Uranus's influence on Neptune's exterior mean motion resonances
本文通过数值模拟证明海王星外部共振在大半长轴处减弱源于天王星与海王星近2:1周期比导致的轨道扰动，而非散射动力学固有特征，揭示了行星迁移时期遥远TNO种群受共振强度变化影响。
2024-05-02 astro-ph.EP
Constraining the effect of convective inhibition on the thermal evolution of Uranus and Neptune
天王星和海王星的内部热流仍然是行星科学中主要的悬而未决的问题。天王星令人惊讶的冷有效温度与绝热热演化模型不一致，而海王星的大量内部热流是其接收到的日射量的两倍。在这项工作中，我们约束的影响冷凝，包括潜热和对流抑制的大小，可以对这些机构的热演化。我们发现，虽然效果可以是显着的，它是不足以解决天王星昏暗的问题本身。自洽地考虑潜热释放和稳定层结的影响，假设甲烷丰度为5%，甲烷冷凝可以使天王星和海王星的冷却时间加快不超过15%。水凝结的作用方向相反;水凝结可以减缓天王星和海王星的冷却时间尺度不超过15%，假设12%的摩尔水丰度。我们还限制对流抑制的气象影响。我们证明，足够丰富的冷凝物将放松到一个辐射对流平衡的状态，需要有限的激活能破坏。我们还评论的重要性，考虑对流抑制建模行星内部。
2021-06-08 astro-ph.EP
Ice Giants Revisited: Uranus and Neptune as Magma Ocean Worlds
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
本文通过观测数据拟合，提出天王星和海王星的内部结构由超临界富氢岩浆海洋和富氢包层组成，挑战了传统的“冰巨星”模型，并揭示了它们与亚海王星类气矮行星的连续性。
2026-09-07 astro-ph.EP
The Interiors of Uranus and Neptune: Current Understanding and Open Questions
天王星和海王星在我们的太阳系中形成了一个独特的行星类别。鉴于这一事实，以及类似质量的行星在其他行星系中的普遍存在，了解它们的内部结构和组成是至关重要的。然而，关于这些行星的开放性问题比答案更多。在这篇评论中，我们专注于我们不知道的关于天王星和海王星内部的事情，重点是为什么行星可能是不同的，而不是相同的。接下来，我们将总结有关行星内部结构和演化的知识。最后，我们确定的主题，应该进一步研究的理论前沿，以及所需的观测空间任务。
2020-07-21 astro-ph.EP
Thermal evolution of Uranus and Neptune I: adiabatic models
海王星的亮度经常被发现与绝热内部一致，而天王星的低光度挑战了这一假设。在这里，我们应用修改后的状态方程数据的氢，氦，水和计算热演化的天王星和海王星假设绝热内部。为此，我们开发了一个新的行星模型和演化代码。我们研究了太阳能、太阳能注入量、氢、氦和水的状态方程对冷却时间的影响。天王星的冷却时间约为$τ_\text{U}=5.1\times 10^9\text{ years}$，海王星的冷却时间约为$τ_\text{N}=3.7\times 10^9\text{ years}$，这与已知的$4.56\times 10^9\text{ years}$行星的年龄相吻合，这意味着这两颗行星现在的光度都不能用绝热冷却来解释。我们还发现，输入参数的不确定性，如辐射水平的事项一般比海王星天王星。我们的研究结果表明，与常见的假设相反，这两颗行星在更深的内部都不是完全绝热的。
2019-11-01 astro-ph.EP
Uranus and Neptune: Origin, Evolution and Internal Structure
关于太阳系最外层的行星天王星和海王星的性质，仍然有许多悬而未决的问题。在这篇综述中，我们总结了目前的知识，天王星和海王星的组成和内部结构，形成包括潜在的后续巨大的影响，和热演化的重点。我们提出了关键的开放性问题，并讨论了由于非绝热和不均匀内部的可能性，在行星的内部结构的不确定性。我们还提供了改进的观测约束的基本物理参数，如它们的重力和磁场，旋转速率，和深层大气成分和温度的推理。只有这样，我们才能够改善我们对这些行星物体的理解，以及许多围绕其他恒星运行的类似大小的物体。
2020-04-14 astro-ph.EP
Could Uranus and Neptune form by collisions of planetary embryos?
天王星和海王星的起源仍然是行星形成模型的一个挑战。一个可能的解释是，这些行星是由一些行星胚胎形成的，这些行星胚胎的质量只有几个地球的质量，它们在土星轨道之外形成并向内迁移。这些胚胎可以碰撞和合并形成天王星和海王星。在这项工作中，我们重新审视这一形成的情况下，使用三维流体动力学模拟研究这种碰撞的结果。我们调查在什么条件下完美合并假设是适当的，并推断行星的最终质量，质量和旋转周期，以及原卫星盘的存在。我们发现，在我们的模拟中形成的行星的总的束缚质量和束缚度一般同意N体模拟，从而验证了完美合并的假设。然而，推断出的行星质量通常与天王星和海王星的不同，只有在少数情况下才能大致匹配。此外，我们发现，在大多数情况下，在这种情况下形成的行星旋转速度比天王星和海王星快，接近分裂速度，并具有巨大的磁盘。因此，我们得出结论，在这种情况下形成天王星和海王星是具有挑战性的，需要进一步的研究。我们认为，未来的行星形成模型应致力于解释行星的各种物理性质，如它们的质量，成分，结晶度，自转速率和卫星系统。
2020-09-21 astro-ph.EP
New indication for a dichotomy in the interior structure of Uranus and Neptune from the application of modified shape and rotation data
自从旅行者号飞越天王星和海王星以来，从对行星卫星运动的长期观测中得到了改进的重力场数据，并提出了修改的形状和固体旋转周期。与旅行者数据相比，天王星的旋转周期更快（-40 min），海王星的旋转周期更慢（+1 h20），发现动态高度和风速最小化。我们应用改进的重力数据，修改的形状和旋转数据，和物理LM-R状态方程计算绝热三层结构模型，其中岩石被限制在核心，和均匀的热演化模型的天王星和海王星。我们提出了全方位的结构模型的旅行者和修改后的形状和旋转数据。与以往仅基于Voyager数据或经验EOS的研究相比，我们发现天王星和海王星在大气重元素质量分数Z1和无量纲转动惯量nI上可能存在观测上显著的差异。对于天王星，我们发现Z1 < 8%，nI=0.2224（1），而对于海王星，当应用修改的形状和旋转数据时，Z1 < 65%，nI=0.2555（2），而对于未修改的数据，我们计算出天王星的Z1 < 17%，nI=0.230（1），海王星的Z1 < 54%，nI=0.2410（8）。在这些情况下，太阳金属丰度模型（Z1=0.015）仍然是可能的。每颗行星的冷却时间与最近用旅行者号自转周期计算的结果相似：海王星的光度可以通过假设其内部是绝热的来解释，而天王星冷却得太慢。更准确地确定这些行星的重力场、形状、自转周期、大气重元素丰度和固有光度，对于提高我们对冰行星内部结构和演化的理解至关重要。
2012-07-10 astro-ph.EP
Reassessing planetary composition: Evidence of rock-dominated envelopes in Uranus and Neptune
Leiden University（莱顿大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Universität Zürich（苏黎世大学）
研究通过贝叶斯框架分析尿素和海王星的内部结构模型，发现其外壳富含难熔材料，核心岩石比例与柯伊伯带天体相似，而深部结构差异反映不同的形成路径。
2026-04-14 astro-ph.EP
Accretion of Uranus and Neptune from inward-migrating planetary embryos blocked by Jupiter and Saturn
重现天王星和海王星仍然是模拟太阳系形成的一个挑战。这两颗冰巨人的奇特的相似性表明，它们在形成过程中都经历了巨大的碰撞。因此，在原始的外太阳系中，一定有一个以大行星胚胎碰撞为主的吸积时期。我们测试这个想法使用N体数值模拟，包括气体原行星盘的影响。一个强有力的限制是冰巨星的质量非常相似-海王星/天王星的质量比是$\sim1.18$。我们发现，类似大小的冰巨人确实是由土星以外的行星胚胎之间的碰撞形成的。成功模拟的比例取决于系统中行星胚胎的初始数量，它们的个体和总质量。相似大小的冰巨星在模拟中一直被复制，从5-10个行星胚胎开始，初始质量为$\sim$ 3-6 ${\rm M_\oplus}$。我们的结论是，从人口的行星胚胎吸积是一个合理的情况下，天王星和海王星的起源。
2015-06-09 astro-ph.EP
Ring Seismology of the Ice Giants Uranus and Neptune
我们评估的前景，使用环地震探测冰巨人天王星和海王星的内部。我们这样做，通过计算正常模式光谱不同的内部模型的天王星和海王星使用恒星振荡代码GYRE。这些光谱提供了预测，在这些行星的环系统中，可能会检测到内部振荡的影响。我们发现，f-模式共振与方位阶$m=2$或$7 \leq m \leq 19$之间的内环（6，5，4，$α$，和$β$）的天王星，而f-模式共振与$2 \leq m \leq 12$落在纤细的$ζ$环区域。此外，与$m=2$或$6 \leq m \leq 13$的f模式共振可能会给海王星的脆弱加勒环带来方位角结构。我们还发现，g模式共振可能落在这些行星的中间到外环。虽然最有可能需要一个轨道器来确认环中的任何波与行星简正模之间的关联，但简正模光谱的多样性意味着，在天王星或海王星环中识别出一个或两个模式将消除各种内部模型，从而有助于解释旅行者观测和未来的航天器测量。
2022-06-11 astro-ph.EP
Forming Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune in Few Million Years by Core Accretion
巨行星形成过程至今仍不完全清楚。目前最被接受的范例，核心不稳定性模型，解释了太阳系巨行星的几个观测性质，但迄今为止，面临着困难，以解释形成时间短于观测估计的原行星盘的寿命，特别是对天王星和海王星的情况。在这个模型的背景下，并考虑到最近提出的原始太阳系轨道结构，我们进行了巨大的行星形成的数值计算。我们的研究结果表明，如果吸积星子遵循的大小分布，其中大部分的质量在于30-100米大小的机构，木星，土星，天王星和海王星可能已经形成根据核不稳定的情况。每个行星的形成都发生在时间限制内，它们最终的核心质量与目前的估计非常一致。
2009-10-02 astro-ph.EP
Thermodynamically Governed Interior Models of Uranus and Neptune
天王星和海王星的内部模型通常假设离散的层，但只有当主要成分不混溶时，才有望出现尖锐的界面。如果吸积有利于挥发性最小的成分（顺便说一下也是最密集的）集中在中心，扩散界面可能会出现;在这种结构中出现的成分梯度可能会抑制对流。目前，有两条证据表明冰巨星内部可能存在氢-水不相容性。第一种是将实验氢-水临界曲线粗略外推至$\sim 3$ GPa（Bali等人，2013年）。这些数据是从一个含有硅酸盐的不纯系统中获得的，尽管天王星和海王星也可能是“脏的”。“目前的从头算模型不同意（Soubiran & Militzer 2015），尽管氢和水很难从第一原理量子力学以必要的精度建模。本文概述的冰巨星中氢-水不相容性的第二个论点，涉及到引力场和磁场的推理。虽然仍然缺乏共识，但我们在这里研究不相容的情况。应用由此产生的热力学约束，我们发现，海王星模型的信封含有大量的水摩尔分数，尽可能多的$χ\gtrsim 0.1$相对于氢，可以满足观测。相比之下，天王星模型似乎需要$χ\lesssim 0.01$，这可能暗示了氢和水的完全分离。氢-水的逐渐分离将提供足够的重力势能，足以为海王星提供大约十个太阳系生命周期的热流。氢-水的分层可以将海王星的冷却速度减慢一个数量级;不同的氢-水分层状态可以解释天王星和海王星不同的热流。
2021-01-30 astro-ph.EP
Icy or rocky? Convective or stable? New interior models of Uranus and Neptune
University of Zürich（苏黎世大学）
该研究提出了一种新的方法，用于构建乌尔坎和海王星的内部模型，发现其内部结构可能包含水主导或岩质主导的配置，并挑战了传统将二者归类为冰巨星的观点。
2025-10-28 astro-ph.EP
Effect of Non-Adiabatic Thermal Profiles on the Inferred Compositions of Uranus and Neptune
内部模型的一个共同假设是，我们太阳系的外行星是对流的，因此内部温度分布是绝热的。这种假设也经常被应用于系外行星。然而，如果大部分的热通量可以通过传导传递，或者如果对流被抑制，那么热分布可能会有很大的不同，因此会影响推断的行星组成。在这里，我们调查如何在天王星和海王星的非绝热温度分布的假设影响其内部结构和成分。我们使用一组合理的温度分布图，以及与测量的引力场相匹配的密度分布图来推导行星的成分。我们发现，推断的天王星和海王星的成分是相当敏感的假设在外层的热剖面，但相对不敏感的中心，高压区的热剖面。这些行星的重元素质量分数$Z$的总体值在0.8到0.9之间。最后，我们认为天王星内部的大部分可能是导电的，这一结论与天王星发电机模型和热的中央内部区域一致。
2019-05-22 astro-ph.EP
Atmospheric chemistry on Uranus and Neptune
相对而言，我们对天王星和海王星的大气化学知之甚少，因为对这些寒冷、遥远的“冰巨人”进行远程光谱观测是一项挑战，而且每颗行星在20世纪80年代的短暂飞越中只被一艘航天器访问过。预计热化学平衡将控制这两颗行星大气层较深、较热区域的成分，但不平衡的化学过程，如运输引起的淬灭和光化学，会改变可以远程探测的高层大气区域的成分。两颗行星之间不平衡化学产品丰度的惊人差异表明大气传输存在显着差异。天王星和海王星的大气成分可以为解开行星形成和演化的细节提供关键线索，但前提是完全理解大气成分在三维意义上的变化方式和原因，以及来自行星外部的物质如何影响观测到的丰度。未来的任务规划应该考虑到关于天王星和海王星的大气化学仍然没有答案的关键未决问题，特别是那些与行星形成和演化有关的问题，以及那些解决在我们的太阳系内外的冰巨人上运行的复杂的耦合大气过程的问题。
2020-06-19 astro-ph.EP
The Formation of Uranus & Neptune: Challenges and Implications For Intermediate-Mass Exoplanets
在本文中，我们研究了天王星和海王星的形成，根据核心成核吸积模型，考虑形成位置从12到30 AU从太阳，并与不同的磁盘固体表面密度和核心吸积率。它表明，为了形成类天王星和类海王星行星的最终质量和固气比，非常具体的条件是必需的。我们还表明，当最近提出的高固体吸积率假设，随着固体表面密度约10倍的最小质量的太阳星云，在形成天王星和海王星在大的径向距离的挑战不再是形成时间尺度，而是找到这些行星的最终质量和组成的协议。事实上，这些条件更有可能导致气体巨行星。散射的星子形成行星的核心被认为是一个重要的影响，在较大的距离。我们的研究强调了原行星盘和行星胚胎出生环境的不同（即使是轻微的）条件如何导致最终质量和成分（固气比）非常不同的行星的形成，这自然解释了中等质量系外行星的巨大多样性。
2014-04-20 astro-ph.EP
Seasonal stratospheric photochemistry on Uranus and Neptune
利用时变一维光化学模式研究了天王星和海王星平流层碳氢化合物的分布随高度、纬度和季节的变化。海王星的结果表明，在没有平流层环流或其他纬向输送过程的情况下，在平流层上部，碳氢化合物丰度表现出强烈的季节性和纬向变化，但由于动力学和化学时间尺度的增加，这些变化随着深度的增加而变得越来越衰减。在高海拔地区，碳氢化合物的混合比通常是最大的太阳辐射是最大的，导致强烈的半球二分之间的夏季到秋季的半球和冬季到春季的半球。在毫巴压力和更深处，较慢的化学和扩散导致纬度变化，变得更加对称的赤道。在天王星上，停滞的，混合不良的平流层将甲烷及其光化学产物限制在更高的压力下，化学和扩散时间尺度仍然很大。因此，尽管天王星有着非常大的透明度，但碳氢化合物的季节性变化预计在天王星上会更加平静。辐射传输模拟表明，这两个行星上的碳氢化合物的纬度变化可能与未来的JWST中红外光谱成像观察。我们对海王星的季节性模型预测与从空间分辨的地面观测中检索到的C2 H2和C2 H6丰度（天王星目前没有这样的观测结果）比较好，这表明平流层环流-不包括在这些模型中-可能对海王星上的大规模碳氢化合物分布影响不大，不像木星和土星上的情况。
2018-03-27 astro-ph.EP
Detecting the Signatures of Uranus and Neptune
自第一次发现绕类太阳恒星运行的行星径向速度以来已有15年多的时间，径向速度测量的时间基线现在已经延伸到木星类似物的轨道之外。然而，对土星轨道半径以外的系外行星轨道周期的敏感性仍然超出了我们的能力范围，因此我们可以获得的关于冰巨星绕太阳类似物的流行的线索很少。在这里，我们模拟径向速度，过境，光度相位振幅签名的太阳系巨行星，特别是天王星和海王星，并评估其可探测性。我们将这些结果用于监测低质量恒星，并将其与其他潜在方法（如天体测量和成像）的相对检测前景进行比较。这些结果定量地显示了有多少现有技术适合于探测晚型恒星雪线以外的冰巨星，以及在太阳型恒星周围探测真正的天王星/海王星类似物所面临的挑战。
2011-04-26 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
Zonal winds of Uranus and Neptune: Gravitational harmonics, dynamic self-gravity, shape, and rotation
天王星和海王星表面的纬向风速度很快，可达每秒几百米。先前对纬向引力谐波和欧姆耗散约束的研究表明，行星内部相对较浅的深度内，风速会迅速减小。通过对结构模型中缺少的动力学引力谐波$J^\prime_4$与流体扰动的比较，我们对天王星和海王星的纬向风衰减进行了限制。为此，我们产生多变的经验结构模型的天王星和海王星使用$4^{\rm th}$阶理论的数字（ToF），离开流体静力学$J_4$作为一个开放的参数。将缺失的动力学贡献分配给纬向风（及其动力学自引力）引起的密度扰动，我们发现纬向风的最大尺度高度是两颗行星行星半径的$\sim 2-3\%$。允许模型在观测值周围的$\pm 5 \times 10^{-6}$范围内具有$J_2$解具有类似的含义。正如预期的那样，自重力对$J^\prime_4$的影响大约比纬向风的影响小10倍。衰变尺度的高度实际上是不敏感的建议修改的整体旋转周期的天王星和海王星在文献中。此外，我们发现，由于纬向风的动态密度扰动有一个可测量的影响的形状的行星，并可能被用来推断风衰减和批量旋转周期通过未来的观测。
2022-10-31 astro-ph.EP
The measured compositions of Uranus and Neptune from their formation on the CO iceline
冰巨星天王星和海王星的形成机制，以及它们的元素和同位素组成的起源，长期以来一直存在争议。外层原太阳星云中的固体密度太低，无法解释它们的形成，光谱观测表明这两颗行星都富含碳，氮含量非常低，它们最初形成的冰可能具有比彗星预测值更低的氘氢比，在其他行星中没有观察到无法解释的特性。在这里，我们表明，所有这些性质可以解释自然，如果天王星和海王星都形成在一氧化碳冰。由于蒸汽的扩散性再分布，这片原太阳星云的外部区域本质上具有足够的表面密度，可以由富碳固体和贫氮气体形成两颗行星，其丰度与观测值一致。富含水的内部主要来自转换的CO冰调和的D/H值的天王星和海王星的积木与彗星的价值。最后，我们的方案概括了一个众所周知的假设，即木星形成于两颗冰巨星的冰线（水雪线）上，并且可能是将这种机制推广到其他巨行星的第一步。
2014-07-09 astro-ph.EP
Assessing the contribution of Centaur impacts to ice giant luminosities
旅行者2号的观测显示，海王星的内部光度比天王星高出一个数量级。如果这两颗行星具有相似的内部结构和冷却历史，那么海王星的光度只能通过调用引力收缩之外的某种能源来解释。本文研究半人马座的影响是否可以提供必要的能量产生海王星的光度。主要的发现是：（1）天王星和海王星的撞击太过罕见，即使是乐观的撞击率估计，也无法提供海王星观测值的光度;（2）天王星和海王星在任何给定时间都很少有显著不同的撞击产生的光度。天王星和海王星很可能有结构上的差异，迫使它们以不同的速度冷却和收缩。
2015-09-16 astro-ph.EP
Accretion of Uranus and Neptune: confronting different giant impact scenarios
针对天王星和海王星起源中巨型撞击场景的自转过快问题，对比大/小质量比撞击体的N体模拟，发现大质量比场景虽自转符合但碰撞概率低，两种场景匹配当前行星参数的概率相近（约0.1-1%）。
2024-12-03 astro-ph.EP
In Situ Formation of Icy Moons of Uranus and Neptune
巨行星的卫星被认为是在行星形成的后期形成于气态的环行星盘（CPD）中，但到目前为止还不知道质量较小的行星，如冰巨星是否可以形成这样的盘，从而在那里形成卫星。我们结合辐射流体动力学模拟卫星人口合成的情况下，天王星和海王星的调查问题。对于这两颗冰巨星，我们发现在它们形成的最后都会产生一个气态的CPD。综合结果表明，在$10^5$年内，这些CPDs中可能形成类天王星的冰质卫星系统。这意味着海王星可能有一个类似天王星的卫星系统，最初被捕获的海卫一抹去。此外，我们的模型可以重现天王星目前的卫星，而不需要行星与行星的碰撞来创造一个卫星生长的碎片盘。这些结果强调，即使是冰巨人-最常见的系外行星质量类别-也可以形成卫星，为可能比以前想象的更多的系外卫星开辟了道路。
2018-11-15 astro-ph.EP
Solid Accretion onto Neptune-Mass Planets I: In-Situ Accretion and Constraints from the metallicity of Uranus and Neptune
当前可用的详细属性（例如，太阳系行星的同位素比率（同位素比率）可以为构建系外行星表征的更好方法提供指导。基于这个动机，我们探讨了天王星和海王星的氘氢比（D/H）的测量值如何限制它们的形成机制。在原位形成的假设下，我们研究了三种固体吸积模式，一种占主导地位的吸积模式从卵石吸积到阻力增强的三体吸积和正则星子吸积，随着固体半径的增加。我们认为一个广泛的半径范围内的固体吸积到（原）海王星质量的行星和计算所产生的吸积率作为一个函数的固体大小和固体表面密度。我们发现，对于小尺寸的固体，速率变得足够高，停止并发气体吸积，如果所有的固体具有相同的大小。对于大尺寸的固体，固体表面密度需要提高，以在气盘寿命内吸积足够量的固体。我们应用这些吸积模式的形成天王星和海王星，并表明，如果采用最小质量的太阳星云模型，固体的半径$\sim 1$米到$\sim 10$公里应主要贡献于他们的氘富集;一个更严格的约束，可以得出，如果全固体的尺寸分布确定。因此，这项工作表明，D/H比可以用作海王星质量行星上固体吸积的示踪剂。对于作为金属丰度指标的其他原子元素，也可以进行类似的努力。
2022-06-22 astro-ph.EP
Thermal evolution of Uranus and Neptune II -- Deep thermal boundary layer
热演化模型表明，天王星和海王星的光度与绝热内部的经典假设不一致。这些模型通常预测天王星比观测到的要亮，最近预测海王星比观测到的要暗。在这项工作中，我们调查的热传导边界层的天王星和海王星类行星的演化的影响。这个热边界层（TBL）被认为是位于行星深处，是由氢氦为主的外层和富含冰的内层之间的陡峭成分梯度造成的。我们调查的TBL厚度，热导率，和TBL形成的时间对行星的冷却行为的影响。计算是用我们最近开发的基于Henyey方法的恒星演化工具进行的。我们利用最先进的状态方程的氢，氦和水，以及通过从头计算方法计算的水的热导率数据。我们发现，即使是几公里的薄导电层对行星冷却有显着的影响。在我们的模型中，只有当天王星与太阳入射通量在很长一段时间内接近平衡时，才能重现天王星的测量光度。对于海王星，我们找到了一系列的解决方案，在层厚为15公里或更大的情况下，有效温度接近恒定，类似于天王星。此外，我们找到了几公里的薄TBL和强烈增强的热导率的解决方案。TBL的$\sim$ 1 $~$ Gyr较晚的开始将当前的$ΔT$降低一个数量级，仅为几百K。我们的模型表明，TBL可以显着影响目前的行星光度在两个方向上，使它显得比绝热的情况下更亮或更暗。
2021-07-20 astro-ph.EP
Key Atmospheric Signatures for Identifying the Source Reservoirs of Volatiles in Uranus and Neptune
我们调查的几个交付方案的挥发物的冰巨人的大气中的富集模式，记住，唯一的约束远程确定，即碳丰度测量，表明他们的信封具有高度超太阳金属，即接近两个数量级以上的原太阳星云。在核心吸积模型的框架下，只有挥发物以固体形式（无定形冰，包合物，纯冷凝物）输送到这些行星才能解释它们的包层的表观超太阳金属丰度。相比之下，由于冰粒子通过各种雪线向内漂移，所有机制调用蒸汽形式的挥发物的输送预测在天王星和海王星的信封太阳下的丰度。或者，即使我们的太阳系中的盘不稳定机制仍然存在疑问，它可能与天王星和海王星观测到的超太阳金属丰度一致，假设这两颗行星随后遭受了H-He包层的侵蚀。从所考虑的每一种运载设想中得出的浓缩模式应有助于解释今后通过大气层进入探测器进行的现场测量。
2020-04-23 astro-ph.EP
The D/H ratio in the atmospheres of Uranus and Neptune from Herschel PACS observations
本文分析了Herschel-PACS对天王星和海王星大气中转动R（0）和R（1）HD线的测量结果，以获得两颗行星更精确的D/H比。D/H比的推导还包括红外空间天文台（ISO）上的短波光谱仪先前对R（2）线的测量。讨论了三个转动跃迁的谱线信息，并将其应用于辐射转移计算。所有三条线的最佳同时拟合只需要与天王星的斯皮策温度廓线有一个微小的偏离，与海王星的旅行者温度廓线的偏离限制在2K以内（都在对流层顶附近）。天王星和海王星的D/H比值非常相似，分别为（4.4 $\pm$ 0.4）$\times10^{-5}$和（4.1 $\pm$ 0.4）$\times10^{-5}$。虽然氘富集在两个大气相比，原太阳值得到证实，它被发现是较低的相比，以前的分析。使用Podolak et al.（1995），Helled et al.（2011）和Nettelmann et al.（2013）的内部模型，并假设在行星历史中大气和内部发生完全混合，我们推导出天王星原行星冰的D/H介于（5.75--7.0）$\times10^{-5}$之间，海王星介于（5.1--7.7）$\times10^{-5}$之间。相反，采用彗星的D/H为（15-30）$\times10^{-5}$之间的原行星冰，我们限制两颗行星的内部模型有一个冰的质量分数为14- 32%，即这两颗行星是岩石为主。
2013-01-24 astro-ph.EP
Late gas released in the young Kuiper belt could have significantly contributed to the carbon enrichment of the atmospheres of Neptune and Uranus
本文研究了年轻柯伊伯带释放的晚期气体吸积对天王星和海王星大气碳富集的贡献，发现数十地球质量的原初柯伊伯带可导致显著CO吸积及高C/H比，并提出该机制在系外行星系统中同样适用。
2025-06-03 astro-ph.EP
Uranus and Neptune as methane planets: producing icy giants from refractory planetesimals
本研究针对天王星、海王星富冰组成与外太阳系贫冰难熔星子的矛盾，提出难熔星子与原行星大气氢反应生成甲烷冰的机制，模型可匹配冰巨星的大小、质量与转动惯量，预测其氢氦比低于太阳值。
2024-07-10 astro-ph.EP
Constraining the Depth of the Winds on Uranus and Neptune via Ohmic Dissipation
确定太阳系外行星大气风的深度是行星科学的一个关键课题。我们通过总的诱导欧姆耗散，由于纬向流和行星磁场的相互作用，在天王星和海王星提供这些深度的限制。可以通过整个内部的能量和熵通量对诱导耗散设置上限。感应欧姆耗散与流动中所涉及的材料的电导率分布直接相关。我们提出了一种方法来计算离子导电的氢氦水混合物在行星条件下的电导率分布，使用从头计算模拟的结果。我们将这个公式应用于文献中的几个冰巨星内部结构模型，其中所有的重元素都由水代表。根据能量（熵）通量收支，天王星的最大穿透深度位于$0.93R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{U}}}$之上（$0.90R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{U}}}$），海王星位于$0.95R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{N}}}$之上（$0.92R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{N}}}$）。这些结果的穿透深度的上限，并与以前的估计的基础上的纬向风的重力场的贡献是一致的。正如预期的那样，在外部区域具有较高水丰度的内部结构模型也具有较高的电导率，因此在较浅区域达到欧姆极限。因此，我们的研究表明，随着外层水的存在，天王星和海王星上深层风的可能性显着下降。
2020-09-09 astro-ph.EP
Radiative-convective models of the atmospheres of Uranus and Neptune: heating sources and seasonal effects
本研究利用季节辐射-对流模型探究天王星与海王星平流层异常增温的热源及季节效应，测试三类热源假设及组合，发现模型结果与部分观测存在差异但匹配海王星南极暖区特征。
2024-03-20 astro-ph.EP
The Dynamics of Centaurs in the Vicinity of the 2:1 Mean Motion Resonance of Neptune and Uranus Trojan Region
在这项工作中，我们提出了一套动力学模拟的8,022假设半人马座天体的轨道演变的结果。这些半人马座开始我们的积分轨道附近的2：1的平均运动共振与海王星，我们遵循他们的动力学演化的一段时间为3万年的引力影响下，一个静止的太阳和四个类木行星。绝大多数被研究的试验粒子迅速逃离海王星2：1平均运动共振附近，扩散到整个太阳系。半人马座在海王星2：1平均运动共振附近的平均天平动时间被发现仅为27 kyr。虽然有两个粒子在共振附近停留了超过100万年。在离开2：1共振附近时，由于与巨行星的反复近距离接触，大多数测试粒子通过在半长轴上随机行走的过程进化。
2015-03-20 astro-ph.EP
Outer Solar System Exploration: A Compelling and Unified Dual Mission Decadal Strategy for Exploring Uranus, Neptune, Triton, Dwarf Planets, and Small KBOs and Centaurs
将2013-2022年十年期调查的愿景和航行（V&V，国家研究委员会，2011年）目标与随后的预算概况进行对比，发现对太阳系中的每个理想目标进行单独的任务是根本不现实的。事实上，在目前的预算现实情况下，这些任务中很少有能够实现的。考虑到到达外太阳系的成本和难度，前往冰巨星系统和柯伊伯带的高价值科学任务之间的竞争是适得其反的。一个更好的方法是将这两个项目结合成一个综合战略，最大限度地提高许多科学学科和社区可以实现的科学，同时认识到务实的预算限制。
2019-08-30 astro-ph.EP
Temperature Distributions in the Protosatellite Disks of Uranus, Jupiter, Neptune and Saturn and Common Structure in Their Satellite Systems
我们在天王星、木星和海王星的卫星和环系统的轨道半径中观察到类似的结构。这激发了一项调查，即这些系统和土星系统的演化是由一种共同的机制引发的，这种机制涉及辐射与其子星云（原卫星盘）的相互作用。提出了一种模型，其特征在于通过受激辐射分子缔合（SRMA）反应产生的共振。在这个模型中，热能是从一个原行星盘在特定距离的原行星，只要有一个匹配的本地热能的磁盘和光子撞击磁盘的能量。天王星、木星和海王星盘的辐射由氢分子光谱的一部分提供，土星盘的辐射由氢原子光谱的一部分提供。这些发现揭示了卫星系统的早期演化和结构，包括复杂的土星环系统。他们还链接卫星轨道半径大小分布的形状的温度分布（TD的）在原卫星盘。在天王星（Mousis 2004）和土星（Mousis Gautier和Bockelee-Moran，2002）的原卫星盘理论上确定TD的是必不可少的，目前的调查。
2022-03-05 astro-ph.EP
Ice Giants
该综述总结天王星和海王星内部结构与形成机制的研究现状，指出其成分分布与形成路径的不确定性，并展望通过先进建模、观测和实验来深化理解。
2025-04-25 astro-ph.EP
Stimulated Radiative Molecular Association in the Early Solar System: Orbital Radii of Satellites of Uranus, Jupiter, Neptune, and Saturn
目前的调查关系到天王星，木星，海王星和土星的常规卫星的轨道半径的原子和分子氢的光谱中的光子能量。为了解释这些观测结果，开发了一个模型，涉及受激辐射分子缔合（SRMA）的光子和原子之间的行星的原卫星盘的反应。在该模型中，由于在盘中的温度与光子能量之间存在匹配的半径处的共振，从每个盘提取热能。物质在这些半径上积累，最终形成卫星和环。天王星、木星和海王星卫星的轨道半径与氢分子光谱中的光子能量（$E_{PM}$值）有关。土星卫星的轨道半径与氢原子光谱中的光子能量（$E_{PA}$值）有关。这种关系存在的第一个线索是在天王星卫星轨道半径与木星卫星轨道半径的曲线图中发现的，以及在天王星卫星轨道半径与海王星卫星轨道半径的曲线图中发现的。一个表达式是确定的，它给出了温度在原卫星盘每个卫星的演变开始。这个表达式是用来找到在磁盘中的温度分布，这是发现类似于其他研究人员计算的分布。
2015-05-31 astro-ph.EP
On the formation location of Uranus and Neptune as constrained by dynamical and chemical models of comets
在土星的卫星土卫二中观测到的D/H富集与在近各向同性彗星中观测到的值非常相似。由于预测的强烈变化的D/H与日心距离的太阳星云，这一观察联系的原始源区的近各向同性彗星的形成位置的土卫二。也就是说，来自近各向同性类的彗星最有可能是从土卫二形成位置附近的源区进入它们目前的水库奥尔特云的。对奥尔特云形成的动力学模拟表明，天王星和海王星主要负责向奥尔特云输送物质。此外，土卫二是由土星捕获其气体包层的位置附近的太阳星云凝聚而成的，很可能就在土星目前在太阳系的位置或附近。这些证据的结合似乎要求天王星和海王星在奥尔特云形成的时期比现在更接近土星的当前位置。这样的配置与外太阳系演化的尼斯模型是一致的。进一步测量彗星，特别是黄道彗星的D/H丰度，将为各种外太阳系形成模型提供一个很好的解释。
2011-04-26 astro-ph.EP
Compositional Convection in the Deep Interior of Uranus
天王星和海王星有着与太阳系中其他巨行星不同的共同属性，但它们也彼此不同，特别是在它们相对的内部热通量方面。海王星不仅释放的热量是天王星的十倍，而且释放的热量与它们从太阳吸收的能量的相对量也有很大的不同，与天王星相当，海王星是所有巨行星中最大的。因此，天王星内部是否存在热对流是值得怀疑的。然而，内禀磁场的存在意味着内部流体运动必须存在。在这里，我们认为组成对流驱动的氢的释放与形成大型有机网络或金刚石沉淀在内部深处。我们使用一组数值旋转对流模型来测试这一假设，其中对流驱动在热源和成分源之间变化，并且足够有力，不会受到旋转的强烈约束。在大多数情况下，我们发现冰巨人一样的纬向气流发展，三个带的特点是逆行赤道急流和高纬度的反赤道急流。大尺度环流单体也会发展，并导致热量和质量通量，这些通量往往沿着赤道平面呈现局部最大值。因此，尽管天王星的内部热流最小，但由热浮力和成分浮力驱动的对流之间的相似性预测天王星和海王星具有相似的内部动力学，从而可以解释为什么两个冰巨星具有可比的磁场。
2021-11-09 astro-ph.EP
Contrasting C/O ratios in Uranus and Neptune from disequilibrium chemistry: A clue to distinct evolutionary pathways?
Aix-Marseille Université（艾克斯-马赛大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux（波尔多大学天体物理实验室）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台、巴黎文理研究大学、法国国家科学研究中心、索邦大学、巴黎西岱大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究所）；Space Science Institute（空间科学研究所）
该研究通过扩展模型分析天王星与海王星的非平衡化学，发现二者C/O比、氧丰度存在差异，支持其演化路径不同，还为未来天王星探测任务提供了框架。
2026-09-07 astro-ph.EP
The Formation of Uranus and Neptune in Solid-Rich Feeding Zones: Connecting Chemistry and Dynamics
行星形成的核心吸积理论至少有两个基本问题来解释天王星和海王星的起源：（1）跨土星太阳星云的动力学时间很长，核心的增长可能需要超过1500万年，（2）当核心达到10个地球质量时，失控的气体吸积开始发生，这就需要在冰巨人核心达到临界质量时突然停止气体吸积。这两个问题都可以通过允许冰巨星在富含固体的供给区形成后向外迁移来解决，这些供给区的星子表面密度远高于最小质量的太阳星云。我们使用Nice模型（Gomes et al. 2005; Morbidelli et al. 2005; Tsiganis et al. 2005）的初始半长轴分布，对Dodson-Robinson et al.（2009）的富固体盘中天王星和海王星的形成进行了新的模拟，其中一个冰巨星在12 AU形成，另一个在15 AU形成。最里面的冰巨星在380万~ 400万年后达到现在的质量，最外面的冰巨星在530万~ 600万年后达到现在的质量，与以前的一维模拟相比，时间缩短了很多（例如Pollack et al. 1996）。核心质量保持亚临界状态，消除了突然停止气体吸积的需要。我们计算的碳质量分数为22%，与Podolak等人（1995）和Marley等人（1995）的冰巨星内部模型非常一致。基于形成冰巨星的微行星含有>10%质量分数的甲烷冰的要求，我们可以拒绝任何最初将天王星和海王星置于土星轨道内的太阳系形成模型。我们…
2009-11-19 astro-ph.EP
The effect of orbital damping during planet migration on the Inclination and Eccentricity Distributions of Neptune Trojans
我们探讨行星迁移的情况下形成的高倾角海王星特洛伊（NT），以及它们是如何受到海王星和天王星的行星迁移。如果海王星和天王星的离心率和倾角在行星迁移期间被阻尼，那么它们的离心率和倾角在迁移之前和迁移期间都比它们现在的值高。使用测试粒子集成，我们研究了原始NT的稳定性，对象最初是特洛伊与海王星迁移之前。我们还研究了海王星外天体与海王星共振，并在行星迁移过程中成为NT。我们发现，大多数原始NTs是不稳定的，如果偏心率和倾斜阻尼发生在行星迁移。在阻尼的情况下，与海王星的长期共振可以增加跨海王星天体的低偏心率和倾角人口，增加它们被捕获到与海王星1：1共振的概率，成为高倾角NT。我们认为，共振捕获的情况下是一个有前途的和更有效的机制解释NTs的起源是特别有效的，如果天王星和海王星经历了偏心率和倾斜阻尼在行星迁移。
2016-02-13 astro-ph.EP
H$_{2}$-H$_{2}$O demixing in Uranus and Neptune: Adiabatic structure models
本研究构建 H2-H2O 相图与绝热内部模型，约束天王星和海王星的大气水丰度及分层转变压力，并解释其引力谐波与层状结构成因。
2024-10-28 astro-ph.EP
JWST Spectrophotometry of the Small Satellites of Uranus and Neptune
本文利用James Webb Space Telescope的NIRCam获取的天王星和海王星小卫星1.4-4.6微米多波段测光数据，表征了其表面成分，发现它们具有相似的成分及3.0微米吸收特征，并与部分Neptune Trojans和Kuiper belt天体性质相似。
2024-04-10 astro-ph.EP
The Possibility of Hydrogen-Water Demixing in Uranus, Neptune, K2-18b and TOI-270d
本研究探讨天王星、海王星、K2-18b和TOI-270d中氢-水分层的可能性，结合演化模型与从头算相图，发现分层可解释行星结构特征，对理解行星演化及大气观测有重要意义。
2025-07-08 astro-ph.EP
Superionic to superionic phase change in water: consequences for the interiors of Uranus and Neptune
使用密度泛函分子动力学自由能计算，我们表明，体心立方相的超离子冰以前被认为是唯一的阶段，实际上是不稳定的相比，一个新的阶段与氧的位置在面心立方晶格网站。新相具有比bc相低的质子迁移率，并且可以表现出更高的熔融温度。我们预测在1 +/- 0.5 Mbar的压力下，这两个阶段之间会发生过渡，这对天王星和海王星等冰巨星的内部可能产生影响。
2013-02-14 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
Thermochemistry and vertical mixing in the tropospheres of Uranus and Neptune: How convection inhibition can affect the derivation of deep oxygen abundances
热化学模型在过去已经被用来限制从对流层CO光谱测量的气体和冰巨行星中的深层氧丰度。了解这些行星的氧气丰度是更好地理解它们形成的关键。这些模式已广泛使用干和/或湿对流层外推温度从测量值在对流层上部的水平，其中H $_2$ O和CO之间的热化学平衡建立。由H $_2$ O的冷凝产生的平均分子量梯度稳定了大气对流，并导致垂直热剖面和H $_2$ O分布显著偏离先前的估计。我们重新审视O/H估计使用的大气结构，占抑制对流冷凝。我们使用的热化学网络和最新的观测CO在天王星和海王星计算的内部富氧需要满足这些新的估计的热配置文件和意见。我们还提出了目前这种建模的局限性。
2017-03-13 astro-ph.EP
Protonic thermoelectric effect of Superionic H$_2$O and magnetic field generation in Uranus and Neptune
Institute of Geochemistry, Chinese Academy of Sciences（中国科学院地球化学研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Guizhou Normal University（贵州师范大学）；Center for High Pressure Science and Technology Advanced Research（高压科学先进研究中心）；Chengdu University of Technology（成都理工大学）；Sun Yat-sen University（中山大学）
研究发现类离子态H2O在土星和海王星内部产生显著质子热电效应，由此驱动磁场生成，解释了两者磁场强度差异。
2026-10-28 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
Spectral trends across the rings and inner moons of Uranus and Neptune from JWST NIRCam images
该研究利用JWST NIRCam图像分析天王星和海王星环及内卫星的光谱趋势，发现海王星环和卫星水冰分数更低，且天王星内系统光谱随距离变化，揭示了行星环和卫星的物质组成差异。
2025-08-19 astro-ph.EP
Earth-based Stellar Occultation Predictions for Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, Titan, and Triton: 2023-2050
本研究基于Gaia DR3星表与2MASS近红外K波段测光数据，给出2023-2050年六颗外太阳系天体的地基恒星掩星预测，统计了事件数量、可观测区域等信息，为外太阳系大气与环系统的十年尺度演化研究提供支撑。
2023-07-25 astro-ph.EP
Convective storms and atmospheric vertical structure in Uranus and Neptune
冰巨人天王星和海王星有氢为基础的大气层，有几种成分在它们寒冷的上层大气中凝结。在这两颗行星上观测到的少量明亮云系是湿对流风暴的良好候选者，但它们的观测性质（大小，时间尺度和活动周期）与气体巨人中的湿对流风暴不同。这些云和风暴可能是由于甲烷冷凝，观测还表明在几巴的深度存在更深的硫化氢云（H $_2$ S）。热化学模型预测，在更深的地方，氢硫化氨（NH $_4$ SH）和水的压力在几十到几百巴之间，形成了延伸的深层天气层。由于氢的分子量小，挥发性物质含量高，它们的凝结产生了一个强烈稳定的分子量垂直梯度，比木星和土星的分子量垂直梯度大。由此产生的对垂直运动的抑制应该会导致一种潮湿的对流状态，这种对流状态与地球或泰坦等氮基大气中发生的对流状态有很大不同。因此，天王星和海王星深层大气的热结构还没有得到很好的理解。类似的过程可能发生在土星的木星深水云上，但冰巨人提供了在甲烷云层上层研究这些物理方面的可能性。将需要结合轨道和原位数据来了解对流及其在冰巨人大气动力学中的作用，并进一步了解包括木星、土星和巨型系外行星在内的氢大气中的作用。
2021-11-30 astro-ph.EP
Considerations on the accretion of Uranus and Neptune by mutual collisions of planetary embryos in the vicinity of Jupiter and Saturn
模拟冰巨人天王星和海王星的形成是行星科学中一个长期存在的问题。由于气体阻力，碰撞阻尼和共振牧羊，行星胚胎排斥星子远离他们的范围，因此他们停止增长（Levison等人，2010）。这个问题仍然存在，与吸积是发生在冰巨星的当前位置还是靠近太阳无关。我们没有试图将行星胚胎的失控/寡头生长推到10-15个地球质量，而是设想了这样一种可能性，即微行星盘可以产生一个只有1-3个地球质量的行星胚胎系统。然后，我们研究这些胚胎是否可以相互碰撞，并成长到足以达到目前的天王星和海王星的质量。我们的研究结果指出了两个主要问题。首先，在土星之外形成和保留的第一和第二大质量核心之间通常存在很大的质量差异。其次，在许多模拟中，最终的行星系在土星之外有两个以上的物体。一颗大行星从胚胎系统中成长，需要对气体盘的偏心率和倾角进行强有力的阻尼。但是，强阻尼也有利于胚胎和核心找到稳定的共振结构，这样就可以找到两个以上的幸存物体的系统。除了这些问题之外，为了使胚胎之间有实质性的相互吸积，有必要假设气体的表面密度是最小质量太阳星云的几倍。然而，这与天王星和海王星形成于一个气体匮乏的圆盘的共同想法形成鲜明对比，这是由这些行星的大气中含有相对少量的氢和氦所暗示的。我们的模拟中只有一次“偶然”成功地再现了外太阳系的结构。
2012-02-10 astro-ph.EP
Insights on the Formation Conditions of Uranus and Neptune from their Deep Elemental Compositions
本研究利用原行星盘模型模拟CO冰线处挥发物演化，结合纯凝析物及含笼形包合物两种固体情形，预测天王星与海王星的深部元素丰度并约束其形成条件。
2024-06-17 astro-ph.EP
