Gas giant planets are expected to accrete most of their mass via a circumplanetary disk. If the planet is unmagnetized and initially slowly rotating, it will accrete gas via a radially narrow boundary layer and rapidly spin up. Radial broadening of the boundary layer as the planet spins up reduces the specific angular momentum of accreted gas, allowing the planet to find a terminal rotation rate short of the breakup rate. Here, we use axisymmetric viscous hydrodynamic simulations to quantify the terminal rotation rate of planets accreting from their circumplanetary disks. For an isothermal planet-disk system with a disk scale height $h/r =0.1$ near the planetary surface, spin up switches to spin down at between 70\% and 80\% of the planet's breakup angular velocity. In a qualitative difference from vertically-averaged models -- where spin down can co-exist with mass accretion -- we observe \emph{decretion} accompanying solutions where angular momentum is being lost. The critical spin rate depends upon the disk thickness near the planet. For an isothermal system with a disk scale height of $h/r = 0.15$ near the planet, the critical spin rate drops to between 60\% and 70\% of the planet's breakup angular velocity. In the disk outside the boundary layer, we identify meridional circulation flows, which are unsteady and instantaneously asymmetric across the mid-plane. The simulated flows are strong enough to vertically redistribute solid material in early-stage satellite formation. We discuss how extrasolar planetary rotation measurements, when combined with spectroscopic and variability studies of protoplanets with circumplanetary disks, could determine the role of magnetic and non-magnetic processes in setting giant planet spins.
Delivery of gas onto the circumplanetary disk of giant planets: Planetary-mass dependence of the source region of accreting gas and mass accretion rate
行星盘上的气体吸积和吸积气体的源区对于揭示导致巨行星周围卫星形成的尘埃吸积非常重要。我们进行了局部三维高分辨率的流体动力学模拟的等温和无粘气体绕行星流动的气体吸积带宽度和气体吸积速率到环行星盘的行星质量的依赖关系进行调查。我们研究了在5.2天文单位时对应于M_p=0.05-1 M_{Jup}的各种行星质量的情况，其中M_{Jup}是当前的木星质量。在低质量区（M_p = 0.2 M_{Jup}），气体吸积带的径向宽度与M_p^{1/6}成正比< 0.2 M_{Jup} while it is proportional to M_p for the high-mass regime with M_p >.我们发现，无论行星质量的情况下，我们检查的质量吸积率的比到环行星盘到希尔球是约0.4。结合我们的结果与全球流体动力学模拟得到的间隙模型，我们得到了半解析的环行星盘上的质量吸积率公式。我们发现，我们的三维吸积率的质量依赖性是相同的先前获得的二维情况下，虽然吸积流到CPD的定性行为是完全不同的两种情况之间。
Accretion of gas onto gap-opening planets and circumplanetary flow structure in magnetized turbulent disks
我们用PLUTO程序对恒星吸积盘进行了三维磁流体动力学模拟，研究了气体在质量为1000亿的行星上的吸积以及在盘上打开间隙后的环行气流结构。我们比较我们的结果与模拟的层流，但粘性磁盘具有不同程度的$α$型粘度。在所有情况下，我们发现，吸积流的表面的希尔球的行星是不是球面或方位对称，主要是限制在中平面区域的磁盘。即使在湍流的情况下，我们发现没有显着的垂直流动的质量进入希尔球。外环行星盘的旋转速度明显低于开普勒速度，与粘度无关，而环行星盘的密度（因此角动量）随粘度增加。对于一个磁化的湍流盘的模拟，其中的全球平均α应力是$α_{MHD}=10^{-3}$，我们发现吸积率到行星上是$\dot{M}\approx 2\times10^{-6}M_{J}yr^{-1}$的间隙面密度为$12 g cm^{-2}$。这大约是在具有等效$α$参数的层流粘性模拟中获得的吸积速率的三分之一。
我用大气辐射传输模型计算了吸积环行星盘的光谱能量分布。只有在1米长的$_{J}$行星周围的$10^{-10} M_{\odot} yr^{-1}$处吸积的环行星盘才能比行星本身更亮。一个中等程度吸积的环行星盘（$\dot{M}\sim 10^{-8}M_{\odot} yr^{-1}$ ;足以在一百万年内形成一颗10 M $_{J}$行星）围绕着一颗1 M $_{J}$行星，其最高温度为$\sim$ 2000 K，在近红外波段（$J$、$H$、$K$波段），这个盘的亮度与一颗晚M型褐矮星或一颗“热启动”的10 M $_{J}$行星一样。使用直接成像来寻找低质量行星周围的吸积盘（例如，1 M $_{J}$），并将它们与褐矮星或热的大质量行星区分开来，在中红外波段（$L'$，$M$，$N$波段）获得测光是至关重要的，因为环行行星盘的辐射比褐矮星或行星的辐射向更长的波长衰减得更慢。如果年轻的行星有强磁场（$\gtrsim$ 100 G），磁场可能会截断缓慢吸积的环行星盘（$\dot{M}\lesssim10^{-9} M_{\odot} yr^{-1}$），并导致磁层吸积，这可以提供额外的吸积特征，如吸积激波和线发射的紫外/光学过量。
Shock-driven Accretion in Circumplanetary Disks: Observables and Satellite Formation
环行星盘（CPD）控制行星的生长，为卫星的形成提供材料，并提供年轻行星形成的观测特征。我们进行了二维流体动力学模拟和辐射冷却的研究CPD，并提出了一个新的机制来驱动盘吸积。CPD中存在两个螺旋激波，由中央恒星激发。我们发现，螺旋激波可以至少有助于，如果不是占主导地位的角动量输运和能量耗散在CPD。同时，螺旋激波的耗散和加热对激波驱动的吸积本身有正反馈作用。当盘被螺旋冲击加热时，冲击变得更加开放，导致更有效的角动量传输。另一方面，这种激波驱动的吸积在几个月/几年的时间尺度上是不稳定的，这是由于盘中涡旋的产生和破坏。在经过一段时间的平均后，从行星的希尔半径一直到行星表面都达到了准稳定的吸积，而表征螺旋激波引起的角动量传输的圆盘系数$α$为$\sim$ 0.001-0.02。在我们的模拟中，盘表面密度范围从10到1000 g cm $^{-2}$，这比用于研究卫星形成的“最小质量亚星云”模型小至少3个数量级;相反，它与“气体匮乏”卫星形成模型更一致。最后，我们计算的毫米波流量发射的CPD在ALMA和EVLA波段，并预测最近发现的CPD候选人，这表明ALMA是能够发现这些吸积CPD的通量。
Impact of embedded circumplanetary winds on the circumstellar disk: I. Reshaping the local accretion environment
Facultad de Ingeniería y Ciencias, Universidad Adolfo Ibáñez（阿道夫·伊巴涅斯大学工程与科学学院）；Data Observatory Foundation（数据天文台基金会）；Departamento de Astronomía, Universidad de Chile（智利大学天文学系）
Dust evolution and satellitesimal formation in circumplanetary disks
人们认为，巨行星的卫星形成于环绕行星的圆盘中。许多先前的贡献假设他们的形成过程类似于岩石行星形成，通过吸积的卫星种子，称为satellitesimals。然而，小卫星的形成本身就带来了一个不小的问题，因为行星盘中的尘埃演化受到快速径向漂移的严重影响，从而阻碍了尘埃向小卫星的生长。为了解决这个问题，我们在后处理步骤中将最先进的绕行星盘的流体动力学模拟与尘埃生长和漂移模型连接起来。我们发现，有一个有效的途径，卫星小的形成，如果有一个尘埃陷阱内的磁盘形成。由于在流体动力学模拟中天然存在向外的气体流动区域，在距离行星85 R $_{\rm J}$的径向距离处出现了一个重要的尘埃陷阱，在那里，尘埃与气体的比率变得足够高，从而触发流动不稳定性。流动的不稳定性导致卫星种子的有效形成。由于物质不断从环星盘下落，而尘埃演化的时间尺度很短，环星盘就像一个小卫星工厂，不断地将下落的尘埃加工成鹅卵石，聚集在尘埃阱中，并经历流动不稳定性。
Interpreting ALMA Multiwavelength Continuum Observations of PDS 70 c: An Optically Thick Dust Ring in the Circumplanetary Disk
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿大学理工学研究科）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球行星科学系）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台理学区）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天体物理研究所）
Magnetically Driven Obliquity in Circumplanetary Disks and Twisted Bipolar-jet Formation
Charles University（查理大学）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；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）；Collège de France, CNRS, PSL Univ., Sorbonne Univ.（法兰西公学院，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学，索邦大学）
Cooling-regulated gas accretion onto gap-opening planets
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学地球研究所恒星与行星形成中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Department of Astronomical Science, The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（SOKENDAI高级研究院天文学系）
Formation and Survival of Complex Organic Molecules in the Jovian Circumplanetary Disk
Southwest Research Institute（西南研究所）；Groupe de Spectrométrie Moléculaire et Atmosphérique (GSMA), Université de Reims Champagne-Ardenne, CNRS（分子与大气光谱学小组（GSMA），兰斯香槟-阿登大学，法国国家科学研究中心）；Aix-Marseille Université, CNRS, CNES, Institut Origines, LAM（艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心，起源研究所，天体物理与天体化学实验室）；Astronomy & Astrophysics Section, School of Cosmic Physics, Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院宇宙物理学院天文与天体物理系）
