Mercury's formation within the Early Instability Scenario
内太阳系的现代轨道结构提供了对类地行星形成时代的推论;通过与微行星和其他原行星的碰撞，行星生长的~ 1亿年时间段。虽然这种情况下的经典数值模拟充分再现了地球世界的正确数量，它们的半长轴和近似的形成时间尺度，但他们很难复制地球-火星和金星-水星的质量比。在过去的一系列独立调查中，我们证明火星的质量可能是木星和土星早期轨道演化的结果，而水星的小尺寸可能是该地区原始质量不足的结果。在这里，我们将这些想法结合在一个单一的模拟场景中，旨在同时再现所有四个类地行星的形成和巨行星的现代轨道。通过评估我们的水星类似物的核心质量分数，质量和金星的轨道偏移，我们倾向于这样一种情况，即水星是通过一系列激烈的侵蚀性碰撞形成的，这些碰撞发生在地球圆盘内部的一些~水星质量的胚胎之间。我们还比较了气体巨星开始模拟锁定在一个紧凑的3：2共振配置，以更轻松的2：1方向的情况下，发现前者是更成功的。在2：1的情况下，整个水星形成区域往往会因为强烈的长期共振而耗尽，这些共振也会在地球和金星的轨道上过度兴奋。虽然我们的模型在复制水星巨大的核心和动态孤立轨道方面非常成功，但行星的低质量仍然非常具有挑战性。最后，我们讨论的优点和缺点，替代的进化方案和初始磁盘条件。
2023-01-23 astro-ph.EP
Constraints on the pre-impact orbits of Solar System giant impactors
我们提供了一个快速的方法来计算撞击前的轨道，适用于在太阳系后期的巨大影响的限制。这些限制可用于对不同的碰撞情景进行快速、广泛的比较，将一些碰撞情景立即确定为低概率事件，并缩小参数空间，以便通过昂贵的N体模拟进行后续研究。我们基准我们的参数空间的预测，找到良好的协议与现有的N体研究月球。我们建议，不赞成内太阳系高速撞击的设想，包括目前提出的所有关于水星形成的单一撞击设想。这就留下了一个多重肇事逃逸的场景，作为目前提出的水星形成的最有可能的场景。
2017-11-14 astro-ph.EP
Origins of Mercury's Big Heart of Iron: Exploring Pathways to Form High Core Mass Fraction (CMF) Planets via N-body Simulations
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；University of Toronto at Scarborough（多伦多大学士嘉堡校区）；University of Toronto（多伦多大学）
通过N体模拟研究水星高核心质量分数的形成机制，探索巨撞击和早期铁富集两种假说。
2025-11-03 astro-ph.EP
The origin of the terrestrial planets
本文提出类地行星形成的新模型：忒伊亚撞击地球形成火星和月球，并解释地球海洋盆地、板块构造及宜居条件；水星被弹射进太阳对流区，解释太阳自转异常，结果由质量平衡和轨道特征定量支持。
2023-05-29 astro-ph.EP
Dynamical Constraints on Mercury's Collisional Origin
在太阳系的四颗类地行星中，水星的起源也许是最神秘的。现代的数值模拟旨在模拟类地行星形成的动力学，系统地无法复制水星;水星的质量只有地球的5%，轨道偏心率和倾角是行星中最高的。然而，水星的大铁丰富的核心和低挥发性库存脱颖而出的内行星，似乎暗示了一个激烈的碰撞起源。由于大多数用于模拟陆地吸积的算法不考虑碰撞碎裂的影响，因此很难在行星形成的更大背景下测试这些碰撞假设。在这里，我们分析了一个大的套陆地吸积模型，占碰撞机构的碎片。我们发现，在我们的模拟中，90%的行星的核心质量分数都是由于反复的碰撞而提高的。虽然这些行星中的许多在质量上与水星相似，但它们很少位于水星轨道上。此外，我们还进行了一批额外的模拟，旨在专门测试单一的巨型撞击起源场景。我们发现小于1%的概率，同时复制水星-金星动力学间距和地球系统的轨道激发度后，这样的事件。虽然动力学模型在理解火星的低质量方面取得了很大的进步，但它们无法形成准确的水星类似物仍然是一个突出的问题。
2019-04-03 astro-ph.EP
A pre-Caloris synchronous rotation for Mercury
水星被锁定在一个自旋轨道共振中，每绕太阳两圈，它就绕自转轴旋转三圈。目前对这种独特状态的解释假设这颗行星的初始旋转是缓慢而快速的，潮汐扭矩使行星的旋转减速到这种共振。当核幔边界摩擦占，捕获到3/2共振发生的概率为26%，但最有可能的结果是捕获到一个高阶共振。在这里，我们表明，如果水星的初始旋转是逆行，这颗行星将被捕获到同步旋转的概率为68%。撞击坑形成率的强烈空间变化在这个时候已经存在，这些都被证明是与水手10号和信使号观测到的前卡洛里撞击盆地的分布相一致的。大型成盆撞击事件所产生的动量使脱离这种高度稳定的共振成为可能，随后在有利的条件下捕获到3/2共振中。
2011-12-11 astro-ph.EP
Can narrow disks in the inner solar system explain the four terrestrial planets?
一个成功的太阳系模型必须重现这四颗类地行星。在这里，我们关注1）在同一个系统（4-P系统）中形成水星和四颗类地行星的可能性; 2）每颗类地行星的轨道特性和质量; 3）地球最后一次巨大撞击的时间和此后地球吸积的质量。针对这些限制，我们进行了450 N体模拟类地行星形成的基础上狭窄的原行星盘的质量限制在0.7-1.0 AU。共鉴定出164个类似物体系，其中只有24个体系含有汞类似物，8个体系为4-P体系。我们发现，包含少量胚胎的狭窄圆盘，其个体质量与火星和目前轨道上的巨行星相当，具有满足这些约束的最佳前景。然而，仍然存在严重的缺陷。水星类似物和4-P系统的形成效率太低（分别为5%和2%），大多数金星与地球类似物的质量比都是不正确的。水星和金星的类似物也形成得太接近彼此（~0.15-0.21 au），而现实（0.34 au）。类似地，金星和地球类似物之间的相互距离大于观测到的距离（0.34对0.28 au）。此外，金星-地球对在轨道质量空间中没有统计学上的重现。总的来说，我们的研究结果表明，用窄盘来解释内太阳系存在严重的问题。特别是水星的形成仍然是类地行星形成模型的一个突出问题。
2020-06-04 astro-ph.EP
The HD 137496 system: A dense, hot super-Mercury and a cold Jupiter
目前已知的大部分行星都是半径介于地球和海王星之间的小行星。这一区域的行星特征显示出组成和系统结构的巨大多样性，其分布暗示了多种形成和演化情景。利用K2卫星的测光和HARPS和CORALIE摄谱仪测量的径向速度，我们搜索了明亮且略微进化的类太阳恒星HD 137496周围的行星。我们精确地估算了恒星参数，$M_*$ = 1.035 +/- 0.022 $M_\odot$，$R_*$ = 1.587 +/- 0.028 $R_\odot$，$T_\text{eff}$ = 5799 +/- 61 K，以及轻微演化恒星的化学成分。我们探测到两颗行星围绕HD 137496运行。内行星HD 137496 b是一颗超级水星（一颗地球大小的行星，密度与水星相当），质量为$M_b$ = 4.04 +/- 0.55 $M_\oplus$，半径为$R_b = 1.31_{-0.05}^{+0.06} R_\oplus,$，密度为$ρ_b = 10.49_{-1.82}^{+2.08}$ $\mathrm{g cm^{-3}}$。通过内部建模分析，我们发现这颗行星主要由铁组成，核心占行星质量（$M_{core}/M_{total} = 0.73^{+0.11}_{-0.12}$）的70%以上。外行星HD 137496 c是一颗偏心（$e$ = 0.477 +/- 0.004）、长周期（$P$ = $479…
2021-11-16 astro-ph.EP
Mercury-Ar$χ$es: a high-performance n-body code for planet formation studies
INAF - Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；ICSC – National Research Centre for High Performance Computing, Big Data and Quantum Computing（高性能计算、大数据与量子计算国家研究中心）；INAF - Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所空间天体物理学与行星科学研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；Sharkmob
Mercury-Ar$χ$es是一种高性能n体代码，用于模拟行星形成过程中的行星增长、迁移及与盘气体的相互作用。
2026-01-23 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.comp-ph
Nucleation and growth of iron pebbles explains the formation of iron-rich planets akin to Mercury
形成富含铁的水星的途径仍然是个谜。水星的核心占行星质量的70%，这意味着相对于硅酸盐来说，铁的含量显著富集，而它的地幔则强烈缺乏氧化铁。高核心质量分数传统上归因于硅酸盐的蒸发损失，例如在巨大的撞击之后，但水星地幔中中等挥发性元素的高丰度与其形成期间达到远高于1，000 K的温度不一致。在这里，我们探讨了从太阳组成的气体中冷却下来的原行星盘的热内部区域的固体粒子的成核。铁的高表面张力导致铁颗粒均匀地成核（即，不在更难熔的基底上）。低成核速率导致大铁卵石在稀疏的成核铁纳米颗粒上沉积生长。无铁MgSiO $_3$形式的硅酸盐在相似的温度下成核，但由于成核颗粒的数量高得多而获得较小的尺寸。这导致大的铁颗粒与具有低十倍斯托克斯数的硅酸盐颗粒的化学分离。我们认为，这样的条件导致形成富铁星子的流动不稳定性。在这一观点中，水星是由富含铁的微行星与太阳系下丰富的高度还原的硅酸盐物质吸积而形成的。我们的研究结果意味着，已知绕太阳和其他恒星运行的富铁行星不需要经历地幔剥离撞击。相反，它们的形成可能是原行星盘温度波动和不同晶体物质通过随后的成核过程化学分离的直接结果。
2022-04-08 astro-ph.EP
Photophoretic separation of metals and silicates: the formation of Mercury like planets and metal depletion in chondrites
水星未经压缩的高质量密度表明，这颗行星主要由铁组成，要么是金属（主要是铁镍），要么是硫化铁。信使号水星任务的最新结果暗示了水星的低温历史，这对解释高金属含量的撞击地幔剥离或蒸发的标准形成模型提出了质疑。像水星一样，两颗最小的太阳系外岩石行星，CoRoT-7 b和开普勒-10b，被发现具有高密度。由于它们的轨道靠近它们的主星，这表明富含铁的内行星可能不是太阳系的累赘，而是行星形成的一般计划的一部分。从未分化的镁铝榴石中还知道，金属与硅酸盐的比例变化很大，这必须归因于行星前的分馏过程。由于这种分馏作用，大多数铁的母体--其中大多数起源于小行星带--相对于太阳系的平均丰度来说，铁的含量是贫化的。导致太阳星云中金属硅酸盐分馏的天体物理过程基本上是未知的。在这里，我们考虑电泳力。由于这些力特别作用于辐射固体，它们可能对形成于原行星盘内缘的星子的组成起重要作用。光泳可以将高导热性材料（铁）与低导热性固体（硅酸盐）分离。我们认为，硅酸盐优先被推入光学厚盘。随后在边缘向外移动的星子形成导致靠近恒星的金属丰富的星子和在星云更远的地方的金属耗尽的星子。
2013-05-03 astro-ph.EP
Formation of super-Mercuries via giant impacts
本研究通过大量双层岩质天体巨型撞击模拟，推导新标度律揭示地幔剥离机制，发现单次高角度撞击难以形成超级水星，为其形成路径提供了约束。
2024-03-06 astro-ph.EP
An Earth-sized exoplanet with a Mercury-like composition
地球、金星、火星和一些太阳系外的类地行星的质量和半径与大约30%的金属核和70%的硅酸盐地幔的质量分数一致。在太阳系的内部边界，水星的组成完全不同，其质量分数约为70%的金属核心和30%的硅酸盐地幔。提出了几种形成或演化方案来解释这种富含金属的组合物，如巨大的影响，地幔蒸发，或在原行星盘的内边缘的硅酸盐耗尽。这些设想仍在激烈辩论中。在这里，我们报告了一个多凌行星系（K2-229）的发现，其中内行星的半径为1.165+/-0.066地球，质量为2.59+/-0.43地球。因此，这颗地球大小的行星具有与水星相容的核心质量分数，而根据主恒星化学，它被认为与地球相似。这个较大的水星类似物要么是以非常特殊的成分形成的，要么是从那以后演化而来的，例如失去了部分地幔。对像K2-229 b这样的类水星系外行星的进一步表征将有助于将水星的详细原位观测（与信使号和BepiColombo一起）纳入太阳和太阳系外类地行星形成和演化的全球背景。
2018-05-22 astro-ph.EP
Collisional Stripping and Disruption of Super-Earths
行星形成的最后阶段主要是行星胚胎之间的碰撞。这一阶段的动力学决定了系统中行星的轨道结构、质量和组成。在太阳系中，水星、地球、火星和冥王星都曾被认为是巨型撞击的晚期。就水星而言，这次巨大的撞击可能显著改变了行星的整体组成。在这里，我们提出的平滑粒子流体动力学模拟结果的高速（高达~5 v_esc）碰撞1和10 M_地球行星的初始地球组成的调查的结束阶段的形成太阳系外超级地球。正如以前对较小物体之间碰撞的模拟所发现的那样，当碰撞能量超过简单合并时，巨大的碰撞分为两种状态：（1）破裂和（2）打了就跑（掠擦非弹性碰撞和抛射体逃逸）。当碰撞参量接近零时，当射弹质量与目标相比很小时，或以极高的速度时，就会发生破坏。在中断制度，我们推导出灾难性的中断（当一半的总碰撞质量丢失），吸积和侵蚀之间的过渡能，并在散装组合物（铁硅酸盐比）的变化的标度律碰撞剥离地幔的标准。
2009-07-02 astro-ph.EP
Equilibration in the Aftermath of the Lunar-Forming Giant Impact
对月球形成的撞击的模拟表明，大部分月球物质来自撞击物，而不是地球。然而，对月球样品的测量揭示了一种与地球样品难以区分的氧同位素组成，并且与来自火星和灶神星的陨石明显不同。在这里，我们探讨的可能性，硅酸盐地球和撞击物的组成不同的氧同位素，以及陆地岩浆海洋和月球形成的物质经历了湍流混合和平衡的巨大影响的能量后果。这种混合可能发生在撞击和月球吸积之间的熔融盘时期，持续时间可能为10^2-10^3年。这一想法的月球地球化学的影响，地球上的水的起源，并对巨大的影响进行了讨论。
2010-12-24 astro-ph.EP
A Magnetized, Moon-Forming Giant Impact
月球被认为是在行星质量体与原地球之间的巨大撞击之后形成的。在一个典型的巨大撞击场景中，一个由蒸汽、液体和固体碎片组成的圆盘在原地球周围形成，并在可能的几十年演变之后凝结形成月球。利用最先进的数值模拟，我们研究了磁场对月球形成的巨大撞击的动力学效应。我们表明，湍流产生的碰撞本身，剪切的边界层之间的碰撞后的碎片领域和原地球，和湍流的蒸汽组成部分的磁盘放大的领域动态显着的强度。磁驱动的湍流促进了原月盘中的角动量输运。碎片物质被吸积到原地球上，使月球形成的效率降低，而磁盘被迫扩展到更大的半径，在其外缘冷却。磁场加速了原月盘蒸汽成分的演化，加速了月球的形成。
2020-10-09 astro-ph.EP
Oxygen isotopic evidence for vigorous mixing during the Moon-forming Giant Impact
图中地球和月球是由氧同位素组成的，它们是无法区分的，Δ“17 O的差异为-1 +/-5 ppm（2se）。根据这些数据和我们新的行星形成模拟，包括一个现实的模型，氧同位素水库，我们的结果有利于激烈的混合在巨大的影响，因此，高能量高角动量的影响。结果表明，晚期单板撞击物的平均Δ“17 O在陆地值的约1/mil范围内，表明这些撞击物富含水。
2016-03-15 astro-ph.EP
The energy budget and figure of Earth during recovery from the Moon-forming giant impact
在形成月球的巨大撞击之后的最初几百万年内量化地球的能量预算对于理解地球的初始热状态和月球潮汐演化的动力学至关重要。撞击后，该天体基本上被蒸发并迅速旋转，与我们今天所知的行星非常不同。随后地球的能量收支的演变，因为身体冷却和角动量在月球潮汐衰退期间转移，尚未准确计算所有相关的能量成分。在这里，我们使用巨型撞击模拟和行星结构模型来计算地球演化阶段的能量预算。我们表明，地球的形状和内部结构发生了很大的变化，在其后的影响演变和动能，潜力，和内能的变化都是显着的。这些变化对潮汐衰退的动力学和早期地球的热结构具有重要意义。
2019-10-01 astro-ph.EP
Three-dimensional SPH simulations of the Caloris basin-forming impact: basin scaling, the gravity anomaly, and antipodal effects
University of Zurich（苏黎世大学）；University of Bern（伯尔尼大学）
通过pkdgrav3代码开展三维SPH模拟，明确卡路里盆地的形成条件、正重力异常的地幔抬升起源及对跖地形的形成机制，揭示喷出物汇聚的关键作用。
2026-08-28 astro-ph.EP
Dynamical Evolution of the Earth-Moon Progenitors - Whence Theia?
我们提出了一个模型太阳系与五个类地行星（开始~30-50万年后形成的原始太阳系机构）的整合，以确定参数空间的首选区域，导致巨大的影响，导致月球的形成。我们的研究结果表明，选择半长轴和偏心忒伊亚（原月球）在这个时代可以产生一个后期的巨大的影响，假设水星，金星和火星是在目前的轨道附近。我们发现，在我们的模拟开始的那个时代，忒伊亚可能的半长轴取决于假设的地月祖先的质量比（8/1，4/1或1/1）。类地行星的低离心率通常是在我们的整合开始的时代，当祖先有相似的半长轴时产生的。此外，我们表明，平均运动之间的共振类地行星和巨行星的扰动可以影响系统的动力学演化，导致后期的巨撞击。
2014-10-27 astro-ph.EP
A systematic survey of Moon-forming giant impacts: Non-rotating bodies
本文系统模拟非旋转天体的成月巨大撞击，给出形成足够质量原月盘所需的最小初始角动量，并指出高撞击体—目标质量比的低速撞击更符合地月同位素约束。
2023-07-12 astro-ph.EP
Possible Disintegrating Short-Period Super-Mercury Orbiting KIC 12557548
我们在这里报告的发现恒星掩星，观察开普勒，重复周期性地在15.685小时的间隔，但其变化的深度从最大的1.3%到最小的，可以小于0.2%。被遮蔽的恒星是KIC 12557548，一颗K矮星，T_eff = 4400 K，V = 16。由于日食深度是高度可变的，它们不能仅仅是由于一个固定大小的行星的过境。我们讨论，但驳回了一个方案，涉及一个双巨行星的共同轨道平面岁差，使其中一个行星进入和离开一个放牧过境。我们还简要地考虑了一个食双星，要么轨道KIC 12557548在一个分层的三重配置或附近的天空中，但我们发现这样的情况不足以重现的意见。我们倾向于这样一种解释，即宏观粒子从一颗比水星大不了多少的缓慢解体的行星的大气层中逃逸出来。这些颗粒可以是微米级的辉石或氧化铝粉尘颗粒。行星表面的温度足以升华并产生高Z大气层;这种大气层可能通过云凝结或爆发性火山活动而充满尘埃。大气中的气体通过帕克型热成风带着尘埃颗粒逃逸，我们从观测结果中推断出质量损失率为1 M_E/Gyr，尘埃与气体的比值可能为1。对于我们的基准0.1 M_E行星，蒸发时间尺度可能为~0.2 Gyr。质量较小的行星是不受欢迎的，因为它们蒸发得更快，质量较大的行星也是如此，因为它们的表面引力太强，无法维持必要的质量损失率。掩星剖面显示了一个入口出口不对称，可以反映彗星状尘埃尾巴尾随行星，我们提出了这样的尾巴模拟。
2012-03-24 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming cold gas giants through planetesimal accretion
在轨道和质量上类似于木星和土星的冷气体巨星的形成对星子驱动的核心吸积模型来说是一个巨大的挑战，因为远离恒星的核心增长率很低。在这里，我们模拟了单个原行星的生长和迁移，这些原行星吸积了星子和气体。我们集成了核心的增长率，使用适合在文献中的$N$体模拟，它提供了吸积的星子，原行星迁移通过的效率。我们考虑了来自太阳系和原行星盘的三个约束：（1）海王星散射盘和奥尔特云中的类地行星和彗星库的质量与每AU几个地球质量的原始微行星群一致，（2）来自小行星带和柯伊伯带的证据表明，微行星的特征直径为100公里，（3）对原行星盘的观测表明，尘埃受到弱湍流的搅动，这种气体湍流也激发了微行星的倾斜。我们的名义模型建立在这些限制的结果在最大原行星质量的$0.1$地球质量。忽略上面的约束（1），我们表明，即使是1，000个地球质量（相当于每个AU 50个地球质量）的微行星群也无法产生冷气体巨星（尽管它成功地形成了热和暖气体巨星）。我们的结论是，一个巨大的星子水库本身是不足以产生冷气体巨人。通过星子吸积形成冷气体巨星还需要星子很小，湍流搅拌很弱，因此违反了上述所有三个限制。
2019-10-11 astro-ph.EP
Inefficient volatile loss from the Moon-forming disk: reconciling the giant impact hypothesis and a wet Moon
地球的月球被认为是由大约45亿年前原地球和撞击物之间的巨大撞击产生的环地圆盘形成的。由于撞击是高能的，磁盘应该是热的，部分蒸发。这一形成过程被认为是地球化学观测到月球挥发物耗尽的原因。该模型预测月球的水也应该显著耗尽，但这似乎与最近测量的一些月球水丰度和D/H比相矛盾，后者表明月球比以前认为的更富含水。另一种可能是，如果盘的上部被较重的物质所控制，月球可能会保留它的水，因为氢必须从富含重元素的盘中扩散出来，因此逃逸速率会受到这种缓慢扩散过程的限制（扩散限制逃逸）。为了确定逃逸磁盘会经历和量化挥发损失的磁盘，我们计算的热结构的月球形成磁盘考虑各种散装水丰度和中平面磁盘温度。我们的计算表明，月球形成盘的上部主要是重原子或分子，氢是次要的物种。这表明氢的逃逸是受扩散限制的，因此与假设的初始丰度相比，损失的水和氢的量很小。这一结果表明，大撞击假说可以与富水月球相一致。而且，氢风的强度很弱，其他的挥发物也不会逃逸。因此，观测到的月球挥发性消耗需要另一种机制。
2018-12-26 astro-ph.EP
A Systematic Survey of Moon-Forming Giant Impacts. II. Rotating bodies
本文系统研究了自转天体间的月球形成大碰撞，发现特定自转碰撞可产生低角动量和贫铁原月球盘，并证明标准撞击场景在自转条件下仍存在角动量过高问题。
2024-11-19 astro-ph.EP
Recipes for forming a carbon-rich giant planet
本文综述了太阳系四大气态巨行星的碳氧比研究现状，探讨了其可能为富碳行星的争议，并分析了巨行星整体碳氧比 $\ge$ 1 的三种主要形成情景及探测深层碳氧比面临的挑战。
2024-05-30 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
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
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
Primordial Earth mantle heterogeneity caused by the Moon-forming giant impact
月球形成的巨大撞击假说成功地解释了地月系统的动力学性质，但仍然受到地球和月球地幔同位素指纹相似性的挑战。此外，最近的地球化学证据表明，地球的地幔保留了古老的（或“原始”）不均匀性，早于月球形成的巨大影响。使用一种新的流体动力学方法，我们在这里表明，月球形成的巨大的影响导致一个分层的开始条件的地幔演化。地球的上层在成分上类似于月球演化出来的圆盘，而下层则保留了原地球的特征。只要这种预测的成分分层可以在随后数十亿年的地球地幔对流中至少部分地保留下来，月球和可接近的地球地幔之间的成分相似性是现实和高概率的月球形成撞击情景的自然结果。在现代地球中原始异质性的保存不仅调和了地球化学的限制，但也符合最近的地球物理观测。此外，为了有效保存原地球储层，地月系统的整体组成可能会系统地向南极值转移。
2019-04-04 astro-ph.EP physics.geo-ph
The energy budgets of giant impacts
巨大的撞击控制着类地行星形成的最后阶段，并确定了最终行星系统的结构和组成。一次巨大的撞击被认为是月球形成的原因，但具体的碰撞参量仍在争论中。由于典型的月球形成撞击是最深入研究的场景，它通常被认为是典型的巨型撞击。然而，可能会产生各种影响，产生不同的结果。在这里，我们研究了形成地球质量物体的巨大撞击的总能量预算，发现它们在可能的月球形成事件的广泛范围内有很大的不同。我们表明，引力势能交换是重要的，我们确定的制度，在该制度中，势能有显着的影响碰撞的结果。能量不均匀地沉积在碰撞的行星中，增加了它们的内能，每个天体的一部分获得了足够的熵来蒸发。在重力再平衡之后，撞击后的天体会产生强烈的热分层，并伴随着不同量的蒸发和超临界地幔。典型的月球形成撞击是一个相对低能量的事件，不应该被认为是形成地球质量行星的吸积巨型撞击的原型。在一次巨大的撞击之后，与相同质量的凝聚行星相比，天体的大小会显著膨胀，它们的势能、动能和内能分量的大小也会有很大的差异。因此，金属硅酸盐平衡的条件和地球随后的演变可能在不同的撞击情景之间有很大差异。
2019-12-10 astro-ph.EP
Stealing the Gas: Giant Impacts and the Large Diversity in Exoplanet Densities
虽然目前的灵敏度限制是这样的，真正的太阳系类似物仍然具有挑战性的检测，许多行星系已被发现，是非常不同于我们自己的太阳系。大多数系统都有一类新的行星，它们的质量通常比地球大几倍，但它们的主恒星的轨道却在水星的轨道内。这些行星经常显示出包含行星质量百分之几的大型氢和氦包层的证据，并显示出平均密度的巨大差异。在这里，我们表明，这一广泛的范围可以通过一个或两个后期的巨大的影响，这是经常需要实现长期的轨道稳定性，在多行星系统一旦气体盘已经消失。我们使用流体动力学模拟表明，类似大小的系外行星之间的单次碰撞可以很容易地将行星与核心质量比降低2倍，并表明这导致观测到的平均密度相应增加2-3倍。此外，我们调查如何包封质量损失取决于信封质量，行星半径，半长轴，和信封内的质量分布。我们认为，少数巨大的影响可能是负责大的平均密度观测到的传播，特别是对于多行星系统包含行星的密度非常不同，并没有显着的光蒸发雕刻。
2015-12-10 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
Forming Iron-rich Planets with Giant Impacts
我们研究了质量在1 M $_{\oplus}$和20 M $_{\oplus}$之间的超级地球之间的地幔剥离巨型撞击（GI）。我们推断新的标度律的最大的碎片和铁的质量分数的质量，以及更新的拟合系数的临界特定的碰撞能量的灾难性破坏，$Q_{RD}^{*}$。有了这些比例律，我们推导出与撞击条件相关的方程，即，目标质量、撞击速度和撞击器与目标质量比与最大碎片的质量和铁质量分数之间的关系。这使得人们可以预测碰撞结果，而无需执行大量的模拟。使用这些方程，我们提出了最大和最小的行星铁质量分数作为碰撞剥离的地幔在给定范围内的影响条件的结果。我们还推断半径为一个给定的质量和成分使用内部结构模型，并比较我们的研究结果的观测富含金属的系外行星。我们发现数据和模拟行星之间的一致性很好，这表明GI可能在它们的形成中发挥了关键作用。此外，使用我们的标度律，我们可以进一步限制有利于其质量和成分的影响条件。最后，我们提出了一个灵活的和易于使用的工具，允许一个预测的质量和组成的行星后，GI的任意范围的影响条件，这反过来又允许评估GI在观察到的行星系的作用。
2022-10-11 astro-ph.EP
Forming the cores of giant planets from the radial pebble flux in protoplanetary discs
行星核心的形成必须迅速进行，以便巨行星在原行星气盘（<300万年）消散之前吸积它们的气体包层。在超过10天文单位的轨道上，核心直接积累星子的速度太慢了。微行星的碎片可以更快地被吸积，但是微行星可能太大而不能有效地碎裂，共振捕获构成了另一个障碍。在这里，我们而不是调查小卵石（毫米厘米大小）的增长和粒子的径向漂移之间的平衡的自然结果的吸积。我们构建了一个简化的分析模型的灰尘凝聚和卵石漂移在外盘，5 AU和100 AU之间，这给出了固体表面密度和占主导地位的颗粒尺寸的时间演变。这两个关键量决定了在不同的轨道距离上核心的生长是如何进行的。我们发现，卵石的表面密度足够高，以实现由内而外形成的行星核心内光盘的寿命。尘埃转化为行星的整体效率可能很高，对于类似于太阳系的行星结构来说接近50%。在外盘的卵石吸积的增长是足够快，以克服灾难性的I型迁移的核心。这些结果需要原行星盘具有较大的径向范围（~100 AU），并假设初始种子胚的数量较少。我们的研究结果表明，低质量恒星（<1 M_太阳）周围的低质量原行星盘，或亚太阳尘埃与气体的比例，不容易形成气体巨行星（M > 100 M_E），但优先形成海王星质量或更小的行星（< 10 M_E）。这与系外行星的调查结果一致，这些调查显示，气体巨星在低质量或低金属含量的恒星周围相对罕见。
2016-04-04 astro-ph.EP
A Balanced Budget View on Forming Giant Planets by Pebble Accretion
卵石吸积是指岩石行星核心的集合体，这些核心是由速度分散的粒子组成的，这些粒子的速度分散被来自星周盘气体的阻力所阻尼。吸积截面可以接近最大希尔球尺度的粒子的斯托克斯数接近1。虽然速度很快，但卵石堆积也是有损耗的。气体阻力将卵石带到原核，但也将它们扫过;那些具有最大吸积截面的粒子也具有最快的径向漂移速度，并且最容易从圆盘中排出。我们提出了一个全球模型的行星形成卵石吸积，跟踪光盘的质量预算。核心，每一个初始化与月球的质量，成长从光盘的有限存储毫米-厘米大小的卵石漂移在所有半径的粘性吸积气体。对于每1个被岩心网住的$M_\oplus$，至少10个$M_\oplus$，可能更多的$M_\oplus$因径向漂移而丢失。核心增长率通常对颗粒斯托克斯数、湍流马赫数和固体表面密度呈指数敏感。这种指数敏感性，当与盘迁移相结合时，往往会产生0.1-30 AU的二元结果：要么地球下的核心保持在地球下，要么爆炸成彗星，后者向内迁移到不同程度。当小行星繁殖核心组装毫米厘米大小的鹅卵石，他们这样做的光盘，这些颗粒排出$\sim$ 10 $^5$年或更少;这种快速排水盘不适合毫米波观测。
2018-08-06 astro-ph.EP
New insights into the nature of transition disks from a complete disk survey of the Lupus star forming region
在年轻恒星周围具有大尘埃腔的过渡盘是研究行星形成的有希望的目标。先前的研究已经揭示了尘埃空洞内存在气体空洞，暗示着最近形成的巨型行星。然而，这些研究中的许多都偏向于附近恒星形成区域中最明亮的盘，并且不可能获得可以与系外行星种群进行比较的可靠统计数据。本文利用ALMA波段7的0.3”（半径22-30 AU）分辨率的345 GHz连续谱、13 CO和C18 O 3-2观测以及每个源的光谱能量分布，对11个具有大空腔（半径>20 AU）的过渡盘进行了分析。气体和灰尘的表面密度分布使用物理化学模拟代码DALI。这是第一次在恒星形成区的完整盘调查中研究大空腔的过渡盘。尘埃腔的大小范围从20-90 AU半径，并在三种情况下，气体腔也被解决。气体密度的深度下降和大的尘埃空洞大小与巨行星的清理一致。在狼疮中，有大空洞的过渡盘的比例约为11%，这与宽轨道巨行星的系外行星人口研究不一致。此外，我们提出了一个假设的大质量盘演变成过渡盘与大腔的演化路径。
2018-01-18 astro-ph.EP
Peering into the Giant Planet Forming Region of the TW Hydrae Disk with the Gemini Planet Imager
我们目前的双子座行星成像仪（GPI）的自适应光学近红外图像的巨大行星形成区域的原行星盘轨道附近（D = 54 pc），前主序星（经典金牛座T）TW长蛇座。GPI图像，这是在日冕/偏振模式下获得的，利用星光散射小尘埃颗粒，以阐明TW Hya盘的表面密度结构，从80 AU到10 AU的恒星在1.5 AU的分辨率。GPI偏振强度图像明确地证实了内部盘的径向表面亮度分布中存在间隙。这个缺口的中心在23 AU附近，宽度为5 AU，深度为50%。在最近对围绕前主序星运行的气态尘埃盘中巨型行星形成的模拟中，这些结果表明，在TW Hya盘中，至少可能存在一颗质量为0.2 MJ的年轻行星，其轨道半长轴与天王星相似。如果这颗（原）行星正在积极地从盘中吸积气体，它可能很容易被GPI或类似敏感的高分辨率红外成像系统检测到。
2015-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Hybrid Mechanism Forming a 2:1 Librating-Circulating Resonant Configuration in the Planetary System
在两颗巨行星不同的迁移过程中，可能形成不同的共振构型。研究表明，HD 128311和HD 73526行星系参与了2：1的平均运动共振，但不参与拱点共转，因为其中一个共振参数在动力学演化过程中循环。在本文中，我们探讨了潜在的机制，形成2：1的图书馆循环共振配置。在行星形成的后期，小行星和行星胚胎之间的碰撞和散射是经常发生的。因此，在我们的模型中，我们考虑的是两颗巨星和几颗类地行星的行星结构。我们发现，碰撞或散射事件在动力学演化的早期阶段可以影响陷入共振的配置。一颗中等大小的类地行星的行星-行星散射，或者在一个拥挤的行星系中较小行星的多重散射，都可以改变共振构型。此外，碰撞或合并可以改变巨行星的质量和位置，这也对形成动力学演化过程中的共振位形起着重要作用。在这个意义上，图书馆循环共振配置更有可能形成的散射和碰撞的混合机制。
2010-03-05 astro-ph.EP
Effect of Equation of State and Cutoff Density in Smoothed Particle Hydrodynamics Simulations of the Moon-Forming Giant Impact
本研究对比不同版本M-ANEOS状态方程及截断密度对月球形成大撞击SPH模拟的影响，发现相关参数会显著改变原月球盘的蒸汽质量分数、质量等特性，建议后续研究优化光滑方法以保证热力学稳定性。
2023-10-23 astro-ph.EP
Chaotic Tides in Migrating Gas Giants: Forming Hot and Transient Warm Jupiters via High-Eccentricity Migration
高偏心率运移是形成热储层的重要通道。特别是，Lidov-Kozai（LK）振荡的轨道偏心率/倾斜度引起的一个遥远的行星或恒星的同伴，结合潮汐摩擦，已被证明产生HJs的陀螺时间尺度上，提供有效的潮汐耗散在行星上运行。我们重新审视这种情况下，包括动态潮汐。当行星的轨道处于高离心率阶段时，来自恒星的潮汐力会激发行星中的振荡f模和r模。对于足够大的偏心率和小的近心点距离，模式可以在多个近心点通道上混乱地增长，并最终非线性地消散，从轨道中汲取能量并迅速收缩半长轴。我们研究这种混乱的潮汐对行星轨道演化的影响。我们发现，这条途径产生非常偏心（$e\gtrsim 0.9$）温暖的温度（WJ）在短时间尺度（几个到100万年）。这些WJ有效地循环成为HJ由于其持续小的近心点距离。混沌潮汐也可以通过截断LK偏心率振荡，使一些行星免于潮汐破坏，从而显着增加行星质量和半径范围内的HJ形成分数。利用星族综合计算，我们确定了这种情况下产生的WJ和HJ的特征，包括最终的周期分布，轨道倾角和恒星质量。混沌潮汐赋予LK迁移几个有利的功能来解释观测到的HJ。我们预计，混沌潮汐在其他高$e$迁移类型中也很重要。
2018-12-13 astro-ph.EP
The imprint of X-ray photoevaporation of planet-forming discs on the orbital distribution of giant planets
来自行星宿主恒星的高能辐射可以通过几种机制对系统的最终可居住性产生强烈的影响。在这方面，我们已经建立了一个目录，包含X射线光度，以及基本的恒星和行星性质的所有已知的恒星托管巨行星（> 0.1兆焦耳），已观察到的钱德拉X射线天文台，XMM牛顿和/或ROSAT。具体而言，在本文中，我们提出了第一个应用程序，这个目录寻找一个可能的印记X射线光蒸发的行星形成盘上的现今观测到的巨行星的轨道分布。我们在半长轴a与X射线光度Lx平面上发现了一个暗示性的空洞，大致位于a ~ 0.05-1 au和Lx ~10^27-10^29 erg/s之间，如果光蒸发在这些系统的迁移历史中起主导作用，这是可以预期的。然而，由于观察样本量较小，目前无法证明该特征的统计学意义。
2018-12-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiative Signatures of Circumplanetary Disks and Envelopes During the Late Stages of Giant Planet Formation
本文研究巨行星形成晚期环行星盘与包层的辐射特征，通过广义化下落边界条件计算光谱能量分布与发射图，揭示观测外观对行星质量、吸积率、轨道及磁场等参数的依赖。
2024-09-19 astro-ph.EP
Model of Neptune's protoplanetary disk forming in-situ its surviving regular satellites after Triton's capture and comparison of the protoplanetary disks of the four gaseous giants
我们适合海王星的原行星盘的等温振荡密度模型，以幸存的定期卫星和它的最内环，我们确定的径向尺度长度的磁盘，状态方程和原始气体的中心密度，和旋转状态的海王星星云。海王星的规则卫星受到海卫一逆行捕获的影响，破坏了系统。一些卫星可能已经被抛出，而另一些卫星可能在其潜在的最小值内幸存下来。由于这个原因，海王星星云看起来不像我们以前模拟的任何星云。特别是，在星云核心的深处一定有两个密度最大的地方，那里现在没有卫星或环。即使有了这个强有力的假设，最近发现的小卫星NXIV也使建模工作进一步复杂化。通过一些额外的假设，海王星星云仍然与天王星星云有许多相似之处，这是从两个系统的相对接近和相似的物理条件中预期的。对于海王星的原始磁盘，我们发现一个陡峭的幂律指数（$k=-3.0$），需要容纳的外卫星拉里萨，N XIV和变形。衡量离心力对自身重力的支持的旋转参数非常小（$β_0=0.00808$），其径向尺度长度也非常小（13.6 km）。盘的范围（$R_{\rm max}=0.12$ Gm）比天王星的范围（$R_{\rm max}=0.60$ Gm）小得多，海卫一似乎是盘被截断的原因。致密的海王星核心的中心密度和它的角速度都比天王星的核心高，但与之相当。最后，我们比较了四颗气态巨星的原行星盘模型。
2019-03-03 astro-ph.EP
Tracing the formation history of giant planets in protoplanetary disks with Carbon, Oxygen, Nitrogen and Sulphur
巨行星的组成是由它们的迁移历史和它们的宿主盘的组成结构所决定的。最近的文献研究了C和O的丰度如何限制从恒星形成的巨行星的形成路径。然而，新的ALMA观测表明，行星形成区域可能延伸到数百个Au。我们探索这些更广泛的形成环境的影响，通过n体模拟的生长和迁移的巨行星嵌入在星子盘，再加上组成模型的原行星盘的挥发物是继承的分子云和耐火材料校准对太阳系外和太阳系的数据。我们发现，C/O比提供了有限的洞察力的形成途径的巨行星进行大规模的迁移。由于氮和硫的存在，可以克服这种限制。联合使用C/N、N/O和C/O比打破了巨行星形成和迁移轨道中的任何简并性。由于O、C和N在盘中的相对挥发性，使用标准化为各自恒星比的元素比提供了关于巨行星性质的额外信息。当行星的金属丰度由固体的吸积决定时，C/N* $>$ C/O* $>$ N/O*（* 表示该标准化尺度），否则为N/O* $>$ C/O* $>$ C/N*。信噪比提供了一个额外的独立探测巨行星的金属丰度和它们的固体吸积。
2021-12-23 astro-ph.EP
Small hydrocarbon molecules in cloud-forming Brown Dwarf and giant gas planet atmospheres
我们研究了在褐矮星和巨型气体行星的富氧尘埃形成的大气中复杂的含碳分子的丰度。本文研究了热化学气相模式的内边界大气区。利用了Drift-phoenix大气模拟的结果，其中包括相非平衡尘埃云形成对大气结构和气相丰度的反馈。所产生的元素耗尽导致碳氧比的变化，使得可以存在几个烃分子和氰基多氰基多炔分子。表面重力的增加和/或金属含量的减少支持这些物种的分压增加。CO、CO2、CH 4和HCN含有最大比例的碳。在低金属度天体的高层大气中，C4 H中的碳含量高于CO，CH 3和C2 H2作为碳汇也发挥着越来越重要的作用。我们确定化学弛豫时间尺度来评估碳氢化合物分子是否会受到运输诱导淬灭的影响。我们的研究结果表明，相当数量的C2 H6和C2 H2可以预期不仅在巨大的气体行星的上层大气中，而且在棕矮星。然而，精确的淬灭高度强烈地依赖于所使用的数据源。这些结果将对未来的热动力学研究产生影响，因为它们改变了这些模拟的内边界条件。
2013-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Highly Siderophile Elements in the Earth's Mantle as a Clock for the Moon-forming Impact
根据普遍接受的假设，对地球的最后一次巨大撞击形成了月球，并通过熔化地球的地幔开始了核心形成的最后阶段。地球化学的一个关键目标是确定这一事件的日期，但已经提出了不同的年龄。有些人认为月球形成的时间较早，大约在太阳系第一批固体凝结后3000万年（Myr），而另一些人则认为在凝结后5000万年（甚至可能晚至100 My）。在这里，我们表明，在99.9%的置信水平下，排除了在凝结后4000万年或更早的月球形成事件。我们使用大量的N体模拟来证明最后一次对类地行星的巨大撞击的时间与随后在被称为晚吸积的时代增加的质量之间的关系。随着最后一次巨大撞击的延迟，后期吸积的质量以可预测的方式减少。这种关系存在于类地行星形成的经典情景和大塔克情景中，并且在广泛的磁盘条件下都成立。地球地幔中高亲铁元素的富集限制了晚吸积期地球中的铁磁性物质。使用HSE丰度测量，我们确定了自冷凝以来的95 +/- 32 Myr的月球形成年龄。存在的可能性是，一些晚期的抛射体被区分，并在地幔中留下了不完整的HSE记录。即使在这种情况下，各种同位素约束强烈表明，后期吸积的质量不超过地球质量的1%，因此HSE时钟仍然严格限制了月球形成事件的时间，大大晚于凝结后的40 My。
2015-04-06 astro-ph.EP
The Frequency of Giant impacts on Earth-like Worlds
类地行星形成的后期阶段主要是由巨大的撞击所主导，这些撞击共同影响着任何形成的行星的生长、组成和可居住性。然而，设计用于探索这些后期碰撞的数值模型受到假设所有碰撞都会导致完美吸积的限制，并且这些研究中的许多研究缺乏解释N体系统混沌性质所需的大量实现。我们通过对类太阳恒星周围的行星形成进行280次模拟来改善这些限制，其中一半使用了N体算法，该算法最近经过修改，包括碎片和打了就跑（反弹）碰撞。我们发现，当碎片包括在内，最终形成的行星在质量和数量方面是可比的，但它们的碰撞历史显着不同，吸积时间约一倍。我们探讨了对类地行星的撞击，我们根据它们的具体撞击能量对其进行了参数化。我们的164个地球类似物中只有15个经历了能量足以剥离整个大气层的撞击。剥离大约一半的大气层所需要的能量与最近的月球形成巨型撞击模型相当。在2 Gyr模拟期间，几乎所有地球类似物都至少收到一次符合这一标准的撞击，中位数是三次巨大撞击。最后一次巨大撞击的中位时间是模拟开始后的4300万年，这使我们得出结论，月球形成撞击的时间框架在类太阳恒星周围的行星系中是典型的。
2016-03-10 astro-ph.EP
Lunar and Terrestrial Planet Formation in the Grand Tack Scenario
我们从大量的N体模拟的巨大的影响阶段的类地行星形成的结论。我们重点讨论了最近提出的大塔克模型的新结果，该模型将气体驱动的巨行星迁移与类地行星的吸积耦合起来。巨型撞击阶段跟随着寡头生长阶段，在胚胎和星子的圆盘内建立了双峰质量分布。通过改变胚胎人口中的总质量的比例，在星子人口的总质量和单个胚胎的质量，我们探索不同的光盘条件如何控制最终的行星。胚胎与微行星的总质量比控制着最后一次巨大撞击（月球形成）的时间及其暴力程度。最初的胚胎质量决定了月球撞击物的大小和火星的生长速度。在将我们的模拟结果与类地行星的实际轨道进行比较后（角动量亏损、质量集中），并考虑到月球形成事件后地球吸积的质量和火星生长的时间尺度上的独立地球化学限制，我们的结论是，在巨大撞击阶段开始时，原行星盘的大部分质量都在火星上-大小的胚胎和只有一小部分的总光盘质量的星子人口。由此，我们推断月球形成事件发生在第一个固体形成后的$\sim$ 60和$\sim$ 130 My之间，并且很可能是由质量与火星相似的物体引起的。
2014-06-10 astro-ph.EP
The origin of the high heavy-element content of warm Jupiters
University College Cork（科克大学学院）
本研究通过 chemcomp 代码模拟，揭示暖木星大量重元素含量的起源，即 pebble 漂移与蒸发结合不同尺寸原行星盘、恒星质量等因素的影响，解释了巨行星重元素含量的差异。
2026-10-19 astro-ph.EP
Forming Gas Giants Around a Range of Protostellar M-dwarfs by Gas Disk Gravitational Instability
针对M型矮星周围气态巨行星难以用核吸积模型解释的问题，通过162个引力不稳定气体盘模型证明气体盘引力不稳定性机制可形成这类行星，并给出了临界盘质量等条件。
2023-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Can a jumping-Jupiter trigger the Moon's formation impact?
我们调查的可能性，月球的形成影响是由早期的动力学不稳定的巨行星。我们认为，经过充分研究的“跳跃木星”假说的太阳系的不稳定性，木星和土星的半长轴逐步演变的方式从他们的原始紧凑的架构，他们现在的位置。此外，我们测试了多个不同的配置的原始系统的类地行星和月球形成的弹丸，特别关注几乎相等的质量的影响。我们发现，巨行星的不稳定性/迁移通过动力学扰动激发了类地行星的轨道，从而允许它们之间的碰撞。大约10%的模拟导致了与原地球的碰撞，这导致了陆地系统的最终配置，在某种程度上再现了其目前的结构。这些碰撞中的大多数发生在打了就跑的领域，但大约15%发生在部分吸积区域，具有形成月球的合适条件。在大多数模拟中，在不稳定性和月球形成撞击之间有超过20 My的延迟。这支持了早期不稳定性的发生（< 10 My}在原行星盘中的气体消散之后），与从宇宙化学约束推断的月球形成撞击的时间（30-60 My）相一致。总的来说，在我们的模拟中，内太阳系的最终状态显示出过量的角动量亏损，这主要归因于水星的偏心率和倾角的过度激发。
2021-07-15 astro-ph.EP
The imprint of X-ray photoevaporation of planet-forming discs on the orbital distribution of giant planets -- II. Theoretical predictions
数值模型表明，通过由主星驱动的内部光蒸发的盘扩散可以成功地再现观察到的1 - 2 au附近的温暖彗星堆积。然而，由于已经提出了一系列不同的机制来导致相同的特征，因此对圆盘分散的明确观测诊断在观测到的巨行星分布中留下了印记，可能有助于限制主导机制。我们的目标是通过X射线驱动的光蒸发（XPE）对巨行星分离盘分散的影响进行评估，以提供理论约束的位置和大小的任何可能的功能与此相关的过程中观察到的轨道分布。为此，我们进行了一组1D人口合成与不同的初始条件和相关的气体巨星的最终停车位置与其宿主恒星的X射线光度，以量化观测的$L_\mathrm{x}$-$a$-平面内的这些系统的这个过程。我们发现XPE确实在引力半径附近产生了气体巨星的密度不足，在这个位置的内部和/或外部有相应的堆积。然而，这些特征的大小和位置在很大程度上取决于我们模型中初始条件的选择，例如行星的假设形成位置。XPE可以强烈影响巨行星的迁移过程，并在观测到的巨行星轨道分离中留下潜在的可观测特征。然而，由于在我们的模型中采用的简单化的方法，它缺乏一个自我一致的治疗行星形成在一个不断发展的磁盘，最终的行星人口轨道的定量分析是不可能的。然而，我们的研究结果强烈激励未来的研究，包括现实的光盘分散机制到全球行星人口合成模型。
2021-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Forming the Moon from terrestrial silicate-rich material
最近对月球岩石同位素组成的高精度测量表明，大块硅酸盐地球和月球显示出出乎意料的高度相似性。这与广泛接受的月球形成巨型撞击模型的经典动力学模拟的主要结果之一不一致，即月球的大部分质量来自撞击物，而不是地球。在不改变巨型撞击模型的主要前提的情况下，解决这种差异需要在撞击后对地球和撞击物材料的广泛元素（包括O，Si，K，Ti，Nd和W）进行全面的同位素均匀化。即使这个过程可以解释O同位素的相似性，它也不太可能适用于更重的难熔元素。鉴于这些地球化学数据，围绕着巨大撞击模型的不确定性越来越大，应该探索月球形成的替代假设。在本文中，我们重新审视了月球直接由地球地幔物质形成的假设。我们表明，这种情况下的动态需要大量的能量，几乎是瞬间产生的额外的能量。这种额外能量的唯一已知来源是核裂变。我们表明，这是可行的，形成月球通过地球的核爆炸引发的地球核幔边界（CMB）的硅酸盐物质喷射，造成冲击波传播通过地球。对这种情况的流体动力学模拟表明，爆炸产生的等离子体迅速膨胀，产生冲击波，破坏并驱逐上覆的地幔和地壳物质。
2013-01-11 astro-ph.EP
