Small impacts on the giant planet Jupiter
在过去的八年里，业余天文学家对木星的视频观测显示，木星有五次闪光，每次1-2秒。前三起事件分别发生在2010年6月3日、2010年8月20日和2012年9月10日。先前的分析表明，它们是由直径为5-20米的物体（取决于其密度）的撞击造成的，释放的能量相当于地球上车里雅宾斯克空中爆炸类的超级火流星。木星上最近的两次闪光是在2016年3月17日和2017年5月26日发现的，这里进行了分析。我们描述了产生这些闪光的物体的质量和大小以及所涉及的能量。对木星的类似撞击率提供了对行星撞击总通量的更好限制，可以与木星高层大气中检测到的外来物种数量进行比较。我们提取了闪光的光变曲线，并计算了撞击物体的质量和大小。对木星的业余观测数量作为时间的函数进行检查，使我们能够解释这些探测的统计数据。预计撞击木星的小天体（5-20米或更大）的累积通量很低（每年10-65次撞击），其中只有一小部分可能从地球上观测到（在完美的调查中，每年4-25次）。未来几年将发现更多的撞击，木星的反对派在北半球的夏季转移。这种大小的天体对木星平流层中的外来物质和尘埃的贡献可以忽略不计，相比之下，行星间尘埃的连续通量被巨大的撞击打断。足够高的闪光可以在行星上产生可观察到的碎片场。我们估计，对这些影响的持续搜索可能每0.4到2.6年就会发现这些事件。
2018-04-09 astro-ph.EP
Rapid Formation of Saturn after Jupiter Completion
我们研究了土星核心在一个原行星盘中径向压力最大时的形成，该盘是由木星的间隙打开而产生的。通过星子吸积形成的核心会导致周围星子的碎裂，这通常会抑制核心的进一步增长，因为气体阻力导致的径向漂移会导致产生的碎片被移除。然而，压力最大值的出现阻止了碎片的漂移，而它们的轨道偏心率和倾角则被气体阻力有效地抑制。因此，土星的核心通过在压力最大值附近的碎片吸积而迅速增长。我们发现，在最小质量的太阳星云中，千米大小的星子可以在200万年内产生一个超过10个地球质量的核心。由于木星可能没有经历过显著的II型向内迁移，因此很可能木星的形成是在当地盘质量已经衰减到与木星质量相当或更小的时候完成的。土星核心的预期快速增长的时间尺度相当于或短于观测推断的磁盘寿命，使土星能够在磁盘气体完全耗尽之前获得当前数量的包封气体。高热能释放率到核心表面，由于快速吸积的碎片延迟失控气体吸积的开始，直到核心质量变得比木星，这是一致的估计的基础上内部建模。因此，由木星的间隙打开引起的土星的快速形成可以解释多个气体巨星（木星和土星）的形成，而没有明显的向内迁移，土星的核心质量大于木星。
2012-07-10 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
Formation of Jupiter-Mass Binary Objects through photoerosion of fragmenting cores
本文提出大质量恒星Lyman连续谱辐射对原恒星核的光致侵蚀理论，解释了ONC中木星质量双星天体的形成机制，认为其质量与宽间距特征源于核心碎裂后的光致侵蚀及动力学迁移。
2024-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Including Dust Coagulation in Hydrodynamic Models of Protoplanetary Disks: Dust Evolution in the Vicinity of a Jupiter-mass Planet
在建立原行星盘模型时，由于尘埃增长的复杂性和计算费用，尘埃增长常常被忽略。然而，它确实在塑造原行星尘埃的演化和行星形成方面发挥了主要作用。在本文中，我们提出了一个数值模式耦合的二维流体动力学演化的原行星盘，包括一个小行星质量的行星，尘埃凝聚。这是通过在单个基于网格的流体动力学模拟中包括多个尘埃流体并在求解流体动力学演化的顶部求解用于尘埃凝结的Smoluchowski方程来获得的。我们发现，碎片的尘埃聚集体被困在行星间隙外的压力隆起导致的小颗粒的密度增加。我们比较了从充分凝聚处理的常用的，固定的粉尘大小的方法和以前应用的，计算密集度较低的方法，包括粉尘凝聚的结果。我们发现，完全凝聚的结果不能使用固定大小的处理再现，但有些可以模仿使用一个相对简单的方法来估计在每个网格单元格中的特征灰尘大小。
2019-09-23 astro-ph.EP
Growth of Jupiter: Enhancement of Core Accretion by a Voluminous Low-Mass Envelope
我们目前的计算通过核心成核吸积和气体捕获的木星形成的早期阶段。核心开始时是一个半径约350公里的种子体，并在一群初始半径从15米到50公里的微行星中运行。群的演化解释了增长和破碎、粘性和重力搅拌、以及阻力辅助迁移和速度阻尼。在这个演化过程中，小于9%的质量是半径小于1公里的微行星;小于25%的质量是半径在1到10公里之间的微行星;小于7%的质量是半径大于100公里的天体。气体捕获的核心大大提高了大小依赖的横截面的行星吸积的星子。行星外壳中尘埃不透明度的计算说明了微行星被烧蚀时释放的尘埃颗粒的凝结和沉降。计算是在轨道半长轴为5.2天文单位处进行的，在该距离处，初始固体的表面密度为10 g/cm^2。结果给出了一个近7.3地球质量（Mearth）的核心质量和一个约0.15 Mearth的包层质量在大约4 e5年后，在这一点上，包层的增长速度超过了核心。同样的计算没有信封产生的核心只有约4.4米地球。
2014-08-07 astro-ph.EP
Disc fragmentation. II. Ejection of low mass Free Floating Planets from growing binary systems
University of Leicester（莱斯特大学）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS, Université Paul Sabatier, CNES（法国图卢兹大学/国家科学研究中心/保罗·萨巴蒂尔大学）；University of Warwick（华威大学）；University of Zurich（苏黎世大学）
本文提出，盘碎片化过程可解释从成长中的双星系统中抛出大量低质量自由漂浮行星，并通过模拟验证了高抛出效率。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational and Dynamical Characterization of Main-Belt Comet P/2010 R2 (La Sagra)
我们目前的观测彗星状的主带对象P/2010 R2（La Sagra）获得的泛星1和Faulkes望远镜北哈雷阿卡拉在夏威夷，夏威夷大学的2.2米，双子座北，凯克我望远镜莫纳克亚山，丹麦1.54米望远镜在拉西拉，和艾萨克牛顿望远镜在拉帕尔马。从2010年8月到2011年2月观测到反日尘埃尾，而从2010年12月到2011年8月也观测到与物体轨道平面对齐的尘埃尾。假设P/La Sagra有典型的相位变暗行为，在2010年8月至12月期间，其亮度增加超过1等，表明在此期间尘埃的产生仍在进行。这些结果强烈表明，观察到的活动是彗星的性质（即，这颗彗星是由挥发性物质的升华驱动的），因此P/La Sagra是最近发现的主带彗星。我们得到了一个近似的绝对星等，其核的H_R=17.9+/-0.2等，对应的核半径约为0.7 km，假设p=0.05。使用光谱学，我们没有发现升华产物的证据（即，气体排放），发现上限CN生产率Q_CN<6 × 10^23 mol/s，由此我们推断出H2O生产率Q_H2O <10^26 mol/s。数值模拟显示，P/La Sagra在超过1亿年的时间内是动力学稳定的，这表明它可能是其当前位置的原生天体，其组成可能代表了主带同一区域的其他天体，尽管与木星的13：6平均运动共振以及与木星和土星的（3，-2，-1）三体平均运动共振相对接近，这意味着不能排除更大时间尺度上的动力学不稳…
2012-02-15 astro-ph.EP
Disc fragmentation rarely forms planetary-mass objects
现在已经相当清楚的是，盘碎裂只能在原恒星盘（$r > 50$ au）的外部发生。任何通过圆盘碎片形成的天体，其初始质量都将大于木星。然而，这样的过程是否真的起作用，或者在行星质量物体的形成中是否能发挥重要作用，仍然不清楚。我们确实有一些直接成像的物体可能以这种方式形成的例子，但我们还没有限制光盘碎片实际上形成这种物体的频率。我们在这里要考虑的是，我们是否可以通过考虑大半径天体（$a > 50$）au（如果它们确实存在的话）在来自更遥远的恒星同伴的扰动下如何演化，来限制通过盘碎裂形成的行星质量天体的可能种群。我们发现参数空间中存在一个特定区域，此类物体将分散到该区域，并表明该区域中已知的系外行星具有与大量系外行星群更一致的属性，而不是通过大半径的盘碎片形成的属性。随着直接成像的对象在大半径的稀缺性，我们的研究结果提供了一个类似的，但独立的，通过光盘碎片形成的对象的频率约束。
2015-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing fragmentation and sub-Jovian clump properties in magnetized young protoplanetary disks
本研究通过三维电阻MHD模拟探究磁化原行星盘的团块演化，发现磁作用使团块角动量更低、质量处于超级地球到海王星区间，为中等质量行星形成提供了核吸积之外的可行解释。
2023-03-07 astro-ph.EP
Interpretation of the observations made in 1883 in Zacatecas (Mexico): A fragmented Comet that nearly hits the Earth
1883年8月12日和13日，墨西哥天文学家何塞·A. y Bonilla观察到几个物体从太阳圆盘前面经过。1886年，他在《L 'Astronomie》杂志上发表了他的观测结果，但没有提出解释这些现象的假设。我们在这项工作中的目标是解释，与目前的知识，他在萨卡特卡斯观察。我们的工作假设是，博尼利亚在1883年观察到的是一颗高度碎片化的彗星，几乎与地球表面齐平。彗星核的分裂是十九世纪以来已知的现象。利用Bonilla报告的结果，我们可以估计这些物体接近地球表面的距离、它们的大小、质量和碎裂前彗星的总质量。根据我们的计算，物体经过地球表面的距离在538公里至8，062公里之间，物体的宽度在46米至795米之间，长度在68米至1，022米之间，物体的质量在5.58e8千克至2.5e12千克之间。最后，原始彗星的质量，在碎裂之前，在1.83e12和8.19e15公斤之间，即，哈雷彗星质量的2 e-3到8.19倍之间。
2011-10-12 astro-ph.EP
Jupiter Mass Binary Objects in the Trapezium Cluster
利用JWST近红外巡天在猎户四边形星团发现540个低至0.6倍木星质量的候选体，并发现9%处于宽双星系统，挑战现有恒星与行星形成理论。
2023-10-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fragmentation-limited dust filtration in 2D simulations of planet-disk systems with dust coagulation. Parameter study and implications for the inner disk's dust mass budget and composition
通过二维尘埃凝聚模拟，研究行星间隙的过滤效率，发现高行星质量、高碎片速度和低扩散率下过滤有效，低碎片速度下内盘迅速被外盘尘埃污染，对太阳星云条件提出限制。
2025-10-09 astro-ph.EP
Towards a population synthesis model of self-gravitating disc fragmentation and tidal downsizing II: The effect of fragment-fragment interactions
大多数原恒星系统可能会经历一个短暂的阶段，在这个阶段，原恒星盘是自引力的。如果这些圆盘容易碎裂，那么它们就能够迅速形成最初有几个木星质量甚至更大的物体。这些圆盘碎片的命运（以及后来通过核心吸积形成的行星体的命运）不仅敏感地取决于碎片与圆盘的相互作用，而且还取决于与其相邻碎片的相互作用。我们回到和修改我们的人口合成模型的自引力盘碎片和潮汐缩小。在其他改进中，该模型现在直接包含碎片-碎片相互作用，而光盘仍然存在。我们发现，碎片-碎片散射占主导地位的轨道演化，即使我们执行快速迁移和低效的间隙形成。与我们以前的模型相比，我们看到正在形成的陆地类型物体的数量略有增加，尽管它们在潮汐演化下的生存充其量是不清楚的。我们还看到了破碎的碎片与进化的颗粒种群的证据-这是星子带形成的间接证据，这是一种在忽略碎片-碎片相互作用的运行中看不到的现象。尽管有强烈的动力学演化，我们的人口主要是大质量的巨行星和棕矮星在大半长轴，直接成像调查应该，但很少，检测。最后，光盘碎片被证明是一个有效的制造商的自由浮动行星质量的物体，和典型的多重性系统通过引力不稳定性将是低的。
2017-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Configuration of Single Giant Planet Systems Generating `Oumuamua-Like Interstellar Asteroids
本研究通过长期数值模拟验证潮汐碎裂机制在单巨行星系统中的可行性，发现行星偏心轨道（eₚ~0.2）和木星质量（Mₚ~Mⱼ）为最优条件，明确了类似ʻOumuamua星际天体的产生比例等关键规律。
2025-02-05 astro-ph.EP
Ionization and dissociation induced fragmentation of a tidally disrupted star into planets around a supermassive black hole
利用三维光滑粒子流体动力学程序，考虑辐射转移，对超大质量黑洞（SMBH）对抛物轨道上恒星的潮汐扰动进行了辐射流体动力学（RHD）模拟.我们发现，这样一个潮汐破裂的恒星碎片，并形成团块后不久，其潮汐破裂。碎片化是电离和离解的吸热过程的结果，电离和离解降低了气体压力，导致局部引力坍缩。辐射冷却是不太有效的，因为恒星碎片在如此早期的时间仍然具有很高的光学厚度。我们的模拟显示，一颗恒星密度分布n=3的太阳型恒星被一个10^6太阳质量的黑洞破坏后，会产生质量在0.1到12木星质量范围内的$\sim20$团块。质量回退率随时间衰减，从早到晚有明显的尖峰。尖峰提供了返回碎片团块的证据，而未结合碎片上的团块可能是自由漂浮的行星和棕矮星。这种电离和解离诱导的碎片的潮汐破坏的恒星是一个有前途的候选机制，形成低质量的恒星周围的SMBH行星。
2020-01-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Stellar companions and Jupiter-like planets in young associations
本研究扩展分析年轻邻近星协，发现恒星伴星和类木行星频率高，分别对应盘碎片化和核吸积，且类木行星频率随星协质量年龄降低。
2024-02-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Global Modeling of Nebulae with Particle Growth, Drift and Evaporation Fronts. I: Methodology and Typical Results
我们在一个动荡的，粘性的原行星状星云模型粒子的增长，结合坚持，反弹，破碎，并在高速质量转移。我们对待小颗粒使用矩的方法和大颗粒使用传统的直方图分仓，包括碰撞速度的概率分布函数。颗粒的破碎强度取决于它们的组成（冰状聚集体比硅酸盐聚集体更强）。控制星云热结构的粒子不透明度随着粒子的增长和质量的重新分布而演变。在成长过程中，由于星云的逆风阻力，粒子会径向漂移。不同组成的颗粒在“蒸发前沿”（EF）蒸发，其中中平面温度超过它们各自的蒸发温度。我们跟踪每个组件的汽相和固相，考虑平流和径向和垂直扩散。我们目前的演变持续$2 \times 10^5$年的特征结果。一般来说，（a）质量从外部星云大量转移到内部星云，在EF处产生径向固体浓度，（b）颗粒尺寸受到碎裂、弹跳和漂移的组合的限制，（c）“幸运”的大颗粒永远不会代表大量的质量，以及（d）每个EF外部的受限径向区域在成分上富含相关挥发物。我们指出了毫米-亚毫米级的SEDs和星云质量的推断，径向带状，不透明度对产生湍流的新机制的作用，陨石中重氧同位素的富集，可变和非太阳氧化还原条件，硅酸盐和冰冷的星子的主要吸积，以及木星核心的构成。
2015-12-21 astro-ph.EP
Towards a Population Synthesis Model of Objects formed by Self-Gravitating Disc Fragmentation and Tidal Downsizing
最近，巨行星和褐矮星形成的引力不稳定性（GI）模型被重新审视，并被重新塑造成通常被称为“潮汐缩小”的假设。自引力原恒星盘分裂成引力束缚的胚胎-质量为几到几十个木星质量，半长轴在30 - 40 au以上-随后是胚胎内的颗粒沉积，向中央恒星的径向迁移和胚胎上层的潮汐破裂。所得到的物体的性质敏感地取决于每个过程发生的时间尺度。因此，GI之后的潮汐缩小理论上可以产生跨越大质量范围的物体，从类地行星到巨行星和褐矮星。这些物体是否可以在实践中形成，以及它们将代表观察到的人口的比例，需要更多的统计分析。我们提出了一个简单的人口综合模型的恒星和行星形成通过GI和潮汐缩编。我们耦合的半解析模型的原恒星盘演化的分析计算的碎片，初始胚胎质量，晶粒生长和沉积，胚胎迁移和潮汐破裂。虽然还有一些关键的物理学知识有待整合，但它代表了迈向GI和潮汐缩小作为恒星和行星形成模式的成熟统计模型的第一步。我们从四个运行的人口合成模型的结果，不同的不透明度法律和迁移的强度，以及调查的影响，光盘截断在破碎过程中。我们的早期结果表明，GI加上潮汐缩小不是行星形成的主要模式，但仍然是一个很好的方式形成气体巨行星，棕矮星和低质量恒星在大半长轴。（节录）
2013-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties
在观测到的围绕M矮星运行的系外行星中，约有30%是比木星质量更大的气体巨星。这些行星是由盘不稳定形成的主要候选者。目的：我们想确定围绕M矮星的盘破裂的条件以及由盘不稳定形成的行星的性质。研究方法：我们进行了流体动力学模拟的M矮原恒星盘，以确定所需的最小光盘质量的引力破碎发生。不同的恒星质量，盘半径，和金属丰度被认为是。每个原恒星盘的质量稳步增加，直到盘破碎，形成原行星。结果：我们发现，一个磁盘到星质量比之间的$\sim 0.3$和$\sim 0.6$是需要发生碎裂。圆盘碎片的最小质量随恒星质量和圆盘大小的增加而增加。金属含量不会显著影响最小椎间盘碎片质量，但高金属含量可能会抑制碎片。原行星在距离主星约$\sim50$ AU的地方迅速形成（几千年内），它们最初非常热;它们的中心温度与由核心吸积形成的行星周围的吸积冲击（高达12，000 K）相似。这些行星的最终性质（例如质量和轨道半径）是通过长期的盘-行星或行星-行星相互作用来确定的。结论：盘的不稳定性是一种在M矮星周围形成气体巨行星的合理方式，前提是盘在形成的初始阶段至少有其宿主恒星质量的30%。未来的观测需要大质量的M矮星盘或非常年轻的M矮星周围的行星，以确定盘的不稳定性对低质量恒星周围行星形成的重要性。
2020-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation Dynamics of Pristine Interstellar Comets: An Exploratory Multi-Physics Simulation Study
College of Charleston（查尔斯顿学院）
通过多物理场模拟，发现原始星际彗星首次进入内太阳系时必然碎裂，碎片数量为涌现结果，质量损失主要受冰成分控制。
2026-09-22 astro-ph.EP
Rapid inward migration of planets formed by gravitational instability
像HR 8799系统那样，观测到大质量的系外行星与其宿主恒星分离，挑战了行星形成的理论。一个可能的形成机制涉及到大量的自引力盘破碎成团块。虽然已经对碎片化的条件进行了广泛的研究，但对这些巨行星胚胎的后续演变，特别是它们预期的轨道迁移知之甚少。假设一个单一的行星已经形成的碎片，我们调查它的相互作用与gravitoturbulent盘嵌入。二维流体动力学模拟与一个简单的处方光盘冷却。首先建立一个稳定的重力湍流盘，然后重新开始模拟，包括一个质量范围约等于碎片盘中预期的团块初始质量的行星。行星迅速向内迁移，尽管由于湍流密度波动的随机踢。我们发现，迁移时间尺度基本上是I型迁移，行星没有时间打开一个缺口。在其形成位置长宽比约为0.1的圆盘中，质量与木星相当或大于木星的行星可以在短至10000年的时间内迁移，也就是说，在100 AU处大约有10个轨道。由于引力不稳定性，大质量行星在与恒星的距离很大的情况下形成，因此不太可能留在原地，并且应该迅速向原行星盘的内部迁移，无论行星质量如何。
2011-06-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct Images of CO2 Absorption in the Atmosphere of a Super-Jupiter: Enhanced Metallicity Suggestive of Formation in a Disk
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；Amherst College（阿默斯特学院）
通过JWST/NIRCam影像揭示29 Cyg b的CO2和CO吸收特征，表明其比宿主星金属丰度高，支持盘内形成假说，挑战传统高质量比伴星形成模型。
2026-04-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Initial Characterization of Active Transitioning Centaur, P/2019 LD2 (ATLAS), using Hubble, Spitzer, ZTF, Keck, APO and GROWTH Visible & Infrared Imaging and Spectroscopy
我们展示了临时木星共轨彗星P/2019 LD $_2$的可见光和中红外图像和测光，这些图像是用HST/WFC3，Spitzer/IRAC，GROWTH望远镜网络拍摄的，来自Keck/LRIS的可见光谱和2019年4月至2020年8月期间拍摄的ZTF观测档案。我们的观测结果表明，LD $_2$的核半径在0.2 - 1.8 km之间，假设0.08倍正入射角，彗发主要由$\sim$ 100 $μ$ m尺度的尘埃以$\sim$ 1 m/s的速度喷出，$\sim$ 1 "喷流指向西南方向。从2019年4月9日至2019年11月8日，LD $_2$经历了$\sim$ 10 $^8$ kg的总粉尘质量损失，损失率为$\sim$ 6 kg/s，Af $ρ$/横截面在$\sim$ 85 cm/125 km $^2$和$\sim$ 200 cm/310 km $^2$之间变化。如果Af $ρ$/横截面的增加保持不变，这意味着LD $_2$的活动开始于$\sim$ 2018年11月，当时距离太阳4. 8 au，这意味着H $_2$ O升华的开始。我们从我们的4.5 $μ$ m Spitzer观测测量$\lesssim$ 10 $^{27}$ mol/s/$\lesssim$ 10 $^{26}$ mol/s的CO/CO $_2$气体产生，从GROWTH观测$g$-$r$ = 0.59 $\pm$ 0.0…
2021-01-06 astro-ph.EP
Pulsation analysis and its impact on primary transit modeling in WASP-33
到目前为止，WASP-33是唯一已知被热木星环绕的盾牌座三角洲恒星。明显的恒星脉动，显示出与主过境持续时间相当的周期，干扰过境建模。因此，我们的主要目标是研究主恒星的脉动光谱，通过脉动净化的主凌光变曲线重新确定系统的轨道参数。在2010年8月至2012年10月期间，我们使用主要位于西班牙和德国的中小型望远镜获得了457小时的WASP-33测光。我们的观测包括蓝色和红色之间的波长范围，并提供行星轨道的全相位覆盖。经过仔细的衰减趋势，我们把我们的脉动研究集中在高频区，那里的脉动，主要变形的主要过境存在。这些数据使我们能够在系统中首次识别出八个重要的脉动频率。脉动可能与低阶p模有关。此外，我们发现脉动相位随时间演化。我们使用我们的脉动知识来清理主要的过境光变曲线，并进行改进的过境建模。令人惊讶的是，在建模中考虑脉动对导出的轨道参数几乎没有影响。然而，最佳拟合参数的不确定性降低。此外，我们发现波长和过境深度之间可能存在依赖关系的迹象，但只有边际意义。一个清晰的脉动解决方案，结合准确的轨道周期，使我们能够扩展我们的研究和寻找恒星-行星相互作用（SPI）。虽然我们没有发现SPI的确凿证据，但我们相信，主恒星的脉动性质和成员之间的接近性使WASP-33成为进一步SPI研究的一个有前途的系统。
2013-11-14 astro-ph.EP
A Numerical Study of Brown Dwarf Formation via Encounters of Protostellar Disks
研究了两两碰撞过程中原恒星盘碎裂形成棕矮星的过程。高分辨率允许使用现实的初始磁盘模型，其中垂直结构和当地的金斯质量解决。结果表明，从巨行星到低质量恒星的质量范围内的物体可以在最初稳定的磁盘中形成。探索了初始自旋轨道取向和每个盘的方位角的参数空间。初始Toomre Q值~2的上限被发现发生碎裂。根据初始配置，冲击，潮尾结构和质量流入是负责磁盘气体的冷凝。逆行椎间盘通常更容易碎裂。当相互作用的时间尺度明显短于盘的动力学时间尺度时，原恒星盘倾向于被截断而不形成物体。这些新形成的天体的质量从0.9到127木星质量不等，其中大部分在BD区域。它们通常居住在恒星-BD复合体中，在某些情况下还形成了等级轨道系统。它们中的大多数都有很大的角动量和高度扁平的盘状形状。这些天体的半径从0.1到10天文单位不等。圆盘气体被假定为局部等温的，适用于扩展的原恒星圆盘中的短冷却时间，但不适用于凝聚物体。另外一种情况下，显式冷却减少到零的光学厚气体进行了模拟，以测试极端的冷却效果，它仍然有可能在这种情况下形成的对象。详细的辐射转移有望延长这些天体的内部演化时间尺度，但不会改变我们的基本结果。
2009-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
A review on substellar objects beyond the deuterium burning mass limit: planets, brown dwarfs or what?
“自由漂浮、不燃烧氘的亚恒星物体”是在非常年轻的疏散星团和星协中发现的几个木星质量的孤立物体，靠近年轻的移动集团和太阳。它们既不是褐矮星也不是行星。我回顾了它们的命名，发现历史，检测地点，形成机制和未来的研究方向。大多数自由漂浮、不燃烧氘的亚恒星天体与低质量恒星和褐矮星有着相同的形成机制，但仍有一些需要注意的地方，例如不透明度质量极限的值，这是一个孤立天体通过湍流碎片从云中形成的最小质量。迄今为止发现的质量最小的自由漂浮亚恒星物体的质量约为0.004 Msol，但目前和未来的调查应该旨在打破这一记录。为此，我们可能需要LSST，Euclid和WFIRST。
2018-08-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Demographics of Rocky Free-Floating Planets and their Detectability by WFIRST
行星被认为是由一颗新形成的恒星周围残留的气体和固体盘吸积而形成的。在这个过程中，盘中的物质要么作为行星或较小天体的一部分与恒星保持联系，要么构成行星际介质的一部分;落入恒星;或者从系统中喷出。在这里，我们使用动力学模型来探测在后期行星形成期间喷出物质的丰度和性质，并估计它们对自由浮动行星人口的贡献。我们提出了300 N体模拟的类地行星形成太阳型恒星周围，有和没有巨行星存在，使用模型，占碰撞碎片。在木星和土星类似物的模拟中，大约三分之一的初始（约5 Mearth）盘质量被抛出，大约一半的行星质量比水星大，但小于0.3 Mearth，其余的是较小的天体。大多数的抛射发生在2500万年内，这比地球质量的行星成长所需的时间尺度（3000万至1亿年）要短。当巨行星从我们的模拟中被忽略时，在2亿年内几乎没有物质被喷射出来，只有大约1%的初始盘被喷射出2 Gyr。我们表明，大约2.5地球质量的行星在银河系中每颗恒星喷出。我们预测，宽视场红太空望远镜（WFIRST）对自由漂浮行星的星载微透镜搜索将发现多达15颗火星质量的行星，但很少有自由漂浮的地球质量的行星。
2017-05-10 astro-ph.EP
Orbital Evolution, Activity, and Mass Loss of Comet C/1995 O1 (Hale-Bopp): II. Nucleus and Companions as Compact Clusters of Massive Fragments
主要目标是解决影响彗星C/1995 O 1轨道运动的高非重力加速度与其巨大的核心之间的矛盾，将其建模为由自身重力聚集在一起的巨石大小的碎片的紧凑集群。非引力效应被解释为星系团主要的、质量最大的碎片的扰动。这一点和其他限制表明，主碎片的直径可能为8-9公里，整个星团的质量比一个相同横截面积的单体核小约150倍，该核是从离太阳30 AU附近的非活动彗星的赫歇尔远红外测光得出的。横截面积要求最小的碎片在稳态分布下有几十米宽。这个星团的直径最多约为200公里，在近日点附近受到太阳的频繁碰撞和显著扰动，显然是4000年前与木星近距离接触时，如果彗星的拉伸强度低至几帕，则原始核超过20公里的潮汐碎裂的产物。首次公布的是在1997-1998年用HST的STIS仪器拍摄的三张近日点后图像中寻找伴核的结果。至少探测到29个距离主星小于1200公里（预计）的此类物体，其信号为主星的2.3%至25%，信噪比在5：1至29：1之间，显然也是类星团性质。
2017-09-11 astro-ph.EP
Discovery of an Accretion Burst in a Free-Floating Planetary-Mass Object
本研究在年轻孤立的行星质量天体Cha 1107-7626中发现长持续吸积爆发，吸积率达行星质量天体最高值，特征匹配EXor型爆发，是首颗存在潜在反复EXor爆发证据的亚恒星天体。
2025-10-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The IAU Working Definition of an Exoplanet
在古代，所有被认为相对于恒星背景天空移动的持久天体都被认为是行星。在哥白尼革命期间，这个定义被修改为围绕太阳运行的物体，删除了太阳和月球，但将地球添加到已知行星的列表中。因此，行星的概念不仅仅是一个性质、起源、组成、质量或大小的问题，而且在历史上是一个与一个物体围绕另一个物体运动有关的概念，具有层次结构。经过国际天文学联合会F2委员会“系外行星和太阳系”的讨论，在“系外行星”一词的定义中引入了恒星-行星质量比的标准，因此，需要在我们太阳系中看到的层次结构才能将物体称为系外行星。此外，环绕棕矮星的行星质量物体，只要它们遵循质量比标准，现在被认为是系外行星。因此，国际天文学联合会F2委员会“系外行星和太阳系”于2018年8月修订的系外行星的现行工作定义如下：- 实际质量低于氘热核聚变极限质量的物体（目前计算的太阳金属量的物体质量为13个木星），棕矮星或恒星残骸，与中心天体的质量比低于$L_4$ / $L_5$不稳定性（$M/M_{\rm central}$ $<$ $2/(25+\sqrt{621}$）$\approx$ 1/25），无论它们是如何形成的，都是“行星”。- 太阳系外天体被认为是行星所需的最小质量/尺寸应该与我们太阳系中使用的相同，这是一个足以使自引力克服刚体力并清除天体轨道周围邻居的质量。在这里，我们讨论这个定义背后的历史和基本原理。
2022-03-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
