Dynamical constraints on the origin of hot and warm Jupiters with close friends
气体巨星在冰线内绕着它们的宿主恒星运行，被认为是从更远的地方迁移到现在的位置。在这里，我们考虑的起源和动力学演化的观察到的彗星，专注于热和温暖的彗星与外部的朋友。我们发现，大多数观测到的木星对（24个中的20个）将是动态不稳定的，如果内行星被放置在>~1AU距离恒星主机。这一发现与形成理论不一致，形成理论认为由于长期动力学过程（例如，长期混沌，Lidov-Kozai振荡）与潮汐耗散耦合。事实上，N体积分的结果表明，动力学不稳定系统的演化不会导致潮汐迁移，而是导致行星抛射和与宿主恒星的碰撞。这一点和其他论点使我们认为，大多数观测到的有伴星的行星不可能是通过长期迁移过程从更远的地方迁移过来的。更一般地说，通过使用数值和分析技术相结合，我们表明，高e Lidov-Kozai迁移的情况下，只能占不到10%的所有气体巨星之间观察到0.1-1 AU。多行星系统的模拟支持这一结果。我们的研究表明，这些“温暖”的彗星并不是从轨道周期超过一年的高偏心轨道开始的，它们更有可能在没有经历显著的潮汐耗散的情况下到达今天观测到的区域。
2016-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
No evidence for radius inflation in hot Jupiters from vertical advection of heat
理解高层光球与深层大气之间的辐射动力耦合是理解热彗星异常大半径的关键。为了更好地理解动力学和辐射之间的反馈过程，需要很长时间的具有自洽辐射转移的三维大气环流模式（GCM）的积分。我们在这里提出了最长的三维非灰色GCM研究（86000天）的超热木星（WASP-76 b）发表到今天，达到了最终的收敛状态。此外，我们提出了一种方法，可用于加速在大气深层温度收敛的路径。我们发现，最终收敛的温度廓线是冷的，在大气深层，缺乏任何迹象的大尺度大气运动的位温垂直输送。因此，我们的结论是，辐射和动力学之间的耦合单独是不足以解释膨胀的热气巨星的异常大半径。
2022-10-04 astro-ph.EP
Stellar Wind -- Magnetosphere Interactions in Hot Jupiters
一个潜在的恒星-行星相互作用机制涉及行星加热通过恒星风和行星磁层之间的相互作用建立的电流。早期的模拟结果表明，这种电流，这是类似于地球的全球电路（GEC），有可能提供足够的加热，以考虑到额外的半径膨胀看到一些热彗星。在这里，我们提出了一个更详细的模型，这种现象，探索的规模的影响，在何种情况下，它可能是显着的，行星磁层结构的影响，和观测签名。
2015-11-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ohmic Heating Suspends, not Reverses, the Cooling Contraction of Hot Jupiters
我们研究了欧姆加热下的太阳系外木星的半径演化，最近提出的一种机制来解释许多这些行星的大观测尺寸。行星出生时具有高熵，随后冷却并收缩。我们关注两个案例：第一，欧姆加热在行星热时开始（高熵）;第二，它在行星冷却后开始。在前一种情况下，我们使用分析定标和数值实验来证实欧姆加热能够暂停冷却，只要百分之几的恒星辐射转化为欧姆加热，并且行星的表面风延伸到~10 bar或更深的压力。对于这些参数，冷却停止的半径与大多数行星的观测半径一致（或大于）。唯一的两个例外是WASP-17 b和HAT-P-32 b。与高熵的情况相反，我们表明欧姆加热不能显着重新膨胀行星后，他们已经冷却。这使我们认为，在热木星中观察到的半径的多样性可能部分地由它们迁移到当前位置的不同时期来解释。
2012-11-24 astro-ph.EP
Implications of Jupiter Inward Gas-Driven Migration for the Inner Solar System
木星在太阳出生盘中的迁移历史仍然没有受到很好的限制。在这里，我们考虑木星的迁移如何影响小天体的水库，以及这是如何限制其原来的轨道距离太阳。在考虑微行星碰撞演化影响的基础上，研究了木星大尺度向内径向迁移对内太阳系的影响。我们用解析公式模拟了木星在气盘中的生长和迁移。我们假设在木星的初始轨道内存在一个小行星盘。这个小行星盘接受了初始的总质量和大小频率分布（SFD）。微行星感受到空气动力学气体阻力的影响，并相互碰撞，主要是在迁移的木星的引导下。我们的主要目标是测量植入主小行星带（MAB）的星子的质量和植入人口的SFD。我们还监测在小行星碰撞过程中产生的尘埃量。我们发现，SFD的星子人口植入到MAB往往类似于原来的星子人口内部木星。我们还发现，除非在5天文单位和木星的原始轨道之间存在很少或没有质量，否则很难将MAB目前的低质量与木星从15天文单位以外的距离迁移的可能性相协调。这是因为植入MAB的原始磁盘质量的比例非常大。最后，我们讨论了我们的研究结果在尘埃生产方面的影响，所谓的NC-CC同位素二分法。
2022-08-31 astro-ph.EP
The Formation of Double Hot Jupiter Systems through von Zeipel-Lidov-Kozai Migration
本研究通过N体模拟证明，在恒星双星系统中，两颗冷木星可通过镜像的ZLK迁移与潮汐摩擦同时形成双热木星，并预测在已知热木星的双星系统中，多达约9%可能拥有双热木星。
2025-06-19 astro-ph.EP
A binary merger origin for inflated hot Jupiter planets
我们假设膨胀的热彗星代表了一个单独的行星形成通道，即两颗低质量恒星的合并。我们表明，W UMa星和低质量的分离双星的丰度和性质是一致的，它们可能是祖先。凌日热彗星的暴胀程度与它们预期的旋入寿命（通过潮汐耗散）相关，如果恒星耗散参数Q '* 足够低，这可能表明年轻。在合并事件中形成的大质量致密盘中可以形成几颗质量为1000亿的行星。它们之间的引力散射可以解释偏心、倾斜和逆行轨道的高发生率。如果膨胀的行星群确实是通过合并过程形成的，那么它们在蓝离散星周围的频率应该比金牛T星周围高得多。
2011-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Estimating the magnetic field strength in hot Jupiters
与木星相比，大部分已知的类木星系外行星都是膨胀的。这些“热”彗星的轨道靠近它们的母恒星，并受到强烈星光的轰击。许多理论被提出来解释它们的半径膨胀，其中一些理论认为一小部分入射星光被注入行星内部，这有助于膨胀行星。这样的能量注入将如何影响行星发电机？在这封信中，我们估计表面磁场强度的热彗星使用缩放参数，涉及能量在行星内部的发电机产生的磁场。我们发现，如果我们考虑到注入行星内部的能量足以使热彗星膨胀到观测到的半径，那么由此产生的发电机应该能够产生比木星值强一个数量级以上的磁场。我们的分析突出了恒星光在热超导体中设置场强的潜在基本作用。
2017-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The longevity of water ice on Ganymedes and Europas around migrated giant planets
太阳系中的气体巨行星都有一个由冰冷的卫星组成的随从，我们预计巨大的系外行星也会有类似的卫星系统。如果一颗类似木星的行星向它的母星迁移，围绕它运行的冰冷卫星就会蒸发，形成大气层和可能的可居住的表面海洋。在这里，我们研究了表面冰和可能的海洋在流体动力学消失之前会持续多久。卫星的流体动力损失率在很大程度上取决于可用于吸收的恒星通量，随着巨行星和冰冷的卫星迁移到更靠近恒星的位置，恒星通量会增加。在某个行星-恒星距离上，入射到冰冷卫星上的恒星通量变得如此之大，以至于它们进入失控的温室状态。这种失控的温室状态迅速将所有可用的地表水以蒸汽的形式转移到大气中，在那里它很容易从小卫星上丢失。然而，对于像木卫三这样大小的冰卫星，我们发现表面水（冰或液体）可以在失控的温室轨道距离之外无限期地存在。相比之下，欧罗巴大小的较小卫星上的表面水只会在距离类太阳恒星1.49至0.74天文单位的时间尺度上持续存在，如果冰融化，邦德的半径为0.2和0.8，那么较低的半径就会变得相关。因此，小卫星可能会失去它们的冰壳，这将在它们的主行星周围产生一个H原子环，在未来的观测中可能会被探测到。
2017-04-05 astro-ph.EP
A paucity of proto-hot Jupiters on super-eccentric orbits
气体巨行星的轨道距离其宿主恒星0.1天文单位，不太可能在原地形成，这是行星迁移的证据。有争议的是，典型的热木星是否从其形成的位置通过原行星盘顺利向内迁移，或者被另一个天体扰动到一个高度偏心的轨道上，随后潮汐耗散在近距离恒星通道中收缩和循环。苏格拉底和他的合作者预测，后一类模型应该产生一群超偏心的原热彗星，开普勒很容易观测到。我们在开普勒样本中发现了少量这样的行星，与理论预测不一致，置信度为96.9%。观察效应不太可能解释这种差异。我们发现，恒星-行星Kozai机制产生的轨道周期P > 3天的热彗星的比例不超过（在2 σ）44%。我们的研究结果可能表明，磁盘迁移是产生P > 3天的热彗星的主导渠道。或者，典型的热木星可能已经被扰动到一个高离心率与行星，而不是恒星的同伴相互作用，并开始潮汐循环远内部1天文单位后，多次散射。最后一种选择是，潮汐循环发生更迅速地在潮汐循环过程中早期在高偏心率比后来在低偏心率的过程中，与目前的潮汐理论。
2014-10-21 astro-ph.EP
Hot Super Earths: disrupted young jupiters?
最近的{ \em Kepler}观测显示，在$0.02-0.2$ AU的内部，有大量的地球大小到海王星大小的“热”行星。我们认为，这些较小的行星是大质量巨行星的残余物，它们向内迁移的速度比它们收缩的速度要快。我们表明，这种破坏自然发生在行星形成的潮汐缩小假说的框架。我们发现，这种“热破裂”发生的特征行星-恒星分离是$R \approx 0.03-0.2$ AU。这个结果与行星的胚胎质量无关，但取决于圆盘中的吸积速率。在高增长率下，$\dot M \simgt 10^{-6}\msun$ yr $^{-1}$，胚胎不能足够快地收缩并被破坏。在后期，当生长速率下降到$\dot M \simlt 10^{-8} \msun$ yr $^{-1}$时，胚胎迁移足够慢而不被破坏。这些“迟到者”也许可以解释众所周知的热木星人口。如果I型迁移机制效率低下，那么我们的模型预测，当迁移率突然从II型转换到I型时，在$R\sim 0.1$ AU处会有行星堆积。
2011-03-09 astro-ph.EP
Case Study of a Super-eccentric Warm Jupiter Migrating via Equilibrium and Dynamical Tides
University of Michigan（密歇根大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Brown University（布朗大学）
以TIC 241249530 b为案例，研究热木星高偏心率迁移，测试平衡潮和混沌动力学潮模型，发现只有平衡潮能解释其特性, 混沌动力学潮因要求行星更靠近恒星而无法解释该系统。
2026-07-21 astro-ph.EP
Evidence from the asteroid belt for a violent past evolution of Jupiter's orbit
我们利用主小行星带中大（> 50 km）小行星的当前轨道结构来约束巨行星从原始轨道迁移到当前轨道时的演化。Minton和Malhotra（2009年）指出，主带中大型小行星的轨道分布可以通过巨行星在τ ~ 0.5My时间尺度上的指数衰减迁移来重现。然而，自洽的数值模拟表明，在如此短的时间尺度上，巨行星的微行星驱动的迁移与它们的半长轴的指数变化不一致（Hahn & Malhotra，1999）。实际上，典型的时间尺度是τ> 5 My。当巨行星在这个时间尺度上的迁移应用于小行星带时，所得到的轨道分布与观测到的轨道分布不一致。然而，行星间的相遇会大大加快行星迁移的速度。考虑一个演化，木星和土星都与海王星质量的行星（可能是天王星或海王星本身）近距离相遇，第三颗行星在被土星向内散射后，又被木星向外散射。这种情况导致木星和土星之间的轨道间隔非常迅速地增加，我们在这里显示对小行星带的结构只有轻微的影响。这种类型的演化被称为跳跃木星案例。我们的研究结果表明，迁移前的小行星带的总质量和动力学激发与目前观察到的相当。此外，他们暗示，在迁移之前，木星和土星的轨道比现在的轨道要小得多。
2010-09-08 astro-ph.EP
NGTS 15b, 16b, 17b and 18b: four hot Jupiters from the Next Generation Transit Survey
我们报告发现了四个新的热彗星与下一代过境调查（NGTS）。NGTS-15 b、NGTS-16 b、NGTS-17 b和NGTS-18 b是围绕G型主序星运行的短周期（$P<5$ d）行星，半径和质量介于$1.10-1.30$ $R_J$和$0.41-0.76$ $M_J$之间。通过考虑主恒星的光度和行星的小轨道间距（$0.039-0.052$ AU），我们发现，所有四个热彗星是高度辐射，因此占据了一个区域的参数空间，行星膨胀机制变得有效。与统计研究的比较和对行星高入射通量的考虑表明，NGTS-16 b，NGTS-17 b和NGTS-18 b确实可能是膨胀的，尽管在使用当前的贝叶斯膨胀模型分析时出现了一些差异。然而，支配半径膨胀的基本关系仍然知之甚少。我们假设，包括额外的超参数来描述潜在的因素，如重元素分数，以及增加一个更新的目录的热膨胀，将完善暴胀模型，从而促进我们的理解的物理过程，导致膨胀的行星。
2021-03-18 astro-ph.EP
Hot-Jupiter Inflation due to Deep Energy Deposition
一些太阳系外的巨行星在近轨道上-“热彗星”-表现出比被动冷却行星更大的半径。这些炽热的恒星从它们附近的恒星接收到的极端辐射$L_{\rm eq}$在它们的外壳中创造了一个厚厚的等温层，这减缓了它们的对流冷却，使它们能够更长时间地保持膨胀的大小。这还不足以解释观测到的最膨胀行星的大小。一些模型调用了一个额外的电源，沉积在行星的信封深处。在这里，我们提出了一个分析模型，这种辐射，内部加热的气体巨星的冷却。我们表明，电源$L_{\rm dep}$，沉积在光学深度$τ_{\rm dep}$，创建一个外部对流区域，光学深度之间的$L_{\rm eq}/L_{\rm dep}$和$τ_{\rm dep}$，超过它存在一个较厚的等温层，在极端情况下可能会延伸到行星的中心。这种对流层只在$L_{\rm dep}τ_{\rm dep}>L_{\rm eq}$出现，进一步延迟了行星的冷却。这样的行星相当于一颗受到$L_{\rm eq}\left(1+L_{\rm dep}τ_{\rm dep}/L_{\rm eq}\right)^β$辐射的行星，其中$β\approx 0.35$是描述对流行星$U\proptoτ^β$的辐射能量密度与光学厚度的函数关系的有效幂律指数。我们简单的分析模型再现了在以前的数值工作中发现的主要趋势，并提供了一个直观的理解。我们推导出行星冷却速率、中心温度和半径的标度律。这些标…
2015-04-24 astro-ph.EP
C/O and O/H Ratios Suggest Some Hot Jupiters Originate Beyond the Snow Line
行星宿主恒星的元素组成可以作为行星形成所在的原行星盘的原始组成的替代物。盘的温度分布决定了各种化合物的凝结前沿，尽管这些化学性质不同的区域在盘的寿命期间迁移和混合，但它们仍然可以在形成行星的成分上留下印记。与它们的宿主恒星相比，可观测到的热彗星的大气成分可能会限制它们的形成和迁移过程。我们比较了10个有热彗星的系统中测得的行星和恒星的碳和氧丰度。如果行星是由核心吸积形成的，并伴随着显著的星子吸积，并通过盘迁移，那么热木星的大气在O/H中应该基本上是超恒星的，在C/O中应该是亚恒星的。相反，然而，我们发现，目前报道的热彗星丰度一般具有超恒星的C/O比，虽然目前的不确定性报告的O/H和C/O比太大，以达到一个坚定的结论。然而，在HD 209458 b的例子中，行星的C/O比和O/H比与主星相比升高，这足以表明它的起源远远超出了冰线，主要是气体吸积和随后的无盘迁移。詹姆斯·韦伯太空望远镜的改进测量将使更多的热彗星得到更精确的测量，我们预测，根据目前的边际趋势，相当大一部分热彗星将显示出比它们的宿主更富集的C/O和更低的O/H，类似于HD 209458 b。
2016-12-19 astro-ph.EP
Consequences of the Ejection and Disruption of Giant Planets
在母恒星附近的近轨道上发现了质量为200亿的行星，这对行星形成的模型提出了挑战。最近的观测表明，这些行星中有一些有着高度倾斜的轨道，有时甚至是逆行的轨道，这促使人们对它们的起源进行了许多猜测。众所周知，迁移本身不能解释观察到的这些未对准的热微扰粒子的数量，这表明气盘消散后的动力学过程在产生观察到的倾斜和偏心分布中起着重要作用。一个特别有希望的候选者是行星-行星散射，这是不是很好地理解在潮汐的非线性制度。通过三维流体动力学模拟的多轨道遇到，我们表明，行星分散到一个轨道上的最接近的距离小于约三倍的潮汐半径的母恒星被摧毁或完全从系统中弹出。我们发现，少至5和多达18个目前已知的热彗星有一个最大的初始apastron散射，位于冰线内，这意味着这些行星必须迁移之前或之后的散射事件，使他们到目前的位置。如果恒星潮汐不重要，$(Q_\ast \gtrsim 10^7)$，磁盘迁移是必要的，以解释在这些系统中存在的热彗星。此外，我们发现，破坏和/或喷射的质量为1000亿美元的行星存款太阳的角动量到主机恒星的价值。对于行星-行星散射很常见的系统，我们预测行星宿主有高达35%的机会拥有相对于大于90度的不变平面的平行度。
2010-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Idealised simulations of the deep atmosphere of hot jupiters: Deep, hot, adiabats as a robust solution to the radius inflation problem
背景：热彗星的巨大半径长期以来一直是一个谜。然而，通过结合理论论证和二维模型，最近的一项研究表明，位温的垂直平流导致深层大气中的绝热温度分布比标准一维模型获得的分布更热。目的：为了确认该方案的可行性，我们将这项调查扩展到三维，时间依赖性，模型。研究方法：我们使用一个三维GCM，MAGICO进行了一系列的计算，旨在探索驱动大气环流的形成和结构，并详细说明它是如何响应的上层和深层大气强迫的变化。结果如下：与先前的二维研究一致，我们发现热的热对流层是深层大气长期演化的自然结果。这颗行星从等温大气中出现需要$1500$年的积分时间，这解释了为什么在以前的热木星研究中没有发现它。从较热的深层大气初始化的模型倾向于更快地朝着相同的最终状态发展。我们还发现，只要牛顿冷却时间尺度在$200$巴下大于$\sim 3000$年，那么，对于低水平的深层加热和冷却，深层冷却是稳定的。结论：我们的结论是，稳态的垂直平流的潜在温度的深层大气环流构成了一个强大的机制来解释热木星膨胀半径。我们建议，未来的研究热的hot brachiters演变的时间比目前做的更长，并在可能的情况下，包括模型初始化与热的深hot brachitat。我们强调，这种机制源于对流的熵辐射诱导的质量流，并不需要（微调）耗散过程，与大多数以前提出的方案。
2019-11-15 astro-ph.EP
Jupiter's influence on the building blocks of Mars and Earth
放射性定年法表明，火星在太阳系形成的前400万年吸积，这与木星的形成和可能的迁移相吻合。当来自原行星盘的星云气体仍然存在时，木星可能已经向内迁移，并在与土星3：2共振的情况下在1.5天文单位处被钉住。这种迁移激发了太阳系内部的行星组成部分，导致了广泛的混合和星子的移除。在这里，我们评估了火星构建块的合理性质，特别关注它的生长如何受到木星形成和迁移的影响。我们使用动力学模拟和同位素混合模型相结合的痕迹吸积的元素与不同的亲和力的金属。动力学模拟表明，木星的迁移导致地球和火星的吸积后期由于OC（普通球粒陨石）星子的损失而被EC型（顽火辉石球粒陨石）物质所主导。我们对SNC陨石同位素数据的分析表明，火星由大约68%的$^{+0}_{-39}$ EC + 32%的$^{+35}_{-0}$ OC组成（2σ）。巨大的不确定性表明，火星样本的同位素分析在大多数情况下太不精确，无法明确测试模型预测;特别是它仍然不确定火星是否在其形成历史的后期阶段主要吸积EC材料。动力学模拟也没有对火星的吸积历史提供明确的限制，因为火星胚胎展示了各种各样的动力学途径。目前的工作要求对SNC陨石中的亲铁元素（最明显的是Ni，Mo和Ru）进行新的同位素异常测量，以限制火星的吸积历史及其形成位置。
2018-05-23 astro-ph.EP
On the Migration of Jupiter and Saturn: Constraints from Linear Models of Secular Resonant Coupling with the Terrestrial Planets
我们研究了木星和土星的晚期发散迁移可能对类地行星产生了扰动。我们确定了木星和土星的nu_5近点本征频率与类地行星的四个本征频率（g_{1-4}）之间的六个长期共振。我们推导出解析上限的偏心率和轨道迁移时间尺度的木星和土星时，这些共振遇到，以避免扰动的偏心率的类地行星的值大于观察到的。如果木星和土星的迁移与它们现在的离心率相当，那么具有星子驱动迁移的指数时间尺度特征的平滑迁移（τ~5-10 Myr）将使类地行星的离心率扰动到远远超过观测值的值。如果木星的偏心率在迁移时期很小，迁移非常迅速（例如τ<~ 0.5百万年，可能是通过行星-行星散射或不稳定性驱动的迁移），或者观测到的j= 2，3地球模式的小偏心率振幅是由于几个大振幅贡献的低概率抵消而产生的，那么这种激发可能会减轻。此外，轨道积分的结果显示，极短的迁移时间尺度（τ<0.5百万年），不稳定性驱动的迁移的特征，也可能扰动类地行星的偏心率的数量与它们的观测值相当。我们讨论了这些限制的相对时间的类地行星形成，巨行星迁移，和所谓的月球晚重轰炸的起源3.9+/-0.1 Ga前的影响。我们认为，满足这些动力学约束的最简单的方法可能是任何巨行星迁移的大部分在太阳系历史的第一个30- 1亿年完成。
2011-11-10 astro-ph.EP
The Hot Jupiter Radius Anomaly and Stellar Connections
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
研究热木星半径膨胀机制及与恒星磁场的关联，提出多种可能的物理机制并展望未来研究方向。
2025-12-22 astro-ph.EP
Bayesian Analysis of Hot Jupiter Radius Anomalies: Evidence for Ohmic Dissipation?
热木星半径膨胀的原因，即具有$T_{\rm eq}$ $>1000$ K的巨行星比预期的要大得多，是一个悬而未决的问题，也是许多解释的主题。而不是单独检查这些模型，这项工作旨在描述异常加热作为入射通量的函数，$ε(F)$，需要膨胀的行星人口到他们观察到的大小。然后，我们将该结果与各种模型的理论预测进行比较。我们研究人口约300巨行星，确定的质量和半径，并应用热演化和贝叶斯统计模型来推断异常功率作为入射通量的函数，最好地再现所观察到的半径。首先，我们观察到，低于约$M=0.5 \;\rm{M}_\rm{J}$的行星的膨胀似乎与它们的高质量对应物非常不同，这可能是质量损失或无效加热机制的结果。因此，我们排除了低于这个阈值的行星。接下来，我们显示出很强的意义，$ε(F)$增加与$T_{\rm{eq}}$在$T_{\rm{eq}} \approx 1500$ K的$\sim 2.5\%$的最大值，然后随着温度的进一步增加，下降到$\sim0.2\%$在$T_\rm{eff}= 2500$ K。这种膨胀效率的高通量下降是由巨行星膨胀的欧姆耗散模型预测的，而不是其他模型。我们还明确检查热潮汐模型，发现它预测的半径变化远比观察到的要多。因此，我们的研究结果提供了欧姆耗散模型和$ε(F)$的功能形式的证据，任何未来的热木星半径的理论可以测试。
2018-03-27 astro-ph.EP
Causes of Hot Jupiter Inflation from Causal Discovery
Center for Astrophysics and Space Science (CASS), New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校天体物理学与空间科学中心）；Center for Astronomy and Astrophysics and Department of Physics, Fudan University（复旦大学天文与天体物理系及物理系）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；INAF IASF-Milano（意大利国家天体物理研究所米兰天文物理研究所）；Ciela, Computation and Astrophysical Data Analysis Institute（Ciela计算与天体物理数据分析研究所）；Department of Physics, Astronomy, & Materials Science, Missouri State University（密苏里州立大学物理、天文与材料科学系）
本研究通过因果发现分析328颗短周期巨行星数据，发现热木星半径与轨道周期、恒星温度直接相关，提示Gold-Soter热潮汐等过程是其膨胀的重要成因，为热木星膨胀机制研究提供了新方法。
2026-08-19 astro-ph.EP
The ominous fate of exomoons around hot Jupiters in the high-eccentricity migration scenario
太阳系中所有的巨行星都有大量的天然卫星。太阳系外的卫星很难被探测到，但最近在开普勒-1625b系统的一颗彗星大小的行星周围发现了一颗海王星大小的系外卫星候选者。由于它们相对容易被探测到，热彗星（HJs），它们在围绕其宿主恒星的近轨道上停留了几天，可能是寻找外卫星的非常好的候选者。目前尚不清楚HJ种群是否可以宿主（或可能已经宿主）外卫星。一个建议的形成通道HJs的高偏心率迁移引起的恒星双星伴结合潮汐耗散。在这里，我们调查在何种情况下的exomoon可以防止或允许高偏心率迁移的HJ，在后一种情况下，如果exomoon可以生存的迁移过程。我们使用半解析参数，以及直接N体模拟，包括潮汐相互作用。我们的研究结果表明，大规模的外卫星是有效的，在防止高偏心率迁移。如果一颗系外卫星确实允许行星迁移，那么形成的HJ不太可能容纳系外卫星，因为月球在迁移过程中要么会螺旋到行星上，要么会逃离行星。一些逃脱的系外卫星可以在木星迁移后成为稳定的行星，或者通过潮汐迁移自己。大多数系外卫星最终被抛出系统或与主星和宿主行星相撞。尽管如此，这种碰撞仍可能留下可观察到的特征，例如围绕主星的碎片盘或围绕近距离巨星的驱逐物。
2020-10-25 astro-ph.EP
Dynamical Evolution of the Early Solar System
太阳系的一些性质，包括巨行星的径向间距很大，可以解释为行星通过与外盘微行星交换轨道能量和动量而径向迁移。特别是海王星的微行星驱动的迁移，在柯伊伯带的动力学结构中有着强烈的拥护者。动力学不稳定被认为发生在木星与海王星类行星近距离接触的早期阶段。由于这些遭遇，木星获得了目前的轨道偏心率，并向内跳跃了几分之一个天文单位，这是类地行星生存和小行星带限制所必需的。行星碰撞也有助于捕获木星特洛伊和巨行星的不规则卫星。在这里，我们讨论了早期太阳系的动力学演化，着眼于确定如何从其目前的架构约束行星迁移/不稳定的模型。
2018-07-17 astro-ph.EP
A distant brown dwarf coplanar to a warm Jupiter and a hot super-Earth
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Landessternwarte, Zentrum für Astronomie der Universtät Heidelberg（海德堡大学天文学中心州立天文台）；Department of Astronomy, Faculty of Physics, Sofia University “St Kliment Ohridski”（索菲亚大学“圣克利门特奥赫里德斯基”物理学院天文学系）；Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Adolfo Ibáñez（阿道夫·伊巴涅斯大学工程与理学院）；Millennium Institute for Astrophysics（天体物理学千年研究所）；Dipartimento di Fisica, Università degli Studi di Milano（米兰大学生物物理系）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究通过长期径向速度和凌星/凌星时间变化监测，发现TOI-201系统包含一颗热超级地球、一颗温暖的木星和一颗偏心的棕矮星，揭示了该系统的形成机制和动态演化。
2026-06-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Re-inflated Warm Jupiters Around Red Giants
自从发现了第一颗凌日热巨星以来，模型一直试图解释高度辐射的气体巨星的巨大半径。我们现在知道，热木星半径异常的大小与行星的辐射水平密切相关，并且已经开发了许多模型，如潮汐加热，欧姆耗散和热潮汐，以帮助解释这些膨胀的半径。一般来说，这些模型可以分为两大类：1）通过将一部分入射辐射沉积到内部来直接膨胀行星半径的模型; 2）简单地减缓行星辐射冷却的模型，使其保留更多的热量，从而延迟收缩。在这里，我们提出了一个新的测试来区分这两类模型。以中等轨道周期围绕后主序星运行的气体巨星，随着它们的宿主星向亚巨星和红巨星分支移动，它们的辐射将大大增加。如果热木星膨胀是通过将辐射沉积到行星的内部深处来起作用的话，那么行星的半径应该会随着辐射的增加而增加。这意味着在中等轨道周期>10天的非膨胀气体巨星可以随着其宿主恒星的演化而重新膨胀。在这里，我们将探索可能导致这些“再膨胀”气体巨星产生的环境，并研究如何使用这些行星的存在或不存在来对热木星膨胀机制的物理学进行独特的约束。最后，我们探讨了探测这一潜在的重要的未发现的行星人口的前景。
2015-09-30 astro-ph.EP
The Occurrence Rate of Nearby Planetary Companions to Hot Jupiters
Princeton University（普林斯顿大学）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Southern Queensland（昆士兰南方大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Yale University（耶鲁大学）；Institute for Astronomy, University of Hawaii at Mānoa（夏威夷大学马诺阿分校天文学研究所）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理学研究所）；Université de Liège（列日大学）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科罗蒙诺索夫国立大学斯捷尔恩伯格天文研究所）；American Public University（美国公立大学）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者协会）
研究热木星附近行星伴星出现率，用箱式最小二乘法搜索TESS数据，得出出现率下限，比较不同搜索速率，发现热木星与伴星可能的对齐情况，综合证据表明有附近伴星的热木星与其他热木星有冷伴星速率相似，还指出需综合测量来解释形成途径普遍性。
2026-07-17 astro-ph.EP
Evolution of Ohmically Heated Hot Jupiters
本文计算了不同质量和有效温度的热超导体在欧姆耗散下的热演化。由此产生的进化序列显示出明显的趋势膨胀半径的有效温度，引起显着电离的碱金属在大气中，与数据的趋势相一致。膨胀程度表明欧姆耗散以及重元素含量的可能变化可以解释目前检测到的所有半径异常。此外，我们发现，在没有一个大质量的核心，低质量的热彗星可以溢出他们的罗氏瓣和蒸发的陀螺时间尺度，可能留下小岩石核心。
2012-08-22 astro-ph.EP
The discovery of three hot Jupiters, NGTS-23b, 24b and 25b, and updated parameters for HATS-54b from the Next Generation Transit Survey
我们报告了下一代过境调查（NGTS）发现的三个新的热彗星，以及NGTS独立发现的HATS-54 b的更新参数。NGTS-23 b、NGTS-24 b和NGTS-25 b的轨道周期分别为4.076、3.468和2.823天，轨道分别为G型、F型和K型星。NGTS-24和HATS-54似乎接近于脱离主序星（如果它们还没有这样做的话），因此考虑到观测到的亚巨星周围缺乏热彗星，它们是有趣的目标。通过考虑主恒星的光度和行星的小轨道间距（0.037 - 0.050 au），我们发现所有四个热彗星都高于膨胀机制有效的最小辐照阈值。NGTS-23 b的质量为0.61 $M_{J}$，半径为1.27 $R_{J}$，可能已充盈。NGTS-24 b的半径为1.21 $R_{J}$，质量为0.52 $M_{J}$，其半径大于非膨胀模型的预期半径，但其半径小于当前贝叶斯膨胀模型的预测半径。最后，NGTS-25 b介于充气和非充气壳体之间，质量为0.64 $M_{J}$，半径为1.02 $R_{J}$。驱动半径膨胀的物理过程仍然知之甚少，通过建立热彗星的样本，我们可以确定额外的控制参数，如金属丰度和恒星年龄。
2022-11-02 astro-ph.EP
Inflated Eccentric Migration of Evolving Gas-Giants I: Accelerated Formation and Destruction of Hot and Warm Jupiters
高温和暖爆星（对应HJ和WJ）是以非常短的轨道周期（$P_{HJ}<10$天; $10<P_{WJ}<200$天）围绕其宿主恒星运行的气体巨星。HJ和WJ中的很大一部分被认为是从最初更远的出生地迁移而来的。虽然这种迁移过程已经得到了广泛的研究，气体巨星的热演化及其耦合的迁移过程通常被忽视。特别是，气体巨星以大半径结束其核心吸积阶段，然后缓慢收缩到最终半径。此外，强烈的加热可以减缓各个进化阶段的收缩。初始膨胀的大半径导致更快的潮汐迁移由于强烈的依赖于半径的潮汐。在这里，我们探索这个加速迁移通道，我们的术语膨胀偏心迁移，使用半分析自洽模型的迁移气体巨星的热力学演化，后来验证了我们的数值模型（见配套文件，文件II）。我们证明了我们的模型的具体例子，并进行人口合成研究。我们的研究结果提供了一个一般的图片所形成的HJs\&WJs通过膨胀迁移的属性，和依赖于初始参数/分布。我们发现，气体巨星的潮汐迁移可能发生得比以前认为的要快得多，并导致加速破坏和形成的HJs和增强的WJs的形成速率。因此，考虑到耦合的热力学演化是至关重要的理解HJs/WJs的形成，演化和最终的人口属性，并在其迁移过程中发挥关键作用。
2022-04-20 astro-ph.EP
Shallowness of circulation in hot Jupiters -- Advancing the Ohmic dissipation model
巨大的短周期太阳系外行星的膨胀半径共同表明，热彗星的内部被某种异常的能量耗散机制加热。虽然已经提出了各种物理过程来解释这种加热，最近的统计证据指向欧姆耗散理论的明确预测的确认，提升这种机制作为解决半径膨胀问题的最有前途的候选人。在这项工作中，我们提出了一个解析模型的耗散率，并推导出一个简单的标度律，连接的能量耗散的大小的大气天气层的厚度。从这个关系式中，我们发现穿透深度的欧姆耗散率的影响一个数量级。我们进一步调查的天气层深度的热木星从他们的通货膨胀的程度，并表明，根据磁场强度，热木星半径可以保持，即使循环层是相对较浅的。此外，我们探索纬向风速与平衡温度的演变，通过匹配我们的分析模型，统计预期的耗散率。从这个分析中，我们推断出风速的尺度近似为$1/\sqrt{T_\mathrm{eq}-T_0}$，其中$T_0$是一个常数，等于$T_0 \sim 1000~\mathrm{K}-1800~\mathrm{K}$，取决于行星特定的参数（半径，质量等）。这项工作概述了大气流动和热超导体的磁场的相互关联的约束，并提供了欧姆加热机制的未来工作的基础。
2022-02-10 astro-ph.EP
High resolution ALMA and HST images of q$^1$ Eri: an asymmetric debris disc with an eccentric Jupiter
我们提出了\textit{ALMA} 1.3毫米和0.86毫米的观测附近（17.34 pc）F9 V星q1 Eri（HD 10647，HR 506）。这个系统的年龄为${\sim}1.4$ Gyr，拥有一颗${\sim}2$ au径向速度行星和一个碎片盘，其光度是最近的300颗FGK型恒星中最高的。\textit{ALMA}图像，分辨率${\sim}0.5''$，揭示了一个广泛的（34{-}134 au）毫米发射带倾斜$76.7{\pm}1.0$度，最大亮度在$81.6{\pm}0.5$ au。图像显示出不对称性，西南角附近的磁通量更高，也更接近恒星。哈勃太空望远镜观测到的散射光也是不对称的，更多地径向延伸到东北方向。我们适合毫米的排放与参数化模型和地方的光盘形态，半径，宽度，灰尘质量和规模的高度上的约束。我们发现西南的不对称是最好的拟合盘的内边缘上的一个扩展的团块，从一个行星的扰动与质量$8 M_{\oplus} {-} 11 M_{\rm Jup}$在${\sim}60$ au可能已经向外迁移，类似于我们太阳系中的海王星一致。如果测得的$h{=}0.04{\pm}0.01$的垂直长宽比是由于圆盘中的动力学相互作用，那么这需要大小为${>}1200$ km的扰动。我们发现一个0.86毫米的10 AU，$70{\pm}22\, μ$ Jy内的超额初步证据，这可能是由于一个内部的星子…
2021-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas giant planets as dynamical barriers to inward-migrating super-Earths
体积为地球1-4倍、轨道短于100天的行星，约占所有类太阳恒星的30-50%。事实上，太阳系特别突出的一点是缺乏“热超级地球”（或“迷你海王星”）。这些行星--或者说它们的组成部分--可能是在更宽的轨道上形成的，并由于与气态原行星盘的相互作用而向内迁移。在这里，我们使用一套动力学模拟来表明，气体巨行星是最初放置在更遥远轨道上的超级地球向内迁移的障碍。木星的早期形成可能阻止了天王星和海王星（也许还有土星的核心）成为热的超级地球。我们的模型预测，热的超级地球系统和类地行星的种群应该是反相关的：气体巨星（特别是如果它们形成得早）在有许多热的超级地球的系统中应该是罕见的。测试这一预测将构成对近距离超级地球起源的迁移假设有效性的重要评估。
2015-01-26 astro-ph.EP
Relationship Between Thermal Tides and Radius Excess
靠近太阳系外的气态巨行星--热彗星--显示出在零温度解以上的半径偏离，半径过剩，非常高。超热彗星的半径与热潮汐潮汐力矩有着相对密切的关系，其特征热潮汐能保持在约4 - 5个数量级，这与基本理论预期是一致的。这种关系表明，热潮汐力矩决定了热彗星的整体热力学和自旋状态。在经验的基础上，它表明，热木星膨胀的理论，调用一个恒定的分数的恒星通量沉积在很大的深度，基本上是伪造的。
2013-04-15 astro-ph.EP
Two Massive Jupiters in Eccentric Orbits from the TESS Full Frame Images
我们报告了从美国宇航局的凌日系外行星调查卫星（TESS）发现的两颗短周期大质量巨行星。这两个系统，TOI-558（TIC 207110080）和TOI-559（TIC 209459275），是从30分钟的节奏全帧图像中识别出来的，并使用TESS后续观测计划工作组的地面光度和光谱后续观测进行了确认。我们发现，TOI-558 b，它过境的F-矮星（$M_{*}=1.349^{+0.064}_{-0.065}\ M_{\odot}$，$R_{*}=1.496^{+0.042}_{-0.040}\ R_{\odot}$，$T_{eff}=6466^{+95}_{-93}\ K$，年龄$1.79^{+0.91}_{-0.73}\ Gyr$）的轨道周期为14.574天，有一个$3.61\pm0.15\ M_{\rm J}$的质量，半径为$1.086^{+0.041}_{-0.038}\ R_{\rm J}$，和偏心（e= $0.300^{+0.022}_{-0.020}$）轨道。TOI-559 b在一个偏心（e= $0.151\pm0.011$）6.984天的轨道上穿过一个G矮星（$M_{*}=1.026\pm0.057\ M_{\odot}$，$R_{*}=1.233^{+0.028}_{-0.026}\ R_{\odot}$，$T_{eff}=5925^{+85}_{-76}\ K$，年龄…
2021-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Six newly-discovered hot Jupiters transiting F/G stars: WASP-87b, WASP-108b, WASP-109b, WASP-110b, WASP-111b & WASP-112b
本文介绍了六个凌日热中子星的发现：WASP-87 b、WASP-108 b、WASP-109 b、WASP-110 b、WASP-111 b和WASP-112 b。行星的质量为0.51- 2.2 $M_{\rm Jup}$，半径为1.19- 1.44 $R_{\rm Jup}$，围绕质量为0.81- 1.50 $M_{\rm \odot}$的恒星运行的轨道为1.68- 3.78 d。WASP-111 b在一个近直线（$λ= -5 \pm 16^\circ$）、近圆形（$e < 0.10$在2 $σ$）的轨道上围绕着一颗中F星。由于这样一颗热恒星周围的潮汐排列被认为是效率低下的，这表明要么行星通过原行星盘向内迁移，要么散射过程碰巧使它处于近排列的轨道。WASP-111似乎在2012年和2013年之间从活跃状态过渡到静止状态，这使得该系统成为研究可变活动对热木星大气影响的候选系统。我们发现的证据表明，中F星WASP-87是一个视觉双星与中G星。两颗主星是贫金属的：WASP-112的[Fe/H] = $-0.64 \pm 0.15$，WASP-87的[Fe/H] = $-0.41 \pm 0.10$。WASP-112的低密度（0.81 $M_{\rm \odot}$，$0.80 \pm 0.04$ $ρ_{\rm \odot}$）无法与任何合理的恒星年龄值的标准模型相匹配，这表明它受到“…
2014-10-14 astro-ph.EP
NGTS-21b: An Inflated Super-Jupiter Orbiting a Metal-poor K dwarf
我们报告发现NGTS-21 b，这是一颗大质量的热木星，它围绕着一颗低质量恒星运行，这是下一代过境调查（NGTS）的一部分。该行星的质量和半径分别为$2.36 \pm 0.21$ M $_{\rm J}$和$1.33 \pm 0.03$ R $_{\rm J}$，轨道周期为1.543天。主恒星是一颗K 3 V（$T_{\rm eff}=4660 \pm 41$，K）贫金属（${\rm [Fe/H]}=-0.26 \pm 0.07$，dex）矮星，质量和半径分别为$0.72 \pm 0.04$，M $_{\odot}$和$0.86 \pm 0.04$，R $_{\odot}$。它的年龄和自转周期分别为$10.02^{+3.29}_{-7.30}$，Gyr和$17.88 \pm 0.08$，d，与观测到的中等偏低的恒星活动水平相一致。当NGTS-21 b与目前已知的具有类似平衡温度的凌日热彗星进行比较时，发现它尽管质量很大，但具有最大的测量半径。无暴胀的行星结构模型表明行星的大气层被$\sim21\%$膨胀，而暴胀模型预测的半径与观测结果一致，因此指出恒星辐射可能是NGTS-21 b半径膨胀的起源。此外，NGTS-21 b的体积密度（$1.25 \pm 0.15$，g/cm $^3$）也是贫金属巨星宿主中最大的（[Fe/H] < 0.0），有助于揭示金属性行星密度参数空间的下降上限，这…
2022-10-06 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation During the Migration and Resonance Crossings of the Giant Planets
当较小的天体（胚胎）吸积形成类地行星时，新形成的巨行星可能已经迁移并穿过了一些相互的平均运动共振（MMR）。通过N体模拟，首次研究了木星和土星的微行星迁移效应，以及它们1：2 MMR交叉对类地行星形成的影响。这些模拟考虑了MMR穿越和行星迁移的不同时间尺度。总共进行了68次高分辨率的模拟，使用了2000个盘状微行星，这是对以前发表的结果的重大改进。即使当1：2的MMR穿越和行星迁移的影响包括在系统中，金星和地球的类似物（考虑到轨道和质量）成功地形成了几次运行。此外，我们还发现，在行星迁移过程中，超过1.5-2 AU的微行星轨道被与木星和土星更偏心的轨道（相对于现在）相关的增强的扫描长期共振动态耗尽。然而，这种消耗并没有阻止大质量火星类似物（质量超过火星1.5倍的行星）的形成。虽然MMR交叉后期（t > 3000万年）可能会删除这样的行星，但类似火星的小质量行星在过度兴奋的轨道（高e和/或i）上幸存下来，或者完全消失在这些系统中。我们的结论是，木星和土星的相互1：2 MMR的轨道迁移和交叉不可能为太阳系类地行星的形成提供合适的轨道条件。这表明，要解释火星的小质量以及火星和木星之间没有其他行星，外部小行星带必须由于与木星/土星的相互作用或其他机制（例如，流氓超级地球）。
2013-06-28 astro-ph.EP
Inflating Hot Jupiters With Ohmic Dissipation
我们提出了一个新的，磁流体动力学机制的膨胀接近巨大的太阳系外行星。该机制背后的想法是，通过大气风和行星磁场的相互作用而产生的电流导致内部能量的显著欧姆耗散。我们开发了一个分析模型计算内部欧姆耗散，与大气的简化处理。我们将我们的模型应用到HD209458 b，Tres-4 b和HD 189733 b。通过对风速和场强的保守假设，我们的模型预测了一个似乎足够大的发电量来维持过境半径，为解决太阳系外气体巨半径异常的十年之谜开辟了一条未探索的途径。
2010-02-19 astro-ph.EP
Hot Jupiters accreting onto their parent stars: effects on the stellar activity
热彗星（HJs）是一种巨大的气态行星，其轨道靠近其宿主恒星。由于它们的物理特性和靠近中心恒星，HJ是研究恒星-行星相互作用（SPI）过程的天然实验室。与SPI有关的现象可能包括行星大气的膨胀和蒸发、彗星尾和弓形激波的形成以及行星和恒星的磁场之间的磁层相互作用。一些研究表明，一些系统显示出与行星自转周期同步的恒星活动增强。在这项工作中，我们使用一个三维磁流体动力学模型，该模型描述了一个由恒星和HJ组成的系统，包括相应的行星风和恒星风。其目的是调查从行星蒸发的物质是否与恒星扩展日冕相互作用，并产生可观察到的特征。我们的模拟表明，在某些条件下，行星风主要沿着行星轨道扩展和传播。此外，一部分行星风与恒星风碰撞，一小部分行星的外流被恒星磁场汇集并撞击恒星表面。在这两种情况下，材料都被冲击加热到几MK的温度。这些现象可能表现为行星某些轨道阶段的恒星活动增强。
2021-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Five carbon- and nitrogen-bearing species in a hot giant planet's atmosphere
近二十年来，人们一直在探测靠近其母星（热彗星）的气态巨型系外行星的大气层。它们使我们能够研究极端辐照条件下行星大气的化学和物理性质。先前对热彗星在其主星前方过境时的观测显示，它们的大气层中经常存在水蒸气和一氧化碳;这已经在通常的化学平衡假设下根据定标的太阳成分进行了研究。这两种分子以及氰化氢都是在HD 209458 b的大气中发现的，HD 209458 b是一颗经过充分研究的热木星（平衡温度约为1,500开尔文），而氨则是在那里被初步检测到，随后被驳回。在这里，我们报告了HD 209458 b的观测结果，表明存在水（H2O），一氧化碳（CO），氰化氢（HCN），甲烷（CH 4），氨（NH3）和乙炔（C2 H2），每个分子的统计显著性为5.3至9.9标准偏差。在辐射和化学平衡的大气模型，占检测到的物种表明，一个富碳的化学与碳氧比接近或大于1，高于太阳值（0.55）。根据现有的大气化学与行星形成和迁移情景的模型，这表明HD 209458 b形成于远离它现在的位置，随后向内迁移。其他热彗星也可能显示出比以前发现的更丰富的化学成分，这将使人们对经常假设它们具有类似太阳和富氧的成分提出质疑。
2021-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating hot-Jupiter inflated radii with hierarchical Bayesian modelling
到今天为止，已经发现了数百个热彗星，但其中很大一部分的膨胀半径仍然无法解释。目前还不清楚是否一个单一的暴胀机制足以解释整个半径分布，或者是否需要它们的组合。我们试图了解热木星半径与恒星辐射和质量的关系。我们的目标还在于发现由不可观测参数引起的半径上的内在物理散射。通过构建一个分层贝叶斯模型，我们推断了286颗气体巨星的行星半径，质量和入射通量之间的概率关系。我们分别纳入观测数据的不确定性和人口的内在物理分散。这使我们能够将半径中的固有物理散射（由于潜在参数，如重元素分数）作为待推断的参数。我们发现，行星的质量起着关键作用的膨胀程度，与行星在0.37 - 0.98 MJ之间的范围内显示最膨胀的半径。在更高的质量，半径响应入射通量开始减少。在0.37 +-0.03兆焦耳的阈值以下，我们发现巨系外行星作为一个群体无法保持大于1.4 RJ的膨胀半径，而是随着入射通量增加到超过10^6 Wm-2而表现出更小的尺寸。我们还发现，低于1兆焦耳，有一个截止点，在高入射通量超过我们发现没有更多的膨胀的行星，这个截止点随着质量的减少而减少。当入射通量大于1.6*10^6 Wm-2，质量范围为0.37 - 0.98 MJ时，我们没有发现非膨胀热彗星的证据。我们的研究证明了人口水平分析对掌握系外行星基本性质的重要性。
2018-04-09 astro-ph.EP
The Intrinsic Neptune Trojan Orbit Distribution: Implications for the Primordial Disk and Planet Migration
海王星特洛伊人目前的轨道分布是对行星迁移后期外太阳系动力环境的有力探测。在这项工作中，我保守地debias的倾角，偏心率和天平动振幅分布的海王星特洛伊减少先验未知的发现和后续调查属性的滋扰参数，并使用似然无贝叶斯拒绝采样器参数估计。使用这种调查不可知的方法，我确认海王星木马是一个动态兴奋的人口：在$>$ 95%的信心，海王星木马的倾斜宽度必须是$σ_i > 11^\circ$。为了比较和激励的目的，我也模型木星特洛伊轨道分布在相同的基础上，并产生新的估计参数（木星特洛伊$σ_i=14.4^\circ \pm 0.5^\circ$，$σ_{L11} = 11.8^\circ \pm 0.5^\circ$，和$σ_e = 0.061\pm 0.002$）。海王星特洛伊的去偏倾角、天平动振幅和偏心率分布与木星特洛伊的非常相似。我使用这些新的约束，通知海王星特洛伊木马捕获的一套模拟偏心，快速迁移海王星从最初的动态热磁盘。这些模拟表明，如果迁移和偏心阻尼时间尺度很短（$τ_a \lesssim 10$ Myr，$τ_e \lesssim 1$ Myr），海王星迁移到的磁盘必须被预热（在海王星出现之前）到与海王星特洛伊现存宽度相当的宽度，以产生与观测到的人口一致的倾斜分布宽度的捕获人口。
2014-09-23 astro-ph.EP
HAT-P-65b and HAT-P-66b: Two Transiting Inflated Hot Jupiters and Observational Evidence for the Re-Inflation of Close-In Giant Planets
我们发现了凌日系外行星HAT-P-65 b和HAT-P-66 b，轨道周期分别为2.6055 d和2.9721 d，质量分别为$0.527 \pm 0.083$ M $_{J}$和$0.783 \pm 0.057$ M $_{J}$，膨胀半径分别为$1.89 \pm 0.13$ R $_{J}$和$1.59^{+0.16}_{-0.10}$ R $_{J}$。它们围绕中等亮度（$V=13.145 \pm 0.029$和$V=12.993 \pm 0.052$）恒星运行，质量分别为$1.212 \pm 0.050$ M $_{\odot}$和$1.255^{+0.107}_{-0.054}$ M $_{\odot}$。星星在主序星的岔道上。虽然众所周知，近距离巨行星的半径与它们的平衡温度相关，但行星的半径是否会随着它们的宿主进化而增加，变得更加明亮，这是一个悬而未决的问题。通过观察更广泛的近距离凌日巨行星样本，我们发现行星半径与其宿主恒星的分数年龄之间存在统计学显著相关性，误报概率仅为0.0041%。我们发现行星半径与其宿主的分数年龄之间的相关性完全可以用行星半径与其现今平衡温度之间的已知相关性来解释，但是如果用零年龄的主序平衡温度代替现今平衡温度，那么还必须包括与年龄的相关性来解释行星半径。这表明，在主序前收缩后，由于从其宿主恒星接收到的辐射水平增加，近距离的巨行星会随着时间的推移…
2016-09-09 astro-ph.EP
EPIC 228735255b - An eccentric 6.57 day transiting hot Jupiter in Virgo
我们发现了EPIC 228735255 b，这是一颗P= 6.57天的恒星质量（M $_P$ =1.019 $\pm$ 0.070 M $_{Jup}$）的行星，它在偏心轨道（e= $0.120^{+0.056}_{-0.046}$）上经过一颗V=12.5（G5光谱型）的恒星。半径为1.095 $\pm$ 0.018 R $_{Jup}$，体积密度为0.726 $\pm$ 0.062 $ρ_{Jup}$。主星的[Fe/H]为0.12 $\pm$ 0.045，从K2光变曲线我们发现恒星的自转周期为16.3 $\pm$ 0.1天。这一发现是来自K2的第9个热木星，并突出了K2探测过境巨行星的能力，其周期略长于传统的地面调查。这颗行星有轻微的膨胀，但比其他具有类似入射通量的行星要小得多。这对于研究热膨胀剂的膨胀机理是有意义的。
2017-06-21 astro-ph.EP
High-contrast Imaging around a 2 Myr-old CI Tau with a Close-in Gas Giant
年轻恒星周围的巨行星是揭示其形成历史和轨道演化的线索。CI Tau是一颗200万年前的经典T-金牛星，拥有一颗偏心的热木星，CI Tau，b。热木星的标准形成场景预测行星形成得更远，并向内迁移。CI Tau b的高离心率可能暗示了由于外部伴星的长期引力扰动而引起的高$e$迁移。ALMA 1.3 mm连续谱观测表明CI Tau至少有3个环隙，其中可能存在未被观测到的行星。我们目前的高对比度成像CI头采取从凯克/NIRC 2 $L^{\prime}$带过滤器和涡旋日冕，使我们能够寻找一个外部的同伴。我们没有检测到任何外部同伴CI头从角微分成像（ADI）使用两个深成像数据集。来自ADI缩减图像的检测极限排除了$\sim30$ \，au之外的外部伴星的存在，该伴星可能导致CI Tau\，b的Kozai-Lidov迁移。我们的研究结果表明，CI Tau\，b可能经历了从$\lesssim 2$ \，au在Myrs的II型迁移。我们还确认，没有行星与$\geq 2-4\,M_\mathrm{Jup}$是隐藏在两个外部差距。
2022-11-09 astro-ph.EP
Nuclear fusion in the deuterated cores of inflated hot Jupiters
Ouyed等人（1998年）提出在巨行星的核幔界面发生氘（DD）融合，作为解释其观测到的热量过剩的机制。但是需要相当高的内部温度（~10^5 K）和分层的D层，使得这种情况不太可能发生。在本文中，我们重新审视DD融合，加上屏蔽效应有关的氘核心含有冰和一些重元素。这消除了极端温度约束，并消除了分层D层的要求。作为一个应用，我们提出，如果它们的核心温度是10^4 K的几倍，并且核心成分是化学不均匀的，那么观察到的一些巨型系外行星（“热彗星”）的膨胀尺寸可能与发生在内部深处的屏蔽DD融合有关。解析演化模型的应用表明，如果核心中有足够的岩石-冰，则来自这种效应的膨胀量可能是重要的，这使得DD聚变成为半径膨胀的有效额外内能来源。在上述温度范围内运行的屏蔽DD聚变机制与半径异常随行星平衡温度$T_{\rm eq}$的变化趋势基本一致，并与行星质量有关。虽然我们不考虑入射恒星通量的影响，但我们预计最低水平的辐射是触发核心侵蚀和随后的DD聚变所必需的。由于DD聚变对实验室实验推断的屏蔽势非常敏感，对膨胀的热彗星的观测可能有助于限制巨行星核心的屏蔽效应。
2016-01-22 astro-ph.EP nucl-th
Evidence of Radius Inflation in Radiative GCM Models of WASP-76b due to the Advection of Potential Temperature
本研究重新分析了WASP-76b的3D GCM模型，发现位温垂直平流导致显著的垂直焓传输并加热深层大气，从而引发强烈的半径膨胀，其模型半径与观测值相当。
2023-06-21 astro-ph.EP
Embryo impacts and gas giant mergers II: Diversity of Hot Jupiters' internal structure
我们考虑紧凑的，短周期的，质量为100亿的行星的起源。我们认为，它们的多样性结构是由胚胎和超级地球的巨大碰撞或合并与其他气体巨星在这些热彗星的形成和演化过程中造成的。通过一系列的数值模拟，我们表明，典型的迎面碰撞一般会导致总的碰撞气体巨星合并。虽然能量极高的碰撞可以瓦解气体巨星的外壳，但这些事件很少发生。在斜碰撞和中等能量碰撞过程中，合并产物保留的对撞机的核心比他们的信封更高的分数。它们还可以将相当数量的自旋角动量沉积到气体巨星上，并将它们的自旋从轨道平均运动中分离出来。我们发现气体巨星的扁率可以用来推断撞击历史。随后恒星潮在行星包层内的消散可能导致失控的膨胀，并可能通过罗奇瓣溢出造成大量气体损失。抛物轨道上的超级地球的撞击也可以扩大气体巨行星的包层，并提高其潮汐耗散率超过$\sim $ 1亿年的时间尺度。由于巨大的撞击是随机发生的，撞击物的大小和能量各不相同，它们的不同结果可能是热彗星质量-半径关系分散的原因。
2014-10-24 astro-ph.EP
K2-113b: A dense hot-Jupiter transiting a solar analogue
我们介绍了K2- 113 b的发现，这是一个密集的热木星，使用Kepler-2（K2）任务的第8次战役中的测光和FEROS摄谱仪获得的高分辨率光谱跟踪发现。这颗行星在$P=5.81760^{+0.00003}_{-0.00003}$日轨道上绕着一个类似于$V=13.68$的太阳运行，半径为$0.93^{+0.10}_{-0.07}R_J$，质量为$1.29^{+0.13}_{-0.14}M_J$。这颗行星的密度为$1.97^{+0.60}_{-0.53}$ gr/cm $^3$，是已知质量低于2 $M_J$和$T_{eq} > 1000$的恒星系统之一，并且刚好高于膨胀机制开始发挥重要作用的温度极限。根据它的质量和半径，我们估计K2- 113 b的重元素含量应该在$\sim$ 110 $M_{\oplus}$的数量级或更高。
2017-07-21 astro-ph.EP
TIC~257060897b: an inflated, low-density, hot-Jupiter transiting a rapidly evolving subgiant star
我们报告了一颗新的凌日系外行星的发现，该行星围绕恒星TIC~257060897运行，并使用{ \it TESS}全帧图像进行检测。我们获得了HARPS-N时间序列光谱数据，和地面光度跟踪观测，从中我们确认了凌日体的行星性质。对于主星，我们测定了T $\rm_{eff}$ =（6128 $\pm$ 57）K，log~g=（4.2 $\pm$ 0.1）和[Fe/H]=（+0.20 $\pm$ 0.04）。它是一颗中等年龄（$\sim$ 3.5~Gyr）、富含金属的次巨星，M $_{\star}$ =（1.32 $\pm$ 0.04）M $_{\odot}$，R $_{\star}$ =（1.82 $\pm$ 0.05）R $_{\odot}$。这颗凌日天体是一颗质量为m $\rm_p=$（0.67 $\pm$ 0.03）M $\rm_{j}$，半径为r $\rm_p=$（1.49 $\pm$ 0.04）R $\rm_{j}$，密度为$ρ_p$ =（0.25 $\pm$ 0.02）g cm $^{-3}$，每$\sim$ 3.66天绕恒星一周的巨行星。TIC~ 257060897 b是一个极端的星系，是迄今为止已知密度最小的星系之一。我们认为，行星半径的膨胀可能与其宿主恒星在主序外演化时光度的快速增加有关，而像TIC~ 257060897 b这样的系统可能是在低光度红巨星分支恒星周围发现…
2021-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant Planets, Tiny Stars: Producing Short-Period Planets around White Dwarfs with the Eccentric Kozai-Lidov Mechanism
最近发现的白矮星WD J091405.30+191412.25（以下简称WD J 0914）和白矮星WD 1856+534 b（以下简称WD 1856 b）是围绕着白矮星运行的巨行星的第一个直接证据。然而，对于这两个系统，观测结果表明，行星目前的轨道距离将使它们在红巨星阶段进入恒星包层，这意味着行星必须在它们的宿主恒星成为白矮星后迁移到它们目前的轨道。此外，WD J 0914是一颗非常热的白矮星，冷却时间很短，这表明它具有快速的迁移机制。在这里，我们证明了偏心Kozai-Lidov（EKL）机制，结合恒星演化和潮汐效应，可以自然地产生所观察到的轨道配置，假设白矮星有遥远的恒星同伴。事实上，WD 1856是一个三重恒星系统的一部分，是一个双星系统的遥远伴星。给出了WD J 0914潜在伴星的轨道和物理特征的约束条件，并确定了WD 1856系统的初始轨道参数。
2021-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Advection of potential temperature in the atmosphere of irradiated exoplanets: a robust mechanism to explain radius inflation
受到强烈辐射的系外行星的巨大半径一直是天文学中的一个主要难题。基于一个二维稳态大气环流模式，通过与三维计算的比较，评估其有效性，我们揭示了一个新的机制，即平流的位温由于质量和纵向动量守恒，一个过程发生在地球的大气或海洋。在深度，消失的热通量迫使大气结构收敛到比一维计算获得的更热的温度，这意味着行星的半径更大。计算结果不仅重现了观测到的HD209458b半径，而且还重现了观测到的半径膨胀与凌日行星辐射之间的相关性。因此，由不均匀大气加热引起的位温的垂直平流提供了一个强有力的机制，解释了辐射热彗星的膨胀半径。
2017-04-18 astro-ph.EP
