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
Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: Hot super-Earth systems from breaking compact resonant chains
至少有30%的主序星的行星大小在1到4个地球半径之间，轨道周期小于100天。我们使用N体模拟，包括一个模型的气体辅助卵石吸积和磁盘-行星潮汐相互作用，研究超级地球系统的形成。我们表明，完整的卵石质量库在热超级地球或热海王星（$\lesssim15M_{\oplus}$）和可能成为气态巨行星（$\gtrsim15M_{\oplus}$）的超大质量行星核心之间产生了分歧。在模拟中，中等卵石通量的行星会生长出多个超级地球质量的行星，这些行星会向内迁移，并在圆盘的内缘堆积，形成长长的共振链。我们遵循这些系统的长期动力学演化，并使用观测到的行星对的周期比分布来约束我们的模型。高达$\sim$ 95%的共振链在气盘分散后变得动态不稳定，导致后期碰撞阶段，打破了原始的共振配置。我们的模拟自然匹配的观察时，他们产生的不稳定系统的主要部分（$\gtrsim95\%$）与稳定的共振链（$\lesssim5\%$）的喷洒（Trappist-1系统代表这样的例子）。我们的研究结果表明，超级地球系统是固有的多重（${\rm N\geq2}$）和观察到的单行星凌日过多的结果是相互倾斜激发的行星-行星不稳定性。在模拟中，行星种子最初分布在内部和外部磁盘，接近超级地球（删节）。
2021-04-19 astro-ph.EP
Building Earth with pebbles made of chondritic components
本文提出用金属颗粒、球粒、CAIs和AOAs等球粒质组分混合物通过卵石吸积构建地球，其主量元素和Cr-Ti同位素均匹配地球，且以碳质组分为主，证明该机制可在太阳星云寿命内形成类地行星。
2025-07-21 astro-ph.EP
The Preservation of Super Earths and the Emergence of Gas Giants after Their Progenitor Cores have Entered the Pebble Isolation Phase
超级地球的无处不在表明它们能够被保留在低质量恒星周围的出生盘中，而系外行星的质量分布表明一些核心已经通过从太阳型恒星在1AU处失控的气体吸积转变为气体巨星。在本文中，我们表明，过渡到失控的气体吸积的核心可能是自我阻碍的增加后，他们已经获得了足够的质量（通常为10 Mearth）进入卵石隔离阶段的粮食不透明度在他们的信封。毫米-米大小的卵石在其迁移障碍的积累，提高了他们的局部破碎率。新产生的亚毫米颗粒穿过屏障，提高有效尘埃不透明度，减少芯包层中的辐射通量。这些影响足以抑制过渡到失控吸积和保存超级地球在恒星附近（0.1 AU），虽然包层和磁盘之间的熵平流可以进一步降低吸积率。在中间距离（1AU）从他们的宿主恒星，在尘埃不透明度的升级占主导地位的熵平流在拖延过渡到失控吸积的边缘卵石孤立的核心。在几个天文单位之外，在盘状气体严重耗尽之前，更大质量的核心转变为气体巨星是可以实现的。这一要求可以通过迁移卵石的有序吸积或通过寡头原行星胚胎的合并来满足大尺度高度的扩展盘，并且可以解释长周期气体巨星和近距离超级地球的相关发生。
2020-05-22 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
Inner rocky super-Earth formation: distinguishing the formation pathways in viscously heated and passive discs
超级地球的形成与原行星盘的结构密切相关，原行星盘决定了生长和迁移。在卵石吸积的情况下，行星生长到卵石隔离质量，在那里行星在气体盘上刻出一个小缺口，阻止卵石流量，从而阻止它的增长。卵石隔离质量与圆盘的纵横比成比例，这直接取决于圆盘的结构。我比较了超级地球在粘性加热盘和纯粹由中央恒星加热的盘中的生长与超级地球的观测。这使得超级地球的两种形成途径在内部系统中得以区分。在粘性加热的内盘中，在1百万年内生长的行星达到卵石孤立质量，直接对应于开普勒观测系统的推断质量，这些系统的特征是行星共振或不共振。然而，为了解释开普勒行星的周期比分布-大多数开普勒行星对都不处于平均运动共振配置-这些共振链的一小部分必须被打破。如果行星是在一个粘性加热的圆盘中早期诞生的，那么这些共振链就必须在没有行星合并的情况下被打破。如果超级地球形成较晚或在纯粹的被动盘中形成，卵石孤立质量太小，无法解释开普勒的观测结果，这意味着行星合并对最终的系统结构很重要。因此，共振行星系在气盘阶段就已经经历了合并，所以行星在达到5-10个地球质量后会被困在共振中。在不稳定性主导系统结构的情况下，系统不应该是具有相互倾斜的轨道的平坦的。这意味着未来对具有RV和凌日的行星系的观测可以区分这两种超级地球形成通道。（节略）
2019-08-23 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
Inner Super-Earths, Outer Gas Giants: How Pebble Isolation and Migration Feedback Keep Jupiters Cold
大多数气体巨星（质量为$\gtrsim10^2 M_\oplus$的行星）被发现居住在距离其宿主恒星超过$\sim1$ au的地方。在1天文单位内，行星人口以$2-20 M_\oplus$的超级地球为主。我们表明，这种内部的超级地球和外部的气体巨星之间的二分法可以自然地解释，如果他们形成在近无粘性磁盘。在层流盘中，行星可以更容易地将盘中的气体排斥出轨道。行星轨道内气体堆积产生的反馈扭矩会减缓并最终阻止迁移。行星轨道外的一个压力凸起捕获了鹅卵石和固体，使核心挨饿。气态巨行星出生时很冷，并且保持很冷：更大质量的核心优先在更远的距离形成，并且它们几乎不会在磁盘反馈下迁移。我们证明了这一点，使用2D流体动力学模拟磁盘行星相互作用持续长达$10^5$年：我们跟踪行星迁移和卵石吸积，直到两者都来结束磁盘反馈。核心是否经历失控的气体吸积成为气体巨星，是通过计算一维气体吸积模型来确定的。我们的模拟表明，在一个无粘性的最小质量的太阳星云，气体巨星不形成内$\sim$ 0.5 AU，也不能迁移到那里，而磁盘存在。我们还探讨了对盘质量的依赖性，并发现气体巨星在更远的地方形成质量较小的盘。
2018-05-16 astro-ph.EP
Rocky super-Earths or waterworlds: the interplay of planet migration, pebble accretion and disc evolution
最近的观测发现，在近距离超级地球的尺寸分布中有一个山谷，这被解释为一个路标，表明近距离超级地球的成分大多是岩石。然而，新的模型预测，微行星应该首先在水冰线上形成，这样近距离的行星预计会有大量的水冰成分。在这里，我们通过研究卵石吸积、行星迁移和盘演化之间的相互作用来调查超级地球的水含量。行星的组成取决于它们在整个生长过程中相对于不同凝结锋（冰线）的位置。移徙发挥着关键作用。假设星子开始于水冰线（$r>r_{\rm H_2O}$）或其外部，向内迁移会导致行星离开冰卵石的源区，因此最终的含水量比向外迁移或没有迁移的圆盘低。随着圆盘的演化，水冰线本身向内移动，并在横扫干燥形成的行星时输送水。因此，行星迁移的相对速度和方向以及水冰线的向内漂移是决定行星含水量的核心。如果行星形成开始于水冰线，这意味着热的近距离超级地球（r<0.3 AU），水含量只有几个百分点，是早期气相期间向内行星迁移的路标。另一方面，具有较大水冰含量的热超级地球在水冰线处经历了向外迁移，并且只有在它们的形成完成后才向内迁移，因为它们变得太大而无法包含在向外迁移的区域或共振行星链中。因此，测量热超级地球的水冰含量可能会限制它们的迁移历史。
2019-03-06 astro-ph.EP
Super-Earth masses sculpted by pebble isolation around stars of different masses
我们发展了一个卵石驱动的模型来研究质量范围在0.08和1太阳质量的恒星周围行星的形成和演化。用群体合成的方法模拟了大量单个原行星胚胎的生长和迁移。我们测试两个假设的胚胎出生地点：在水冰线或日志均匀分布在整个原行星盘。本文研究了两类具有不同湍流粘性参数α（1 e-3和1 e-4）的盘，以揭示原行星向外迁移的作用。形成的行星与观测到的系外行星的质量，半长轴，金属丰度和水含量进行比较。我们发现，气体巨行星很可能形成时的特征盘尺寸较大，磁盘吸积率较高，磁盘更丰富的金属和/或他们的恒星主机更大质量。我们的模型表明：1）超级地球的特征质量由卵石隔离质量决定。超级地球的质量随其恒星质量的增加而线性增加，相当于一颗M-矮星周围有一个地球质量，一颗太阳质量的恒星周围有20个地球质量。2)低质量的行星可以在具有各种金属丰度的恒星周围形成，而大质量的气体巨行星更倾向于在富含金属的恒星周围生长。3)主要由硅酸盐组成的超级地球行星，具有相对较低的水分数，可以在弱湍流盘中的水冰线处由原行星胚胎形成，其中向外迁移受到抑制。然而，如果胚胎是在一个很大的径向距离范围内形成的，那么超级地球最终将在水团中具有独特的双峰组成。我们的模型成功地定量再现了几个重要的观察到的性质的系外行星和相关性与他们的恒星主机。
2019-09-02 astro-ph.EP
Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: Growth of gas giants
巨大的行星在成长过程中会穿过原行星盘迁移。我们研究了行星系的形成如何依赖于通过原行星盘的卵石的径向通量和行星的迁移率。我们的N体模拟证实了以前的发现，即在水冰线以外的轨道上的类木星行星起源于20-40 AU的胚胎，当使用名义I型和II型迁移率和每百万年100-200地球质量的卵石通量时，足以在太阳星云的寿命内生长木星。放置在30天文单位的行星胚胎迁移到内部系统（r<1天文单位），形成超级地球或热而温暖的气体巨星，产生与太阳系配置不一致的系统，但与一些系外行星系统一致。我们还探讨了较慢的迁移速率，使形成的气体巨星从胚胎起源于5-10AU的区域，这是搁浅外部1 AU在年底的气体盘阶段。我们确定了一个卵石通量阈值低于迁移占主导地位，并移动行星核心的内盘，卵石隔离质量太低，行星有效地吸积气体。巨行星的增长需要一个非常高的卵石流量，使增长能够超过迁移。更高的卵石流量产生多个气体巨星的系统。我们发现，行星胚胎开始内部5AU不成长为气体巨星，即使迁移是缓慢的，卵石流量是大的。相反，它们会成长为超级地球的质量体系。这种发育不良的增长是由内部圆盘中的低卵石隔离质量引起的，并且与卵石通量无关。此外，我们表明，我们形成的行星系的长期演化可以产生系统的热超级地球和外部气体巨星以及系统的巨人偏心轨道（删节）。
2019-03-01 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
Unified simulations of planetary formation and atmospheric evolution: Effects of pebble accretion, giant impacts, and stellar irradiations on super-Earth formation
已经发现了大量的超级地球，并且通过透射光谱也观察到了过境超级地球的大气。几条观测证据表明，大多数超级地球并不拥有大量的H $_2$ /He大气。然而，超级地球上质量较小的大气层的吸积和保留对行星形成理论提出了挑战。我们考虑了以下三种机制：（i）由卵石吸积产生的包层加热，（ii）巨大撞击过程中的质量损失，以及（iii）由恒星X射线和EUV光蒸发产生的大气损失。我们研究这些机制是否会影响超级地球周围形成的大气量。我们开发了一个代码相结合的N体模拟卵石驱动的行星形成和大气演化模拟。我们表明，我们的模拟结果很好地再现了观测到的超级地球的轨道特性。然而，（i）加热卵石吸积停止磁盘分散之前，（ii）巨大的影响事件的频率太低，雕塑大规模的大气，和（iii）许多超级地球具有H $_2$ /He大气层的$\gtrsim 10$重量%的生存对恒星辐射为1 Gyr。因此，可能需要其他机制，如抑制气体吸积来解释超级地球的质量较小的大气（$\lesssim 10$ wt%）。
2020-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
How cores grow by pebble accretion I. Direct core growth
背景：卵石吸积形成行星形成是星子驱动的核心吸积的替代方案。在这种情况下，行星通过吸积厘米到米大小的鹅卵石而不是公里大小的星子来生长。与小行星驱动的核心吸积的主要区别之一是卵石经历的热消融增加。这为行星的外壳提供了早期的富集，从而改变了核心的生长过程。目的：我们的目标是预测核心质量和信封组成的行星，形成卵石吸积和比较质量沉积卵石星子。研究方法：我们通过计算其外壳的结构来模拟原行星的早期生长，同时考虑到撞击鹅卵石或星子的命运。高Z材料可以以蒸气形式存在的区域由蒸气压确定。我们通过局部修改平均分子量来包括富集效应。结果：在卵石的情况下，三个阶段的核心增长可以确定。在第一阶段中，卵石撞击核心而没有显著的烧蚀。在第二阶段，消融变得越来越严重。一层高Z蒸汽开始在核心周围形成，吸收一小部分烧蚀物质。其余的要么流到核心，要么向外混合，减缓核心的增长。在第三阶段中，蒸汽内部区域向外膨胀，以蒸汽形式吸收越来越多的烧蚀材料。在地核质量达到0.6 M地球之前，降雨结束，终止了地核的直接增长。在冰冷的H2O卵石的情况下，这发生在0.1 M_地球之前。结论：我们的研究结果表明，卵石吸积可以直接形成岩石核心只有0.6 M_地球，而不能形成类似大小的冰核。当行星冷却时，后续的核心生长可以间接进行，只要它能够保留其高Z物质。
2019-08-07 astro-ph.EP
Saving super-Earths: Interplay between pebble accretion and type I migration
克服I型迁移和防止低质量行星螺旋进入中央恒星是一个长期研究的课题。众所周知，向外迁移是可能的，在粘性加热盘相对接近中央恒星，因为熵梯度可以足够陡峭的正共转扭矩克服负Lindblad扭矩。然而，在这个区域有效地捕获行星仍然是难以捉摸的。在这里，我们研究光盘条件下产生向外迁移的低质量行星特定的行星迁移处方。使用具有恒定α粘度的稳态圆盘模型，只有当负温度梯度超过~0.87时才可能向外迁移。我们推导出一个隐含的关系，在向外迁移的最大质量是可能的粘度和光盘规模的高度的函数。我们应用这些标准，使用一个简单的幂律盘模型，行星已经达到他们的卵石隔离质量后，一个插曲的快速吸积。对于年龄超过100万年的圆盘，如果α_crit >~ 0.004，那么用卵石隔离质量捕获行星是可能的。在非常年轻的圆盘中，高温导致行星增长到超过向外迁移的最大质量。随着圆盘的演化，这些更大质量的行星通常会到达中心恒星，通常只有在圆盘生命的末期。因此，拯救超级地球是一个微妙的相互作用之间的光盘粘度，不透明度的轮廓和温度梯度在粘性加热的内部光盘。
2017-04-05 astro-ph.EP
Possible in situ formation of Uranus and Neptune via Pebble Accretion
天王星和海王星的起源仍然未知。特别是，对于行星形成模型来说，在太阳星云的预期寿命内形成行星是一个挑战。在本文中，我们模拟了天王星和海王星通过卵石吸积的原位形成，并表明这两颗行星可以在其当前位置的~ 300万年内形成，并具有与结构模型预测的重元素H-He比率一致的最终成分。我们发现天王星和海王星可能是在它们现在的位置形成的。在几种情况下，一些地球质量的重元素丢失，这表明天王星和/或海王星可能已经吸积了$\sim$ 1 - 3 M地球质量的重元素后，通过星子吸积和/或巨大的影响形成。
2022-03-13 astro-ph.EP
How Flow Isolation May Set the Mass Scale for Super-Earth Planets
最近许多关于行星形成的研究都集中在通过颗粒的吸积来生长行星上，这些颗粒的空气动力学特性使它们与星云气体的耦合程度很低，这一理论通常被称为“卵石吸积”。虽然卵石吸积可以改善一些纯粹由引力过程引起的增长问题，但与对系外行星系统的观测相比，它还有其他问题。一个特别值得关注的问题是，绝大多数行星最终会成长为“超级地球”或“次海王星”，质量在2-10 $M_\oplus$之间。一旦行星达到这个质量尺度，通过卵石吸积生长的时间尺度是如此之快，以至于在这里普遍结束生长是困难的。在这项工作中，我们强调了这个问题，详细使用我们以前发表的卵石吸积模型，并提出了一个可能的解决方案：增长的行星的大气和气体盘之间的反馈抑制吸积较小的颗粒大小，迫使他们周围流动的增长的行星，而不是被吸积。对于合理的基准盘参数，一旦行星达到超地球质量，这种“流动隔离”将抑制所有可用颗粒尺寸的吸积。我们还表明，这种“流动隔离质量”的特点同意以前发表的\textit{Kepler}行星中确定的趋势。
2020-08-19 astro-ph.EP
Evolution of gas envelopes and outgassed atmospheres of rocky planets formed via pebble accretion
本研究通过数值模拟探讨了卵石吸积形成的岩石行星的氢包层演化与释气大气成分，发现氢包层易通过光蒸发损失，从而触发岩浆洋结晶及挥发物在地幔与大气间的原始分配。
2024-09-17 astro-ph.EP
A Balanced Budget View on Forming Giant Planets by Pebble Accretion
卵石吸积是指岩石行星核心的集合体，这些核心是由速度分散的粒子组成的，这些粒子的速度分散被来自星周盘气体的阻力所阻尼。吸积截面可以接近最大希尔球尺度的粒子的斯托克斯数接近1。虽然速度很快，但卵石堆积也是有损耗的。气体阻力将卵石带到原核，但也将它们扫过;那些具有最大吸积截面的粒子也具有最快的径向漂移速度，并且最容易从圆盘中排出。我们提出了一个全球模型的行星形成卵石吸积，跟踪光盘的质量预算。核心，每一个初始化与月球的质量，成长从光盘的有限存储毫米-厘米大小的卵石漂移在所有半径的粘性吸积气体。对于每1个被岩心网住的$M_\oplus$，至少10个$M_\oplus$，可能更多的$M_\oplus$因径向漂移而丢失。核心增长率通常对颗粒斯托克斯数、湍流马赫数和固体表面密度呈指数敏感。这种指数敏感性，当与盘迁移相结合时，往往会产生0.1-30 AU的二元结果：要么地球下的核心保持在地球下，要么爆炸成彗星，后者向内迁移到不同程度。当小行星繁殖核心组装毫米厘米大小的鹅卵石，他们这样做的光盘，这些颗粒排出$\sim$ 10 $^5$年或更少;这种快速排水盘不适合毫米波观测。
2018-08-06 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
Water delivery by pebble accretion to rocky planets in habitable zones in evolving disks
地球海洋的质量仅为整个行星质量的2.3 x 10^{-4}。即使包括内部的水，也最多为10^{-3}-10 ^{-2}。古代火星可能有类似或稍小的水部分。阐明水向系外行星系统中位于宜居带的岩石行星输送的机制，以及水向地球和火星输送的机制，具有重要意义。在这里，我们认为水输送到行星的冰卵石后，雪线向内通过行星轨道，并得出水团分数（f_{water}）的最后一颗行星作为磁盘参数的函数，并讨论参数，重现f_{water}推断地球和古代火星。我们用一维模型计算了冰卵石的生长和径向漂移，并通过同时求解雪线迁移和盘耗散来计算冰卵石在行星上的吸积，从而计算行星的f_{water}。我们发现，f_{water}是由在行星轨道雪线通过的时刻（t = t_{snow}）保存在外盘区域的冰尘物质的总质量（M_{res}）调节。因为在卵石形成前缘到达盘外缘（t = t_{pff}）后M_{res}迅速衰减，所以f_{water}对比率t_{snow} / t_{pff}敏感，该比率由盘参数决定。我们发现t_{snow} / t_{pff} < 10 or >10是重要的。通过推导出能再现数值计算结果的f_{water}的解析公式，我们发现在初始盘大小为30-50 au，初始盘质量吸积率为10^{-8}-10 ^{-7}）Msun/y的盘中，接近1 au的岩石行星的f_{water}为10^{-4}-10 …
2023-03-17 astro-ph.EP
Making Planet Nine: Pebble Accretion at 250--750 AU in a Gravitationally Unstable Ring
我们研究了在一个引力不稳定的固体环中，围绕一颗太阳质量为1的恒星，在250-750天文单位的轨道上形成的冰冷的超地球质量行星。凝结计算表明，一个由几个大寡头和一群鹅卵石组成的系统在250 AU处产生了1亿至2亿年的超级地球，在750 AU处产生了1至2亿年的超级地球。超过十个寡头的系统在太阳系的年龄内无法产生超级地球。随着这些系统的演化，毁灭性的碰撞会产生可检测的碎片盘，相对于中心恒星的光度为$10^{-5}$至$10^{-3}$。
2016-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Challenges in Forming the Solar System's Giant Planet Cores via Pebble Accretion
虽然~10个地球质量的岩石/冰核通常被认为是形成气体巨星的先决条件，但理论模型仍然难以解释这些胚胎如何在气体拱星盘的寿命内形成。近年来，空气动力学辅助的“卵石”（尺寸从厘米到米不等的物体）的吸积被认为是解决这一长期问题的潜在方案。虽然卵石吸积已被证明是非常有效的局部模拟，看看这些卵石在一个单一的行星胚胎附近的详细行为，到目前为止，还没有全球模拟证明卵石吸积在一个更复杂的，多行星环境的有效性。因此，我们将空气动力学辅助的吸积物理纳入LIPAD，一个拉格朗日代码，可以遵循碰撞/吸积/动力学演化的原行星系统，研究卵石吸积如何体现在更大的行星形成的图片。我们发现，在一般情况下，卵石吸积自然会导致一个“寡头”类型的增长，其中大量的星子成长为类似大小的行星。特别是，我们的模拟往往会形成数百个火星和地球质量的物体，它们的质量在4到10 AU之间。虽然一些寡头的合并可能会使它们变得足够大，形成巨大的行星核心，但剩余的寡头会导致行星系与我们自己的太阳系不一致。我们调查了文献中提出的各种想法（包括蒸发前沿和行星陷阱），发现没有一个容易克服这种寡头增长的趋势。
2014-10-14 astro-ph.EP
The formation of Jupiter by hybrid pebble-planetesimal accretion
巨型行星形成的标准模型是基于一个成长中的行星胚胎的固体吸积，一旦行星超过所谓的临界质量，就会迅速吸积气体。然而，吸积固体的主要尺寸（厘米大小的粒子称为卵石或公里至数百公里大小的物体称为星子）是未知的。最近，对陨石中同位素的高精度测量为早期太阳系存在两个水库提供了证据。在太阳系开始形成后的约100万年到约300万年之间，这些储层一直处于分离状态。这种分离被解释为木星的增长和成为物质运输的障碍。在这个框架下，木星在约100万年内达到约20个地球质量，并在随后的200万年内缓慢增长到约50个地球质量，然后达到今天的质量。木星在达到20个地球质量后减慢生长至少200万年的证据令人困惑，因为这种质量的行星预计会引发快速失控的气体吸积。在这里，我们使用理论模型来描述允许这种缓慢吸积的条件，并表明木星在三个不同的阶段中生长。首先，快速的卵石吸积带来了木星核心质量的主要部分。第二，在200万年期间，缓慢的星子吸积提供了阻碍失控气体吸积所需的能量。第三，失控的气体吸积进行。因此，卵石和微行星在木星的形成中扮演着重要的角色。
2018-09-14 astro-ph.EP
Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion III. Partitioning of volatiles between planetary core, mantle, and atmosphere
含有氢、碳和氮的挥发性分子是行星大气的关键组成部分。在岩石行星形成的卵石吸积模型中，这些挥发性物质在行星形成的主要阶段被吸积。在这项研究中，我们模拟了一个成长中的行星内挥发物的分配和表面的放气。对于金属和硅酸盐熔体之间的H和C分配系数的实际值，地核储存了地球90%以上的氢和碳预算。地球和金星的岩浆海洋足够深，可以将亚铁$^{2+}$氧化成铁Fe $^{3+}$。这种氧化态的增加导致了地球岩浆海洋中主要是CO $_2$和H $_2$ O的脱气。相比之下，火星地幔的氧化态仍然很低，主要的释氢载体是H $_2$。由于年轻的太阳以XUV波长照射，这些氢很容易逃离大气层，并将大气层中大部分的CO、CO $_2$、H $_2$ O和N $_2$带走。火星上有少量的地表水，与提议的古代海洋海岸线一致，地幔氧化值适度较低。由于氮在岩浆中的溶解度极低，因此氮在地核和大气之间的分配相对均匀;因此，在地核中埋藏大量的氮是不可能的。地球的整体低N含量不同意高丰度的N在所有球粒陨石类，有利于卵石雪的挥发性交付。我们的卵石吸积快速形成岩石行星的模型显示出与太阳类地行星挥发性成分的广泛一致性。因此，类地行星的多样性可以作为基准案例来校准太阳系外岩石行星及其大气模型。
2023-01-26 astro-ph.EP
Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion I. How icy pebbles determine the core fraction and FeO contents
我们提出了一系列的论文，致力于建模的吸积和分化的岩石行星，形成卵石吸积的生命周期内的原行星盘。在这第一篇论文中，我们专注于如何积冰决定铁的分布之间的地幔（氧化的FeO和FeO $_{1.5}$）和核心（金属铁和FeS）。我们发现，最初的原始组成的冰丰富的材料导致，加热后的衰变的$^{26}$铝，广泛的水流和粘土矿物的形成内星子。金属铁溶解在液态水并以氧化磁铁矿Fe $_3$ O $_4$的形式沉淀。通过$^{26}$ Al进一步加热使粘土在约900 K的温度下不稳定。释放的超临界水蒸发了星子中的全部水含量。当达到1,700 K的硅酸盐熔化温度时，星子进一步分化成核心（主要由硫化铁FeS组成）和具有高比例氧化铁的地幔。我们建议，小行星灶神星的显着的FeO部分在地幔是其原始冰含量的证据。我们认为灶神星是火星、地球和金星通过卵石吸积而形成的原行星种群中幸存的一员。我们表明，核心的质量分数的增加和减少FeO的含量与行星质量的增加（在序列灶神星-火星-地球）是自然的解释增长的类地行星以外的水冰线通过吸积的鹅卵石含铁，主要是在金属形式与内在的低氧化度。
2023-01-26 astro-ph.EP
The effect of dynamic temperatures on pebble dynamics and planet formation
针对超级地球与迷你海王星形成机制未明确的问题，本研究构建大参数空间模型，探究温度结构与卵石尺寸的简化假设对卵石密度及行星形成的影响，纳入动态温度方案追踪盘内物质演化与行星生长过程。
2024-10-30 astro-ph.EP
Can Close-In Exoplanets form by Pebble Accretion?
本文研究了卵石吸积模型中各参数对1 au内近距离行星生长的影响，发现盘湍流强度对行星生长的影响最大，其次是恒星质量、轨道间距和恒星金属丰度。
2025-04-30 astro-ph.EP
N-body simulations of planet formation via pebble accretion I: First Results
上下文有卵石的行星形成被提出来解决经典形成模型中几个长期存在的问题。已经进行了一些复杂的模拟来证实卵石吸积的效率。然而，还没有任何全球性的N体模拟，比较通过卵石吸积形成行星形成的结果与观察到的太阳系外行星系。目标。在本文中，我们研究了一系列初始参数的影响行星形成通过卵石吸积，并提出了我们的模拟的第一个结果。方法.我们将Ida等人（2016）的卵石吸积模型纳入N体代码SyMBA（Duncan et al. 1998），以及气体吸积，偏心率和倾斜阻尼以及圆盘中行星迁移的影响。结果我们确认，卵石吸积导致各种行星系，但很难再现观察到的性质外行星系，如行星质量，半长轴，和偏心率分布。这背后的主要原因是过于有效的I型迁移，这敏感地依赖于磁盘模型。然而，我们的模拟也导致了一些有趣的预测。首先，我们发现行星的形成效率依赖于恒星的金属丰度，不仅对于巨行星，而且对于地球和超级地球也是如此。E/SE的依赖性是微妙的。虽然较高的金属丰度环境会导致更快地形成大量的Es/SE，但它们也往往会在稍后通过动力学不稳定性而丢失。其次，我们的研究结果表明，广泛的体积密度观察到的Es和SE是一个自然的结果，动力学演化的行星系。第三，我们的模拟的喷射趋势表明，一个自由浮动的E/SE可能是两个较小质量的行星。
2017-07-14 astro-ph.EP
Pebble Accretion and the Diversity of Planetary Systems
我研究的标准模型的行星形成，包括卵石吸积，使用数值模拟。大到足以成为巨行星的行星胚胎不会在典型的磁盘寿命内形成超过冰线，除非冰卵石以比岩石卵石更高的速度粘附。像太阳系这样的系统（小的内行星，巨大的外行星）可以形成，如果（i）冰卵石比岩石卵石更粘，（ii）微行星的形成效率随着卵石的大小而增加，这阻止了大质量类地行星的形成。冰线以外的增长主要是卵石的堆积。大多数增长发生在早期，当卵石的表面密度高，由于向内漂移的卵石从外盘。在外盘耗尽后，增长速度要慢得多。结果是敏感的磁盘半径和湍流水平，控制的寿命和最大尺寸的卵石。结果是敏感的最大的星子的大小，因为有一个阈值质量的卵石吸积的开始。如果在卵石仍然丰富的情况下形成了一些大的星子，那么星子的形成速率就不重要了。两个结果被看到，取决于卵石吸积是否开始，而卵石仍然丰富。要么（i）多颗气态巨行星在冰线之外形成，小行星在靠近恒星的地方形成，一个类似柯伊伯带的天体盘被巨行星向外散射;要么（ii）没有巨行星形成，天体保持地球质量或更小。
2016-04-21 astro-ph.EP
Formation of Venus, Earth and Mars: Constrained by isotopes
本文从不同的行星形成模型和来自182 Hf-182 W、U-Pb、亲石-亲铁元素、来自行星构造块的48 Ca/44 Ca同位素样品、金星和地球大气中的36 Ar/38 Ar、20 Ne/22 Ne、36 Ar/22 Ne同位素比值等方面讨论了类地行星形成的认识现状。地球深部地幔中预期的太阳3 He丰度和地球的D/H海水比率，揭示了早期原行星的吸积时间。可以解释不同同位素比的吸积情景，包括大约在月球形成之后的月球形成事件。5000万年，支持地球质量的大部分（>80%）最有可能在10- 3000万年内增加的理论。通过对上述同位素的综合分析，我们发现，在最初的~4-5百万年（原行星盘的近似寿命）内，原地球吸积了0.5-0.6百万年。对于金星来说，现有的大气惰性气体数据太不确定，无法准确地限制行星的吸积情况。然而，根据现有的Ar和Ne同位素测量，我们发现原金星在盘消散之前可能已经增长到0.85-1.0 MVenus。经典的类地行星形成模型一直在努力在原行星盘的典型寿命内从最微小的材料中快速生长出大型行星胚胎。卵石吸积可以解决这个长期存在的时间尺度争议。卵石吸积和流动不稳定性产生大的星子，在早期吸积阶段成长为火星大小和更大的行星胚胎。吸积的后期阶段可以用Grand-Tack、环带或耗尽盘模型很好地解释。卵石吸积和星子吸积/巨行星撞击的相对作用知之甚少，应该用包括卵石和多颗原行星的N体模拟来研…
2021-02-11 astro-ph.EP
Dynamics of pebbles in the vicinity of a growing planetary embryo: hydro-dynamical simulations
理解巨行星核心的生长是一个难题。最近，Lambrechts和Johansen（2012; LJ 12）提出了一个新的模型，其中核心通过卵石大小的物体的吸积而增长，因为后者由于气体阻力而向恒星漂移。在这里，我们调查的动力学卵石大小的物体在附近的行星胚胎的1和5个地球质量和由此产生的吸积率。我们使用流体动力学模拟，其中胚胎影响气体的动力学和卵石遭受气体阻力根据当地的气体密度和速度。在行星胚胎附近的卵石动力学是不平凡的，它的变化显着与卵石的大小。然而，我们测量的胚胎的吸积率是在LJ 12中估计的速率的数量级内，并且随着卵石尺寸的增加而趋于它们的值。我们的结论是LJ 12的模型有可能解释巨行星核心的快速增长。然而，实际的吸积率取决于圆盘中卵石大小的物体的表面密度，这是未知的。
2012-08-23 astro-ph.EP
The Moon-forming Impact as a Constraint for the Inner Solar System's Formation
本文利用月球形成对卵石吸积模型施加约束，指出其概率极低且无法解释地月成分差异，从而支持内太阳系类地行星由混沌碰撞增长形成。
2024-11-22 astro-ph.EP
Pebble dynamics and accretion onto rocky planets. I. Adiabatic and convective models
我们提出了嵌套网格，高分辨率的流体动力学模拟的气体和粒子动力学在火星附近的地球质量的行星胚胎。模拟从胚胎的表面延伸到几个垂直圆盘刻度高度，\rev{a spatial}动态范围\rev{of} $\sim\! 1.4\times 10^5$。我们的研究结果证实，“卵石”大小的颗粒很容易吸积，吸积率继续增加到米大小的“巨石”的10\% MMSN表面密度模型。希尔球内外的气体质量通量与希尔速率一致，即$ΣΩR_\mathrm{H}^2 = 4\, 10^{-3}$ M $_\oplus$ yr $^{-1}$。虽然较小尺寸的粒子主要跟踪气体，但对于0.3- 1 cm的粒子，达到了$\approx 2\,10^{-5}$ M $_\oplus$ yr $^{-1}$的净吸积速率，即使有很大一部分再次离开希尔球。实际上，所有穿过邦迪球的卵石大小的粒子都被吸积了。这些模拟的分辨率足以解决吸积驱动的对流。对流驱动的名义吸积率的$10^{-6}$ M $_\oplus$年$^{-1}$不会显着改变卵石吸积率。我们发现，由于抵消效应，小球大小的粒子的吸积率几乎是独立的磁盘表面密度。因此，我们可以估计特定颗粒尺寸的准确生长时间。对于0.3- 1厘米大小的颗粒，对于1 AU处的地球质量行星，小种子的生长时间为$\sim$ 0.15万年，对于1.5 AU处的火星质量行星，小种子的生长时间为$\sim$ …
2018-07-30 astro-ph.EP
Iron isotope anomalies and the origin of the Earth
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究通过高精度铁同位素数据揭示地球mantle的铁来源并非CI球粒陨石，排除了太阳系外迁移碎石的形成模型，支持地球在太阳系内通过层级增长形成。
2026-03-22 astro-ph.EP
Inside-Out Planet Formation. VIII. Onset of Planet Formation and the Transition Disk Phase
Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Dept. of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Dept. of Space, Earth & Environment, Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系）
研究通过分析岩屑在DZIB的捕捉条件，揭示了行星形成开始时的过渡盘阶段及IOPF理论的关键边界条件。
2026-02-03 astro-ph.EP
Formation of TRAPPIST-1 and other compact systems
TRAPPIST-1是一颗0.08 M的M星，最近被发现拥有至少7颗地球质量行星的行星系，所有行星都在0.1天文单位之内。这种结构令理论家感到困惑，因为行星不容易用原地模型或迁移模型来解释。在本文中，我们提出了一个方案的形成和轨道结构的TRAPPIST-1系统。在我们的模型中，行星形成开始于H2O冰线，在那里，卵石大小的颗粒--它们的起源是外盘--聚集在一起，引发流动的不稳定性。行星胚胎形成后，通过卵石吸积迅速成熟。行星的生长在地球质量上停滞，行星对圆盘的引力反馈使鹅卵石无法进入。行星通过I型迁移转移到内盘，在那里它们在磁层空腔处失速，并以平均运动共振结束。在盘分散期间，空腔半径扩大，最内侧的行星逃脱共振。我们认为，这里概述的模型也可以适用于其他紧凑的系统，许多近距离的超级地球系统是一个放大版本的TRAPPIST-1。我们还假设，很少有紧密的紧凑系统在很远的距离拥有巨行星，因为它们会阻止来自外盘的卵石通量。
2017-05-23 astro-ph.EP
Accretion of eroding pebbles and planetesimals in planetary envelopes
风蚀是一种破坏性机制，如果相对于环境气体的速度和当地气体压力足够高，则会将弱结合物体（如星子）完全溶解成其组成颗粒。在数值模拟中，我们研究了这样的风蚀对卵石和星子吸积的行星体高达$10 R_\mathrm{Earth}$的影响。由于小天体的尺寸迅速减小，吸积结果发生了显著变化。侵蚀导致强烈的吸积效率低于阈值大小的小机构的顺序为10米。对于给定大小分布的小天体，这会显著减缓卵石的吸积。小天体的临界半径随行星半径的增大而增大，随半长轴的增大而减小。在所研究的参数范围内，额外的行星大气（不超过1巴）是次要的。
2020-07-23 astro-ph.EP
Rocky sub-Neptunes formed by pebble accretion: Rain of rocks from polluted envelopes
本文模拟10倍地球质量卵石吸积亚海王星的硅酸盐蒸气凝结析雨，发现其可持续Gyr尺度并使半径膨胀，导致标准模型高估H,He含量最多两倍。
2023-07-27 astro-ph.EP
Earths are not Super-Earths, Saturns are not Jupiters: Imprints of pressure-bump planet formation on planetary architectures
本文提出压力凸块行星形成机制可解释观测中低质量行星（地球与超级地球）和巨行星（土星与木星）的质量均匀性二分现象，并预测超级地球倾向形成长链而木星系统终止于双星或三星。
2024-01-11 astro-ph.EP
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation II: The impact of pebble accretion in the terrestrial planet zone
近年来，行星核上的卵石吸积现象得到了广泛的研究，并被发现是行星生长的一种非常有效的机制。虽然大多数研究假设行星核心作为其模拟的初始条件，但这些核心如何，在何处以及何时形成的问题往往被忽视。我们研究了卵石吸积过程中的行星胚胎的形成阶段和随后的演变在拱星盘演化的早期阶段的影响。在这样做的过程中，我们的目标是量化行星胚胎形成的时间尺度和局部依赖性，基于磁盘的固体演化。我们将一维两种群固体演化模型和卵石通量调节的星子形成模型与N体程序LIPAD相连接。在我们的研究中，我们专注于与初始尺寸为100公里的直径的星子的增长，星子碰撞和卵石吸积的第一个100万年的粘性不断发展的磁盘。我们比较了18个不同的N体模拟，在这些模拟中，我们改变了100万年后的微行星总质量，微行星盘的表面密度分布，径向卵石通量和卵石吸积的可能性。卵石堆积导致形成更少，但实质上更大的胚胎。可能的胚胎形成的区域是微弱的影响，卵石的吸积和最里面的胚胎往往形成稍早相比，卵石吸积被忽略的模拟。卵石吸积强烈地增强了超级地球在类地行星区域的形成，但它不会增强更大距离处胚胎的形成。
2020-08-24 astro-ph.EP
Diversity in planetary architectures from pebble accretion: Water delivery to the habitable zone with pebble snow
本研究开发PPOLs模型模拟卵石雪机制对行星系统架构的塑造，发现不同盘质量分数下产生三种系统架构，揭示了类太阳系架构在F和G恒星周围少见而在K和M恒星周围不常见的特征。
2025-09-17 astro-ph.EP
Spin of protoplanets generated by pebble accretion: Influences of protoplanet-induced gas flow
本研究通过三维流体动力学模拟和卵石轨道积分，发现卵石吸积使原行星获得顺行自旋，且自旋速度随质量和轨道半径增加而加快，最终限制行星增长，与地球质量及月球形成相关。
2023-03-27 astro-ph.EP
How planets form by pebble accretion V. Silicate rainout delays contraction of sub-Neptunes
本研究通过卵石吸积模型结合内部演化，发现硅酸盐雨落延迟亚海王星收缩，导致半径膨胀并增强质量损失，为行星结构差异提供解释。
2024-05-16 astro-ph.EP
Separating gas-giant and ice-giant planets by halting pebble accretion
在太阳系中，巨行星有两种类型：“气态巨行星”（木星和土星），有大量的气体外壳;“冰态巨行星”（天王星和海王星），其核心周围的外壳要薄得多。人们对这两类行星是如何形成的知之甚少。在原行星盘的生命周期内，形成巨行星核心所必需的高固体吸积率，加热了包层，阻止了气体快速收缩到核心上，除非吸积停止。我们发现，事实上，卵石（~厘米大小的粒子）的吸积是自我限制的：当核心变得足够大时，它会在卵石盘上刻出一个缺口。卵石吸积的停止随后触发了超临界气体包层的快速坍缩。与气体巨星相反，冰巨星没有达到这个临界质量，只能结合低质量的包裹层，这些包裹层被升华的冰卵石中的水蒸气高度富集。这为太阳系中气态巨星和冰巨星之间的成分差异提供了一个解释。此外，相对于小行星驱动的吸积的情况下，我们的模型允许核心的形成和信封的吸引力在光盘的寿命，只要在原行星盘的固体主要是在鹅卵石。我们的研究结果意味着，行星系的外部区域，在那里停止卵石吸积所需的质量是大的，是由冰巨人和气体巨人系外行星在广泛的轨道是由超过50个地球质量的固体富集。
2014-08-26 astro-ph.EP
Effects of Pebble Accretion Isolation Mass on Observable Exoplanet Properties
Penn State University（宾夕法尼亚州立大学）；The College of New Jersey（新泽西学院）
本研究探讨行星形成早期不同pebble吸积隔离质量模型对超级地球最终性质的影响，发现现有模型无法同时匹配开普勒样本的所有可观测分布，需进一步研究初始条件等因素。
2026-08-17 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
Why do M dwarfs have more transiting planets?
我们提出了一个行星形成方案来解释与开普勒发现的类太阳恒星相比，M矮星周围凌日行星的发生率升高。我们使用卵石漂移和吸积模型来模拟雪线内外行星核心的生长。雪线内部较小的鹅卵石大小延迟了超级地球的生长，允许外盘的巨型行星核心首先形成。当这些巨行星达到卵石隔离质量时，它们切断了卵石向内部圆盘的流动，并阻止了近距离超级地球的形成。我们将这个模型应用于质量在0.1和2太阳质量之间的恒星和初始盘质量的范围。我们发现，热的超级地球和冷的巨行星的质量是反相关的。在我们的模拟中，形成热超级地球的比例在低质量恒星周围更高，并且与开普勒的系外行星发生率相匹配。模拟形成冷巨行星的部分与径向速度调查的恒星质量相关性一致。卵石吸积假说的一个关键的可检验的预测是，超级地球的出现率应该再次下降，如特拉普斯特-1的亚恒星边界附近的M矮星。
2021-10-06 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Planet formation inside proto-giants: First 3D simulations
对原行星盘引力不稳定性形成的气体团内部的卵石动力学进行了数值模拟。我们发现，尘埃介导的瑞利-泰勒不稳定性运输卵石向内迅速通过密集的金属丰富的“手指”。这使小卵石的沉积速度加快了两个数量级，但并不妨碍颗粒生长，因为只要斯托克斯数小于1，所有尺寸的颗粒都以相同的集体速度沉积。在模拟中，如果卵石的大小超过几厘米，固体行星核心就会形成。卵石生长导致核心形成在一些数百年，即使卵石注入到团块是毫米或更小的尺寸。气体团的性质决定了可以形成什么样的核心。低中心温度的团块允许由耐火材料形成固体芯，而在最高温度的团块中，任何成分的卵石都被蒸发，只形成模糊的芯。这些结果证实了原行星盘的引力不稳定性是孵化从地球到海王星质量的核心的强大机制，以及具有大质量核心的气体巨星，固体或模糊。这种行星形成的模式对于太年轻和遥远（如ALMA观测到的HL Tau盘）或太剧烈（如环联行星）的环境特别有希望通过核心吸积方案形成。
2018-08-15 astro-ph.EP
Planet formation via pebble accretion in externally photoevaporating discs
本文研究外部光致蒸发对卵石吸积形成行星的影响，发现外盘截断会切断卵石供应从而限制行星生长，而短时间云屏蔽即可非线性地改变行星质量与轨道，并指出恒星形成环境对行星参数高度敏感。
2023-03-27 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: The radial distance dependence of the planetary growth
流动的不稳定性被假设为触发在特定的原行星盘的固体颗粒的体积密度是丰富的气体相媲美的位置。当这个条件局部满足时，就形成了一个微行星环。这些微行星相互碰撞，并从外盘吸积向内漂移的卵石，以进一步增加质量。我们研究了在不同盘半径的环带中形成的星子的生长。它们的初始质量分布计算的基础上从流动不稳定性模拟总结的公式。我们用基于最小质量太阳星云（MMSN）和Toomre稳定性判据的原行星盘模型模拟了星子的动力学演化。对于MMSN模型，卵石吸积和星子吸积在$0.3$ AU的近轨道上都是有效的，导致在$1$ Myr之后出现了几个超地球质量的行星。相比之下，只有质量最大的星子在$r{=}3$ AU诞生时才经历实质性的质量增长，而$r{=}30$ AU的星子几乎没有增长。另一方面，在密度更大的图姆尔盘中，最大质量的形成行星可以在$t{=}1$ Myr达到地球质量，并在$3$ Myr中的$30$ AU和$100$ AU达到海王星和土星之间的质量。卵石和星子的吸积速率都随盘径向距离的增大而减小。然而，在更远的盘区域，星子吸积不如卵石吸积明显。总的来说，当行星盘具有较高的气体密度、较高的卵石通量和/或较低的卵石斯托克斯数时，行星获得较高的质量。
2022-05-20 astro-ph.EP
Dependence of Planet populations on Stellar Mass and Metallicity: A Pebble Accretion-based Planet Population Synthesis
本研究采用基于卵石吸积的行星种群合成模型，探讨了行星属性与恒星质量及金属丰度的相关性，成功再现了系外行星观测的主要特征并揭示了系统架构的长期演化规律。
2025-03-31 astro-ph.EP
Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion II. Differentiation by accretion energy and thermal blanketing
我们探讨了岩石行星的加热和分化，通过快速的卵石吸积生长。我们的类地行星生长在冰线之外，最初以质量计吸积了28%的水冰。当原行星达到质量为$0.01\,M_{\rm E}$时，水的吸积停止，此时气体包层变得足够热，使冰升华，并通过循环流将蒸汽输送回原行星盘。$^{26}$ Al衰变释放的能量融化了积冰，形成粘土（层状硅酸盐）、氧化铁（FeO）和一个质量是地球现代海洋十倍的水表层。当有效吸积温度超过300 K时，海气系统发生逃逸温室效应。失控的温室过程蒸发了水层，从而捕获了吸积热，并将表面加热到6,000 K以上。这导致地幔的上部融化并形成全球性的岩浆海洋。金属熔体从硅酸盐熔体和沉积物中分离出来，向岩浆海洋的底部移动;沉积释放的重力能量导致正反馈，行星开始分化，导致整个地幔熔化和分化。因此，所有岩石行星都自然地经历了岩浆海洋阶段。我们证明，地球的小过量的$^{182}$ W（$^{182}$ Hf的衰变产物）相对于辉长岩是一致的，这样的快速核心的形成在5万年内，随后由地球地幔中的W水库与$^{182}$ W-贫材料的行星质量的冲击器的核心平衡，只要平衡度至少是25%-50%，取决于初始的Hf/W比。行星碰撞肯定发生在类地行星主要吸积阶段至少3500万年后。
2023-01-26 astro-ph.EP
Giant planet formation via pebble accretion
在核心吸积的标准模型中，巨行星的形成有两个主要过程：首先，一个巨大的核心是由固体物质的吸积形成的;然后，当这个核心超过一个临界值（通常大于10个地球质量）时，一个气体失控的增长被触发，行星在短时间内吸积大量的气体，直到行星达到其最终质量。因此，大质量核心的形成必须发生在星云气体在盘中仍然可用的时候。由于观测到的原行星盘的寿命一般都低于1000万年，这种现象对巨型行星形成施加了强烈的时间尺度约束。在1000万年前，在寡头生长状态下，通过大星子（半径> 10 km）的吸积形成的大质量核心只可能在大质量盘中形成。然而，小行星的吸积率显着增加的小天体，特别是卵石，颗粒的大小在毫米和厘米之间，这是强烈耦合的气体。在这项工作中，我们研究了巨行星的形成纳入卵石吸积率在我们的全球模型的行星形成。
2015-11-24 astro-ph.EP
