Make Super-Earths, Not Jupiters: Accreting Nebular Gas onto Solid Cores at 0.1 AU and Beyond
半径为1- 4 $R_\oplus$的近距离超级地球可能拥有氢气氛，其岩石核心的质量只占几个百分点。我们确定的条件下，这种气氛可以吸积的核心从他们的父母拱盘。从星云吸积是有问题的，因为它是太有效：我们发现，10- $M_\oplus$核心嵌入太阳金属盘往往经历失控的气体吸积和爆炸成彗星，无论轨道位置。在$\sim$ 0.1天文单位处，失控的威胁尤其可怕，在那里固体可能会在比气体清除时间短的时间尺度上凝结;因此，在近轨道上的新生大气不太可能受到星子吸积的支持。失控吸积的时间很好地近似于大气最内层对流区的冷却时间，其程度由H $_2$解离的位置控制。尽管表征H $_2$解离的温度是通用的，核心不稳定性的时间尺度往往不随轨道距离而变化-并且对于10- $M_\oplus$核心来说是惊人的短。尽管如此，在参数空间的灌木丛中，我们确定了两种情况，不相互排斥，可以重现在$\sim$ 0.1 AU的超级地球的质量大气层的优势，同时仍然确保在$\gtrsim 1$ AU形成彗星。情景（a）：行星形成于尘埃-气体比率从0.1天文单位的$\sim$ 20 $\times$太阳能到5天文单位的$\sim$ 2 $\times$太阳能的圆盘中。情景（b）：由原核合并形成的超级地球核心的最终组装--
2014-12-08 astro-ph.EP
In situ accretion of gaseous envelopes on to planetary cores embedded in evolving protoplanetary discs
核心吸积假说认为，具有显著气体包层的行星在岩石/冰核形成后从原行星盘吸积它们。观测表明，这样的系外行星存在于广泛的轨道半径范围内，但不知道它们是否在原地吸积了它们的包层，或者起源于其他地方并迁移到它们目前的位置。我们认为嵌入在不断发展的粘性光盘，进行气体信封吸积原位轨道半径范围内$0.1-10\rm au$的固体核心的演变。此外，我们确定长期演化的行星，没有失控的气体吸积阶段后盘分散。我们发现：（1）具有$5 \rm M_{\oplus}$核的行星不会发生失控吸积。最大的包层包含了$2.8 \rm M_{\oplus}$，行星的轨道是$10 \rm au$。(ii)在$10 \rm M_{\oplus}$和$15 \rm M_{\oplus}$内核上的增加更有效。对于轨道半径$a_{\rm p} \ge 0.5 \rm au$，$15 \rm M_{\oplus}$核心总是经历失控的气体吸积。对于$a_{\rm p} \ge 5 \rm au$，除了一个核心之外，所有的$10 \rm M_{\oplus}$核心都经历了失控的气体吸积。没有行星在$a_{\rm p} = 0.1 \rm au$经历过失控的增长。(iii)我们发现，光盘分散后，行星与显着的气体信封冷却和收缩陀螺时间尺度，收缩时间敏感的不透明度假设。我们的研究结果表明，核心质量$\lesssim 15 \rm M_{\o…
2017-05-23 astro-ph.EP
Runaway gas accretion and gap opening versus type~I migration
成长中的行星与它们的出生原行星盘相互作用，这对它们施加了一个扭矩，使它们能够在盘中迁移。小质量行星不影响气体剖面，以快速I型迁移方式迁移。虽然小于$20-30 M_\oplus$的行星可以向外迁移，但大于这个质量的行星应该在圆盘分散之前很久就消失在中心恒星中了。大质量行星打开一个缺口，随后以较慢的II型迁移方式迁移，这可以使它们免于一路迁移到恒星。因此，当且仅当它们能够达到间隙开放质量时，成长中的巨行星才能被拯救，因为这延长了它们的迁移时间尺度，使它们最终能够在大轨道上生存，直到圆盘本身分散。然而，以前的研究大多只测量了固定质量和轨道的行星上的扭矩，以确定迁移率。另外，对于I型运移和II型运移之间的转换本身也没有很好的研究.在这里，我们使用等温2D光盘模拟与FARGO-2D 1D研究气体吸积原行星在光盘的迁移行为。我们发现迁移的巨行星总是在圆盘上打开缺口。我们进一步分析和数值计算表明，行星生长在失控的气体吸积制度将达到间隙开放质量迁移之前，所有的方式到中央恒星，如果光盘不是非常粘和/或厚。相比之下，仅限于圆盘中径向气流的吸积速率不够快。当考虑到行星的气体吸积时，由于行星吸积了来自其马蹄形区域的物质，因此间隙打开过程加速。这使得一个吸积行星在丢失之前过渡到II型迁移，即使气体不能提供足够快的增长，也没有达到间隙开放质量。
2016-10-18 astro-ph.EP
Mass-Loss Evolution of Close-In Exoplanets: Evaporation of Hot Jupiters and the Effect on Population
在其演化过程中，短周期系外行星可能会由于来自其宿主恒星的强烈XUV（X射线和极紫外线）辐射而通过大气逃逸而失去包层质量。由轨道演化或强烈的大气逃逸引起的罗奇瓣溢出也会导致质量损失。为了研究质量损失对内行星种群的影响，我们计算了热彗星的演化，考虑了它们的包层质量损失和热收缩。质量损失被认为是发生通过XUV驱动的大气逃逸和以下的罗氏瓣溢出。质量损失的失控效应导致了种群的二分法：保留信封的热彗星和信封完全丢失的超级地球。演化主要取决于行星的核心质量，而对迁移历史的影响很小。在核心较小（约10个地球质量）的热木星中，失控的大气逃逸和随后的洛希瓣溢出可能会产生亚木星沙漠，正如在行星种群的质量和半径分布中所观察到的那样。将我们的结果与形成情景和观察到的系外行星种群进行比较，我们提出，近轨道系外行星的种群是通过捕获原行星盘内边缘的行星和随后的亚行星蒸发形成的。
2014-01-11 astro-ph.EP
Final Masses of Giant Planets III: Effect of Photoevaporation and a New Planetary Migration Model
本文提出了一个新的巨行星形成的简单模型，该模型在原有模型的基础上加入了光蒸发引起的盘质量损失和新的II型迁移公式，从而预测了在给定盘中诞生的巨行星的最终质量。该模型提供了一些有趣的结果。首先，它给出了行星质量和轨道半径图中的宇宙演化轨迹，阐明了巨行星在失控气体吸积阶段如何在生长过程中迁移。质量比木星小的巨行星在失控的气体吸积阶段只会发生轻微的径向迁移。第二，巨行星的最终质量近似地作为三个参数的函数给出：在逃逸气体吸积到行星上的开始时间的初始盘质量，由于光蒸发的质量损失率，以及开始时间。另一方面，最终行星质量几乎与盘半径、粘性和初始轨道半径无关。最后得到的行星质量接近或小于初始质量的10%。第三，所提出的模型成功地解释了性质的质量分布的巨型系外行星的质量分布观测到的原行星盘的质量损失率由于光蒸发的合理范围内。
2020-02-18 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
Characterising face-on accretion onto and the subsequent contraction of protoplanetary discs
观测表明，恒星通常在大约500万年的时间尺度上失去原行星盘。哪些机制是负责光盘耗散仍有争议。在这里，我们调查的运动通过周围介质作为一个可能的原因光盘分散。流动所施加的冲压压力可以截断盘，并且没有方位角动量的物质的吸积导致盘进一步收缩。我们推导出一个理论模型，从吸积盘理论，描述了光盘半径，质量和表面密度分布的周围介质的密度和速度的函数的演变。我们测试我们的模型进行流体动力学模拟嵌入在不同的速度和密度的流的原行星盘。我们发现，我们的模型给出了一个足够的描述的光盘半径和吸积速率到光盘的演变。模拟中的总光盘质量遵循理论预期的趋势，除了在最低密度下，我们的模拟光盘由于连续剥离而损失质量。这种剥离可能是一种数字效应，而不是物理效应。模型预测和模拟之间存在一些定量差异。这些至少部分是由圆盘中的数值粘性效应引起的，并且取决于模拟的分辨率。我们的模型可以用来作为一个保守的估计的过程中，面对吸积到原行星盘，只要在磁盘中的粘性过程可以忽略不计。该模型预测，在稠密的气体环境中，圆盘的尺寸可以大幅缩小，理论上可以扫起与其初始质量相当的气体。这个过程可能与稠密环境中的行星形成有关。
2017-02-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Runaway greenhouse effect on exomoons due to irradiation from hot, young giant planets
开普勒太空望远镜已经探测到小到地球月球的物体的凌日，小到0.2地球质量的卫星可以通过其宿主行星的凌日时间和凌日持续时间的变化在开普勒数据中探测到。在恒星宜居带（HZ）的巨型行星周围，如此巨大的卫星可以作为地外生命的栖息地。在这里，我们评估了由于来自地球的广泛加热，系外卫星处于失控温室（RG）状态的危险。我们应用预先计算的巨行星的演化轨迹来计算月球上入射的行星辐射作为时间的函数。恒星通量的总能量预算，从行星的照明，和潮汐加热的卫星相比，月球的临界通量经历RG效应。一颗质量为13亿木星的行星照射到一颗地球大小的卫星上，距离木星半径为10倍，可以在月球上驱动RG状态约2亿年。如果加上相当于地球从太阳接收到的恒星照明，RG大约维持5亿年。在1000万年后，行星的可居住边缘向内移动了大约6个行星半径。在轨道偏心率为0.1的外卫星会经历强烈的潮汐加热;它们必须在1亿年后（分别在恒星HZ的内边界和外边界）绕着一个13亿木星质量的宿主运行，超过29或18木星半径，并且在1亿年后超过13木星半径（在两种情况下）才能居住。如果一个大约地球大小的卫星将在一颗巨大行星的轨道上被探测到，如果这个双星将在恒星HZ轨道上运行，那么恢复月球的轨道历史将是至关重要的。如果这样一颗卫星围绕着一颗质量为13亿木星的行星，至少在最初的几亿年里，它与它的宿主的距离已经超过了20个木星半径，那么它可能已经失去了大量的初始蓄水…
2013-11-01 astro-ph.EP
Global Models of Runaway Accretion in White Dwarf Debris Disks
越来越多的白矮星（WD）样本伴随着过量的红外辐射，这表明它们被一个致密的固体碎片尘埃盘包围。这种“WD碎片盘”被认为源自小行星或其他小天体的潮汐破裂，但将物质输送到WD表面的确切机制仍不清楚，特别是在推断金属吸积率最高的系统中，dM_Z/dt约为1 e8 - 1 e10 g/s。在这里，我们提出了全球随时间变化的WD碎片磁盘的气体和固体成分的耦合演化计算。向内传输的固体（最初由于PR阻力）在WD半径数十处升华，产生气体源，该气体源在WD表面上增生并在半径上向外粘性扩散，在那里它与固体盘重叠。如果固体盘和气体盘之间的空气动力学耦合足够强（和/或气体粘度足够弱），则气体在升华半径附近积聚的速度比其粘性扩散的速度更快。由于阻力引起的固体吸积的速率随着气体密度而增加，这导致失控的吸积过程，在此期间WD吸积速率达到比仅通过PR阻力可以实现的高数量级的值。我们探讨了WD碎片盘在各种物理条件下的演化，并计算了所观测到的吸积率dM_Z/dt的预测分布，发现与当前的样本有合理的一致性。虽然逃逸吸积所需的条件最好是勉强满足圆形气体和固体盘之间的空气动力阻力的最低水平，存在其他更强形式的固气耦合-如将导致如果气体盘只是轻微偏心-大大增加逃逸吸积的可能性。
2012-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ohmic dissipation during the formation of super-Earth
本研究探讨了欧姆耗散对行星热结构和冷却收缩的影响，发现其能延缓气体吸积并中止失控吸积，从而促进超级地球的形成。
2023-06-09 astro-ph.EP
Heavy-metal Jupiters by major mergers: metallicity vs. mass for giant planets
一些质量超过1000亿的系外行星含有$\sim$ $100\, M_\oplus$的金属，远高于固体核心中通常需要的$\sim$ $10\, M_\oplus$，以通过失控的气体吸积触发巨型行星形成。我们证明，这种“重金属的陨石”可以导致行星合并附近的$\sim$ 10 au。以失控速率吸积气体的多个核相互引力扰动到交叉轨道上，使得平均合并速率等于气体吸积速率。同时合并和气体吸积意味着核心质量与行星总质量成比例，因为$M_{\rm core} \propto M^{1/5}$ -较重的行星拥有较重的核心，与观察到的质量-金属丰度关系一致。虽然平均气体巨星合并一次以使其核心加倍，但其他气体巨星可能合并多次，因为合并树生长混乱。我们发现，分散的合并固有的结果可以重现大分散在观测到的行星金属丰度，假设$3-30\, M_\oplus$前失控的核心。合并可能与金属丰度、偏心率和自旋相关。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Steady State by Recycling prevents Premature Collapse of Protoplanetary Atmospheres
近年来，开普勒和TESS等太空任务已经发现了许多近距离行星，它们的大气层由氢和氦组成：迷你海王星。这表明，这些行星在富含气体的盘早期形成，同时避免了失控的气体吸积，否则会使它们变成热行星。一个解决方案是调用一个很长的开尔文-亥姆霍兹收缩（或冷却）时间尺度，但也有人建议，行星大气层的流体动力学循环可以防止行星冷却。我们调查的有效性回收假说在防止崩溃的气氛中，检查是否存在一个稳定的状态配置，并确定最终的大气质量的核心质量比。我们使用三维辐射流体动力学模拟来模拟行星原大气层的形成。方程是在以行星为中心的局部坐标系中求解的。忽略随时间平均为零的小振荡，模拟收敛到稳定状态，其中气体的速度场在时间上变得恒定。在稳定状态下，辐射冷却的能量损失完全由行星大气中的低熵气体与来自星周盘的高熵气体的再循环来补偿。对于近距离的行星，循环自然会停止行星原大气层的冷却，防止它们收缩到失控状态并坍缩成气体巨星。
2021-02-01 astro-ph.EP
Simultaneous gas accretion onto a pair of giant planets: Impact on their final mass and on the protoplanetary disk structure
已知有几个行星系拥有多颗巨行星。然而，当两颗巨行星从同一个圆盘吸积时，目前还不清楚第二颗行星的存在对两颗行星的气体吸积过程有什么影响。在本文中，我们进行长期的二维等温流体动力学模拟（超过0.5百万年）与FARGO-2D 1D代码，考虑两个非迁移行星吸积从同一气体盘。我们发现，行星的质量比的演变取决于间隙的形成。然而，在所有情况下，当行星同时开始吸积时，它们最终的质量非常相似（0.5百万年后为0.9 $<m_{p,out}/m_{p,in}<$ 1.1）。推迟一颗行星的吸积开始，使得行星的质量比在最初达到较大的值，但之后它们很快就收敛到相似的质量（$10^5$年为0.8 $<m_{p,out}/m_{p,in}<$ 2）。为了重现观测到的系外行星的质量比，行星必须在不同的时间开始吸积气体，并且它们的吸积必须在失控的气体吸积开始后（小于0.5百万年）迅速停止，例如通过盘分散。行星质量比的演变对系统的动力学有重要影响，并可能制约木星和土星的形成历史。
2022-11-29 astro-ph.EP
Growing Planet Envelopes in Spite of Recycling Flows
该研究通过三维辐射流体动力学模拟与一维框架建模，揭示原行星包层与原行星盘的物质循环虽不阻止巨行星形成，但可推迟失控吸积阶段，为理解行星包层多样性提供新依据。
2023-10-04 astro-ph.EP
Circum-planetary discs as bottlenecks for gas accretion onto giant planets
随着数百颗系外行星的发现，有必要重新审视巨行星吸积模型以解释它们的质量分布。特别是，由于大质量大气层的失控吸积时间很短，亚类木行星的形成仍然不清楚。然而，气体需要通过一个环绕行星的圆盘。如果后者具有低粘度（正如行星在“死区”形成所预期的那样），它可能会成为气体吸积的瓶颈。我们调查的最小吸积率是一个行星的极限假设下，行星盘是完全无粘性的，角动量的运输发生完全是因为从恒星的引力摄动。为了估计吸积率，我们提出了一个稳态模型的无粘环行星盘，垂直气体流入和外部扭矩的明星。在行星中心坐标系中，以恒星作为外部扰动物，在2D中进行了绕行星盘的流体动力学模拟，以测量恒星对盘施加的扭矩。圆盘显示了由恒星潮汐引起的双臂螺旋波，从圆盘的外缘向行星传播。恒星扭矩很小，相当于木星质量行星的两倍时间，大约为500万年。在极限假设下，这显然是真实吸积率的下限。这一结果表明，气体吸积到一个巨大的行星可以调节环行星盘。这表明太阳系外行星质量的多样性可能是这些圆盘中不同粘度的结果。
2012-11-08 astro-ph.EP
Recycling of the first atmospheres of embedded planets: Dependence on core mass and optical depth
最近的观测发现了近距离行星，其大气层中含有大量的氢和氦。这些就是所谓的超级地球和迷你海王星。它们的大气成分表明，它们在星周盘的富含气体阶段早期形成，并且能够避免成为热彗星。作为一种可能的解释，最近的研究探讨了再循环假说，并表明大气盘再循环能够完全补偿辐射冷却，从而停止开尔文-亥姆霍兹收缩，以防止失控的气体吸积。为了了解确定大气循环效率的参数，我们扩展了我们早期的研究，通过探索核心质量的影响，星周气体对开普勒轨道（逆风）的影响，以及周围气体的光学深度对循环时间尺度的影响。此外，我们分析了它们对形成气氛的大小和质量的影响。对于探索的参数空间，所有模拟最终达到平衡，其中由于流体动力循环的加热完全补偿辐射冷却。在这种平衡中，大气与地核的质量比保持在远低于$10 \, \%$的水平，防止大气自引力作用和失控的气体吸积。更高的核心质量导致大气变得动荡，这进一步增强了循环。即使对于我们最高的核心质量$10 \, M_\mathrm{Earth}$，大气-磁盘回收也足够有效，可以完全补偿辐射冷却并防止大气层变得自引力。因此，在原地形成热巨星的可能性非常小，而气态巨星的迁移是解释它们存在的关键过程。我们的研究结果意味着，大气盘回收是近距离超级地球和迷你海王星流行的最自然的解释。
2022-02-24 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
Reduced gas accretion on super-Earths and ice giants
大部分的巨行星都有气体包层，这些气体包层仅占其总质量预算的10%左右。这样的行星存在于太阳系（天王星，海王星），并经常在短时间内观察到其他恒星（所谓的超级地球）。与这些观察相反，基于流体静力学包层演化的理论计算认为，这种低质量的包层不能维持在超过5个地球质量的核心周围。相反，在名义上的圆盘条件下，这些行星会在原行星盘的寿命内通过失控的气体吸积获得大量的外壳。在这项工作中，我们表明，行星信封不是在流体静力平衡，减缓信封的增长。一系列的三维，全球性的，辐射流体动力学模拟揭示了一个稳定的状态下的气体流动，进入通过极点和退出的光盘中平面。气体在大约10个轨道时间尺度内被推过外壳。在星盘中没有明显的尘埃耗尽的区域，当气流进入内部深处时，大约五个地球质量的核心上的封套吸积可能会停止。堆积的固体在对流内部深处升华，但提供不透明度的小颗粒被困在流动中，不会沉降，这进一步防止了快速的包膜堆积。然而，当核心变得比典型的超级地球更大，超过15个地球质量，并且最好是当盘不透明度低于kappa=1 cm^2/g时，可以达到失控气体吸积的过渡。这些发现为超级地球核心周围典型的低质量包层提供了解释。
2017-08-02 astro-ph.EP
The Boundary between Gas-rich and Gas-poor Planets
次土星横跨在富含气体的类地行星和缺乏气体的超级地球/次海王星之间。它们的大半径（4- 8 $R_\oplus$）表明它们的气体-核心质量比在$\sim$ 0.1- 1.0的范围内。由于它们的外壳和它们的核心一样大，亚土星正处于失控的气体吸积的边缘;预计它们的人口比气体巨星少得多。然而，在$\sim$ 100天内观察到的亚土星和土星的发生率是相当的。我们表明，在这些内部区域的行星系，次土星/彗星的增长最终是有限的本地和全球的流体动力学流动-失控吸积终止和气体巨星的形成被抑制。我们推导出一个简单的解析公式的本地流体动力吸积率-一个表达式，以前只报道作为一个经验拟合数值模拟。同时发展的背景盘气体和气体吸积到行星的核心，我们发现，无论是无处不在的超级地球/次海王星和稀有的富含气体的行星是最好的解释，如果一个潜在的核心质量分布是在$\sim$ 4.3 $M_\oplus$达到峰值。在一个有限的磁盘寿命$\sim$ 10百万年，大规模的核心（$\gtrsim 10M_\oplus$）可以成为气体贫乏或气体丰富，这取决于他们组装时，但较小的核心（$\lesssim 10M_\oplus$）只能成为气体贫乏。更大质量的核心所提供的更广泛的可能结果可以解释为什么富含金属的恒星拥有更多样化的行星。
2019-06-04 astro-ph.EP
Accretion of AGN Stars under Influence of Disk Geometry II: The Adiabatic Regime and Runaway Collapse Induced by Self-gravity
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
该研究通过三维流体动力学模拟，探究AGN盘内恒星吸积的绝热 regime，发现高热质量比下会触发包层强激波，近自引力盘内满足条件时会发生自引力诱导的失控坍缩，可形成~10⁵M_⊙的超大质量恒星。
2026-08-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Positive metallicity correlation for coreless giant planets
发现巨行星的频率随着主恒星金属丰度的增加而迅速增加。这通常被解释为支持核心吸积（CA）理论的证据，该理论认为巨行星是由于形成了一个巨大的固体核心。在引力盘不稳定性（GI）模型框架下，发现了巨行星与金属丰度之间的强正相关关系。这项工作的关键新颖性是“卵石吸积”到GI片段，最近已被证明，以加速收缩GI片段。由于向内的迁移，只有那些足够快地吸积金属的碎片才能坍缩，并在即将到来的潮汐破裂中幸存下来。模拟行星的存活分数与观测到的宿主恒星的金属丰度密切相关。
2014-11-19 astro-ph.EP
Hydrodynamics of embedded planets' first atmospheres - III. The role of radiation transport for super-Earth planets
近距离的超级地球，气体质量分数高达10%，这对行星形成理论提出了挑战：尽管它们的核心质量在$M_\mathrm{c} \simeq 10 M_\mathrm{\oplus}$的临界范围内，但它们如何避免失控的气体吸积和坍缩成热彗星？先前的三维（3D）流体动力学模拟表明，低质量行星的大气层不能被认为是与原行星盘隔离的，这与一维进化计算中的假设相反。这一发现被称为再循环假说。在本文中，我们调查的超地球行星的回收假说，占现实的三维辐射流体力学。此外，我们进行了直接的比较，在1D和3D几何之间的熵的演变。我们清楚地看到，3D大气保持较高的熵：虽然大气中的气体通过辐射冷却失去熵，但高熵气体从圆盘平流到邦迪/希尔球减缓了开尔文-亥姆霍兹收缩，可能会在亚临界气体质量分数下阻止包络增长。因此，回收工作蓬勃发展，与以前的研究结果一致。然而，我们也发现了一个“内核“--大小为邦迪半径的$\approx$ 25%--那里的流线更圆，熵比外层大气低得多。未来的研究需要更高的分辨率，以评估该地区是否可以成为流体动力学隔离的长时间尺度。
2017-07-25 astro-ph.EP
Suppression of atmospheric recycling of planets embedded in a protoplanetary disc by buoyancy barrier
超级地球的普遍存在给行星形成理论提出了一个问题，即如何解释它们如何避免成为气体巨星。嵌入原行星盘中的行星的包层气体的快速再循环已经被提出来延迟盘气体的冷却和随后的吸积。我们比较了等温和非等温的三维流体动力学模拟的气体流过去的行星，调查回收机制的可行性的影响。辐射冷却是通过使用β冷却模型实现的。我们发现，在这两种情况下，气体进入邦迪球在高纬度地区，并通过中平面区域，反之亦然，当磁盘气体旋转子开普勒。然而，在等温的情况下，再循环流到达的信封的较深的部分，流入被禁止到达深信封在非等温的情况下。一旦大气开始冷却，浮力就能阻止高熵圆盘气体侵入低熵大气。我们认为，浮力屏障隔离较低的信封从再循环，并允许进一步冷却，这可能会导致失控的气体吸积到核心。
2018-06-05 astro-ph.EP
The structure of gas-accreting protoplanets and the condition of the critical core mass
在气体巨行星形成的核心吸积模型中，失控的气体吸积到核心上是首要条件，当核心质量达到临界值时就会触发。最近发现的太阳系外巨行星的多样性表明，有必要进一步了解导致临界核心质量的条件，启动失控吸积。我们研究的内部结构的原行星流体静力学和热平衡表示的多方状态方程，以调查是什么因素决定和影响的临界核心质量。我们发现，原行星，嵌入在原行星盘，具有相同的配置为红巨星，其特点是信封的中心凝聚型解决方案。应用同调不变量的恒星结构理论，我们证明了临界核质量的三种判据取决于多面体的刚度和外边界条件的性质。对于指数为$N \le 3$的刚性多面体，其外边界为Bondi半径，控制临界核质量的准则发生在表面。对于具有Hill外边界的刚性多面体和$N>3$的软多面体，该判据作用于气体包层的底部。此外，我们阐明了共存的辐射和对流区的临界核心质量的信封的作用和影响。在此基础上，我们讨论了Bondi和Hill表面条件的相关性，并探讨了临界核质量的参数依赖性。
2013-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling the Evolution of Silicate/Volatile Accretion Discs around White Dwarfs
在被金属污染的白矮星周围发现了越来越多的碎片盘。它们被认为是起源于潮汐破坏的系外行星体，并负责金属吸积到宿主WD上。为了解释（1）观测推断的吸积速率高于坡印廷-罗伯逊阻力（$\dot{M}_{\rm PR}$）引起的吸积速率，以及（2）指示陆地岩石物质吸积的富折射光球成分，以前的研究提出了由于颗粒升华产生的硅酸盐蒸汽增加的气体阻力导致硅酸盐颗粒的失控吸积。由于再冷凝的蒸气扩散超出升华线被忽略，我们重新审视这个问题的一维平流/扩散模拟，始终结合硅酸盐升华/冷凝和反反应颗粒漂移由于气体阻力在固体丰富的磁盘。我们发现，硅酸盐蒸汽密度的区域重叠的固体颗粒遵循饱和蒸汽压，并没有失控吸积发生，如果包括再冷凝。这总是限制了从单组分硅酸盐盘到处于平衡态的$\dot{M}_{\rm PR}$的吸积速率。或者，通过执行将挥发性气体（例如，水蒸气），我们证明了挥发性气体通过气体拖曳增强了硅酸盐向$>\dot{M}_{\rm PR}$的增生。当盘的初始挥发分为$\lesssim 10$ wt %时，由于固体向气体的有效反反应抑制了挥发分吸积，同时再现了富耐火材料吸积。来自C型小行星类似物的圆盘可能是高$\dot{M}$之谜的可能线索。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact degassing and atmospheric erosion on Venus, Earth, and Mars during the late accretion
众所周知，类地行星的大气层在吸积后期由于撞击、脱气和大气侵蚀而发生了变化。尽管这些过程具有共性，但在金星、地球和火星现今大气中稀有气体和氮的丰度之间存在明显的差距--大约两个数量级。行星表面的元素分配被认为在~ 4Ga的三个行星之间有显著的不同：金星上失控的温室，地球上的碳-硅酸盐循环和海洋形成，以及火星上的CO2-冰和H2O-冰形成。利用数值模式研究了金星、地球和火星吸积后期大气演化中元素分配的影响。我们设定了地球和火星上CO2和H2O分压的上限，这对应于相平衡和碳硅酸盐循环的状态。地球和火星的最终N2质量分别缩小了~40%和~15%。元素分区的效果被认为是不足以重现的差距。对于金星来说，原始大气层在晚期吸积过程中的幸存可能部分地解释了现在的大气层。而在火星上，由于太阳极端紫外线和风引起的大气逃逸也可能影响大气演变。
2018-05-18 astro-ph.EP
The Imprint of the Protoplanetary Disk in the Accretion of Super-Earth Envelopes
超级地球是迄今为止最主要的系外行星类型，但它们的形成仍然没有得到很好的理解。特别是，行星形成模型预测，它们中的许多应该已经吸积了足够的气体，成为气体巨星。在这里，我们研究的作用，原行星盘在冷却和收缩的原行星信封。特别是，我们调查的影响1）盘的热状态设置由吸积或辐射加热的相对大小，以及它的能量是通过辐射或对流传输，和2）平流的熵进入外层信封的磁盘流，穿透希尔球，在3D全球模拟中发现。我们发现，在5和1 AU，在非等温模拟中报告的水平，它只穿透到~ 0.3倍的希尔半径的流量对冷却速率几乎没有影响，因为大部分的信封质量集中在靠近核心，远离流量。另一方面，在0.1天文单位时，包层迅速变成全辐射，接近等温，因此无法冷却，停止气体吸积。这种效应在对流盘中明显更明显，导致包络质量的数量级更低。因此，无论是在辐射盘还是对流盘中，0.1天文单位的熵平流都可以解释为什么超级地球没有经历失控的吸积。这些结果突出了原行星盘中的条件和能量输送对行星包层吸积的重要性。
2020-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Origin of water in the inner Solar System: Planetesimals scattered inward during Jupiter and Saturn's rapid gas accretion
关于类地行星上的水以及含水的C型小行星的起源，存在着长期的争论。在这里，我们表明，内太阳系的水是一个简单的副产品的巨行星的形成。巨大的行星核心缓慢地吸积气体，直到达到快速失控增长的条件。当气体巨星的质量迅速增加时，附近的微行星的轨道会不稳定，并在引力作用下向各个方向散射。在空气动力学气体阻力的作用下，一小部分分散的微行星被沉积到木星内部的稳定轨道上。这一过程有效地将C-型小行星聚集在主外带，这些小行星来自于盘的一个广阔区域（5 - 20 AU宽）。当圆盘开始消散时，分散的微行星到达足够偏心的轨道，穿过类地行星区域，将水输送到成长中的地球。这种机制并不强烈依赖于巨行星的轨道迁移历史，并且是通用的：每当一颗巨行星形成时，它总是用富含水的天体污染其内部的行星系。
2017-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
