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
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
The radial dependence of pebble accretion rates: A source of diversity in planetary systems I. Analytical formulation
上下文行星形成的经典“星子”吸积方案最近随着“卵石”（在原行星盘中迁移的厘米至米大小的冰粒）的想法而演变，这种想法可以控制星子和/或行星的生长。目的。我们研究卵石吸积如何依赖于磁盘的性质和影响的形成行星系方法。我们构建分析模型的卵石吸积到行星胚胎，始终占卵石流的质量和轨道演化，并反映磁盘结构。结果我们推导出简单的公式卵石吸积率在所谓的“解决”制度的行星胚胎的大小超过100公里。对于相对较小的胚胎或在外盘区域，吸积模式是3D的，这意味着卵石流的厚度必须考虑在内，并导致吸积率是独立的胚胎质量。对于较大的胚胎或在内部区域中，吸积处于2D模式，即，卵石盘可以被认为是无限薄的。我们发现，径向依赖的卵石吸积率是不同的（甚至符号的幂律指数的变化）为不同的磁盘条件，如磁盘热源（粘性加热或恒星辐射），阻力定律（斯托克斯或爱泼斯坦，弱或强耦合），并在2D或3D吸积模式。我们还讨论了升华/破坏冰卵石内雪线的效果。结论.卵石吸积很容易产生大量的行星系的多样性。换句话说，要正确地推断出通过卵石吸积形成行星形成的结果，需要对盘的演化和卵石的生长、升华/破坏和迁移进行详细的规定。
2016-04-14 astro-ph.EP
Saving super-Earths: Interplay between pebble accretion and type I migration
克服I型迁移和防止低质量行星螺旋进入中央恒星是一个长期研究的课题。众所周知，向外迁移是可能的，在粘性加热盘相对接近中央恒星，因为熵梯度可以足够陡峭的正共转扭矩克服负Lindblad扭矩。然而，在这个区域有效地捕获行星仍然是难以捉摸的。在这里，我们研究光盘条件下产生向外迁移的低质量行星特定的行星迁移处方。使用具有恒定α粘度的稳态圆盘模型，只有当负温度梯度超过~0.87时才可能向外迁移。我们推导出一个隐含的关系，在向外迁移的最大质量是可能的粘度和光盘规模的高度的函数。我们应用这些标准，使用一个简单的幂律盘模型，行星已经达到他们的卵石隔离质量后，一个插曲的快速吸积。对于年龄超过100万年的圆盘，如果α_crit >~ 0.004，那么用卵石隔离质量捕获行星是可能的。在非常年轻的圆盘中，高温导致行星增长到超过向外迁移的最大质量。随着圆盘的演化，这些更大质量的行星通常会到达中心恒星，通常只有在圆盘生命的末期。因此，拯救超级地球是一个微妙的相互作用之间的光盘粘度，不透明度的轮廓和温度梯度在粘性加热的内部光盘。
2017-04-05 astro-ph.EP
Simulating the interplay between the snowline pebble flux and ongoing planet formation and migration
University of Exeter（埃克塞特大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；University College Cork（科克大学学院）
研究雪线碎石流对最终行星轨道和质量的影响及行星成长迁移对碎石流的反作用，发现高湍流盘中存在连续相关性，低湍流中出现阶跃函数，强调碎石流可约束行星形成模拟。
2026-04-15 astro-ph.EP
Dynamics of pebbles in the vicinity of a growing planetary embryo: hydro-dynamical simulations
理解巨行星核心的生长是一个难题。最近，Lambrechts和Johansen（2012; LJ 12）提出了一个新的模型，其中核心通过卵石大小的物体的吸积而增长，因为后者由于气体阻力而向恒星漂移。在这里，我们调查的动力学卵石大小的物体在附近的行星胚胎的1和5个地球质量和由此产生的吸积率。我们使用流体动力学模拟，其中胚胎影响气体的动力学和卵石遭受气体阻力根据当地的气体密度和速度。在行星胚胎附近的卵石动力学是不平凡的，它的变化显着与卵石的大小。然而，我们测量的胚胎的吸积率是在LJ 12中估计的速率的数量级内，并且随着卵石尺寸的增加而趋于它们的值。我们的结论是LJ 12的模型有可能解释巨行星核心的快速增长。然而，实际的吸积率取决于圆盘中卵石大小的物体的表面密度，这是未知的。
2012-08-23 astro-ph.EP
Increased isolation mass for pebble accreting planetary cores in pressure maxima of protoplanetary discs
当行星核达到它的\textit{isolation mass}时，由于在气体中打开的间隙的外边缘出现的压力最大值，卵石吸积行星核的生长停止。这个最大压力捕获了向内漂移的卵石，阻止了固体在地核上的堆积。另一方面，大量的卵石（$\sim 100M_\oplus$）应该流经核心的轨道，直到到达其隔离质量。如果核心生长在原行星盘的尘埃陷阱中，则卵石吸积的效率会增加。ALMA观测到的尘埃陷阱是环状结构，这表明在圆盘中存在全球压力最大值，也可以作为行星迁移陷阱。这项工作的目的是揭示多大的行星核心可以增长在这样的压力最大的卵石吸积。在我们的流体动力学模拟中，卵石被视为一个无压流体相互耦合的气体通过拖曳力。我们的研究结果表明，在全球压力最大的卵石隔离质量的行星核心是显着大于在光盘与幂律表面密度分布。孤立质量的增加缩短了巨行星的形成时间。
2021-03-01 astro-ph.EP
Quantifying the Impact of the Dust Torque on the Migration of Low-mass Planets II: The Role of Pebble Accretion in Planet Growth within a Global Planet Formation Model
本文在含气体、尘埃演化及卵石吸积的全球行星形成模型中量化尘埃扭矩，发现其可驱动冰线内行星显著外迁，并缓解冰线外行星内迁。
2025-05-15 astro-ph.EP
Rocky super-Earths or waterworlds: the interplay of planet migration, pebble accretion and disc evolution
最近的观测发现，在近距离超级地球的尺寸分布中有一个山谷，这被解释为一个路标，表明近距离超级地球的成分大多是岩石。然而，新的模型预测，微行星应该首先在水冰线上形成，这样近距离的行星预计会有大量的水冰成分。在这里，我们通过研究卵石吸积、行星迁移和盘演化之间的相互作用来调查超级地球的水含量。行星的组成取决于它们在整个生长过程中相对于不同凝结锋（冰线）的位置。移徙发挥着关键作用。假设星子开始于水冰线（$r>r_{\rm H_2O}$）或其外部，向内迁移会导致行星离开冰卵石的源区，因此最终的含水量比向外迁移或没有迁移的圆盘低。随着圆盘的演化，水冰线本身向内移动，并在横扫干燥形成的行星时输送水。因此，行星迁移的相对速度和方向以及水冰线的向内漂移是决定行星含水量的核心。如果行星形成开始于水冰线，这意味着热的近距离超级地球（r<0.3 AU），水含量只有几个百分点，是早期气相期间向内行星迁移的路标。另一方面，具有较大水冰含量的热超级地球在水冰线处经历了向外迁移，并且只有在它们的形成完成后才向内迁移，因为它们变得太大而无法包含在向外迁移的区域或共振行星链中。因此，测量热超级地球的水冰含量可能会限制它们的迁移历史。
2019-03-06 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
Influence of migration models and thermal torque on planetary growth in the pebble accretion scenario
研究在卵石吸积情景下，热力矩对I型行星迁移的影响，发现尽管热力矩在高吸积率下能促进外迁，但对单一行星演化情景的最终质量和轨道位置影响极小。
2020-04-02 astro-ph.EP
The importance of thermal torques on the migration of planets growing by pebble accretion
行星形成的一个关键过程是生长中的行星与原行星盘之间的角动量交换，这使得行星在盘中迁移。一些工作表明，一般来说，低质量和中等质量的行星会向中心恒星迁移，除非共转力矩占主导地位。最近，一种新的扭矩，称为热扭矩，被提出作为一个新的来源，可以产生向外迁移的低质量行星。虽然林德布拉德扭矩和共转扭矩主要取决于原行星盘的性质和行星质量，但热扭矩也取决于行星的亮度，主要来自固体的吸积。因此，固体的吸积作用不仅在行星的形成过程中起着重要作用，而且在其迁移过程中也起着重要作用。在以前的工作中，我们主要在小行星吸积范式中评估了热扭矩对行星生长和迁移的影响。在这项新的工作中，我们研究了卵石吸积范式中的热扭矩的作用。计算是在全球行星形成模型的框架内进行的，该模型包括圆盘演化、尘埃生长和演化以及卵石形成。我们还将更新处方的热扭矩来自高分辨率流体动力学模拟。我们的模拟结果表明，热扭矩产生的向外迁移的低粘度光盘的扩展区域。这对行星的形成有着重要的影响。
2021-08-10 astro-ph.EP
Torques Induced by Scattered Pebble-flow in Protoplanetary Disks
行星核心的快速向内迁移是当前行星形成范式中的一个常见问题。尽管尘埃在原行星盘中无处不在，但它在行星胚胎迁移历史中的动力学作用尚未得到评估。在这封信中，我们表明，由低质量行星胚胎引起的散射球流导致了不对称的尘埃密度分布，能够施加净扭矩。通过分析一个大型的多流体流体动力学模拟解决磁盘和低质量行星之间的相互作用在一个固定的圆形轨道，并忽略尘埃反馈到气体，我们确定了两个不同的制度，气体和重力为主，分散的球流结果在几乎所有情况下，在正扭矩。我们收集我们的测量在第一个扭矩图的尘埃盘，这将使人口合成模型的尘埃动力学迁移的影响纳入。根据尘埃漂移速度、尘埃-气体质量比/分布和胚胎质量，尘埃引起的扭矩有可能阻止行星核心向内迁移，甚至诱导行星核心快速向外迁移。因此，我们预计，尘埃驱动的迁移可能在行星的形成历史中发挥主导作用。由于尘埃扭矩与磁盘金属丰度的比例，我们建议，尘埃驱动的向外迁移可能会提高遥远的巨行星在高金属丰度系统的发生。
2018-11-22 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
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
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
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
Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: How the radial pebble flux determines a terrestrial-planet or super-Earth growth mode
超级地球被发现在比地球更紧密的轨道上，围绕超过三分之一的主序星运行。有人提出，超级地球是类似的类地行星，通过行星胚胎的相互吸积形成，但在圆盘中比太阳原行星盘密度大得多。相反，我们认为，类地行星和超级地球有两个不同的形成途径，是由光盘的卵石水库。通过数值积分，结合卵石吸积和N-体重力胚胎之间，我们表明，在卵石质量通量的一个因素的差异是足以改变从陆地到超地球生长模式的演变。如果卵石的质量流量很小，那么冰线内的初始胚胎生长缓慢，不会大量迁移，导致当气盘消散时，火星质量胚胎的分布很广。没有气体存在，胚胎变得不稳定，少量的类地行星通过相互碰撞形成。最后的类地行星最多有5个地球质量。相反，如果卵石的质量通量很高，那么冰线内的初始胚胎迅速变得足够大，可以通过气盘迁移。胚胎集中在圆盘的内边缘，通过相互融合加速生长。这导致形成了一个由5到20个地球质量范围内的紧密间隔的超级地球系统，以卵石隔离质量为边界。一般来说，这些超级地球系统在气盘消失后的不稳定性会触发额外的合并事件，并将系统从共振链中驱逐出去。卵石通量--控制着两种生长模式之间的转变--可能受到圆盘中最初的固体储存库的调节，或者受到更遥远的巨行星的存在的调节，这些巨行星可以阻止卵石的径向流动。
2019-02-22 astro-ph.EP
Diversity in planetary architectures from pebble accretion: Water delivery to the habitable zone with pebble snow
本研究开发PPOLs模型模拟卵石雪机制对行星系统架构的塑造，发现不同盘质量分数下产生三种系统架构，揭示了类太阳系架构在F和G恒星周围少见而在K和M恒星周围不常见的特征。
2025-09-17 astro-ph.EP
Transport of CO in Protoplanetary Disks: Consequences of Pebble Formation, Settling, and Radial Drift
目前的（外）行星形成模型往往依赖于大量所谓的“卵石”从外盘流入行星形成区域。在本文中，我们调查如何形成的卵石在寒冷的外部地区的原行星盘和随后的迁移到内部磁盘可以改变气相CO分布内部和外部的中平面CO雪线。通过模拟由此产生的CO丰度在中面以及温暖的表面层，我们确定了可观察到的签名的大规模卵石的形成和迁移，可以用作“吸烟枪”这些重要的过程。具体地说，我们发现，在$1\mathrm{~Myr}$之后，冰卵石的形成和沉降导致在温暖的空气中去除高达$80\%$的CO蒸气。（$T>22\mathrm{~K}$）磁盘层以外的CO雪线，而径向迁移的卵石的结果在一个羽状的CO蒸汽内部雪线的产生，根据湍流的强度和单个卵石的尺寸，将CO丰度增加因子${\sim}2{-}6$。在年轻的附近磁盘的CO蒸汽羽流的情况下，可能表明有效的转换CO到一个更难熔的物种，或减少径向质量通量的卵石，例如，磁盘的不均匀性或早期的星子形成。
2018-08-06 astro-ph.EP
Vortex instabilities triggered by low-mass planets in pebble-rich, inviscid protoplanetary discs
在原行星盘的最内部区域，固气比可以通过许多过程大大增加，包括光蒸发和颗粒漂移。MHD盘模型还表明在$R\lesssim 10$ AU存在死区，其中靠近中平面的区域保持层流。在这种情况下，我们使用双流体流体动力学模拟来研究固定轨道上的低质量行星（$\sim 1.7 \;{\rm M_\oplus}$）和无粘的富含卵石的圆盘之间的相互作用，固体与气体的比例为$ε\ge 0.5$。对于Stokes数St= 0.1，0.5的卵石，通过Rossby波不稳定性在行星分界线处形成多个尘埃涡旋。由于气体阻力的影响，然后导致一个强大的增强固气比，这可以增加一个因素的$\sim 10^3$的边缘耦合粒子与St=0.5。在流动不稳定性中，卵石团重组成细丝，可能会崩溃形成星子。当行星被允许在MMSN盘中迁移时，由于迁移，涡旋不稳定性被延迟，但一旦向内迁移停止，由于强烈的正卵石扭矩，涡旋不稳定性就开始了。同样，当行星经历一段向外迁移的过程时，在圆盘中形成了在间隙中演化的粒子细丝。我们的研究结果表明，由低质量行星引发的涡旋不稳定性可能在形成富含卵石的无粘性圆盘中的微行星中发挥重要作用，并可能显着修改低质量行星的迁移。它们还意味着行星尘埃间隙可能不一定包含行星，如果这些行星迁移走了。
2019-06-19 astro-ph.EP
Spinning up planetary bodies by pebble accretion
太阳系中大多数主要的行星体的自转方向与它们的轨道运动方向相同：它们的自旋是椭圆形的。解释自旋矢量的方向和大小的理论研究取得了不同的成功。当吸积的积木是$\sim$公里大小的小行星时--正如经典模型所预测的那样--吸积过程是如此对称，以至于它抵消了逆行自旋的贡献，使净自旋为分钟。因此，目前最受欢迎的行星自转起源模型是巨撞击模型，在这个模型中，一次碰撞就足以产生一个自旋，其大小接近于分裂的自转速率。然而，巨大的碰撞模型并不能自然地解释这种倾向。同样，越来越多的小行星自旋矢量测量也表明，大型（原始）小行星的自旋矢量不是各向同性的。在这里，我们重新评估的可行性较小的粒子赋予行星机构与净自旋，专注于卵石吸积模型中，气体阻力和重力合力吸积小粒子在一个大的截面。与经典的微行星计算类似，我们积分卵石运动方程并测量撞击时的角动量转移。我们考虑了各种磁盘条件和卵石性能，并进行我们的计算的限制，二维（平面）和三维（均匀）卵石分布。我们发现，在某些地区的参数空间的角动量转移是显着的，远大于与星子和等同于或超过目前的旋转的行星机构。
2019-07-16 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
The radial structure of planetary bodies formed by the streaming instability
彗星和小的星子被认为含有毫米到厘米大小的鹅卵石形式的原始建筑模块。形成这些小天体的可行的生长机制之一是通过流动不稳定性（SI），其中卵石聚集并在气体阻力的存在下引力坍缩向星子或彗星。然而，大多数SI模拟是全球性的，缺乏分辨率，以遵循其希尔半径内的卵石云的最后崩溃阶段。我们的目标是跟踪一个受相互碰撞和气体阻力的引力约束卵石云的崩溃与代表粒子的方法。我们确定的径向卵石粒径分布的崩溃核心和相互卵石碰撞的卵石粒径分布的影响。我们发现，维里平衡从来没有达到云的演变过程中，在一般情况下，卵石与给定的斯托克斯数（St）崩溃的顺序从空气动力学最大的空气动力学最小的光学厚的核心。我们表明，在该位置的核心变得光学厚，终极速度远低于碎裂阈值速度。虽然在云的演化过程中，碰撞过程可以忽略不计，但确实发生的碰撞是粘在一起的。这些结果支持了彗星和小行星体是由毫米到厘米大小的原始卵石组成的观测结果
2021-02-04 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
Probing the impact of varied migration and gas accretion rates for the formation of giant planets in the pebble accretion scenario
成长中行星的最终轨道位置取决于它们的迁移速度，而迁移速度基本上是由行星质量决定的。小质量的行星以I型迁移的方式迁移，而大质量的行星则以II型迁移的方式迁移，这被认为主要取决于盘的粘性演化速率。一颗行星在达到II型迁移之前最容易受到向内迁移的影响，并且在这个阶段可能会失去其半长轴的很大一部分。我们研究了不同的磁盘粘度的影响，动力扭矩和气体吸积从马蹄形区域内减缓行星迁移的机制。我们的研究证实，在低粘度环境中生长的行星迁移较少，这是由于早期的间隙开放和较慢的II型迁移速率。我们发现，考虑到马蹄形区域的气体吸积，可以更早地打开间隙，这会导致生长行星的向内迁移减少。此外，与不考虑马蹄形区域气体吸积效应的模拟相比，这种效应增加了行星质量。此外，结合动力扭矩的效果与马蹄形区域的气体吸积的效果，显着减缓向内迁移。考虑到这些影响，与以前没有考虑这些影响的模拟相比，可以允许在更靠近水冰线区域的地方形成冷的冰团（a > 1 au）。因此，我们得出结论，气体吸积从马蹄形区域内的动力扭矩发挥至关重要的作用，在塑造行星系。
2020-12-11 astro-ph.EP
On the evolution of pebble-accreting planets in evolving protoplanetary discs
我们研究的迁移发光的低质量的核心层原行星盘吸积发生主要是因为盘风和行星光度产生的卵石吸积。使用二维流体动力学模拟，我们确定的离心率引起的热力作为气体和卵石吸积率的函数，也评估的重要性，所施加的扭矩由固体成分相对于气体扭矩。对于气体吸积率$\dot M= 2\times 10^{-8}$ $M_\odot/$年和卵石流量$\dot M_{peb}=170$ $M_\oplus$ /百万年，我们发现，胚胎偏心率达到的值与光盘的纵横比。然而，圆盘中的行星径向偏移导致由流入的卵石施加的扭矩平均抵消，并且迁移从向外过渡到向内。这是因为热扭矩的大小随偏心率的增加呈指数下降，我们提供了一个拟合公式的热扭矩衰减作为偏心率的函数。随着圆盘的演化，吸积光度在某些时候变得太小，以至于核心偏心率无法增长，以至于固体成分可以对行星施加非零扭矩。这个扭矩是积极的和气体吸积率$\dot M \lesssim 5\times 10^{-9}$ $M_\odot/$年和卵石通量$\dot M_{peb} \lesssim 120$ $M_\oplus/$百万年，它被发现克服的气体扭矩施加在核心质量$m_p\lesssim$ $1M_\oplus$，导致向外迁移。
2022-10-03 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
How planets grow by pebble accretion IV: Envelope opacity trends from sedimenting dust and pebbles
一颗行星所能结合的星云气体的数量受到其冷却速度的限制，而冷却速度又由其外壳的不透明度决定。堆积的尘埃和卵石增加了包层的不透明度，从而影响了行星形成的结果。我们的目标是模拟行星包络内固体的尺寸演化和不透明度贡献。然后，我们使用由此产生的不透明度关系研究行星形成的紧急趋势。我们设计了一个模型的不透明度的固体行星信封，占增长，破碎和侵蚀的卵石在其沉积过程中。我们制定了分析表达式的不透明度的卵石和尘埃，并绘制出其趋势作为一个功能的深度，行星质量，距离和吸积率。我们发现，卵石而不是星子的吸积可以产生完全对流的信封，但只有在低质量的行星，居住在外盘或在那些以高速率吸积卵石。在这些条件下，卵石的大小受到破碎和侵蚀的限制，使它们堆积在信封中。在更高的行星质量或减少吸积率，一个不同的制度适用于沉积卵石的大小只受其增长速度的限制。在这个增长有限的制度是不透明度低得多，急剧下降的深度和行星质量，但不变的卵石质量通量。我们的研究结果意味着，形成行星信封的不透明度不能近似的值是常数，无论是深度或行星质量。当应用到太阳系，我们认为，天王星和海王星不可能保持足够高的不透明度，以避免失控的气体吸积，除非他们都经历了足够快的固体吸积和形成晚。
2021-06-07 astro-ph.EP
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
How the planetary eccentricity influences the pebble isolation mass
我们调查卵石隔离质量的行星在一个固定的偏心轨道在其原行星盘进行一组二维流体动力学模拟，包括尘埃湍流扩散。行星偏心率的范围可达$e=0.2$。我们的模拟还涵盖了一系列的$α-$湍流粘度，并为每对$\{α,e\}$卵石隔离质量估计为最小的行星质量在我们的模拟，使固体与斯托克斯数$\gtrsim 0.05$不流过行星轨道，并保持被困在行星间隙外的压力隆起。对于$α<10^{-3}$，我们发现，偏心行星达到一个明确的卵石隔离质量，这可以小于行星在圆形轨道上的偏心率保持小于磁盘的纵横比。我们提供了一个拟合公式的卵石隔离质量如何取决于行星偏心率。然而，对于$α> 10^{-3}$，偏心行星不能完全使卵石流失速，因此不能达到定义明确的卵石隔离质量。我们的研究结果表明，岩石内核达到的最大质量应表现出二分法取决于光盘湍流粘度。虽然在低粘度的圆盘中仅限于${\cal O}(10\,M_\oplus)$，但在行星附近具有高湍流粘度的圆盘中，这种最大质量可以达到更大的值。我们的研究结果进一步强调，卵石过滤生长的行星可能不像以前认为的那样有效，特别是在高粘度盘，具有重要意义的原行星盘观测。
2021-12-28 astro-ph.EP
Eccentricity excitation and merging of planetary embryos heated by pebble accretion
行星胚胎可以通过卵石吸积继续生长，直到它们成为巨大的行星核心。同时，这些胚胎相互作用，也迁移由于扭矩所产生的原行星盘。目的：我们的目标是研究卵石吸积如何改变经历I型迁移的胚胎的轨道演化。特别是，我们研究它们是否建立共振链，这些链是否容易不稳定，如果巨大的行星核心形成通过胚胎合并，从而发生更迅速地比卵石吸积单独。研究方法：对于第一次，我们进行自洽的全球尺度的辐射流体动力学模拟的双流体原行星盘组成的气体和卵石，后者被吸积嵌入胚胎。吸积加热，以及其他辐射过程，占正确建模的I型迁移。结果如下：我们跟踪了四个超级类地胚胎的演化，这些胚胎最初位于一个磁盘结构允许会聚迁移的区域。通常，胚胎合并是通过快速增加胚胎质量来促进的，并且打破了否则的寡聚生长。此外，我们发现，每个胚胎的轨道偏心率是相当兴奋（$\simeq0.03$），由于存在一个不对称的undersense叶的气体，一个所谓的“热尾”，产生的吸积加热的胚胎的附近。偏心轨道导致胚胎频繁地近距离接触，并使共振锁定更加困难。结论：在我们的模拟中，胚胎合并通常会产生一个巨大的核心（$\gtrsim 10\,\mathrm{M_{E}}$），在$10\,\mathrm{AU}$附近运行。卵石吸积自然伴随着偏心轨道的出现，这在今后解释系外行星系统结构的工作中应予以考虑。
2017-06-20 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
The maximum mass of planetary embryos formed in core-accretion models
我们根据吸积的星子或卵石的大小计算出一个正在生长的行星胚胎所能达到的最大质量，以推断出巨行星核心和巨行星本身生长的可能性。我们计算行星胚胎的气体包层的内部结构，以确定核心质量，这是必要的绑定包层大到足以摧毁星子或卵石，而他们被引力捕获。根据Ormel等人（2015）的结果，我们还考虑了源自原行星盘的平流风的影响。我们表明，对于低质量的卵石，一旦行星胚胎大于~1地球，信封是大到足以摧毁和蒸发卵石完全之前，他们可以到达核心。因此，构成卵石的物质会被释放到行星的包层中，如果平流风足够强的话，这些物质随后会分散到原行星盘中。因此，行星胚胎的生长停止在一个质量如此之小，以至于开尔文-亥姆霍兹吸积不能导致大量气体的吸积。对于较大的微行星，类似的过程发生，但在更大的质量，10个地球质量的数量级，然后是气体的快速吸积。如果平流的影响像Ormel等人（2015）所描述的那样有效，则在形成行星胚胎的包络中的吸积固体的蒸发和这种平流风的综合效应，阻止了行星在质量小于或类似于地球质量的情况下通过卵石吸积形成的行星的生长，直到10 AU的数量级。在由大质量的微行星吸积形成的情况下，行星核心的增长被限制在质量约为10 M地球，但行星的进一步增长可以通过气体吸积进行。
2017-05-17 astro-ph.EP
Forming equal mass planetary binaries via pebble accretion
双太阳系物体很常见，范围从质量比非常大的卫星系统$M_1/M_2$到质量比非常接近1的卫星系统。一个著名的双星系统是冥王星-冥卫一系统。冥卫一的质量只有冥王星的八分之一，这就产生了许多其他系统的问题，为什么质量比仍然接近于1。有很多证据表明，（双星）行星（esimal）的形成发生在早期，当原行星气体盘仍然存在的时候。很可能这些双星（中的一些）是在卵石吸积的作用下一起长大的。在这里，我们集中在卵石吸积过程中到达双星引力影响区的质量如何分布在双星组件的问题。随着时间的推移，吸积会导致质量比的收敛还是发散？我们数值积分卵石路径在同一个众所周知的方式作为一个单一的质量受到卵石吸积和跟踪吸积的效率是两个单独的二进制组件相比，一个单一的机构具有相同的质量。这些数值模拟的范围内的二进制质量比，相互分离，斯托克斯数和两个轨道距离，2.5和39 au。我们发现，在限制卵石开始螺旋周围的主要（这适用于相对较大的卵石），卵石优先碰撞与中学，导致质量比收敛到百万年时间尺度上的统一。在这种情况下，总的清扫效率可以降低到一个卵石吸积单体的一半，因为卵石在与系统近距离接触后被抛出系统。结果表明，冥王星-冥卫一和其他较大的等质量双星系统很可能通过圆盘阶段的卵石吸积共同吸积，而不会产生质量比高度发散的双星。
2023-02-17 astro-ph.EP
The influence of a static planetary atmosphere on spin transfer during pebble accretion
本文通过数值模拟静态绝热大气中的卵石轨道，发现大气吸收角动量并使轨道圆化，从而显著削弱甚至完全阻断行星表面的自转增长。
2023-07-21 astro-ph.EP
The Galilean Satellites Formed Slowly from Pebbles
人们普遍认为，四颗主要的伽利略卫星是由伴随木星形成的气体盘形成的。然而，了解形成过程的细节是具有挑战性的，因为小颗粒（卵石）以及卫星都受到快速迁移过程的影响。在这里，我们假设一个新的情况下的伽利略系统的起源，基于捕获的几个星子种子和随后的缓慢的鹅卵石吸积。为了停止迁移，我们调用内部磁盘截断半径，并调整模型的其他参数，以匹配物理，动力学，成分和结构约束。在我们的设想中，木卫三的质量自然是由卵石孤立决定的。然后，我们的缓慢卵石吸积方案再现了以下特征：（1）所有伽利略卫星的质量;（2）木卫一、木卫二和木卫三的轨道在相互2：1的平均运动共振中捕获;（3）所有伽利略卫星的冰质量分数;（4）独特的冰岩部分分化的木卫四和其他卫星的完全分化。我们的方案是独一无二的，可以同时再现这些不同的属性。
2019-10-28 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
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
Terrestrial planet formation by torque-driven convergent migration of planetary embryos
巨行星的大质量核心被认为是由卵石大小的颗粒吸积在气体盘中形成的，这些颗粒的吸积截面被气动气体阻力增强[1][2]。一个普遍的观点是，类地行星系统是在后来（气体盘分散后3 - 2亿年）由数十颗大约火星大小的原行星的巨大碰撞形成的[3]。在这里，我们提出，相反，类地行星形成早期的气体驱动收敛迁移的原行星向$\sim\!1\,{\rm au}$（相关参考文献[4]调用了不同的过程，以集中星子）。为了研究会聚迁移发生的情况，我们开发了一个具有真实不透明度的辐射流体动力学模型[5][6]，以确定类地行星带中气体和卵石盘的热结构。我们发现原行星通过相互碰撞和卵石吸积快速生长，并通过引力散射和热尾效应获得轨道偏心率[7][8]。类地行星系统的轨道结构在我们的模拟中得到了很好的再现，包括它在0.7-1 au的紧密质量浓度和水星和火星的小尺寸。早期的原太阳盘温度超过1500 K，在0.4 Au内，这意味着水星生长在一个高度还原的环境中，靠近铁和硅酸盐的蒸发线，影响了水星的整体组成[9]。在后期的冷气盘中，冰/水化卵石的吸积将有助于地球的水预算。
2021-09-23 astro-ph.EP
N-body simulations of planet formation via pebble accretion I: First Results
上下文有卵石的行星形成被提出来解决经典形成模型中几个长期存在的问题。已经进行了一些复杂的模拟来证实卵石吸积的效率。然而，还没有任何全球性的N体模拟，比较通过卵石吸积形成行星形成的结果与观察到的太阳系外行星系。目标。在本文中，我们研究了一系列初始参数的影响行星形成通过卵石吸积，并提出了我们的模拟的第一个结果。方法.我们将Ida等人（2016）的卵石吸积模型纳入N体代码SyMBA（Duncan et al. 1998），以及气体吸积，偏心率和倾斜阻尼以及圆盘中行星迁移的影响。结果我们确认，卵石吸积导致各种行星系，但很难再现观察到的性质外行星系，如行星质量，半长轴，和偏心率分布。这背后的主要原因是过于有效的I型迁移，这敏感地依赖于磁盘模型。然而，我们的模拟也导致了一些有趣的预测。首先，我们发现行星的形成效率依赖于恒星的金属丰度，不仅对于巨行星，而且对于地球和超级地球也是如此。E/SE的依赖性是微妙的。虽然较高的金属丰度环境会导致更快地形成大量的Es/SE，但它们也往往会在稍后通过动力学不稳定性而丢失。其次，我们的研究结果表明，广泛的体积密度观察到的Es和SE是一个自然的结果，动力学演化的行星系。第三，我们的模拟的喷射趋势表明，一个自由浮动的E/SE可能是两个较小质量的行星。
2017-07-14 astro-ph.EP
Pebble accretion in self-gravitating protostellar discs
卵石吸积已成为行星形成的核心吸积模型的一个流行组成部分，特别是与紧凑，共振的陆地行星系的形成。卵石最初形成于内部原行星盘，在径向扩张的前沿向外扫过，可能通过迁移和流动不稳定性形成星子和行星核心。这个卵石锋出现在早期，通常被认为是一个低质量的圆盘。我们认为，这张照片是在年轻的拱星盘，这是巨大的和自引力的现实冲突。我们应用标准卵石吸积和流动不稳定性公式的自引力原恒星盘模型。碎片会在卵石盘中打开一个缺口，但它们可能无法在气体中打开一个缺口，并继续快速向内迁移。如果这不强烈扰动卵石盘，我们的研究结果表明，盘碎片将有效地吸积卵石。我们发现，在一般情况下的卵石，气体密度比未能超过0.01，这表明流动的不稳定性将难以操作。如果有10厘米的颗粒，就有可能激活不稳定性，螺旋结构可以有效地将它们集中在低重力湍流的区域。如果发生这种情况，月球质量核心可能会在几千年的时间尺度上组装，** 但这可能是罕见的，而且远未得到证实 **。无论如何，这项工作强调了研究自引力原恒星盘如何定义固体物体的分布和性质的必要性，以便通过核心吸积形成未来的行星形成。
2019-02-14 astro-ph.EP
Pebble isolation mass --- scaling law and implications for the formation of super-Earths and gas giants
行星核心通过卵石吸积的增长在所谓的卵石隔离质量处停止，当核心产生一个压力隆起，将漂浮的卵石困在其轨道之外时。如果孤立的质量非常小，那么气体吸积就会延长，行星的质量就会保持在几个地球质量，主要是固体成分。如果卵石隔离质量的值更大，行星可能会从原行星盘中吸积气体，并成长为气体巨星。先前的工作已经确定了卵石隔离质量与圆盘纵横比的立方的缩放。在这里，我们扩大以前的测量和探索的卵石隔离质量的依赖关系上的所有相关参数的原行星盘。我们使用3D流体动力学模拟来测量卵石隔离质量，并推导出一个简单的标度律，该标度律捕获了对局部圆盘结构和湍流粘度参数$α$的依赖性。我们发现，小卵石，耦合到气体，斯托克斯数$τ_{\rm f}<0.005$可以漂移通过卵石隔离质量的部分间隙。然而，随着行星质量的增加，粒子必须越来越小才能穿过压力隆起。然而，颗粒的湍流扩散可导致卵石隔离质量增加两倍，这取决于背景粘性的强度和卵石的大小。最后，我们探讨了新的卵石隔离质量的形成的行星系的形成比例定律的影响，通过数值积分的增长和迁移路径的行星在不断发展的原行星盘。与忽略卵石隔离质量对$α$粘度的依赖关系的模型相比，我们的模型包括这种效应，导致巨行星的核心质量更大。这些较大的核心质量更接近于太阳系中巨行星的核心质量。
2018-01-12 astro-ph.EP
On the multiple generations of planetary embryos
为了简单起见，全球行星形成模型往往从一组初始的行星胚胎开始。虽然这种方法对最初胚胎的进化提供了有价值的见解，但最初的分布本身就是一个大胆的假设。将自己限制在初始分布可能会忽略在所述初始分布之前或之后的基本物理。我们希望研究动态行星胚胎形成对行星系形成的影响。所提出的框架开始于气体，尘埃和鹅卵石的初始盘。对盘的演化、星子的形成和行星胚胎的形成进行了一致的模拟。胚胎然后通过卵石、星子和最终的气体吸积生长。行星盘相互作用和N体动力学与其他同时生长的胚胎包括在框架中。我们发现，行星的形成可以发生在多个连续的阶段。早期的恒星通过卵石的吸积而变得巨大，但会经历快速的I型迁移，从而吸积到恒星上。后来形成的胚胎通过星子吸积成长为更小的质量，因为盘中的鹅卵石数量已经消失。行星系的形成历史可能比胚胎的初始分布所能反映的要复杂得多。行星胚胎的动态形成需要在全球行星形成模型中加以考虑，以便对系统演化有一个完整的了解。
2022-02-03 astro-ph.EP
A break in planet occurrence near the pebble isolation mass should be observable by the Roman microlensing survey
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute（恒星与行星形成中心，全球研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究通过1D Pebble吸积人口合成模拟，发现类冰线行星在微引力透镜灵敏度空间中表现出质量与轨道半径的对数非均匀分布，当行星核心生长停止于Pebble隔离质量时，迁移与气体吸积导致发生率异常，验证了巨行星形成的核心吸积模型。
2026-03-30 astro-ph.EP
The growth of super-large pre-planetary pebbles to an impact erosion limit
本研究通过微重力实验与数值模拟发现约0.5 m/s的碰撞侵蚀阈值速度，揭示了原行星盘中几厘米级卵石形成的潜力及其对微行星形成的促进作用。
2025-01-29 astro-ph.EP
$N$-body simulation of planetary formation through pebble accretion in a radially structured protoplanetary disk
本文通过N体模拟研究径向结构原行星盘中卵石吸积对行星形成的影响，发现不连续边界处原行星可在约10^4年内增长至地球质量，并普遍发生巨型碰撞，最终可能形成类似太阳系的行星系统。
2023-08-10 astro-ph.EP
Formation of multi-planetary systems via pebble accretion in externally photoevaporating discs in stellar clusters
Astronomy Unit, School of Physics and Astronomy, Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院物理与天文学学院天体物理单元）
研究发现外部光蒸发通过减少碎石储备抑制行星生长，但在高初始质量盘中行星相互作用主导结果，影响多行星系统最终架构。
2026-01-07 astro-ph.EP
The Role of Thermal Feedback in the Growth of Planetary Cores by Pebble Accretion in Dust Traps
本研究模拟尘埃环中气体与尘埃动力学，发现行星胚胎吸积加热引发的斜压涡旋可增强大颗粒卵石吸积，使其突破经典卵石隔离质量，并在L5点留下可观测尘埃特征。
2025-01-10 astro-ph.EP
Planet formation via pebble accretion in externally photoevaporating discs
本文研究外部光致蒸发对卵石吸积形成行星的影响，发现外盘截断会切断卵石供应从而限制行星生长，而短时间云屏蔽即可非线性地改变行星质量与轨道，并指出恒星形成环境对行星参数高度敏感。
2023-03-27 astro-ph.EP
Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores
气体巨行星，如木星、土星和巨大的系外行星，是通过气体吸积到固体核心上而形成的，每个固体核心的质量大约是地球的十倍。然而，由于盘-行星相互作用的快速径向迁移阻止了通过星子吸积形成如此巨大的核心。通过卵石吸积的相对快速的核心增长需要非常巨大的原行星盘，因为大多数卵石落入中央恒星。虽然星子的形成、行星的迁移和气体巨星核心的形成已经被研究了很多，但从尘埃到行星的完整演化路径仍然不确定。在这里，我们报告的结果完全模拟的碰撞演化从尘埃到行星在整个磁盘。真实孔隙度的尘埃生长允许在内盘（> 10 au）形成冰冷的星子，而在外盘形成的鹅卵石漂移到内盘并在那里生长成星子。这些小卵石生长成星子抑制了它们的径向漂移，并在核心附近可持续地供应小星子。这使得在行星迁移之前，在20万到40万年内迅速形成足够大的行星核心。我们的模型显示，第一颗气态巨行星在2-7天文单位时形成于相当常见的原行星盘中，与系外行星和太阳系一致。
2021-10-03 astro-ph.EP
Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion III. Partitioning of volatiles between planetary core, mantle, and atmosphere
含有氢、碳和氮的挥发性分子是行星大气的关键组成部分。在岩石行星形成的卵石吸积模型中，这些挥发性物质在行星形成的主要阶段被吸积。在这项研究中，我们模拟了一个成长中的行星内挥发物的分配和表面的放气。对于金属和硅酸盐熔体之间的H和C分配系数的实际值，地核储存了地球90%以上的氢和碳预算。地球和金星的岩浆海洋足够深，可以将亚铁$^{2+}$氧化成铁Fe $^{3+}$。这种氧化态的增加导致了地球岩浆海洋中主要是CO $_2$和H $_2$ O的脱气。相比之下，火星地幔的氧化态仍然很低，主要的释氢载体是H $_2$。由于年轻的太阳以XUV波长照射，这些氢很容易逃离大气层，并将大气层中大部分的CO、CO $_2$、H $_2$ O和N $_2$带走。火星上有少量的地表水，与提议的古代海洋海岸线一致，地幔氧化值适度较低。由于氮在岩浆中的溶解度极低，因此氮在地核和大气之间的分配相对均匀;因此，在地核中埋藏大量的氮是不可能的。地球的整体低N含量不同意高丰度的N在所有球粒陨石类，有利于卵石雪的挥发性交付。我们的卵石吸积快速形成岩石行星的模型显示出与太阳类地行星挥发性成分的广泛一致性。因此，类地行星的多样性可以作为基准案例来校准太阳系外岩石行星及其大气模型。
2023-01-26 astro-ph.EP
Hints for icy pebble migration feeding an oxygen-rich chemistry in the inner planet-forming region of disks
我们提出了一个协同研究的原行星盘调查内部磁盘气体分子和大规模迁移的固体卵石之间的联系。该样本包括63个磁盘，其中有两种类型的测量：i）空间分辨磁盘图像揭示磁盘卵石（毫米厘米尘埃颗粒）的径向分布，从毫米观测ALMA或SMA，和ii）红外分子发射光谱与斯皮策观察。H2O与HCN、C2 H2和CO2的线通量比都与尘埃盘半径R $_{dust}$反相关，扩展了Najita等人（2013年）关于HCN/H2O和尘埃盘质量的先前结果。通过对所有分子共同的吸积光度的依赖进行归一化，只有H2O光度与盘半径保持可检测的反相关，这表明H2O和R $_{dust}$之间的关系最强。如果R $_{dust}$是由大规模的卵石漂移，如果分子光度跟踪内盘温暖气体的元素预算，这些结果可以很自然地解释与方案，其中内盘化学是由富氧冰卵石从外盘向内迁移的升华。反相关性也检测到所有的分子光度和红外指数n $_{13-30}$，这是敏感的内部磁盘尘埃腔的存在和大小之间。总的来说，这些关系表明，尘埃和气体演化之间的物理互连本地和跨磁盘尺度。我们讨论基本的预测，以测试这种解释和研究卵石漂移，内部磁盘耗尽，和行星形成物质的化学之间的相互作用。
2020-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Building the Galilean moons system via pebble accretion and migration: A primordial resonant chain
伽利略卫星的起源-即木卫一，木卫二，木卫三和木卫四-还没有完全了解。在这里，我们使用N体数值模拟研究伽利略卫星的形成在木星周围的气体环行星盘。我们的模型包括卵石的增长，气体驱动的迁移，气体潮汐阻尼和阻力的影响。在我们的模拟中，小卫星首先通过卵石吸积生长，并开始向内迁移。当它们到达盘内边缘的陷阱时，发生散射事件和碰撞，促进额外的生长。成长中的卫星最终会达到一个多共振的结构，固定在圆盘的内边缘。我们最好的伽利略卫星的质量匹配是在模拟中产生的集成卵石通量是1 e-3兆焦耳。这些模拟通常产生3到5颗卫星。在我们最好的模拟中，相邻的卫星对都锁定在2：1的平均运动共振中。然而，它们也有适度的偏心轨道（0.1），不像目前的真正的卫星。我们认为伽利略卫星系统是一个原始的共振链，类似于TRAPPIST-1，开普勒-223和TOI-178等系外行星系统。木卫四可能在过去与木卫三共振，但离开了这个配置-没有打破拉普拉斯共振-通过发散迁移由于潮汐行星卫星相互作用。这些同样的影响进一步将这些卫星的轨道偏心率降低到目前的值（0.001）。我们的研究结果支持这一假设，木卫一和木卫二出生时富含水冰成分，后来失去了所有/大部分的水。对伽利略卫星原始组成的严格限制对于区分形成模型至关重要。
2021-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
