The Occurrence of Additional Giant Planets Inside the Water-Ice Line in Systems with Hot Jupiters: Evidence Against High-Eccentricity Migration
轨道周期只有几天的质量为100亿的行星的起源仍然不确定。人们普遍认为，这些行星形成于原行星盘的水冰线附近，随后迁移到更小的轨道上。大多数提出的迁移机制可以归类为磁盘驱动的迁移，或作为一个非常高的偏心率激发潮汐循环。在后一种情况下，这颗注定要成为热木星的巨行星在高度偏心的轨道上度过了数十亿年，其Apastron位于水冰线附近。最后，近星点的潮汐耗散使轨道收缩并形成圆形。如果这是正确的，那么在水冰线内部，热彗星伴随着另一颗巨行星的情况应该是特别罕见的。利用目前用多普勒技术发现的巨行星样本，我们发现P_orb = 10天的热行星< 10 days are no more or less likely to have exterior Jupiter-mass companions than longer-period giant planets with P_orb >。这一结果适用于水冰线近似位置内外的外部同伴。这些结果很难与热木星形成的高偏心率迁移情景相一致。
2016-04-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravitational scattering by giant planets
我们试图通过它们的引力散射特性来描述巨行星系统。我们对一个给定的系统做这一点，通过将它与大量最初处于偏心宜居带（HZ）交叉轨道的假设小天体一起进行数值积分。我们的分析产生了一个单一的数字，逃逸率，它代表了小天体通量被巨行星扰动到不再对HZ内的类地行星构成威胁的轨道的速率。以这种方式获得逃逸率类似于计算最大李雅普诺夫指数作为两个附近轨道的指数发散率。对于HZ内的类地行星，逃逸率值量化了所研究的巨行星系统提供的“保护”效果。因此，逃逸率可以提供某些巨行星配置是否比其他行星更适合生命生存的信息。我们提出了一些计算逃逸率选定的行星系，侧重于不同的质量和半长轴的巨行星的影响。就我们的太阳系而言，我们发现相当令人惊讶的是，木星在其目前的轨道上，可能会为地球提供最低限度的保护。
2014-02-28 astro-ph.EP
Accretion through the inner edges of protoplanetary disks by a giant solid state pump
在原行星盘的内边缘，固体被恒星光照亮。该照明加热实体并沿其表面创建温度梯度。与周围气体分子的相互作用导致径向净气流。边缘内的每一个被照亮的固体颗粒都是一个单独的小气泵，向内输送气体。总的来说，内边缘可以提供高达$\dot{M} = 10^{-5} M_{\odot}$ yr $^{-1}$的局部质量流率。
2013-08-05 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
Imaging Giant Protoplanets with the ELTs
我们现在已经积累了大量的行星形成环境和成熟行星系的观测资料。这些数据使我们能够通过对这一过程的条件和时间尺度进行限制来测试和完善气体巨型行星形成的理论。然而，关于原行星如何积累物质，它们的光球性质和组成，以及它们如何与原行星盘相互作用，一些基本问题仍然没有答案。虽然在过去几年中我们已经开始探测原行星候选者，但我们目前只对最宽的分离，最高的质量/吸积率情况敏感。目前的观测设施缺乏角分辨率和内部工作角来探测几个天文单位的轨道分离，而在这些轨道分离处，巨大的行星形成被认为是最有效的。它们也缺乏对比度来检测会形成较低质量气体巨星和冰巨星的吸积速率。未来十年内，仪器和望远镜将在年轻恒星周围的内部巨行星形成区域提供高对比度，使我们能够建立原行星普查，并首次详细描述行星形成。
2019-03-13 astro-ph.EP
Inner Super-Earths, Outer Gas Giants: How Pebble Isolation and Migration Feedback Keep Jupiters Cold
大多数气体巨星（质量为$\gtrsim10^2 M_\oplus$的行星）被发现居住在距离其宿主恒星超过$\sim1$ au的地方。在1天文单位内，行星人口以$2-20 M_\oplus$的超级地球为主。我们表明，这种内部的超级地球和外部的气体巨星之间的二分法可以自然地解释，如果他们形成在近无粘性磁盘。在层流盘中，行星可以更容易地将盘中的气体排斥出轨道。行星轨道内气体堆积产生的反馈扭矩会减缓并最终阻止迁移。行星轨道外的一个压力凸起捕获了鹅卵石和固体，使核心挨饿。气态巨行星出生时很冷，并且保持很冷：更大质量的核心优先在更远的距离形成，并且它们几乎不会在磁盘反馈下迁移。我们证明了这一点，使用2D流体动力学模拟磁盘行星相互作用持续长达$10^5$年：我们跟踪行星迁移和卵石吸积，直到两者都来结束磁盘反馈。核心是否经历失控的气体吸积成为气体巨星，是通过计算一维气体吸积模型来确定的。我们的模拟表明，在一个无粘性的最小质量的太阳星云，气体巨星不形成内$\sim$ 0.5 AU，也不能迁移到那里，而磁盘存在。我们还探讨了对盘质量的依赖性，并发现气体巨星在更远的地方形成质量较小的盘。
2018-05-16 astro-ph.EP
Migration and Growth of Protoplanetary Embryos II: Emergence of Proto-Gas-Giants Cores versus Super Earths' Progenitor
几乎$15-20%$的太阳型恒星包含一个或多个气体巨行星。根据地核吸积的设想，在获得它们的气体包层之前，必须形成质量是地球质量十倍或更大的超临界地核。将气态巨行星的形成概率与其出生盘中气体和固体的供应联系起来是很自然的。然而，更多的超级地球人口表明：1）行星的构建材料并不短缺，2）气体巨星的生长障碍可能与它们是否可以合并成超临界核心有关，3）超级地球可能是失败的核心，在严重耗尽之前没有达到足够的质量来启动有效的气体吸积。在这里，我们构建了一个模型的基础上的假设，原行星胚胎广泛迁移之前，他们组装成真正的行星。我们构造了一个厄米-胚胎代码的基础上统一的粘性照射盘模型和处方的胚胎盘潮汐相互作用。该代码用于模拟1）胚胎的会聚迁移，以及2）它们的近距离接触和凝结。在太阳型恒星的祖先周围，气体巨行星的祖先超临界质量核心主要形成于具有相对较高（$\gtrsim 10^{-7} M_\odot$ yr $^{-1}$）质量吸积率的原恒星盘中，而超级地球系统（失败的核心）更有可能出现在具有适度质量吸积率的出生盘中，这是由于平均运动共振势垒和保留效率。
2014-10-29 astro-ph.EP
Giant planet migration during the disc dispersal phase
过渡盘被认为是光蒸发（PE）和巨型行星形成之间相互作用的自然结果。大质量行星减少了物质从外盘流入内盘，因此通过行星诱导光蒸发（PIPE）的过程触发了PE导致的盘分散的早期开始。在这种情况下，当行星轨道内的物质被PE移除时，形成了一个空腔，只留下外部圆盘来驱动巨行星的迁移。我们调查PE对巨行星迁移的影响，并特别关注在行星位置内具有真空腔的过渡盘的情况。这对于确定在什么情况下PE能够有效地阻止巨行星的迁移，从而影响行星群的最终轨道分布非常重要。为了这个目的，我们使用2D FARGO模拟模型迁移的巨行星在一系列的原始和过渡盘受PE。然后将结果与用于计算1D行星人口合成模型中行星迁移轨道的标准处方进行比较。FARGO的模拟显示，一旦行星所在地的圆盘耗尽了气体，行星迁移就会停止。这与冲量近似法所得到的结果相矛盾，冲量近似法预测了行星轨道内被清除的圆盘中的行星加速向内迁移。这些结果表明，冲量近似可能不适合嵌入过渡盘的行星。一个更好的近似可以用于1D模型将涉及停止行星迁移，一旦行星轨道内的材料耗尽的气体和表面密度在3：2的平均运动共振位置在外盘达到一个阈值$0.01\,\mathrm{g\,cm^{-2}}$。
2021-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of wide-orbit giant planets in protoplanetary disks with a decreasing pebble flux
本研究提出卵石通量衰减模型，揭示宽轨道巨行星形成新路径，解释原行星盘间隙及PDS 70等宽轨道气态巨行星的起源。
2024-02-06 astro-ph.EP
Giant planet formation in radially structured protoplanetary discs
我们最近对行星系形成的N体模拟，结合了被认为在行星形成过程中很重要的主要物理过程的模型（即气体盘演化、迁移、星子/巨石吸积、气体吸积到核心上等），已经成功地复制了观测到的系外行星群的一些广泛特征（例如低质量行星的紧凑系统，热彗星），但完全没有形成任何幸存的冷彗星。这一失败的主要原因是在气体吸积阶段，生长中的原行星快速向内迁移，导致这些天体进入靠近恒星的轨道。在这里，我们提出的模拟结果，检查形成的气体巨行星的原行星盘，径向结构，由于有效的粘性应力的空间和时间的变化，并表明，这样一个模型的结果在形成的人口冷气体巨人。此外，当与圆盘光蒸发和中央磁层空腔模型相结合时，模拟再现了在观测到的巨大系外行星周期分布中众所周知的热木星/冷木星二分法，周期谷在10-100天之间。
2016-05-13 astro-ph.EP
Formation of Giant Planets by Disk Instability on Wide Orbits Around Protostars with Varied Masses
多普勒巡天显示，质量较大的恒星在$\sim$ 3天文单位内的巨行星频率明显高于质量较低的恒星，这与巨行星形成的核心吸积相一致。直接成像搜索已经开始发现大量的巨行星候选者围绕着质量为$\sim$ 1 $M_\odot$到$\sim$ 2 $M_\odot$的恒星，轨道距离为$\sim$ 20 AU到$\sim$ 120 AU。由于核心吸积无法在如此远的距离形成巨行星，导致团块形成的气体盘的引力不稳定性被认为是更可能的形成机制。在这里，我们提出了五个新的模型的磁盘的演变与内部半径为20 AU和外部半径为60 AU，为中心的原恒星质量为0.1，0.5，1.0，1.5，和2.0 $M_\odot$，以评估的可能性行星形成广泛的轨道上的恒星周围的质量不同。盘质量范围从0.028 $M_\odot$到0.21 $M_\odot$，初始Toomre $Q$稳定性值范围从内盘的1.1到外盘的$\sim 1.6$。这五个模型表明，盘的不稳定性能够在$\sim 10^3$ yr的时间尺度上形成团块，如果它们存活更长的时间，可以在太阳型恒星周围形成巨行星，其初始轨道的半长轴为$\sim$ 30 AU至$\sim$ 70 AU，椭圆度为$\sim$ 0至$\sim$ 0.35，初始质量为$\sim 1 M_{Jup}$至$\sim 5 M_{Jup}$，随着原恒星（和原行星盘）质量的增加，形成更多的原行星…
2011-02-22 astro-ph.EP
Formation of Close-in Super-Earths by Giant Impacts: Effects of Initial Eccentricities and Inclinations of Protoplanets
最近的观测揭示了近距离超级地球的偏心率和倾角分布。这些分布有可能限制它们的形成过程。在原地形成的假设中，行星的偏心率和倾角是由引力散射和巨大撞击阶段原行星之间的碰撞决定的。我们研究了原行星的初始偏心率和倾角对近距离超级地球形成的影响。我们进行$N$体模拟的原行星在无气体磁盘，系统地改变初始偏心率和倾角。我们发现，虽然原行星的偏心率在演化过程中得到了很好的放松，但倾斜度却没有。当初始倾角很小时，它们通常不会被泵起，因为散射不太有效，碰撞在轨道交叉后立即发生。另一方面，当初始倾角较大时，它们倾向于保持较大，因为碰撞阻尼不太有效。不仅行星的合成倾角，而且它们的数量、偏心率、角动量亏损和轨道间距都受到原行星初始倾角的影响。
2017-05-22 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
Giant impact between high-viscosity Theia and low-viscosity proto-Earth: Origin of lunar isotopic crisis
School of Physics, Henan Normal University（河南师范大学物理学院）
通过模拟高粘度忒伊亚撞击低粘度原地球，发现产生的碎屑盘主要来自原地球，且不违反角动量约束，从而解释了月球同位素危机。
2026-08-13 astro-ph.EP
The distribution of heavy-elements in giant protoplanetary atmospheres: the importance of planetesimal-envelope interactions
在巨型行星形成的标准模型中，行星的生长始于固体的吸积，然后随着更多的固体的吸积而形成气态大气，最后是气体的快速吸积。固体与气体包层的相互作用决定了随后的行星生长和最终的内部结构。在这项工作中，我们模拟了微行星与一个不断增长的巨行星（原木星）的相互作用，并探讨如何不同的处理微行星的信封相互作用影响的重元素分布，推断的核心质量。我们考虑各种星子的大小和组成，以及不同的烧蚀和辐射效率，和碎片模型。我们发现，在大多数情况下，核心达到2个地球质量的最大质量。我们表明，核心的质量值主要取决于假设的固体的大小和组成，而重元素的分布也受到吸积的星子（消融/碎裂）的命运。碎片化对直径大于1公里的微行星很重要，通常会导致包层内部的富集，而烧蚀则会导致外层大气的富集。最后，我们提出了一个半解析处方推导出的重元素分布在巨型原行星。
2018-11-27 astro-ph.EP
Theoretical Model of Hydrogen Line Emission from Accreting Gas Giants
由于缺乏对生长中的原行星的观测限制，对巨型行星形成的理解进展一直受到阻碍。最近，通过直接成像探测到原行星LkCa 15 b的Hα过量发射，该行星围绕前主序星LkCa 15运行。然而，对Hα发射的物理机制知之甚少。根据最近对原行星吸积流的高分辨率三维流体动力学模拟，盘状气体几乎垂直地向下流动，并以超音速与环绕行星盘的表面碰撞，从而穿过强烈的冲击波。冲击波加热的气体足够热以产生Hα辐射。在这里，我们发展了一个一维的辐射流体动力学模型的冲击后的化学反应和电子跃迁的氢原子的详细计算，并量化的氢线发射的莱曼，巴耳末，和Paschen系列的吸积气体巨星系统。然后，我们证明了Hα强度足够强，可以用现有的观测技术检测到。通过与LkCa 15 b观测值的比较，我们得到了原行星质量和盘气体密度的约束条件。对原行星氢谱线的观测是获得吸积气体巨星的直接约束的重要手段，这将是理解气体巨星形成的关键。
2018-08-21 astro-ph.EP
The Effect of the Approach to Gas Disk Gravitational Instability on the Rapid Formation of Gas Giant Planets
观测证据表明，气体盘的不稳定性可能是至少一些气体巨星系外行星形成的原因，特别是大质量或遥远的气体巨星。关于近距离气体巨星，Boss（2017）使用$β$冷却近似计算内部气体盘不稳定性的流体动力学模型，发现提供的盘具有初始最小Toomre稳定性参数的低值（即，$Q_i < 2$在20 au内）形式，甚至对于高达100的$β$也可能发生碎裂成自引力团块（即，非常缓慢的冷却）。这些结果意味着，必须考虑磁盘向低$Q_i$的演变。本文提出了这样的模型：初始盘质量为0.091 $M_\odot$，围绕1 $M_\odot$原恒星从4到20 au延伸，$β$冷却参数的范围（1到100）与Boss（2017）相同，但所有盘都以$Q_i = 2.7$开始，即，重力稳定，并允许从其初始外盘温度180 K冷却到低至40 K。所有的圆盘最终都碎裂成至少一个致密的团块。这些团块再次被虚拟原行星（VP）所取代，并且由此产生的VP系综的质量和轨道与Boss（2017）的结果相比毫不逊色，这支持了盘不稳定性可以在20 au内迅速形成气体巨星的说法，前提是存在足够大质量的原行星盘。
2019-09-04 astro-ph.EP
The Role of Early Giant Planet Instability in the Terrestrial Planet Formation
类地行星被认为是由数十颗月球到火星大小的原行星在原行星气盘消散（t_0）后的t<2亿年时猛烈碰撞而形成的。太阳系巨行星在原行星盘阶段迅速形成，t_0后，通过与外盘微行星相互作用而径向迁移。早期（t<1亿年）的动力学不稳定性被认为发生在木星与一个行星大小的天体发生引力碰撞，向内跳跃约0.2-0.5 au，并降落在它目前的轻度偏心轨道上。在这里，我们调查如何巨行星的不稳定性影响的形成的类地行星。我们研究了几个不稳定的情况下，以前被证明符合许多太阳系的限制。我们发现，与巨行星的共振有助于消除固体附近的吸积约1.5 au，从而延缓火星的增长。然而，无论巨行星是在t_0时被放置在它们当前的轨道上，还是在我们的不稳定性模型中真实地演化，结果都是一样的。金星和地球紧密的轨道间距很难在我们的模拟中重现，包括物体从0.7-1 au的狭窄环中生长的情况，因为原行星在吸积过程中倾向于径向扩散。最好的结果是在窄环模型时，从分散的气体星云中出现的原行星被假定为（至少）火星的质量。这表明在太阳系的前1000万年期间，类地原行星发生了有效的吸积。
2020-12-03 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
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
Making giant planet cores: convergent migration and growth of planetary embryos in non-isothermal discs
地球质量的天体预计将经历I型迁移，根据原行星盘的几何状态，迁移方向是向内或向外。在I型扭矩抵消的地方存在会聚迁移区。我们研究了嵌入在非等温原行星盘中的几个地球质量的多个原行星的演化。原行星位于两个不同不透明度区域之间的过渡区附近。在会聚区内部，I型迁移是向外的，而在会聚区外部，迁移是向内的。我们使用了基于网格的流体动力学代码，包括辐射效应。我们进行了不同的初始数量的胚胎模拟和测试的效果，包括随机力来模仿湍流产生的影响。我们还进行了N体运行校准流体动力学计算，以遵循万年时间尺度的演变。对于少量的初始胚胎（N = 5-7），在没有随机强迫的情况下，原行星的人口向零扭矩半径收敛，并形成一个稳定的共振链，保护胚胎免受近距离接触。在具有较大初始数量的胚胎的系统中，或者在其中包括随机力的系统中，这些共振配置被破坏。这反过来又导致了更大的核心通过一个阶段的巨大影响，之后系统解决了一个新的稳定的共振配置。在初始原行星质量为3地球质量的模拟中，大约有一半的模拟中形成了质量为10地球质量的巨行星核，而在初始原行星质量为1地球质量的模拟中，只有15%的模拟中形成了质量为1地球质量的巨行星核。这表明，如果2-3个地球质量的原行星可以在不到100万年的时间内形成，会聚迁移和巨大的碰撞可以在I型迁移会聚区生长出巨大的行星核。
2013-08-12 astro-ph.EP
Can the giant planets of the Solar System form via pebble accretion in a smooth protoplanetary disc?
本研究以微行星为起点模拟包含行星迁移的行星形成过程，发现动力学相互作用会阻碍卵石吸积，且行星迁移导致大质量核内迁，需替代机制解释太阳系冷巨行星的形成。
2024-03-25 astro-ph.EP
Multiple Giant Impacts and Chemical Equilibria: An Integrated Approach to Rocky Planet Formation
本研究通过N体模拟结合大撞击事件的化学平衡计算，发现撞击时机影响行星挥发分储量，晚期大撞击为在1 AU附近形成类地内部组成提供了可行机制。
2025-09-16 astro-ph.EP
Chemical Diversity in Protoplanetary Disks and Its Impact on the Formation History of Giant Planets
巨行星在形成和迁移到最终轨道时，可以与原行星盘中多种化学多样的环境相互作用。这种相互作用影响气体和固体吸积的方式塑造了行星及其大气的化学成分。在这里，我们研究了不同的化学结构的主机原行星盘上的行星组成的影响。我们认为这两种情况下的分子（继承从星前云）和原子（完全化学重置）初始丰度的光盘。我们专注于四种不同挥发性的元素示踪剂：C，O，N和S。我们探索整个延伸的可能形成区域的观测建议，通过耦合盘的化学方案与N体模拟的形成和迁移的巨行星。行星形成的过程产生了巨大的行星，其化学成分明显偏离了主盘。我们发现C/N、N/O和S/N比随着迁移程度的增加而遵循单调趋势。碳氧比显示出一个更复杂的行为，依赖于行星的吸积历史和形成环境的化学结构。S/N* 和C/N* 之间的比较（其中 * 表示对恒星值的归一化）限制了气体和固体对总金属丰度的相对贡献。巨行星的金属丰度主要由气体的贡献所决定，其特征是N/O*> C/O* > C/N*，并允许限制盘化学方案。当行星的金属丰度由固体的贡献决定时，我们发现C/N* > C/O* > N/O*。
2022-09-22 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
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
How Empty are Disk Gaps Opened by Giant Planets?
巨行星的间隙清理被提出来解释在许多原行星盘中观察到的光学薄腔。有多少物质留在间隙中不仅决定了年轻行星在其出生环境中的可检测性，还决定了共转扭矩的强度，这影响了行星如何在快速轨道迁移中生存。我们确定数值的平均表面密度内的差距，sigma_gap，取决于行星与恒星的质量比q，Shakura-Sunyaev粘度参数α，和磁盘的高度与半径的纵横比h/r。我们的结果来自我们新的GPU加速拉格朗日流体动力学代码PEnGUIn，并通过ZEUS 90的独立模拟进行了验证。对于类矮星行星，我们发现sigma_gap \propto q^-2.2 α ^1.4（h/r）^6.6，对于近褐矮星质量，sigma_gap \propto q^-1 α ^1.3（h/r）^6.1。即使在行星没有吸积的情况下，缺口内外的表面密度差异也可以达到10^4。我们导出了一个简单的解析标度，即sigma_gap \propto q^-2 α ^1（h/r）^[5]，它与经验结果相当吻合，特别是在低质量的类海王星时，并利用差异来突出需要改进的地方。
2013-12-29 astro-ph.EP
Co-orbital resonance with a migrating proto-giant planet
在这项工作中，我们提出的可能性，在早期阶段，一个原巨行星的迁移所造成的气体拱盘的存在可以解释小天体进入其轨道的连续喂养。特别是，我们研究的捕获和永久性的可能性，在这些小天体的共轨道共振，不同质量的行星迁移的气体磁盘的相互作用，和这个磁盘引起的阻力耗散这些小物体的能量，使捕获更有可能。此外，我们还研究了在捕获过程中，在行星周围紧密形成的气体密度增强的环行星盘的相关性。\citep{2011Icar..215..669K}是准卫星和不规则卫星捕获的一种机制，研究1：1共振中小天体的捕获具有重要的意义，因为它可以解释Trojan种群的起源。
2018-06-15 astro-ph.EP
On the origin of wide-orbit ALMA planets: giant protoplanets disrupted by their cores
最近的ALMA观测可能表明，在只有几百万年历史的原行星盘中，有大量的亚类木行星在非常宽的轨道上运行。这些行星太年轻，距离太远，不可能是通过核心吸积（CA）方案形成的，并且比经典引力不稳定性（GI）理论中产生的气体团块质量要小得多。最近有人提出，这类行星可能是由GI原行星的部分毁灭形成的：由于巨大核心的生长而产生的能量输出可能会使周围所有或大部分的坍缩前原行星脱离束缚。在这里，我们提出了第一个三维全球光盘模拟，同时解决粮食动态光盘和原行星。我们证实，大规模的GI原行星可能会自我毁灭，在任意大的距离从主恒星提供的固体核心的质量约10-20地球质量能够在他们的崩溃前阶段内增长。此外，我们发现Masset和Velasco Romero（2017）最近分析的加热力使这些核心远离其气态原行星的中心。这导致了原行星中心非常复杂的尘埃动力学，可能导致在同一原行星内形成多个核心、行星卫星和其他碎片，如星子。对这种行星形成的独特预测是在0/I类原行星盘的宽轨道上存在亚类木行星。
2019-09-10 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
Shedding Light on the Eccentricity Valley: Gap Heating and Eccentricity Excitation of Giant Planets in Protoplanetary Disks
我们发现，在非正压原行星盘中，熵梯度对一阶（非共轨）共转力矩有显著的修正作用。这样的非正压扭矩可以显着改变平衡，正压情况下，结果在净偏心阻尼嵌入磁盘中的巨大间隙清除行星。我们证明，恒星照明可以加热的差距，足以使行星的轨道偏心率，而不是被激发。我们还讨论了已知系外行星群中的“偏心谷”，与富含金属的系统相比，低金属量恒星在$\sim 0.1$和$\sim 1$ AU之间缺乏偏心行星（Dawson & Murray-Clay 2013）。我们表明，这一功能的行星分布可能是由于磁盘的自阴影的边缘位于尘埃升华半径$\sim 0.1$ AU，这是已知存在的几个金牛座T系统。在$\sim 0.1$和$\sim 1$ AU之间的阴影区域，由于缺乏间隙日照，使得盘的相互作用抑制了偏心率。在这些阴影区域之外，恒星的光照可以加热行星间隙，并驱动巨行星的偏心率增长。我们认为，自遮蔽不会出现在较高的金属丰度，由于增加的光学深度的气体内部的尘埃升华半径。
2014-01-13 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 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
Rotation of the Solar System planets and the origin of the Moon in the context of the tidal downsizing hypothesis
最近有人提出，岩石和气体巨行星形成的第一步是尘埃沉积成气体团（巨行星胚胎）内的固体核心。然后假设这些团块迁移到更靠近恒星的地方，在那里它们的贫金属外壳被潮汐力或辐射驱动的质量损失剪切掉。我们认为这一假设的影响，出生的地球和气体巨行星的自转速率。发现这两种类型的行星在出生时都可能在它们的分裂角频率附近旋转。自旋的方向应该与母盘和恒星的方向一致，除非胚胎在过去与其他胚胎有密切的相互作用或合并。此外，在出生时特定角动量的巨大储存库也允许在相同的胚胎内形成接近的双岩石行星。我们将这些预测与太阳系中行星的自转速率进行了比较，并质疑地月对是否可能在同一个巨行星胚胎中形成。
2010-10-15 astro-ph.EP
The Effect of Protoplanetary Disk Cooling Times on the Formation of Gas Giant Planets by Gravitational Instability
有观测证据表明，在年轻恒星周围的宽轨道上，由于盘引力不稳定性而形成了气体巨行星，但盘不稳定性和核心吸积在形成短周期轨道上的气体巨行星中的作用还不太清楚。争议延伸到人口合成模型的系外行星人口和流体动力学模型的碎裂过程。后者主要是指在三维（3D）流体动力学模型中处理辐射转移，控制重力不稳定盘的加热和冷却过程，从而形成致密的团块。这里介绍了一套使用$β$冷却近似的模型。初始盘的质量为0.091 $M_\odot$，围绕1 $M_\odot$的原恒星从4到20 AU延伸。初始最小Toomre $Q_i$值的范围为1.3至2.7，而$β$的范围为1至100。我们表明，选择的$Q_i$是同等重要的$β$值假设：高$Q_i$磁盘可以稳定的小$β$，当初始磁盘温度作为一个下限，而低$Q_i$磁盘可以碎片高$β$。这些结果意味着，在评估磁盘碎片化的可能性时，必须考虑磁盘向低$Q_i$的演变，至少在内部磁盘中，即，大约20 AU。这些模型表明，如果低$Q_i$盘能够形成，那么在大约6 AU到16 AU之间，应该有大量尚未被发现的气体巨星围绕G矮星运行。
2017-01-17 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
Photophoresis boosts giant planet formation
在巨型行星形成的核心吸积模型中，一个固体的原行星核心在其质量达到大约5个地球质量时开始直接从星云中吸积气体。这颗原行星最多有几百万年的时间来达到失控的气体吸积，因为年轻的恒星最迟在1000万年后失去它们的气体盘。然而，气体的吸积也会将气体中夹带的小尘埃颗粒带入行星大气。尘埃的积累创造了一个光学厚的原行星大气层，不能有效地辐射掉传入的微行星所沉积的动能。富含尘埃的大气严重减缓了大气的冷却、收缩和新气体的流入，这与观测到的行星形成的时间尺度相矛盾。在这里，我们表明，电泳是一个强大的机制，推动尘埃的行星大气，由于气体和尘埃颗粒之间的动量交换。来自被加热的内部大气和核心的热辐射足以使尘埃颗粒悬浮并将它们向外推。光泳可以显著加速巨行星的形成。
2013-06-19 astro-ph.EP
Constraining the initial planetary population in the gravitational instability model
直接成像（DI）调查表明，超过20 AU的气体巨星在FGK恒星周围是罕见的。然而，由于间隙开放和迁移效率的不确定性，这对引力不稳定性（GI）原行星的形成频率意味着什么还不清楚。在这里，我们结合国家的最先进的计算均匀的行星收缩与人口合成代码。我们发现DI的限制，以满足如果原行星形成GI发生在百分之几十的系统，如果原行星'超级迁移'到小的分离。相比之下，GI可能发生在只有百分之几的系统，如果原行星仍然滞留在广泛的轨道，因为他们的迁移是“淬火”的有效间隙开放。然后，我们使用5 AU内径向速度测量中大质量巨星的频率来打破这种简并-最近的观测表明，这种人口与宿主恒星金属丰度无关，因此怀疑是通过GI然后向内迁移形成的。我们发现，只有超级迁移的情况下，可以充分解释这个人口，同时满足DI约束，并产生正确的质量谱内的行星5 AU。如果5 AU内的巨大气体巨星通过GI形成，那么我们的模型意味着迁移必须是有效的，并且GI原行星的形成至少发生在百分之十的系统中。
2019-07-18 astro-ph.EP
Magnetic fields in gaps surrounding giant protoplanets
巨大的原行星在它们的宿主原行星盘中空出一个缺口，气体必须穿过这个缺口才能被吸积。磁场可能被带入间隙，从而可能影响流动。间隙交叉已模拟不同程度的关注领域的演变（纯流体动力学，理想的，电阻MHD），但迄今为止还没有详细评估的作用占所有三个关键的非理想MHD效应：欧姆电阻率，双极扩散和霍尔漂移的字段。我们提出了一个详细的调查间隙磁场结构所确定的非理想效应。我们评估的磁旋转不稳定性引起的湍流的敏感性，和角动量损失从大规模的领域。由于完全的非理想模拟计算量很大，我们采用后验方法，从Tanigawa等人（2012）的纯流体动力学间隙穿越模拟中估计MHD量。我们计算电离分数和估计场强和几何形状，以确定非理想效应的强度。我们发现，原行星盘场很容易被吸入环隙和环行星盘。霍尔漂移占主导地位，因此大部分间隙是条件性MRI不稳定的，这取决于场和盘旋转轴的对准。场对准也影响穿过间隙的强环向场分量。大规模的磁力在环行星盘中很小，表明它们不能驱动那里的吸积。然而，湍流将是卫星生长过程中的关键，因为它会影响关键的圆盘特征，例如冰线的位置。
2015-05-08 astro-ph.EP
Hydrodynamic Model of H$α$ Emission from Accretion Shocks of Proto-Giant Planet and Circumplanetary Disk
最近的观测已经从年龄为几百万年的年轻恒星系统（如PDS 70）中检测到过量的H $α$发射。我们以前建立的激波加热流的一维辐射流体动力学模型表明，几十km/s的$>$行星吸积流$^{-1}$可以产生H $α$辐射。然而，这是一个挑战，以了解吸积过程的原巨行星从这样的冲击起源的发射观测，因为一个巨大的差距之间的规模环行星盘（CPD）和微观吸积冲击。为了克服尺度差距问题，我们结合了二维，高空间分辨率的全球流体动力学模拟和一维局部辐射流体动力学模型的冲击加热流。通过对原行星-CPD系统的联合模拟，我们发现H $α$辐射主要产生于原行星表面的局部区域。CPD以上的吸积激波产生弱得多的H $α$发射（光度大约小1-2个数量级）。然而，CPD以上的吸积冲击显着影响到原行星的吸积过程。如果以10天的时间尺度进行平均，吸积以准稳定的速率发生，但其速率在较短的时间尺度上显示出变化。包括CPD激波在内的盘表面吸积层波动很大，导致吸积率和H $α$光度随时间变化。我们还模拟了H $α$线的光谱发射轮廓，发现尽管光度变化很大，但该线轮廓随时间变化较小。高光谱分辨率的光谱观测和监测将是揭示吸积过程性质的关键。
2021-11-11 astro-ph.EP
Orbital structure of planetary systems formed by giant impacts: stellar mass dependence
最近的系外行星调查显示，对于太阳型恒星，近距离的超级地球无处不在，其中许多是在多行星系统中。这些系统比太阳系的类地行星更紧凑。然而，关于低质量恒星周围行星形成的理论研究很少。在标准模型中，类地行星形成的最后阶段是巨撞击阶段，原行星在引力作用下相互分散碰撞，然后演化成稳定的行星系。我们研究了恒星质量对大碰撞形成的行星系结构的影响。我们围绕质量为太阳质量的0.1- 2倍的恒星进行{ \it N}体模拟。利用原行星的孤立质量，我们将初始原行星分布在距中心恒星0.05- 0.15au的范围内，跟踪了最内层原行星2亿个轨道周期的演化。我们发现，对于一个给定的原行星系统，行星的质量随着恒星质量的减少而增加，而行星的数量则减少。随着恒星质量的减小，轨道的偏心率和倾角以及相邻行星的轨道间距增大。这是因为随着恒星质量的减小，行星散射的相对强度变得更加有效。我们还利用最小质量太阳系外星云模型讨论了形成于宜居带的行星的性质。
2022-12-17 astro-ph.EP
Origin of the lunar isotopic crisis from solidification of a stratified lunar magma ocean
本文提出，在假设忒伊亚地幔富铁的前提下，分层月球岩浆洋凝固会使上层固体来自原始地球地幔，从而自然解释月球类地球同位素组成，解决月球同位素危机。
2025-09-08 astro-ph.EP
Origin of the Moon's Earth-like isotopic composition from giant impact on a differential rotating proto-Earth
本文提出差异旋转原地球模型，说明小于火星大小天体的大撞击可形成主要由原地球物质构成且角动量符合约束的环地碎片盘，从而解释月球与地球同位素组成的相似性。
2025-05-14 astro-ph.EP astro-ph.HE
Stellar abundance of binary stars: their role in determining the formation location of super-Earths and ice giants
双星是由相同的母体分子云形成的，因此具有相同的化学成分。形成中的行星将建筑材料（固体）从周围的原行星盘中带走。假设圆盘吸积到恒星上是清除圆盘的主要过程，恒星的大气层将显示出由形成中的行星吸积的物质造成的丰度减少。如果行星只在双星系统中的一颗恒星周围形成，如果它们的原生原行星盘在行星形成过程中没有相互作用，那么行星形成过程可能会导致宽双星的丰度差异。巨行星所在的宽双星大气层的显著差异已经被观察到，并与巨行星的形成位置有关。在这里，我们模拟了在水冰线内外形成的超级地球行星以及在CO冰线内外形成的冰巨人的建筑材料。我们的模型预测一个显着的丰度差异$Δ$ [X/H]在恒星大气中的行星托管的二元组件。我们的模型预测，在水冰线（$r<r_{\rm H_2O}$）内部形成的超级地球将导致其宿主恒星中的$Δ$ [Fe/H]/ $Δ$ [O/H]丰度差异，这是在水冰线（$r>r_{\rm H_2O}$）外部形成的超级地球在圆盘富含水的部分的2倍。此外，我们的模型显示，在主恒星中，在$r<r_{\rm CO}$形成的冰巨星的$Δ$ [Fe/H]/ $Δ$ [C/H]丰度差异至少是在原行星盘（$r>r_{\rm CO}$）中形成的冰巨星的3倍。因此，未来对拥有超级地球和冰巨星的广泛双星系统的观测可能有助于限制这些行星的迁移路径，从而限制行星形成理论。
2018-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas Accretion onto a Protoplanet and Formation of a Gas Giant Planet
我们研究气体吸积到原行星上，通过考虑气体的热效应在三维流体动力学模拟，其中从原行星的气体盘到木星半径的行星的广泛区域使用嵌套网格方法解决。我们估计了气体巨行星的质量吸积速率和生长时标。当M_p < M_cri时，质量吸积率随原行星质量的增加而增加，当M_p > M_cri时，质量吸积率趋于饱和或减小，其中M_cri = 0.036 M_Jup（a_p/1AU）^0.75，M_Jup和a_p分别为木星质量和轨道半径。气体巨行星的生长时间尺度或气体吸积到原行星上的时间尺度约为10^5年，比固体核心的生长时间尺度短两个数量级。热效应几乎不影响质量吸积速率，因为引力能主导原行星周围的热能。在我们的本地模拟中获得的质量吸积率同意定量以及与粗空间分辨率的全球模拟中获得的。质量吸积速率主要由原行星质量和原行星盘的性质决定。我们发现当Hill或Bondi半径被充分分辨时，质量吸积率被正确地计算。利用原行星的寡头生长，我们讨论了气体巨行星的形成时标。
2010-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asymmetric fundamental band CO lines as a sign of an embedded giant planet
我们研究了一颗质量为0.5-2太阳质量的恒星所承载的年轻（1- 500万年）原行星盘发射的基本波段光谱中CO双峰非对称线型的形成。谱线轮廓的畸变可能是由一颗星-行星质量比为q=4.7 × 10^-3的嵌入式巨行星的引力摄动引起的。局部等温，2D流体动力学模拟表明，磁盘成为全球偏心的行星轨道内固定约0.2-0.25的平均偏心率后，约2000轨道周期。对于1-10 AU的轨道距离，磁盘偏心率达到峰值的区域内的基本带的CO是热激发。因此，这些线通过它们的不对称性（通量和波长）成为嵌入行星的敏感指标。我们发现，一个给定的跃迁的线形失真（如距离，中心倾角，不对称性和峰的位置）依赖于激发能（即对旋转量子数J）。如果行星在CO激发带内或外运行（对于0.5，1和2太阳质量的恒星，RCO分别小于3，5和7AU），线不对称性的大小随J的增大或减小而增大或减小，因此可以通过确定J曲线的斜率来约束巨行星的轨道距离.我们的结论是，所提出的光谱现象可以用来测试预测的行星形成理论，推动检测最年轻的行星系统的年龄限制。
2014-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Formation of a wide-orbit giant planet in a gravitationally unstable subsolar-metallicity protoplanetary disc
本研究通过二维流体动力学模拟发现，在亚太阳金属丰度盘中，引力碎裂可形成宽轨道巨行星，其最小质量为1 M_J，为相关形成机制提供了证据。
2023-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct images and spectroscopy of a giant protoplanet driving spiral arms in MWC 758
本文通过热红外观测在 MWC 758 原行星盘中直接探测到巨原行星 MWC 758c，其光谱表明其为低温或高消光天体，证实此类行星可驱动旋臂结构。
2023-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravitational fragmentation and formation of giant protoplanets on tens-of-au orbits
研究了年轻原恒星盘中通过引力碎裂形成的致密气体团的迁移，以确定巨型行星形成的可能性。采用薄盘极限下的高分辨率流体力学数值模拟方法，计算了太阳质量恒星周围引力不稳定原恒星盘的形成和长期演化。我们发现，通过星盘碎片化在星盘外部区域（>100 AU）形成的气体团块经常受到其他团块或星盘结构（如旋臂）的扰动，并在几个10^3年到几个10^4年的时间尺度上向中心恒星迁移。迁移时间尺度是最慢的恒星运动时，在磁盘重力被认为是。当接近恒星时，团块首先获得质量（高达几十M_Jup），但随后通过潮汐扭矩迅速失去大部分扩散包络。团包层的一部分可以吸积在中心恒星上，引起FU-Ori型吸积和光度爆发。潮汐质量的损失有助于团块显着减缓甚至停止它们在距离原恒星几十个天文单位的距离内的向内迁移。由此产生的团块在质量和大小上都被严重截断，只保留了一个致密和热的核。在向内迁移的过程中，团簇内部的温度可能超过分子氢解离极限（2000 K），团簇的中心区域可能坍缩成一个巨大的气体原行星。我们认为，FU-Orionis型光度爆发可能是最终产品的磁盘碎片化和集群向内迁移，迎来了巨大的原行星的形成，如HR~8799系统的tens-of-au轨道。
2018-06-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
HD 163296 and its Giant Planets: Creation of Exo-comets, Interstellar Objects and Transport of Volatile Material
本研究以HD163296系统为案例，探究含宽轨道巨行星的原行星盘中星子的挥发性元素输运过程，揭示了巨行星对盘组成演化、行星富集及星际天体生成的关键作用。
2025-03-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
Star-planet interactions: II. Is planet engulfment the origin of fast rotating red giants?
上下文快速旋转的红巨星位于红巨星分支的上部，其表面速度无法用单个恒星的演化来解释。目标。我们检查是否恒星和行星之间的潮汐，其次是行星吞没确实可以加速表面旋转的红巨星足够长的时间，以产生这些快速旋转的红巨星。方法.利用旋转恒星模型，考虑了恒星内部角动量通过不同输运机制的重新分配、恒星被吞没前行星轨道与恒星之间的角动量交换以及恒星被吞没时恒星内部角动量的沉积，研究了恒星表面自转速度的演化.结果我们表明，由于潮汐力和行星吞没轨道衰减结束时达到的表面速度可以类似于快速旋转的红巨星观察到的值。当恒星沿着红巨星分支演化时，表面速度会降低，但速度足够慢，可以让恒星以如此高的速度被探测到。更定量地说，恒星与行星的相互作用可以产生恒星表面的快速加速度，超过等于8 km s $^{-1}$的值，持续时间超过红巨星分支阶段的30%。行星物质稀释进入对流包层所产生的表面碳同位素比值的变化是相当温和的。更重要的可能是由于这种效应而增加的锂丰度。然而，锂可能会受到许多不同的，仍然不确定的过程的影响。结论.恒星表面加速到旋转速度超过取决于表面重力的极限，这在目前看来确实是恒星与行星相互作用的最清晰的标志。[删节]
2016-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet Engulfment by ~1.5-3 Solar-Mass Red Giants
最近对GK团状巨星的径向速度测量显示，行星也存在于~1.5-3 Msun恒星周围。然而，在团状巨星周围0.6天文单位内没有发现行星，这与太阳型主序星形成对比，其中许多恒星拥有短周期行星，如热彗星。在这项研究中，我们研究了行星被红巨星分支（RGB）上进化的宿主恒星吞没的可能性。我们整合的RGB和氦燃烧（HeB）阶段的宿主恒星，包括恒星潮汐和恒星质量损失的影响，行星的轨道演化。然后，我们推导出临界半长轴（或生存极限）内的行星最终被吞没后，他们的轨道潮汐衰变的主恒星。特别是，我们调查的恒星质量和其他恒星参数的生存极限的影响比以前的研究更详细。此外，我们与迄今为止探测到的行星的测量半长轴进行了详细的比较，这是以前的研究所没有的。我们发现，临界半长轴是相当敏感的恒星质量在1.7和2.1 Msun之间的范围内，这表明需要仔细比较行星存在的理论和观测极限。我们的比较表明，所有这些行星都超出了生存极限，这与行星吞噬假说一致。然而，在高质量侧（> 2.1 Msun），探测到的行星轨道距离生存极限很远，这表明被宿主恒星吞噬可能不是观测到缺乏短周期巨行星的主要原因。为了证实我们的结论，需要探测到更多围绕团簇巨星的行星，特别是质量> 2.5 Msun的行星。
2011-06-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
