Formation of terrestrial planets in disks evolving via disk winds and implications for the origin of the solar system's terrestrial planets
最近的三维磁流体动力学模拟已经确定了一种盘风，通过这种盘风，气体物质从原行星盘表面流失，这可以显著改变内盘的演变和类地行星的形成。同时描述盘中气态和固态成分的实际演化，可能为解决太阳系中类地行星的质量集中问题提供线索。我们模拟形成的类地行星从行星胚胎在磁盘，通过磁旋转不稳定性和磁盘风的演变。目的是研究盘风对行星系轨道演化和最终构型的影响。我们进行N体模拟60 0.1地球质量的胚胎在一个不断发展的磁盘。通过求解一个一维扩散方程的下沉项，占磁盘风的气体表面密度的演变进行跟踪。我们发现，即使在一个弱盘风的情况下，内盘的气体表面密度的径向斜率变浅，减缓或停止胚胎的I型迁移。如果盘风的影响很强，则盘轮廓会显著改变（例如，正表面密度梯度，由内向外排空），导致约1 AU内的胚胎向外迁移。盘风通过改变盘的轮廓，对几个天文单位内的类地行星的形成起着至关重要的作用。此外，胚胎可以进行收敛迁移到~ 1 AU在一定可能的条件下。在这种情况下，太阳系类地行星的特征（例如，质量浓度约为1 AU，晚期巨大撞击）。
2015-05-05 astro-ph.EP
Lunar and Terrestrial Planet Formation in the Grand Tack Scenario
我们从大量的N体模拟的巨大的影响阶段的类地行星形成的结论。我们重点讨论了最近提出的大塔克模型的新结果，该模型将气体驱动的巨行星迁移与类地行星的吸积耦合起来。巨型撞击阶段跟随着寡头生长阶段，在胚胎和星子的圆盘内建立了双峰质量分布。通过改变胚胎人口中的总质量的比例，在星子人口的总质量和单个胚胎的质量，我们探索不同的光盘条件如何控制最终的行星。胚胎与微行星的总质量比控制着最后一次巨大撞击（月球形成）的时间及其暴力程度。最初的胚胎质量决定了月球撞击物的大小和火星的生长速度。在将我们的模拟结果与类地行星的实际轨道进行比较后（角动量亏损、质量集中），并考虑到月球形成事件后地球吸积的质量和火星生长的时间尺度上的独立地球化学限制，我们的结论是，在巨大撞击阶段开始时，原行星盘的大部分质量都在火星上-大小的胚胎和只有一小部分的总光盘质量的星子人口。由此，我们推断月球形成事件发生在第一个固体形成后的$\sim$ 60和$\sim$ 130 My之间，并且很可能是由质量与火星相似的物体引起的。
2014-06-10 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
How the presence of a giant planet affects the outcome of terrestrial planet formation simulations
本文利用GENGA开展约50 Myr的N体模拟，考察不同质量、轨道半径的外侧巨行星及初始胚胎分布对类地行星形成的影响，发现巨行星会增强相互作用并使轨道更紧凑，但过近会抑制大质量岩质行星形成。
2024-05-07 astro-ph.EP
Formation of terrestrial planet cores inside giant planet embryos
巨行星胚胎被认为是由大质量延伸（R ~ 100 AU）原恒星盘中的引力不稳定性产生的。在最近的一篇论文中，我们已经证明尘埃可以沉积在胚胎内部，正如Boss（1998）在稍有不同的模型中所论证的那样。在这里，我们用数值方法研究这个过程的下一个阶段--固体核心的形成。如果条件有利于固体核心的形成，气体云的中心会经历以下阶段：（一）变得富含颗粒（和金属）;（二）通过颗粒自重驱动的快速坍缩形成一个地球质量的固体核心;（三）当固体核心达到几到10个地球质量时，开始积聚气体大气。这一系列事件可能会在巨行星胚胎的较大气体储层内形成类地行星核心或富含金属的巨行星。在一封配套的信中，我们认为来自母星的潮汐和辐射效应应该会破坏胚胎的外层金属贫乏层，释放出几乎“随时可用”的行星。我们提出这是建造行星的另一种方法。
2010-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Terrestrial planet formation by torque-driven convergent migration of planetary embryos
巨行星的大质量核心被认为是由卵石大小的颗粒吸积在气体盘中形成的，这些颗粒的吸积截面被气动气体阻力增强[1][2]。一个普遍的观点是，类地行星系统是在后来（气体盘分散后3 - 2亿年）由数十颗大约火星大小的原行星的巨大碰撞形成的[3]。在这里，我们提出，相反，类地行星形成早期的气体驱动收敛迁移的原行星向$\sim\!1\,{\rm au}$（相关参考文献[4]调用了不同的过程，以集中星子）。为了研究会聚迁移发生的情况，我们开发了一个具有真实不透明度的辐射流体动力学模型[5][6]，以确定类地行星带中气体和卵石盘的热结构。我们发现原行星通过相互碰撞和卵石吸积快速生长，并通过引力散射和热尾效应获得轨道偏心率[7][8]。类地行星系统的轨道结构在我们的模拟中得到了很好的再现，包括它在0.7-1 au的紧密质量浓度和水星和火星的小尺寸。早期的原太阳盘温度超过1500 K，在0.4 Au内，这意味着水星生长在一个高度还原的环境中，靠近铁和硅酸盐的蒸发线，影响了水星的整体组成[9]。在后期的冷气盘中，冰/水化卵石的吸积将有助于地球的水预算。
2021-09-23 astro-ph.EP
Comparisons of the core and mantle compositions of earth analogs from different terrestrial planet formation scenarios
地核和地幔的化学成分提供了对导致其形成的过程的深入了解。另一方面，N体模拟通常不包含化学信息，并且只试图再现类地行星的质量和轨道。这些模拟可以分为四个潜在的可行的方案太阳系形成（经典，环，大钉，早期不稳定），我们共编译433 N体模拟。我们使用熔融标度定律结合地核形成的多阶段模型，将这些模拟的输出与地核和地幔的化学成分联系起来。我们发现地球类似物的组成在很大程度上取决于平衡胚胎核心的分数和N体模拟中的初始胚胎质量。在考虑岩浆海洋的生命周期时，模拟类型可能很重要，其中Grand Tack模拟在最后一次巨大撞击后有最大数量的物质增生。然而，由于地球地幔成分对不同参数的敏感性和N体模拟的随机性，我们不能排除任何吸积情景或初始胚胎质量。将地球类似物经历的最后一次胚胎撞击与特定的月球形成情景进行比较，我们发现月球形成撞击的特征取决于N体模拟中的初始条件，其中较大的初始胚胎质量促进较大和较慢的月球形成撞击物。火星大小的初始胚胎最符合典型的打了就跑的场景到一个固体地幔。我们的研究结果表明，约束平衡的冲击器核心和N体模拟的初始胚胎质量的分数可能是重要的了解地球的吸积历史和月球形成的影响的特点。
2023-02-21 astro-ph.EP
The great dichotomy of the Solar System: small terrestrial embryos and massive giant planet cores
太阳系的基本结构是由内部的低质量类地行星和外部的巨行星所决定的。这是由于在原行星盘的气体成分的生命周期内，形成了一个多个胚胎系统，其内部盘的质量大约是火星的质量，外部盘的几个多地球质量的核心。胚胎/核心的质量分布中这种二分法的起源是什么？在本文中，我们表明，经典的过程中，从一个磁盘的星子失控和寡头增长不能解释这种二分法，即使原来的固体表面密度增加的雪线。相反，如果某些假设成立的话，漂浮的卵石被胚胎和核心吸积可以解释这种二分法。我们建议，卵石的质量流量是低的两倍，卵石的特征尺寸约为10倍小于雪线内比超越雪线（分别在日心距离$r<r_{ice}$和$r>r_{ice}$，其中$r_{ice}$是雪线日心距离），由于冰升华和分裂成一个集合的球粒大小的硅酸盐颗粒的冰卵石。在这种情况下，原始月球下质量的物体将在圆盘的两个区域以截然不同的速度增长。在雪线以内，这些天体的质量将接近火星的质量，而在雪线以外，它们将增长到$\sim 20$地球的质量。结果可能会随着假设参数的变化而发生定量变化，但在原行星质量分布中建立一个明确的二分法似乎是可靠的，前提是盘中有足够的湍流，以防止硅酸盐颗粒沉积成非常薄的层。
2015-06-04 astro-ph.EP
Role of gaseous giants in the dynamical evolution of terrestrial planets and water delivery in the habitable zone
在目前的研究中，我们研究了一个巨大的行星在富水胚胎和星子的动力学演化的影响，位于雪线以外的系统围绕太阳的恒星，以确定什么样的类地行星可以形成在这些系统的宜居带（以下简称HZ）。为此，我们进行了行星吸积的N体模拟，考虑到气体已经从盘中消散，并且在系统的雪线之外形成了一颗巨大的行星，在3 au处。我们发现，一个质量值介于土星质量和木星质量之间的巨大行星，代表了一个极限，从雪线之外向内移动的富含水的胚胎的数量开始减少。从这一点来看，我们的研究表明，质量超过一个木星质量的巨行星成为向内迁移的富含水的胚胎的有效动力学障碍。此外，我们推断，在HZ中存活的这些胚胎的数量显着减少的系统，主机一个巨大的行星比一个更大的质量。这一结果具有重要的影响，关于形成的类地行星在HZ具有非常高的水含量，并可能提供一个选择标准，在寻找潜在的宜居系外行星的系统，主机周围的气态巨星太阳型恒星。
2018-08-27 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation from an Annulus
已经表明，类地行星的某些方面是可以解释的，特别是地球/火星的质量比，当它们形成于一个外边缘接近1.0 au的截断盘时（Hansen 2009）。这在之前已经被建模，从利用预形成的行星胚胎的生长的中间阶段开始。我们提出的模拟，旨在测试这一想法，以下的增长过程中，从公里大小的物体位于0.7至1.0天文单位之间的类地行星。模拟探索的初始条件下，在磁盘中的固体是星子与半径最初在3和300公里之间，交替包括从消散的气态太阳星云和碰撞碎片的影响。我们使用一种新的拉格朗日代码LIPAD（Levison et al. 2012），这是一种基于粒子的代码，可以模拟大量星子的碎裂，吸积和动力学演化，并且可以模拟从km大小到行星的整个生长过程。一套大的（火星质量）行星胚胎在100万年内就完成了，包含了大部分系统质量。一个静止的时期持续了10-20万年，其特征是轨道的缓慢扩散和剩余的星子的持续吸积。这被不稳定性打断，导致胚胎穿越轨道和胚胎-胚胎碰撞，最终产生最后一组行星。虽然这种演化与其他探索环带的作品中发现的不同，但最终的行星系是相似的，大致有正确的行星数量和良好的火星类似物。
2016-09-21 astro-ph.EP
Formation of embryos of the Earth and the Moon from the common rarefied condensation and their subsequent growth
月球和地球的胚胎可能是由于共同的母体稀薄凝聚体收缩而形成的。这种凝聚所需的角动量，在很大程度上可以在两个产生母体凝聚的稀薄凝聚的碰撞中获得。考虑到月球和地球的胚胎随后的生长，达到地月系统当前角动量所需的形成胚胎的总质量可能低于地球质量的0.01。由于月球和地球的铁元素本来就很贫乏，而月球的铁元素丰度很低，因此，月球胚胎的质量最多应该增加1.3倍。由于星子在无气体介质中的积累，地球胚胎的质量最大增加了三倍，目前地球上的铁丰度还没有达到。如果假设胚胎仅仅是通过积累固体星子（没有从胚胎中喷出物质）而生长的，那么很难在胚胎中以任何初始丰度再现当前月球和陆地的铁丰度。为了重现当前的月球铁丰度，从地球胚胎喷射并落入月球胚胎的物质数量应该比直接落入月球胚胎的星子的总质量和月球胚胎的初始质量之和大一个数量级，如果原始胚胎具有与星子相同的铁丰度，那么月球胚胎是由母体凝聚形成的。合并到月球胚胎中的大部分物质可能会在与星子（和较小的天体）的多次碰撞中从地球中喷出。
2020-03-22 astro-ph.EP
Growing Mars fast: High-resolution GPU simulations of embryo formation
最近的高精度陨石数据改善了对类地行星形成时间尺度和整体成分的限制。高分辨率的N体模拟允许直接比较胚胎生长的时间尺度和吸积区，这些限制。在本文中，我们提出了高分辨率模拟胚胎形成的结果，从一个光盘的41,000个完全自引力星子与基于GPU的N体代码GENGA。我们的研究结果表明，胚胎的生长高度依赖于初始条件。更大质量的初始星子，更短的气体盘衰变时间尺度和最初偏心的木星和土星（EJS）都导致胚胎生长更快。因此，小行星带的物质可以通过扫描长期共振注入到类地行星区域。这可能解释了火星在1000万年内的快速增长，从它的Hf-W年代学推断。横扫的长期共振几乎完全清除了小行星带，并将这些物质沉积在水星-金星区域，改变了那里胚胎的组成。这可能会导致水星-金星区域的胚胎从超过2 AU的地方吸积出意想不到的高质量分数。将木星和土星的初始轨道改变为更圆的轨道（CJS）或假设胚胎形成于无气体环境中，可以消除广泛的长期共振效应，从而大大减少水星-金星区域胚胎从2 AU以上吸积的物质。因此，我们建议，从水星和金星的岩石样本可以大大有助于推断的条件和生命的初始原行星气体盘在星子和胚胎形成，以及巨行星的初始架构。
2021-01-22 astro-ph.EP
Delivery of water and volatiles to the terrestrial planets and the Moon
通过模拟行星影响下的微行星盘的演化，已经表明从木星轨道以外输送到地球的水的质量可以与陆地海洋的质量相媲美。相当一部分的水可能已经被输送到地球的胚胎，当它的质量小于地球的当前质量。当地球胚胎的质量增长到目前地球质量的一半时，输送到胚胎的水的质量可能是从木星和土星的补给区输送到地球的水总量的近30%。陆地海洋的水可能是由几个来源的水混合而成的结果，这些水具有较高和较低的D/H比。从木星轨道外输送到金星的水的质量几乎与地球相同，如果归一化为行星的单位质量。输送到火星的水的单位质量是地球的两到三倍。从木星轨道以外输送到月球的水的质量可能比地球少20倍。
2020-03-22 astro-ph.EP
On the water delivery to terrestrial embryos by ice pebble accretion
标准的吸积盘模型表明，太阳星云中的雪线在星云演化的后期向地球轨道内部迁移。在这个后期阶段，大量的冰可能以毫米到微米大小的鹅卵石的形式从外部区域输送到1个天文单位。这就提出了一个问题，为什么现在的地球如此缺水（海洋质量只有地球质量的0.023%）。在这里，我们量化的数量由陆地胚胎的雪线迁移后，假设没有机制停止在外盘地区的卵石流的冰卵石吸积。我们用一个简化的凝结方程来计算原行星盘中冰卵石的形成和径向向内漂移。利用最近的研究给出的解析表达式计算了胚胎的卵石吸积截面。我们发现，最终的质量和水含量的陆地胚胎强烈依赖于径向范围的气体盘，磁盘湍流的强度，以及雪线到达1 AU的时间。圆盘的径向范围决定了卵石流的寿命，而湍流决定了胚胎所在的中平面上卵石的密度。我们发现，只有当盘是紧凑的（< 100 AU），湍流在1 AU时很强，雪线在盘形成后2-4百万年后到达1 AU时，胚胎的最终含水量才会低于0.023重量%。如果太阳星云延伸到300天文单位，最初的岩石胚胎将演变成1-10个地球质量的冰冷行星，除非雪线迁移缓慢。如果地球外核的密度不足表明原始地球含有约1重量%的水，那么原始地球的形成可能具有较弱的湍流和较早（> 0.5- 200万年）的雪线迁移。
2016-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation from lost inner solar system material
岩石行星的形成过程有两种根本不同的过程，但目前还不清楚是哪一种形成了太阳系的类地行星。它们要么是由来自内太阳系的行星胚胎之间的碰撞形成的，要么是由来自外太阳系的向日漂移的毫米大小的“鹅卵石”吸积而成。我们表明，地球和火星的同位素组成是由两个组件的混合内部太阳系材料，包括来自最内层的磁盘未采样的陨石，而外部太阳系材料的贡献是有限的几个百分比的质量。这反驳了类地行星的卵石吸积起源，但与内太阳系胚胎的碰撞生长是一致的。地球和火星上的外太阳系物质含量很低，这表明圆盘中存在持续的尘埃漂移屏障，突出了太阳系中岩石行星形成的特定途径。
2022-01-20 astro-ph.EP
Prevalance of Chaos in Planetary Systems Formed Through Embryo Accretion
太阳系类地行星的形成过程已经在各种研究中被数值模拟，许多其他研究也致力于描述我们现代行星的混沌动力学状态。然而，我们地球脆弱的混沌状态是否是类地行星吸积的预期结果，目前还不得而知。我们使用一套数值模拟来详细分析和表征Kaib和Cowan（2015）中通过类地行星形成产生的145个不同系统中的动力学混沌。这些系统是在完全形成的木星和土星存在的情况下，使用各种不同的初始条件创建的。它们并不意味着提供一个详细的复制目前的实际太阳系，而是作为一个样本的类似系统进行比较和分析。我们发现，在我们形成的大约一半的系统中，动力学混沌是普遍存在的。我们表明，这种混乱消失在大多数这样的系统时，木星被删除，这意味着最大的混乱来源是来自木星的扰动。混沌在形成4或5颗类地行星的系统中最为普遍。此外，偏心的木星和土星被证明可以增强系统中混乱的流行。此外，在我们的样本中，具有高度集中在0.8 - 1.2 AU之间的质心的系统通常被证明比具有更奇异质量分布的系统更不混乱。通过演化系统到当前时代的过程，我们表明，后期不稳定性在我们的系统中是相当普遍的。最令人感兴趣的是，在我们自己的太阳系中观察到的许多混沌源（例如水星和木星之间的世俗驱动混沌）被证明是地球行星形成的共同结果。
2017-01-26 astro-ph.EP
Terrestrial-type planet formation: Comparing different types of initial conditions
行星胚胎和星子的初始分布对于研究后寡头生长期的类地行星形成具有重要作用。这些研究中的大多数通常使用基于理论和数值研究的临时初始分布。我们分析了太阳型恒星周围没有气体巨星的行星系的形成，着重于结果对星子和胚胎的特定初始分布的敏感性。宜居带（HZ）中类地行星的形成及其最终的水含量是人们感兴趣的话题。我们从同一个原行星盘发展了两套不同的N体模拟。第一组假设特设初始分布的胚胎和星子和第二组获得这些分布的半分析模型，模拟磁盘的气相演变的结果。这两组行星都在HZ形成。特设的初始条件形成的行星在HZ与质量从$0.66M_{\oplus}$到$2.27M_{\oplus}$。从半解析模型中获得的更真实的初始条件，形成质量在$1.18M_{\oplus}$和$2.21M_{\oplus}$之间的行星。这两组行星在HZ形成行星，水含量在4.5%和39.48%之间。那些含水量最高的行星与那些含水量最低的行星在供水来源方面存在差异。我们认为，在HZ的行星的数量是不敏感的胚胎和星子的特定的初始分布，因此，结果是全球相似的两套之间。然而，主要的差异与HZ中行星的吸积历史有关。这些差异对富含水的物质的吸积和由此产生的行星的物理特性有直接影响。
2015-09-24 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation at Home and Abroad
我们回顾了类地行星形成领域的现状，目的是了解内太阳系和低质量系外行星的形成。本文综述了从微行星到行星胚胎以及从胚胎到类地行星的吸积动力学和时间尺度。我们讨论了径向混合和水输送，行星自旋和有关磁盘和胚胎属性的参数的重要性。接下来，我们将吸积模型与系外行星联系起来。我们首先解释了为什么观测到的热超级地球可能是通过原位吸积或向内迁移形成的。我们展示了如何通过巨行星迁移和动力学不稳定性机制改变气体巨星系统中的类地行星形成。地球吸积的标准模型无法再现内太阳系。“大钉”模型解决了这个问题，使用的想法首先发展到解释巨大的系外行星。最后，我们讨论了大多数类地行星系统是否以与我们相同的方式形成，并强调了当前一代模拟中缺少的关键成分。
2014-09-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Oxidation Constraints on Terrestrial Planet Formation from a Ring
Bayerisches Geoinstitut, University of Bayreuth（拜罗伊特大学地球科学研究所）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Department of Earth & Environmental Sciences, Michigan State University（密歇根州立大学地球与环境科学系）；Collège de France, CNRS, PSL Univ., Sorbonne Univ.（法兰西学院，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学，索邦大学）；Solar System Science & Exploration Division, Southwest Research Institute（西南研究院太阳系科学与探索部）
研究通过分析行星胚胎从窄环吸积不同氧化状态星子的过程，发现地球的氧化状态约束要求氧化物质在行星形成末期才被输送到环中，以匹配硅酸盐地球的组成。
2026-05-29 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation in the Presence of Migrating Super-earths
轨道周期小于100天的超级地球在类太阳恒星周围非常丰富。这些行星不太可能在它们目前的位置形成。相反，它们可能是在距离恒星很远的地方形成的，然后向内迁移。在这里，我们使用N体模拟来研究超级地球对岩石行星吸积的影响。在我们的模拟中，一个或多个超级地球通过嵌入气体盘中的行星胚胎和微行星向内迁移。我们测试了各种迁移速度和配置。快速迁移的超级地球（$τ_{mig} \sim$ 0.01-0.1百万年）对原行星胚胎和微行星只有适度的影响。足够的物质存活下来，在超级地球的轨道外部形成岩石状的类地行星。相比之下，缓慢迁移的超级地球将岩石物质引导到它们的轨道内部，并强烈消耗类地行星形成区。在这种情况下，任何位于宜居带的地球大小的行星都是挥发性极高的，因此可能不是类地行星。
2014-09-11 astro-ph.EP
On The Effect of Giant Planets on the Scattering of Parent Bodies of Iron Meteorite from the Terrestrial Planet Region into the Asteroid Belt: A Concept Study
在他们的铁陨石母体的起源模型中，Bottke等人提出了在最初的150万年期间在1-2 AU区域形成的分化的星子作为母体，并认为这些物体及其碎片由于与行星胚胎的相互作用而分散到小行星带中。虽然这个模型是可行的，但它并没有考虑到一颗可能存在于外层区域或在外层区域生长的巨大行星的影响。我们提出了一个概念研究的结果，我们已经研究了在木星轨道上的行星体的早期散射的星子从陆地区域到小行星带的影响。我们将大量星子的轨道整合在行星胚胎盘中，并研究了它们在行星质量不同值下的演化。结果表明，当行星质量小于10个地球质量时，它对星子和行星胚胎之间相互作用的影响可以忽略不计。然而，当行星质量在10到50个地球质量之间时，模拟指出一个过渡状态，大约50个地球质量是行星扰动效应不能再被忽略的值。模拟还表明，行星质量的进一步增加会大大降低星子从类地行星区域向小行星带散射的效率。我们提出了我们的模拟结果，并讨论其可能的影响，巨大的行星形成的时间。
2012-02-14 astro-ph.EP
Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability
太阳系的许多动力学方面都可以用外行星经历一段轨道不稳定的时期来解释，这段时期有时被称为尼斯模型。虽然经常与月球陨石坑记录中被称为晚期重轰炸（LHB）的延迟峰值相关，但最近的工作表明，这一事件可能发生得更早;也许在类地行星形成的时期。虽然目前对陆地吸积的模拟可以再现太阳系的许多观测质量，但复制火星的小质量需要修改标准的行星形成模型。在这里，我们使用800动力学模拟表明，在太阳系外的早期不稳定性强烈影响类地行星形成，并定期产生适当大小的火星类似物。我们最成功的结果发生在类地行星在气体盘分散之后，在巨行星不稳定性开始之前，再演化1- 1000万年（Myr）的时候。在这些模拟中，在不稳定之前，火星区域已经开始吸积，但是由巨行星散射引起的动力学扰动从火星附近移除了大的胚胎。大的胚胎要么被喷射出来，要么被分散到地球和金星（在某些情况下是为了运送水），火星则作为搁浅的胚胎被留下。因此，一个早期的巨行星不稳定性可以在一个单一的模型中复制太阳系的内外。
2018-04-11 astro-ph.EP
Building the Terrestrial Planets: Constrained Accretion in the Inner Solar System
到目前为止，还没有一个吸积模型能够成功地再现内太阳系中所有观测到的约束。这些限制包括：1）轨道，特别是小的偏心率; 2）类地行星的质量--特别是火星相对较小的质量在以前的模拟中没有得到充分的再现; 3）地球和火星的形成时间尺度，从Hf/W同位素解释; 4）小行星带的整体结构，特别是缺乏行星胚胎大小物体的印记; 5）地球相对较大的含水量，假设它是以富含水的原始小行星物质的形式提供的。在这里，我们提出了40个高分辨率（N=1000-2000）动力学模拟的后期行星吸积的结果，再现这些约束的目标，虽然忽略了水星。我们假设木星和土星在每次模拟开始时都是完全形成的，并测试与“尼斯模型”一致和相反的轨道配置。“我们发现，木星和土星在圆形轨道上的配置在正确的时间尺度上形成了低偏心率的类地行星和富含水的地球，但火星的质量太大了5-10倍，胚胎经常滞留在小行星带中。木星和土星在当前位置但初始偏心率略高（e = 0.07-0.1）的配置产生了一个小火星，一个无胚胎的小行星带，和一个合理的地球模拟，但很少允许水输送到地球。我们测试的配置中没有一个再现了所有观察到的约束。（节略）
2009-05-22 astro-ph.EP
Water and the interior structure of terrestrial planets and icy bodies
水的含量与类地行星和冰质天体的内部演化有着密切的联系。行星系中水的分布受原行星盘的温度结构、微行星和行星胚胎的动力学和迁移控制。这导致了星子和行星胚胎的形成，它们具有各种各样的成分，水含量和氧化程度。内部的演变，特别是星子的形成时间相对于由短命的26铝衰变的辐射加热的时间尺度可能会管理的含水硅酸盐和剩余的岩石-冰混合物的量在其演化的后期阶段。反过来，水含量可能会影响星子的早期内部演化，特别是金属硅酸盐分离过程。此外，水含量可能有助于增加氧逸度，从而影响太阳系天体硅酸盐储层中亲铁元素的浓度。最后，水含量强烈影响冰卫星的分化率，控制其内部演化，并支配其内部深处发生的蚀变过程。
2017-12-20 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
Formation of the terrestrial planets in the solar system around 1 au via radial concentration of planetesimals
水星的轨道内没有行星存在，而太阳系的类地行星则呈现出局部化的结构。根据原行星盘的热结构计算，除了盘演化的早期阶段外，在距太阳0.1 au处有一条硅酸盐凝聚线（~ 1300 K），星子可能在水星轨道内形成。最近的一项关于磁盘演化的研究，包括磁驱动磁盘风的研究表明，气体磁盘在距离中心恒星约1 au的范围内获得了正的表面密度斜率。在一个具有正的中平面压力梯度的区域中，微行星发生向外的径向漂移。我们调查的径向漂移的星子和I型迁移的行星胚胎在磁盘中的粘性发展与磁驱动盘风。我们展示的情况下，没有行星留在附近的区域。微行星的径向漂移模拟使用最近的磁盘演变模型，包括磁盘风的影响。行星形成的后期阶段，也进行了行星胚胎的N体模拟检查。我们表明，在磁盘演化的中期阶段，星子可以进行收敛径向漂移磁旋转不稳定性（MRI）不活跃的磁盘，其中的压力最大值创建，并积累在一个狭窄的环状区域与内边缘在~ 0.7 AU从太阳。我们还表明，行星胚胎，可能会从狭窄的星子环不表现出显着的I型迁移在磁盘演化的后期阶段。太阳系的类地行星的定域结构，特别是近区行星的缺乏，可以用近区正压梯度盘中的星子的会聚径向漂移来解释。
2018-04-06 astro-ph.EP
Analysis of terrestrial planet formation by the Grand Tack model: System architecture and tack location
类地行星形成的大塔克模型是近年来出现的，作为解释内太阳系几个观测特征的首要假设。它依赖于巨行星的早期迁移，通过引力塑造和混合小行星盘，使其下降到~1 AU，之后类地行星从狭窄的环日环带中留下的物质中吸积。在这里，我们已经调查了如何在一系列的初始条件和迁移过程中的票价改变（“tack”）的位置。我们已经运行了大量的N-体模拟与钉的位置为1.5 AU和2 AU，并测试了初始条件，使用等质量的行星胚胎和半分析的方法寡头增长。我们利用最近的模型，考虑到粘性加热的原太阳盘，包括1型迁移的全部效果，并采用一个现实的质量半径关系的不断增长的类地行星。结果表明，在大于95%的置信度下，木星在1.5天文单位的典型粘性位置与最大质量行星在1天文单位的位置不一致。这有利于在2 AU处更远地钉出所采用的盘模型和参数。在不同的初始条件下，我们发现寡头情况能够统计地再现类地行星的轨道结构和质量分布，而等质量胚胎情况则不能。
2016-03-03 astro-ph.EP
N-body simulations of terrestrial planet growth with resonant dynamical friction
我们通过一个直接的N-体模拟环在1天文单位的轨道1 $M_{\odot}$星的星子吸积。最初含有N = $10^6$天体的星子环演化到寡头生长阶段。与以前的低分辨率研究不同，我们发现星子的质量分布在寡头形成后在中等质量处出现了一个凸起。这一特征标志着增长模式之间的界限。最小的微行星体紧密地聚集在一起，与寡头形成平均运动共振，这加热了小天体，促进了它们的生长。如果我们通过减小环的宽度来减少大多数共振，则这种效应变得更弱。为了清楚地展示驱动这些增长模式的动力学，我们还研究了嵌入在无碰撞微行星环中的行星胚胎的演化。在这种情况下，我们发现共振将星子推离胚胎，降低了胚胎附近天体的表面密度。这种效应只有在环足够宽，微行星的质量分辨率足够好，可以填充共振时才会发生。我们在质量分布中观察到的凸起类似于在小行星带物体的大小分布中看到的100公里幂律突破。虽然在我们的模拟中产生的凸块发生在大于100公里的大小，我们表明，凸块的位置是敏感的初始星子质量，这意味着这个功能是潜在的有用的约束星子形成模型。
2019-08-20 astro-ph.EP
Planetesimals to Terrestrial Planets: collisional evolution amidst a dissipating gas disk
我们对类地行星的形成过程进行了数值模拟，研究了内太阳系中从微行星到行星的连续生长过程。以前的研究表明，生长将是由内而外的，但通常的做法仍然是假设整个内盘最终将达到胚胎和星子的双峰分布。对于盘质量，初始星子半径和气体盘寿命的组合，在这项工作中探索的整个磁盘从来没有达到一个简单的双峰质量分布。我们发现，由内而外的增长被放大的碰撞演化的固体和相互作用与耗散气体盘的综合影响。这导致了在同一时间内，在盘的不同位置永远不会实现寡头增长，在某些情况下，盘可以在1 au内支持混乱的增长和巨大的影响，并在2 au之外支持失控的增长。星子人口是有效地耗尽在内盘胚胎生长主要是在一个显着的气体盘的存在下进步。进一步在磁盘的增长是较慢的相对于气体盘耗散，导致更多的激发星子在同一阶段的增长和效率较低的吸积。由于碰撞研磨强烈改变了吸积行星相对于初始质量分布的表面密度，这种相同的效应导致了质量损失。与以前没有碰撞研磨的工作相比，这种效应降低了火星与地球的质量比。与之前的一些发现类似，这些模拟使用了截然不同的生长情景，产生了第一代行星胚胎，在不稳定并进入混沌生长阶段之前，这些胚胎稳定了10-20百万年，或气体耗散时标的5-10个e折叠时间。
2019-08-02 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation: Constraining the Formation of Mercury
太阳系四颗类地行星的形成是行星科学最基本的问题之一。然而，水星的形成仍然知之甚少。我们研究了类地行星的形成进行110高分辨率N体模拟运行使用超过100胚胎和6000盘星子代表一个原始的原行星盘。为了研究水星的形成，这些模拟考虑了在0.2-0.5 AU（水星区域）和磁盘的内部区域，有和没有质量增强超过冰线位置，aIL，在磁盘中，其中aIL = 1.5，2.25，和3.0 AU进行了测试。虽然金星和地球的类似物（考虑到轨道和质量）在大多数运行中成功形成，但水星的类似物只在9次运行中获得。火星的类似物也同样稀少。我们的水星类似物集中在轨道与~ 0.27-0.34 au，相对较小的偏心率/倾角，和中位数质量m ~ 0.2地球质量。此外，我们发现我们的水星类似物的最终质量大部分来自胚胎/星子，最初位于1000万年内的0.2和~1-1.5 au之间，而其余的质量来自更广泛的区域，后来达到~3 au。虽然冰线在水星区域行星的形成中可以忽略不计，但它使所有类地行星都富含水。事实上，水星的类似物在类地行星形成的末期显示出水的质量分数范围很广。
2017-03-06 astro-ph.EP
Building Terrestrial Planets: Why results of perfect-merging simulations are not quantitatively reliable approximations to accurate modeling of terrestrial planet formation
虽然人们认为完全合并并不是碰撞的现实结果，但一些研究人员表示，完全合并模拟仍然可以被认为是类地行星形成最后阶段的定量可靠表示。引用Kokubo & Genda的工作[ApJL，714 L，21]，他们认为，在完全合并的模拟中最终行星与碰撞精确解决的模拟之间的差异很小，因此，使用完全合并的结果作为现实模拟的可接受近似值是合理的。在本文中，我们表明，这种说法是站不住脚的。我们证明，当碰撞过程中损失的质量被考虑在内，行星的最终质量将是如此不同，从完美的合并，后者不能被用作一个有效的近似。我们对胚胎-胚胎碰撞进行了大量的SPH模拟，并确定了每次碰撞中质量和水分的损失量。我们将结果应用于典型的完美合并模拟中的碰撞，并表明即使每次碰撞中的质量损失小至10%，完美合并也可以平均高估最终行星的质量$\sim 35\%$和水含量超过18%。我们的分析表明，虽然完美的合并模拟仍然是一个强大的工具，在证明的概念，他们不能用来进行预测，得出定量的结论（特别是关于过去的历史的行星系），并作为一个有效的近似，或代替模拟中的碰撞是准确解决。
2022-01-18 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
Chondrite Parent Bodies as Escaped Satellites of Proto-Planetary Embryos
Purdue University（普渡大学）；Rowan University（罗文大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究球粒陨石母体形成，提出在类地行星形成后期通过胚胎碰撞形成含球粒陨石小行星，其熔融物质冷却成球粒并与未熔融物质混合成卫星，后因引力作用成球粒陨石母体，解释其形成时间与物理性质。
2026-07-22 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation in low-mass disks: dependence with initial conditions
一般来说，大多数关于类地行星形成的研究通常使用特定的初始条件。在这项工作中，我们改进了Ronco & de Elía（2014）中描述的初始条件，从半分析模型开始，该模型模拟了气相期间原行星盘的演化。然后将半解析模型的结果用作N体模拟的初始条件。我们表明，所考虑的行星系是不敏感的胚胎和星子的特定的初始分布，因此，结果是全球相似的那些发现在以前的工作。
2014-09-24 astro-ph.EP
Formation of planets by tidal downsizing of giant planet embryos
我们假设行星是由迁移的巨行星胚胎潮汐缩小而形成的。提出的行星形成方案包括以下步骤：（1）一个大质量的年轻原行星盘在R ~几十到几百AU处碎裂在质量只有几个木星质量的气体团块上;（iii）如Boss（1998年）较早提出的，尘埃沉积在气团内部，形成陆地物质固体核;（iv）如果固体核的质量超过10个地球质量，一个巨大的气体大气层就会坍缩到固体核上;（v）当气体团到达恒星内部的几个天文单位时，恒星辐射引起的潮汐剪切和蒸发剥离了气体团的外层贫金属包层。如果潮汐破裂迅速发生，而系统仍处于阶段（iii），则留下一个类地行星核心。如果它发生在之后，在阶段（iv），一个富含金属的气体巨行星与固体核心从包层中出现。
2010-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
N-body interactions and collisions in circumstellar disks for planar and inclined binary star configurations
University of Vienna（维也纳大学）；TU Graz（格拉茨工业大学）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）
研究双星系统中行星形成受倾斜影响，发现胚胎迁移和碰撞特性差异。
2025-12-18 astro-ph.EP
Testing the chondrule-rich accretion model for planetary embryos using calcium isotopes
了解形成地球的原材料的组成是了解类地行星形成及其整体组成的关键一步。钙是类地行星中第五丰富的元素，因此是追踪行星组成的关键元素。然而，为了使用Ca同位素作为地球吸积历史的示踪剂，首先需要了解Ca在行星形成的最早阶段的同位素行为。球粒陨石是太阳系中最古老的物质之一，对其同位素组成的研究有助于了解太阳系是如何以及在何种条件下形成的。在这里，我们提出了钙同位素数据的一套散装陨石以及Allenium（CV）球粒。我们发现，与块状硅酸盐地球（$δ^{44/40}Ca$ =+1.05 $\pm$ 0.04 permill，Huang等人，2010年）或火星，而顽火辉石是从地球上的钙同位素组成（$δ^{44/40}Ca$ = +0.91至+1.06 permill）无法区分。与陨石的主体和基质相比，来自Allenburg的球粒富含较重的Ca同位素（$δ^{44/40}Ca$ = +1.00至+1.21 permill）。这意味着地球和火星的钙同位素组成与大多数碳质陨石不同，但可能类似于球粒。地球，火星和陨石球粒之间的钙同位素相似性是最近的动力学模型的行星形成，提出了一个富含陨石球粒的吸积模型的行星胚胎。
2017-04-21 astro-ph.EP
Formation of Terrestrial Planets
本综述总结类地行星形成研究进展，涵盖尘埃凝聚、流不稳定性、星子与胚胎生长、晚期撞击，并比较三种内太阳系模型及系外行星差异成因。
2024-11-05 astro-ph.EP
Rethinking the role of the giant planet instability in terrestrial planet formation models
过去几十年来，计算能力和数值方法的进步引发了对类地行星形成后期阶段的动力学研究的大量产出。在其他奇特的内太阳系性质中，模拟的能力在行星的地球化学推断的吸积时间尺度内重现火星的小质量，在富含钙铝的包裹体（CAIs）出现后，可以说是判断进化假说的黄金标准。目前，一些独立的模型能够一致地产生类似火星的行星，同时满足各种重要的观测和地球化学约束。然而，所有的模型仍然必须考虑到巨行星迁移和轨道不稳定的影响;动力学和宇宙化学约束表明，星云气体扩散后的第一个1亿年内发生了一个事件。如果不稳定发生在这个窗口的前几个百万年，扰动可能会影响火星的大部分生长。在这份手稿中，我们将注意力转向t= 5000万年后发生不稳定的情况。具体来说，我们模拟的不稳定性的影响，通过以前的胚胎吸积模型产生的三个近组装的地球系统，并包含三个大的原行星的轨道内部的收集火星质量的胚胎和碎片。虽然不稳定性持续引发月球形成的影响，并有效地从我们的模型中的火星区域去除过多的物质，但我们发现我们的最终系统过于动态地兴奋，缺乏火星和水星的类似物。因此，我们的结论是，虽然可能，我们的情况是更不可能比不稳定发生的时间更早，或在地球和金星的轨道是远远低于动态激发的时候。
2022-09-01 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation in a protoplanetary disk with a local mass depletion: A successful scenario for the formation of Mars
我们太阳系的类地行星形成模型已经成功地产生了质量和轨道与金星和地球相似的行星。然而，这些模型通常无法产生大约1.5 AU的火星大小的物体。通常围绕火星半长轴形成的天体，一般来说，比火星大得多。只有当木星和土星被假设有非常偏心的轨道（e $\sim$ 0.1），这似乎是相当不可能的太阳系，或者，如果原行星盘被截断在1.0 AU，模拟已经能够产生火星样的机构在正确的位置。在本文中，我们研究了火星形成的另一种情况，在这种情况下，原太阳星云密度的局部耗尽导致行星胚胎的非均匀形成，并最终形成大约1.5 AU的火星大小的行星。我们已经进行了广泛的数值模拟的形成类地行星在这样一个磁盘的不同规模的本地密度耗尽，和不同的轨道配置的巨行星。我们的模拟指出了在1.5 AU左右形成火星大小的天体的可能性，特别是当圆盘局部质量耗尽的规模适度高（50-75%）并且木星和土星最初处于当前轨道时。在这些系统中，火星类似物是由原行星物质形成的，这些原行星物质起源于当地质量耗尽的内部或外部区域。结果还表明，地球大小的行星可以形成约1 AU，通过原始的富水微行星和行星胚胎吸积大量的水。我们提出了我们的研究结果，并讨论了它们对我们的太阳系的类地行星的形成的影响。
2013-12-13 astro-ph.EP
On the formation of terrestrial planets between two massive planets: The case of 55 Cancri
考虑到光滑粒子流体动力学（SPH）模拟所需的巨大计算资源以及完全合并对碰撞后物质的高估，通过引入随机物质损失，发展了一种处理行星系形成过程中碰撞的统计方法.在这种方法中，每次合并的唯一结果所损失的质量和含水量在取决于碰撞物体的总质量和含水量的范围内随机变化。将随机损失法应用于太阳系的行星形成，结果与已有的SPH结果一致。我们还将这种方法应用于太阳系外行星系55 Cancri，其中（至少）有五颗行星，并研究最外层两颗行星之间类地行星的形成。假设在吸积阶段后期之前，有500个火星质量胚胎处于动态冷轨道上。在我们的模拟中采用了不同数量的行星胚胎和不同的损失参数的情况。数百次模拟的统计结果表明，一个水储量约为6个地球海洋的类地行星可以在55 Cnc f和d之间形成。它可能位于1.0到2.6 AU之间，但最有可能的区域是1.5到2.1 AU。因此，这颗行星位于潜在宜居带（0.59- 1.43天文单位）的概率相对较低，只有10%左右。55 Cnc f和55 Cnc d行星也可能被塑造，并从巨大的撞击中获得一些水，因此它们的轨道也可能相应地改变。
2021-05-21 astro-ph.EP
Rotation of the Solar System planets and the origin of the Moon in the context of the tidal downsizing hypothesis
最近有人提出，岩石和气体巨行星形成的第一步是尘埃沉积成气体团（巨行星胚胎）内的固体核心。然后假设这些团块迁移到更靠近恒星的地方，在那里它们的贫金属外壳被潮汐力或辐射驱动的质量损失剪切掉。我们认为这一假设的影响，出生的地球和气体巨行星的自转速率。发现这两种类型的行星在出生时都可能在它们的分裂角频率附近旋转。自旋的方向应该与母盘和恒星的方向一致，除非胚胎在过去与其他胚胎有密切的相互作用或合并。此外，在出生时特定角动量的巨大储存库也允许在相同的胚胎内形成接近的双岩石行星。我们将这些预测与太阳系中行星的自转速率进行了比较，并质疑地月对是否可能在同一个巨行星胚胎中形成。
2010-10-15 astro-ph.EP
Super-Earth formation in systems with cold giants
本研究通过参数分析探讨了含有冷巨行星系统中超级地球的形成机制，发现内盘粘性加热程度是调节卵石吸积效率的关键因素，其差异能解释不同系统内地行星类型的分布，而水冰线和外部巨行星的影响相对有限。
2025-06-20 astro-ph.EP
Losing Oceans: The Effects of Composition on the Thermal Component of Impact-driven Atmospheric Loss
太阳系的类地行星的形成以一个巨大的撞击时期结束。以前研究月球形成撞击中撞击冲击造成的挥发性损失的工作发现，大气损失最多为20%至30%，海洋基本上没有损失。然而，巨大的撞击也会导致热加热，这可能会导致大量的大气通过帕克风逃逸。在这里，我们表明，H2O和其他高平均分子量脱气物种可以有效地失去通过这种热风，如果存在于氢为主的大气中，大大改变了最终的挥发性库存的类地行星。具体来说，我们证明了火星大小的胚胎与原地球的巨大撞击可以消除地球几个海洋中的水和其他较重的挥发性物质，以及以氢为主的原始大气。这些结果可能提供了一个解释所观察到的地球的轻惰性气体的预算和其耗尽氙库存，这表明，地球经历了显着的大气层损失的吸积结束。由于行星胚胎的质量足以吸积原始的氢信封，因为巨大的影响是随机的，并与其他早期大气演化过程同时发生，我们的研究结果表明，在类地行星挥发性预算的广泛多样性。
2020-07-03 astro-ph.EP
Numerically Predicted Indirect Signatures of Terrestrial Planet Formation
行星形成的中间阶段由于缺乏来自微行星的辐射而不能直接观测到。然而，行星形成是一个动态活跃的过程，导致演化中的微行星之间的碰撞和尘埃的产生。因此，间接观测行星形成在不久的将来确实是可能的。在本文中，我们提出了综合观测的基础上的数值N体模拟的中间阶段的行星形成，包括一个国家的最先进的碰撞模型，EDACM，它允许多个碰撞的结果，如吸积，侵蚀，弹跳事件。我们表明，行星胚胎的形成可以间接观察到的一个功能齐全的ALMA望远镜，如果参与星子演化的表面积是足够大的和/或碰撞中产生的尘埃量是足够高的质量。
2015-06-17 astro-ph.EP
Simulations for Terrestrial Planet Formation
我们用双行星模型研究了行星形成后期类地行星的形成。在那个时候，原恒星已经形成了大约300万年，气体盘已经消散。模型中考虑了木星和土星的摄动。我们还考虑了外行星质量的变化，以及胚胎和星子的初始偏心率和倾角。结果表明，类地行星形成于5000万年前，吸积率约为60% -80%.在每个模拟中，3 - 4个类地行星在“木星”内部形成，质量为$0.15 - 3.6 M_{\oplus}$。在0.5 - 4AU范围内，当激发微行星的偏心率时，微行星能够从宽径向吸积物质。位于宜居带的类地行星的大量水物质可能就是通过这种机制从较远的地方转移过来的。如果外行星的质量适中，并且小的类地行星能够在$10^8$ yr的时间尺度上以一定的共振存在，两颗巨行星之间也可能发生几次吸积。
2010-04-07 astro-ph.EP
Terrestrial Planets Formation under Migration: the Systems near 4:2:1 Mean Motion Resonance
在这项工作中，我们广泛的调查近4：2：1平均运动共振（MMR）配置的形成，通过执行两套N体模拟。在第一组中，我们模拟了偏心阻尼、气体阻力、微行星、行星胚胎和巨行星的I型和II型行星迁移。对于II型迁移的巨行星的模拟，大质量的类地行星，质量高达几个地球质量，可能会在系统中产生。我们进一步证明，通过类木行星II型迁移的牧羊和/或散射机制，系统中的类地行星和巨行星可以演化成近4：2：1的MMR。此外，这些模型也适用于Kepler-238和302系统的形成。在第二组中，我们研究了类地行星系中4：2：1 MMR的形成，其中行星经历了I型迁移和偏心阻尼。通过考虑I型迁移，$\sim$ 17.1%的模拟结果表明类地行星演化为4：2：1的MMR.然而，这个概率应该取决于行星的初始条件。因此，我们得出结论，第一和第二类迁移可以发挥至关重要的作用，在近距离类地行星的形成。
2017-01-11 astro-ph.EP
Physical properties of terrestrial planets and water delivery in the habitable zone using N-body simulations with fragmentation
这项研究的目标是研究行星胚胎的碎裂如何影响太阳型恒星周围的类地行星的物理和动力学性质。我们的工作重点是行星的形成和演化以及宜居带中的水输送。我们区分A类和B类HZ行星，这有一个吸积种子最初位于内部和超出雪线，分别。我们开发了一个Nbody集成器，将碎片和打了就跑的碰撞，这是所谓的D3 N-body代码。由此，我们在拥有两颗气态巨星（如木星和土星）的系统中进行了46次行星吸积的数值模拟。我们比较了两组23 N体模拟，其中之一包括一个现实的碰撞处理和其他模型的所有影响完美的合并。在有碎裂的运行中形成的HZ行星的最终质量比没有碎裂的结果小15%~ 20%。至于A类HZ行星，那些在没有碎片化的模拟中形成的行星相对于它们的初始值在质量上有非常显着的增加，而那些在有碎片化的运行中产生的行星的增长则不那么相关。我们注意到碎片在A类HZ行星的质量中起次要作用，提供的最终值不到30%。在没有碎裂的运行中，A类HZ行星的水的最后分数保持初始值，因为它们没有吸积富含水的胚胎。在碎片化的运行中，这些行星的水的最终分数强烈依赖于每次碰撞后用于分配水的模型。B类HZ行星在有和没有碎片的情况下，其最终水含量没有显着差异。由此，我们发现碰撞碎裂并不是HZ中水世界生存的障碍。
2019-10-07 astro-ph.EP
Constraints on terrestrial planet formation timescales and equilibration processes in the Grand Tack scenario from Hf-W isotopic evolution
我们研究了141 N体模拟的类地行星后期吸积，使用大钉的情况下，耦合碰撞的结果与铌钨（Hf-W）同位素演化模型。在大粘性方案中的吸积导致更快的行星形成比经典的吸积模型，因为更高的星子表面密度引起的迁移木星。快速生长的行星胚胎经历地幔$^{182}$ W的放射性向内生长，这与测量的地球成分不一致，除非大部分钨被与目标地幔彻底混合的撞击物核心去除。对于物理上类似地球的幸存行星，我们发现，需要平衡的撞击核$k_\text{core} \geq 0.6$的分数，以产生与观察到的地球钨异常（假设与相对较大体积的目标地幔物质平衡;较小的平衡地幔体积将需要更大的$k_\text{core}$）。这种实质性核心再平衡的要求可能难以与大撞击期间的流体动力学预测和混合的流体动力学模拟相协调，因此这一结果不利于由Grand Tack吸积导致的快速行星建设。
2019-10-01 astro-ph.EP
Simulations for Terrestrial Planets Formation
我们用双行星模型研究了行星形成后期类地行星的形成。在那个时候，原恒星已经形成了大约300万年，气体盘已经消散。模型中考虑了木星和土星的摄动。我们还考虑了外行星质量的变化，以及胚胎和星子的初始偏心率和倾角。结果表明，类地行星形成于5000万年前，吸积速率约为$60% - 80%$ .在每个模拟中，3 - 4个类地行星在“木星”内部形成，质量为$0.15 - 3.6 M_{\oplus}$。在$0.5 - 4$ AU中，当激发微行星的偏心率时，微行星能够从宽径向吸积物质。位于宜居带的类地行星的大量水物质可能就是通过这种机制从较远的地方转移过来的。只有当外行星的质量适中，而小的类地行星能够在$10^8$ yr的时间尺度上以一定的共振存活下来时，两颗大行星之间也可能发生几次吸积。在我们的一个模拟中，行星轨道周期的公度性是很常见的。此外，一个图书馆循环3：2配置的平均运动共振。
2009-03-27 astro-ph.EP
Dynamical Models of Terrestrial Planet Formation
我们回顾了类地行星的形成问题，特别强调动力学和地球化学模型的相互作用。根据天文观测，恒星周围气体在形成过程中的寿命被限制在几百万年，而陨石和地月系统的同位素测年表明，地球的形成可能需要5000万至1亿年。因此，在我们自己的系统中，大部分类地行星的生长被认为是在基本上没有气体的条件下发生的，而类地行星形成的物理学是由引力相互作用和碰撞主导的。类地行星形成的最早阶段包括从尘埃颗粒中生长出千米大小或更大的微行星，然后这些微行星聚集成大约100个月球到火星质量的天体，这些天体最初在一群较小的微行星中相互引力隔离，但最终会发展到相互干扰的程度。胚胎之间的相互扰动，加上木星的引力搅拌，导致轨道交叉和碰撞，在1000万至1亿年的时间尺度上驱动地球大小的行星的生长。这个过程的数值处理集中在使用辛积分器，可以快速集成成千上万的引力相互作用的机构，准确地模拟行星的增长。虽然类地行星的一般性质-它们的大小和轨道参数-似乎在模型中得到了广泛的再现，但仍有一些悬而未决的动力学问题。其中之一是在我们的系统中存在一个胚胎大小的物体，火星，而不是模拟往往产生的更大的物体。[删节]
2009-06-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
Formation of terrestrial planets in eccentric and inclined giant planet systems
最近几年，已经有关于巨行星的行星轨道相互倾斜的证据。本文旨在研究偏心和倾斜的大质量巨行星对类地行星形成过程的影响，并探讨它是否可能导致倾斜的类地行星的存在。我们对偏心和倾斜巨行星系统中的行星吸积晚期进行了126次模拟。在II型迁移和行星-行星散射的共同作用下，巨行星系统的物理和轨道参数来自于三颗巨行星在气体盘后期阶段的n体模拟。十四两个和三个行星的配置已被选定，与多样化的质量，半长轴（共振配置或不），偏心率和倾角（包括共面系统）在分散的气体盘。然后，我们跟踪了这些系统与由星子和胚胎组成的内盘的引力相互作用（每个系统9次运行），详细研究了形成的类地行星的最终配置。虽然共面巨行星系统中有几颗类地行星，一般都和地球一样大，并且主要在低偏心率和低倾角的轨道上，但在具有相互倾斜的巨行星系统中形成的类地行星通常数量较少，质量较小（<0.5 M_{\Earth}），并且具有更大的偏心率和倾角。这项工作表明，通过经典吸积理论，即使在脱离盘相的共面巨行星系统中，类地行星也可以在稳定的倾斜轨道上形成。
2018-02-01 astro-ph.EP
Formation of Terrestrial Planets
在过去的十年里，我们对类地行星形成的理解取得了重大进展。但关键问题依然存在。在这篇评论中，我们首先解决的100公里尺度的星子的尘埃凝结和浓度的结果，目前的模型有利于流动的不稳定性的增长。微行星通过卵石和微行星的吸积作用成长为火星大小（或更大）的行星胚胎。内太阳系最终组装的模型必须符合与类地行星和小行星有关的限制，包括它们的轨道和成分分布以及推断的生长时间尺度。目前的两个模型-大钉和低质量（或空的）原始小行星带假设-都符合经验限制，但都有关键的不确定性，需要进一步研究。我们提出了近距离超级地球的形成模型-最接近我们自己的类地行星，尽管它们的形成历史非常不同-和气体巨系统中的类地系外行星。我们解释了为什么超级地球系统不能形成原位，而是可能是向内的气体驱动的迁移，然后由紧凑的共振链中断的结果。太阳系不太可能拥有一个早期的超级地球系统;相反，木星的早期形成可能阻止了冰巨人的向内迁移。最后，我们提出了一系列事件，可以解释为什么我们的太阳系看起来不同于99%以上的系外行星系统。
2018-03-23 astro-ph.EP
