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
Uranus' Complex Internal Structure
本研究提出解释天王星经验结构模型并识别非对流区域的新方法，发现非绝热内部导致更高温度和重元素丰度，且自转周期显著影响组成推断。
2024-01-22 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
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
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
Bifurcation in the history of Uranus and Neptune: the role of giant impacts
尽管有许多相似之处，但天王星和海王星之间有着显著的观测差异：天王星是倾斜的，并且有一组规则的卫星，这表明它们是从圆盘中吸积而来的，而海王星的卫星是不规则的，是被捕获的物体。此外，海王星似乎有一个内部热源，而天王星与太阳绝缘处于平衡状态。最后，基于重力数据的结构模型表明，天王星比海王星更集中。我们进行了一系列高分辨率的SPH模拟，以研究这些差异是否可以用巨大的撞击来解释。对于天王星，我们发现倾斜的撞击可以使其旋转轴倾斜，并喷射出足够的物质来形成一个形成常规卫星的圆盘。有些圆盘是巨大的，并且足够延伸，由足够的岩石材料组成，可以解释天王星规则卫星的形成。对于海王星，我们研究了正面碰撞是否会混合内部，并导致绝热温度分布，这可能解释其较大的通量和较高的转动惯量值。我们发现，大质量和密集的抛射体可以穿透到中心，并在内部深处沉积质量和能量，导致海王星的内部集中度较低。我们的结论是，冰巨人之间的二分法可以用它们形成后的猛烈撞击来解释。
2019-11-22 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
The interior of Uranus: Thermal profile, bulk composition and the distribution of rock, water and hydrogen and helium
Department of Astrophysics, University of Zürich（苏黎世大学天体物理系）
本文通过改进的实证密度剖面和随机算法研究了土星内部的温度分布、成分及氢、氦等物质的分布，揭示了不同材料组合对内部结构和磁场生成的影响。
2024-08-21 astro-ph.EP
Different Inhomogeneous Evolutionary Histories for Uranus and Neptune
本研究构建天王星与海王星的非绝热、非均匀演化模型，表明二者外包层对流稳定性差异可解释光度及金属度差异，并预测海王星包层有利于氢-水不混溶。
2025-07-24 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
Ab Initio Entropy Calculations of Water Predict the Interiors of Uranus and Neptune to be 15-30% Colder than Previous Models
本文通过从头算自由能计算获得水和超离子水的熵，构建天王星和海王星更冷的内部模型，预测其内部温度比先前模型低15-30%，并支持钻石雨和冰相分离的可能性。
2025-08-22 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.mtrl-sci
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
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
Uranus evolution models with simple thermal boundary layers
天王星的低光度（Teff ~ Teq）对我们理解冰巨行星构成了长期的挑战。在这里，我们提出了第一个天王星的结构和演化模型，构建同意所观察到的低光度和重力场数据。我们的模型利用现代从头计算状态方程在高压下的冰冷的成分水，甲烷和氨。一步一步地进行，我们确认绝热模型产生的冷却时间太长，即使在冰：岩石比（I：R）的不确定性考虑在内。然后，我们认为，冰/岩石丰富的内部和H/He丰富的外包层之间的过渡应该是稳定的分层。因此，我们引入一个简单的热边界，并调整它来重现低光度。由于这种热边界，天王星模型的深部内部比绝热模型高2- 3度，因此需要在深部内部存在可能具有$1\times$太阳I：R的岩石。最后，我们考虑到平衡演化（Teff ~ Teq）在今天之前就开始了，因此不再要求当前时代是天王星演化中的“特殊时期”。在这种情况下，热边界导致外壳的更快冷却。当达到Teff ~ Teq时，大气中开始形成一个浅的亚绝热区。其深度被调整以满足亮度约束。这项工作提供了一个简单的基础，为未来的冰巨人的结构和演化模型，可以通过适当处理的热量和粒子通量的扩散区进行改进。
2016-04-30 astro-ph.EP
The Promise and Limitations of Precision Gravity: Application to the Interior Structure of Uranus and Neptune
我们研究了天王星和海王星重力场的高精度测量的约束力，可以由低近拱轨道器提供。我们的研究是实际的，评估了这种任务在行星结构方面的可能成果和局限性。我们的研究也是学术性的，在一般的方式评估的相对重要性的低阶引力，高阶引力，自转速率，和转动惯量（MOI）在约束行星结构。我们试图探索所有可能的内部密度结构的行星，是一致的假设重力数据，通过MCMC采样的参数化密度剖面。当我们对重力场知之甚少的时候，就像今天一样，10分钟量级的旋转速率的不确定性是不重要的，因为它们可以与重力系数的不确定性互换。同样地，当重力场被精确地确定时，旋转速率也必须知道得相当精确。当重力和旋转是众所周知的MOI变得很好的约束，限制独立MOI测定的有用性，除非他们是非常精确的。对于天王星和海王星，密度分布可以很好地约束。然而，H/He、含水挥发物和岩石在深部内部的相对作用的非唯一性仍然存在于高精度重力数据中。尽管如此，任何大尺度成分梯度区域的位置和大小（在压力空间中）都可能被识别出来，从而提供了天王星或海王星内部的更好的图像。
2022-03-24 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
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
Random Models for Exploring Planet Compositions I: Uranus as an Example
建立行星内部的模型是困难的，因为少量的测量参数不足以约束描述内部结构和组成所涉及的许多变量。一个解决方案是根据行星如何形成的论点来调用额外的约束。然而，行星的实际结构和组成可能包含其形成的线索，如果最初的假设不允许这种结构，那么这些线索就会丢失。因此，为了更好地理解哪些宇宙起源的限制是绝对必要的，探索允许的组成和结构的空间是很有趣的。为此，我们描述了一个代码，用于生成随机的，单调的，密度分布，rho（r），适合一个给定的质量，半径，和转动惯量。对流体静力平衡方程求积分，就得到物体上每一点的压力P（r）。然后，我们提供了三种算法，用于生成单调的温度分布，T（r），和相关的组成，这是一致的ρ-P关系，和现实的状态方程。我们将这个代码应用于天王星作为概念的证明，并表明岩石与水的比例不能远大于2。
2022-03-02 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
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
Can radio occultations constrain Uranus or Neptune's internal rotation periods?
Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；University of Zürich（苏黎世大学）
通过分析无线电掩星数据，研究天王星和海王星的内部自转周期，发现仅窄范围的1bar极半径能与风速、掩星和重力场一致，需考虑纬度依赖的自转。
2026-04-21 astro-ph.EP astro-ph.IM
Setting the Stage for Uranian Seismology from Rings and Radial Velocities
本文探讨了利用天王星轨道探测器通过环共振和多普勒成像探测行星自由振荡模式，以约束其内部结构、核心范围、密度及自转周期，并解决静态重力场测量的简并解问题。
2025-03-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetary Ices and the Linear Mixing Approximation
广泛使用的线性混合近似的状态方程（EOS）的行星冰的有效性进行了研究，在压力-温度条件下，典型的天王星和海王星的内部。本研究的基础是从头算数据范围高达1000 GPa和20 000 K通过密度泛函理论分子动力学模拟计算。特别是，我们计算了一个新的EOS甲烷和EOS数据的甲烷，氨，水的1：1二元混合物，以及它们的2：1：4三元混合物。此外，在三元混合物的自扩散系数计算沿三个不同的天王星内部配置文件，并比较纯化合物的值。我们发现线性混合近似与实际混合物的结果偏差一般很小，对于热状态方程，偏差在4%以内，混合物中的扩散系数与纯化合物的扩散系数在20%以内或更好。最后，一个新的绝热模型的天王星与内层几乎纯冰的发展。该模型是一致的重力场数据和结果在一个相当冷的内部（$\mathrm{T_{core}} \mathtt{\sim}$ 4000 K）。
2017-09-13 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
Towards an agnostic algorithm for sampling empirical structure models: The case of Uranus and Neptune
Swiss Federal Institute of Technology Zurich（苏黎世联邦理工学院）；University of Zurich（苏黎世大学）
本文提出了一种无偏算法，用于高效采样行星内部密度剖面空间，通过天王星和海王星的案例研究，验证了该算法在处理引力场数据方面的有效性。
2025-12-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
Giant Planets
我们回顾了木星，土星，天王星和海王星的内部结构和演化，以及太阳系外的巨行星，特别强调限制其全球组成。
2009-12-10 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
Self-Consistent Model Atmospheres and the Cooling of the Solar System's Giant Planets
我们计算了木星，土星，天王星和海王星的辐射对流模型大气网格的内在通量和表面重力的范围。大气网格作为行星热演化模型的上边界条件。与以前的工作不同，我们定制这些网格的每个行星的特定属性，包括适当的化学丰度和入射通量作为太阳系年龄的函数。使用这些网格，我们计算主要行星的热演化的新模型，试图匹配它们在已知年龄的测量光度。与以前的工作相比，我们发现更长的冷却时间，主要是由于在年轻时较高的大气不透明度。对于所有的行星，我们采用简单的“标准”冷却模型，其特征是内部H/He和水层的绝热温度梯度，以及随后冷却计算的初始热起点。对于木星，我们发现一个模型冷却年龄比以前的工作长10%，一个适度的定量差异。这可能表明这里使用的氢状态方程高估了行星内部深处的温度。对于土星，我们发现模型冷却年龄比以前的工作长20%。然而，显然仍然需要额外的能源，例如由于氦相分离而产生的能源。对于海王星，与20世纪80年代和90年代的工作不同，我们将行星的测量Teff与一个模型相匹配，该模型也与行星当前的重力场相匹配。这主要是由于水的状态方程的进步。这可能表明这颗行星在其内部深处没有有效对流的障碍。然而，对于天王星，我们的模型加剧了众所周知的问题，即天王星远比计算预测的要冷，这可能意味着内部对流冷却的强大障碍。
2011-01-03 astro-ph.EP
Hot interiors of ice giant planets inferred from electrical conductivity of dense H2O fluid
本研究通过高达45 GPa、2,750 K的静态压缩实验首次测量离子态H2O流体电导率，发现其远低于冲击实验结果，从而支持天王星和海王星具有更炽热内部。
2024-01-21 astro-ph.EP physics.geo-ph
The Interior Structure, Composition, and Evolution of Giant Planets
我们讨论了我们目前对巨行星内部结构和热演化的理解。这包括气体巨星，如木星和土星，主要由氢和氦组成，以及“冰巨星”，如天王星和海王星，主要由比H/He重的元素组成。详细讨论了不同的氢状态方程（包括新的第一性原理计算）对木星核心质量和重元素分布的影响。这种氢的状态方程的变化转化为木星核心质量18 M_地球的不确定性。对于天王星和海王星，我们发现深包层金属丰度高达0.95，可能表明存在侵蚀的核心，这也得到了它们低光度的支持。我们讨论了我们的太阳系的行星简单的冷却模型的结果，并表明，更复杂的热演化模型可能是必要的，以了解他们的冷却历史。我们回顾了如何测量的质量和半径的约50过境太阳系外的巨行星正在改变我们的理解巨行星。特别是这些行星中的一小部分似乎比行星收缩的标准模型所能容纳的要大。我们回顾了这些行星半径的解释。我们还讨论了非常年轻的巨行星，这些行星正被地面和太空望远镜直接成像。
2009-12-02 astro-ph.EP
Diamond formation from hydrocarbon mixtures in planets
碳氢化合物混合物在宇宙中极其丰富，它们形成的金刚石在塑造行星的内部结构和演化方面发挥着至关重要的作用。利用第一性原理的精确性，我们首先估计了纯液态碳中金刚石的成核速率，然后揭示了极端条件下碳氢化合物中化学键的性质。最后，我们建立了压力-温度相界，金刚石可以从碳氢化合物混合物与不同的碳原子分数形成。值得注意的是，我们发现在压力高于200~GPa和温度低于3000~K-3500~K时，由于相分离机制，金刚石的形成在化学上是有利的，而与碳原子分数无关。与天王星相比，海王星内部较冷的条件意味着前者更有可能包含耗尽区。我们的发现可以帮助解释天王星低光度所表现出的两个冰巨人的二分法，并导致更好地理解（外）行星的形成和演化。
2022-08-02 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci physics.comp-ph
Interior and Evolution of the Giant Planets
巨行星是第一个形成的，并掌握着揭示太阳系内部和大气层形成历史的关键。此外，巨行星内部的独特条件使它们成为在极端条件下探索不同元素的天然实验室。我们正处于研究这些行星的独特时期。朱诺号到木星和卡西尼号到土星的任务提供了前所未有的宝贵信息，揭示了它们的内部，包括极其精确的重力数据，大气丰度和磁场测量，彻底改变了我们对它们内部结构的认识。与此同时，新的实验室实验和建模工作也得到了改进，对这些行星的统计分析现在可以探索塑造其内部的所有不同条件。我们回顾了木星，土星，天王星和海王星的内部结构，包括需要非均匀结构来解释的数据，未解决的问题和影响，我们的理解，其内部结构的进步对它们的形成和演化。
2023-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant Planets
我们回顾了木星，土星，天王星和海王星的内部结构和演化，以及巨大的系外行星，特别强调限制其全球组成。与第一版相比，我们提供了一个新的讨论的大气成分的太阳系巨行星，我们讨论了木星和土星的振荡的发现，在我们的理解在高压下的材料的行为和内部和演化模型的后果的显着改善。我们把我们太阳系中的巨行星与系外行星的趋势联系起来。
2015-01-20 astro-ph.EP cond-mat.other
Thermal evolution and structure models of the transiting super-Earth GJ 1214b
行星GJ 1214 b是第二个已知的超级地球，具有测量的质量和半径。它围绕着一颗安静的M星运行，与CoRoT-7 b相比，它接收到的质量损失驱动X射线和紫外线辐射要少得多，因此内部的成分可能非常不同，包括很大一部分的水。我们模拟GJ 1214 b的内部假设一个两层（信封+岩石核心）结构，其中信封材料是H/He，纯水，或H/He和H2O的混合物。在这个框架内，我们执行模型的热演化和收缩的星球。我们讨论了可能的成分，是一致的Mp=6.55 ME，Rp=2.678 RE，年龄τ =3-10 Gyr，和大气的辐照水平。这些条件要求，如果水存在于内部，则它必须保持在流体状态，这对磁场产生具有重要影响。这些条件还要求气氛具有向下延伸至80-800巴的深等温区域，这取决于组成。我们的研究结果支持了这颗行星富含金属的H/He大气的建议，因为我们发现缺乏H/He大气的水世界模型需要超过6：1的难以置信的大水岩比。相反，我们倾向于一个高水团分数（~0.5-0.85）的H/He/H2O信封，类似于最近的天王星和海王星的深信封模型。即使在氢/氦包层中有很高的水团比例，一般来说，行星的整体成分可以有太阳下的水：岩石比例。干，富水，纯水信封模型不同的观测显着水平，其潮汐勒夫数k2分别为~0.018，0.15，和0.7。
2011-03-08 astro-ph.EP
Evolution and Magnitudes of Candidate Planet Nine
最近重新引起的对外太阳系可能存在另一个主要天体的兴趣促使我们研究这样一个天体的热力学演化。我们假设它是天王星和海王星的缩小版。我们模拟了遥远冰巨行星的半径、温度、内禀光度和黑体光谱的时间演化。目的还在于提供不同波段的量级估计，以评估该物体是否可被探测到。冷却和收缩的模拟是针对距离太阳280、700和1120 AU的质量分别为5、10、20和50 Mearth的冰巨星进行的。核心的组成，H/He的分数，能量输送的效率，和初始光度是变化的。大气不透明度被设置为太阳金属丰度的1倍、50倍和100倍。我们发现一个名义上10个地球的行星在700 AU在当前年龄的太阳系的有效温度为47 K，远高于平衡温度约10 K，半径为3.7地球，和一个内在的光度为0.006 Ljupiter。它估计约翰逊V、R、I、L、N、Q的视星等为21.7、21.4、21.0、20.1、19.9和10.7等，WISE W1-W 4的视星等为20.1、20.1、18.6和10.2等。Q和W 4带以及其他向长约13微米的观测值拾取了本征通量。如果候选行星9有一个显著的H/He层和内部有效的能量输送，那么它的光度是由内在贡献决定的，使它成为一个自发光的行星。在其轨道上的远日点附近的一个可能位置，我们估计质量为5、10、20和50米地球的反射光的V星等为24.3、23.7、23.3和22.6，内部辐射的Q星等为14.6、11…
2016-04-06 astro-ph.EP
