Formation of flattened planetesimals by gravitational collapse of rotating pebble clouds
本研究通过颗粒动力学数值模拟旋转卵石云的引力坍缩过程，发现慢速旋转卵石云的引力坍缩能自然形成扁平椭球体，从而解释了双叶星子Arrokoth及双叶彗星组件的扁平结构。
2024-01-10 astro-ph.EP
On the growth of pebble-accreting planetesimals
卵石吸积是一种快速生长行星核心的新机制。在卵石吸积中，重力和气体阻力共同作用，使原行星盘中的小粒子产生大的碰撞截面。然而，在卵石吸积开始之前，空气动力学偏转可能会阻止微行星变大，因为粒子倾向于跟随气体流线。我们导出了卵石吸积开始的星子半径，并通过小粒子的清扫确定了星子的生长时标。我们得到的碰撞效率因子的比率的数值获得的碰撞截面的星子表面积，从中我们得到的增长时标。积分是在势流极限（定常、无粘）和斯托克斯流态（定常、有粘）下进行的。只有停止时间为$t_s \ll t_X$的粒子，其中$t_X\approx10^3$经历气动偏转。即使在这种情况下，微行星的引力总是确保正面碰撞因素。最大的增长时间尺度通常发生在$R\approx100 \ \mathrm{km}$左右，但对于较冷的磁盘，对应于转移到Safronov聚焦制度的相互作用。对于颗粒$t_s \gg t_X$卵石吸积开始后，这一阶段，其特点是在增长的时间尺度急剧下降。因此，在超过~10天文单位的距离，清扫的增长时间尺度总是长于$10$百万年，而在内部磁盘（~<3天文单位）的清扫方案的可行性是由卵石-星子碰撞的结果在几何制度。我们提出了解析拟合碰撞效率因子和卵石吸积所需的最小星子尺寸。（节录）
2015-11-12 astro-ph.EP
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation II: The impact of pebble accretion in the terrestrial planet zone
近年来，行星核上的卵石吸积现象得到了广泛的研究，并被发现是行星生长的一种非常有效的机制。虽然大多数研究假设行星核心作为其模拟的初始条件，但这些核心如何，在何处以及何时形成的问题往往被忽视。我们研究了卵石吸积过程中的行星胚胎的形成阶段和随后的演变在拱星盘演化的早期阶段的影响。在这样做的过程中，我们的目标是量化行星胚胎形成的时间尺度和局部依赖性，基于磁盘的固体演化。我们将一维两种群固体演化模型和卵石通量调节的星子形成模型与N体程序LIPAD相连接。在我们的研究中，我们专注于与初始尺寸为100公里的直径的星子的增长，星子碰撞和卵石吸积的第一个100万年的粘性不断发展的磁盘。我们比较了18个不同的N体模拟，在这些模拟中，我们改变了100万年后的微行星总质量，微行星盘的表面密度分布，径向卵石通量和卵石吸积的可能性。卵石堆积导致形成更少，但实质上更大的胚胎。可能的胚胎形成的区域是微弱的影响，卵石的吸积和最里面的胚胎往往形成稍早相比，卵石吸积被忽略的模拟。卵石吸积强烈地增强了超级地球在类地行星区域的形成，但它不会增强更大距离处胚胎的形成。
2020-08-24 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
High Resolution Study of Planetesimal Formation by Gravitational Collapse of Pebble Clouds
本文利用GIZMO高分辨率模拟过密卵石云在自引力下的坍缩与相变，揭示角动量重分配导致多重碎裂，并给出星子初始质量函数及小行星带125千米的最可能尺寸。
2023-06-08 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
A "no-drift" runaway pile-up of pebbles in protoplanetary disks II. Characteristics of the resulting planetesimal belt
从卵石中形成星子是我们目前对行星形成的理解中的一个主要挑战。在原行星盘中，卵石通过气体阻力向内漂移到盘中面附近，它们可能进入死区。在这种情况下，我们确定了卵石对气体的阻力的反作用可能导致卵石的失控堆积，即所谓的无漂移机制。我们改进了以往的研究的无漂移机制，通过调查的性质和特点，由此产生的星子带。我们进行了一维扩散平流模拟漂移卵石在死区的外部区域，包括反作用的径向漂移卵石，包括通过流动不稳定性的星子形成。我们认为，调节气体吸积和垂直搅拌的卵石在磁盘中平面的参数。在本研究中，将卵石-气体质量通量（$F_{\rm p/g}$）固定为参数。我们发现，星子最初形成一个狭窄的环，其宽度扩大积累卵石径向扩散随着时间的推移。系统最终达到一个稳定状态，此时微星带的宽度不再改变。一个不可忽略的星子总质量（多于一个地球质量）形成用于具有多于$\sim 10-100$ kyr的$F_{\rm p/g} \gtrsim 0.1$的盘，其中标称参数为：$\gtrsim10^{-8} {\rm M}_\oplus$/yr、$τ_{\rm s} \simeq 0.01-0.1$、$α_{\rm mid} \lesssim 10^{-4}$和$α_{\rm acc} \simeq 10^{-3}-10^{-2}$在$r \lesssim 10$ au的气体质量通量，其中$r$、$τ_{\rm s}$、$α_{\rm…
2022-02-15 astro-ph.EP
Pebbles versus planetesimals: the outcomes of population synthesis models
在地核吸积的情况下，一个巨大的地核首先形成，然后吸积一个包层。在讨论这一核心如何形成时，出现了一些分歧。行星形成的第一个场景预测了公里大小的天体（称为微行星）的吸积，而最近的工作则认为是由厘米大小的鹅卵石吸积而成。这两个吸积模型经常被单独讨论，我们在这里的目的是在相同的初始条件下比较两个模型的结果。我们使用两个不同的代码：一个计算星子吸积，其他卵石吸积。使用人口合成的方法，我们比较行星模拟和研究的两个固体吸积模型的影响，专注于形成单行星。我们发现，星子模型预测形成更多的巨行星，而卵石吸积模型形成更多的超地球质量的行星。这是由于卵石隔离质量的概念，它阻止了卵石吸积形成的行星在到达Miso之前有效地吸积气体。这转化为行星的人口，没有足够的重量来吸积一个随之而来的信封，但在质量范围内，I型迁移是非常有效的。我们还发现更高的气体质量分数为一个给定的核心质量卵石模型相比，由光度差异造成的星子。这也意味着行星具有较低的密度，可以通过观测证实。聚焦于巨行星，我们得出结论，它们的形成的敏感性不同：卵石吸积模型，胚胎形成的时间，以及固体吸积的时间强烈影响结果，而对于星子模型，它取决于星子的大小和分裂的固体量可形成星子。
2020-06-07 astro-ph.EP
Formation of dust-rich planetesimals from sublimated pebbles inside of the snow line
内容有：在长达数百万年的时间里，卵石必须提供一个准稳定的固体从原行星盘的外部流入到内部区域。目标：我们希望了解大部分卵石是如何成长为星子而不是丢失到主星的。方法：我们研究分析如何向内流动的鹅卵石是受雪线，在何种条件下，尘埃丰富的（岩石）星子的形式。在计算由于气体阻力引起的固体向内漂移时，我们考虑了气体对固体运动的反作用。结果如下：我们发现，在低粘度的原行星盘（具有类似于最小质量的太阳星云的单调的表面密度），卵石流通常不会达到所需的表面密度，形成星子流不稳定。然而，我们表明，如果卵石到气体的质量通量超过一个临界值，没有稳定的解决方案可以找到的固体与气体的比例。这对于低粘度盘（α < 10^（-3））尤其重要，我们发现在雪线内部，从升华卵石中喷出的硅酸盐尘埃颗粒可以积累，最终直接通过引力不稳定性形成富含尘埃的微行星。结论：这种富含尘埃的星子的形成可能会持续很长一段时间，而雪线的范围从几个天文单位到1个天文单位以内。因此，在全球范围内，微行星和行星的岩石与冰的比例可能明显高于中央恒星。
2016-11-05 astro-ph.EP
Binary Planetesimal Formation from Gravitationally Collapsing Pebble Clouds
微行星是一种紧凑的天体，大小约为1-1000公里，质量大到足以通过引力结合在一起。它们可以通过吸积物质成长为完整大小的行星。星子本身被认为是由原行星盘中的小颗粒通过复杂的物理过程形成的。流动不稳定性（SI）模型指出，毫米/厘米大小的颗粒（卵石）被空气动力学收集到自引力云，然后直接崩溃成微行星。在这里，我们分析了SI的ATHENA模拟，以表征初始属性（例如，旋转）的卵石云。它们的引力坍缩之后是PKDGRAV N体代码，该代码已被修改以真实地解释卵石碰撞。我们发现，卵石云迅速崩溃成短命的磁盘结构，从星子的形式。微行星的性质取决于星云的标度角动量，l=L/（M R_H^2 Ω，其中L和M是角动量和质量，R_H是希尔半径，Ω是轨道频率。低l卵石云产生紧密（或接触）的双星和单星子。紧凑的高亮度云产生的双星微行星的属性，非常类似于柯伊伯带中发现的等大小的双星。值得注意的是，SI触发的引力坍缩可以解释已知的等大小双星的角动量分布--这一结果有待提高分辨率的研究来验证。大约10%的坍缩模拟产生了两个或更多大卫星的分层系统。当观测达到阈值灵敏度时，这些系统应该在柯伊伯带中被发现。
2020-11-13 astro-ph.EP
Formation of Ryugu's parent planetesimal beyond the CO$_{2}$ snow line from small pebbles: insights from thermal evolution modeling
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所生命理工学研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Hokkaido University（北海道大学地球行星科学系）；Faculty of Science, Ibaraki University（茨城大学理学部）；School of Science, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所理学院）；Department of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, Purdue University（普渡大学地球大气与行星科学系）
通过热演化模型约束龙宫母星子在CO$_2$雪线外由小卵石形成，发现其吸积年龄早于多数碳质球粒陨石母星子，核心卵石尺寸仅几毫米，解释了样品中无球粒陨石的现象。
2026-09-18 astro-ph.EP
Effects of pebble accretion on the growth and composition of planetesimals in the inner Solar System
最近的研究表明，除了质量越来越大的星子碰撞的经典观点外，毫米到米大小的“卵石”的吸积也可以重现类地行星的质量轨道分布。在这里，我们进行N体模拟研究卵石吸积对生长在太阳系内的不同直径的微行星的影响。模拟运行发生在气盘的寿命，同时也考虑到木星的增长。我们发现，卵石吸积可以增加固体盘的质量至少几倍，其初始质量与合理的假设，卵石碎片较小的颗粒在雪线和气体盘诱导的轨道迁移效应的力量。卵石对质量的如此大的贡献似乎意味着内太阳系的同位素组成应该与卵石源（即外太阳系）相似。这一推论似乎违反了所观测到的太阳系样本的核合成同位素二分法。因此，卵石吸积在类地行星的形成过程中几乎没有作用。
2021-12-22 astro-ph.EP
The role of pebble fragmentation in planetesimal formation II. Numerical simulations
一些微行星形成的场景经历了一个由毫米-厘米大小的鹅卵石组成的重力束缚云的崩溃阶段。例如，这种云可以通过原行星盘中的流动不稳定性形成。我们用统计模型模拟坍缩过程，以获得固体半径在10到1,000公里之间的微行星的内部结构。在坍缩过程中，卵石会发生碰撞，根据相对速度的不同，碰撞会产生不同的结果。微行星内部的颗粒大小的混合物导致更好的填充能力和更高的密度。在本文中，我们适用于新的实验室实验的尘埃聚集体碰撞（在配套文件）模型碰撞的结果。我们发现，一个小行星的内部结构是强烈依赖于它的质量和应用的碎裂模型。低质量的微行星在坍缩阶段没有/很少有破碎的卵石碰撞，最终成为多孔的卵石堆。碎裂碰撞的数量随着云质量的增加而增加，导致更宽的颗粒尺寸分布和更高的密度。然而，在碰撞速度被高碰撞频率阻尼的意义上，崩溃是“冷”的。这确保了除了最大质量的云之外，所有的大卵石中有相当一部分在坍缩中幸存下来。我们的研究结果是在广泛的协议与观察到的柯伊伯带物体的密度增加，随着尺寸的增加，例如最近的表征高度多孔彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko。
2016-09-22 astro-ph.EP
The effect of a strong pressure bump in the Sun's natal disk: Terrestrial planet formation via planetesimal accretion rather than pebble accretion
碳质和非碳质陨石的质量独立同位素异常显示出明确的二分法，表明太阳系的内部和外部有效分离。观测表明，在原行星盘中，毫米大小的卵石分布中，环状结构是常见的。这些结构往往与漂流卵石被捕获的局部压力最大的气体盘。类似的结构也可能存在于太阳的出生盘中，这可以自然地解释陨石/行星同位素的二分法。在这里，我们测试的影响，一个强大的压力在外盘（例如$\sim$ 5~au）的形成的内部太阳系。我们模拟了尘埃的凝聚和演化，星子的形成，以及通过星子和卵石的吸积胚胎的生长。我们的研究结果表明，陆地胚胎形成通过星子吸积，而不是卵石吸积。在我们的模型中，卵石的径向漂移促进了微行星的形成。然而，一旦形成了一个压力冲击，内部磁盘中的卵石通过漂移丢失之前，他们可以有效地增生的胚胎生长在$\gtrapprox$ 1~au。在$\sim$ 0.5-1.0au中的胚生长相对较快，并且可以更有效地附聚卵石。然而，这些同样的胚胎生长到更大的质量，所以它们应该向内迁移，这与当前的太阳系不一致。因此，类地行星很可能是由月球的巨大撞击吸积到大约火星质量的行星胚胎中形成的，大约在$\gtrapprox$ 1.0~au左右。最后，我们的模拟产生了一个陡峭的径向质量分布的星子在陆地区域，这是定性对齐的形成模型表明，小行星带出生低质量。
2021-05-03 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
Accretion of eroding pebbles and planetesimals in planetary envelopes
风蚀是一种破坏性机制，如果相对于环境气体的速度和当地气体压力足够高，则会将弱结合物体（如星子）完全溶解成其组成颗粒。在数值模拟中，我们研究了这样的风蚀对卵石和星子吸积的行星体高达$10 R_\mathrm{Earth}$的影响。由于小天体的尺寸迅速减小，吸积结果发生了显著变化。侵蚀导致强烈的吸积效率低于阈值大小的小机构的顺序为10米。对于给定大小分布的小天体，这会显著减缓卵石的吸积。小天体的临界半径随行星半径的增大而增大，随半长轴的增大而减小。在所研究的参数范围内，额外的行星大气（不超过1巴）是次要的。
2020-07-23 astro-ph.EP
From Streaming Instability to the Onset of Pebble Accretion I. Investigating the Growth Modes in Planetesimal Rings
本文通过半解析模型研究流不稳定性形成的星子环中原行星胚胎的早期增长，发现内盘可快速形成胚胎，而约50天文单位的外盘尤其是低质量恒星周围难以形成卵石吸积种子。
2025-02-04 astro-ph.EP
Pebbles versus Planetesimals: The case of Trappist-1
本文研究了类似Trappist-1的低质量恒星周围行星系的形成过程，主要是通过吸积星子或卵石来实现的。目的是确定目前观察到的低质量恒星周围的系统是否有利于一种情况。我们进行了大量的N体模拟，再加上一个热演化的粘滞盘模型，包括行星迁移和光蒸发的处方。我们研究卵石和星子吸积的情况之间的差异，但也看看光盘质量，星子的大小，和固体的百分比锁定在卵石的影响。当比较由此产生的行星系与Trappist-1时，我们发现，两种吸积方案的广泛初始条件可以形成与Trappist-1相似的行星系，在行星质量，周期和共振配置方面。通常这些行星形成于水冰线的外部，并以共振车队的形式迁移到靠近中央恒星的地方。当比较由卵石形成的行星系和由微行星形成的行星系时，我们发现了大量的相似之处，包括平均行星质量、偏心率、倾角和周期比。一个主要的区别是行星的含水量。当考虑到行星被圆盘包裹的消融和完全循环的影响时，由鹅卵石形成的行星非常干燥，而由微行星形成的行星则非常潮湿。如果水的含量没有完全回收，而是落入行星的核心，或者如果水的消融被忽略，那么由鹅卵石形成的行星是非常潮湿的，类似于由微行星形成的行星。如果Trappist-1行星的含水量被准确地确定，这可能指向行星系的优选形成路径，或者可能起作用的特定物理学。
2019-08-12 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
Architectures of planetary systems formed by pebble accretion
在行星吸积的模型中，卵石是由尘埃凝结而成，并迅速向中心恒星迁移。微行星可能是在原行星盘的年龄以上，以尚未确定的机制，由卵石连续形成的。与此同时，大型行星胚胎通过积累未合并到星子中的剩余鹅卵石而有效地生长。虽然这个过程被称为卵石吸积，为巨行星核心的形成提供了一条新的有希望的途径，但通过这个过程形成的行星系的结构仍然难以捉摸。在本文中，我们使用基于粒子的混合代码，我们尽可能精确地实现大多数关键的物理效应的行星系的形成进行模拟。我们改变了原行星盘的大小，湍流粘性，卵石的大小，星子的形成效率，和星子的初始质量分布。我们的模拟结果表明，如果微行星的初始尺寸为$100$ km或更小，它们首先通过相互碰撞生长。一旦微行星的尺寸达到$\sim$ 1000 km，它们就通过卵石吸积有效地生长。如果在一个大的原行星盘中，来自外部区域的卵石供应持续很长一段时间，行星胚胎变得足够大，开始失控的气体吸积，导致气体巨行星。我们的模拟表明，像我们这样的行星系是由具有中等高湍流粘度的原行星盘形成的。如果气盘的湍流粘性足够低，行星会在气盘中打开一个缺口，甚至在跑道气体吸积开始之前就停止了卵石的吸积。这样一个圆盘产生了一个行星系，其中有几个海王星大小的行星。
2018-04-16 astro-ph.EP
Testing the Jeans, Toomre and Bonnor-Ebert concepts for planetesimal formation: 3D streaming instability simulations of diffusion regulated formation of planetesimals
我们在希尔密度和超越流不稳定性模拟，以证明，星子的形成没有完成时，卵石积累超过当地希尔密度。我们发现，希尔密度是不是一个足够的标准进一步引力坍缩的卵石云成微行星，但另外的积累的质量必须足够大，以克服湍流扩散。系统的Toomre分析表明，线性自引力模式在我们的数值模拟的规模上不起作用。然而，我们发现，自重力，通过垂直收缩卵石层，增加了湍流的强度，这是一个指示的开尔文亥姆霍兹不稳定性或流不稳定性的提升。我们还确定了Bonnor-Ebert中心密度，给定质量的卵石云必须压缩到该密度才能继续收缩以抵抗内部扩散。由于卵石云的等效“固体”尺寸与中心密度的-1/6次方成比例，对于相同的湍流扩散水平，100 km等效尺寸的卵石云比10 km的卵石云更容易坍缩。这可以解释太阳系中缺乏小天体的原因，并预测在太阳星云的外围和气体质量普遍减少的后期，在大的卵石与气体比例下，会有引力坍缩形成的小天体。
2020-11-19 astro-ph.EP
Are Pebble Pile Planetesimals Doomed?
在抛物飞行实验中，我们研究了低重力和低环境压力下球形玻璃珠组成的颗粒床的风致侵蚀。通过离心力设定不同的g水平。将现有参数集扩展到$p=300-1200\,$ Pa之间的压力范围和$g=1.1-2.2\,\rm m\,s^{-2}$侵蚀阈值的g级，仍然与Shao和Lu（2000年）的行星表面风蚀现有模型一致。这些参数是实验技术上可以达到的最低值。实验减少了必要的范围外推的侵蚀阈值从验证到目前仍然未知的值在原行星盘的星子的条件。我们应用我们的结果的稳定性的星子。在原行星盘的内部区域，小于一定尺寸的卵石堆星子是不稳定的，但会被逆风分解。
2019-01-23 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
Inside-Out Planet Formation: VI. Oligarchic Coagulation of Planetesimals from a Pebble Ring?
由内而外的行星形成理论（英语：Inside-Out Planet Formation，IOPF）是一种通过行星的{ \it in situ}形成和生长来解释紧密堆积的内行星系统（STIP）起源的理论。它预测，卵石环建立在与死区内边界（DZIB）与内部磁盘磁旋转不稳定性（MRI）的活动区域的压力最大值。使用直接的$N$体模拟，我们研究的碰撞演化的星子形成这样的卵石环，特别是研究是否出现一个单一的主导行星。我们考虑了各种各样的模型，其中包括一些星子继续增长，通过卵石吸积。我们发现，星子环经历寡头的演变，通常变成2或3个幸存的寡头在近共面和圆形轨道，独立于探索的初始条件或形式的卵石吸积。最大的寡头通常由大约$70\%$的总质量组成，其积累过程通常在$\sim 10^5$年内完成。然而，一个相对巨大的次级行星总是保持着主行星质量的$\sim30-65\%$。这些次级行星的性质与STIPs中最内层行星对的观测性质不一致。因此，IOPF是一个可行的理论STIP形成，它需要显示如何寡头增长的一个相对庞大的二次从最初的卵石环可以避免。我们讨论了一些潜在的额外的物理过程，应该包括在建模和探索作为下一步。
2021-12-13 astro-ph.EP
Pebble Accretion and the Diversity of Planetary Systems
我研究的标准模型的行星形成，包括卵石吸积，使用数值模拟。大到足以成为巨行星的行星胚胎不会在典型的磁盘寿命内形成超过冰线，除非冰卵石以比岩石卵石更高的速度粘附。像太阳系这样的系统（小的内行星，巨大的外行星）可以形成，如果（i）冰卵石比岩石卵石更粘，（ii）微行星的形成效率随着卵石的大小而增加，这阻止了大质量类地行星的形成。冰线以外的增长主要是卵石的堆积。大多数增长发生在早期，当卵石的表面密度高，由于向内漂移的卵石从外盘。在外盘耗尽后，增长速度要慢得多。结果是敏感的磁盘半径和湍流水平，控制的寿命和最大尺寸的卵石。结果是敏感的最大的星子的大小，因为有一个阈值质量的卵石吸积的开始。如果在卵石仍然丰富的情况下形成了一些大的星子，那么星子的形成速率就不重要了。两个结果被看到，取决于卵石吸积是否开始，而卵石仍然丰富。要么（i）多颗气态巨行星在冰线之外形成，小行星在靠近恒星的地方形成，一个类似柯伊伯带的天体盘被巨行星向外散射;要么（ii）没有巨行星形成，天体保持地球质量或更小。
2016-04-21 astro-ph.EP
Radially resolved simulations of collapsing pebble clouds in protoplanetary discs
我们用一个统计模型来研究卵石云的坍缩，以发现彗星大小的微行星的内部结构。在坍缩过程中会发生卵石与卵石的碰撞，这些碰撞的结果会影响到星子的结构。我们扩展了我们以前的模型，允许个人卵石子云以不同的速度收缩，并包括气体阻力的收缩速度和能量耗散的影响。我们的研究结果产生的彗星是多孔的卵石堆，颗粒大小随深度而变化。在表层中有原始卵石和卵石碎片的混合物。另一方面，内部仅由具有较窄尺寸分布的原始卵石组成，在那里产生较高的孔隙度。我们的研究结果表明，在原行星盘的气体起着重要的作用，在确定卵石的径向分布的大小和内部微行星的孔隙度。
2017-06-12 astro-ph.EP
Making the Solar System
我们模拟了太阳系中行星形成的早期阶段，包括连续的星子形成，以及星子和卵石在由盘风驱动的不断发展的盘中吸积到行星胚胎上。其目的是通过匹配太阳系的关键特征来限制行星形成方面的不确定性。该模型产生了一个很好的适合这些特性的参数空间范围很窄。冰线以外的行星生长主要由卵石吸积控制。在冰线内，星子的吸积作用更为重要。冰线内的卵石吸积被更高的温度减缓，通过星子形成和卵石吸积进一步在磁盘中的部分去除流入的卵石，以及由于气体平流增加的径向速度。类地行星被阻止吸积大量的水冰，因为冰线之外的胚胎在冰线进入类地行星区域之前就到达了卵石隔离块。当只考虑卵石吸积时，胚胎通常保持在其初始质量附近或生长到卵石隔离质量。增加微行星的吸积可以使火星大小的物体在冰线内形成，并使巨型行星的核心在冰线以外更广阔的区域形成。在水星所占据的区域，卵石斯托克斯数很小。这延迟了胚胎的形成并阻碍了它们的生长，因此只有低质量的行星才能在这里形成。
2022-12-08 astro-ph.EP
Planetesimal formation around the snow line. II. Dust or pebbles?
在雪线周围，冰卵石和硅酸盐尘埃可能会局部堆积，并通过流动不稳定性和/或引力不稳定性形成冰和岩石微行星。我们进行一维扩散平流模拟，包括反向反应的径向漂移和扩散的冰卵石和硅酸盐尘埃，冰升华，硅酸盐尘埃的释放，并通过再冷凝和坚持到卵石外的雪线回收。我们使用一个现实的描述从艾达等人获得的硅酸盐粉尘的尺度高度。和卵石，包括开尔文-亥姆霍兹不稳定性的影响。我们研究了固体堆积对径向和垂直方向上湍流扩散（$α_{\rm Dr}$和$α_{\rm Dz}$）和气体吸积到恒星（$α_{\rm acc}$）以及卵石到气体质量通量（$F_{\rm p/g}$）的不同有效粘性参数的依赖性。我们推导出漂移冰卵石的升华宽度，这是一个关键参数，以表征堆积的硅酸盐粉尘和卵石周围的雪线。我们确定了一个参数空间（在$F_{\rm p/g}-α_{\rm acc}-α_{\rm Dz}(=α_{\rm Dr})$空间），卵石不再向内漂移，以达到雪线由于反向反应，减慢径向速度的卵石。我们表明，堆积的固体周围的雪线发生在一个更广泛的参数范围为$α_{\rm acc}=10^{-3}$比$α_{\rm acc}=10^{-2}$。在临界$F_{\rm p/g}$值以上，雪线内硅酸盐粉尘的失控堆积有利于$α_{\rm Dr}/α_{\rm acc} \ll 1$，而雪线外卵石的失控堆积有利于$α_{\rm Dr}/α_{\rm …
2021-01-16 astro-ph.EP
Erosion driven size-redistribution of protoplanetary disk solids and the onset of streaming Instability and Pebble Accretion
第一个星子的形成和行星核心的最终生长依赖于大量的小卵石。流动不稳定性（SI）过程的效率，建议催化早期的星子的增长，和卵石吸积过程，建议加速行星核心的增长，取决于磁盘中的固体的大小。特别是，这些过程被发现是敏感的固体的大小分布，和有效的星子的形成和增长，通过这些渠道需要一个有限的卵石大小分布。在这里，我们表明，风沙侵蚀，有效地研磨成一个单一尺寸分布的卵石卵石的巨石的过程中，提供了一个自然的上限的最大卵石尺寸（在他们的斯托克斯数）。我们发现这个上限的径向分离，磁盘年龄，湍流强度，和粒度组成的巨石在磁盘上的依赖。SI在斯托克斯数小于0.1的区域是有利的，这是在磁盘的内部亚天文单位区域发现的。这个上限形状的大小分布的小卵石，从而催化的早期发病的星子形成由于SI，和后来的核心吸积增长，通过卵石吸积。
2020-07-21 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
An Analytical Theory for the Growth from Planetesimals to Planets by Polydisperse Pebble Accretion
本文推导了卵石吸积的多分散理论，发现在 Bondi 状态下吸积率比单分散情况高 1-2 个数量级，使行星种子能在盘寿命内直接通过卵石吸积生长，减轻了对星子碰撞的依赖。
2023-01-10 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
Forming Earth-like and Low-Mass Rocky Exoplanets Through Pebble and Planetesimal Accretion
本研究通过修改版SyMBA模拟，发现卵石吸积可在0.49至1.00倍太阳质量恒星周围形成类地行星，但宜居带留存率低，且无法解释TRAPPIST-1系统形成。
2025-05-24 astro-ph.EP
Efficient planet formation by pebble accretion in ALMA rings
在过去的十年中，ALMA的观测揭示了大部分原行星盘在尘埃连续体中包含环。这些环是卵石聚集的地方，这有利于微行星的形成和随后的行星组装。我们研究ALMA环内的行星形成的可行性，其中鹅卵石被困在一个高斯形的压力颠簸或强大的尘埃反作用。星子通过流动不稳定性在环的中平面形成。通过进行N体模拟，我们研究了碰撞合并和卵石吸积这些星子的增长。由于环中卵石的高度集中，通过卵石吸积的星子的生长在它们出生时就变得有效。我们发现，行星迁移在环和行星的演化中起着决定性的作用。对于行星可以从环向内迁移的盘，只要环被供给来自外盘的材料，就达到稳定状态，其中环产生${\sim}20 M_\oplus$行星芯。该环作为一个长寿的行星工厂，它可以解释在DSHARP大型计划中观察到的尘埃环的“微调”光学深度。相比之下，如果没有行星迁移机制，一颗大质量行星就会形成并摧毁环。在行星形成环的位置将留下一条宽而大的星子带。环中的行星形成可以解释在碎片盘中观察到的成熟行星系。
2022-11-08 astro-ph.EP
The formation of Jupiter by hybrid pebble-planetesimal accretion
巨型行星形成的标准模型是基于一个成长中的行星胚胎的固体吸积，一旦行星超过所谓的临界质量，就会迅速吸积气体。然而，吸积固体的主要尺寸（厘米大小的粒子称为卵石或公里至数百公里大小的物体称为星子）是未知的。最近，对陨石中同位素的高精度测量为早期太阳系存在两个水库提供了证据。在太阳系开始形成后的约100万年到约300万年之间，这些储层一直处于分离状态。这种分离被解释为木星的增长和成为物质运输的障碍。在这个框架下，木星在约100万年内达到约20个地球质量，并在随后的200万年内缓慢增长到约50个地球质量，然后达到今天的质量。木星在达到20个地球质量后减慢生长至少200万年的证据令人困惑，因为这种质量的行星预计会引发快速失控的气体吸积。在这里，我们使用理论模型来描述允许这种缓慢吸积的条件，并表明木星在三个不同的阶段中生长。首先，快速的卵石吸积带来了木星核心质量的主要部分。第二，在200万年期间，缓慢的星子吸积提供了阻碍失控气体吸积所需的能量。第三，失控的气体吸积进行。因此，卵石和微行星在木星的形成中扮演着重要的角色。
2018-09-14 astro-ph.EP
How cores grow by pebble accretion I. Direct core growth
背景：卵石吸积形成行星形成是星子驱动的核心吸积的替代方案。在这种情况下，行星通过吸积厘米到米大小的鹅卵石而不是公里大小的星子来生长。与小行星驱动的核心吸积的主要区别之一是卵石经历的热消融增加。这为行星的外壳提供了早期的富集，从而改变了核心的生长过程。目的：我们的目标是预测核心质量和信封组成的行星，形成卵石吸积和比较质量沉积卵石星子。研究方法：我们通过计算其外壳的结构来模拟原行星的早期生长，同时考虑到撞击鹅卵石或星子的命运。高Z材料可以以蒸气形式存在的区域由蒸气压确定。我们通过局部修改平均分子量来包括富集效应。结果：在卵石的情况下，三个阶段的核心增长可以确定。在第一阶段中，卵石撞击核心而没有显著的烧蚀。在第二阶段，消融变得越来越严重。一层高Z蒸汽开始在核心周围形成，吸收一小部分烧蚀物质。其余的要么流到核心，要么向外混合，减缓核心的增长。在第三阶段中，蒸汽内部区域向外膨胀，以蒸汽形式吸收越来越多的烧蚀材料。在地核质量达到0.6 M地球之前，降雨结束，终止了地核的直接增长。在冰冷的H2O卵石的情况下，这发生在0.1 M_地球之前。结论：我们的研究结果表明，卵石吸积可以直接形成岩石核心只有0.6 M_地球，而不能形成类似大小的冰核。当行星冷却时，后续的核心生长可以间接进行，只要它能够保留其高Z物质。
2019-08-07 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: The radial distance dependence of the planetary growth
流动的不稳定性被假设为触发在特定的原行星盘的固体颗粒的体积密度是丰富的气体相媲美的位置。当这个条件局部满足时，就形成了一个微行星环。这些微行星相互碰撞，并从外盘吸积向内漂移的卵石，以进一步增加质量。我们研究了在不同盘半径的环带中形成的星子的生长。它们的初始质量分布计算的基础上从流动不稳定性模拟总结的公式。我们用基于最小质量太阳星云（MMSN）和Toomre稳定性判据的原行星盘模型模拟了星子的动力学演化。对于MMSN模型，卵石吸积和星子吸积在$0.3$ AU的近轨道上都是有效的，导致在$1$ Myr之后出现了几个超地球质量的行星。相比之下，只有质量最大的星子在$r{=}3$ AU诞生时才经历实质性的质量增长，而$r{=}30$ AU的星子几乎没有增长。另一方面，在密度更大的图姆尔盘中，最大质量的形成行星可以在$t{=}1$ Myr达到地球质量，并在$3$ Myr中的$30$ AU和$100$ AU达到海王星和土星之间的质量。卵石和星子的吸积速率都随盘径向距离的增大而减小。然而，在更远的盘区域，星子吸积不如卵石吸积明显。总的来说，当行星盘具有较高的气体密度、较高的卵石通量和/或较低的卵石斯托克斯数时，行星获得较高的质量。
2022-05-20 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 role of pebble fragmentation in planetesimal formation I. Experimental study
先前关于原行星尘埃增长的研究表明，由于在$\geq$ 0.1 $ms^{-1}$的速度下发生弹跳和在$\geq$ 1 $ms^{-1}$的速度下发生碎裂，在厘米级的大小下停止。为了克服这些障碍，空间集中的厘米大小的尘埃卵石和随后的引力坍缩已被提出。然而，数值研究表明尘埃聚集体在引力坍缩阶段可能经历碎裂。这种碎裂反过来又改变了固体的尺寸分布，因此必须考虑到，以了解形成的微行星的性质。为了探索尘埃卵石经历破碎碰撞的命运，我们进行了尘埃-聚集体碰撞的实验室实验，重点是建立这个阶段的星子形成的碰撞模型。在我们的实验中，我们分析了碰撞的尘埃聚集体的质量在1.4克和180克之间，目标和弹丸之间的质量比从125到1，在一个固定的孔隙率为65%，在1.5 $-$ 8.7 $ms^{-1}$的速度范围内，在低气压的$\sim 10^{-3}$毫巴和自由落体条件。我们推导出最大碎片的质量，碎片的大小/质量分布，以及质量传递的效率作为碰撞速度和抛射体/目标聚集体大小的函数。此外，我们给出了一个易于使用的碎片和质量传递模型的配方，以进一步用于建模工作。在另一篇论文中，我们利用实验结果和导出的尘埃-聚集体碰撞模型来研究尘埃卵石在引力坍缩过程中的命运。
2016-09-22 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
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）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
Instabilities and Flow Structures in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetesimal Formation
本章重点介绍了原行星盘中湍流和中尺度流动结构的性质及其在行星形成过程中的作用。在这里，我们专注于卵石云的引力坍缩形成的星子。大规模和长寿命的流结构-涡和带状流-是弱磁和流体动力学不稳定性的压力和熵分层准开普勒剪切流与磁盘的快速旋转相互作用的结果。另一方面，涡旋和纬向流是进入圆盘径向卵石通量的粒子陷阱，导致局部足够的积聚以触发引力坍缩，直接将卵石转化为许多公里大小的微行星。这种崩溃是缓和的流动的不稳定性，这是一个反反应，从颗粒积聚到气流。在没有捕获卵石并因此增加局部固气比的情况下，这种反反应最终将通过湍流扩散阻止行星的形成。因此，长寿命的流动结构的形成是一个必要的条件，一个有效的和快速形成的星子。
2018-12-04 astro-ph.EP
Resilience of Planetesimal Formation in Weakly-Reinforced Pressure Bumps
轴对称尘埃环在原行星盘中普遍存在的发现引发了一系列关于压力隆起在行星形成中作用的研究。我们小组的高分辨率模拟表明，即使是适度的撞击也可以收集足够的尘埃，通过流动不稳定性触发微行星的形成。在这项工作中，我们探索的限制，星子形成时的外部来源的压力隆起加固是非常薄弱的。我们进行模拟的径向拉长剪切盒捕捉整个凹凸，这是产生和维持在一定的时间尺度$t_{\rm reinf}$由牛顿松弛计划。我们发现，星子的形成是非常有弹性的厘米大小的颗粒。我们将加固的强度降低了100倍，而星子的位置和初始质量基本上不受影响。然而，我们确实发现，强加固导致更快的卵石漂移相比，标准卵石漂移率。由此产生的更大的卵石流量增强卵石吸积的星子生长速率。我们假设，为了维持碰撞，我们的代码必须提取角动量（该负扭矩的强度取决于$t_{\rm reinf}$），并且其中一些扭矩被转移到粒子，导致它们更快地漂移以获得更强的扭矩（即，较小的$t_{\rm reinf}$）。由于任何维持压力冲击的物理过程都必须通过扭转气体来实现，因此我们推测对卵石漂移的影响是一种真实的现象，从而激发了进一步的物理现实来源的工作来产生冲击。
2022-02-01 astro-ph.EP
Rapid Formation of Massive Planetary Cores in a Pressure Bump
传统上，通过星子或卵石吸积的行星核心增长模型与尘埃演化和第一个引力束缚的星子形成的模型是分离的。最先进的模型通常从已经存在的大质量行星核心开始。我们的目标是研究行星核心的形成和增长的压力颠簸，在原行星盘中观察到的环形结构的动机，从亚微米大小的尘埃颗粒。我们连接到一个统一的框架，尘埃凝聚和漂移，星子形成的流动不稳定性，星子之间的引力相互作用，卵石吸积和行星迁移的模型。我们发现，星子形成早期的大规模结束的大小分布迅速增长占主导地位的卵石吸积。这几个巨大的天体在大约10万年的时间尺度上生长，并搅动后来形成的星子，防止进一步行星核心的出现。此外，发生迁移陷阱，允许保留生长的核心。压力隆起是行星核心的出现和快速增长的卵石吸积的尘埃密度和颗粒大小的增加和卵石吸积开始质量减少相比，一个光滑的磁盘模型的有利位置。
2022-12-21 astro-ph.EP
Planetesimal formation around the snow line: I. Monte Carlo simulations of silicate dust pile-up in a turbulent disk
背景：岩石星子的形成是行星形成理论中一个长期存在的问题。其中一种可能性是，它是由重力不稳定性造成的，这是由经过雪线的升华冰卵石释放出的小硅酸盐尘埃颗粒堆积而成的。目的：我们希望了解和量化水雪线对形成富含岩石和冰的星子的作用。在本文中，我们专注于岩石丰富的星子的形成。另一篇论文研究了富含岩石和富含冰的微行星的联合形成。研究方法：我们开发了一个新的蒙特卡罗程序来计算湍流吸积盘中硅酸盐粒子的径向演化，考虑了反反应（即，惯性）对颗粒的径向漂移速度和扩散的影响。结果取决于特别是粒子注入宽度（确定从径向升华宽度的冰卵石），卵石规模的高度和卵石通过磁盘的质量通量。该拉格朗日方法自动计算了失控堆积最重要的影响因素硅酸盐颗粒的尺度高度演化。结果如下：从数值结果中，我们推导出半解析关系的尺度高度的硅酸盐尘埃颗粒和颗粒-气体密度比在中平面，作为功能的卵石-气体的质量通量比和$α$参数盘气体吸积和垂直/径向扩散。我们发现，失控堆积的硅酸盐粒子（形成岩石星子）发生，如果卵石-气体质量流量比为$> [(α_{Dz}/α_{acc})/3 \times 10^{-2}]^{1/2}$，其中$α_{Dz}$和$α_{acc}$是垂直湍流扩散和磁盘气体吸积的$α$参数。
2020-11-26 astro-ph.EP
Destruction of eccentric planetesimals by ram pressure and erosion
卵石大小的小天体和小行星大小的大天体在行星形成中都扮演着重要的角色。它们以自己的方式形成尘埃生长的进化步骤。然而，在后来的时间，他们也被认为是提供背景人口的质量，更大的机构可能会养活。我们在这项工作中提出的建议是，从粘性搅拌开始，偏心轨道上的微行星可能会在它们变得超音速时爆炸，而不是进入地球大气层的小型多孔行星体。我们提出了一个小行星运动和破坏的玩具模型来展示这个过程的关键方面。后果相当严重。在任何时候，它表明，只有星子或多或少的圆形轨道存在于内盘。在一颗星子毁灭之后，剩余的物质不断地重新分配到原行星盘的卵石水库中。由于破坏通常发生在小恒星距离由于超音速，预计将促进卵石吸积在内部原行星盘作为其主要影响之一。
2020-10-27 astro-ph.EP
Formation of moon systems around giant planets: Capture and ablation of planetesimals as foundation for a pebble accretion scenario
木星的四颗主要卫星被称为伽利略卫星，土星最大的卫星泰坦被认为是在其母行星形成的最后阶段形成的，主要是气体环绕行星盘。行星间隙外缘的正压力梯度阻止了来自原行星盘的卵石流入环行星盘，因此气体阻力辅助捕获微行星应该是将固体输送到环行星盘的主要贡献者。然而，一个一致的框架，为随后的吸积的卫星仍有待建立。在这里，我们使用数值积分表明，大多数被捕获的微行星在一个环行星盘强烈烧蚀，由于摩擦加热，他们的经验，从而提供磁盘与小尘埃颗粒，而只有一小部分“生存”的捕获。然后，我们构建了一个简单的模型，一个由烧蚀，通过磁盘的固体通量是在平衡与烧蚀供应率的环行星盘，并调查在这样的磁盘形成的卫星。我们发现，卫星的增长主要是由从烧蚀材料凝结的卵石的吸积驱动的。这些小卵石堆积的原卫星迅速向内迁移，并在环行星盘的内缘形成共振链。我们认为，这些共振链的动力学不稳定性是木星和土星的卫星系统的不同架构的起源。因此，通过卵石吸积形成的月球系统可以被看作是在太阳型恒星和M矮星周围形成超级地球和陆地质量行星系统的同一过程的缩小表现。
2019-12-10 astro-ph.EP
From Planetesimals to Dwarf Planets by Pebble Accretion
本研究通过卵石吸积模型解释热海王星外天体尺寸分布，发现其仅增长最大天体，并约束卵石尺寸、湍流参数及吸积质量，为矮行星形成提供依据。
2025-02-27 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
Planetesimal formation via the streaming instability with multiple grain sizes
本研究利用真实峰态多尺寸卵石分布开展三维流动不稳定性模拟，证明星子由约80%的较大尘埃质量形成，并解释了观测因团块化和光深效应而低估尘埃质量。
2023-09-27 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
Rapid Formation of Gas-giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores. II. Dependence on Pebble Bulk Density and Disk Temperature
本研究利用DTPSs探讨非多孔卵石体如何形成气态巨行星核，发现非多孔天体同样能在几十万年内通过碰撞凝聚形成小行星并促成核形成，且其形成区域比多孔卵石体更宽。
2023-07-28 astro-ph.EP
Pebble-driven planet formation for TRAPPIST-1 and other compact systems
最近，在M矮星TRAPPIST-1周围发现了七颗地球大小的行星。由于凌日时间的变化，行星的质量和体积密度都受到了限制，这表明所有TRAPPIST-1行星的水团质量分数都在10%左右。这些水的分数，以及系统内类似的行星质量，对TRAPPIST-1系统的起源构成了强有力的限制。在以前的工作中，我们概述了一个卵石驱动的形成方案。在本文中，我们调查这种形成的情况下，更详细。我们使用拉格朗日光滑粒子方法模拟卵石的生长和漂移以及卵石通过流动不稳定性向星子的转化。我们使用N体代码\texttt{MERCURY}来跟踪微行星通过合并和吸积鹅卵石成长为原行星时的组成。该代码适用于解释卵石堆积、I型迁移和气体拖曳。通过这种方式，我们模拟了整个行星形成过程（与行星质量和成分有关，而不是动力学配置）。我们发现，星子形式在一个单一的，早期阶段的流动不稳定性。在雪线之外的星子最初狭窄的环带由于散射而迅速变宽。我们的模拟结果证实，这种形成途径确实会导致类似大小的行星，并且在将鹅卵石转化为行星方面非常有效（$\sim$ 50%的固体-行星转化效率）。[...]从我们的模拟中得出的行星含水量约为10%，我们的结果预测行星含水量随轨道距离呈“V形”趋势：从相对较高（最内层行星）到相对较低（中间行星）再到相对较高（最外层行星）。
2019-06-15 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
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
