Decomposition of Amino Acids in Water with Application to In-Situ Measurements of Enceladus, Europa and Other Hydrothermally Active Icy Ocean Worlds
为了测试在冰冷的海洋世界中使用氨基酸丰度作为生物特征的潜力，我们调查了原始氨基酸（由早期水过程增加或形成）是否可以持续到现在。根据现有的实验室速率数据，通过研究水溶液中氨基酸的分解动力学，我们发现，在这项研究中考虑的所有14种蛋白质氨基酸在热液活跃的海洋中在相对较短的时间内分解到非常大的程度（> 99.9%）。因此，根据经验，我们认为，如果在土卫二、木卫二或其他热液活跃的海洋世界中检测到浓度超过1 nM的氨基酸，它们应该是最近形成的，而不是早期过程的残余。特别是，检测到天冬氨酸（Asp）和苏氨酸（Thr）强烈表明海洋中的活跃生产，因为这些氨基酸即使在273 K的冰点温度下也不能持续超过10亿年。从冰冷世界的海洋中识别出氨基酸可以为了解它们的有机化学历史提供关键的见解。
2019-04-09 astro-ph.EP
The Response of Planetary Atmospheres to the Impact of Icy Comets III: Impact Driven Atmospheric Escape
School of Physics and Astronomy, University of Leeds（利兹大学物理与天文学学院）；Institute for Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文研究所）
研究探讨了潮汐锁定行星和类地球大气在彗星撞击下的大气逃逸机制，发现撞击位置影响逃逸率，环流输送对氢气逃逸至关重要。
2026-03-10 astro-ph.EP
In Situ Formation of Icy Moons of Uranus and Neptune
巨行星的卫星被认为是在行星形成的后期形成于气态的环行星盘（CPD）中，但到目前为止还不知道质量较小的行星，如冰巨星是否可以形成这样的盘，从而在那里形成卫星。我们结合辐射流体动力学模拟卫星人口合成的情况下，天王星和海王星的调查问题。对于这两颗冰巨星，我们发现在它们形成的最后都会产生一个气态的CPD。综合结果表明，在$10^5$年内，这些CPDs中可能形成类天王星的冰质卫星系统。这意味着海王星可能有一个类似天王星的卫星系统，最初被捕获的海卫一抹去。此外，我们的模型可以重现天王星目前的卫星，而不需要行星与行星的碰撞来创造一个卫星生长的碎片盘。这些结果强调，即使是冰巨人-最常见的系外行星质量类别-也可以形成卫星，为可能比以前想象的更多的系外卫星开辟了道路。
2018-11-15 astro-ph.EP
Steamworlds: atmospheric structure and critical mass of planets accreting icy pebbles
在核心吸积模型中，气体巨行星首先形成一个固体核心，然后当核心超过临界质量时，从原行星盘吸积气体。在这里，我们模拟了一个核心的大气层，它是通过增加富含冰的鹅卵石而生长的。卵石中的冰成分在大气的温暖区域蒸发，使其充满水蒸气。多余的水沉淀到较低的海拔。在外部辐射区之下，大气是对流的，在饱和区由于水凝结和降水而出现潮湿的对流。大气质量、密度和温度随着核心质量的增加而增加。对于标称模型参数，核心质量（冰+岩石）在0.08和0.16地球质量之间的行星的地面温度在273 K和647 K之间，并形成海洋。在更大质量的行星中，水以超临界对流流体的形式存在，与来自盘的气体混合。典型地，当核心是2-5个地球质量时，核心质量达到作为总质量的函数的最大值（临界质量）。临界质量以一种复杂的方式取决于卵石的大小，质量通量和尘埃不透明度，由于偶尔出现多个核心质量极大值。对于50%的氢和氦的大气来说，核心质量可能是气体吸积开始的更有力的指标。这个质量通常是1-3个地球质量的卵石，50%的冰质量，增加不透明度和卵石流量，并减少与卵石冰/岩石比。
2017-10-09 astro-ph.EP
Dust Recycling and Icy Volatile Enhancement (DRIVE): A Novel Method of Volatile Enrichment in Cold Giant Planets
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Michigan（密歇根大学）
DRIVE机制通过尘埃迁移、碎裂和冰升华，使冷巨行星大气中挥发物富集，解释了系外行星和木星的高金属度。
2025-11-19 astro-ph.EP
Radiative processes as diagnostics of cometary atmospheres
在这一章中，我们提供了一个审查的辐射过程在彗星大气中跨越了广泛的波长范围，从无线电到X射线。我们专注于光谱建模，观测的机会，并在新的观测结果的解释预期的挑战，根据我们目前的理解发生在小，冰体的大气中的原子和分子过程。在靠近表面的地方，彗星拥有一个热化的大气层，它可以追溯到不规则形状的彗核。重力太低，无法留住气体，气体流出形成一个大的，无碰撞的外逸层（彗发），与日光层辐射环境相互作用。因此，彗星彗发代表了行星大气研究中熟悉的条件。然而，外层彗发是脆弱的，密度低于地球上真空室中的密度。因此，彗星为我们提供了独特的自然实验室，可以使用相关微物理过程的最先进的理论处理来理解。辐射过程提供了对局部物理条件和宏观彗发性质的直接诊断，这些可以用来提高我们对彗星和其他天体物理环境（如冰卫星和星际介质）的理解。
2022-09-06 astro-ph.EP
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
Vertical gas accretion impacts the carbon-to-oxygen ratio of gas giant atmospheres
最近的理论、数值和观测工作表明，当一颗成长中的行星在其盘上打开一个缺口时，进入缺口的气体流主要是从至少一个气体尺度高度垂直下落的气体。我们的主要目标是包括，第一次，化学的影响，吸积气体以上的中平面将产生的C/O。我们计算了从不同盘半径开始的气体在行星核心上的吸积，并跟踪气体和小冰粒的化学成分，以预测其大气中的碳氧比（C/O）。在我们的模型中，所有开始向内演化的行星都在60 AU的气体盘中打开了一个缺口，因此受到垂直吸积气体的化学影响。从这种垂直气流中可以得出两个重要结论：（1）更多的富氧冰质尘埃颗粒可以被吸积到行星大气中。(2)气体的化学成分决定了盘内（$<$ 20 AU）行星的最终C/O。这意味着，随着詹姆斯·韦伯太空望远镜的发射，我们可以追踪确定系外行星大气化学成分的磁盘材料。
2020-01-16 astro-ph.EP
Post main sequence evolution of icy minor planets: Implications for water retention and white dwarf pollution
大多数对污染的白矮星大气层的观测结果都与贫水行星物质的吸积相一致。在几十个已知的例子中，只有两个例子涉及含有相当大质量分数的水的物体的吸积。本研究的目的是调查这些检测的相对稀缺性。基于一个新的和高度详细的模型，我们评估了在高光度恒星演化，遵循主序列的冰小行星内部的水的保留。我们的模型充分考虑了冰体的热，物理和化学演化，其内部分化以及水耗尽，从他们的诞生时刻，并通过所有恒星演化阶段之前的白矮星的形成。我们还占不同的初始成分和形成时间。我们的研究结果表明，以前的研究要么低估或高估了水的保留。我们还重申，水可以在各种情况下大量存在，因此讨论了其他可能性，以解释水检测的频率很低。我们发现，最可能的解释是，水不能生存的潮汐分裂的小行星，而不是直接影响到白矮星是必需的。我们证明了这种可能性在统计学上是合理的，并预测，如果这一假设是正确的，未来的观测极富水的大气将只涉及氦占主导地位的DB白矮星。
2017-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of super-Earths in icy dead zones around low-mass stars
虽然巨行星的出现率随着恒星质量的增加而增加，但近距离超级地球的出现率却在下降。这与系统中行星的总质量与原行星盘质量以及恒星质量成比例的预期相矛盾。由于雪线在行星形成过程中起着重要的作用，我们研究了不同质量恒星周围原行星气体盘温度结构的差异。原行星盘在中平面可能包含一个死区，这个死区足够冷和密集，可以抑制磁旋转不稳定性。随着材料的积累，死区的外部可能会被自重加热。圆盘中的温度可以低于远离恒星的雪线温度，并且在死区的内部。内部的冰区在较小质量的恒星周围有更大的径向范围。固态冰物质质量的增加可能允许在低质量恒星附近就地形成更大和更多的行星。在内部冰区形成的超级地球可能具有包括相当大一部分挥发物的成分。
2022-11-14 astro-ph.EP
Magma ocean interactions can explain JWST observations of the sub-Neptune TOI-270 d
School of Earth and Space Exploration, Arizona State University（亚利桑那州立大学地球与空间探索学院）；Department of Astronomy, University of Maryland（马里兰大学天文学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理学系）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Earth and Planets Laboratory, Carnegie Institution for Science（卡内基科学学会地球与行星实验室）
本研究通过建模揭示岩浆-大气相互作用可解释海王星类TOI-270 d大气中高分子含量，无需额外冰质物质积累。
2026-02-24 astro-ph.EP
Jupiter Science Enabled by ESA's Jupiter Icy Moons Explorer
本文回顾了ESA的JUICE任务如何通过多波段遥感与掩星观测，结合跨学科调查，对木星大气、极光及其与内部深层环流和外部磁层的耦合过程进行全面表征。
2023-10-26 astro-ph.EP astro-ph.IM
A sublimated water atmosphere on Ganymede detected from Hubble Space Telescope observations
木卫三的大气层是由带电粒子溅射和其冰冷表面的升华产生的。先前对O{ \small I\，}1356-氘和O{ \small I\，}1304-氘氧发射的远紫外观测被用来推断溅射分子氧（O $_2$）是大气成分，但预期的升华水（H $_2$ O）成分仍未被检测到。在这里，我们提出了一个高灵敏度的光谱和光谱图像的哈勃太空望远镜获得的分析揭示H $_2$ O在木卫三的大气。氧排放的相对强度需要来自水蒸气的解离激发的贡献，这表明在太阳下点附近H $_2$ O比O $_2$更丰富。远离太阳下区域，排放物与纯O $_2$大气一致。日食观测限制原子氧比这些其他物种少至少两个数量级。较高的H $_2$ O/O $_2$比以上的较温暖的后半球相比，较冷的领先半球，空间浓度太阳下的区域，和估计的丰度$\sim$ 10 $^{15}$ H $_2$ O/cm $^{2}$是一致的升华的冰面作为源。
2021-08-20 astro-ph.EP physics.space-ph
A bimodal distribution of haze in Pluto's atmosphere
冥王星、土卫六和海卫一组成了一类独特的太阳系天体，它们有着冰冷的表面和富含有机光化学和烟雾形成的化学还原性大气。霾在这些大气中起着重要作用，物理和化学过程高度依赖于颗粒大小，但目前对还原性大气中的霾粒度分布知之甚少。在这里，我们报告的观测证据表明，冥王星的烟雾粒子是双峰分布，这成功地再现了新视野号的全相位散射观测。结合之前对土卫六霾的模拟，这一结果表明，在还原性大气中的霾粒子在压力水平~0.5Pa附近经历了快速的形状变化，有利于土卫六分离霾形成的光化学而不是动力学起源。它还表明，氧化和还原大气都可以产生多模态霾，并鼓励重新分析土卫六和海卫一上的霾观测。
2022-01-12 astro-ph.EP
Detection of CO in Triton's atmosphere and the nature of surface-atmosphere interactions
海卫一拥有稀薄的大气层，主要由氮组成，由表面冰的升华维持。目标是确定海卫一大气的组成，并限制表面-大气相互作用的性质。我们在2.32-2.37 $μ$ m范围内进行高分辨率光谱观测，使用CRIRES在VLT。从这第一次光谱检测海卫一的大气中的红外线，我们报告（一）第一次观察到的气态甲烷，因为它在紫外线发现的旅行者在1989年和（ii）有史以来第一次检测到气态CO的卫星。CO的大气丰度是非常相似的，其表面丰度，似乎是由薄，CO富集，表面单板造成的季节性运输和/或大气逃逸控制。CH $_4$的分压比旅行者号推测的大好几倍。这证实了海卫一的大气是季节性变化的，是最好的解释CH $_4$丰富的冰粒海卫一通过南夏至在2000年的变暖。海卫一大气层中的CO也会影响其温度、光化学和电离层成分。还报道了冥王星大气中CO的改进上限。
2010-03-15 astro-ph.EP
Cometary Chemistry and the Origin of Icy Solar System Bodies, the view after Rosetta
对彗星化学的现场研究始于乔托任务在1 P/哈雷彗星上的测量，发现了昏迷中存在复杂的有机物。新的望远镜和空间任务提供了详细的远程和现场测量彗星挥发物的组成。最近，对67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的罗塞塔任务使彗星中已知的母体物种数量和同位素比率数量增加了一倍多。在66个母种中，有39个也在前恒星云和原恒星云中被发现，这使得彗星冰与前恒星物质的相似性非常有趣。大多数同位素比率是非太阳的。不同彗星间水中D/H的变化表明彗星形成的原行星盘范围很大。所有这些结果都指向一个未凝结的原行星盘，彗星在那里接收了它们的物质。这种多样的起源与太阳形成对比，太阳从大部分坍缩的云中获得物质。在~（67）P的彗发中检测到N_2和Ar，并发现极易挥发的S_2，表明彗星的形成温度较低，为20-30 K。用~（67）P测量的氙同位素比值可以解释地球大气中氙的来源问题。虽然我们可以排除彗星作为大量陆地水的来源，因为它们通常具有较高的D/H，但地球大气中的惰性气体与彗星的输送是相容的。这意味着彗星释放的有机物数量可能非常可观。
2019-08-12 astro-ph.EP
Solar system Deep Time-Surveys of atmospheres, surfaces, and rings
成像和分辨光谱揭示了我们动态太阳系中不同的环境条件。许多关键进展都集中在这些条件如何随着时间的推移而变化。观测站承诺每年对太阳系天体进行观测，这将为记录动态行星大气、表面和环的演变建立一个长期的遗产。科学调查将使用这些时间数据集来解决潜在的生物特征，从宜居带边缘到冰巨人的大气环流和演变，轨道动力学和行星地震学与环系统，行星系组件之间的交换，以及冰体上挥发物的迁移和处理，包括海洋世界。这些不同的调查之间的共同因素是需要一个很长的运动持续时间，并在每年的节奏时间采样。
2019-03-15 astro-ph.EP
Thermal structure of circumbinary discs: Circumbinary planets should be icy not rocky
本研究通过三维流体动力学模拟结合RADMC-3D辐射输运计算，发现环双星盘雪线靠近内空腔（~1.5-2 AU），该区域湍流导致行星形成效率低，因此环双星行星多为冰质而非岩质。
2024-03-07 astro-ph.EP
Water Vapour Absorption in the Clear Atmosphere of an exo-Neptune
到目前为止，透射光谱学已经在木星大小的系外行星中检测到原子和分子吸收，但是在过境期间测量较小（海王星大小）行星大气中分子吸收的密集努力只显示了无特征的光谱。由此得出的结论是，大多数小而温暖的行星在其大气层中进化以维持高平均分子量，不透明的云或散射的薄雾，模糊了我们观察这些大气层组成的能力。在这里，我们报告的观察HAT-P-11b（~4地球半径）从光学到红外的透射光谱。我们在1.4微米波长处检测到水蒸气吸收。水吸收的幅度（约为百万分之250）表明行星大气在~1毫巴以下主要是清洁的，并且足够富含氢以显示大尺度高度。该光谱表明行星大气的重元素丰度上限约为太阳的700倍。这与行星形成的核心吸积理论非常一致，在该理论中，气体巨行星通过直接将原行星星云中富含氢的气体吸积到一个巨大的岩石或冰的核心上来获得它们的大气层。
2014-09-29 astro-ph.EP
Sulfur in the Giant Planets, their Moons, and Extrasolar Gas Giant Planets
本文综述了气态巨行星及其卫星的硫化学，涵盖H2S光化学、Io火山硫循环、冰冷卫星表面辐射分解及地下海洋的硫酸盐形成机制，并指出天王星和海王星卫星硫化学研究空白。
2024-10-14 astro-ph.EP
From planetesimals to planets: volatile molecules
太阳系和太阳系外行星是众多研究的主题，旨在确定它们的化学成分和内部结构。在太阳系外行星的情况下，组成是重要的，因为它部分地决定了它们的潜在可居住性。此外，对行星大气化学成分的观测测定也逐渐成为可能，特别是对于凌日行星。目前的工作旨在确定太阳化学组成的恒星系统中形成的行星的化学组成。这项工作的主要目的是为行星形成和演化的模型提供有价值的理论数据，并为未来解释太阳系和太阳系外行星的化学组成提供参考。我们开发了一个模型，利用冰和行星形成模型计算不同恒星系统中行星中冰的组成。给出了太阳系中行星的化学组成、冰岩质量比和C：O摩尔比。从星云最初的均匀成分中，我们产生了各种各样的行星化学成分，这些成分是盘质量和与恒星距离的函数。行星中的挥发性物质主要由H2O、CO、CO2、CH 3OH和NH3组成。冰态或海洋行星的分子丰度比巨行星和岩石行星更高。与冰冷或海洋行星相比，气体巨行星缺乏高挥发性分子，如CH 4，CO和N2。在冰或海洋和气体巨行星中，冰/岩石质量比最大分别为1.01+-0.33和0.8+-0.5，这与行星形成模型中通常假设的2-3的比例不同。气体巨行星大气中的C：O摩尔比至少比太阳值低30%。
2014-07-27 astro-ph.EP
In-situ Accretion of Hydrogen-Rich Atmospheres on Short-Period Super-Earths: Implications for the Kepler-11 Planets
最近发现的低密度超级地球的轨道周期短的动机，我们已经调查了原位吸积的H-He大气的岩石体嵌入在消散的温暖的磁盘，通过模拟准静态演化的大气连接到周围的磁盘。我们已经发现，大气演化有两个明显不同的结果，这取决于岩石体的质量：虽然大质量岩石体上的大气经历了失控的盘-气体吸积，但轻岩石体上的大气在盘扩散期间经历了显着的侵蚀。在大气侵蚀过程中，以往被忽视的岩体热含量起着重要作用。我们还认识到，在本研究中感兴趣的质量范围内，大气质量对盘温度相当敏感。我们的理论被应用到最近探测到的绕开普勒-11轨道运行的超级地球，以研究行星是岩石为主的相对厚的H-He大气层的可能性。该应用程序表明，原位形成的结构建模推断的相对厚的氢-氦气氛是可能的，只有在有限的条件下，即相对缓慢的磁盘耗散和/或凉爽的环境。这项研究表明，低密度超级地球为理解行星吸积和盘演化提供了重要线索。
2012-04-24 astro-ph.EP
Uranus and Neptune as methane planets: producing icy giants from refractory planetesimals
本研究针对天王星、海王星富冰组成与外太阳系贫冰难熔星子的矛盾，提出难熔星子与原行星大气氢反应生成甲烷冰的机制，模型可匹配冰巨星的大小、质量与转动惯量，预测其氢氦比低于太阳值。
2024-07-10 astro-ph.EP
Noble gas depletion on Titan: Clathrate sequestration during the open ocean phase
本研究通过汽液平衡与统计热力学模型表明，土卫六开阔海洋阶段形成的数十公里厚笼形水合物壳可封存氙和氪，而氩缺乏或与吸积物质去挥发分有关。
2025-05-05 astro-ph.EP
Formation of aqua planets with water of nebular origin: Effects of water enrichment on the structure and mass of captured atmospheres of terrestrial planets
最近对具有类似地球日照的系外行星的探测吸引了人们越来越多的兴趣，即在太阳系之外，类似地球的水行星是多么常见。虽然类地行星通常被认为捕获了冰冷或富含水的微行星，但星云起源的原始大气本身可以通过大气中的氢与来自微行星或岩浆海洋的氧化矿物质的氧化而产生水。从热力学上讲，正常的氧缓冲剂产生的水的摩尔数与氢相当或更高。因此，原始大气可能高度富集水蒸气;然而，原始大气一直被认为具有太阳丰度。在这里，我们整合了这样一个丰富的大气层的亚地球嵌入在一个原行星盘周围的M矮星0.3 $M_\odot$的1D结构和调查的影响，水富集对大气的性质，重点是水量。我们发现，混合良好、高度富集的大气比太阳丰富的大气质量大几个数量级，即使是火星质量的行星也可以获得与现在地球海洋相当的水。虽然接近火星质量的行星可能会通过圆盘分散和光蒸发失去捕获的水，但这些结果表明，具有类似地球水含量的次地球比以前预测的要多。然而，类地行星究竟能获得多少水，并能保留多少水，以防止随后的损失，这取决于水的生产效率、在大气和岩浆海洋中的混合以及光蒸发，未来应对此进行详细的调查。
2020-06-16 astro-ph.EP
Elevated Eccentricities in the Radius Valley Hint at Water-Rich Mini-Neptunes
Rice University（莱斯大学）
研究通过N-body模拟发现，半径谷附近的偏心率峰值暗示迷你海王星可能由岩石和冰态行星组成，揭示了水丰富的行星形成机制。
2026-02-26 astro-ph.EP
Excess C/H in Protoplanetary Disk Gas from Icy Pebble Drift across the CO Snowline
巨行星的大气成分携带着其形成历史的信息。在木星、土星和各种巨大的系外行星的大气中可以看到超恒星的C/H比。此外，巨大的系外行星显示出广泛的C/O比。为了解释这些比例，一种假设是，当大量的冰卵石漂过CO雪线时，原行星会吸积富含碳的气体。在这里，我们报告的第一个直接证据，在磁盘气体的C/H比升高。我们用两个热化学程序模拟了HD 163296盘的$^{13}$ C $^{18}$ O、C $^{17}$ O和C $^{18}$ O（2-1）线光谱。我们表明，气体内的CO雪线（$\sim$ 70金）有一个C/H比的1-2倍高于恒星值。这个比例大大超过了预期值，因为在这些半径下，只有25-60%的碳应该存在于气体中。虽然我们不能排除在70 au内正常C/H比的情况，但最有可能的解决方案是C/H比升高，比预期高2-8倍。我们的模型还表明，70 au以外的气体的C/H比为0.1 $\times$恒星值。这幅内部区域富含碳氢气体而外部区域耗尽气体的图像与原行星盘中冰卵石生长和漂移的数值模拟结果一致。我们的研究结果表明，大规模漂移的冰卵石可以发生在磁盘，并可能显着改变磁盘的气体成分为行星形成。
2020-02-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Connecting planet formation and astrochemistry: A main sequence for C/O in hot-exoplanetary atmospheres
为了了解行星形成的历史对可观测到的大气碳氧比（C/O）的作用，我们制作了一组天体化学演化的原行星盘。根据预先计算的行星增长人口中使用的参数，它们的组合使我们能够追踪被收集到行星大气中的气体的分子丰度。我们包括大气污染的传入（冰）星子以及耐火碳侵蚀的影响，注意到存在于我们自己的太阳系。我们发现，海王星质量行星的碳和氧含量主要是通过固体吸积来确定的，并导致比热行星更富氧（大约两个数量级）的大气，其C/O主要由气体吸积决定。一般来说，我们发现通过固体吸积而吸积的行星质量分数和由此产生的大气C/O之间存在一个“主序”，固体吸积分数较高的行星具有较低的C/O。其大气层的化学特征与我们的行星人口非常一致，我们的研究结果表明，热木星的形成通常始于水冰线附近。较低质量的热海王星被观察到比我们的模型（C/O $\sim 10^{-2}$）更富碳（0.33 $\lesssim$ C/O $\lesssim$ 1），并表明某种形式的化学处理可能会影响它们在形成和观察之间的几个Gyrs上观察到的C/O。我们的人口再现一般的质量金属丰度的趋势的太阳系和定性再现的C/O-金属丰度反相关性，已推断人口的特征外行星大气。
2019-10-29 astro-ph.EP
Geochemical and planetary dynamical views on the origin of Earth's atmosphere and oceans
地球上的挥发性元素（H、C和N）对维持后生动物和简单生命形式的可居住条件至关重要。然而，确定向地球提供挥发物的来源（彗星，陨石和被困的星云气体）并不简单，因为地幔脱气，地壳回收和逃逸到太空等次级过程改变了大气的组成。在这里，我们回顾了两种研究地球大气和海洋起源的互补方法。地球化学方法利用挥发性元素丰度和同位素组成来确定大气的可能贡献者，并理清形成大气的过程，在这方面，稀有气体（He、Ne、Ar、Kr和H2O），即化学惰性元素，具有放射性产生的几种同位素，起着关键作用。动力学方法利用我们对行星动力学的了解来跟踪挥发性物质向地球的输送，从尘埃盘中的尘埃输送到行星的形成过程。主要结论是，地球通过吸积类似于富含挥发物的陨石的微行星或胚胎获得了大部分主要的挥发性元素。与此同时，太阳/陨石惰性气体被胚胎捕获，有些气体由于流体动力逃逸和大的撞击而流失到空间。彗星并没有提供太多的H，C和N，但可能提供了大量的惰性气体，这可能是我们的星球被冰冷的物体轰击的唯一指纹。控制挥发性元素向地球输送的过程被认为是相对常见的，并且很可能在太阳系外存在被海洋覆盖的类地行星。
2013-12-04 astro-ph.EP
Ice inheritance in dynamical disk models
行星形成盘的组成是由从星际介质继承的物质和在盘形成和演化过程中再加工的物质的组合决定的。事实上，彗星和原始陨石表现出类似星际的同位素比例和/或挥发性成分，支持一些原始物质完整地融入太阳星云的冰冷微行星。到目前为止，挥发性星际物质在盘阶段的生存还没有使用现实的盘物理学建模。在这里，我们提出了一个建模框架，以跟踪在磁盘内进行运输过程的尘埃颗粒星际冰的破坏，特别侧重于解释的原始材料纳入冰冷的星子。我们发现很难通过彗星的局部聚集来解释遗传，因为冰的破坏对于内部几十个Au的小颗粒（<10 μ m）是迅速的。相反，一个合理的遗传途径是在更大的圆盘半径形成鹅卵石，然后向内漂移到彗星形成区，其中的冰大部分被保存下来。超过~100金的小颗粒可以经历百分之几十水平的冰光解，然而实际上很少有冰从颗粒中损失，这可能使其成为原位冰化学的一个强大的网站。我们的模型还表明，许多复杂的有机物种应生存通过磁盘完好无损。这就提出了一种可能性，即在星际介质中合成的有机物可以通过冰体撞击传递到类地行星，从而有可能参与生命化学的起源。
2021-07-07 astro-ph.EP
Jupiter's "Cold" Formation in the Protosolar Disk Shadow: An Explanation for the Planet's Uniformly Enriched Atmosphere
大气成分为行星的形成和演化提供了有价值的线索。木星一直是研究最充分的巨行星，就其大气而言;然而，木星大气成分的起源仍然是一个谜，因为氮和惰性气体的丰度与其他元素一样高，只能来自极冷的环境。我们提出了一个新的想法来解释木星的大气成分：灰尘堆积在H $_2$ O雪线投下阴影，冷却木星轨道，使N $_2$和惰性气体可以冻结。在阴影区形成的星子或核心可以通过溶解在包层中富集氮和稀有气体，就像其他元素一样。本文用辐射转移计算方法计算了被遮蔽的原太阳盘的温度结构。然后，我们研究了木星的径向挥发分分布，并通过凝结计算预测了木星的大气成分。我们发现，目前的木星轨道附近，大约$3$ - $7~{\rm AU}$，可以作为$30~{\rm K}$冷，如果小尘埃表面密度变化的一个因素，$\gtrsim30$跨越H $_2$ O雪线。根据先前的晶粒生长模拟，如果硅酸盐晶粒比冰晶粒更脆弱，则可以通过弱圆盘湍流来实现这种条件。阴影可以引起大多数挥发性物质的冷凝，即N $_2$和Ar。我们表明，阴影固体的溶解可以解释木星大气中的元素丰度模式，即使原木星是在木星目前的轨道附近形成的。盘影可能在控制大气成分方面起着至关重要的作用。阴影的影响也影响了JWST对即将到来的系外行星大气观测的解释。
2021-06-16 astro-ph.EP
Heavy element enrichment of gas in surface-accretion disks: A possible origin of the mass-metallicity anti-correlation in exoplanets
Tokyo Institute of Technology（东京工业大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本文提出表面吸积盘模型，通过缓慢漂移的脆弱冰尘在雪线内富集水汽，解释了系外行星大气金属丰度与行星质量的反相关关系。
2026-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Late gas released in the young Kuiper belt could have significantly contributed to the carbon enrichment of the atmospheres of Neptune and Uranus
本文研究了年轻柯伊伯带释放的晚期气体吸积对天王星和海王星大气碳富集的贡献，发现数十地球质量的原初柯伊伯带可导致显著CO吸积及高C/H比，并提出该机制在系外行星系统中同样适用。
2025-06-03 astro-ph.EP
Unusual Abundances from Planetary System Material Polluting the White Dwarf G238-44
利用FUSE、Keck/HIRES、HST/COS和HST/STIS获得的以氢为主的大气层白矮星G238-44的紫外和光学光谱显示了10种比氦重的元素：C、N、O、Mg、Al、Si、P、S、Ca和Fe。G238-44是第三颗在大气中检测到氮的白矮星，氮来自污染的行星系物质。Keck/HIRES在24年中的11个夜晚获得的数据显示，没有证据表明测量到的吸收线的等效宽度发生了变化，这表明来自星周水库的稳定和连续的吸积。从测量的其他元素的丰度和限制，我们发现了一个异常的丰度模式和金属铁的存在的证据。如果污染来自单一母体，那么在太阳系内就没有已知的对应物。如果我们允许两个不同的母体，那么我们可以用富含铁的类汞物质和类似于冰冷的柯伊伯带物体的混合物重现观测到的丰度，其质量比为1.7：1。这种成分上完全不同的天体将为系外行星系统中的岩石和冰质天体提供化学证据，并将表明行星系受到如此强烈的扰动，以至于G238-44能够在其$<$ 1亿年冷却年龄内几乎同时捕获小行星和柯伊伯带类似天体。
2022-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
In Situ Measurements of the Size and Density of Titan Aerosol Analogues
土卫六大气中复杂的甲烷/氮气化学反应产生的有机烟雾在大气及其表面发生的过程中起着重要作用。薄雾粒子充当凝结核，因此参与土卫六的甲烷水文循环。它们也可能像土卫六表面的沉积物一样，参与河流和风成过程。试图理解这些过程的模型需要关于颗粒的物理性质的信息，包括它们的大小和密度。虽然卡西尼-惠更斯号的测量结果限制了霾粒子的大小，但它们的密度仍然未知。我们已经进行了一系列的土卫六大气模拟实验和测量的大小，数密度，和土卫六气溶胶类似物，或托林，从0.01%到10%的CH 4浓度的颗粒密度，使用两种不同的能源，火花放电和UV。我们发现，目前许多泰坦模型使用的密度高于我们的托林的测量密度。
2013-05-09 astro-ph.EP
The Impact of Cometary 'impacts' on the Chemistry, Climate, and Spectra of Hot Jupiter Atmospheres
本研究通过参数化彗星撞击模型与大气模型ATMO耦合，发现即使小撞击体也能显著改变热木星大气化学，增强水、CO等丰度并清除碳氢化合物，可能影响C/O比与行星形成位置的关联。
2024-02-08 astro-ph.EP
A reassessment of the in situ formation of close-in super-Earths
很大一部分恒星拥有一个或多个近距离的超级地球行星。关于这些行星是在原地形成的还是在距离中心恒星更远的地方形成并迁移到现在的位置，存在着激烈的争论。已经表明，它们的部分观察到的性质（例如，偏心率分布）可以通过从高质量原行星群开始并忽略盘气体的影响的原位形成的N体模拟来再现。我们计划通过更完整的模拟来重新评估近距离超级地球的原位形成。我们对一群小行星胚胎和星子进行了N体模拟，其中包括盘-行星相互作用的影响（例如，偏心阻尼，I型迁移）。此外，我们还考虑了原始大气从原行星盘吸积的问题。我们发现行星胚胎在气体扩散之前生长得非常快，因此经历了快速的向内迁移，这意味着在考虑近距离超级地球的原位形成时，不能忽视气体盘的影响。由于它们的快速向内迁移，超级地球在盘的内边缘附近达到一个紧凑的配置，其轨道参数的分布与观测到的近距离超级地球人口匹配得很差。另一方面，模拟包括偏心阻尼，但没有I型迁移，再现观察到的分布更好。包括大气层的吸积并不能帮助再现观测的整体结构。有趣的是，我们发现大质量的胚胎可以迁移到磁盘边缘内，同时只捕获中等质量的氢/氦气氛。通过这个过程，它们避免成为巨行星。大部分接近的超级地球不能在原地形成，除非I型迁移在1 AU内的整个磁盘中被抑制。
2015-04-13 astro-ph.EP
Hydrogen sulfide and metal-enriched atmosphere for a Jupiter-mass exoplanet
本文在热木星 HD 189733b 透射光谱中探测到 H2O、CO2、CO 和 H2S，据此推断其大气金属丰度为恒星的 3–5 倍，并基于低甲烷上限和低氧硫比、碳硫比提出该行星通过吸积富水冰质星子形成。
2024-07-08 astro-ph.EP
The (impossible?) formation of acetaldehyde on the grain surfaces: insights from quantum chemical calculations
在星际介质中发现了复杂有机分子。然而，目前尚不清楚它们的合成是发生在星际颗粒的冰冷表面还是通过一系列气相反应。作为ISM中COMs合成的一个测试案例，我们提出了新的量子化学计算乙醛（CH3CHO）的形成从耦合的HCO和CH3自由基，无论是在气相中和水冰表面。HCO和CH 3的结合能的无定形水冰也计算（2333和734 K，分别）。结果表明，在气相中，产物可以是CH 3CHO，CH 4 + CO，或CH 3OCH，这取决于两个自由基的相对取向。然而，在无定形水冰，只有CH 4 + CO产品是可能的，由于水冰表面的几何约束。因此，乙醛不能通过在冰粒上的CH 3 + HCO偶联来合成。我们讨论了这些结果和其他情况下，如乙二醇和二甲醚，在类似的情况下，可能会发生的影响，这表明这些分子在晶粒表面上的形成可能是不太可能的。
2016-03-30 astro-ph.EP
Chemistry in protoplanetary disks (short review in Russian)
在这个演讲中，我将讨论在理解原行星盘的化学演化方面的最新进展，这些原行星盘类似于我们的太阳系在最初的一千万年中。在行星形成的边缘，温度、密度和辐射强度的强烈变化导致了这些圆盘的分层化学结构。在热、稀和强辐照的大气中，只有简单的自由基、原子和原子离子可以通过气相过程存活、形成和破坏。在大气层之下，有一个部分被紫外线屏蔽的温暖分子层，高能辐射驱动着气相和尘埃表面的丰富化学物质。在一个寒冷、致密、黑暗的圆盘中面，许多分子被冻结，形成厚厚的冰幔，表面化学活跃，合成复杂的（有机）物种。
2012-02-24 astro-ph.EP astro-ph.GA
Planet formation with envelope enrichment: new insights on planetary diversity
我们计算，第一次，自洽的行星增长模型，包括包络富集的影响。包层金属丰度的变化被认为是星子破裂或冰砾升华的结果。我们解决内部结构方程，考虑到整体能量守恒的信封计算在原地行星的增长。我们认为不同的不透明度和状态方程适合于广泛的金属丰度。我们发现，包层富集加速了气体巨星的形成。它还自然地解释了具有大部分H-He（质量约20 - 30%）的低质量和中等质量物体的形成。高不透明度模型很好地解释了太阳系巨行星的金属丰度，而低不透明度模型适合于形成具有厚H-He包层的小质量物体和具有亚太阳包层金属丰度的气体巨星。我们发现我们的模型和估计的水丰度WASP-43 b之间的协议。对于HD 189733 b、HD 209458 b和WASP-12 b，我们预测水的分数比观测估计的要大，至少是~ 2倍。冰质微行星的包层富集是解释从迷你海王星到气态巨行星等各种天体形成的自然方案。我们预测，总金属丰度和包络金属丰度随行星质量的增加而减小。
2016-09-04 astro-ph.EP
The dry and carbon poor inner disk of TW Hya: evidence for a massive icy dust trap
气体巨星从原行星盘的气体和尘埃中吸积它们的外壳，因此确定内部少数AU的组成是很重要的，大多数巨行星预计会在那里形成。我们的目标是限制元素碳和氧的丰度在内部磁盘（$R<$ 2.3 AU）的TW Hya和比较与外部磁盘（$R>2.3$ AU）的碳和氧出现不足的一个因素$\sim$ 50。TW Hya的档案红外观测进行了比较详细的热化学模型，DALI。内盘气体质量和元素C和O丰度的变化，以适应红外CO，H $_2$和H $_2$ O线通量。最佳拟合模型的内盘具有气体质量为$ 2 \times 10^{-4} M_\odot$的C/H $\approx 3 \times 10^{-6}$和O/H $\approx 6 \times 10^{-6}$。元素氧和碳丰度的内盘是$\sim 50$倍不足相比，ISM和那些发现在外盘是一致的。一致的低挥发分丰度意味着内盘并没有被蒸发的漂流体上的冰富集。这表明漂流的颗粒被阻止在水冰线外的尘埃陷阱中。这样的尘埃陷阱也会形成一个空腔，就像在高分辨率亚毫米连续观测中看到的那样。如果CO是冰中的主要碳载体，则需要在$\sim$ 20 AU的CO冰线之外有效地捕获尘埃。这意味着TW Hya盘中20 AU以外的浅亚毫米环对应于非常有效的尘埃陷阱。更可能的情况是，超过98%的CO已转化为挥发性较低的物质，例如CO $_2$和CH $_3$ OH。在内盘中形成的巨行星…
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Feasibility Analysis and Preliminary Design of ChipSat Entry for In-situ Investigation of the Atmosphere of Venus
最近，电子设备小型化，采用非常小、低成本和低功率的配置，适合用于航天器，这激发了创新的小型卫星概念，如ChipSats，即质量只有几克的厘米级卫星。这些非常小的航天器有可能开创一个空间科学无障碍的新时代。由于其低弹道系数，ChipSats可以潜在地用于群星座，用于对行星大气的扩展调查，提供具有高可靠性和冗余度的大量数据。我们提出了一个初步的可行性分析的ChipSat行星大气层进入任务的目的是寻找金星大气中的微观生命形式的痕迹。事实上，金星大气层的低云层可能是寻找微生物生命形式的好目标，这是由于有利的大气条件和微米级硫酸气溶胶的存在。模拟特定几何形状航天器进入行星的数值模型，适用于有足够大气数据的任何大气层，已得到实施和验证。研究结果被用来创建一个高层次的设计芯片卫星任务巡航在金星大气层中的高度有利于生命的存在。本文讨论了芯片卫星任务的概念和考虑的航天器初步设计在系统级，包括选择一个潜在的有效载荷。
2020-09-17 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.app-ph
Critical core mass for enriched envelopes: the role of H2O condensation
上下文在行星形成的核心吸积情景中，迄今为止进行的大多数模拟总是假设吸积包层具有太阳成分。通过对地球上陨石雨的研究和数值模拟，我们知道微行星在穿越原行星包层时必须经历热消融和破裂。一旦原行星获得了大气层，原始包层就会富含来自星子的挥发物和硅酸盐。在形成过程中，包层成分的这种变化可能对最终的大气成分和巨行星的形成时间尺度产生重大影响。目标。研究考虑原行星的包层富集的物理意义，这是由于冰质微行星在进入核心的过程中被破坏。特别关注的是放在信封上的临界核心质量的影响，水冷凝可能发生。方法.内部结构模型的数值求解与实施更新的不透明度为所有范围的金属丰度和软件CEA计算状态方程。CEA计算任意气体混合物的化学平衡，并允许某些物质的冷凝，包括水。这意味着相变的潜热始终包含在总能量预算中。结果当在内部结构方程中考虑一个富集的包层成分时，发现临界堆芯质量显著降低。一个特别强大的减少的临界核心质量的行星，其信封金属量大于Z=0.45时，外边界条件是合适的冷凝水发生在大气层的顶层。我们表明，这种效果是定性保存时，大气是化学平衡。
2015-02-04 astro-ph.EP
Deep Atmosphere of Venus Probe as a Mission Priority for the Upcoming Decade
这是提交给行星科学和天体生物学十年调查的白皮书。金星的深层大气层在很大程度上是未被探索的，但可能隐藏着一个主要硅酸盐行星进化途径的线索，对整个太阳系乃至更远的地方都有影响。需要现场数据来解决与金星的演化和现状有关的重大开放问题，包括金星早期可能的可居住性和目前的火山放气问题。在未来十年（2030年之前），携带分析仪器套件的深大气层“基于探测器”原位任务现在可以实施，并且将揭示金星基本问题的答案，并帮助将金星与JWST天体物理学时代观察到的系外行星类似物联系起来。
2020-08-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
Elemental abundances and minimum mass of heavy elements in the envelope of HD 189733b
最近，科学家从木星HD 189733 b大气层的光谱中推断出，氧（O）和碳（C）在太阳下的丰度很高。然而，行星的质量和半径加上结构模型表明，在这个物体的内部存在着强烈的超太阳重元素丰度。在这里，我们探讨了怀疑在行星内部存在大量重元素与在其大气中测量到的挥发物缺乏之间的差异。描述了在原行星盘雪线以外形成的冰质星子的形成序列，并计算了最终在HD 189733 b的包层中沿其迁移路径吸积的冰的成分。这使我们能够通过调整在包层中蒸发的冰的质量来再现所观察到的挥发性丰度。如果与最近的O和C测定结果相拟合，则HD 189733 b包层中预测的元素混合比应为太阳的0.15--0.3倍。然而，我们的拟合的最小质量的重元素预测的内部结构模型给出的元素丰度是1.2- 2.4倍，在太阳的包层HD 189733 b。我们认为，这种差异的最可能的原因是来自中央恒星的辐射导致发展的辐射区在行星的外壳，这将导致重力沉降的元素。因此，所有受到强烈辐射的太阳系外行星都应该存在太阳下丰富的挥发物。最后预测HD 189733 b大气中氮（N）、硫（S）和磷（P）的丰度分别为$\sim$ $2.8 \times 10^{-5}$、$5.3 \times 10^{-6}$和$1.8 \times 10^{-7}$相对于H $_2$。
2009-09-27 astro-ph.EP
Chemical evolution in ices on drifting, planet-forming pebbles
行星及其大气层是由原行星盘中的气体和固体物质构成的。最近的研究结果表明，像鹅卵石这样的固体物质可能对建立行星大气有很大的贡献。为了将观测到的系外行星大气及其组成与其形成历史联系起来，重要的是要了解冰卵石在圆盘中径向向内漂移时如何改变其组成。我们的目标是模拟卵石上的冰在圆盘中漂移时的成分演变，并跟踪它们的化学演变如何在途中改变冰的成分，相对于它们从微米级颗粒生长的区域中卵石的冰成分。一个国家的最先进的化学动力学代码用于模拟化学演变。这个代码解释了漂移的固体随时间变化的尺寸。化学演化是本地模拟为0.1万年在两个起始半径，微米级的固体同时成长为卵石。卵石和当地的气体，作为一个包裹隔离，然后暴露在不断变化的物理条件下，旨在模仿卵石漂移向内的磁盘中平面，移动到1 AU的三个不同的时间尺度。建模简化是卵石被\emph{not}移动通过，并暴露于新的气体，但在所有模型中保持在相同的化学气体环境中。对于初始丰度相对于氢为$>10^{-5}$的冰物种，如H $_{2}$ O、CO $_{2}$、CH $_{3}$ OH和NH $_{3}$，丰度在两个起源半径和两个较小漂移时间尺度（10 kyr和100 kyr）的变化小于20%。对于不太丰富的冰物种，最长的漂移时间尺度（1Myr），变化较大。卵石漂移的化学作用通常会增加冰中CO $_{2}$、HCN和SO的丰度，但会以减少其他挥发性分子的丰度为代价。
2022-08-15 astro-ph.EP
Laboratory Investigations of Titan Haze Formation: In Situ Measurement of Gas and Particle Composition
在卡西尼-惠更斯号抵达之前，土卫六大气中的气溶胶被认为是从平流层开始产生的，那里的化学过程主要是由FUV辐射引发的。然而，卡西尼UVIS和CAPS进行的测量表明，烟雾的形成始于热层，那里有更多的EUV光子和高能粒子可用于引发化学反应，包括N2的破坏。卡西尼INMS在土卫六的大气中发现了以前未预测的氮物种，表明氮在化学中的参与程度比卡西尼之前所认识的要大得多。薄雾中的氮含量对于了解土卫六大气层及其表面分子的多样性非常重要。我们已经进行了一系列的模拟实验，使用火花放电或FUV光子在CH 4/N2气体混合物（0.01%CH4/99.99%N2至10%CH4/90%N2）中引发化学反应。我们使用HR-ToF-AMS测量颗粒组成作为粒度的函数，并使用PIT-MS测量气相产物的组成，从而获得原位实时测量。这两种技术使我们能够调查的能源和初始甲烷浓度的影响上的程度的氮掺入在气相和固相产品。这里给出的结果证实，FUV光子不仅产生固相含氮产物，而且产生气相氮物种。我们发现，在气相和固相中，氮被发现在腈，而不是胺和气相和固相产品主要由分子具有低程度的芳香性。紫外线实验重现了土卫六平流层中测量到的一些气相物质的绝对丰度，包括C4 H2、C6 H6、HCN、CH 3CN、HC 3 N和C2 H5 CN。[编辑长度]
2017-09-28 astro-ph.EP
In situ Exploration of the Giant Planets
遥感观测在用于研究我们太阳系巨行星的大部分大气成分时受到很大的限制。这影响了我们对这些行星的形成及其大气物理学的了解。对木星的探索是现场探测测量优越性的一个显著例子，在那里，只有通过伽利略探测器的现场测量才能进行关键的测量，如确定惰性气体的丰度和精确测量氦的混合比。在这里，我们描述的主要科学目标，以解决未来的土星，天王星和海王星的原位探测，把伽利略探测器探测木星在更广泛的背景下。以10巴水平为目标的大气层进入探测器将深入了解两个广泛的主题：i）巨行星和太阳系的形成历史，ii）行星大气中的过程。探测器将在降落伞下降落，以测量组成，结构和动力学，并使用载波中继航天器作为中继站将数据返回地球。大气探测器可能代表欧空局对未来NASA新边疆或旗舰任务的重大贡献，这些任务将向土星，天王星和/或海王星发射。
2019-07-31 astro-ph.EP
Recycling of the first atmospheres of embedded planets: Dependence on core mass and optical depth
最近的观测发现了近距离行星，其大气层中含有大量的氢和氦。这些就是所谓的超级地球和迷你海王星。它们的大气成分表明，它们在星周盘的富含气体阶段早期形成，并且能够避免成为热彗星。作为一种可能的解释，最近的研究探讨了再循环假说，并表明大气盘再循环能够完全补偿辐射冷却，从而停止开尔文-亥姆霍兹收缩，以防止失控的气体吸积。为了了解确定大气循环效率的参数，我们扩展了我们早期的研究，通过探索核心质量的影响，星周气体对开普勒轨道（逆风）的影响，以及周围气体的光学深度对循环时间尺度的影响。此外，我们分析了它们对形成气氛的大小和质量的影响。对于探索的参数空间，所有模拟最终达到平衡，其中由于流体动力循环的加热完全补偿辐射冷却。在这种平衡中，大气与地核的质量比保持在远低于$10 \, \%$的水平，防止大气自引力作用和失控的气体吸积。更高的核心质量导致大气变得动荡，这进一步增强了循环。即使对于我们最高的核心质量$10 \, M_\mathrm{Earth}$，大气-磁盘回收也足够有效，可以完全补偿辐射冷却并防止大气层变得自引力。因此，在原地形成热巨星的可能性非常小，而气态巨星的迁移是解释它们存在的关键过程。我们的研究结果意味着，大气盘回收是近距离超级地球和迷你海王星流行的最自然的解释。
2022-02-24 astro-ph.EP
Enrichment of Jupiter's atmosphere by late planetesimal bombardment
木星的大气层富含重元素，是原太阳大气层的3倍。这种浓缩的起源以及它是否代表行星包层的整体组成仍然未知。木星的内部结构模型表明，它的外壳与内部深处分离，行星没有完全混合。这意味着木星的大气层在其形成结束之前富含重元素。这种富集可能是后期星子吸积的结果。然而，木星的形成模型表明，随着行星质量的增加，吸积率会降低，这不能解释木星大气层的富集。在这项研究中，我们模拟木星的形成，并表明，原木星从$\sim$ 20 AU迁移到目前的位置，可以导致一个晚期的星子吸积和大气富集。如果原木星只迁移几个天文单位，晚期的星子吸积就不会发生。我们认为，如果木星的最外层是完全混合的，并且相对较薄（高达其质量的$\sim$ 20\%），那么这种晚期吸积可以解释其测量的大气成分。因此，木星可能经历了重大的轨道迁移，随后是晚期的小行星吸积。
2022-02-14 astro-ph.EP
Disentangling Atmospheric Compositions of K2-18 b with Next Generation Facilities
最近对行星K2- 18 b的分析表明，其大气层中存在水蒸气。虽然H2O的探测是重要的，但哈勃太空望远镜（HST）WFC 3光谱提出了三种性质非常不同的可能解决方案，它们可以同样匹配数据。这三个解决方案是一个主要的多云大气层与微量的水蒸气（多云的亚海王星），一个次要的大气层与大量（高达50%的体积混合比）的H2O（冰/水世界）和/或不可检测的气体，如N2（超地球）。此外，大气压力和液体/固体表面的可能存在无法用目前的观测进行研究。在本文中，我们使用Tsiaras等人（2019）的最佳拟合参数来构建詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）和Ariel模拟这三种情况。我们已经调查了18个检索案例，其中包括三个方案和不同的观测策略与两个天文台。检索结果表明，20个组合的凌日应该足够的阿里尔任务解开三个场景，而JWST将只需要两个凌日，如果结合NIRISS和NIRSpec数据。这使得K2- 18 b成为两个设施进行大气跟踪的理想目标，并突出了下一代天基红外天文台提供低质量行星完整图片的能力。
2021-08-21 astro-ph.EP astro-ph.IM
The upper atmospheres of Uranus and Neptune
我们回顾了目前对天王星和海王星上层大气的理解，并探讨了即将到来的研究这些令人兴奋的行星的机会。冰巨星是太阳系中最不为人所知的行星，仅分别在1986年和1989年被一艘航天器访问过。高层大气在将大气与磁场中的力和过程联系起来方面起着关键作用。例如，极光电流系统可以驱动带电粒子进入大气层，通过焦耳加热的方式加热它。对H $_3^+$的地面观测提供了对高层大气内发生的物理特性和过程的有力的远程诊断，并为天王星提供了丰富的数据集。这些观测跨越了近三十年，揭示了高层大气在1992年至2018年期间以每年约8 K的速度持续冷却，从$\sim$ 750 K到$\sim$ 500 K。这种趋势的原因尚不清楚，但可能与由于倾斜和偏移磁场导致的焦耳加热率的季节性变化有关，或者可能与碳氢化合物垂直分布的变化有关。H $_3^+$尚未在海王星被发现，但这一发现为即将到来的设施，如詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）和下一代30米望远镜提供了唾手可得的成果。探测海王星的H $_3^+$将使自1989年以来首次对其高层大气进行表征。为了充分了解冰巨星，我们需要专门的轨道任务，就像卡西尼号探测土星一样。只有将对磁场的现场观测与在轨遥感相结合，我们才能完整地了解能量如何在大气和磁场之间移动。
2020-09-04 astro-ph.EP
Photochemical Haze Formation on Titan and Uranus: A Comparative Review
本文综述比较泰坦与天王星上低能光子与电子驱动的光化学雾霾形成机制，评估其在天王星的适用性，为未来探测提供参考。
2025-08-04 astro-ph.EP physics.chem-ph
