挥发性物质H2和He组成的圆盘气相的组成和漂移。这项研究的重点是冰线存在的区域，并影响行星的C/O比。模拟显示，挥发性物质的凝结使得原行星盘的特定部分的C/O富集，高达太阳值的4倍。这导致了行星的形成，这些行星的包层中的碳氧比可以达到太阳值的3倍。行星的迁移、气相的演化和盘的辐照使得盘的初始C/O比随着盘的外部部分的减少和内部部分的增加而演化。行星的总C/O比受积冰的影响，这表明在行星大气中测得的高C/O比表明行星的核心与其外壳之间缺乏物质交换或观测偏差，并表明观测到的C/O比并不能代表行星的总C/O比。
2015-01-06 astro-ph.EP
Rocky sub-Neptunes formed by pebble accretion: Rain of rocks from polluted envelopes
本文模拟10倍地球质量卵石吸积亚海王星的硅酸盐蒸气凝结析雨，发现其可持续Gyr尺度并使半径膨胀，导致标准模型高估H,He含量最多两倍。
2023-07-27 astro-ph.EP
Subsolar Al/Si and Mg/Si ratios of non-carbonaceous chondrites reveal planetesimal formation during early condensation in the protoplanetary disk
非碳质方解石中的Al/Si和Mg/Si比低于太阳能（即，CI碳质陨石和地球形成鲜明对比，后者富含难熔元素，Mg/Si比为太阳能或更大。我们表明，形成的第一代的星子在冷凝的耐火元素意味着随后形成的残留冷凝物与强烈的亚太阳的Al/Si和Mg/Si比。残余冷凝物与具有太阳能耐火材料/Si元素比率的不同量的材料的混合解释了非碳质耐火材料的Al/Si和Mg/Si值。为了定量地匹配观测到的比率，我们发现第一微行星应该在盘的温度为~ 1，330 - 1，400 K时吸积，这取决于压力，并假设盘的太阳C/O比率。我们将讨论这个模型如何与我们目前的理解磁盘的演变，晶粒动力学，和微行星的形成。我们还将讨论扩展到中等挥发性元素（例如，Na），解释了这些元素在非碳质方解石中的贫化如何可能与难熔元素的贫化相关（例如，Al）。扩展到铬的分析，我们发现的证据比太阳能的C/O比在原太阳盘的气体时/从分馏气体冷凝发生。最后，我们讨论了超太阳的Al/Si和Mg/Si比的地球是由于我们的星球的质量的~40%的吸积从第一代的富耐火星子的可能性。
2020-03-11 astro-ph.EP
Accretion of primordial H-He atmospheres in mini-Neptunes: the importance of envelope enrichment
本文通过行星形成模型研究迷你海王星原始H-He大气的吸积过程，揭示包层富集和固体吸积率时标对原始包层比例的关键影响，为演化模型提供约束。
2024-02-28 astro-ph.EP
Reassessing planetary composition: Evidence of rock-dominated envelopes in Uranus and Neptune
Leiden University（莱顿大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Universität Zürich（苏黎世大学）
研究通过贝叶斯框架分析尿素和海王星的内部结构模型，发现其外壳富含难熔材料，核心岩石比例与柯伊伯带天体相似，而深部结构差异反映不同的形成路径。
2026-04-14 astro-ph.EP
How planets form by pebble accretion V. Silicate rainout delays contraction of sub-Neptunes
本研究通过卵石吸积模型结合内部演化，发现硅酸盐雨落延迟亚海王星收缩，导致半径膨胀并增强质量损失，为行星结构差异提供解释。
2024-05-16 astro-ph.EP
Enriched volatiles and refractories but deficient titanium on the dayside atmosphere of WASP-121b revealed by JWST/NIRISS
Observatoire astronomique de l’Université de Genève（日内瓦大学天文台）；Trottier Institute for Research on Exoplanets, Department of Physics, Université de Montréal（蒙特利尔大学物理系特罗蒂尔系外行星研究所）；Trottier Space Institute at McGill（麦吉尔大学特罗蒂尔太空研究所）；Department of Earth & Planetary Sciences, McGill University（麦吉尔大学地球与行星科学系）；Department of Earth, Planetary, and Space Sciences, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校地球、行星与空间科学系）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院）
通过JWST/NIRISS观测发现WASP-121b白天大气富含挥发物和冶金物但缺乏钛，暗示存在夜晚冷陷阱。
2025-11-26 astro-ph.EP
The First Kepler Mission Planet Confirmed With The Hobby-Eberly Telescope: Kepler-15b, a Hot Jupiter Enriched In Heavy Elements
我们报告开普勒-15b的发现，这是美国宇航局开普勒任务发现的一颗新的凌日系外行星。在第一季度（Q1）开普勒测光中探测到了周期为4.94天的凌日信号。我们第一次使用Hobby-Eberly望远镜（HET）的高分辨率光谱仪（HRS）通过精确的径向速度（RV）测量来确定开普勒行星的质量。北欧光学望远镜（NOT）的FIES摄谱仪的24个HET/HRS径向速度（RV）和6个额外的测量结果显示了与凌日星历具有相同周期和相位的多普勒信号。我们使用一个没有碘电池的开普勒-15的HET/HRS光谱来确定准确的恒星参数。主恒星是一颗富金属（[Fe/H]=0.36+/-0.07）的G型主序星，T_eff=5515+/-124 K。RV轨道的振幅产生行星的质量为0.66+/-0.1 M_Jup。这颗行星的半径为0.96+/-0.06 R_Jup，平均体积密度为0.9+/-0.2 g/cm^3。行星半径位于具有相似质量和辐射水平的凌日行星的下包络线上。这意味着地球上的重元素大量富集。我们估计Kepler-15 b中的重元素质量为30-40 M_Earth。
2011-07-13 astro-ph.EP
A chemical perspective on planet formation in reduced systems
ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）
本文研究了恒星C/O比和盘压变化对凝结化学的影响，揭示了在简化环境中将恒星组成映射到行星构建块的可靠性问题，发现不同凝结区域导致行星esimal成分差异显著。
2026-03-16 astro-ph.EP
Occurrence and core-envelope structure of 1--4x Earth-size planets around Sun-like stars
小行星，1- 4倍地球的大小，在类太阳恒星周围非常常见，令人惊讶的是，因为它们在我们的太阳系中缺失。最近的探测已经获得了关于这类系外行星的足够信息，可以开始描述它们的发生率，轨道，质量，密度和内部结构。开普勒任务发现最小的行星是最常见的，因为26%的类太阳恒星有1-2颗小的R_e行星，轨道周期在100天以下，11%有1-2颗R_e行星，接收1- 4倍的入射恒星通量，使我们的地球变暖。这些地球大小的行星均匀分布，轨道距离（几何学上）为0.4 AU，甚至可能更远。对33颗R_e为1-4的凌日行星的质量测量表明，其中最小的一颗（R < 1.5 R_e）具有岩石行星的密度。它们的密度随着半径的增加而增加，可能是由重力压缩引起的。包括太阳系行星的关系式为：ρ = 2.32 + 3.19 R/R_e [g/cc]。半径在1.5-4.0 R_e范围内的较大行星，其密度随着半径的增加而下降，揭示了围绕岩石核心的包层中低密度物质的数量增加，符合“迷你海王星”的称号。“~1.5 R_e的行星具有最高的密度，平均接近10 g/cc。气体巨行星优先出现在富含重元素的恒星周围，而岩石行星则出现在富含重元素的恒星周围。一种解释是，富含重元素的原行星盘中岩石核心的快速形成，使得气体在消失之前通过引力积累，形成巨行星。但1-4颗R_e行星的形成模型仍不确定。在没有探测到其他地方的生命或了解生命的生化起源的情况下，…
2014-04-10 astro-ph.EP
Planet Mass and Metallicity: The Exoplanets and Solar System Connection
该研究探讨巨行星质量与金属丰度的关系，提出结合外层包层与体密度金属丰度推断的方法，以揭示行星内部金属分层，为未来JWST和Ariel观测提供理论框架。
2024-09-20 astro-ph.EP
Heavy element enriched atmospheres and where they are born
University College Cork（科克大学）；Trinity College Dublin, University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）
本研究通过模拟原行星盘中泥砾迁移与挥发物蒸发过程，揭示巨型系外行星重元素含量与形成位置的关系，并预测其大气成分特征。
2025-12-08 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
The effect of episodic accretion on the phase transition of CO and CO_2 in low-mass star formation
利用数值模拟方法研究了低质量恒星形成过程中嵌入阶段CO和CO_2的蒸发和凝结过程。本文着重研究了与FUOR和EXOR类似的光度爆发对原恒星盘和落星包层中CO和CO_2气相丰度的影响。利用薄盘近似的流体动力学模型，结合恒星演化程序和CO、CO_2的相变，研究了年轻原恒星及其环境的演化。在我们的模型中，吸积和相关的光度爆发是由盘引力碎片随后快速迁移到形成中的原恒星上引起的。我们发现，100-200 L_sun量级的爆发可以蒸发部分包层中的CO冰。典型的气相CO冻结到包层中的尘埃颗粒上的时间（几千年）比爆发持续时间（100-200年）长得多。这导致在系统返回到静止阶段很久之后，包层中气相CO的丰度增加。相反，光度爆发只能蒸发圆盘中的CO_2冰，其中气相CO_2的冻结时间与爆发持续时间相当。因此，我们确认，亮度爆发可以留下持久的痕迹，在丰富的气相CO在下降的信封，使检测最近的爆发所建议的先前的半分析研究。
2013-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the volatile enrichments and heavy element content in HD 189733b
巨行星形成的理论主要围绕两个范式，即核心吸积模型和引力不稳定性模型。这两个形成情景支持了巨行星金属丰度应该高于或等于母星的假设。与此同时，凌日热木星HD 189733 b的光谱表明，该恒星的碳和氧丰度范围从贫到富。在这里，使用一个模型描述的形成顺序和组成的小行星在原行星盘，我们确定的范围内的挥发性丰度的信封HD 189733 b是一致的20- 80地球质量的重元素估计存在于行星的信封。然后，我们将推断的碳和氧丰度与从光谱学中检索的丰度进行比较，我们发现一系列的超太阳值直接适合光谱和内部结构模型。在某些情况下，我们发现，太阳下的元素丰度和{质量的重元素预测在HD 189733 b的内部结构模型}之间的明显矛盾可以解释的存在下，大量的碳分子的形式的多环芳烃和煤烟在上层的信封，建议由最近的光化学模型。一个诊断测试，将确认这些化合物的存在，在信封是乙炔的检测。
2010-11-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
The nature and composition of Jupiter's building blocks derived from the water abundance measurements by the Juno spacecraft
朱诺号航天器上的微波辐射计提供了对水丰度的测量结果，发现在木星近赤道区域，水丰度是原太阳氧丰度的1至5.1倍。在这里，我们的目标是结合这一最新的氧测定，这可能是更有代表性的散装丰度比伽利略探测器太阳下的值，与其他已知的测量元素丰度在木星，推导出形成条件和初始组成的积木聚集的增长的行星，并确定其信封的重元素组成。我们调查了几个情况下，在原太阳星云的冰固体形成，从纯冰的冷凝结晶的混合物的纯冷凝物和包合物在不同的比例。每一种情况都对应于一种不同的固体成分，其数量在木星的包络中进行了调整，以匹配朱诺号测量的O丰度。挥发性富集物可以与广泛的星子组合物相匹配，这些星子组合物来自仅由纯冷凝物形成的固体或几乎仅由包合物形成的固体，后一种情况提供稍微更好的拟合。木星的包层中所需的挥发物的总质量与观测到的浓缩相匹配，在4.3-39 Mearth范围内，这取决于原太阳星云中考虑的结晶情况。广泛的质量范围内的重元素来自我们的配合被认为是兼容的信封的金属丰度计算从目前的内部模型。
2021-08-23 astro-ph.EP physics.space-ph
Continuous mass ablation of planets engulfed in stellar envelopes
KU Leuven（鲁汶大学）
研究通过三维水动力模拟揭示了恒星膨胀过程中行星被吞噬时连续质量消融的过程，挑战了传统假设，提出恒星表面锂富集可能源于此机制。
2026-10-08 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The Challenge of Forming a Fuzzy Core in Jupiter
最近的木星结构模型与朱诺重力数据相匹配，表明这颗行星在其内部深处有一个富含重元素的扩展区域，即所谓的稀释/模糊核心。这一发现提出了一个问题，即什么可能的形成途径会导致这种结构。我们模拟木星的形成和长期演变，从失控的气体吸积之前的后期形成开始。我们考虑的形成场景包括原始成分梯度，以及随着原木星迅速获得其气体包层而建立的梯度。然后，我们跟随木星的演变，因为它冷却和收缩，特别关注内部的能量和物质运输。我们发现，我们考虑的情况下，没有导致一个模糊的核心，是兼容的内部结构模型。在所有的情况下，木星的大部分信封成为对流和充分混合后，最多几百万年。这是真的，即使当我们考虑的情况下，气体吸积导致一个寒冷的行星，大量的重元素吸积。因此，它的结论是，这是非常具有挑战性的解释木星的稀释核心从标准的形成模型。我们建议未来的工作应该考虑更复杂的形成途径，以及可能导致木星当前状态内部结构的其他物理过程的建模。
2020-05-12 astro-ph.EP
Composition of Transiting and Transiting-only super-Earths
最近对前三颗凌日超级地球的探测标志着系外行星领域一个既富有成果又具有挑战性的子领域的开始。描述这些对象的第一步是根据问题的退化特征推断它们的组成。计算结果表明，开普勒-10b的组成介于类地球和类水星（富含铁）之间。相比之下，GJ 1214 b太大而不能是固体，并且必须具有易挥发的外壳。最后，虽然四个报告的CoRoT-7 b的质量估计中有三个允许岩石成分，但一个禁止它，并且只能与大量的水蒸气相一致。除了这三颗过境的低质量行星外，现在还有一千多颗开普勒行星只有测量半径。即使没有质量测量（“仅过境”），仍然有可能对高辐射行星的挥发性成分的数量进行限制，因为它们的包层（如果存在的话）会燃烧。以开普勒-9d为例，我们估计其水蒸气或氢和氦的含量分别小于50%或0.1%。
2011-03-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets
我们提出了六个开普勒11行星的形成模拟。模型假设在原地或异地组装，后者与迁移，并演变到系统的估计年龄，8 Gyr。模型结合了对气体包层和凝聚核心结构的详细计算，包括气体和固体的吸积，盘的粘性和热演化，包括光蒸发和盘-行星相互作用，以及盘分散后行星的蒸发质量损失。行星间的相互作用被忽略了。这两组模拟都成功地再现了行星的测量半径，质量和轨道距离，除了开普勒11b的半径，它在形成后不久就失去了整个气体包层。气态（H+He）包层占行星质量的18%以下，占行星半径的35%至60%。原位模型预测了一个非常巨大的内盘，其固体的表面密度（sigma_Z）在0.1 < r < 0.5 AU的星心距离处从1 e4到1 e3 g/cm 2不等。如果局部形成固体，则初始气体密度将超过1 e5 g/cm 2。由于盘的温度很高（> 1000 K），行星内部只能由金属和高耐火材料组成。核心对氢的隔离和随后的释气需要解释开普勒11b的观测半径。非原位模型预测了一个相对低质量的盘，其初始sigma_Z在0.5 < r < 7 AU时从10到5 g/cm 2变化，其初始气体密度从1 e3到100 g/cm 2变化。所有的行星内部预计都富含H2O，因为核心组装大多发生在冰凝结锋的外部。开普勒11b预计有一个蒸汽大气层，H2O可能与其他行星的包层中的H+He混合。结果表明，开普勒11 g的质量可能并不比开普勒11 e大。
2016-08-29 astro-ph.EP physics.ao-ph
The possible formation of Jupiter from supersolar gas
20多年前，伽利略号探测器对木星大气层的成分进行了现场测量，发现C、N、S、P、Ar、Kr和H2O的丰度都比原太阳值高出1.5- 5.4倍。朱诺号的测量最近证实了超太阳的N丰度，并发现O丰度比其原太阳值高出1- 5倍。在这里，我们的目标是确定的径向和时间演化的气体和固体成分的原太阳星云（以下简称PSN），以评估木星目前的组成是通过直接吸积的超太阳气体获得的可能性。要做到这一点，我们模拟的一维$α-$粘性吸积盘，其中包括径向运输的尘埃和冰粒及其蒸汽，其升华和冷凝率的演变，计算组成的PSN。我们发现，木星的信封的组成，只能从它的吸积从PSN气体（$α\le 10^{-3}$），或从蒸汽和固体的混合物（$α>10^{-3}$）解释。PSN的组成在4天文单位，即之间的位置的H $_2$ O和CO $_2$冰线，再现了一个在木星上测量的100和300 kyr之间的磁盘演变。我们的研究结果被发现与核心吸积模型兼容，在那里木星将获得其金属性的挥发物丰富的星子后期吸积，和引力坍缩的情况下，原木星的组成将是类似的PSN。
2022-04-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
