In Situ Formation of Icy Moons of Uranus and Neptune
巨行星的卫星被认为是在行星形成的后期形成于气态的环行星盘（CPD）中，但到目前为止还不知道质量较小的行星，如冰巨星是否可以形成这样的盘，从而在那里形成卫星。我们结合辐射流体动力学模拟卫星人口合成的情况下，天王星和海王星的调查问题。对于这两颗冰巨星，我们发现在它们形成的最后都会产生一个气态的CPD。综合结果表明，在$10^5$年内，这些CPDs中可能形成类天王星的冰质卫星系统。这意味着海王星可能有一个类似天王星的卫星系统，最初被捕获的海卫一抹去。此外，我们的模型可以重现天王星目前的卫星，而不需要行星与行星的碰撞来创造一个卫星生长的碎片盘。这些结果强调，即使是冰巨人-最常见的系外行星质量类别-也可以形成卫星，为可能比以前想象的更多的系外卫星开辟了道路。
2018-11-15 astro-ph.EP
Forming Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune in Few Million Years by Core Accretion
巨行星形成过程至今仍不完全清楚。目前最被接受的范例，核心不稳定性模型，解释了太阳系巨行星的几个观测性质，但迄今为止，面临着困难，以解释形成时间短于观测估计的原行星盘的寿命，特别是对天王星和海王星的情况。在这个模型的背景下，并考虑到最近提出的原始太阳系轨道结构，我们进行了巨大的行星形成的数值计算。我们的研究结果表明，如果吸积星子遵循的大小分布，其中大部分的质量在于30-100米大小的机构，木星，土星，天王星和海王星可能已经形成根据核不稳定的情况。每个行星的形成都发生在时间限制内，它们最终的核心质量与目前的估计非常一致。
2009-10-02 astro-ph.EP
Formation of super-Earths and mini-Neptunes from rings of planetesimals
本研究通过α黏度为4e-3的盘模拟提出，超级地球与迷你海王星分别由雪线内外的星子环经星子和卵石吸积形成，并解释多项系外行星统计特征。
2025-01-06 astro-ph.EP
The measured compositions of Uranus and Neptune from their formation on the CO iceline
冰巨星天王星和海王星的形成机制，以及它们的元素和同位素组成的起源，长期以来一直存在争议。外层原太阳星云中的固体密度太低，无法解释它们的形成，光谱观测表明这两颗行星都富含碳，氮含量非常低，它们最初形成的冰可能具有比彗星预测值更低的氘氢比，在其他行星中没有观察到无法解释的特性。在这里，我们表明，所有这些性质可以解释自然，如果天王星和海王星都形成在一氧化碳冰。由于蒸汽的扩散性再分布，这片原太阳星云的外部区域本质上具有足够的表面密度，可以由富碳固体和贫氮气体形成两颗行星，其丰度与观测值一致。富含水的内部主要来自转换的CO冰调和的D/H值的天王星和海王星的积木与彗星的价值。最后，我们的方案概括了一个众所周知的假设，即木星形成于两颗冰巨星的冰线（水雪线）上，并且可能是将这种机制推广到其他巨行星的第一步。
2014-07-09 astro-ph.EP
In situ formation of super-Earth/sub-Neptune driven by the planetary rotation
开普勒的观测表明，许多被探测到的行星都是超级地球。它们处于与核心质量（2-20 $M_{\bigoplus}$）重叠的临界质量范围内，这将引发失控的吸积并形成气体巨星。因此，超级地球/次海王星可以通过抑制气体包层的失控增长而形成。我们评估了行星自转在延缓质量增长方面的作用。由旋转引起的离心力将抵消一部分引力并使行星变形。跟踪结构的变化，我们发现在辐射对流边界（RCB）的温度是接近的边界温度。由于旋转降低了对流层和辐射层中的辐射能量密度，RCB将穿透得更深。冷却的光度会降低。在这种条件下，进化时间尺度可能超过盘的寿命（10 Myr），并且在经历额外的质量损失过程后可能形成超级地球/亚海王星。在尘埃大气中，即使较低的角速度也能促进超级地球/亚海王星的形成。因此，我们得出结论，旋转可以减缓行星的冷却，然后促进超级地球/亚海王星的形成。
2021-10-03 astro-ph.EP
How the formation of Neptune shapes the Kuiper belt
在原行星盘的气相期间，通过流体动力学模拟预测了巨行星的向内迁移。该现象也被用来解释共振和近共振系外行星系统的结构。早期的向内迁移也可能影响了我们的太阳系，塑造了不同的小行星库。在这项研究中，我们将探索巨行星的早期向内迁移如何塑造柯伊伯带。我们测试了不同的场景，只有海王星和天王星，并与所有四个巨大的行星，包括一些模型与随后的外向星子驱动的海王星迁移后的气体扩散。我们发现，即使海王星和天王星根本不迁移或只向内迁移，物体也会填充平均运动共振。当行星被固定时，星子只是暂时地粘在平均运动共振上，而向内迁移产生了一个新的通道来填充共振，而不会引起收敛迁移。然而，在这些情况下，很难填充不穿过微行星盘的平均运动共振（如2：1和5：2），并且缺乏穿过海王星轨道的共振KBO。这些海王星穿越者是海王星向外迁移的明确标志。海王星的起始位置和生长速率关系到经典柯伊伯带区域受到邻近区域的污染。当把所有的巨行星都包括在内时，热经典行星的偏心率和倾角空间以及分散盘区域变得更加密集。与海王星的5：2共振随着海王星更深的向内迁移而变得越来越多。然而，整体倾斜度分布仍然比观测值窄，柯伊伯带人口模型通常就是这种情况。
2021-04-25 astro-ph.EP
Dynamical formation of detached trans-Neptunian objects close to the 2:5 and 1:3 mean motion resonances with Neptune
通过对MMR内部的Kozai共振的半解析方法，我们展示了相图（e，ω），该相图表明散射粒子在被海王星捕获到MMR中后成为分离物体的可能性。我们对数千个被四大行星扰动的粒子进行了几次数值积分，有海王星残留迁移的情况，也有没有海王星残留迁移的情况。这些都是为了检查半分析方法，并更好地了解产生分离的对象接近MMR的动力学机制。数值模拟与海王星应力的一个特定的共振模式，我们称之为冬眠模式，在形成接近MMRs的分离的天体的重要性的残余迁移。当考虑海王星的剩余迁移时，我们能够显示分离轨道的形成。这些对象被格式化，不能再次被困在MMR中。我们发现，对于接近2：5共振的天体，具有中等近日点距离（35 < q < 40 au）的天体数量与具有高近日点距离（q > 40 au）的天体数量之比为3.0/1，而对于接近1：3共振的天体，其比值为1.7/1。我们估计这两个星系的总质量在冥王星质量的0.1到0.3之间。
2014-05-13 astro-ph.EP
Can Uranus and Neptune form concurrently via pebble, gas and planetesimal accretion?
本文结合卵石、气体和星子吸积模拟天王星与海王星同时形成，发现等时等质量胚胎难以匹配二者质量与H–He分数，外胚胎更早或更大且富金属星盘时才可能形成。
2023-09-29 astro-ph.EP
Origin and Dynamical Evolution of Neptune Trojans - I: Formation and Planetary Migration
我们提出了详细的动力学模拟的结果的迁移的四个巨大的行星上的运输预形成的海王星特洛伊木马，并捕获新的特洛伊木马从一个跨海王星盘的效果。我们发现，涉及海王星在一个很大的距离（5000万年从18.1AU迁移到其当前位置）的缓慢迁移的情况下，提供了已知的特洛伊木马的属性的最佳匹配。具有更快迁移（500万年）的场景，以及海王星从23.1AU迁移到其当前位置的场景，无法充分再现当前特洛伊人口。避免天王星和海王星之间的破坏性扰动事件的方案未能产生任何显着的激发预形成的特洛伊（传输效率在30和98%之间，同时保持这些对象的动态冷性质）。相反，天王星-海王星强烈扰动周期的情景导致这种预先形成的物体几乎完全消失。在这些情况下，一小部分（约0.15%）的逃逸天体在迁移结束前被重新捕获为特洛伊人，具有广泛的偏心率（<0.35）和倾角（<40度）。在所有的情况下（包括天王星和海王星之间的这种破坏性相互作用），从海王星盘（海王星通过它迁移）捕获物体的效率在~ 0.1%和~ 1%之间。被捕获的特洛伊人显示出广泛的倾角（<40度的缓慢迁移，<20度的快速迁移）和离心率（<0.35），我们得出结论，鉴于大量的材料，无疑形成于海王星轨道之外，这些被捕获的物体可能足以解释整个海王星特洛伊人口。（缩短版）
2010-03-10 astro-ph.EP
Laboratory Simulations of Haze Formation in the Atmospheres of super-Earths and mini-Neptunes: Particle Color and Size Distribution
超级地球和迷你海王星是约3500颗已确认的系外行星中最丰富的行星类型，预计将呈现出各种各样的大气成分。最近超级地球和迷你海王星的透射光谱已经证明了系外行星在其大气层的高海拔处有薄雾/云层的可能性。然而，这些粒子在系外行星大气中的组成、尺寸分布和光学性质却知之甚少。在这里，我们介绍了在一系列行星大气条件下光化学雾霾形成的实验室研究结果，以及对产生的雾霾颗粒颜色和尺寸的观察结果。我们发现，大气温度和金属含量强烈影响颗粒的颜色和大小，从而改变颗粒的光学性质（例如，吸收率、散射等）;在更大的范围内，这会影响系外行星的大气和地面温度，以及它们潜在的可居住性。我们的研究结果提供了对烟雾形成和颗粒特性的限制，这些限制可以作为系外行星大气建模的关键输入，并指导未来使用凌日系外行星勘测卫星（TESS），詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）和宽视场红外勘测望远镜（WFIRST）对超级地球和迷你海王星的观测。
2018-03-05 astro-ph.EP
Mineral cloud formation above magma oceans in sub-Neptune atmospheres
本文模拟了亚海王星大气中由岩浆表面难熔物质释气驱动的矿物云形成，发现云结构受大气混合强度控制，并指出云通过热反馈和光谱效应在内部-表面-大气耦合系统中具有重要作用。
2025-08-20 astro-ph.EP
An extreme test case for planet formation: a close-in Neptune orbiting an ultracool star
在目前的行星形成理论中，像海王星这样大质量的近轨道行星在低质量恒星周围是非常罕见的。我们报告发现了一颗海王星质量的行星，它围绕着“超冷”恒星LHS 3154运行，其质量比太阳小9倍。这颗行星的轨道周期为3.7天，最小质量为13.2地球质量，使其成为短周期行星（$<$\，100天）中最大的行星与恒星质量比。核心吸积理论和行星形成的引力不稳定性理论都很难解释这个系统。特别是在核心吸积的情况下，原行星盘的尘埃质量需要比通常在超冷恒星的原行星盘观测中看到的高一个数量级。
2023-03-23 astro-ph.EP
On the formation location of Uranus and Neptune as constrained by dynamical and chemical models of comets
在土星的卫星土卫二中观测到的D/H富集与在近各向同性彗星中观测到的值非常相似。由于预测的强烈变化的D/H与日心距离的太阳星云，这一观察联系的原始源区的近各向同性彗星的形成位置的土卫二。也就是说，来自近各向同性类的彗星最有可能是从土卫二形成位置附近的源区进入它们目前的水库奥尔特云的。对奥尔特云形成的动力学模拟表明，天王星和海王星主要负责向奥尔特云输送物质。此外，土卫二是由土星捕获其气体包层的位置附近的太阳星云凝聚而成的，很可能就在土星目前在太阳系的位置或附近。这些证据的结合似乎要求天王星和海王星在奥尔特云形成的时期比现在更接近土星的当前位置。这样的配置与外太阳系演化的尼斯模型是一致的。进一步测量彗星，特别是黄道彗星的D/H丰度，将为各种外太阳系形成模型提供一个很好的解释。
2011-04-26 astro-ph.EP
Formation and Structure of Low Density Exo-Neptunes
开普勒已经发现了数百颗海王星大小（2-6 R_地球）的行星候选者，距离它们的恒星不到0.5 AU。这些行星中绝大多数的性质尚不清楚，因为它们的质量尚未被测量。利用行星形成、演化和结构的理论模型，我们探索了低密度外海王星的最小合理质量范围。我们关注的是T_eq>= 500 K的高辐照行星。我们考虑两个独立的形成途径，低质量的行星与大量的轻气体的气氛：核心成核吸积和放气的氢从解离冰。结果表明，在T_eq= 500 K时，质量小到地球几倍的海王星大小的行星，可以通过核吸积和随后的向内迁移形成。我们还推导出一个限制低密度的质量半径关系的岩石行星与除气氢信封，但没有表面水。岩石行星与脱气氢信封通常有计算半径远低于3 R_地球。对于这两个行星的H/He信封从核心核吸积和行星脱气氢信封，我们采用行星内部模型来映射行星质量的范围-信封质量-平衡温度参数空间是一致的海王星大小的行星半径。大气质量损失介导了这个参数空间的哪个角落被实际的行星占据，并最终决定了在指定的过境半径处的最小合理质量。我们发现，在T_eq=500- 1000 K的温度范围内，开普勒提出的2-6 R_Earth行星候选者可能具有小于~4 M_Earth的质量。虽然我们的定量结果取决于几个假设，但我们的定性发现，即温暖的海王星大小的行星的质量可以大大小于我们太阳系内行星的质量和半径。
2011-06-14 astro-ph.EP
Ohmic Dissipation in Mini-Neptunes
在存在磁场和弱电离风的情况下，欧姆耗散预计将发生在木星和低质量行星的包络中。虽然这一过程已经在前者上进行了研究，但迄今为止还没有对迷你海王星进行过研究。从结构和热演化模型，我们确定，所需的能量沉积停止收缩的迷你海王星增加行星质量和信封分数。与太阳辐射功率成比例，所需的欧姆加热是小的$\sim10^{-5}$ --比外放热器$\sim 10^{-2}$低几个数量级。相反，通过求解磁感应方程，我们发现，欧姆能量更容易消散的质量较低的行星和那些具有较大的信封分数。结合这两种趋势，我们发现热迷你海王星中的欧姆耗散足够强，可以膨胀它们的半径（$T_{eq}=1400K$的半径为$\sim 10^{15}$ W）。这意味着热的迷你海王星的半径可能部分归因于欧姆加热。因此，热迷你海王星的欧姆耗散和H/He含量之间存在权衡，为解释此类行星的组成增加了新的简并性。此外，欧姆耗散会使迷你海王星更容易受到大气蒸发的影响。
2017-09-06 astro-ph.EP
On the formation of hot Neptunes and super-Earths
短周期海王星质量天体的发现，现在包括具有三个海王星类似物的显着系统HD 69830（Lovis et al. 2006），对当前的形成模型提出了困难的问题，可能需要对原行星盘进行全球处理。已经提出了几种形成方案，其中大多数将核心吸积的典型寡头图像与I型迁移（例如Terquem & Papaloizou 2007）和行星大气物理学（例如Alibert et al. 2006）相结合。迄今为止，已发表的研究只考虑了少量的祖细胞在后期。这就留下了关于模型的全球可行性的重要问题没有解决。我们试图确定是否最自然的模型-即，采取典型的寡头图片的核心吸积和引入I型迁移-可以成功地形成10个地球质量的物体和更多的磁盘的最里面的部分。这个问题是研究使用两个传统的半分析方法建模寡头增长，以及一个新的并行多区N体代码专门用于处理大动态范围的行星形成问题（麦克尼尔和纳尔逊2009年）。我们发现，这是非常困难的寡头潮汐迁移模型再现所观察到的分布。即使在典型参数的许多变化下，我们也没有形成质量大于8个地球质量的物体。相比之下，形成冰冷的超级地球相对简单。我们的结论是，无论是在短周期海王星系统的原行星盘的初始条件是从我们使用的标准盘模型有很大的不同，或者有重要的物理尚未被理解。
2009-10-28 astro-ph.EP
On the Temperature Profiles and Emission Spectra of Mini-Neptune Atmospheres
对围绕M矮星运行的迷你海王星的大气观测开始提供对它们化学和热性质的限制，同时也提供了关于它们内部和潜在表面的线索。由于它们相对较大的尺度高度和较大的行星-恒星对比度，迷你海王星目前是描述温带低质量系外行星的理想目标。了解迷你海王星的热结构和光谱外观对于了解其大气的各个方面非常重要，包括辐射/对流能量输送，内部的边界条件以及潜在的可居住性。在本研究中，我们探索这些方面的迷你海王星使用自洽模型的气氛。首先，我们探索的影响，辐射，内部通量，金属丰度，云和霾的大气温度廓线和热发射光谱的温带迷你海王星。特别是，我们调查这些属性的影响上的辐射对流边界和低层大气中的热力学条件，作为与内部和/或潜在的表面的接口。基于最近关于迷你海王星K2-18 b可居住性的建议，我们发现了一系列物理驱动的大气条件，这些条件允许在这些行星富含H_2的大气下存在液态水。我们发现，JWST/MIRI分光光度法的热辐射观测可以对温和的迷你海王星（如K2-18 b）的可居住性进行有用的限制，并对较温暖的行星（如GJ 3470 b）的化学和热性质提供更详细的限制。我们的研究结果支持了温带迷你海王星的潜力，如K2-18 b作为寻找可居住系外行星的有希望的候选者。
2020-09-23 astro-ph.EP
Numerical analysis of processes for the formation of moonlets confining the arcs of Neptune
海王星的弧-博爱、平等、自由和勇气-是四个不完整的环，沉浸在亚当斯环中。一个最近的约束模型的弧提出，结构的方位角限制由四个共轨小卫星。在这项工作中，我们打算接近一些点有关的动力学共轨小卫星，并提出了一个模型，为他们的形成。本文研究了1 + N共轨卫星与Galatea在42：43 Lindblad共振下的平衡构型。我们得到了三个不同的配置与1 + 3和1 + 4小卫星能够限制和再现弧的位置。小卫星的形成是通过一个古老的天体在月球拉格朗日点处的分裂来分析的。分裂碎片在马蹄形轨道上散开，碰撞形成小卫星，由于非保守效应，小卫星达到平衡构型。在这种情况下，弧可能是通过不同过程的混合形成的，可能是破坏结果和流星体与小卫星的碰撞之间的影响。
2022-04-03 astro-ph.EP
Formation of close in Super-Earths \& Mini-Neptunes: Required Disk Masses \& Their Implications
最近由{ \it Kepler}太空望远镜的观测已经发现了超过4000颗系外行星候选者，这些候选者由许多系统组成，这些系统具有地球到海王星大小的物体，它们位于水星轨道内，围绕各自的宿主恒星。这些近距离行星是如何以及在哪里形成的，是行星形成中尚未回答的主要问题之一。这里我们计算{\it开普勒}行星{ \it原位}形成所需的盘质量。我们发现，如果近距离行星形成为{ \it隔离质量}，那么标准的气体与尘埃的比例产生相应的气体盘，对于很大一部分系统来说是引力不稳定的，排除了这种情况。我们表明，在没有任何迁移的情况下，行星的吸积区域的最大宽度是$2 v_{esc}/Ω$，其中$v_{esc}$是逃逸速度的行星和$Ω$开普勒频率，并使用它来计算所需的磁盘质量{ \it原位}形成与巨大的影响。即使是巨大的影响，形成没有迁移需要磁盘表面密度在半长轴小于0.1天文单位的$10^3-10^5 \rm{~g~cm^{-2}}$的固体意味着典型的增强以上的最小质量太阳星云（MMSN）的至少20倍。相应的气盘低于重力稳定极限，但离重力稳定极限不远。相比之下，形成超过几个AU是一致的MMSN磁盘质量。这表明，固体或完全组装的行星的迁移可能在近距离超级地球和迷你海王星的形成中发挥了重要作用。
2014-10-04 astro-ph.EP
Coupled Thermal-Chemical Evolution Models of Sub-Neptunes Reveal Atmospheric Signatures of Their Formation Location
Institute for Particle Physics and Astrophysics, ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Department of Astrophysics, University of Zurich（苏黎世大学天体物理系）
亚 Neptune 的热化学演化模型揭示了其形成位置通过大气特征区分的关键因素，核心方法结合了大气与内部的化学耦合，主要贡献是发现大气 C/O 比率和碳物种丰度能区分形成位置。
2026-04-03 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
The Formation of Uranus and Neptune in Solid-Rich Feeding Zones: Connecting Chemistry and Dynamics
行星形成的核心吸积理论至少有两个基本问题来解释天王星和海王星的起源：（1）跨土星太阳星云的动力学时间很长，核心的增长可能需要超过1500万年，（2）当核心达到10个地球质量时，失控的气体吸积开始发生，这就需要在冰巨人核心达到临界质量时突然停止气体吸积。这两个问题都可以通过允许冰巨星在富含固体的供给区形成后向外迁移来解决，这些供给区的星子表面密度远高于最小质量的太阳星云。我们使用Nice模型（Gomes et al. 2005; Morbidelli et al. 2005; Tsiganis et al. 2005）的初始半长轴分布，对Dodson-Robinson et al.（2009）的富固体盘中天王星和海王星的形成进行了新的模拟，其中一个冰巨星在12 AU形成，另一个在15 AU形成。最里面的冰巨星在380万~ 400万年后达到现在的质量，最外面的冰巨星在530万~ 600万年后达到现在的质量，与以前的一维模拟相比，时间缩短了很多（例如Pollack et al. 1996）。核心质量保持亚临界状态，消除了突然停止气体吸积的需要。我们计算的碳质量分数为22%，与Podolak等人（1995）和Marley等人（1995）的冰巨星内部模型非常一致。基于形成冰巨星的微行星含有>10%质量分数的甲烷冰的要求，我们可以拒绝任何最初将天王星和海王星置于土星轨道内的太阳系形成模型。我们…
2009-11-19 astro-ph.EP
Sub-Neptunes as Soot Factories: Deep Atmosphere Hydrocarbon Formation and Quenching as the Origin of Sub-Neptune Aerosol Trends
The University of Chicago（芝加哥大学）；University of Maryland（马里兰大学）
研究通过构建最全面的碳反应网络，揭示了深大气中碳氢化合物形成与淬灭机制，解释了亚 Neptune 气溶胶趋势的化学起源。
2026-05-02 astro-ph.EP
Could Uranus and Neptune form by collisions of planetary embryos?
天王星和海王星的起源仍然是行星形成模型的一个挑战。一个可能的解释是，这些行星是由一些行星胚胎形成的，这些行星胚胎的质量只有几个地球的质量，它们在土星轨道之外形成并向内迁移。这些胚胎可以碰撞和合并形成天王星和海王星。在这项工作中，我们重新审视这一形成的情况下，使用三维流体动力学模拟研究这种碰撞的结果。我们调查在什么条件下完美合并假设是适当的，并推断行星的最终质量，质量和旋转周期，以及原卫星盘的存在。我们发现，在我们的模拟中形成的行星的总的束缚质量和束缚度一般同意N体模拟，从而验证了完美合并的假设。然而，推断出的行星质量通常与天王星和海王星的不同，只有在少数情况下才能大致匹配。此外，我们发现，在大多数情况下，在这种情况下形成的行星旋转速度比天王星和海王星快，接近分裂速度，并具有巨大的磁盘。因此，我们得出结论，在这种情况下形成天王星和海王星是具有挑战性的，需要进一步的研究。我们认为，未来的行星形成模型应致力于解释行星的各种物理性质，如它们的质量，成分，结晶度，自转速率和卫星系统。
2020-09-21 astro-ph.EP
How formation time-scales affect the period dependence of the transition between rocky super-Earths and gaseous sub-Neptunes and implications for $η_\oplus$
美国宇航局的${\mathit Kepler}$任务最重要的进展之一是发现了大量新的高辐射行星，其大小介于地球和海王星之间。随后的分析表明，在大约1.5地球半径的地方，有一个从主要是岩石的超级地球到非岩石的次海王星的过渡，这必须有大量的挥发性包络。确定这些高辐射岩石行星的起源对于我们理解低质量行星形成和潜在宜居类地行星的频率至关重要。这些短周期岩石超级地球可能只是次海王星的剥离核心，由于大气光蒸发或其他过程而失去了它们的外壳，或者它们可能是一个单独的固有岩石行星群体，从来没有显著的外壳。使用大气光蒸发模型，我们表明，如果大多数裸露的岩石行星是亚海王星的蒸发核心，那么过渡半径应该随着调查推到更长的轨道周期而减小，因为在更宽的轨道上，只有具有较小的质量较小的核心的行星才能被剥离。另一方面，如果大多数岩石行星是在其盘消散后形成的，那么这些行星将在没有初始气体包层的情况下形成。在这种情况下，我们使用N体模拟的行星形成表明，过渡半径应增加轨道周期，由于增加固体质量可在其磁盘。此外，我们表明，这两种情况之间的区别应该是可能的，在未来几年内与径向速度后续的行星发现TESS。最后，我们讨论了这项工作的更广泛的影响，目前的努力来衡量$η_{\mathrm{\oplus}}$，这可能会产生显着高估，如果大多数岩石行星形成蒸发的核心。
2019-06-08 astro-ph.EP
The metal-poor atmosphere of a Neptune/Sub-Neptune planet progenitor
研究通过V1298 Tau b的透射光谱发现其拥有低金属度原始大气和水蒸气吸收，质量与密度极低，挑战核吸积理论并支持卵石吸积原位形成。
2023-12-28 astro-ph.EP
Bulk composition of the transiting hot Neptune around GJ 436
围绕GJ 436运行的热海王星是中等质量行星的一个独特例子。它的近距离轨道表明这颗行星经历了迁移，对它的研究是理解行星形成和演化的基础。当它经过母星时，它是唯一已知质量和半径与海王星质量相当的太阳系外行星，比海王星稍大和更重（M=22.6 M_地球，R= 4.19 R_地球）。在这个区域，可能有几种大的组成：从一个类似地球的核心，有一个厚的氢包层，到一个富含水的行星，有一个薄的氢包层，组成一个类似海王星的结构。我们将行星结构建模与先进的行星形成模型相结合，以评估GJ 436 b不同可能的大块成分的可能性。我们发现，一个没有水的行星（“海洋行星”）以及一个气态巨行星的二分版本都被排除在外。由岩石核心和厚厚的氢/氦外壳组成，“干燥”的成分不仅产生太小的半径，而且在这样一颗低质量恒星周围形成行星形成的可能性也很小。我们的结论是，GJ 436 b的岩石含量可能比海王星高得多（质量超过45%），具有小的H-He包层（质量为10 - 20%）。这是内盘迁移过程中物质聚集的预期结果，创造了一个以热海王星为代表的人口。
2009-04-20 astro-ph.EP
Atmospheric diversity of sub-Neptunes from formation with rock, water, and soot
ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
研究通过模拟不同比例岩石、水和烟尘形成的亚海王星，揭示其内部和大气成分如何受形成环境影响，并与JWST观测对比解释大气多样性。
2026-06-19 astro-ph.EP
Formation and dynamics of water clouds on temperate sub-Neptunes: The example of K2-18b
哈勃望远镜（HST）对温带次海王星K2- 18 b的分光凌日观测被解释为存在水蒸气和潜在的水云。一维建模研究还预测了某些条件下水云的形成。然而，这种模式无法预测由大气动力学和热反差驱动的云量，因此无法预测它们对光谱的真正影响。本研究的主要目的是了解K2- 18 b和其他温带次海王星上水云的形成，分布和观测结果。利用三维GCM模式模拟了H2占主导的大气中的大气动力学、水云形成和K2- 18 b的光谱。我们分析了大气成分（金属丰度从1* 太阳到1000* 太阳），云凝结核浓度和行星自转速率的影响。假设K_（2 - 18）b具有同步自转，我们证明了高层大气的大气环流基本上对应于对称的昼夜环流。这一制度优先导致云的形成在亚恒星点或在终结者。当金属量>100* 太阳能时，云会形成相对较大的颗粒。对于100-300* 太阳金属丰度，云在终端的分数是小的，对过境光谱的影响有限。对于1000* 太阳金属丰度，非常厚的云形成在终结者。云的分布似乎对云凝结核的浓度和行星自转速率非常敏感。用我们的模拟光谱拟合HST凌日数据表明，金属丰度约为100-300* 太阳。此外，我们发现，云部分在终端可以是高度可变的，导致过境光谱的潜在变化。这种效应在多云的系外行星上可能很常见，并且可以通过多次凌日观测来检测。
2021-01-14 astro-ph.EP
Organosulfur Chemistry on sub-Neptunes: Implications for hazes and biosignatures
ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；Institute of Astronomy and Astrophysics (ASIAA)（天文及天体物理研究所）；University of Cambridge（剑桥大学）
本文研究了K2-18b大气中DMS和DMDS的形成路径，探讨了其作为生物标记物的可靠性，并指出氢丰富的亚Neptune大气中硫烟雾的形成机制。
2026-05-11 astro-ph.EP
Habitable Evaporated Cores: Transforming Mini-Neptunes into Super-Earths in the Habitable Zones of M Dwarfs
我们表明，在M矮星的宜居带中的小型气态系外行星（“迷你海王星”）的光蒸发可以从这些行星中去除几个地球质量的氢和氦，并将它们转化为潜在的宜居世界。我们耦合X射线/极紫外（XUV）驱动的逃逸，热演化，潮汐演化和轨道迁移，以探索可能含有这种“可居住的蒸发核”（HEC）的系统类型。我们发现，HEC最有可能形成的行星与$\sim 1 M_\oplus$固体核心与高达约50%的H/He的质量，虽然是否一个给定的迷你海王星形成HEC是高度依赖于早期的XUV演化的主恒星。由于M矮星周围的类地行星是由当地物质的积累而形成的，很可能会形成小而干燥的行星，小的迁移迷你海王星的蒸发可能是这些恒星周围富含挥发物的地球的主要形成机制之一。
2015-01-26 astro-ph.EP
The Metal-Rich Atmosphere of the Neptune HAT-P-26b
透射光谱学使得能够精确测量许多巨大系外行星的大气H2O丰度。对于热木星来说，将H2O丰度与金属丰度联系起来提供了对其形成条件的有力探测。然而，对海王星质量系外行星的金属丰度测量现在才变得可行。外海王星被认为拥有超太阳的金属丰度，来自于富H2O和富固体的微行星的吸积。然而，对海王星外HAT-P-26 b的初步调查表明，它的金属丰度比行星形成的核心吸积理论和天王星和海王星对太阳系的预期要低得多。在这里，我们报告了一个广泛的大气检索分析HAT-P-26 b，结合所有可用的观测，揭示其组成，温度结构和云的特性。我们的分析显示，大气中含有1.5（+2.1）（-0.9）%的H2O，O/H为18.1（+25.9）（-11.3）x太阳能，C/O < 0.33（至2 $σ$）。这更新的金属丰度，最精确的外海王星金属丰度报告日期，表明形成历史与显着的星子吸积，虽然低于天王星和海王星。我们还报告了在4.1 $σ$置信度下金属磨损的证据。潜在候选物被鉴定为TiH（3.6 $σ$）、CrH（2.1 $σ$）或ScH（1.8 $σ$）。维持气相金属在导出的温度（~560 K），需要强大的不平衡过程或外部补充。最后，我们模拟了HAT-P-26 b的JWST保证时间观测。假设成分与当前观测结果一致，我们预测JWST可以检测H2O（29 $σ$）、CH 4（6.2 $σ$）、CO2（13 $σ$）和CO（3.7 $…
2019-03-21 astro-ph.EP
Ice Giants
该综述总结天王星和海王星内部结构与形成机制的研究现状，指出其成分分布与形成路径的不确定性，并展望通过先进建模、观测和实验来深化理解。
2025-04-25 astro-ph.EP
The Role of Formation Location in Shaping Sulfur-, Nitrogen-, and Carbon-Bearing Species in Super-Earth and Sub-Neptune Atmospheres
Institute for Particle Physics and Astrophysics, ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Department of Earth, Planetary, and Space Sciences, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校地球、行星与空间科学系）；Observatoire de la Côte d’Azur, Université Cote d’Azur, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸天文台，尼斯大学，拉格朗日实验室）；Department of Space Research and Technology, Technical University of Denmark（丹麦技术大学太空研究与技术系）
本研究通过耦合行星形成模型与化学平衡框架，发现岩浆海平衡会系统改变吸积挥发性物质的元素比和分子丰度，其中大气C/O比、SiH4和H2O可作为形成位置的潜在指示，而氮消耗是岩浆海平衡的普遍结果。
2026-05-27 astro-ph.EP
Accretion of Uranus and Neptune from inward-migrating planetary embryos blocked by Jupiter and Saturn
重现天王星和海王星仍然是模拟太阳系形成的一个挑战。这两颗冰巨人的奇特的相似性表明，它们在形成过程中都经历了巨大的碰撞。因此，在原始的外太阳系中，一定有一个以大行星胚胎碰撞为主的吸积时期。我们测试这个想法使用N体数值模拟，包括气体原行星盘的影响。一个强有力的限制是冰巨星的质量非常相似-海王星/天王星的质量比是$\sim1.18$。我们发现，类似大小的冰巨人确实是由土星以外的行星胚胎之间的碰撞形成的。成功模拟的比例取决于系统中行星胚胎的初始数量，它们的个体和总质量。相似大小的冰巨星在模拟中一直被复制，从5-10个行星胚胎开始，初始质量为$\sim$ 3-6 ${\rm M_\oplus}$。我们的结论是，从人口的行星胚胎吸积是一个合理的情况下，天王星和海王星的起源。
2015-06-09 astro-ph.EP
Giants are bullies: how their growth influences systems of inner sub-Neptunes and super-Earths
本研究通过N体模拟揭示外部巨行星增长影响内部亚海王星系统形成，低包层收缩率促进共存，冷木星系统半数可含内部亚海王星，与观测一致。
2023-05-11 astro-ph.EP
Formation and Dynamical Evolution of the Neptune Trojans - the Influence of the Initial Solar System Architecture
在这项工作中，我们调查的动力学稳定性的预形成的海王星特洛伊的引力影响下的四个巨大的行星在紧凑的行星架构，超过10万年。在我们的模型中，天王星和海王星（aN）的初始轨道位置是不同的，以产生这些行星在非共振轨道上移动的系统，或者它们位于相互的1：2，2：3和3：4平均运动共振（MMR）中。总共进行了420次模拟，检查了42种不同的架构，所有运行中共有840000个粒子。在非共振的情况下，特洛伊人只遭受了中等程度的动力学侵蚀，最紧凑的系统（aN小于或等于18 AU）在整合结束时失去了大约50%的特洛伊人。然而，在2：3和3：4 MMR情景中，动力侵蚀要高得多，消耗率通常大于66%，在最紧凑的系统中完全消耗。1：2共振情景的特点是在非共振情景和其他共振情景之间的中间水平上的破坏，其消耗率为百分之几十。总的来说，大多数可能的迁移前行星结构导致了海王星特洛伊云的严重消耗。特别是，如果天王星和海王星形成在它们相互的2：3或3：4 MMR附近，并且日心距离在18 AU以内（如最近的研究所支持的那样），我们发现绝大多数预先形成的特洛伊人将在海王星迁移之前丢失。这加强了目前海王星特洛伊人口的大部分在迁移过程中被捕获的情况。
2010-03-10 astro-ph.EP
Formation of organic hazes in CO$_2$-rich sub-Neptune atmospheres within the graphite-stability regime
本研究通过实验室模拟探究了富CO$_2$亚海王星大气中的有机雾霾形成，发现300 K和500 K下均生成雾霾且成分与形成途径存在温度差异，为解释未来系外行星观测数据提供了理论支持。
2025-08-08 astro-ph.EP
An upper boundary in the mass-metallicity plane of exo-Neptunes
随着探测技术的进步，小质量、小尺寸系外行星的数量正在迅速增加。然而，其特征和形成机制尚未完全了解。主恒星的金属丰度是这些过程中的一个关键参数，可以影响这些行星的出现率或物理性质。虽然已经发现了巨行星的频率-金属丰度相关性，但对于较小的行星，这仍然是一个持续的争论。使用公布的157个样本的参数轻于40 Mearth，我们探索海王星和超级地球的质量金属丰度空间。我们表明存在一个最大的质量，增加金属丰度，这也取决于这些行星的周期。这似乎有利于原位形成或替代金属性驱动的迁移机制。它还表明海王星（在10到40米地球之间）的频率像巨行星一样与宿主恒星的金属丰度相关，而超级地球（<10米地球）则没有相关性。
2016-04-28 astro-ph.EP
Uniform Metallicity Measurements of M Dwarf Planet Hosts Support Metallicity-Dependent Sub-Neptune Formation
McMaster University（麦克马斯特大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；San Francisco State University（旧金山州立大学）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；RECONS Institute（RECONS研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究通过测量59颗M矮星金属丰度等，结合文献数据，计算行星半径，比较超地球和亚海王星宿主恒星金属丰度分布，发现亚海王星宿主M矮星更富含金属，支持其形成假说。
2026-07-07 astro-ph.EP
Characterising Atmospheres of Cloudy Temperate Mini-Neptunes with JWST
即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）承诺在使用凌日光谱学研究温和的迷你海王星大气方面发生一代人的转变。然而，高海拔云的威胁，阻碍他们的大气特性的静音光谱特征。在这项研究中，我们系统地调查JWST仪器配置的特点多云的小海王星大气，评估仪器选择和波长覆盖的重要性，重点是近红外光谱仪和NIRSpec。我们认为两个温和的迷你海王星附近的M矮星，K2-18 b和TOI-732 c，平衡温度低于400 K，作为案例研究和评估使用不同的仪器配置，每个仪器一个过境的意见。我们发现，他们的JWST透射光谱与适度的观测时间和足够的波长覆盖范围可以提供精确的丰度限制的关键分子H2O，CH 4和NH3，即使在显着高海拔的云的存在下。最佳约束条件是通过组合所有三个高分辨率NIRSpec光栅（G140 H + G235 H + G395 H）获得的，这些光栅共同跨越~1-5 $μ$ m范围。使用这种三仪器配置进行的单次凌日观测允许对K2-18 b和TOI-732 c的云顶压力分别进行精确的丰度限制，分别低至3 mbar和0.1 mbar，假设标称太阳金属丰度为10倍。约束因工具组合而异。我们发现，NIRSpec G235 H + G395 H是最佳的双仪器配置，而NIRISS或NIRSpec G235 H是最佳的单仪器观测。如果没有高空云层，即使是单仪器观测也可以为这些行星提供良好的丰度限制。我们的研究…
2022-05-03 astro-ph.EP
Atmospheric chemistry on Uranus and Neptune
相对而言，我们对天王星和海王星的大气化学知之甚少，因为对这些寒冷、遥远的“冰巨人”进行远程光谱观测是一项挑战，而且每颗行星在20世纪80年代的短暂飞越中只被一艘航天器访问过。预计热化学平衡将控制这两颗行星大气层较深、较热区域的成分，但不平衡的化学过程，如运输引起的淬灭和光化学，会改变可以远程探测的高层大气区域的成分。两颗行星之间不平衡化学产品丰度的惊人差异表明大气传输存在显着差异。天王星和海王星的大气成分可以为解开行星形成和演化的细节提供关键线索，但前提是完全理解大气成分在三维意义上的变化方式和原因，以及来自行星外部的物质如何影响观测到的丰度。未来的任务规划应该考虑到关于天王星和海王星的大气化学仍然没有答案的关键未决问题，特别是那些与行星形成和演化有关的问题，以及那些解决在我们的太阳系内外的冰巨人上运行的复杂的耦合大气过程的问题。
2020-06-19 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
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
Water-rich sub-Neptunes and rocky super Earths around different Stars: Radii shaped by Volatile Partitioning, Formation, and Evolution
Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文研究所）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所（IAA-CSIC））；University of Zürich（苏黎世大学）
本研究耦合行星形成与演化模型，探究水的光致蒸发、分异、分馏及溶解效应对亚海王星等小行星半径的影响，发现多数场景的质量-半径关系与观测一致，为理解行星形成演化提供参考。
2026-10-08 astro-ph.EP
The effect of orbital damping during planet migration on the Inclination and Eccentricity Distributions of Neptune Trojans
我们探讨行星迁移的情况下形成的高倾角海王星特洛伊（NT），以及它们是如何受到海王星和天王星的行星迁移。如果海王星和天王星的离心率和倾角在行星迁移期间被阻尼，那么它们的离心率和倾角在迁移之前和迁移期间都比它们现在的值高。使用测试粒子集成，我们研究了原始NT的稳定性，对象最初是特洛伊与海王星迁移之前。我们还研究了海王星外天体与海王星共振，并在行星迁移过程中成为NT。我们发现，大多数原始NTs是不稳定的，如果偏心率和倾斜阻尼发生在行星迁移。在阻尼的情况下，与海王星的长期共振可以增加跨海王星天体的低偏心率和倾角人口，增加它们被捕获到与海王星1：1共振的概率，成为高倾角NT。我们认为，共振捕获的情况下是一个有前途的和更有效的机制解释NTs的起源是特别有效的，如果天王星和海王星经历了偏心率和倾斜阻尼在行星迁移。
2016-02-13 astro-ph.EP
Formation of Close-in Neptunes Around Low-Mass Stars Through Breaking Resonant Chains
研究提出近轨海王星质量行星可由超级地球共振链断裂后的碰撞并合形成，模拟以约1%的发生率再现LHS 3154 b类行星，并预测约30天处可能伴生较小行星。
2024-09-09 astro-ph.EP
Accretion of Uranus and Neptune: confronting different giant impact scenarios
针对天王星和海王星起源中巨型撞击场景的自转过快问题，对比大/小质量比撞击体的N体模拟，发现大质量比场景虽自转符合但碰撞概率低，两种场景匹配当前行星参数的概率相近（约0.1-1%）。
2024-12-03 astro-ph.EP
Dust unveils the formation of a mini-Neptune planet in a protoplanetary ring
环和径向间隙在原行星盘中普遍存在，但它们与行星形成的可能联系目前受到激烈的争论。原则上，巨大的行星形成会导致外盘中气体和尘埃质量储存器的宽间隙，而质量较低的行星会导致主要在尘埃成分上表现出的浅间隙。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）来观察恒星HD 169142，它拥有一个突出的圆盘，圆盘上有很深的宽间隙，将圆盘分成内部和外部区域。新的ALMA高分辨率图像允许将外环解析为三个窄环。因此，HD 169142盘既有过渡盘的宽隙特征，也有与TW Hya和HL Tau系统相似的窄环系统。因此，深隙之外的物质库可以容纳环系统。观测到的环在径向范围内是狭窄的（宽度/半径为1.5/57.3，1.8/64.2和3.4/76.0，以金为单位），并具有不对称的相互分离：第一和中间的环被7金分开，而中间和最外面的环被约12金分开。使用流体动力学模型，我们发现，一个简单的解释，涉及一个单一的迁移低质量行星（10 M $_\oplus$），完全占了这样一个明显的复杂现象。行星的向内迁移自然解释了环的不对称相互分离。HD 169142的外环的隔离因此允许概念验证来解释具有小海王星大小的低质量行星形成的原行星盘外部区域的详细结构，即在原太阳星云中。
2019-05-10 astro-ph.EP
Constraints on the formation history and composition of Kepler planets from their distribution of orbital period ratios
该研究利用Kepler多行星系统的轨道周期比与近一阶共振比例，并结合第三代Bern模型，约束超级地球和次海王星的成分及形成路径。
2024-06-13 astro-ph.EP
Discovery of an Inflated Hot Neptune and Its Formation from Jovian Mass Loss
University of California Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Mani L. Bhaumik Institute for Theoretical Physics（马尼·L·巴乌米克理论物理研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究挑战传统高偏心率迁移模型下3 - 6天轨道周期类海王星行星的形成。通过观测和建模发现TOI - 2195 A b，揭示其轨道特征，表明它可能源于木星，经质量损失和潮汐迁移形成，为行星迁移理论提供检验。
2026-07-01 astro-ph.EP
Distinguishing oceans of water from magma on mini-Neptune K2-18b
本文针对K2-18b观测与气候模拟的矛盾，提出岩浆海洋模型解释其大气CO2存在和NH3耗尽的成因，并指出更深的>4μm光谱观测可区分液态水海洋与岩浆海洋。
2024-02-21 astro-ph.EP
Uranus and Neptune: Origin, Evolution and Internal Structure
关于太阳系最外层的行星天王星和海王星的性质，仍然有许多悬而未决的问题。在这篇综述中，我们总结了目前的知识，天王星和海王星的组成和内部结构，形成包括潜在的后续巨大的影响，和热演化的重点。我们提出了关键的开放性问题，并讨论了由于非绝热和不均匀内部的可能性，在行星的内部结构的不确定性。我们还提供了改进的观测约束的基本物理参数，如它们的重力和磁场，旋转速率，和深层大气成分和温度的推理。只有这样，我们才能够改善我们对这些行星物体的理解，以及许多围绕其他恒星运行的类似大小的物体。
2020-04-14 astro-ph.EP
Dry or water world? How the water contents of inner sub-Neptunes constrain giant planet formation and the location of the water ice line
在卵石吸积的情况下，形成行星的卵石从外盘区域向内漂移，携带着水冰。在水冰线处，向内漂移的卵石上的水冰蒸发并释放成气相，导致富含水的气体和干燥的卵石移动到内部圆盘区域。大型行星核心可以通过在原行星盘的轨道外形成一个压力隆起来阻挡向内漂移的卵石。根据行星核心相对于水冰线的相对位置，富含水的鹅卵石可能会被阻挡在水冰线的外部或内部。被阻挡在水冰线外的卵石不会蒸发，因此不会将它们的水蒸气释放到气相中，导致干燥的内盘，而被阻挡在水冰线内的卵石将它们的水蒸气释放到气相中，导致水蒸气扩散到内盘中。因此，如果外部的气态巨行星在水冰线之外或之内，那么从盘中吸积一些气体的近海王星应该分别是干燥或潮湿的，假设巨行星形成得很快，就像我们太阳系中的木星一样。或者，一个亚海王星可以形成在水冰线之外，吸积大量的冰卵石，然后向内迁移，成为一个非常潮湿的亚海王星。我们认为，在具有巨大行星的系统中，内部亚海王星的水含量可以有效地阻挡向内漂移的卵石，这可能会限制这些系统的形成条件，从而使这些亚海王星成为详细表征的令人兴奋的目标（例如，JWST、ELT或ARIEL）。此外，在已经有特征的亚海王星系统中寻找巨行星也可以用来限制巨行星的形成条件。
2021-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
