Edge modes in self-gravitating disc-planet interactions
我们研究了一个巨大的行星在自引力原行星盘打开的间隙的稳定性。我们发现一个线性的不稳定性与自重力的光盘和当地涡度最大值与间隙边缘相吻合。对于我们的模型，这些边缘模式发展并延伸到土星质量行星轨道半径的两倍，圆盘与恒星质量比>0.06，对应于外盘边界的Toomre Q < 1.5。与弱或非自引力低粘度盘中与间隙边缘相关的局部涡形成不稳定性不同，边缘模式是全球性的，仅存在于足够大的盘中，但对于原行星盘采用的典型粘度值。分析建模和线性计算表明，边缘模式可以被解释为一个本地化的干扰与间隙边缘诱导活动的扩展光盘，通过发射密度波激发林德布拉德共振。利用非线性流体动力学模拟研究了圆盘-行星系统边缘模态的演化。不稳定模的形式和增长率与线性理论一致。他们的粘度和重力软化的依赖性也进行了探讨。我们还首次研究了边缘模式对行星迁移的影响。我们发现，如果边缘模式的发展，那么平均磁盘上的行星扭矩变得更加积极的光盘质量增加。在允许行星迁移的模拟中，虽然可以看到快速的III型迁移，这与非自引力盘中看到的相似，但我们发现行星可能与边缘模式相关的螺旋臂相互作用，这可能导致行星向外散射。因此，轨道迁移很可能是复杂的和非单调的大规模磁盘的类型，我们考虑。
2011-03-25 astro-ph.EP
Calibrated Gas Accretion and Orbital Migration of Protoplanets in 1D Disc Models
我们的目标是开发一个简单的处方迁移和吸积在1D光盘模型，校准与3D流体动力学模拟的结果。我们的重点在于非自引力盘，但我们也讨论了在何种程度上我们的处方可以适用于光盘时，自引力。我们研究迁移使用扭矩密度。我们的扭矩密度模型是基于现有的拟合公式，我们随后修改，以防止过早的间隙打开。在更高的行星质量，我们也适用于扭矩密度从流体动力学模拟直接到我们的一维模型。这些扭矩密度允许模拟最初低质量行星的轨道演变，经历失控吸积成为一个巨大的行星。考虑了行星与盘之间角动量的双向交换。这导致了仅依赖于直接可访问的盘参数的间隙形成的自洽处理。我们提出了一个公式邦迪和希尔气体吸积盘限制制度。这个公式是自洽的，在这个意义上，质量是从光盘的位置，它是吸积。我们发现，由此产生的质量和半长轴在一维框架的演变是在很好的协议与那些从三维流体动力学模拟的参数范围。我们的处方是有价值的，同时模拟迁移和吸积的一维模型。我们的结论是，这是适当的和有益的应用扭矩密度从流体动力学模拟在1D模型中，至少在参数空间，我们在这里研究。还需要做更多的工作，以确定我们的方法是否也适用于更广泛的参数空间和更复杂的光盘热力学的情况下，或当光盘是自引力。
2022-11-24 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
Stability of the Outer Planets in Multiresonant Configurations with a Self-gravitating Planetesimal Disk
我们研究了一个大规模的星子盘上的外行星的动力学稳定性的影响，假设，最近已经建议，这些最初被锁定在一个紧凑的和多共振的配置作为气体驱动的迁移的结果在一个原行星盘。在我们的模拟中的所有机构之间的引力相互作用包括自洽使用Mercury6.5代码。几个初始的多共振配置和星子盘模型被认为是。在这样的条件下，一个强大的动力学不稳定性，表现为一个快速的巨行星迁移和星子盘分散，在大多数情况下，在小于40万年的时间尺度上发展。与忽略微行星间相互作用的模型相比，由于微行星间的引力相互作用而导致的动力盘加热导致微行星与冰巨星天王星和海王星之间更频繁的相互作用。考虑到快速演化的多共振配置与完全自洽的模拟，我们的结果是不一致的动力学不稳定性起源的晚期重轰炸，目前所考虑的尼斯模型的太阳系。
2014-06-09 astro-ph.EP
The Neptunian ridge as a natural outcome of high-eccentricity tidal migration
Observatoire Astronomique de l’Université de Genève（日内瓦大学天文台）；University of Warwick（华威大学）；Universidade de Coimbra（科英布拉大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）
通过高偏心率潮汐迁移模型，解释了海王星沙漠-稀树草原过渡带中行星过密区（海王星脊）的形成机制。
2026-05-20 astro-ph.EP
Evolution of Coated Grains in Spiral Shocks of Self-Gravitating Protoplanetary Disks
我们研究了由包裹橄榄石核的冰壳组成的颗粒在通过原行星盘中的螺旋激波时的演化。我们使用已发表的三维辐射流体动力学模拟的大规模自引力原行星盘提取的热力学螺旋冲击在该地区之间的10和20 AU的中央恒星。当密度波通过时，它加热了颗粒，使它们失去冰壳，导致颗粒不透明度降低。此外，由于不同大小的颗粒将具有略微不同的温度，因此冰将从较热的颗粒迁移到较冷的颗粒。迁移速率取决于背景气体的温度，因此，如果气体被暂时加热到高于$\sim 150$ \，K，则对于低温有效稳定的颗粒分布可能经历不透明性的不可逆变化。我们发现，不透明度可以下降更多，并在一个显着更快的速度在整个螺旋冲击相对于预测的标准尘埃颗粒模型采用流体动力学计算的原行星盘。这将导致螺旋臂内的气体冷却更快。我们讨论了我们的研究结果的影响磁盘碎片到亚恒星物体的距离在几十个天文单位的敏感性。
2011-03-30 astro-ph.EP
Evidence for Very Early Migration of the Solar System Planets from the Patroclus-Menoetius binary Jupiter Trojan
海王星外天体的轨道分布为海王星的径向迁移提供了强有力的证据。外行星的轨道被认为在早期阶段已经变得不稳定，木星与海王星类行星有零星的遭遇。结果，木星按照内太阳系的限制，向内跳跃了几分之一个天文单位，并获得了现在的轨道偏心率。这些事件发生的时间通常与月球晚期重轰炸有关，它在原太阳星云（t_0）消散后约7亿年结束。在这里，我们表明，行星迁移开始后不久t_0。这种早期的迁移是从帕特洛克罗斯-梅诺提乌斯双星木星特洛伊的生存推断出来的。这对双星在t <~t_0时形成于曾经位于海王星外的一个巨大的微行星盘中。双星在盘中停留的时间越长，碰撞将其组成部分彼此剥离的可能性就越大。对它的生存的模拟表明，在t_0 <1亿年的时间内，这个盘必须被迁移的行星分散。这一限制意味着行星迁移与最年轻的月球盆地的形成无关。
2018-09-11 astro-ph.EP
Radiation Hydrodynamics of Self-gravitating Protoplanetary Disks II. Accretion, Migration, Spin, and Internal Structure of GI Fragments
Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）
通过三维辐射流体力学模拟跟踪原行星盘引力不稳定碎块的演化，发现其质量增长受希尔极限标度调控、迁移双向、自旋由吸积主导且内部准绝热，最终可形成气态巨行星、褐矮星乃至自由漂浮行星。
2026-09-30 astro-ph.EP
Orbital migration of giant planets induced by gravitationally unstable gaps: the effect of planet mass
有人认为长周期巨行星，如HD 95086 b和HR 8799 bcde，可能是由原行星盘的引力不稳定性形成的。然而，自引力盘-卫星相互作用可能导致引力不稳定间隙的形成。这样的不稳定性显着影响的轨道迁移的间隙开放大规模磁盘中的扰动。我们使用二维流体动力学模拟来研究行星质量对间隙的引力稳定性及其对轨道迁移的影响的作用。我们考虑行星与恒星质量比q=0.0003到q=0.003的巨行星，它们位于一个自引力盘中，盘与恒星质量比M_d/M_*=0.08，长宽比h=0.05，开普勒托姆雷参数Q = 1.5，初始轨道半径为2.5倍。固定轨道模拟表明，我们认为所有的行星质量都打开了引力不稳定的缺口，但随着行星质量的增加，不稳定性更强，发展得更快。随着行星质量的增加，行星盘上的扭矩通常变得更正。在自由迁移的模拟中，我们观察到随着行星质量的增加，向外迁移的速度更快，但仅限于能够在早期打开不稳定间隙的行星质量。对于q=0.0003，行星在打开间隙之前经历了快速向内的III型迁移。对于q=0.0013，我们发现有可能通过不稳定间隙产生的正力矩来平衡向内迁移的趋势，但仅限于几十个轨道周期。我们发现不稳定的外间隙边缘可以触发向外的III型迁移，在动力学时间尺度上将行星发送到其初始轨道半径的两倍。这种引发的III型迁移可能是将巨行星带到大轨道距离的一种方式。另一方面，我们的研究结果也意味着间隙开放不是一个充分的条…
2013-06-11 astro-ph.EP
Outward migration of a giant planet with a gravitationally unstable gap edge
我们提出了盘行星相互作用的数值模拟，行星打开一个引力不稳定的差距，否则引力稳定盘。在我们的圆盘模型中，外部间隙边缘可能对全球螺旋模式不稳定，我们发现，随着我们增加表面密度尺度，间隙变得更加不稳定，行星向外迁移的速度更快。我们表明，正扭矩是由螺旋臂带入行星共轨区域的材料提供的。这种材料预计将执行马蹄形转向接近的行星，因此扭矩it.Our研究结果表明，标准的II型迁移，适用于巨行星在非自引力粘性盘，很可能会显着修改大规模光盘时，与差距的引力不稳定性发生。
2011-12-07 astro-ph.EP
Migration of protoplanets with surfaces through discs with steep temperature gradients
我们进行三维自引力辐射转移模拟原行星迁移的拱星盘，探讨在这些磁盘的径向温度分布迁移的影响。我们对质量在10-100 M \bigoplus之间的原行星进行了建模，其圆盘表面密度分布为T \varpropto r^-1/2，温度分布为T \varpropto r^-β，其中β的范围为0-2。我们发现，陡峭的（β > 1）温度剖面导致低质量原行星在星际颗粒不透明盘中向外迁移，但在更薄的光学盘中，迁移总是向内。从我们的模型中获得的迁移率随β变化的趋势与最近的分析描述（包括考虑共轨力矩及其饱和度）所获得的结果一致。我们发现，两种模型之间的切换的原行星，其中一个吸积作用通过抽空气体和气体堆积在表面上形成大气，导致迁移率的一个小的转变。如果将这些模型与导致轻微向内迁移的条件进行比较，则小的偏移可以导致向外迁移。然而，迁移的方向和速度是由圆盘条件决定的，而不是由用于模拟原行星附近流动的特定处方决定的。
2011-03-17 astro-ph.EP
Saving Doomed Planets: Mass Loss and Angular Momentum Return Boost Hot Jupiter Survival Rates
UCLA（加州大学洛杉矶分校）
研究通过改进潮汐扰动行星的质量损失和角动量返回机制，发现热木星存活率提升约2-3倍，结果与观测一致，并指出高偏心迁移结合潮汐质量损失可能是热木星形成的主要途径。
2026-03-13 astro-ph.EP
Towards a Population Synthesis Model of Objects formed by Self-Gravitating Disc Fragmentation and Tidal Downsizing
最近，巨行星和褐矮星形成的引力不稳定性（GI）模型被重新审视，并被重新塑造成通常被称为“潮汐缩小”的假设。自引力原恒星盘分裂成引力束缚的胚胎-质量为几到几十个木星质量，半长轴在30 - 40 au以上-随后是胚胎内的颗粒沉积，向中央恒星的径向迁移和胚胎上层的潮汐破裂。所得到的物体的性质敏感地取决于每个过程发生的时间尺度。因此，GI之后的潮汐缩小理论上可以产生跨越大质量范围的物体，从类地行星到巨行星和褐矮星。这些物体是否可以在实践中形成，以及它们将代表观察到的人口的比例，需要更多的统计分析。我们提出了一个简单的人口综合模型的恒星和行星形成通过GI和潮汐缩编。我们耦合的半解析模型的原恒星盘演化的分析计算的碎片，初始胚胎质量，晶粒生长和沉积，胚胎迁移和潮汐破裂。虽然还有一些关键的物理学知识有待整合，但它代表了迈向GI和潮汐缩小作为恒星和行星形成模式的成熟统计模型的第一步。我们从四个运行的人口合成模型的结果，不同的不透明度法律和迁移的强度，以及调查的影响，光盘截断在破碎过程中。我们的早期结果表明，GI加上潮汐缩小不是行星形成的主要模式，但仍然是一个很好的方式形成气体巨行星，棕矮星和低质量恒星在大半长轴。（节录）
2013-04-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical instabilities in disc-planet interactions
原行星盘可能由于嵌入的巨行星引起的结构而变得动态不稳定。在这篇论文中，我讨论了这样的系统的稳定性，并探讨了不稳定性对行星迁移的影响。我开始与非自引力，低粘度光盘，并表明，巨行星诱导其共轨区域内的冲击，导致一个不稳定的配置文件周围的潜在涡度最小值的漩涡形成。这种不稳定性通常被称为涡旋或Rossby波不稳定性。涡旋-行星的相互作用导致迁移的阶段性阶段，这可以在第三类迁移的框架中理解。然后，我检查光盘自重对间隙稳定性的影响。Rossby波不稳定性的线性理论扩展到包括磁盘重力，这表明，自重力是有效的稳定涡不稳定性在小方位波数。这与流体动力学模拟中随圆盘质量增加而产生更多涡流的观察结果一致。自引力圆盘中的旋涡也会抵制合并，最简单的理解是成对的旋涡在相遇时经历相互的马蹄形转弯。我表明，在足够大的光盘涡模式被抑制。相反，全球螺旋不稳定性的发展，这是与一个潜在的涡度最大值在间隙边缘。这些边缘模式可以物理地理解为间隙边缘和外部盘之间通过重力的不稳定相互作用的结果。我展示了旋臂可以在地球上提供一个正扭矩，导致快速向外迁移。我确认上述结果，从剃刀薄光盘模型，坚持在三维。
2012-03-21 astro-ph.EP
Planet Migration
行星迁移是行星轨道半径随时间变化的过程。导致气体巨行星迁移的主要因素是年轻行星与形成它的气体盘的引力相互作用。我们描述的迁移率从这些相互作用的基础上一个简单的模型磁盘属性。这些迁移率高于地球生存的合理水平。我们讨论了一些建议的模型，其迁移率较低。由于缺乏对磁盘详细物理属性的了解，迁移率存在很大的不确定性。我们还介绍了一些其他形式的移徙。
2010-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
General Analysis of Type I Planetary Migration with Stochastic Perturbations
本文给出了在随机扰动存在下第一类行星迁移的一般处理方法。在许多行星形成盘中，由不对称扭矩驱动的I型迁移机制作用于短时间尺度，并损害了行星形成。然而，如果磁盘也支持MHD不稳定性，相应的湍流波动产生额外的随机扭矩，修改稳定的向内迁移的情况。这项工作研究了迁移的行星核心的随机波动的存在下，使用互补的方法，包括福克-普朗克方法和迭代地图。随机力矩有两个主要的影响：[1]通过向外扩散，一小部分行星核心可以在I型向内迁移中幸存下来。[2]对于一个给定的起始条件，任何特定的迁移实现的结果都是不确定的，因此必须用结果的分布来描述结果。除了探索不同的制度的参数空间，本文认为外盘边界条件，不同的初始条件，和时间依赖性的扭矩参数的影响。对于半径有限的圆盘，幸存行星的比例随时间呈指数下降。我们找到了一系列磁盘模型的生存分数和衰变率，并找到了幸存行星的位置的预期分布。对于预期的椎间盘特性，存活分数在$0.01 < p_S < 0.1$范围内。
2009-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The stochastic nature of migration of disc instability protoplanets in three-dimensional hydrodynamical and MHD simulations of fragmenting discs
University of Zurich（苏黎世大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese academy of Science（中国科学院上海天文台）；Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校天体物理学系）；Institute for Advanced Studies, Tsinghua University（清华大学高等研究院）
研究盘不稳定性原行星团迁移的随机性，揭示其受局部扭矩和团体相互作用影响，与传统迁移机制有显著区别。
2025-03-03 astro-ph.EP
Morphology and dynamical stability of self-gravitating vortices: Numerical simulations
理论和数值研究表明，原行星盘中的大尺度涡可以由各种流体动力学不稳定性引起。一旦产生，这样的漩涡可以在大量的旋转周期中几乎保持不变，慢慢地向恒星迁移。在外盘，自重力可能会影响涡的演变，必须包括在模型中。我们使用RoSSBi 3D代码进行了2D流体动力学模拟。我们的计算大纲仅限于欧拉方程，假设理想气体的非等熵和非绝热流动。从高斯涡旋模型开始进行了一系列45次运行;在300次轨道运行期间，对涡旋参数和Toomre参数的各种值跟踪了涡旋的演变。两个模拟，具有最高的分辨率（HR），迄今为止的研究漩涡，也运行，以更好地解释的内部结构的漩涡和比较的目的与等温的情况。我们发现，SG倾向于不稳定的注入涡，但紧凑的小规模的涡似乎是更强大的比大规模的椭圆形涡。涡的存活主要取决于盘的Toomre参数的值，但也可能取决于平衡时的盘温度。盘SG必须足够小，以避免在连续分裂和近似的“稳定性”的标准推导出的旋涡破坏。我们发现的自引力涡旋在数百个旋转周期中持续存在，看起来像在非自引力情况下获得的准定常涡旋。这些自引力涡中的一些最终伴随着具有马蹄运动的次级涡。这些涡旋在其核心达到一个新的旋转平衡，倾向于在径向方向收缩，旋转得更快。
2022-07-08 astro-ph.EP
Survival Function Analysis of Planet Orbit Distribution and Occurrence Rate Estimate
对开普勒样本中的行星轨道周期（P）和半长轴（a）分布进行生存函数分析，发现所有系外行星均均匀分布在（ln a）或（ln P）中，与主星的平均内截止距离为0.05天文单位。更具体地说，岩石世界（1-2个地球半径）的内部截止值为0.04 AU，水世界（2-4个地球半径）的内部截止值为0.08 AU。此外，过渡行星（4-10个地球半径）和气体巨星（>10个地球半径）在0.4 AU处的生存函数斜率从-1变化到-1/2，表明与小的系外行星（<4个地球半径）相比，\Sqrt [a]在0.4 AU内具有不同的统计分布均匀性。这种分布上的差异可能是由于行星迁移机制的差异，以及对宿主恒星辐射的敏感性，对于贫气体（<4个地球半径）和富气体（>4个地球半径）的行星。有了这些知识，并结合生存函数分析的行星大小分布，我们可以作出精确的估计行星出现率和预测TESS任务的收益。
2018-04-12 astro-ph.EP
Radiative feedback from protoplanets in self-gravitating protoplanetary discs
众所周知，大质量原行星盘在距离母星几十个天文单位以外是引力不稳定的。尽管不确定性的范围是众所周知的，但目前还不清楚在圆盘中诞生的自引力气体团的最终命运。如果团块迅速向内迁移，它们会被潮汐破坏，这可能会留下巨大的或类地行星。另一方面，如果团块迁移速度较慢，它们倾向于吸积气体，成为原棕矮星或母恒星的低质量伴星。在这里，我们认为，辐射反馈的收缩团块（原行星）在其光盘是一个重要的影响，已被忽略在以前的计算。我们分析表明，在块的附近的温度可能是足够高，以支持准静态的大气，如果块的质量低于一个临界值，$M_{\rm cr} \sim 6$木星质量（$M_J$）。这可能会阻止更多的气体吸积到团块上，从而促进行星的形成，而不是低质量的伴星。我们使用数值模拟来评估这些分析结论，通过研究气体团的迁移和吸积作为其初始质量的函数，$M_i$。忽略辐射预热效应的模拟结果表明，质量小于$\sim 2 M_J$的气体团迅速向内迁移，质量更大的团导致低质量的同伴。相比之下，包括来自团块的辐射预热的模拟显示，像$8 M_J$这样大的团块迅速向内迁移，并最终在内部圆盘中被潮汐破坏。我们的结论是，在其他参数相同的情况下，以前的模拟忽略了自引力团块的辐射反馈，高估了褐矮星和低质量恒星同伴的人口，低估了行星的人口。
2013-06-20 astro-ph.EP
The diverse lives of massive protoplanets in self-gravitating discs
气体巨行星可能在原恒星盘演化的早期形成，而这些行星相对较大。我们研究了大质量行星种子（称为原行星）如何在大质量但引力稳定（Q>1.5）的圆盘中演化，使用辐射流体动力学模拟。我们发现，原行星最初迅速向内迁移，直到它在圆盘上打开一个缺口。此后，它要么继续在更长的时间尺度上向内迁移，要么开始向外迁移。当原行星位于引力不稳定边缘的间隙内时，会发生外行星迁移，因为大部分吸积气体是来自原行星轨道外的高角动量气体。来自原行星的辐射加热效应在确定原行星的迁移方向和偏心率方面至关重要。通过有效冷却促进间隙打开，这可能无法通过常用的β-冷却近似来捕获。这颗原行星最初以很高的速率（1 e-3 Mj/yr）吸积，其吸积光度可能是主星光度的十分之几，这使得它很容易被观测到（尽管只有很短的时间）。由于高气体吸积率，原行星通常生长在氘燃烧的质量极限之上。原行星的辐射反馈降低了它的质量增长，使其最终质量接近棕矮星-行星边界。一颗年轻的行星种子的命运是多种多样的，可能是一颗在距离中心恒星几个天文单位的圆形轨道上的气体巨行星，也可能是一颗在偏心的宽轨道上的褐矮星。
2018-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Survival of Planets Around Shrinking Stellar Binaries
开普勒任务发现的凌日环联星行星表明，行星可以有效地围绕双星形成。目前已知的恒星双星中没有一个的周期短于7天，尽管开普勒目标列表中发现了大量的食双星，其周期短于几天。这些紧凑的双星被认为是通过所谓的Lidov-Kozai迁移机制从更宽的轨道演化到现在的结构，其中来自遥远的第三伴星的引力扰动引起双星的大幅度偏心率振荡，然后由于恒星中的潮汐耗散导致轨道衰变和圆化。在这里，我们探讨的轨道演化的行星周围的双星经历轨道衰变的这种机制。我们表明，行星可能会生存，并成为偏离他们的主机二进制，或可能会发展不稳定的行为偏心率，导致其消费的恒星或喷射系统作为二进制衰变。我们的研究结果表明，围绕着紧密双星的环双星行星仍然存在，我们提供了预测，以什么样的轨道配置应该是这样的。
2015-07-02 astro-ph.EP
On the formation of planetary systems via oligarchic growth in thermally evolving viscous discs
我们提出了N体模拟的行星系形成的热演化，粘性盘模型。模拟包括I型迁移（包括共转力矩及其饱和度），间隙形成，II型迁移，气体吸积到行星核心，通过光蒸发和气体盘分散。其目的是检查是否寡头增长的情况下，结合自洽的磁盘模型和最新的处方光盘驱动的迁移，可以产生类似的行星系已被观察到的。结果与初始椎间盘质量相关。低质量盘形成了地球质量行星和超级地球的紧密系统。更高质量的盘形成了多代行星，质量范围为10 < mp <45 M_Earth。这些行星通常会迁移到内盘的I型，因为共旋力矩饱和，在那里它们会打开缺口，而II型则会迁移到中央恒星。偶尔，最后一代的低到中等质量的行星形成并由于气盘分散而存活下来。在我们的模拟中没有幸存的气体巨星形成。分析表明，这些行星只有在II型迁移开始之前，在轨道半径r > 10 au处形成核心并经历失控的气体吸积，才能在迁移中幸存下来。我们的结论是，在气体盘的生命周期中，质量mp > 10M_Earth以上的行星生长导致了同旋扭矩饱和和快速向内迁移，阻止了气体巨星的形成和生存。这一结果与一些人口合成模型显示的形成气体巨行星的成功相反。这种差异的出现，部分原因是，在人口合成模型中采用的II型移民处方导致太大的减少时，在行星占主导地位的制度的移民速度。
2014-08-29 astro-ph.EP
Running The Gauntlet -- Survival of Small Circumbinary Planets Migrating Through Destabilising Resonances
所有已知的环联星行星都很大（大于3个地球半径）。虽然观测偏差可以解释这种缺乏小行星的原因，但在本文中，我们提出了一个理论解释。大多数已知的行星都接近稳定极限，散布在可能不稳定的5：1，6：1和7：1之间。据信，这些行星不是在原地形成的，而是从更远的地方迁移到圆盘中，因此通过了这些共振。行星预计将以与其质量成比例的速度迁移，而较慢的速度使共振捕获和随后的弹射更有可能。因此，虽然大行星可能能够成功地“运行手套”，小行星可能会受到威胁。这一假设是测试使用N-体积分迁移在截断和湍流盘。我们发现，令人惊讶的是，没有一个已知的行星存在于完全不稳定的共振内部。我们证明，迁移行星的共振喷射可能发生在自然界中，它确实不成比例地影响小行星，但它需要一个高度动荡的磁盘，其效率可能太低，无法完全解释缺乏< 3地球半径的行星。
2022-01-10 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
Limits on the location of planetesimal formation in self-gravitating protostellar discs
在这封信中，我们表明，如果星子在自引力盘中形成螺旋特征，正如之前Rice等人的理想化模拟所建议的那样，那么在现实的原恒星盘中，这个过程将被限制在盘的外部区域（即半径超过几十个A.U.）。这一限制涉及到的要求，灰尘必须集中在螺旋功能的时间尺度上，这是小于（大致动态）的寿命，这样的功能，这种快速积累需要螺旋功能的分数振幅是不是比单位小得多。这又要求气体的冷却时间尺度相对较短，这将该过程限制在外盘。我们指出，有效地转换成星子盘中的原始尘埃的一大部分可以拯救这种材料从众所周知的问题，快速向内迁移在$\sim$米大小的规模，并在原则上，这些对象的碰撞演化可能有助于重新供应小尘埃的原恒星盘。我们还指出，这种情况下推断的星子带的位置在主序星周围的碎片盘可能产生的影响，但强调，需要进一步的动力学研究，以建立光盘是否保留了星子创建的初始网站的记忆。
2009-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid inward migration of planets formed by gravitational instability
像HR 8799系统那样，观测到大质量的系外行星与其宿主恒星分离，挑战了行星形成的理论。一个可能的形成机制涉及到大量的自引力盘破碎成团块。虽然已经对碎片化的条件进行了广泛的研究，但对这些巨行星胚胎的后续演变，特别是它们预期的轨道迁移知之甚少。假设一个单一的行星已经形成的碎片，我们调查它的相互作用与gravitoturbulent盘嵌入。二维流体动力学模拟与一个简单的处方光盘冷却。首先建立一个稳定的重力湍流盘，然后重新开始模拟，包括一个质量范围约等于碎片盘中预期的团块初始质量的行星。行星迅速向内迁移，尽管由于湍流密度波动的随机踢。我们发现，迁移时间尺度基本上是I型迁移，行星没有时间打开一个缺口。在其形成位置长宽比约为0.1的圆盘中，质量与木星相当或大于木星的行星可以在短至10000年的时间内迁移，也就是说，在100 AU处大约有10个轨道。由于引力不稳定性，大质量行星在与恒星的距离很大的情况下形成，因此不太可能留在原地，并且应该迅速向原行星盘的内部迁移，无论行星质量如何。
2011-06-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effects of Early Collisional Evolution on Amorphous Water Ice Bodies
在太阳系形成期间，外原行星盘的条件被认为有利于形成无定形水冰（AWI），一种玻璃状的水冰。然而，随后的碰撞处理可能会使任何AWI出现冲击结晶。在这里，我们使用iSALE冲击物理水代码来模拟与这些碰撞环境相关的撞击速度下的大型冰体之间的撞击，然后将这些结果输入到定制的AWI结晶脚本中，以计算AWI结晶/存活这些撞击事件的程度。我们发现，行星迁移后冰体之间的撞击速度（即，在海王星外天体或TNOs之间）太慢，无法使AWI的任何有意义的部分结晶。然而，在行星迁移期间，结晶的AWI的数量是高度随机的：相对较少的AWI在较低的撞击速度（小于~2 km/s）下结晶，但大多数存在于天体（如果大小相等）或撞击物和撞击地点（如果大小不同）中的AWI在较高的撞击速度（大于~4 km/s）下结晶。考虑到行星迁移期间的疑似撞击速度约为2-4 km/s，这表明原始AWI在行星迁移中幸存的能力是高度随机的。然而，如果原始EKB物体及其碎片经历了多次撞击事件，几乎所有原始AWI都可能结晶;在行星迁移期间，这种高度碰撞的原始EKB与任何冰体上缺乏明确的AWI直接检测是一致的。最终，原始AWI的生存到今天，敏感地依赖于原EKB的大小频率分布，这是目前知之甚少。
2022-12-07 astro-ph.EP
Towards a population synthesis model of self-gravitating disc fragmentation and tidal downsizing II: The effect of fragment-fragment interactions
大多数原恒星系统可能会经历一个短暂的阶段，在这个阶段，原恒星盘是自引力的。如果这些圆盘容易碎裂，那么它们就能够迅速形成最初有几个木星质量甚至更大的物体。这些圆盘碎片的命运（以及后来通过核心吸积形成的行星体的命运）不仅敏感地取决于碎片与圆盘的相互作用，而且还取决于与其相邻碎片的相互作用。我们回到和修改我们的人口合成模型的自引力盘碎片和潮汐缩小。在其他改进中，该模型现在直接包含碎片-碎片相互作用，而光盘仍然存在。我们发现，碎片-碎片散射占主导地位的轨道演化，即使我们执行快速迁移和低效的间隙形成。与我们以前的模型相比，我们看到正在形成的陆地类型物体的数量略有增加，尽管它们在潮汐演化下的生存充其量是不清楚的。我们还看到了破碎的碎片与进化的颗粒种群的证据-这是星子带形成的间接证据，这是一种在忽略碎片-碎片相互作用的运行中看不到的现象。尽管有强烈的动力学演化，我们的人口主要是大质量的巨行星和棕矮星在大半长轴，直接成像调查应该，但很少，检测。最后，光盘碎片被证明是一个有效的制造商的自由浮动行星质量的物体，和典型的多重性系统通过引力不稳定性将是低的。
2017-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stability of circumbinary planets: the role of binary properties and migration scenarios
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE), UNC-CONICET（理论与实验天文学研究所）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教大学天体物理研究所）；School of Physics & Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学院）
本研究通过N体模拟结合行星迁移方案，探究双星属性与迁移场景对环双行星稳定性的影响，发现双星质量比、偏心率及迁移时标是关键因素，为识别宜居双星系统提供了依据。
2026-09-07 astro-ph.EP
Kuiper Belt Formation via Grainy Planetary Migration
Kindai University（近畿大学）；University of Southern Queensland（昆士兰南方大学）；University of Washington（华盛顿大学）
通过颗粒状行星迁移模拟柯伊伯带形成，揭示海王星迁移对TNO分布的影响，但未能完全解释分离和极端TNO的观测特征。
2026-02-19 astro-ph.EP
Where Do Hot Jupiters Come From? Revisiting Tidal Disruption and Ejection in High-Eccentricity Migration
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-HongKong-Macau Great Bay Area, Sun Yat-sen University（中山大学中国空间站科学中心粤港澳大湾区分中心）
研究通过三维水动力模拟揭示了具有真实致密核心的巨行星在高偏心迁移中的行为，发现核心质量对潮汐破坏和抛射有重要影响，改写了传统模型的结论。
2026-05-14 astro-ph.EP
Breaking the Chains: Hot Super-Earth systems from migration and disruption of compact resonant chains
“热超级地球”（或“迷你海王星”）的大小是地球的1到4倍，周期短于100天，围绕30- 50%的太阳类恒星运行。它们的轨道结构-以多行星系统中相邻行星的周期比分布来衡量-是形成模型的一个强有力的约束。在这里，我们使用N体模拟与合成力从一个潜在的不断发展的气体盘模型的形成和长期的动力学演化的超级地球系统。当气盘存在时，行星胚胎生长并向内迁移，形成一个固定在气盘内缘的共振链。这些共振链比观测到的超级地球系统要紧密得多。一旦气体消散，共振链可能变得动态不稳定。它们经历了一个巨大的撞击阶段，将系统扩展开来。圆盘湍流对结果没有可测量的影响。如果一小部分共振链保持稳定，而大多数超级地球经历后期动力学不稳定，我们的模拟与观测结果相匹配。我们的统计分析限制了稳定系统的贡献小于$25\%$。我们的研究结果还表明，观测到的大部分单行星系统并不一定意味着任何二分法的行星系的架构。最后，我们利用开普勒数据中共振的低丰度来论证，在现实中，共振链的生存可能只发生在$\sim 5\%$的情况下。这就引出了一个谜团：在我们的模拟中，只有50- 60%的共振链变得不稳定，而至少75%（可能90- 95%）必须是不稳定的，以匹配观察结果。
2017-05-24 astro-ph.EP
Two extremely irradiated volatile-rich sub-Neptunes with companions in the TOI-426 and TOI-1839 systems: Insights into arrival and survival near the lower edge of the Neptunian desert
Observatoire Astronomique de l’Université de Genève（日内瓦大学天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Oxford（牛津大学）；Centre for Exoplanets and Habitability, University of Warwick（华威系外行星与宜居性中心）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）；Universidade do Porto（波尔图大学）；Keele University（基尔大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；NASA Exoplanet Science Institute, Caltech/IPAC（NASA系外行星科学研究所/加州理工学院IPAC）；Stephen F. Austin State University（斯蒂芬·F·奥斯汀州立大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
本研究通过TESS和HARPS数据确认两颗极端辐射的富挥发分亚海王星及其伴星，发现海王星沙漠边缘低质量亚海王星的巨伴星显著过剩，支持高偏心率潮汐迁移塑造该边缘的作用。
2026-09-11 astro-ph.EP
Three-dimensional Disk-Planet Torques in a Locally Isothermal Disk
基于三维非线性流体动力学模拟，我们确定了I型行星迁移扭矩的表达式，涉及局部等温盘，具有中等湍流粘度（~0.0005 <α < ~0.05）。密度和温度的径向梯度（以无量纲对数形式）在行星附近被假定为常数。我们发现，扭矩是大致同样敏感的表面密度和温度径向梯度。当这两个梯度为负时，它们都有助于向内迁移。我们的研究结果表明，二维计算与平滑的行星潜力，用于占第三维的影响，不准确地确定密度和温度梯度的三维扭矩的影响。结果表明，通过改变盘的不透明度或阴影来大幅减缓或阻止行星迁移是困难的，对于局部等温的盘来说似乎不太可能。扭矩和扭矩密度与行星质量和气体声速的比例符合线性理论的预期。我们还确定了一个改进的扭矩密度分布的公式，可用于嵌入在局部等温磁盘的行星的一维长期演化研究。这个公式也可以应用于存在轻微变化的径向梯度和行星打开间隙的情况。我们说明其使用的情况下，迁移的超级地球，并确定一些条件足以生存。
2010-10-12 astro-ph.EP
The effect of self-gravity on vortex instabilities in disc-planet interactions
我们研究了圆盘自引力对与土星质量行星在原行星圆盘中打开的间隙相关的涡旋形成不稳定性的影响。分析表明并通过线性计算证实，如果基本状态固定，则具有低方位角模式数的涡旋模式$,m,$可以通过增加自重力来稳定。然而，线性计算表明，通过背景和通过线性响应的自引力的组合效应将最不稳定的涡旋模式转移到更高的$m.$行星间隙的非线性流体动力学模拟显示，随着自引力强度的增加，更多的涡旋发展。对于足够大的光盘质量的涡不稳定性被抑制，并取代一个新的全球不稳定性，与分析预期一致。在非线性状态下，随着盘质量的增加，涡合并越来越延迟，并且多个涡可能持续到模拟结束。在自重力作用下，合并后的涡旋在方位角上是局部的，并且具有类似于Kida涡旋的结构。这与没有自重的情况不同，在没有自重的情况下，涡旋合并形成在方位角上延伸的单个涡旋。我们还进行了一系列的补充模拟共轨道的Kida类涡，并发现自引力使这样的涡执行马蹄形转弯时遇到对方。因此，在没有自重力的情况下，在时间尺度上避免了旋涡合并。因此，我们认为，自引力涡在旋转流中的相互排斥是造成上述延迟涡合并的原因。简要讨论了自重力对涡致迁移的影响。我们发现，当包括自重力时，Lin & Papaloizou（2010）的涡旋诱导的III型迁移被延迟，但迁移的程度不变。
2011-03-25 astro-ph.EP
Planet-Disk Interactions and the Convective Overstability. I. Low Mass Planets
Iowa State University（爱荷华州立大学）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
研究低质量行星在原行星盘中的迁移机制，发现对流过不稳定性可显著延长迁移时间，影响超级地球形成窗口。
2026-02-17 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation during giant planet formation and giant planet migration I: The first 5 million years
该研究利用 GENGA 模拟木星、土星生长阶段的类地行星形成，量化星子散射植入、成分混合及盘质量与范围约束。
2024-09-30 astro-ph.EP
On The Orbital Evolution of Multiple Wide Super-Jupiters: How Disk Migration and Dispersal Shape the Stability of The PDS 70 System
本研究通过流体动力学和N体模拟，发现盘迁移与消散对PDS 70系统长期稳定性至关重要，且其双巨行星系统可稳定超过1 Gyr。
2025-10-15 astro-ph.EP
Planet-vortex interaction:How a vortex can shepherd a planetary embryo
背景：反气旋涡旋被认为是捕获尘埃和形成行星胚胎的有利场所。另一方面，它们是巨大的斑点，可以与圆盘中的行星相互作用。目的：我们的目标是研究涡旋如何与向其迁移的行星或涡旋内产生的行星相互作用。方法：利用GFARGO和FARGO-ADSG对粘性局部等温圆盘进行流体动力学模拟。我们以触发RWI的方式在圆盘中设置了一个固定的高斯压力凸起。在一个大的漩涡建立之后，我们在外盘或漩涡内部植入了一个低质量的行星，并允许它迁移。我们还研究了涡旋强度对行星迁移的影响，并在存在自引力的情况下检验了最终结果的有效性。结果如下：我们注意到，无论行星的初始位置如何，行星最终都会被锁定在漩涡中，或者在更强的漩涡中，它的迁移会在更远的轨道距离内停止。对于涡旋较弱的模型，我们研究了不同参数如背景粘性、背景面密度、行星质量和行星位置对涡旋的影响。在这些模型中，虽然行星的捕获时间和锁定角随参数的不同而变化，但主要结果，即行星涡旋锁定，仍然有效。我们发现，即使是质量小于5 * 10^{-7} M_{\star}的行星也会从漩涡中出来，并以相同的轨道距离锁定在漩涡上。对于一个更强的涡旋，无论是在非自引力模型还是自引力模型中，行星迁移都在远离涡旋径向位置的地方停止。这种效应可以使涡旋在行星生长过程中保持其形状的条件下，成为连续行星形成的合适场所。
2014-10-01 astro-ph.EP
C/O ratios in self-gravitating protoplanetary discs with dust evolution
该研究通过含尘埃演化的自引力原行星盘模拟，揭示了C/O比的演化规律，区分了流不稳定性和引力不稳定性两种行星形成机制的C/O比范围，并与观测及太阳系彗星成分相印证。
2024-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Streaming Torque with Turbulent Diffusion
本文通过线性分析研究气体湍流引起的尘埃扩散对“流体扭矩（ST）”的影响，发现快速尘埃凝聚可抑制行星向内迁移，微弱气体湍流能提高原行星存活率。
2024-12-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Treating gravity in thin disk simulations
在具有嵌入行星或自引力的薄气体盘的2D模拟中，引力势需要被平滑以避免在引力势或力的数值计算中出现奇点。为了正确地模拟垂直延伸的3D圆盘的现实情况，需要适当地调整2D中使用的软化处方。在本文中，我们分析了嵌入式行星和自引力的情况下，并提供了一种方法来评估所需的平滑薄磁盘的二维模拟。从平均流体动力学方程出发，采用垂直等温圆盘模型，计算了力的大小。我们将我们的结果与常用的Plummer形式的势进行比较，后者的形式为\propto 1/（r^2+ε^2）^{1/2}。为此目的，我们计算所需的平滑长度ε作为到行星或到自引力盘中的盘元的距离r的函数。我们发现，对于较大的距离，ε仅由垂直圆盘厚度H决定。对于行星的情况，我们发现在r \simH之外，ε= 0.7 H的值很好地描述了平均力，而在自引力盘中，该值需要更大，ε= 1.2 H。对于较小的距离，需要显著减少平滑。比较扭矩密度的3D和2D模拟，我们表明，由嵌入式行星引起的垂直密度分层的修改需要考虑到获得一致的结果。在磁盘碎片模拟中，ε的选择可以决定磁盘是否会碎片化。由于错误的平滑长度甚至会改变迁移的方向，因此在2D行星盘模拟中包括行星对局部尺度高度的影响非常重要。我们为此提供了一个近似和快速的方法，它提供了非常好的协议，全三维模拟。
2012-04-04 astro-ph.EP
Planet formation models: the interplay with the planetesimal disc
根据连续吸积模型，巨型行星形成首先是基于一个固体核心的形成，当质量足够大时，它可以通过引力结合星云中的气体形成外壳。为了触发气体的吸积，核心必须在原行星盘的气体成分消散之前增长到几个地球质量。我们计算行星的形成，考虑到寡头政权的固体核心的增长。在圆盘中生长的胚胎会搅动邻近的星子，激发它们的相对速度，这使得吸积更加困难。我们计算了星子的激发态，作为形成行星的搅拌结果，以及气固相互作用。我们发现，巨行星的形成有利于小微行星的吸积，因为它们的随机速度更容易被星云的气体阻力阻尼。此外，具有（微小）包络的原行星的捕获半径对于小的星子也更大。然而，行星迁移是盘行星角动量交换的结果，对它们的生存有重要的影响：由于寡头政权中原行星的缓慢增长，快速向内的I型迁移对尚未开始其失控的气体吸积阶段的中等质量行星有重要影响。这些行星中的大多数都在中央恒星中消失了。幸存的行星要么质量低于10 ME，要么超过几个木星质量。为了在圆盘消散之前形成巨行星，小的星子（~ 0.1公里）必须是固体吸积过程的主要贡献者。然而，寡头增长和快速向内迁移的结合导致了中间质量行星的缺乏。因此，为了解释目前已知的太阳系外行星的数量，必须有其他的过程在起作用。
2012-10-15 astro-ph.EP
The Role of Disc Self-Gravity in Circumbinary Planet Systems: II. Planet Evolution
我们提出的流体动力学模拟的结果检查迁移和生长的行星嵌入在自引力的circumbinary光盘。双星参数的选择模仿开普勒-16，-34和-35系统，这项研究的目的是检查盘质量的作用，在确定的停止位置的迁移行星在由中央二进制创建的空腔的边缘。当盘状星云质量超过5- 10 $\times$（最小质量太阳星云模型）时，盘状星云的自重会导致空洞的显著收缩。在星盘寿命早期形成的行星可以通过星盘迁移，并在比通常低质量星盘更靠近中心恒星的位置失速，从而使模拟和观察到的轨道结构更接近一致。在大质量圆盘的空腔中绕轨道运行的行星的存在可以防止空腔尺寸扩大到较低质量圆盘的尺寸。随着圆盘质量在长时间尺度上减少，这表明环联行星系统保留了它们初始条件的记忆。我们的模拟产生的行星轨道与开普勒-16b很好地一致，而不需要自引力;开普勒-34模拟系统产生广泛和高度偏心的空腔，自引力提高了模拟和数据之间的一致性。开普勒-35b更难以详细解释，因为它的质量相对较低，这导致模拟的停止位置比观测到的半径更大。
2017-05-08 astro-ph.EP
Protoplanetary Disk Winds by Magnetorotational Instability : Formation of an Inner Hole and a Crucial Assist for Planet Formation
通过构建一个基于3D局部磁流体动力学（MHD）模拟的全球模型，我们表明，磁盘风驱动的磁旋转不稳定性（MRI）在原行星盘的气体成分的扩散中起着重要的作用。由于磁共振驱动的盘风的质量损失时间尺度与当地开普勒旋转周期成正比，因此气体盘从内部区域动态蒸发，可能会产生逐渐扩大的内孔，而相当数量的气体仍留在外部区域。盘风具有很强的时间依赖性，在每个半径处具有几倍于开普勒自转周期的准周期性，这将作为原恒星-原行星盘系统的时变观测。即使存在死区，这些特征也会持续存在，因为盘风是从电离宇宙射线和高能光子可以穿透的表面区域驱动的。此外，预测的由内而外的清除显着抑制了巨石向中心恒星的坠落和原行星的I型迁移，这有利于行星的形成和生存。
2010-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
