A pebble accretion model for the formation of the terrestrial planets in the Solar System
在年轻恒星周围的原行星盘中有大量毫米大小的卵石。原始陨石内部的球粒--由尘埃、聚集体、卵石的熔化或微行星之间的碰撞形成--具有相似的尺寸。卵石吸积对类地行星形成的作用仍然不清楚。在这里，我们提出了一个模型，向内漂移的鹅卵石饲料的增长类地行星。金星、地球、忒伊亚（后来与地球相撞形成月球）和火星的质量和轨道都与围绕火星轨道形成的原行星上的鹅卵石吸积一致，并在成长过程中迁移到最终位置。地球和火星的同位素组成是由两代卵石的吸积在质量上相匹配的，携带着不同的同位素特征。最后，我们表明，地球的水和碳预算可以提供卵石从早期的一代之前，气体信封变得足够热，蒸发挥发物。
2021-02-17 astro-ph.EP
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation II: The impact of pebble accretion in the terrestrial planet zone
近年来，行星核上的卵石吸积现象得到了广泛的研究，并被发现是行星生长的一种非常有效的机制。虽然大多数研究假设行星核心作为其模拟的初始条件，但这些核心如何，在何处以及何时形成的问题往往被忽视。我们研究了卵石吸积过程中的行星胚胎的形成阶段和随后的演变在拱星盘演化的早期阶段的影响。在这样做的过程中，我们的目标是量化行星胚胎形成的时间尺度和局部依赖性，基于磁盘的固体演化。我们将一维两种群固体演化模型和卵石通量调节的星子形成模型与N体程序LIPAD相连接。在我们的研究中，我们专注于与初始尺寸为100公里的直径的星子的增长，星子碰撞和卵石吸积的第一个100万年的粘性不断发展的磁盘。我们比较了18个不同的N体模拟，在这些模拟中，我们改变了100万年后的微行星总质量，微行星盘的表面密度分布，径向卵石通量和卵石吸积的可能性。卵石堆积导致形成更少，但实质上更大的胚胎。可能的胚胎形成的区域是微弱的影响，卵石的吸积和最里面的胚胎往往形成稍早相比，卵石吸积被忽略的模拟。卵石吸积强烈地增强了超级地球在类地行星区域的形成，但它不会增强更大距离处胚胎的形成。
2020-08-24 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
A multi-fluid approach for polydisperse pebble accretion: From particles to fluids, establishing the multifluid framework
Delft University of Technology（代尔夫特理工大学）
本文通过多流体方法研究多分散石英吸积，探讨了气体盘演化、固气反作用及石英尺寸分布对成长的影响，验证了该方法的准确性。
2026-06-24 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
Influences of protoplanet-induced three-dimensional gas flow on pebble accretion $\rm\,I\hspace{-.1em}I\,$. Headwind regime
卵石吸积是行星形成的主要理论之一。空气动力学上的小颗粒，称为卵石，受到气流的高度影响。一颗生长在原行星盘中的行星会产生三维气体流。在我们以前的研究中，论文一，我们专注于剪切机制的卵石吸积，并探讨了行星诱导的气体流对卵石吸积的影响。在论文I中，我们发现，卵石吸积是低效的行星诱导的气体流相比，在未扰动流，特别是当${\rm St}\lesssim10^{-3}$，其中St是斯托克斯数。在论文I之后，我们研究了行星引起的气流对卵石吸积的影响。我们考虑气体的逆风，这在论文I中没有包括。在这项研究中，我们将我们的研究扩展到逆风区的卵石吸积。假设一个非等温的，无粘的亚开普勒气体盘，我们进行三维流体动力学模拟的球形极网格，其中有一个行星的无量纲质量，$m=R_{\rm Bondi}/H$，位于其中心，其中$R_{\rm Bondi}$和$H$是邦迪半径和磁盘尺度高度。然后，我们数值积分的运动方程的卵石在三维流体动力学模拟数据。结合我们的结果与空间变化的湍流强度和卵石的大小在一个磁盘，我们得出的结论是，行星诱导的气体流仍然允许卵石吸积在早期阶段的行星形成。由于行星引起的气体流对卵石吸积的抑制只发生在行星形成的后期，特别是在盘的内部区域。这可能有助于解释系外行星的分布和太阳系的结构，两者都有小的内部和大的外部行星。
2020-09-15 astro-ph.EP
The interplay between pebble and planetesimal accretion in population synthesis models and its role in giant planet formation
本研究通过混合卵石-星子模型揭示，两种吸积机制并存会抑制巨行星形成，而晚期星子吸积加热延迟气体吸积，结合内向迁移导致形成近距离冰质亚海王星。
2023-04-25 astro-ph.EP
Pebble-driven migration of low-mass planets in the 2D regime of pebble accretion
本文通过新代码Deneb研究二维卵石吸积对低质量行星迁移的影响，发现卵石吸积造成的前后不对称分布可产生正力矩，使小斯托克斯数行星也能向外迁移，并给出了可纳入N体模拟的卵石力矩标度律。
2024-10-03 astro-ph.EP
Architectures of planetary systems formed by pebble accretion
在行星吸积的模型中，卵石是由尘埃凝结而成，并迅速向中心恒星迁移。微行星可能是在原行星盘的年龄以上，以尚未确定的机制，由卵石连续形成的。与此同时，大型行星胚胎通过积累未合并到星子中的剩余鹅卵石而有效地生长。虽然这个过程被称为卵石吸积，为巨行星核心的形成提供了一条新的有希望的途径，但通过这个过程形成的行星系的结构仍然难以捉摸。在本文中，我们使用基于粒子的混合代码，我们尽可能精确地实现大多数关键的物理效应的行星系的形成进行模拟。我们改变了原行星盘的大小，湍流粘性，卵石的大小，星子的形成效率，和星子的初始质量分布。我们的模拟结果表明，如果微行星的初始尺寸为$100$ km或更小，它们首先通过相互碰撞生长。一旦微行星的尺寸达到$\sim$ 1000 km，它们就通过卵石吸积有效地生长。如果在一个大的原行星盘中，来自外部区域的卵石供应持续很长一段时间，行星胚胎变得足够大，开始失控的气体吸积，导致气体巨行星。我们的模拟表明，像我们这样的行星系是由具有中等高湍流粘度的原行星盘形成的。如果气盘的湍流粘性足够低，行星会在气盘中打开一个缺口，甚至在跑道气体吸积开始之前就停止了卵石的吸积。这样一个圆盘产生了一个行星系，其中有几个海王星大小的行星。
2018-04-16 astro-ph.EP
Can Close-In Exoplanets form by Pebble Accretion?
本文研究了卵石吸积模型中各参数对1 au内近距离行星生长的影响，发现盘湍流强度对行星生长的影响最大，其次是恒星质量、轨道间距和恒星金属丰度。
2025-04-30 astro-ph.EP
How planets grow by pebble accretion IV: Envelope opacity trends from sedimenting dust and pebbles
一颗行星所能结合的星云气体的数量受到其冷却速度的限制，而冷却速度又由其外壳的不透明度决定。堆积的尘埃和卵石增加了包层的不透明度，从而影响了行星形成的结果。我们的目标是模拟行星包络内固体的尺寸演化和不透明度贡献。然后，我们使用由此产生的不透明度关系研究行星形成的紧急趋势。我们设计了一个模型的不透明度的固体行星信封，占增长，破碎和侵蚀的卵石在其沉积过程中。我们制定了分析表达式的不透明度的卵石和尘埃，并绘制出其趋势作为一个功能的深度，行星质量，距离和吸积率。我们发现，卵石而不是星子的吸积可以产生完全对流的信封，但只有在低质量的行星，居住在外盘或在那些以高速率吸积卵石。在这些条件下，卵石的大小受到破碎和侵蚀的限制，使它们堆积在信封中。在更高的行星质量或减少吸积率，一个不同的制度适用于沉积卵石的大小只受其增长速度的限制。在这个增长有限的制度是不透明度低得多，急剧下降的深度和行星质量，但不变的卵石质量通量。我们的研究结果意味着，形成行星信封的不透明度不能近似的值是常数，无论是深度或行星质量。当应用到太阳系，我们认为，天王星和海王星不可能保持足够高的不透明度，以避免失控的气体吸积，除非他们都经历了足够快的固体吸积和形成晚。
2021-06-07 astro-ph.EP
The growth of super-Earths: the importance of a self-consistent treatment of disc structures and pebble accretion
原行星盘的条件是各种行星形成机制的决定因素。我们提出了一个框架，它结合了自洽盘结构的行星胚胎通过卵石吸积的增长率的计算，以研究超级地球的形成。我们首先进行2D流体动力学模拟的内部光盘，考虑与多个化学物种和其相应的大小和组成依赖的不透明度的粒度分布。由此产生的长宽比几乎随轨道距离而恒定，从而产生径向恒定的卵石隔离质量，即卵石吸积停止的质量。这支持了开普勒观测中的“豆荚中的豌豆”约束。导出的卵石尺寸被用来计算行星胚胎通过卵石吸积的增长率。具有低湍流水平（通过$α$ -粘度表示）和/或高粉尘破碎速度的圆盘允许较大的颗粒，因此导致较小的卵石隔离质量，反之亦然。与此同时，小卵石尺寸导致低吸积率。我们发现，有一个卵石隔离质量和增长的时间尺度之间的权衡与最佳的一组参数是一个$α$ -粘度的$10^{-3}$和尘埃破碎速度为10米/秒，主要是为初始气体表面密度（在1 AU）大于1000 $\rm{g/cm^2}$。因此，圆盘结构和卵石大小之间的自洽处理对于行星形成模拟至关重要。
2021-03-22 astro-ph.EP
Pebble Accretion in Turbulent Protoplanetary Disks
近年来人们认识到，卵石大小的尘埃颗粒在行星核心上的吸积是核心增长的一种重要模式，它使大距离巨行星的形成成为可能，并在总体上有助于行星形成。卵石吸积理论是建立在尘埃粒子在层流原行星盘（PPD）中的轨道理论基础上的。对于足够大的核心质量（在“希尔状态”中），基本上所有进入希尔球的适当尺寸的颗粒都可以被捕获。然而，由于磁旋转不稳定性（MRI），预计PPD的外部区域是弱湍流的，其中粒子轨道的湍流搅拌可能会影响卵石吸积的效率。我们进行剪切盒模拟卵石吸积与不同水平的MRI湍流（强湍流假设理想的磁流体力学，弱湍流的双极扩散的存在下，层流）和不同的核心群众测试卵石吸积的效率在微观物理水平。我们发现，吸积仍然有效的边缘耦合粒子（无量纲停止时间τ_s ~ 0.1 - 1），即使在强MRI湍流的存在下。虽然更多的尘埃颗粒被湍流带到核心，但这种影响在很大程度上被吸积概率的降低所抵消。因此，湍流对吸积速率的总体影响主要体现在尘埃层厚度的变化上。另一方面，我们发现，卵石吸积的效率强耦合粒子（低至τ_s ~ 0.01）可以适度降低低质量的核心强湍流。
2017-09-11 astro-ph.EP
Concurrent effects of gas drag and planet migration on pebble accretion
我们研究了迁移行星（$10<M_p<20$地球质量）的影响，在一个辐射盘卵石的动力学使用二维双流体模拟进行的RoSSBi代码。由迁移行星引起的波动和对气体的拖曳反作用的共同作用产生了卵石通量的复杂演化。波浪激发了纬向流，这些纬向流起到了灰尘陷阱的作用，并积聚了卵石。由于拖曳反作用，开尔文-亥姆霍兹不稳定性发展，产生湍流尘埃环，其中包含几个地球质量的固体，那里可能形成微行星。行星质量越大，尘埃环发展得越快。在与行星迁移的竞争中，这个过程触发了几个尘埃环，径向分离尺度为$1/M_p$。我们发现了围绕$13$地球质量的转变。在那之下，卵石停在行星轨道的内侧，但卵石在行星上的吸积是持续的。在此之上，尘埃环区域的阻力反作用在行星迁移时改变了压力分布，这限制了卵石吸积的进一步增长。这种新的{ \it卵石隔离质量}比文献中经常报道的低约2倍。这减少了超级地球行星的整体形成时间尺度，同时有利于它们在圆盘消散后的生存，因为进一步的吸积被扼杀。最后，我们的研究结果支持一个混合模型的形成木星通过卵石和星子吸积。
2020-09-10 astro-ph.EP
Influences of three-dimensional gas flow induced by protoplanets on pebble accretion --$\rm\,I\,$. shear regime
卵石吸积模型有可能解释各种类型行星的形成。一颗生长中的行星嵌在盘中会引起三维（3D）气体流动，这可能会影响卵石的吸积。在这项研究中，我们调查的三维行星引起的气体流卵石吸积的影响。假设非等温、无粘气体盘，我们在球形极坐标网格上进行3D流体动力学模拟。然后，我们数值积分卵石的运动方程在三维流体动力学模拟数据。我们发现，行星引起的气体流中的卵石的轨迹显着不同的未扰动的剪切流的卵石尺寸范围广泛的调查（${\rm St}=10^{-3}$ -$10^{0}$，其中${\rm St}$是斯托克斯数）。马蹄形流和气体外流改变了卵石的运动，导致吸积窗宽度$w_{\rm acc}$和吸积截面$A_{\rm acc}$减小。另一方面，轨道的变化也会导致卵石与行星的相对速度增加，从而抵消了$w_{\rm acc}$和$A_{\rm acc}$的减少。因此，在斯托克斯制度，卵石的吸积概率，$P_{\rm acc}$，在行星引起的气体流是可比的，在未扰动的剪切流，除了当斯托克斯数是小的，${\rm St}\sim10^{-3}$，在二维吸积，或当行星的热质量是小的，$m=0.03$在三维吸积。相反，在爱泼斯坦制度，$P_{\rm acc}$在行星引起的气体流变得小于在斯托克斯制度的剪切流在2D和3D吸积，无论假设的${\rm St}$和$m$。我们的研究结果表明，三维行星诱导气流可能有助于解释系外行星的分布…
2019-11-29 astro-ph.EP
Partial Differentiation of Callisto as Possible Evidence for Pebble Accretion
本文证明木卫四的部分分异状态无法由卫星子吸积产生，但可由卵石吸积维持，提出若JUICE等任务证实该状态，将首次为卵石吸积机制提供观测证据。
2025-07-03 astro-ph.EP
The effect of a strong pressure bump in the Sun's natal disk: Terrestrial planet formation via planetesimal accretion rather than pebble accretion
碳质和非碳质陨石的质量独立同位素异常显示出明确的二分法，表明太阳系的内部和外部有效分离。观测表明，在原行星盘中，毫米大小的卵石分布中，环状结构是常见的。这些结构往往与漂流卵石被捕获的局部压力最大的气体盘。类似的结构也可能存在于太阳的出生盘中，这可以自然地解释陨石/行星同位素的二分法。在这里，我们测试的影响，一个强大的压力在外盘（例如$\sim$ 5~au）的形成的内部太阳系。我们模拟了尘埃的凝聚和演化，星子的形成，以及通过星子和卵石的吸积胚胎的生长。我们的研究结果表明，陆地胚胎形成通过星子吸积，而不是卵石吸积。在我们的模型中，卵石的径向漂移促进了微行星的形成。然而，一旦形成了一个压力冲击，内部磁盘中的卵石通过漂移丢失之前，他们可以有效地增生的胚胎生长在$\gtrapprox$ 1~au。在$\sim$ 0.5-1.0au中的胚生长相对较快，并且可以更有效地附聚卵石。然而，这些同样的胚胎生长到更大的质量，所以它们应该向内迁移，这与当前的太阳系不一致。因此，类地行星很可能是由月球的巨大撞击吸积到大约火星质量的行星胚胎中形成的，大约在$\gtrapprox$ 1.0~au左右。最后，我们的模拟产生了一个陡峭的径向质量分布的星子在陆地区域，这是定性对齐的形成模型表明，小行星带出生低质量。
2021-05-03 astro-ph.EP
Separating gas-giant and ice-giant planets by halting pebble accretion
在太阳系中，巨行星有两种类型：“气态巨行星”（木星和土星），有大量的气体外壳;“冰态巨行星”（天王星和海王星），其核心周围的外壳要薄得多。人们对这两类行星是如何形成的知之甚少。在原行星盘的生命周期内，形成巨行星核心所必需的高固体吸积率，加热了包层，阻止了气体快速收缩到核心上，除非吸积停止。我们发现，事实上，卵石（~厘米大小的粒子）的吸积是自我限制的：当核心变得足够大时，它会在卵石盘上刻出一个缺口。卵石吸积的停止随后触发了超临界气体包层的快速坍缩。与气体巨星相反，冰巨星没有达到这个临界质量，只能结合低质量的包裹层，这些包裹层被升华的冰卵石中的水蒸气高度富集。这为太阳系中气态巨星和冰巨星之间的成分差异提供了一个解释。此外，相对于小行星驱动的吸积的情况下，我们的模型允许核心的形成和信封的吸引力在光盘的寿命，只要在原行星盘的固体主要是在鹅卵石。我们的研究结果意味着，行星系的外部区域，在那里停止卵石吸积所需的质量是大的，是由冰巨人和气体巨人系外行星在广泛的轨道是由超过50个地球质量的固体富集。
2014-08-26 astro-ph.EP
An Analytical Theory for the Growth from Planetesimals to Planets by Polydisperse Pebble Accretion
本文推导了卵石吸积的多分散理论，发现在 Bondi 状态下吸积率比单分散情况高 1-2 个数量级，使行星种子能在盘寿命内直接通过卵石吸积生长，减轻了对星子碰撞的依赖。
2023-01-10 astro-ph.EP
Erosion driven size-redistribution of protoplanetary disk solids and the onset of streaming Instability and Pebble Accretion
第一个星子的形成和行星核心的最终生长依赖于大量的小卵石。流动不稳定性（SI）过程的效率，建议催化早期的星子的增长，和卵石吸积过程，建议加速行星核心的增长，取决于磁盘中的固体的大小。特别是，这些过程被发现是敏感的固体的大小分布，和有效的星子的形成和增长，通过这些渠道需要一个有限的卵石大小分布。在这里，我们表明，风沙侵蚀，有效地研磨成一个单一尺寸分布的卵石卵石的巨石的过程中，提供了一个自然的上限的最大卵石尺寸（在他们的斯托克斯数）。我们发现这个上限的径向分离，磁盘年龄，湍流强度，和粒度组成的巨石在磁盘上的依赖。SI在斯托克斯数小于0.1的区域是有利的，这是在磁盘的内部亚天文单位区域发现的。这个上限形状的大小分布的小卵石，从而催化的早期发病的星子形成由于SI，和后来的核心吸积增长，通过卵石吸积。
2020-07-21 astro-ph.EP
Pebble accretion in self-gravitating protostellar discs
卵石吸积已成为行星形成的核心吸积模型的一个流行组成部分，特别是与紧凑，共振的陆地行星系的形成。卵石最初形成于内部原行星盘，在径向扩张的前沿向外扫过，可能通过迁移和流动不稳定性形成星子和行星核心。这个卵石锋出现在早期，通常被认为是一个低质量的圆盘。我们认为，这张照片是在年轻的拱星盘，这是巨大的和自引力的现实冲突。我们应用标准卵石吸积和流动不稳定性公式的自引力原恒星盘模型。碎片会在卵石盘中打开一个缺口，但它们可能无法在气体中打开一个缺口，并继续快速向内迁移。如果这不强烈扰动卵石盘，我们的研究结果表明，盘碎片将有效地吸积卵石。我们发现，在一般情况下的卵石，气体密度比未能超过0.01，这表明流动的不稳定性将难以操作。如果有10厘米的颗粒，就有可能激活不稳定性，螺旋结构可以有效地将它们集中在低重力湍流的区域。如果发生这种情况，月球质量核心可能会在几千年的时间尺度上组装，** 但这可能是罕见的，而且远未得到证实 **。无论如何，这项工作强调了研究自引力原恒星盘如何定义固体物体的分布和性质的必要性，以便通过核心吸积形成未来的行星形成。
2019-02-14 astro-ph.EP
Challenges in Forming the Solar System's Giant Planet Cores via Pebble Accretion
虽然~10个地球质量的岩石/冰核通常被认为是形成气体巨星的先决条件，但理论模型仍然难以解释这些胚胎如何在气体拱星盘的寿命内形成。近年来，空气动力学辅助的“卵石”（尺寸从厘米到米不等的物体）的吸积被认为是解决这一长期问题的潜在方案。虽然卵石吸积已被证明是非常有效的局部模拟，看看这些卵石在一个单一的行星胚胎附近的详细行为，到目前为止，还没有全球模拟证明卵石吸积在一个更复杂的，多行星环境的有效性。因此，我们将空气动力学辅助的吸积物理纳入LIPAD，一个拉格朗日代码，可以遵循碰撞/吸积/动力学演化的原行星系统，研究卵石吸积如何体现在更大的行星形成的图片。我们发现，在一般情况下，卵石吸积自然会导致一个“寡头”类型的增长，其中大量的星子成长为类似大小的行星。特别是，我们的模拟往往会形成数百个火星和地球质量的物体，它们的质量在4到10 AU之间。虽然一些寡头的合并可能会使它们变得足够大，形成巨大的行星核心，但剩余的寡头会导致行星系与我们自己的太阳系不一致。我们调查了文献中提出的各种想法（包括蒸发前沿和行星陷阱），发现没有一个容易克服这种寡头增长的趋势。
2014-10-14 astro-ph.EP
Forming equal mass planetary binaries via pebble accretion
双太阳系物体很常见，范围从质量比非常大的卫星系统$M_1/M_2$到质量比非常接近1的卫星系统。一个著名的双星系统是冥王星-冥卫一系统。冥卫一的质量只有冥王星的八分之一，这就产生了许多其他系统的问题，为什么质量比仍然接近于1。有很多证据表明，（双星）行星（esimal）的形成发生在早期，当原行星气体盘仍然存在的时候。很可能这些双星（中的一些）是在卵石吸积的作用下一起长大的。在这里，我们集中在卵石吸积过程中到达双星引力影响区的质量如何分布在双星组件的问题。随着时间的推移，吸积会导致质量比的收敛还是发散？我们数值积分卵石路径在同一个众所周知的方式作为一个单一的质量受到卵石吸积和跟踪吸积的效率是两个单独的二进制组件相比，一个单一的机构具有相同的质量。这些数值模拟的范围内的二进制质量比，相互分离，斯托克斯数和两个轨道距离，2.5和39 au。我们发现，在限制卵石开始螺旋周围的主要（这适用于相对较大的卵石），卵石优先碰撞与中学，导致质量比收敛到百万年时间尺度上的统一。在这种情况下，总的清扫效率可以降低到一个卵石吸积单体的一半，因为卵石在与系统近距离接触后被抛出系统。结果表明，冥王星-冥卫一和其他较大的等质量双星系统很可能通过圆盘阶段的卵石吸积共同吸积，而不会产生质量比高度发散的双星。
2023-02-17 astro-ph.EP
A Balanced Budget View on Forming Giant Planets by Pebble Accretion
卵石吸积是指岩石行星核心的集合体，这些核心是由速度分散的粒子组成的，这些粒子的速度分散被来自星周盘气体的阻力所阻尼。吸积截面可以接近最大希尔球尺度的粒子的斯托克斯数接近1。虽然速度很快，但卵石堆积也是有损耗的。气体阻力将卵石带到原核，但也将它们扫过;那些具有最大吸积截面的粒子也具有最快的径向漂移速度，并且最容易从圆盘中排出。我们提出了一个全球模型的行星形成卵石吸积，跟踪光盘的质量预算。核心，每一个初始化与月球的质量，成长从光盘的有限存储毫米-厘米大小的卵石漂移在所有半径的粘性吸积气体。对于每1个被岩心网住的$M_\oplus$，至少10个$M_\oplus$，可能更多的$M_\oplus$因径向漂移而丢失。核心增长率通常对颗粒斯托克斯数、湍流马赫数和固体表面密度呈指数敏感。这种指数敏感性，当与盘迁移相结合时，往往会产生0.1-30 AU的二元结果：要么地球下的核心保持在地球下，要么爆炸成彗星，后者向内迁移到不同程度。当小行星繁殖核心组装毫米厘米大小的鹅卵石，他们这样做的光盘，这些颗粒排出$\sim$ 10 $^5$年或更少;这种快速排水盘不适合毫米波观测。
2018-08-06 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
How planets grow by pebble accretion. III. Emergence of an interior composition gradient
在它们的形成过程中，由于固体的不断吸积，行星形成了巨大的热大气。人们习惯于认为所有的固体都在中心结束，构成耐火材料的“芯”，而外壳保持不含金属。然而，最近的工作以及联合国驻内罗毕办事处特派团的观察表明，这种区分可能并不那么明确。事实上，小的硅酸盐，卵石大小的颗粒将在大气中升华时，他们达到升华温度（T ~ 2,000 K）。在本文中，我们扩展以前的分析工作，计算行星的性质下，这样的卵石吸积的情况。我们进行一维数值计算的吸积行星的大气，解决恒星结构方程，增强了非理想状态方程，描述了氢/氦-硅酸盐蒸汽混合物。计算终止于金属中的总质量等于H/He气体的总质量的点，这是我们在数值上确认的失控气体吸积的开始。当卵石在到达地核之前升华时，没有足够的能量（吸积）将致密的、富含蒸汽的下层与金属含量较低的上层混合。因此，Z随半径减小的渐变结构是卵石吸积形成行星形成的自然结果。我们强调，此外，（小）卵石可以作为不透明度的主要来源，防止快速冷却，并提出了一个通道（迷你）海王星在富含气体的磁盘中生存。然而，一旦卵石吸积消退，大气层迅速清除，随后是失控的气体吸积。我们认为大气循环是更可能的机制，已经停止了这些行星的信封的增长。
2021-02-05 astro-ph.EP
Accretion of eroding pebbles and planetesimals in planetary envelopes
风蚀是一种破坏性机制，如果相对于环境气体的速度和当地气体压力足够高，则会将弱结合物体（如星子）完全溶解成其组成颗粒。在数值模拟中，我们研究了这样的风蚀对卵石和星子吸积的行星体高达$10 R_\mathrm{Earth}$的影响。由于小天体的尺寸迅速减小，吸积结果发生了显著变化。侵蚀导致强烈的吸积效率低于阈值大小的小机构的顺序为10米。对于给定大小分布的小天体，这会显著减缓卵石的吸积。小天体的临界半径随行星半径的增大而增大，随半长轴的增大而减小。在所研究的参数范围内，额外的行星大气（不超过1巴）是次要的。
2020-07-23 astro-ph.EP
Pebbles versus planetesimals: the outcomes of population synthesis models
在地核吸积的情况下，一个巨大的地核首先形成，然后吸积一个包层。在讨论这一核心如何形成时，出现了一些分歧。行星形成的第一个场景预测了公里大小的天体（称为微行星）的吸积，而最近的工作则认为是由厘米大小的鹅卵石吸积而成。这两个吸积模型经常被单独讨论，我们在这里的目的是在相同的初始条件下比较两个模型的结果。我们使用两个不同的代码：一个计算星子吸积，其他卵石吸积。使用人口合成的方法，我们比较行星模拟和研究的两个固体吸积模型的影响，专注于形成单行星。我们发现，星子模型预测形成更多的巨行星，而卵石吸积模型形成更多的超地球质量的行星。这是由于卵石隔离质量的概念，它阻止了卵石吸积形成的行星在到达Miso之前有效地吸积气体。这转化为行星的人口，没有足够的重量来吸积一个随之而来的信封，但在质量范围内，I型迁移是非常有效的。我们还发现更高的气体质量分数为一个给定的核心质量卵石模型相比，由光度差异造成的星子。这也意味着行星具有较低的密度，可以通过观测证实。聚焦于巨行星，我们得出结论，它们的形成的敏感性不同：卵石吸积模型，胚胎形成的时间，以及固体吸积的时间强烈影响结果，而对于星子模型，它取决于星子的大小和分裂的固体量可形成星子。
2020-06-07 astro-ph.EP
Changes in the metallicity of gas giant planets due to pebble accretion
我们运行数值模拟来研究气体和尘埃颗粒在嵌入巨大原行星盘中的气体巨行星上的吸积。结果被发现取决于光盘冷却速率，行星质量，晶粒大小和来自行星的辐射反馈。如果辐射冷却是有效的，行星会迅速吸积气体和卵石，打开一个缺口，通常会变成大质量的棕矮星。在冷却效率低下的情况下，气体太热而不能在行星上吸积，但卵石吸积继续，行星迅速向内迁移。来自行星的辐射反馈倾向于抑制气体吸积。我们的模拟预测，金属富集的行星尘埃颗粒吸积与最终的行星质量呈负相关，根据观测到的趋势，推断散装组成的太阳系和太阳系外巨行星。然而，为了解释观测结果，大约30-50%的尘埃质量应该是大颗粒的形式。
2018-02-28 astro-ph.EP
Pebble accretion in class 0/I YSOs as a possible pathway for early planet formation
最近的理论工作表明，卵石吸积过程对原行星盘中的行星形成是重要的，因为它加速了行星核的生长。虽然一些观测显示在非常年轻的盘中有轴对称的尖锐间隙，这可能表明行星的存在。我们调查的可能性行星形成通过卵石吸积在更早的阶段，引力不稳定盘0/I类年轻恒星物体。我们发现，在0/I类盘的条件下，由于气体和尘埃的吸积速率较大，卵石的吸积时间尺度可以比典型的原行星盘短，但吸积时间尺度并不总是气体吸积速率的减函数.通过使用估计的吸积时标，我们给出了一个所需的初始质量，以形成气体巨星的核心在几个参数下的0/I类阶段的生命周期内，如从主恒星的径向距离，气体吸积率，和尘埃-气体质量比。在最乐观的情况下，例如尘埃与气体的质量比为$f=3f_{\rm solar}$，10 au的$\sim10^{-4}M_{\oplus}$物体可以在0/I类阶段的典型寿命（0.5百万年）期间生长为$10M_{\oplus}$核心。
2019-01-07 astro-ph.EP
Planet formation via pebble accretion in externally photoevaporating discs
本文研究外部光致蒸发对卵石吸积形成行星的影响，发现外盘截断会切断卵石供应从而限制行星生长，而短时间云屏蔽即可非线性地改变行星质量与轨道，并指出恒星形成环境对行星参数高度敏感。
2023-03-27 astro-ph.EP
From Planetesimals to Dwarf Planets by Pebble Accretion
本研究通过卵石吸积模型解释热海王星外天体尺寸分布，发现其仅增长最大天体，并约束卵石尺寸、湍流参数及吸积质量，为矮行星形成提供依据。
2025-02-27 astro-ph.EP
Making the Solar System
我们模拟了太阳系中行星形成的早期阶段，包括连续的星子形成，以及星子和卵石在由盘风驱动的不断发展的盘中吸积到行星胚胎上。其目的是通过匹配太阳系的关键特征来限制行星形成方面的不确定性。该模型产生了一个很好的适合这些特性的参数空间范围很窄。冰线以外的行星生长主要由卵石吸积控制。在冰线内，星子的吸积作用更为重要。冰线内的卵石吸积被更高的温度减缓，通过星子形成和卵石吸积进一步在磁盘中的部分去除流入的卵石，以及由于气体平流增加的径向速度。类地行星被阻止吸积大量的水冰，因为冰线之外的胚胎在冰线进入类地行星区域之前就到达了卵石隔离块。当只考虑卵石吸积时，胚胎通常保持在其初始质量附近或生长到卵石隔离质量。增加微行星的吸积可以使火星大小的物体在冰线内形成，并使巨型行星的核心在冰线以外更广阔的区域形成。在水星所占据的区域，卵石斯托克斯数很小。这延迟了胚胎的形成并阻碍了它们的生长，因此只有低质量的行星才能在这里形成。
2022-12-08 astro-ph.EP
Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion I. How icy pebbles determine the core fraction and FeO contents
我们提出了一系列的论文，致力于建模的吸积和分化的岩石行星，形成卵石吸积的生命周期内的原行星盘。在这第一篇论文中，我们专注于如何积冰决定铁的分布之间的地幔（氧化的FeO和FeO $_{1.5}$）和核心（金属铁和FeS）。我们发现，最初的原始组成的冰丰富的材料导致，加热后的衰变的$^{26}$铝，广泛的水流和粘土矿物的形成内星子。金属铁溶解在液态水并以氧化磁铁矿Fe $_3$ O $_4$的形式沉淀。通过$^{26}$ Al进一步加热使粘土在约900 K的温度下不稳定。释放的超临界水蒸发了星子中的全部水含量。当达到1,700 K的硅酸盐熔化温度时，星子进一步分化成核心（主要由硫化铁FeS组成）和具有高比例氧化铁的地幔。我们建议，小行星灶神星的显着的FeO部分在地幔是其原始冰含量的证据。我们认为灶神星是火星、地球和金星通过卵石吸积而形成的原行星种群中幸存的一员。我们表明，核心的质量分数的增加和减少FeO的含量与行星质量的增加（在序列灶神星-火星-地球）是自然的解释增长的类地行星以外的水冰线通过吸积的鹅卵石含铁，主要是在金属形式与内在的低氧化度。
2023-01-26 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
N-body simulations of planet formation via pebble accretion I: First Results
上下文有卵石的行星形成被提出来解决经典形成模型中几个长期存在的问题。已经进行了一些复杂的模拟来证实卵石吸积的效率。然而，还没有任何全球性的N体模拟，比较通过卵石吸积形成行星形成的结果与观察到的太阳系外行星系。目标。在本文中，我们研究了一系列初始参数的影响行星形成通过卵石吸积，并提出了我们的模拟的第一个结果。方法.我们将Ida等人（2016）的卵石吸积模型纳入N体代码SyMBA（Duncan et al. 1998），以及气体吸积，偏心率和倾斜阻尼以及圆盘中行星迁移的影响。结果我们确认，卵石吸积导致各种行星系，但很难再现观察到的性质外行星系，如行星质量，半长轴，和偏心率分布。这背后的主要原因是过于有效的I型迁移，这敏感地依赖于磁盘模型。然而，我们的模拟也导致了一些有趣的预测。首先，我们发现行星的形成效率依赖于恒星的金属丰度，不仅对于巨行星，而且对于地球和超级地球也是如此。E/SE的依赖性是微妙的。虽然较高的金属丰度环境会导致更快地形成大量的Es/SE，但它们也往往会在稍后通过动力学不稳定性而丢失。其次，我们的研究结果表明，广泛的体积密度观察到的Es和SE是一个自然的结果，动力学演化的行星系。第三，我们的模拟的喷射趋势表明，一个自由浮动的E/SE可能是两个较小质量的行星。
2017-07-14 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
Most super-Earths formed by dry pebble accretion are less massive than 5 Earth masses
我们从自洽的尘埃增长模型研究了岩石行星的形成。特别是，我们的目标是计算一个岩石行星的最大核心质量，可以维持一个薄的H-He大气，以解释开普勒的大小分布的第二个峰值。我们通过冰线内的卵石吸积来模拟行星的生长。卵石通量计算自洽尘埃生长通过求解对流扩散方程为代表的灰尘大小。包括粉尘在水冰线上的凝结、漂移、破碎和升华。光盘的演变计算$α$光盘从中央恒星的光蒸发。行星是从一个月球质量的胚胎中通过硅酸盐卵石的吸积和气体的吸积而成长起来的。我们分析了不同初始椎间盘质量、$α$粘度、椎间盘金属含量和胚胎位置的影响。最后，我们计算了由于蒸发造成的大气质量损失。我们发现，在冰线内，破碎屏障决定了卵石的大小，这导致不同的圆盘粘度不同的行星生长模式。在冰线内的卵石隔离质量通常衰减到低于5 M $_{\oplus}$的值在第一个百万年的磁盘演变，限制核心群众的价值。在计算了大气质量损失后，我们发现核心在$\sim$ 4 M $_{\oplus}$以下的行星大气层被完全剥离，少数4-5 M $_{\oplus}$核心保留着稀薄的大气层，使它们处于开普勒尺寸分布的间隙/第二峰值。总的来说，我们发现岩石行星只在低粘度盘（$α\lesssim 10^{-4}$）中形成。当$α\geq 10^{-3}$时，岩石天体不会超过火星质量。干卵石吸积最典型的结果是质量从火星到$\sim$ 4 M $_{\oplus}$的类地…
2020-10-06 astro-ph.EP
Comment on "Did the terrestrial planets of the Solar System form by pebble accretion?"
针对MKN（2024）认为太阳系类地行星非通过pebble accretion形成的结论，本文指出pebble accretion仍是可行机制（地球70%质量或源于此），且其与Hf-W系统可协调，挑战了两类模型非此即彼的区分。
2024-11-27 astro-ph.EP
Eccentricity excitation and merging of planetary embryos heated by pebble accretion
行星胚胎可以通过卵石吸积继续生长，直到它们成为巨大的行星核心。同时，这些胚胎相互作用，也迁移由于扭矩所产生的原行星盘。目的：我们的目标是研究卵石吸积如何改变经历I型迁移的胚胎的轨道演化。特别是，我们研究它们是否建立共振链，这些链是否容易不稳定，如果巨大的行星核心形成通过胚胎合并，从而发生更迅速地比卵石吸积单独。研究方法：对于第一次，我们进行自洽的全球尺度的辐射流体动力学模拟的双流体原行星盘组成的气体和卵石，后者被吸积嵌入胚胎。吸积加热，以及其他辐射过程，占正确建模的I型迁移。结果如下：我们跟踪了四个超级类地胚胎的演化，这些胚胎最初位于一个磁盘结构允许会聚迁移的区域。通常，胚胎合并是通过快速增加胚胎质量来促进的，并且打破了否则的寡聚生长。此外，我们发现，每个胚胎的轨道偏心率是相当兴奋（$\simeq0.03$），由于存在一个不对称的undersense叶的气体，一个所谓的“热尾”，产生的吸积加热的胚胎的附近。偏心轨道导致胚胎频繁地近距离接触，并使共振锁定更加困难。结论：在我们的模拟中，胚胎合并通常会产生一个巨大的核心（$\gtrsim 10\,\mathrm{M_{E}}$），在$10\,\mathrm{AU}$附近运行。卵石吸积自然伴随着偏心轨道的出现，这在今后解释系外行星系统结构的工作中应予以考虑。
2017-06-20 astro-ph.EP
Dynamics of pebbles in the vicinity of a growing planetary embryo: hydro-dynamical simulations
理解巨行星核心的生长是一个难题。最近，Lambrechts和Johansen（2012; LJ 12）提出了一个新的模型，其中核心通过卵石大小的物体的吸积而增长，因为后者由于气体阻力而向恒星漂移。在这里，我们调查的动力学卵石大小的物体在附近的行星胚胎的1和5个地球质量和由此产生的吸积率。我们使用流体动力学模拟，其中胚胎影响气体的动力学和卵石遭受气体阻力根据当地的气体密度和速度。在行星胚胎附近的卵石动力学是不平凡的，它的变化显着与卵石的大小。然而，我们测量的胚胎的吸积率是在LJ 12中估计的速率的数量级内，并且随着卵石尺寸的增加而趋于它们的值。我们的结论是LJ 12的模型有可能解释巨行星核心的快速增长。然而，实际的吸积率取决于圆盘中卵石大小的物体的表面密度，这是未知的。
2012-08-23 astro-ph.EP
Depletion of moderately volatile elements by pebble accretion in Earth-like planets
University of New Mexico（新墨西哥大学）
研究通过石英颗粒吸积导致类地球行星中中等挥发性元素的耗尽，发现原行星质量、大气层排气时间尺度和颗粒组成对挥发性物质耗尽有显著影响。
2026-01-13 astro-ph.EP
Composition of giant planets: the roles of pebbles and planetesimals
本研究结合卵石与星子两种吸积情景，通过chemcomp代码模拟原行星盘演化与行星生长迁移过程，发现行星大气组成、重元素含量及元素比值可用于约束巨行星的形成路径。
2023-10-04 astro-ph.EP
Giant planet formation via pebble accretion
在核心吸积的标准模型中，巨行星的形成有两个主要过程：首先，一个巨大的核心是由固体物质的吸积形成的;然后，当这个核心超过一个临界值（通常大于10个地球质量）时，一个气体失控的增长被触发，行星在短时间内吸积大量的气体，直到行星达到其最终质量。因此，大质量核心的形成必须发生在星云气体在盘中仍然可用的时候。由于观测到的原行星盘的寿命一般都低于1000万年，这种现象对巨型行星形成施加了强烈的时间尺度约束。在1000万年前，在寡头生长状态下，通过大星子（半径> 10 km）的吸积形成的大质量核心只可能在大质量盘中形成。然而，小行星的吸积率显着增加的小天体，特别是卵石，颗粒的大小在毫米和厘米之间，这是强烈耦合的气体。在这项工作中，我们研究了巨行星的形成纳入卵石吸积率在我们的全球模型的行星形成。
2015-11-24 astro-ph.EP
On the growth of pebble-accreting planetesimals
卵石吸积是一种快速生长行星核心的新机制。在卵石吸积中，重力和气体阻力共同作用，使原行星盘中的小粒子产生大的碰撞截面。然而，在卵石吸积开始之前，空气动力学偏转可能会阻止微行星变大，因为粒子倾向于跟随气体流线。我们导出了卵石吸积开始的星子半径，并通过小粒子的清扫确定了星子的生长时标。我们得到的碰撞效率因子的比率的数值获得的碰撞截面的星子表面积，从中我们得到的增长时标。积分是在势流极限（定常、无粘）和斯托克斯流态（定常、有粘）下进行的。只有停止时间为$t_s \ll t_X$的粒子，其中$t_X\approx10^3$经历气动偏转。即使在这种情况下，微行星的引力总是确保正面碰撞因素。最大的增长时间尺度通常发生在$R\approx100 \ \mathrm{km}$左右，但对于较冷的磁盘，对应于转移到Safronov聚焦制度的相互作用。对于颗粒$t_s \gg t_X$卵石吸积开始后，这一阶段，其特点是在增长的时间尺度急剧下降。因此，在超过~10天文单位的距离，清扫的增长时间尺度总是长于$10$百万年，而在内部磁盘（~<3天文单位）的清扫方案的可行性是由卵石-星子碰撞的结果在几何制度。我们提出了解析拟合碰撞效率因子和卵石吸积所需的最小星子尺寸。（节录）
2015-11-12 astro-ph.EP
A solution for the density dichotomy problem of Kuiper Belt objects with multi-species streaming instability and pebble accretion
本研究通过多物种流体不稳定性与卵石吸积模型，解释柯伊伯带天体密度随质量增加的趋势，揭示冰质微行星优先吸积硅酸盐导致成分变化，解决$^{26}$Al衰变引发的时间问题，验证了该形成机制。
2024-01-09 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
Forming Earth-like and Low-Mass Rocky Exoplanets Through Pebble and Planetesimal Accretion
本研究通过修改版SyMBA模拟，发现卵石吸积可在0.49至1.00倍太阳质量恒星周围形成类地行星，但宜居带留存率低，且无法解释TRAPPIST-1系统形成。
2025-05-24 astro-ph.EP
Possible in situ formation of Uranus and Neptune via Pebble Accretion
天王星和海王星的起源仍然未知。特别是，对于行星形成模型来说，在太阳星云的预期寿命内形成行星是一个挑战。在本文中，我们模拟了天王星和海王星通过卵石吸积的原位形成，并表明这两颗行星可以在其当前位置的~ 300万年内形成，并具有与结构模型预测的重元素H-He比率一致的最终成分。我们发现天王星和海王星可能是在它们现在的位置形成的。在几种情况下，一些地球质量的重元素丢失，这表明天王星和/或海王星可能已经吸积了$\sim$ 1 - 3 M地球质量的重元素后，通过星子吸积和/或巨大的影响形成。
2022-03-13 astro-ph.EP
Accretion of aerodynamically large pebbles
本文研究原行星盘中斯托克斯数大于 1 的空气动力学大卵石的吸积行为，通过数值积分与半解析模型给出吸积概率的解析表达式，并将其应用于消散盘和碎片盘中微米级尘埃的晚期吸积，发现地球质量行星约 25% 的重元素可由此阶段获得。
2023-04-04 astro-ph.EP
Diversity in planetary architectures from pebble accretion: Water delivery to the habitable zone with pebble snow
本研究开发PPOLs模型模拟卵石雪机制对行星系统架构的塑造，发现不同盘质量分数下产生三种系统架构，揭示了类太阳系架构在F和G恒星周围少见而在K和M恒星周围不常见的特征。
2025-09-17 astro-ph.EP
Did the terrestrial planets of the Solar System form by pebble accretion?
本文对比了太阳系类地行星形成的经典微行星碰撞假说与卵石吸积假说，通过重新审视成分、动力学和年代学约束，发现卵石吸积假说无法自洽地匹配这些约束条件。
2024-11-14 astro-ph.EP
Atmospheric Signatures of Giant Exoplanet Formation by Pebble Accretion
巨行星的大气化学丰度对行星的形成和迁移有重要的制约作用。研究表明，通过原行星盘迁移的巨行星可以吸积大量的富氧微行星，导致包层中的超太阳金属丰度和太阳或太阳下的C/O比。卵石吸积已被证明在核心吸积中发挥重要作用，并具有与行星迁移一致的增长率。高的卵石吸积率允许行星核心在10天文单位以上开始生长，随后迁移到冷（>~ 1天文单位）、暖（~0.1天文单位-1天文单位）或热（<~ 0.1天文单位）轨道。在这项工作中，我们调查如何形成巨行星通过卵石吸积影响其大气化学成分。我们发现，在标准的卵石吸积的情况下，核心是孤立的信封，由此产生的金属丰度（O/H和C/H比）是亚太阳，而C/O比是超太阳。通过盘迁移成为热彗星的行星吸积了大量的水蒸气，但仍然获得0.7-0.8的略低于太阳的O/H和超太阳的C/O。其金属丰度可以是太阳能以下（约0.2- 0.5倍太阳能），如果行星吸积的包层大部分超过CO2冰线，即冷的彗星或热的彗星在远处形成并通过散射迁移进来，那么C/O甚至可以接近1.0。考虑到核心侵蚀，会产生显著的超太阳金属丰度和太阳或亚太阳C/O，这也可以通过其他方式实现，例如光蒸发和后期星子吸积。
2017-05-10 astro-ph.EP
Pebble dynamics and accretion onto rocky planets. I. Adiabatic and convective models
我们提出了嵌套网格，高分辨率的流体动力学模拟的气体和粒子动力学在火星附近的地球质量的行星胚胎。模拟从胚胎的表面延伸到几个垂直圆盘刻度高度，\rev{a spatial}动态范围\rev{of} $\sim\! 1.4\times 10^5$。我们的研究结果证实，“卵石”大小的颗粒很容易吸积，吸积率继续增加到米大小的“巨石”的10\% MMSN表面密度模型。希尔球内外的气体质量通量与希尔速率一致，即$ΣΩR_\mathrm{H}^2 = 4\, 10^{-3}$ M $_\oplus$ yr $^{-1}$。虽然较小尺寸的粒子主要跟踪气体，但对于0.3- 1 cm的粒子，达到了$\approx 2\,10^{-5}$ M $_\oplus$ yr $^{-1}$的净吸积速率，即使有很大一部分再次离开希尔球。实际上，所有穿过邦迪球的卵石大小的粒子都被吸积了。这些模拟的分辨率足以解决吸积驱动的对流。对流驱动的名义吸积率的$10^{-6}$ M $_\oplus$年$^{-1}$不会显着改变卵石吸积率。我们发现，由于抵消效应，小球大小的粒子的吸积率几乎是独立的磁盘表面密度。因此，我们可以估计特定颗粒尺寸的准确生长时间。对于0.3- 1厘米大小的颗粒，对于1 AU处的地球质量行星，小种子的生长时间为$\sim$ 0.15万年，对于1.5 AU处的火星质量行星，小种子的生长时间为$\sim$ …
2018-07-30 astro-ph.EP
