Oligarchic growth of protoplanets in planetesimal rings
本文通过N体模拟研究微行星环中原行星的寡头式增长，发现环宽度因散射而扩展，原行星最大质量主要取决于环总质量而非初始宽度。
2025-04-08 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth
在紧密的偏心双星系统（如$γ$仙王座（半长轴约20天文单位））的一个组成部分周围形成行星形成在理论上是具有挑战性的，因为星子之间的破坏性高速碰撞。尽管存在这种碎片屏障，但已知行星存在于这样的轨道配置中。在这里，我们提出了一个新的数值框架进行多环凝聚-碎裂计算的星子生长，它充分占的具体细节的星子动力学的双星，细节的星子碰撞的结果，和径向运输的固体在磁盘由于气体阻力驱动inspiral。我们的动力学输入适当地结合了偏心恒星伴星和大质量非轴对称原行星盘中的星子，以及气体阻力的引力效应。我们确定了一组磁盘参数，导致成功的星子生长系统，如$γ$造父星或$α$半人马座从$1-10$公里大小的对象。我们确定的拱线对齐的原行星盘的双轨道作为成功的星子生长的关键条件之一：它自然会导致出现一个动态安静的位置在磁盘（只要磁盘偏心率是百分之几的顺序），在那里存在的星子生长的有利条件。解释原行星盘的引力效应在得出这一结论中起着关键作用，与我们以前的结果一致。这些发现支持了流动不稳定性作为星子形成的机制。它们为双星和单星周围的行星形成理论以及双星中原行星盘的流体动力学模拟提供了重要的见解（为此，我们确定了一套关键的诊断方法来验证）。
2021-07-23 astro-ph.EP
A limit on eccentricity growth from global 3-D simulations of disc-planet interactions
我们提出了高分辨率的3-D模拟的行星盘的相互作用，使用平滑粒子流体动力学，调查的可能性驱动偏心增长的这种机制。对于给定圆盘粘度（α= 0.01）的模型，我们发现对于小行星质量（几个木星质量）和正则表面密度，在我们的模拟过程中没有明显的偏心率增长。这与大行星质量（超过20木星质量）和极高表面密度的极限情况形成对比，我们发现偏心率增长与先前发表的结果一致。我们确定的原因，这是一个阈值表面密度为一个给定的行星质量低于偏心率增长不能激发这种方法。此外，径向轮廓的光盘表面密度被发现有一个更强的影响偏心增长比以前承认的，这意味着必须小心时，从不同的光盘模型的对比结果。我们讨论了这一结果的含义，真正的行星嵌入在气体盘，并建议盘行星的相互作用并没有显着的贡献观察到的系外行星的偏心率。
2012-10-22 astro-ph.EP
Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects
行星形成开始于小微行星碰撞生长，聚集成较大的微行星。这种生长发生在微行星嵌入气态原行星盘的时候。然而，小微行星经历碰撞和气体阻力，导致它们在短时间内毁灭，不允许或需要微调条件来有效增长$\sim$米大小的物体。在这里，我们展示了$\sim10^{4}$星际天体，如最近探测到的1 I/2017-U1（'Oumuamua），可能已经被捕获，并成为年轻太阳系的一部分，以及数百个$\sim$公里大小的天体。捕获率是强大的，即使保守的假设原行星盘结构，当地的恒星环境和星子ISM密度。“播种”这样的星子，然后催化进一步的行星生长成行星胚胎，并可能减轻主要挑战与米大小的增长-“障碍”。捕获模型与当前领先的行星形成理论协同作用，提供了第一个星子的缺失环节。此外，星子捕获提供了一个更有效的途径石胚比以前认为的。
2019-03-03 astro-ph.EP
N-body simulations of terrestrial planet growth with resonant dynamical friction
我们通过一个直接的N-体模拟环在1天文单位的轨道1 $M_{\odot}$星的星子吸积。最初含有N = $10^6$天体的星子环演化到寡头生长阶段。与以前的低分辨率研究不同，我们发现星子的质量分布在寡头形成后在中等质量处出现了一个凸起。这一特征标志着增长模式之间的界限。最小的微行星体紧密地聚集在一起，与寡头形成平均运动共振，这加热了小天体，促进了它们的生长。如果我们通过减小环的宽度来减少大多数共振，则这种效应变得更弱。为了清楚地展示驱动这些增长模式的动力学，我们还研究了嵌入在无碰撞微行星环中的行星胚胎的演化。在这种情况下，我们发现共振将星子推离胚胎，降低了胚胎附近天体的表面密度。这种效应只有在环足够宽，微行星的质量分辨率足够好，可以填充共振时才会发生。我们在质量分布中观察到的凸起类似于在小行星带物体的大小分布中看到的100公里幂律突破。虽然在我们的模拟中产生的凸块发生在大于100公里的大小，我们表明，凸块的位置是敏感的初始星子质量，这意味着这个功能是潜在的有用的约束星子形成模型。
2019-08-20 astro-ph.EP
Eccentricity Growth of Massive Planets inside Cavities of Protoplanetary Discs
本研究通过流体动力学模拟探究原行星盘空腔内1-30倍木星质量行星的偏心率增长，揭示林德布拉德共振主导的多阶段增长规律、最大偏心率范围及增长率与参数的解析关系，并推导1:3共振宽度。
2023-03-31 astro-ph.EP
Onset of oligarchic growth and implication for accretion histories of dwarf planets
我们使用分析理论和数值模拟来研究从等质量微行星开始的行星吸积。我们特别关注如何行星质量$M_{\rm oli}$在寡头增长的发病取决于初始质量$m_0$的一个星子。当相对于原行星希尔速度的速度分散达到最小值时，寡头增长开始。我们发现，如果$m_0$是足够小的，这个归一化的速度色散变得低至统一的中间阶段之间的失控和寡头的增长阶段。在这种情况下，$M_{\rm oli}$独立于$m_0$。另一方面，如果$m_0$很大，则在失控生长之后立即开始寡头生长，并且$M_{\rm oli} \propto m_0^{3/7}$。最小质量太阳星云固体表面密度的行星质量$M_{\rm oli}$在合理的$M_{\rm oli}$范围内接近矮行星的质量。这表明它们很可能是最大的没有成为行星的残留微行星。残余微行星质量分布的幂律指数$q$通常为$-2.0$，对于小的和大的$m_0$，为$-2.7$到$-2.5$。如果$m_0$是碰撞质量，则再现了热柯伊伯带天体质量分布的斜率$q \simeq -2.7$和$10^{21}$ g（或半径为50 km）处的碰撞。另一方面，初始小行星的质量为$m_0 \sim 10^{13}$ g或更小，有利于解释大小行星的斜率$q \simeq -2.0$，而质量为$10^{19} $ g的小行星种子可以重现$10^{21}$ g的撞击。
2016-07-29 astro-ph.EP
Runaway Growth During Planet Formation: Explaining the Size Distribution of Large Kuiper Belt Objects
跑道生长是行星形成的一个重要阶段，在此期间，大型原行星形成，而大部分初始质量仍保留在小星子中。转换成大型原行星的质量数量及其产生的大小分布还没有很好的了解。在这里，我们使用通过凝聚模拟确认的分析工作来描述失控的生长和相应的速度弥散演变。我们发现，失控的增长过程如下：最初所有的质量都存在于小的星子中，质量表面密度为σ，大型原行星开始通过吸积小的星子形成。这种增长一直持续到合并大型原行星的增长变得与星子吸积的增长相当。当Σ/σ~α^{3/4} ~ 10^{-3}时，这一条件成立，其中Σ是原行星在给定对数质量区间内的质量表面密度，α是天体大小与希尔半径之比。从那时起，原行星的生长和速度色散的演变变得自相似，并且由于小微行星的吸积而增加的速度色散被由于与大原行星合并而减少的速度色散所平衡，因此速度色散大致保持不变。我们发现，这种增长导致原行星的大小分布由N（>R）\propto R^{-3}给出，其中N（>R）是半径大于R的物体的数量（即，微分幂律指数为4）。我们将我们的结果应用于柯伊伯带，这是一个失控增长的遗迹。我们的结果成功地匹配了观测到的柯伊伯带尺寸分布，它们阐明了形成它的物理过程，并解释了今天大型柯伊伯带天体（KBO）中存在的总质量。这项工作表明，目前在大型KBO的质量是原始的，它还没有被显着耗尽。删节
2010-10-31 astro-ph.EP
Growth and evolution of secondary volcanic atmospheres: I. Identifying the geological character of hot rocky planets
在许多情况下，地球和超级地球大小的行星的地质只能通过它们的大气层来观察。在这里，我们调查次生火山大气作为大气如何反映行星地球化学的关键基础案例。我们耦合火山放气与大气化学模型来模拟热化学平衡下C-O-H-S-N大气的生长，重点是通过大气观测可以确定行星地幔fO $_2$和块状硅酸盐H/C比的信息。当地幔fO $_2$变化时，800 K火山大气形成了不同的成分组，这可以用一组（通常是次要的）指示种：O类，代表氧化地幔，含有SO $_2$和硫同素异形体; I类，由O $_2$的中间地幔形成，含有CO $_2$、CH $_4$、CO和COS;和R类，由还原地幔产生，含有H $_2$、NH $_3$和CH $_4$。这些大气类别对大范围的本体硅酸盐H/C比率具有鲁棒性。然而，H/C比率确实影响主要的大气成分，一旦化学成分稳定到不再随时间发生实质性变化的点，其可以在H $_2$、H $_2$ O和CO $_2$之间变化。这种最终的大气状态取决于地幔fO $_2$、H/C比和火山活动开始以来的时间。我们提出的大气类适合于热系外行星的封闭系统生长，并可用作未来研究的简单基础，探索其他开放系统过程对次级火山大气的影响。
2022-06-27 astro-ph.EP physics.geo-ph
Growth of eccentric modes in disc-planet interactions
我们制定了一套线性方程组，描述的行为，小偏心率的原行星系统组成的气体盘和行星。偏心率通过压力和自引力在圆盘中传播，并通过长期相互作用与行星交换。偏心的激励和阻尼可以通过Lindblad共振和共转共振以及粘度发生。我们计算正常模式的耦合盘行星系统的情况下，短周期的巨行星轨道内的内腔，可能雕刻的恒星磁层。三维效果允许模式被捕获在光盘的内部。这种模式可以很容易地在光盘的寿命增长。由行星主导的偏心模式也可以增长，尽管速度较慢。我们计算这些模式的结构和增长率和它们对光盘的假设属性的依赖。
2016-03-02 astro-ph.EP
Rates of protoplanetary accretion and differentiation set nitrogen budget of rocky planets
原行星分化对氮和碳等生命必需挥发物的命运的影响以及其对行星生长动力学的后续影响尚不清楚。由于氮在岩浆海洋中的溶解取决于其分压和氧逸度，因此它是跟踪原行星中挥发性再分配的理想代理，作为其大小和生长区的函数。在石墨欠饱和条件下使用高压和高温实验，在这里，我们表明，氮的爱铁特性是一个数量级高于以前的估计在很宽的范围内的氧逸度。结合金属、硅酸盐和大气分馏模型的实验数据表明，小行星大小的原行星和从它们生长出来的行星胚胎都是氮耗尽的。然而，在经历分化之前生长到行星胚胎大小的原行星具有富氮核心和贫氮硅酸盐储层。大型类地行星的大量硅酸盐储层从后一种类型的行星胚胎的核心获得氮。因此，为了满足类地行星在其主要生长阶段的不稳定预算，行星胚胎吸积的时间尺度必须短于它们的分化时间尺度，即月球到火星大小的行星胚胎在太阳系形成后的100万到200万年内迅速生长。
2021-05-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
Fundamentals of interior modelling and challenges in the interpretation of observed rocky exoplanets
Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of Oxford（牛津大学）；ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）；Yale University（耶鲁大学）；Geneva University（日内瓦大学）
本文梳理岩质系外行星内部建模的基础方法、约束改进路径与不确定性来源，强调可靠内部模型对解译观测、推进领域研究的核心价值。
2025-11-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Consequences of the simultaneous formation of giant planets by the core accretion mechanism
核心吸积机制是目前最广泛接受的巨行星形成的原因。为了简单起见，目前大多数模型都假设行星胚胎的生长是孤立发生的。我们将探讨两个胚胎在木星和土星目前位置的同时生长如何影响行星形成的结果。我们的模型行星形成的核心吸积的情况下，包括几个关键的物理成分的基础上。我们考虑一个随时间呈指数衰减的原行星气盘。对于微行星，我们允许其大小分布在100~m到100~km之间，其中大部分质量在较小的物体中。我们包括星子迁移以及不同的配置文件的表面密度$Σ$的磁盘。核心的增长计算的寡头增长制度的框架，包括星子捕获截面的粘性增强。行星迁移被忽略了。通过将假设单独胚胎形成的计算与同时胚胎生长的计算进行比较，我们发现一个胚胎的生长通常会显着影响另一个胚胎。尽管每个行星的进食区从不重叠，但这种情况还是发生了。结果可以归类为气体表面密度分布$Σ$的函数：如果$Σ\propto r^{-3/2}$和原行星盘相当大，木星的形成会抑制土星的生长。如果$Σ\propto r^{-1}$孤立和同时形成导致非常相似的结果;在$Σ\propto r^{-1/2}$的情况下，土星生长得更快，并引起密度波，后来加速了木星的形成。我们的研究结果表明，同时生长的几个胚胎的影响最终的结果，应该考虑到行星形成模型。
2010-06-18 astro-ph.EP
How planetary growth outperforms migration
行星迁移是对行星形成理论的一个重大挑战。I型迁移的速度与原行星的质量成正比，而一个卵石增生的行星核心的最后十年的增长速度与质量的三分之二次方成正比。这导致行星增长轨迹（即，原行星的质量随其与恒星距离的变化），随着原行星质量的增加而变得越来越水平（迁移主导）。最近的研究表明，原行星上的迁移扭矩与生长中的行星所形成的气隙的相对高度成比例地减小。在这里，我们表明，从1-D模拟行星盘的相互作用，在一个行星雕刻50%的差距的质量约为2.3倍的卵石隔离质量。我们的测量卵石隔离质量从1-D模拟匹配发表的3-D结果相对较好，除了在非常低的粘度，3-D卵石隔离质量显着较高，可能是由于间隙边缘不稳定性没有捕获在1-D。卵石隔离体标志着卵石吸积到气体吸积的转变。因此，气体吸积形成气体巨行星的过程是在到达卵石隔离质量和50%的间隙质量后，经过几个天文单位的迁移。我们的研究结果表明，行星的增长可以胜过迁移，无论是在核心吸积和气体吸积过程中，即使当的Stokes数的卵石是小的，St~0.01，和卵石-气体流量比在原行星盘的标称范围为0.01-0.02。我们发现，行星的增长是非常迅速的，在第一个百万年的原行星盘和形成气体巨行星的可能性增加的初始大小的原行星盘和减少湍流扩散。
2019-01-10 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
Simulations of Small Solid Accretion onto Planetesimals in the Presence of Gas
年轻的原行星盘中微行星的生长和迁移是行星形成的基础。在所有的早期生长模型中，有几个过程可以抑制晶粒达到更大的尺寸。然而，观测表明，星子的生长必须是迅速的。如果少数100公里大小的微行星确实设法在盘中形成，那么气体拖曳效应可以使它们能够有效地从引力聚焦的横截面之外吸积小固体。原则上，这种气体阻力增强的吸积可以让星子以快速的速度生长。我们提出了自洽的流体动力学模拟与直接粒子积分和气体阻力耦合，以估计由于卵石吸积的星子增长率。风洞模拟用于探索一系列的颗粒尺寸和光盘条件。我们还探讨了星子增长的分析估计和数值积分星子漂移由于小固体的吸积。我们的研究结果表明，对于几乎每一种情况下，我们认为，有一个明显的首选颗粒大小吸积，吸积的星子和当地光盘条件的属性。对于比优选的颗粒尺寸小得多的固体，当颗粒被夹带在气体中并围绕星子流动时，吸积速率显著降低。比理想尺寸大得多的固体以与引力聚焦相一致的速率吸积。我们的分析估计卵石吸积突出的时间尺度，需要在不同的磁盘条件和初始小行星的大小的大型物体的增长。
2017-08-01 astro-ph.EP
The PAIRS project: a global formation model for planets in binaries. I. Effect of disc truncation on the growth of S-type planets
University of Geneva（日内瓦大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, CCT La Plata-CONICET-UNLP（拉普拉塔天体物理研究所，拉普拉塔国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学联合中心）；University of Bern（伯尔尼大学）
研究探讨了双星系统中盘截断对S型行星形成的影响，通过调整尘埃盘模型，量化了双星参数对行星形成的影响，发现盘截断显著抑制了行星形成，尤其在双星分离小于160天文单位时。
2026-01-20 astro-ph.EP
The aeolian-erosion barrier for the growth of metre-size objects in protoplanetary-discs
风成侵蚀是一种破坏性过程，可通过与气体环境的相互作用侵蚀小型行星物体。风成侵蚀作用于广泛的环境和各种条件。在类地行星的地球物理学背景下，对风成侵蚀进行了广泛的探索。在这里，我们表明，原行星盘中的鹅卵石，巨石和小星子的风蚀可以构成行星形成早期阶段的一个重要障碍。我们使用的分析计算表明，在原行星盘的条件下，小天体（$10-10^4 \rm{m}$）是非常容易受到气体阻力的风沙侵蚀。在这个尺寸范围内，风成侵蚀可以有效地将星子侵蚀到几十厘米大小，并抑制这种小天体的进一步生长。因此，这对建议用来缓解米级障碍的通道造成了潜在的困难。然而，一旦/如果盘中存在较大的微行星和行星胚胎，则由风成侵蚀产生的$\sim$分米大小的鹅卵石可能会通过增加鹅卵石吸积的效率来促进较大（>km大小）微行星和行星胚胎的生长。
2020-06-24 astro-ph.EP
How dust fragmentation may be beneficial to planetary growth by pebble accretion
卵石吸积是行星核心快速增长的一种新兴模式。卵石通量和卵石尺寸是卵石堆积模型中的关键参数。我们的目标是从最先进的尘埃凝聚模型中推导出卵石的大小和通量，了解它们对磁盘参数和碎裂阈值速度的依赖性，以及卵石吸积对行星生长的影响。我们使用一个一维的尘埃演化模型，包括尘埃的生长和破碎计算现实卵石的大小和质量通量。我们利用这些信息来整合放置在原行星盘不同位置的行星胚胎的生长。卵石通量强烈地依赖于磁盘的属性，如其大小和湍流水平，以及尘埃聚集体的破碎阈值。我们发现，尘埃碎片化可能以多种方式有利于行星的生长。首先，它阻止固体生长到非常大的尺寸，因此卵石堆积的效率下降。更重要的是，小卵石的消耗速度较慢，提供了一个长期的卵石流量。由于全凝聚模型计算量大，我们提供了一个简单的方法，估计卵石的大小和流量在任何原行星盘模型没有子结构和任何碎裂阈值速度。
2021-01-05 astro-ph.EP
Collisional Growth Within the Solar System's Primordial Planetesimal Disk and the Timing of the Giant Planet Instability
太阳系的大尺度结构是由一种短暂的动力学不稳定性形成的，这种不稳定性可能是由巨行星与一个巨大的原始冰碎片盘的相互作用引发的。在这项工作中，我们调查的条件下，这个原始磁盘可以合并成行星使用分析和数值计算。特别是，我们进行数值模拟的太阳系的早期动力学演化，占粘性搅拌和碰撞阻尼内的磁盘。我们证明，如果碰撞阻尼将足以保持温和的速度分散，地球质量trans-Neptunian行星可能出现在一个时间尺度的10万年。因此，我们的研究结果有利于这样一种情况，即外太阳系的动力学不稳定性在气态星云消散后立即开始，以避免外太阳系中地球质量行星的过度产生。
2021-07-22 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
The accumulation and trapping of grains at planet gaps: effects of grain growth and fragmentation
我们用全三维、光滑粒子流体动力学（SPH）、两相（气体+尘埃）流体动力学模拟方法模拟了原行星盘中尘埃的演化。气体+灰尘的动力学，空气动力学阻力导致颗粒的垂直沉降和径向迁移，是一致的治疗。在以前的工作中，我们的特点是在一个磁盘中包含一个缺口开放的行星和间隙的可探测性与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的非增长的尘埃颗粒的不同大小的空间分布。在这里，我们考虑到晶粒生长和破碎的影响，并研究其对磁盘中的固体分布的影响。我们发现，快速晶粒生长的两个积累区周围的行星间隙的强烈影响破碎。我们讨论ALMA观测的后果。
2015-06-01 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
On the oligarchic growth in a fully interacting system
在行星形成的最后组装阶段，原行星通过星子和行星胚胎之间的碰撞而形成。行星形成的效率可以通过形成的原行星与胚胎和星子的初始质量之间的质量比来定义。在最终组装的行星形成模型中，由于计算困难，微行星之间的引力相互作用通常被忽略，即这样计算所需的资源较少。我们研究了这种简化的效果，通过模拟的行星形成效率在拱星带的胚胎和自我相互作用或非自我相互作用的星子。我们使用自己开发的基于GPU的直接N体积分器HIPERION进行模拟。我们发现，行星形成的效率更高，如果星子的自我相互作用的模型，包含常用的100个胚胎考虑。所观察到的效果可以解释为阻尼的小行星的离心率由他们的自我引力。如果初始胚胎数大于200，非自相互作用和自相互作用模型定性地显示出相同的结果。
2020-12-14 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 Flow Isolation May Set the Mass Scale for Super-Earth Planets
最近许多关于行星形成的研究都集中在通过颗粒的吸积来生长行星上，这些颗粒的空气动力学特性使它们与星云气体的耦合程度很低，这一理论通常被称为“卵石吸积”。虽然卵石吸积可以改善一些纯粹由引力过程引起的增长问题，但与对系外行星系统的观测相比，它还有其他问题。一个特别值得关注的问题是，绝大多数行星最终会成长为“超级地球”或“次海王星”，质量在2-10 $M_\oplus$之间。一旦行星达到这个质量尺度，通过卵石吸积生长的时间尺度是如此之快，以至于在这里普遍结束生长是困难的。在这项工作中，我们强调了这个问题，详细使用我们以前发表的卵石吸积模型，并提出了一个可能的解决方案：增长的行星的大气和气体盘之间的反馈抑制吸积较小的颗粒大小，迫使他们周围流动的增长的行星，而不是被吸积。对于合理的基准盘参数，一旦行星达到超地球质量，这种“流动隔离”将抑制所有可用颗粒尺寸的吸积。我们还表明，这种“流动隔离质量”的特点同意以前发表的\textit{Kepler}行星中确定的趋势。
2020-08-19 astro-ph.EP
From Planetesimal to Planet in Turbulent Disks. II. Formation of Gas Giant Planets
在核心吸积的情况下，气体巨行星是通过气体吸积形成的固体核心与几个地球质量。我们研究了这种核心的形成，通过碰撞生长从更大的大小的星子在湍流盘。形成核心的搅动导致碰撞碎裂，周围的微行星被碾碎，直到径向漂移。由于碰撞碎裂和径向漂移，周围的星子被耗尽，核心的生长因此停滞。星子的碰撞强度决定了星子耗尽的时间尺度，对于大的星子，这是延长。生长核心周围的星子的大小取决于失控生长开始时的星子大小分布。强烈的湍流延迟了失控增长的开始，导致大的微行星。因此，核心质量的演变取决于湍流参数$α$;形成足够大的核心，而不显着耗尽周围的星子需要强大的湍流$α\gtrsim 10^{-3}$。然而，强烈的湍流与$α\gtrsim 10^{-3}$导致一个显着的延迟失控增长的开始，并防止在磁盘的寿命内形成大量的核心。因此，在几百万年内形成足够大质量的核心需要固体表面密度的几倍增强，这是在内部圆盘$\lesssim 10$ AU中由于漂移的尘埃聚集体堆积而实现的。此外，碰撞强度$Q_{\rm D}^*$，即使是更大规模或更小的机构影响核心的增长; $Q_{\rm D}^* \gtrsim 10^7 \,{\rm erg/g}$机构$\lesssim 1$公里是可能的，这种气体巨星形成。
2018-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The fate of planetesimals in turbulent disks with dead zones. II. Limits on the viability of runaway accretion
在标准模型中，行星形成的一个关键阶段是失控生长阶段。在失控生长过程中，大小在0.1- 100公里范围内的天体（微行星）迅速产生许多大得多的种子。失控的生长阶段对于行星形成是必不可少的，因为出现的行星胚胎可以在大的引力聚焦因子下吸积剩余的星子。然而，由惯性引起的密度波动产生的扭矩可能违反失控增长的开始标准，即星子的随机（偏心）运动的幅度小于它们的逃逸速度。这个条件代表了一个比微行星在相互碰撞中幸存的条件更严格的约束。为了研究MRI湍流的可行性的失控增长的情况下，我们采用我们的半分析配方的纸我，我们增加了凝聚/破碎模型的灰尘成分。我们发现，0.1微米颗粒的表面积当量丰度减少了10^2--10^3倍，这就使得尘埃与湍流无关。我们表示的湍流活动在中平面区域的大小s_运行以上的星子将经历失控的增长。我们发现s_run主要取决于穿过圆盘的垂直净场的强度和圆盘半径。当盘半径超过5 AU时，s_run大于~100 km，这些天体之间的碰撞时间长于星云相的持续时间。我们的研究结果意味着，经典的，占主导地位的，行星形成模型是不可行的湍流盘的外部区域。
2013-05-08 astro-ph.EP
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation I: The impact of the planetesimal surface density in the terrestrial planet zone
行星胚胎的生长时间尺度及其形成过程对于理解行星系的形成和发展具有重要意义。它们决定了拱星盘生命阶段的后续生长机制。我们量化的时间尺度和空间分布的行星胚胎通过碰撞生长和破碎的动态形成的100公里大小的微行星。在我们的研究中，粘性盘演化和星子形成的形成时间尺度与类地行星带行星胚胎的形成有关。我们连接一个一维模型的粘性气体演化，尘埃和卵石动力学和卵石流量调节的星子形成的N体代码LIPAD。我们的框架使我们能够研究的形成，生长，破碎和演化的星子的初始尺寸为100公里的直径为第一个百万年的粘性盘。我们的研究显示了星子表面密度演化对行星胚胎形成的优先位置和时间尺度的影响。提出了一个基于局部星子表面密度演化的一维胚状体形成模型。该模型能够以N体模拟的一小部分计算成本再现行星胚胎的空间分布、形成速率和总数。在类地行星带中，行星胚胎的形成与星子的形成同时发生。局部的星子表面密度演化和行星胚胎在寡头政权的轨道间距以及约束模型行星胚胎的形成分析。我们的胚胎形成模型将是一个宝贵的资产，在未来的研究有关行星形成。
2020-08-24 astro-ph.EP
Planet Formation in Highly Inclined Binary Systems. II. Orbital Alignment or Anti-alignment and Planet Growth Boost in Intermediate Separation Binaries
恒星通常在双星系统中形成，这为研究极端条件下的行星形成提供了天然实验室。在谢等人（2011）的第一篇论文（论文I）中，我们证明了即使在高度倾斜的双星系统中，行星形成的中间阶段--从微行星到行星胚胎/核心--也可以进行。本文继第一篇论文之后，对类地行星形成的晚期阶段，即从胚胎到完整的行星，在各种轨道配置的双星系统中。我们确定了一种轨道对准或反对准效应;也就是说，尽管倾斜双星通常会使行星轨道相对于主宿主恒星的自旋轴不对准（即，导致大的不对称性），它可以使行星轨道相对于双星轨道对齐或反对齐。这种轨道（反）对准效应是由轨道微分进动和自阻尼的组合引起的，并且在中间双星分离的情况下，即，a_B~40-200 AU，距离主星约1 AU的类地行星形成。在这种中间分离的双星中，与直觉有些相反，双星伴星可以通过增加碰撞率来帮助行星生长，形成更大质量但更少的行星。在另外两端，伴星太近，因此起着剧烈的破坏作用，或者太宽，对行星形成没有显著的影响。未来的观测，可以发现更多的行星轴承双星系统和约束他们的质量和三维轨道运动将测试我们的数值结果。
2018-05-28 astro-ph.EP
Energy Optimization in Extrasolar Planetary Systems: The Transition from Peas-in-a-Pod to Runaway Growth
受太阳系外行星观测样本中发现的趋势的启发，本文确定了形成行星系的潮汐平衡态--服从角动量守恒，恒定的总质量和固定的轨道间距。在低质量极限（适用于质量为$m_{\rm p}\sim10M_\oplus$量级的超地球类行星）中，之前的工作表明，能量优化会导致质量几乎相等的行星，圆形轨道被限制在一个平面上。本处理一般化以前的结果，包括行星体的自引力。对于行星中具有足够大的总质量$m_{\scriptstyle T}$的系统，优化的能量状态从几乎相等质量行星的情况切换到一个行星包含大部分材料的配置。这种转变发生的临界质量阈值约为$m_{\scriptstyle T} \ge m_{\scriptstyle C}\sim40M_\oplus$（其中的值取决于行星轨道的半长轴，恒星质量和其他系统属性）。这些能量优化的考虑适用于广泛的质量尺度，从双星到行星系，再到围绕我们太阳系中的巨行星运行的卫星集合。
2020-02-25 astro-ph.EP
On the formation of planetary systems via oligarchic growth in thermally evolving viscous discs
我们提出了N体模拟的行星系形成的热演化，粘性盘模型。模拟包括I型迁移（包括共转力矩及其饱和度），间隙形成，II型迁移，气体吸积到行星核心，通过光蒸发和气体盘分散。其目的是检查是否寡头增长的情况下，结合自洽的磁盘模型和最新的处方光盘驱动的迁移，可以产生类似的行星系已被观察到的。结果与初始椎间盘质量相关。低质量盘形成了地球质量行星和超级地球的紧密系统。更高质量的盘形成了多代行星，质量范围为10 < mp <45 M_Earth。这些行星通常会迁移到内盘的I型，因为共旋力矩饱和，在那里它们会打开缺口，而II型则会迁移到中央恒星。偶尔，最后一代的低到中等质量的行星形成并由于气盘分散而存活下来。在我们的模拟中没有幸存的气体巨星形成。分析表明，这些行星只有在II型迁移开始之前，在轨道半径r > 10 au处形成核心并经历失控的气体吸积，才能在迁移中幸存下来。我们的结论是，在气体盘的生命周期中，质量mp > 10M_Earth以上的行星生长导致了同旋扭矩饱和和快速向内迁移，阻止了气体巨星的形成和生存。这一结果与一些人口合成模型显示的形成气体巨行星的成功相反。这种差异的出现，部分原因是，在人口合成模型中采用的II型移民处方导致太大的减少时，在行星占主导地位的制度的移民速度。
2014-08-29 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
Planetary Growth with Collisional Fragmentation and Gas Drag
随着行星胚胎的成长，胚胎对微行星的引力搅动强烈地增强了微行星的随机速度，并使微行星之间的碰撞具有破坏性。产生的碎片被连续的碰撞磨得粉碎。最后，最小的碎片由于气体阻力而向内漂移而被去除。因此，碰撞破坏耗尽了星子盘，抑制了胚胎的生长。我们提供了分析公式的最终质量的行星胚胎，考虑到由于碰撞破坏的星子耗尽。此外，我们对胚胎生长进行了统计模拟（如果忽略中断，则可以很好地再现直接$N$体模拟的结果）。这些分析公式与我们的统计模拟结果是一致的。结果表明，最小质量太阳星云中几个天文单位的最终胚胎质量在$10^7$年内可达到约$\sim 0.1$地球质量。这给气体巨行星的形成带来了另一个困难，它需要具有$\sim 10$地球质量的核心来进行气体吸积。然而，如果星云盘的质量比最小质量的太阳星云大10倍，并且初始的星子尺寸大于100公里，就像一些星子形成模型所建议的那样，最终的胚胎质量在3-4 AU时达到大约10个地球质量。胚胎的碰撞截面被大气层增强，可能会进一步增加它们的最终质量，形成太阳系中5-10 AU的气体巨行星。
2010-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The orbital phases and secondary transit of Kepler-10b - A physical interpretation based on the Lava-ocean planet model -
开普勒任务进行了一项重要的观测，通过观测相位曲线（开普勒-10 b）首次探测到来自类地行星的光子。这为系外行星科学开辟了一个新的领域：获得有关岩石行星的大气和表面信息的可能性，这是人们最感兴趣的物体。在这封信中，我们应用Lava海洋模型来解释观测到的相位曲线。该模型是一颗没有大气层，表面部分由熔融岩石组成的行星，被提出用于CoRoT-7 b类行星，即非常接近恒星的岩石行星（在几个恒星半径）。开普勒-10b是这个家族的典型成员。它预测，来自行星的光除了反射的光之外，还有一个重要的发射成分，即使在开普勒光谱带中也是如此。假设行星表面的光的各向同性反射（类朗伯近似），我们发现一个\sim 50%的邦德反射率可以解释所观察到的相位曲线的振幅，而不是第一次尝试中发现一个异常高的值。未来可以使用JWST或EChO等仪器对总体解释进行测试。我们的模型预测了光谱依赖性，这是明显区别于纯反射光，并从一个行星在一个统一的温度。
2011-09-14 astro-ph.EP
The Growth of Protoplanets via the Accretion of Small Bodies in Disks Perturbed by the Planetary Gravity
行星通过小天体在原行星盘中的碰撞吸积而成长。这些小天体受到强烈的气体阻力，它们的轨道受到行星周围气体流动和大气结构的显著影响。利用三维流体动力学模拟方法研究了受行星引力扰动的原行星盘中的气体流动。然后，我们计算粒子的轨道演化的气体结构从流体动力学模拟。根据轨道计算，我们获得了行星与厘米到公里大小的粒子之间的碰撞率。我们的研究结果表明，由于大气气体阻力，米级或更大的颗粒有效地与行星碰撞，这显着提高了碰撞率。另一方面，气流对于较小的颗粒起着重要的作用。最后，考虑到大气和气流的影响，推导出了新的碰撞率解析公式，与模拟结果吻合较好。我们估计的增长时间尺度和吸积效率的漂移体形成的气体巨固体核心使用的公式。我们发现在最小质量太阳星云模型中，亚千米级天体的吸积在5 au时达到了短的增长时间尺度（~0.005百万年）和高的吸积效率（~1）。
2021-08-23 astro-ph.EP
Toward Reliable Interpretations of Small Exoplanet Compositions: Comparisons and Considerations of Equations of State and Materials Used in Common Rocky Planet Models
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；National Science Foundation（美国国家科学基金会）；Southwest Research Institute（西南研究院）
本文探讨了小系外行星成分解释的可靠性问题，通过比较不同方程状态和矿物组合模型，指出其对行星密度预测的影响，强调了对材料和方程状态的仔细考虑以提高解释的准确性。
2026-01-19 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
ALMA observations require slower Core Accretion runaway growth
由于最近的高分辨率ALMA观测，在年轻的原行星盘中观察到的环形结构中存在质量从$\sim 0.01$木星质量到几个木星质量的巨行星，分离高达$ 100$ ~AU。我们指出，这些意见设置独特的“活”的气体吸积到亚类木行星的过程中，以前没有提供的限制。因此，我们以一种新的方式使用人口合成方法：我们建立时间分辨模型，并将合成行星的性质与ALMA数据在同一年龄进行比较。应用广泛使用的气体吸积公式导致的赤字亚类木行星和过剩的几个木星质量的行星相比，观测。我们发现，气体吸积到行星上的速度需要抑制约一个数量级，以匹配观测到的行星质量函数。这种缓慢的气体巨星生长预测行星质量应该与原行星盘的年龄呈正相关，尽管有很大的分散。这种效应在ALMA数据中并不明显，但可能在不久的将来通过更多的观测得到证实。
2019-05-30 astro-ph.EP
A Tale of Planet Formation: From Dust to Planets
在过去的十年里，对系外行星及其诞生的原行星盘的描述有了很大的进展。得益于此，我们对行星形成过程的全球理解得到了实质性的改善。在这篇综述中，我们首先总结了系外行星和盘观测的前沿状态。我们进一步提出了一个全面的全景视图的现代核心吸积行星形成的情况下，包括尘埃生长和径向漂移，星子形成的流动不稳定性，核心增长的星子吸积和卵石吸积。我们讨论了每个生长阶段的关键概念和物理过程，并详细阐述了理论研究和观察启示之间的联系。最后指出了行星形成研究中存在的问题和未来的发展方向。
2020-11-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: Growth of gas giants
巨大的行星在成长过程中会穿过原行星盘迁移。我们研究了行星系的形成如何依赖于通过原行星盘的卵石的径向通量和行星的迁移率。我们的N体模拟证实了以前的发现，即在水冰线以外的轨道上的类木星行星起源于20-40 AU的胚胎，当使用名义I型和II型迁移率和每百万年100-200地球质量的卵石通量时，足以在太阳星云的寿命内生长木星。放置在30天文单位的行星胚胎迁移到内部系统（r<1天文单位），形成超级地球或热而温暖的气体巨星，产生与太阳系配置不一致的系统，但与一些系外行星系统一致。我们还探讨了较慢的迁移速率，使形成的气体巨星从胚胎起源于5-10AU的区域，这是搁浅外部1 AU在年底的气体盘阶段。我们确定了一个卵石通量阈值低于迁移占主导地位，并移动行星核心的内盘，卵石隔离质量太低，行星有效地吸积气体。巨行星的增长需要一个非常高的卵石流量，使增长能够超过迁移。更高的卵石流量产生多个气体巨星的系统。我们发现，行星胚胎开始内部5AU不成长为气体巨星，即使迁移是缓慢的，卵石流量是大的。相反，它们会成长为超级地球的质量体系。这种发育不良的增长是由内部圆盘中的低卵石隔离质量引起的，并且与卵石通量无关。此外，我们表明，我们形成的行星系的长期演化可以产生系统的热超级地球和外部气体巨星以及系统的巨人偏心轨道（删节）。
2019-03-01 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
Susceptibility of planetary atmospheres to mass loss and growth by planetesimal impacts: the impact shoreline
本文研究了微行星撞击对行星大气的影响。大气的演化取决于挥发物的增益与大气剥离损失的比值f_v;对于恒定轰击，f_v<1的大气在有限时间内被破坏，而f_v>1的大气随时间线性增长。用一个碰撞结果公式说明了f_v与小行星碰撞速度、大小分布和组成的关系。低质量和/或靠近恒星的行星具有在撞击中耗尽的大气层，而高质量和/或遥远的行星则会产生次级大气层。将这些结果划分为fv=1的撞击海岸线，类似于Zahnle和Catling的宇宙海岸线。撞击海岸线的位置取决于假设的撞击微行星的性质，因此，对于像地球这样的行星的大气演化的结论只有与这些假设一样强。对系外行星群的应用表明，在~1.5R_earth处行星半径分布的间隙与撞击海岸线重合，这与观测到的间隙对轨道周期和恒星质量的依赖性相似。如果有足够的撞击，缝隙下方的行星预计将失去大气层，而缝隙上方的行星可能会有挥发物含量增加的大气层。大气层变化的程度取决于一颗行星所经历的总轰击，以及该系统的其他行星和微行星（通常未知），尽管大质量的遥远行星的吸积效率很低。低光度恒星周围的宜居带行星更容易受到大气层剥离的影响，如果类似地球的撞击有利于生命的发展，那么M星就不适合作为承载生命的行星的宿主。
2019-10-23 astro-ph.EP
Planetary Core Formation with Collisional Fragmentation and Atmosphere to Form Gas Giant Planets
巨大的行星核心（$\sim 10$地球质量）引发快速的气体吸积，形成气体巨行星\rev{such as}木星和土星。我们调查的核心增长和核心的可能性，以达到这样一个关键的核心质量。在后期阶段，行星核心通过与小行星的碰撞而成长。微行星与行星核心的引力相互作用导致微行星的碰撞碎裂，减少了周围微行星的数量，从而减少了最终的核心质量。从小的微行星开始，碎片迅速移动，形成质量较小的核心。然而，行星核心在气体快速吸积之前获得了扩大其碰撞截面的大气。一旦行星核心超过火星质量，大气层就会显著加速核心的生长。我们表明，考虑到碎片和大气的影响，最初大的星子使足够大的核心形成。另一方面，由于大型星子的核心生长缓慢，因此需要一个巨大的磁盘才能使核心在磁盘寿命内充分增长。如果初始星子大小为100\，km的圆盘质量是最小质量太阳星云的10倍，那么在类木行星区域（$>5\,$ AU），行星核心的质量可以超过10个地球质量。
2011-06-10 astro-ph.EP
Earth and Terrestrial Planet Formation
地球的生长和组成是整个太阳系中行星形成的直接结果。我们讨论了已知的太阳系的历史，提出的生长阶段和行星形成的早期阶段可能是由卵石生长过程。卵石是小天体，它与星云气体的强相互作用导致了显著的新的吸积机制，形成星子和行星胚胎的生长。许多流行的模型的后期阶段的行星形成。经典模型中的巨行星在固定的轨道上运行，这与已知的太阳系的历史并不一致，也不能建立一个高的地球/火星质量比，而且在许多情况下，也是内部不一致的。成功的Grand Tack模型创造了一个小火星，一个潮湿的地球，一个逼真的小行星带和类地行星的质量轨道结构。在Grand Tack情景中，地球的增长曲线最接近Weibull模型。决定地球和金星组成的补给区遵循木星确定的特定模式，而火星和地球上最后一个巨大撞击物忒伊亚的补给区似乎随机取样地球盘。后期的吸积质量几乎均匀地对圆盘进行采样。
2015-02-12 astro-ph.EP
Secular evolution of eccentricity in protoplanetary discs with gap-opening planets
我们探讨的偏心率的吸积盘扰动嵌入的行星，其质量足以打开一个大的差距在光盘的演变。讨论了偏心圆盘轨道平均运动的各种表示方法。我们描述的线性不稳定性，导致偏心率的增长，通过流体动力学模拟。我们数值恢复已知的结果，偏心率增长的磁盘是可能的行星-恒星质量比超过0.003。对于大于这个阈值的质量比，来自模拟的进动率和增长率，以及偏心模式的形状，比较以及偏心盘的线性理论的预测。我们研究的偏心率增长最终饱和到一个非线性政权的机制。
2017-02-15 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
A New Non-Planetary Interpretation of the Microlensing Event OGLE-2013-BLG-0723
最近，在微透镜事件OGLE-2013-BLG-0723的分析中，发现了一颗金星质量的行星，它在一个双星系统中绕着一颗棕矮星运行。我们重新分析事件考虑其他解释的可能性。由此，我们找到了一个新的解决方案，其中透镜由2个机构组成，与之前分析的三体解决方案形成对比。新的解决方案更好地解释了观察到的光变曲线比以前的解决方案与$Δχ^2\sim 202$，这表明新的解决方案是一个正确的模型的事件。根据新的解释，我们估计了该透镜系统的物理参数，发现该透镜系统由两颗质量分别为$\sim 0.2\ M_\odot$和$\sim 0.1\ M_\odot$的低质量恒星组成，它们的距离为$\sim 3$ kpc。物理参数对应于位于具有大透镜概率的距离处的最常见透镜群体的物理参数的事实进一步支持新解释的可能性。考虑到两种截然不同的解决方案可以近似解释所观察到的光变曲线，该事件表明需要仔细测试所有可能的透镜系统几何形状。
2016-04-22 astro-ph.EP
Planetary formation tracks on the Hertzsprung-Russell diagram: Visualising the processes of giant planet growth
Universität Duisburg–Essen（杜伊斯堡-埃森大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Bern（伯尔尼大学）
本文研究了行星形成过程中固态和气态吸积、冷却/收缩以及迁移如何塑造不同形成场景下的光度-温度轨迹，并首次将Bern模型与辐射-流体动力学模拟结合，以解决冷/热起始的模糊性问题。
2026-05-18 astro-ph.EP
Exoplanet Orbital Distribution around FGK Sun-like Host Stars I: planet occurrence rate derived from the Kepler Mission and theoretical interpretations from planet formation
University of Oslo（奥斯陆大学）；Harvard University（哈佛大学）；Natural History Museum, University of Oslo（奥斯陆大学自然历史博物馆）；Konkoly Observatory, HUN-REN CSFK（孔科利天文台，匈牙利研究网络科学院）
本文利用统计方法分析开普勒任务观测到的系外行星数据，揭示了不同半径区间行星的轨道分布特征，并探讨了不同大小行星的形成机制。
2026-08-26 astro-ph.EP
Discovering the Growth Histories of Exoplanets: The Saturn Analog HD 149026b
凌日的“热土星”HD 149026 b，在海王星-木星质量范围内的任何已确认行星中具有最高的平均密度，自2005年发现以来，它已经挑战了行星形成的理论。以前的研究无法解释这颗行星45-110地球质量的固体核心的起源，而不会引发灾难，如气体巨星碰撞或邻近行星发射的重星子轰击。在这里，我们表明，HD 149026 b的大核心可以成功地解释了标准的核心吸积理论的行星形成。我们重建HD 149026 b的关键是：（1）应用太阳星云模型来描述原行星托儿所;（2）将行星最初放置在土星日心距离9.5 AU的长周期轨道上;（3）根据恒星的重元素富集度将HD 149026盘中的固体质量调整为太阳星云的两倍。我们表明，行星的迁移到其当前的轨道在0.042 AU是符合我们的形成模型。我们对HD 149026 b的研究表明，有可能发现任何具有明确核心质量的行星的生长历史，这些行星围绕太阳型恒星运行。
2009-03-16 astro-ph.EP
Infrared Non-detection of Fomalhaut b -- Implications for the Planet Interpretation
附近的A4型恒星北落师门拥有一个偏心环形式的碎片带，这被认为是由一颗巨大的行星伴星的动力学影响造成的。在2008年，有报告称在环内边缘探测到一个点源，并被解释为这颗行星的直接图像，名为北落师门b。探测是在600- 800纳米之间进行的，但在近红外范围内没有发现相应的特征，而在近红外范围内，应该可以预期这样一颗行星的大量发射。在这里，我们提出了深观测北落师门与斯皮策/IRAC在4.5微米，使用一种新的PSF减法技术的基础上ADI和LOCI，为了大大提高斯皮策对比度在小的分离。这些结果提供了北落师门b通量上限的一个数量级以上的改进，并排除了来自巨行星表面的任何通量对可见光波长下观测到的通量有贡献的可能性。这使得观测到的光源和动态推断的巨行星之间的任何直接联系都极不可能。我们讨论了北落师门系统整体观测的几种可能的解释，并发现与观测源的可用数据最匹配的解释是来自瞬时或半瞬时尘埃云的散射光。
2012-04-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chains of Planets in Mean Motion Resonances Arising from Oligarchic Growth
具有多个行星处于平均运动共振的系外行星系统经常被誉为磁盘驱动迁移的路标。像开普勒-223和开普勒-80这样的共振链由三个行星组成，每对行星都有三体共振角和/或两体共振角。在这里，我们调查是否接近超级地球和迷你海王星形成原位可以锁定到共振链由于从耗尽的气体盘耗散。我们模拟了巨大的影响阶段的行星形成，包括偏心阻尼从一个气体盘，随后的动力学演化超过数千万年。在一小部分模拟系统中，我们发现行星自然地锁定在共振链中。这些行星在气盘阶段实现了一系列接近整数周期比的周期，经历了将它们捕获到共振中的偏心阻尼，当气盘消散时保持共振，并避免随后的巨大撞击，偏心激励和混乱扩散，这些都会使行星脱离共振。使行星在气盘阶段完成其形成的盘条件使这些行星能够实现<= 2的紧周期比，并且如果它们碰巧接近整数周期比，则锁定共振。使用MacDonald等人（2020）推导出的不同盘条件的权重和开普勒选择效应的正演模拟，我们发现我们通过寡头生长模拟原位形成导致可观察到的三重态的速率，其整数周期比和振动共振角与观测到的开普勒系统相当。
2020-10-28 astro-ph.EP
