Gas Giant Formation with Small Cores Triggered by Envelope Pollution by Icy Planetesimals
我们研究了冰质星子的包层污染如何影响气体巨星形成的临界核心质量和气体吸积的时间尺度。在核心吸积模型中，失控气体吸积是在核心达到临界核心质量后触发的。以往对地核吸积模型的研究都假设包层具有均匀的太阳成分。事实上，包层很可能被冰质微行星的蒸发物质所污染，因为冰质微行星通过包层时会经历强烈的烧蚀而导致质量损失，它们的大部分质量都沉积在深包层中。在本文中，我们已经证明，信封污染一般降低临界核心质量和加速气体吸积的原行星，因为分子量的增加和绝热温度梯度的降低。广泛和高度污染的信封允许较小的核心，以形成大量的信封之前，光盘耗散。我们的研究结果表明，在行星吸积过程中的信封污染有可能触发气体巨星形成与小的核心。我们认为，在基于核吸积模型讨论气态巨星形成时，有必要考虑冰质星子的包层污染。
2011-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Water and the interior structure of terrestrial planets and icy bodies
水的含量与类地行星和冰质天体的内部演化有着密切的联系。行星系中水的分布受原行星盘的温度结构、微行星和行星胚胎的动力学和迁移控制。这导致了星子和行星胚胎的形成，它们具有各种各样的成分，水含量和氧化程度。内部的演变，特别是星子的形成时间相对于由短命的26铝衰变的辐射加热的时间尺度可能会管理的含水硅酸盐和剩余的岩石-冰混合物的量在其演化的后期阶段。反过来，水含量可能会影响星子的早期内部演化，特别是金属硅酸盐分离过程。此外，水含量可能有助于增加氧逸度，从而影响太阳系天体硅酸盐储层中亲铁元素的浓度。最后，水含量强烈影响冰卫星的分化率，控制其内部演化，并支配其内部深处发生的蚀变过程。
2017-12-20 astro-ph.EP
From stellar nebula to planetesimals
太阳和太阳系外彗星和太阳系外行星是许多研究的对象，以确定其化学成分和内部结构。在星子的情况下，它们的组成很重要，因为它们部分地决定了未来行星的组成。目前的工作旨在确定冰质微行星的化学成分，这些微行星被认为与今天的彗星相似，形成于太阳化学成分的恒星系统中。本工作的主要目的是为星子和彗星模型以及行星形成和演化模型提供有价值的化学成分理论数据。我们已经开发了一个模型，可以计算恒星星云冷却过程中形成的冰的成分。再加上耐火元素形成的模型，它使我们能够确定整个原行星盘中冰星子的化学成分和冰与岩石的质量比。我们提供的冰线位置（不同的挥发性物质）的磁盘，和化学成分和冰相对于岩石的质量比的恒星系统中的太阳能化学成分的冰微行星的关系。从星云的初始均匀组成，产生了各种各样的星子化学成分，作为盘的质量和到恒星的距离的函数。星子中的冰主要由H2O、CO、CO2、CH 3OH和NH3组成。冰/岩石质量比等于1+-0.5在冰星子以下的假设。最后一个数值与太阳系彗星的观测结果非常吻合，但仍然低于行星形成模型中通常假设的2-3。
2014-07-27 astro-ph.EP
Fine-grained rim formation via kinetic dust aggregation in shock waves around evaporating icy planetesimals
细粒边缘（FGR）经常发现在原始陨石球粒周围。FGR的显著特征是其亚微米尺寸和无孔性质。球粒周围FGR的典型厚度为10- 100 $μ$ m。最近，一个新的想法被提出来解释FGR的起源：球粒和细小尘埃颗粒之间的高速碰撞，称为动力学尘埃聚集过程。实验研究表明，在真空中，当撞击速度约为0.1- 1 km/s时，（亚）微米尺寸的陶瓷颗粒可以粘附在陶瓷基底上。在这项研究中，我们研究的可能性FGR形成通过动力学尘埃聚集在球粒形成的冲击波。当未分化的冰质微行星产生冲击波时，由于冰质微行星的蒸发，细小的尘埃颗粒将从行星表面释放出来。我们考虑了冲击波阵面后面的球粒动力学，并基于简单的一维计算通过动力学尘埃聚集计算FGR的增长。我们发现，在蒸发的冰质星子周围的激波中，会形成厚度为10- 100 $μ$ m的无孔FGR。
2022-02-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Formation of rocky and icy planetesimals inside and outside the snow line: Effects of diffusion, sublimation and back-reaction
澄清岩石和冰质星子在粘性演化的盘中形成的时间和地点是很重要的。我们希望了解当地失控堆积的固体是如何发生在雪线内外的。我们假设一个冰卵石含有微米大小的硅酸盐颗粒，这些颗粒均匀地与冰混合，并在冰升华过程中释放出来。使用当地的一维代码，我们解决了径向漂移和湍流扩散的固体和水蒸气，考虑到他们的升华/冷凝周围的雪线。我们系统地研究了固体与气体的反反应对固体径向漂移和扩散的影响，释放的硅酸盐颗粒的尺度高度演化，以及湍流扩散（$α_{\rm tur}$）和气体吸积到中心恒星（$α_{\rm acc}$）的有效粘性参数之间可能存在的差异。我们研究的固体质量流量的气体（$F_{\rm p/g}$）的比例的依赖性。我们发现，硅酸盐颗粒和冰卵石堆积的有利位置是在附近的水雪线的内部和外部的区域，分别。我们发现，失控堆积时发生的径向漂移和扩散的反反应。在只考虑径向漂移反作用的情况下，除了极高的卵石通量外，没有发现逃逸堆积现象，而对于较大的$F_{\rm p/g}$，流动不稳定性条件可以满足.如果考虑径向扩散的反作用，则在合理的卵石通量值下会发生失控堆积。硅酸盐颗粒的失控堆积会导致岩石星子的形成，$α_{\rm tur} \ll α_{\rm acc}$发生，而冰卵石的失控堆积有利于$α_{\rm tur} \sim α_{\rm acc}$。
2019-07-10 astro-ph.EP
Shock-Generating Planetesimals Perturbed by a Giant Planet in a Gas Disk
我们研究了由原行星气盘中的巨行星共振引起的星子激发。高度激发的微行星产生弓形激波，其机制导致球粒的形成、硅酸盐尘埃的结晶和冰状微行星的蒸发。2：1共振后的微行星由于气体的拖曳而迁移，在3：1共振附近获得最大离心率，大约位于行星距离的一半。偏心率取决于星子和类木行星的参数，如大小和位置，以及盘的气体密度。在木星的情况下，由于长期共振，一个100公里大小的微行星相对于气体盘的最大相对速度达到~12公里/秒，这是由于盘的引力而发生的。我们发现，如果一个木星质量的行星位于10天文单位内，大于100公里的星子获得足够的速度，导致球粒前体的熔融和硅酸盐的结晶。大的微行星和偏心行星的最大速度更高。星子被暂时困在共振中，并在类木行星形成后继续保持高速超过100万年。这个持续时间符合同位素数据所建议的球粒形成的时间尺度。当一颗类木行星位于15天文单位范围内时，冰质星子的蒸发就会发生。如果探测到从冰质微行星中喷射出的分子，这种机制可以成为外系中行星形成的新指标。
2018-12-13 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
Merging Criteria for Planetesimal Collisions
在行星形成的标准场景中，类地行星、冰巨星和气体巨星的核心都是由星子的积累形成的。然而，很少有N体模拟研究的星子吸积，正确地考虑到合并条件的星子。为了研究微行星真实的吸积过程，有必要阐明碰撞时微行星的合并判据。我们使用光滑粒子流体动力学进行数值碰撞实验，并获得合并标准作为未分化的岩石和冰质微行星和分化的冰质微行星的微行星质量和碰撞参量的函数。通过改变碰撞微行星的总质量、质量比和碰撞角度，得到了临界碰撞速度作为区分碰撞和逃逸碰撞的判据。我们发现，由两体表面逃逸速度归一化的临界碰撞速度随着碰撞角的增大而减小。临界碰撞速度与总质量无关，但与质量比有弱的正相关性。这些结果几乎不依赖于星子的组成和内部结构。
2021-08-19 astro-ph.EP
Fluffy dust forms icy planetesimals by static compression
背景：在星子形成理论中，已经提出了几个障碍，它们是弹跳、碎裂和径向漂移问题。了解尘埃聚集体的结构演化是研究星子形成的关键。尘埃颗粒在原行星盘中凝结而变得蓬松。然而，一旦它们变得蓬松，它们就不能被碰撞压缩而形成致密的微行星。目的：揭示尘埃结构从尘埃颗粒到致密星子的演化路径。研究方法：利用压缩强度公式，解析地研究了原行星盘中蓬松尘埃聚集体在盘内气体的冲压压力和聚集体自身重力的作用下如何被静态压缩。结果如下：我们揭示了尘埃颗粒通过蓬松的聚集体形成微行星的孔隙演化路径，绕过微行星形成的障碍。凝聚时聚集体被圆盘气体压缩到10^{-3} g/cm^3的密度，这比碰撞压缩的情况更致密。然后，当半径为10 km时，它们被自引力压缩到10^{-1} g/cm^3。虽然气体压缩使生长速度减慢，但在典型的盘中，当轨道半径< 6 AU时，它们的生长速度足以避免径向漂移势垒。结论：我们提出了从颗粒到星子的蓬松尘埃生长情景。它使冰质星子的形成在原行星盘的雪线以外的大范围内。这一结果为行星形成的后期阶段提供了一个具体的星子初始条件。
2013-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Water transport to circumprimary habitable zones from icy planetesimal disks in binary star systems
到目前为止，在多个恒星系统中已经发现了130多颗太阳系外行星。动力学模拟表明，当恒星系统是单恒星或双星时，行星形成过程的结果可能导致不同的行星结构（即位置，大小，质量和水含量）。在行星形成的后期阶段，胚胎大小的物体占据了系统的内部区域，小行星也存在，可以为宜居带（HZ）内的物体提供额外的物质。在这项研究中，我们对几个双星系统进行了比较，旨在展示它们将冰质小行星从雪线之外移动到穿过HZ的轨道的效率。我们还分析了长期和平均运动共振对水向HZ输送的影响。我们的研究表明，小机构也参与轴承不可忽略的水量的HZ。在偏心轨道上移动的伴星的接近增加了小行星到HZ的流量，这可能导致在短时间内更有效的水运输，造成严重的轰击。与在一颗G型恒星和一颗气体巨星的引力扰动下运动的小行星相比，我们发现伴星的存在不仅有利于我们的星子盘更快地耗尽，而且还可以将4-5倍的水带入整个HZ。然而，由于位于HZ内部或小行星带内部的长期共振，来自盘的冰冷微行星与HZ中的大物体之间的碰撞可以以高碰撞速度发生。因此，使用GPU 3D-SPH代码的真实碰撞建模表明，实际上，抛射体的含水量大大减少，因此，水也被输送到最初位于HZ内的行星或胚胎。
2017-03-28 astro-ph.EP
Rapid Coagulation of Porous Dust Aggregates Outside the Snow Line: A Pathway to Successful Icy Planetesimal Formation
宏观尘埃粒子的快速轨道漂移是原行星盘中星子形成的主要障碍之一。我们重新审视这个问题，考虑孔隙度的尘埃聚集体的演变。我们应用最近的N体模拟聚集体碰撞的基础上的孔隙度模型，这使我们能够研究的孔隙度变化时，碰撞的影响范围很广的能量。作为第一步，我们忽略碰撞碎片，而是专注于尘埃的雪线外的演变，在那里的碎片已被建议是不太重要的雪线内，因为高粘附效率的冰粒。我们表明，即使考虑碰撞压缩，尘埃颗粒也可以演化成高度多孔的聚集体（内部密度远小于0.1 g/cm^3）。我们还表明，高孔隙率触发显着加速碰撞生长。这种加速度是粒子在低努森数下的空气动力学性质的自然结果，即，粒子半径大于气体分子的平均自由程。由于这种快速增长，高度多孔聚集体被发现克服径向漂移障碍，在轨道半径小于10 AU（假设最小质量的太阳星云模型）。这表明，如果碰撞碎裂真的微不足道，那么通过亚微米大小的冰粒子的直接碰撞生长，冰星子的形成是可能的。
2012-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vega's hot dust from icy planetesimals scattered inward by an outward-migrating planetary system
织女星已经被证明拥有多个尘埃种群，包括在亚天文单位半径的热外黄道尘埃和延伸超过100天文单位的冷碎片盘。我们使用动力学模拟来展示织女星的热尘埃如何可以通过从其寒冷的外部区域的微行星的长距离引力散射来创建。微行星是由5-7颗行星组成的系统，从30-60天文单位到非常接近的地方逐渐向内分散。在成功的模拟中，最外层的行星通常是海王星质量。星子散射的反作用导致这些行星向外迁移，并不断与新的星子相互作用，补充散射体的来源。产生织女星外行星的最有利条件是具有负径向质量梯度，其中亚土星到木星质量的内行星在5-10天文单位，外行星在2.5到20地球质量。如果一颗恒星大小的行星存在于15天文单位之外，这个机制就失效了，因为行星在到达内部系统之前会优先吸收星子。因此，直接成像行星搜索可以直接测试这一机制。
2014-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The role of material strength in collisions -- Comparing solid body and hydrodynamic physics for simulating collisions of planetesimals with icy shells
上下文我们研究了在多物质微行星碰撞中包含物质强度的影响。目标。在处理小行星大小的天体碰撞时，由于它们在早期行星系中经常发生，因此，论证了无强度材料模型与包括脆性破坏和碎裂的固体的完全弹塑性模型之间的差异。方法.我们研究了Ceres质量体与固体岩石撞击器和具有30重量%水含量的目标的影响。初始撞击速度和碰撞参量分别在逃逸速度$v_\mathrm{esc}$到大约6 $v_\mathrm{esc}$之间和从迎面碰撞到近距离飞越之间变化。我们模拟碰撞使用我们自己的SPH代码利用无强度材料和完整的弹塑性材料模型，包括脆性破坏。结果最突出的区别之一是固体模型中的碎裂和破碎碎片云程度较高。然而，在大多数碰撞情况下，最终结果非常相似，主要区别在于固体情况下的碎裂程度高出一个数量级。此外，在固体情况下，幸存者往往质量较小，这也预测了比强度较小的水力模型更高的水损失。这可能是能量相对较低的撞击造成的，因为这种撞击不能立即摧毁固体材料。与巨大的撞击相反，我们还观察到一些水冰在物体之间转移的迹象。
2014-07-30 astro-ph.EP
Discovery of an icy and nitrogen-rich extrasolar planetesimal
利用哈勃空间望远镜紫外光谱发现白矮星WD 1647+375正在吸积一颗富含水和氮的冰冷系外小行星体，其成分类似太阳系柯伊伯带矮行星碎片，为研究系外行星成分提供了新视角。
2025-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Bimodal Colors of Centaurs and Small Kuiper Belt Objects
自从半人马座和柯伊伯带天体（KBO）的第一次测光研究以来，它们的可见光颜色分布一直存在争议。这场争论引发了一场关于这些遥远的太阳系冰质天体表面颜色起源的多产辩论。两种不同的观点试图解释和解释颜色的巨大变化，因此表面组成。这些颜色主要是原始的，与形成区域直接相关，还是表面演化过程的结果？到目前为止，还没有发现任何机制可以成功解释为什么从柯伊伯带逃脱的半人马会表现出两种不同的颜色，而KBO则没有。在这封信中，我们使用一组精心编制的B-R颜色和H（α）星等（作为大小的代理）重新讨论了这个问题，其中包括10个新的小天体的数据。我们发现，半人马座之间看到的双峰行为是一个大小相关的现象，共同的半人马座和小KBO，即独立的动力学分类。此外，我们发现，大KBO也表现出双峰行为的表面颜色，虽然不同的小对象和强烈依赖于'妊神星碰撞家庭'的对象。在B-R，H（α）空间中，半人马座和KBO的颜色显示出一种特殊的N形。
2012-06-14 astro-ph.EP
Extensive Pollution of Uranus and Neptune's Atmospheres by Upsweep of Icy Material During the Nice Model Migration
本研究通过N体模拟证实，尼斯模型中冰巨行星轨道剧变期间会大量吸积千米级星子，质量增幅最高约0.35%，或足以改变其大气组成与热演化时标。
2024-05-15 astro-ph.EP
Planetesimal formation around the snow line. II. Dust or pebbles?
在雪线周围，冰卵石和硅酸盐尘埃可能会局部堆积，并通过流动不稳定性和/或引力不稳定性形成冰和岩石微行星。我们进行一维扩散平流模拟，包括反向反应的径向漂移和扩散的冰卵石和硅酸盐尘埃，冰升华，硅酸盐尘埃的释放，并通过再冷凝和坚持到卵石外的雪线回收。我们使用一个现实的描述从艾达等人获得的硅酸盐粉尘的尺度高度。和卵石，包括开尔文-亥姆霍兹不稳定性的影响。我们研究了固体堆积对径向和垂直方向上湍流扩散（$α_{\rm Dr}$和$α_{\rm Dz}$）和气体吸积到恒星（$α_{\rm acc}$）以及卵石到气体质量通量（$F_{\rm p/g}$）的不同有效粘性参数的依赖性。我们推导出漂移冰卵石的升华宽度，这是一个关键参数，以表征堆积的硅酸盐粉尘和卵石周围的雪线。我们确定了一个参数空间（在$F_{\rm p/g}-α_{\rm acc}-α_{\rm Dz}(=α_{\rm Dr})$空间），卵石不再向内漂移，以达到雪线由于反向反应，减慢径向速度的卵石。我们表明，堆积的固体周围的雪线发生在一个更广泛的参数范围为$α_{\rm acc}=10^{-3}$比$α_{\rm acc}=10^{-2}$。在临界$F_{\rm p/g}$值以上，雪线内硅酸盐粉尘的失控堆积有利于$α_{\rm Dr}/α_{\rm acc} \ll 1$，而雪线外卵石的失控堆积有利于$α_{\rm Dr}/α_{\rm …
2021-01-16 astro-ph.EP
Planetesimal Compositions in Exoplanet Systems
我们已经使用了最近的调查组成的系外行星的宿主恒星，以调查在这些系统的拱星星云的雪线以外形成的星子凝聚物质的预期组成。在主要的固体形成元素中，我们发现，对于太阳，C和O丰度（特别是C/O丰度比）对这些系统中形成的冰质星子的组成影响最大。计算使用自洽模型的冷凝顺序挥发性冰从星云气体后，难熔（硅酸盐和金属）相冷凝。由此产生的比例的耐火相和冰的星云温度结构和氧化还原条件的范围内计算。亚太阳能C/O系统中的微行星应该富含水冰，耐火材料的含量低于太阳质量，而在超太阳能C/O系统中，微行星应该有更高的耐火材料含量，在某些情况下几乎没有水冰。含碳的挥发性冰和笼形物也变得越来越重要，随着C/O的增加，这取决于假设的星云温度。星云外部早期凝聚物的这些成分变化对于这些系统中的柯伊伯带、巨行星的冰冷卫星以及巨行星大气中挥发物和重元素的富集（超过恒星值）具有重要意义。
2012-08-16 astro-ph.EP
Planetesimal Formation by Gravitational Instability of a Porous-Dust Disk
最近有人提出，多孔冰尘埃聚集体是由雪线以外的尘埃聚集体成对吸积形成的。我们计算的多孔尘埃聚集体的平衡随机速度考虑到相互引力散射，碰撞，气体阻力，湍流搅拌和散射。我们发现，磁盘的多孔尘埃聚集体变得重力不稳定，因为他们通过重力压缩的最小质量太阳星云模型的湍流强度的合理范围内，这导致快速形成的星子。
2016-06-22 astro-ph.EP
Spitzer's Solar System Science Legacy: Studies of the Relics of Solar System Formation & Evolution. Part 1 - Comets, Centaurs, & Kuiper Belt Objects
在16年的科学测量中，斯皮策太空望远镜对太阳系的远近物体进行了一些开创性的和关键的红外测量。目标范围从最小的微行星到巨行星，并帮助我们改革我们对这些物体的理解，同时也为未来的红外天基观测奠定了基础，例如詹姆斯韦伯太空望远镜将在2020年代进行的观测。在这第一篇论文中，我们描述了斯皮策太空望远镜是如何通过观测太阳系外的小行星，即，彗星，半人马座和柯伊伯带天体（KBO）。这些天体是我们太阳系早期形成时代的遗迹，它们保存着关于创造它们的过程的重要信息。斯皮策的主要观测结果可以分为3大类：新的太阳系天体（彗星D/ISON 2012 S1，C/2016 R2，1 I/`Oumuamua）的表征;已知天体大小的大规模人口调查（彗星，半人马座和KBO）;以及通过光谱测量物体表面和发射物质（彗星，半人马座和KBO）的成分研究。
2020-10-26 astro-ph.EP
Runaway Growth During Planet Formation: Explaining the Size Distribution of Large Kuiper Belt Objects
跑道生长是行星形成的一个重要阶段，在此期间，大型原行星形成，而大部分初始质量仍保留在小星子中。转换成大型原行星的质量数量及其产生的大小分布还没有很好的了解。在这里，我们使用通过凝聚模拟确认的分析工作来描述失控的生长和相应的速度弥散演变。我们发现，失控的增长过程如下：最初所有的质量都存在于小的星子中，质量表面密度为σ，大型原行星开始通过吸积小的星子形成。这种增长一直持续到合并大型原行星的增长变得与星子吸积的增长相当。当Σ/σ~α^{3/4} ~ 10^{-3}时，这一条件成立，其中Σ是原行星在给定对数质量区间内的质量表面密度，α是天体大小与希尔半径之比。从那时起，原行星的生长和速度色散的演变变得自相似，并且由于小微行星的吸积而增加的速度色散被由于与大原行星合并而减少的速度色散所平衡，因此速度色散大致保持不变。我们发现，这种增长导致原行星的大小分布由N（>R）\propto R^{-3}给出，其中N（>R）是半径大于R的物体的数量（即，微分幂律指数为4）。我们将我们的结果应用于柯伊伯带，这是一个失控增长的遗迹。我们的结果成功地匹配了观测到的柯伊伯带尺寸分布，它们阐明了形成它的物理过程，并解释了今天大型柯伊伯带天体（KBO）中存在的总质量。这项工作表明，目前在大型KBO的质量是原始的，它还没有被显着耗尽。删节
2010-10-31 astro-ph.EP
Collisional heating of icy planetesimals. I. Catastrophic collisions
本文利用热物理代码 NIMBUS 研究冰质星子在灾难性碰撞中的热演化，通过分析超挥发性物质损失约束参与碰撞级联的最大天体直径，并据此限制原初盘寿命或群体规模。
2023-09-19 astro-ph.EP
Amateur telescopes discover a kilometre-sized Kuiper belt object from stellar occultation
柯伊伯带天体（KBO）被认为是早期太阳系的残留物，它们的大小分布为探索外太阳系的形成和演化提供了机会。特别是，三倍大小（半径= 1-10公里）的KBO的大小分布代表了行星形成时初始微行星大小的特征。这些三分之一大小的KBO非常微弱，不可能直接探测到它们。相反，监测恒星掩星事件是发现这些小KBO的一种可能方法。然而，迄今为止，还没有观测证据表明，掩星事件的KBO半径为1-10公里。在这里，我们报告的第一次检测到一个单一的掩星事件候选人的KBO半径为$\sim$ 1.3公里，这是同时提供的两个低成本的小型望远镜与商业CMOS相机。根据该检测，我们得出结论，半径超过$\sim 1.2$ km的KBO的表面数密度为$\sim 6 \times 10^5 \ {\rm deg^{-2}}$。这种表面数密度有利于在半径为1-2公里处具有过量特征的理论尺寸分布模型。如果这是一个真实的发现，这意味着星子在其失控的生长阶段之前，在原始的外太阳系中成长为三倍大小的物体，并成为当今柯伊伯带的主要群体。
2019-10-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
Measurements of three exo-planetesimal compositions: a planetary core, a chondritic body, and an icy Kuiper belt analogue
本研究通过分析三颗白矮星吸积的行星子成分，揭示了系外行星核、球粒陨石体和冰质柯伊伯带类似物的不同组成与演化历史。
2025-06-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of Ryugu's parent planetesimal beyond the CO$_{2}$ snow line from small pebbles: insights from thermal evolution modeling
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所生命理工学研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Hokkaido University（北海道大学地球行星科学系）；Faculty of Science, Ibaraki University（茨城大学理学部）；School of Science, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所理学院）；Department of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, Purdue University（普渡大学地球大气与行星科学系）
通过热演化模型约束龙宫母星子在CO$_2$雪线外由小卵石形成，发现其吸积年龄早于多数碳质球粒陨石母星子，核心卵石尺寸仅几毫米，解释了样品中无球粒陨石的现象。
2026-09-18 astro-ph.EP
Serpentinization in the thermal evolution of icy Kuiper belt objects in the early Solar system
本文提出了一种改进的算法来模拟太阳系早期星子的蛇形化过程。虽然人们假设类蛇纹化反应在星子的热演化中起着重要的作用，但在这一主题中可用的模型很少且有限。这些过程可能很重要，因为这些物体中所涉及的材料很丰富。我们的模型基于（Gobi & Kereszturi 2017）的模型，并在考虑热容和岩石圈压力以及计算界面水量方面进行了改进。将我们的结果与以前的计算结果进行比较表明，在例如蛇纹化时间（在特定初始条件下消耗大部分反应物所需的时间）或该过程产生的热量方面存在显着差异。在一个简单的应用程序中，我们表明，在冰冷的机构，在一些现实的条件下，低于水冰的熔点，使用界面水的蛇纹化反应可能能够进行，并最终推动当地的温度高于熔点开始一个'失控'蛇纹化。根据我们对半径为R $\gtrsim$ 200公里的天体的计算，在早期的太阳系中，蛇纹化作用可能迅速地改造了这些天体的几乎整个内部。
2022-02-03 astro-ph.EP
Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks
我们研究了演化的气体盘中的星子演化，这些气体盘围绕一颗太阳质量的恒星运行，并在a_p~5AU处拥有一颗太阳质量的行星。的气体动力学建模与三维流体动力学代码，采用嵌套网格，并实现了一个木星的半径在环行星盘的分辨率。该代码将实体建模为单个粒子。微行星受到恒星和行星的引力、气体的拖曳力、冲压压力的破坏和烧蚀的质量损失。固体的质量演化是根据其温度、速度和位置自洽地计算的。我们考虑半径为0.1- 100公里的冰和冰/岩石天体，最初部署在围绕恒星的轨道上，在行星轨道的几个希尔半径（Rhill）内。星子向内、向外和朝向半径r>>a_p的盘区域散射。散射可以重新定位大量的固体，前提是这些区域|r-a_p| ~ 3Rhill充满了星子。分散的天体可以暂时被行星中心轨道捕获。在气体温度> ~ 220 K时，烧蚀几乎消耗所有固体。围绕气隙外缘的超开普勒旋转可以分离<0.1 km的天体，在大小依赖的径向位置产生固体气隙边缘。捕获，分裂，和烧蚀固体的结果在一个充满灰尘的环行星盘与公里大小的星子的表面密度低，这意味着相对较长的时间尺度的卫星形成。在一颗巨大的行星获得了大部分质量之后，固体的吸积不太可能显著改变其重元素含量。由固体吸积产生的光度可以是与收缩光度相似的数量级。
2015-04-16 astro-ph.EP
Coagulation Calculations of Icy Planet Formation at 15--150 AU: A Correlation Between the Maximum Radius and the Slope of the Size Distribution for Transneptunian Objects
我们调查是否凝聚模型的行星形成可以解释所观察到的大小分布的transneptunian对象（TNO）。通过分析已发表的和新的计算，我们证明了最大物体的大小与大小为0.1公里及以上的大小分布的斜率之间的关系。这些关系为TNO和整个太阳系的其他冰冷物体提供了清晰，可测试的预测。将我们的结果应用到现有的观测结果中，我们表明，广泛的初始盘质量，小行星的大小和碎片参数可以解释的数据。在“热”KBO的初始半长轴上加上动力学约束以及可能的TNO形成时间为10-700万年，将可行的模型限制为具有由相对较小（1-10公里）的星子组成的大质量盘的模型。
2012-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust evolution in protoplanetary discs and the formation of planetesimals. What have we learned from laboratory experiments?
经过25年的实验室研究原行星尘埃凝聚，一个一致的图片，涉及碰撞尘埃聚集体的各种过程已经出现。除了粘附、弹跳和碎裂之外，其他效果，例如，腐蚀或质量传递，现在已经被广泛研究。凝聚模拟一致地表明，$\rm μ$ m大小的尘埃颗粒在遇到弹跳屏障之前可以生长到mm到cm大小的聚集体，而亚$\rm μ$ m大小的水冰颗粒可以直接生长到星子大小。对于硅质物质，其他过程必须负责将尘埃聚集体转化为星子。在本文中，讨论了这些过程，介绍了出现的尘埃或结冰微行星的物理特性，并与来自太阳系内外的经验证据进行了比较。总之，由尘埃“卵石”的引力坍缩形成的星子似乎是最有可能的。
2018-02-01 astro-ph.EP
Thermophysical evolution of planetesimals in the Primordial Disk
由小型冰质星子组成的原始盘，曾经位于距离太阳15-30 AU的位置，在早期的太阳系被巨大的行星迁移所破坏。原始圆盘因此成为现今柯伊伯带、离散圆盘和奥尔特云中天体的来源区域。我提出了热物理代码“数值冰小天体演化模拟器”，或NIMBUS，并使用它来研究原始磁盘的星子的热物理演化之前，其中断。为了了解来自奥尔特云的动态新彗星的行为以及来自散射盘的半人马座和短周期彗星的活动，这种建模是强制性的，这些彗星经过预处理后返回太阳附近。我发现，在原始磁盘中的直径范围为4-200公里的机构失去了所有的CO冰的时间尺度为0.1-10百万年，根据大小，通过结合原太阳和长寿命的放射性核素加热。因此，一氧化碳和其他高挥发性物质需要一个挥发性较低的主机来存储。我考虑了两种可能的宿主：无定形水冰和二氧化碳冰。由于原太阳的高光度，一些原始盘体可能在最高的几十米处持续了显著的结晶、CO：CO2分离和CO2升华。我将讨论如何这可能会影响昏迷丰度比和遥远的动态新彗星的活动。
2022-08-31 astro-ph.EP
Planetesimal formation around the snow line: I. Monte Carlo simulations of silicate dust pile-up in a turbulent disk
背景：岩石星子的形成是行星形成理论中一个长期存在的问题。其中一种可能性是，它是由重力不稳定性造成的，这是由经过雪线的升华冰卵石释放出的小硅酸盐尘埃颗粒堆积而成的。目的：我们希望了解和量化水雪线对形成富含岩石和冰的星子的作用。在本文中，我们专注于岩石丰富的星子的形成。另一篇论文研究了富含岩石和富含冰的微行星的联合形成。研究方法：我们开发了一个新的蒙特卡罗程序来计算湍流吸积盘中硅酸盐粒子的径向演化，考虑了反反应（即，惯性）对颗粒的径向漂移速度和扩散的影响。结果取决于特别是粒子注入宽度（确定从径向升华宽度的冰卵石），卵石规模的高度和卵石通过磁盘的质量通量。该拉格朗日方法自动计算了失控堆积最重要的影响因素硅酸盐颗粒的尺度高度演化。结果如下：从数值结果中，我们推导出半解析关系的尺度高度的硅酸盐尘埃颗粒和颗粒-气体密度比在中平面，作为功能的卵石-气体的质量通量比和$α$参数盘气体吸积和垂直/径向扩散。我们发现，失控堆积的硅酸盐粒子（形成岩石星子）发生，如果卵石-气体质量流量比为$> [(α_{Dz}/α_{acc})/3 \times 10^{-2}]^{1/2}$，其中$α_{Dz}$和$α_{acc}$是垂直湍流扩散和磁盘气体吸积的$α$参数。
2020-11-26 astro-ph.EP
Using Kuiper Belt Binaries to Constrain Neptune's Migration History
大约10-20%的柯伊伯带天体（KBO）与海王星有平均运动共振。这种动力学结构可能是由于海王星在行星形成的后期向外迁移时共振捕获的结果。海王星的微行星驱动迁移的细节，包括其径向范围和行星的同步偏心率演化，是相当大的辩论的主题。有两种性质不同的共振捕获提议被提出--海王星轨道平滑向外演化驱动的迁移诱导捕获和行星当前半长轴附近偏心率阻尼驱动的混沌捕获。我们证明，分布的可比质量，宽分离双星占据共振轨道可以区分这两种情况。如果发生迁移诱导的捕获，这部分记录的信息的形成位置的不同人口的KBO。相反，混沌俘获使处于共振状态的物体的轨道随机化。特别地，迁移诱导的捕获产生以下特征。2：1共振应包含动态冷分量，倾角小于5-10度，具有与冷经典KBO中的二元分数相当的二元分数。如果3：2共振也有冷的成分，它的双星分数应该比冷的经典带低20-30%。在冷的2：1（如果存在3：2）KBO中，偏心率e < 0.2的天体应该比e > 0.2的天体的双星分数大20%。共振KBO的二进制馏分中的冷组分的分离是目前实用的。这里描述的其他迁移产生的趋势可能与LSST发现的物体不同。（摘要节略）
2011-02-07 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
Icy Volatile Enhancements in Evolving Protoplanetary Disks
Department of Astronomy, University of Chicago（芝加哥大学天文学系）
研究探讨了原行星盘中冰冻挥发物的增强机制，通过结合盘动态与简单的升华和沉积化学，揭示了挥发物在盘半径上的再分布作用，特别是对固态颗粒、行星esimal和行星组成的影响。
2026-04-15 astro-ph.EP
Erosion and the limits to planetesimal growth
微观尘埃凝聚成星子是行星形成的第一步。生长的聚集体的大小和形状决定了这种早期生长的效率。有人提出，蓬松的冰聚集体可以非常有效地生长，较少受到弹跳和径向漂移障碍的影响。虽然类似大小的冰聚集体之间的碰撞速度被认为低于碎裂阈值，但它们可能会因与小得多的抛射体碰撞而损失质量。我们调查的影响，这些侵蚀性碰撞的多孔冰聚集体的能力，以跨越径向漂移障碍。我们开发了一个蒙特卡罗代码，计算不断增长的聚集体的演变，同时解决了整个质量分布在任何时候。骨料的孔隙度与其质量无关，并由碰撞、气体压实和最终的自重力压实决定。对于20-40米/秒的侵蚀临界速度，与小射弹的高速碰撞阻止了最大聚集体在开始漂移时的增长。在这些情况下，我们的本地模拟结果在一个稳态分布，与大多数的尘埃质量的粒子与斯托克斯数接近统一。只有考虑最高侵蚀阈值（60米/秒），多孔骨料管理跨越径向漂移障碍的内部10 AU的MMSN样磁盘。在限制增长方面，Escented碰撞比相似尺寸粒子之间的碎片碰撞更有效。可以想象，侵蚀限制了径向漂移障碍前的增长，虽然这种说法的鲁棒性取决于（不确定的）材料性能的冰聚集。如果侵蚀通过直接粘附抑制了星子的形成，那么${\sim}10^9$ g的海洋，高度多孔的颗粒似乎非常适合触发流动的不稳定性。
2014-12-11 astro-ph.EP
OSSOS XX: The Meaning of Kuiper Belt Colors
观测表明，100公里级别的柯伊伯带天体（KBO）可以分为（至少）两个颜色组，即红色（R，g-i<1.2）和非常红色（VR，g-i>1.2），反映了它们表面组成的差异。这被认为意味着KBO在相对宽的径向距离r范围内形成。在42<r<47 au处的冷经典天体主要是VR，而在r=30 au处已知的海王星特洛伊天体主要是R。然而，有趣的是，动态热KBO显示R和VR颜色的混合，并且颜色与r没有相关性。在这里，我们进行迁移/不稳定模拟的柯伊伯带人口从一个扩展的星子盘。我们发现，如果R天体在r<r* 处形成，VR天体在r>r* 处形成，并且30<r*<40 au，则可以最好地理解颜色观测。在30<r*<40 au处的跃迁可以解释为什么在动力热星群中的VR天体比R天体有更小的轨道倾角，因为海王星的轨道激发在30 au之后开始减弱。讨论了R-VR彩色双峰的可能原因。
2020-06-02 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
A solution for the density dichotomy problem of Kuiper Belt objects with multi-species streaming instability and pebble accretion
本研究通过多物种流体不稳定性与卵石吸积模型，解释柯伊伯带天体密度随质量增加的趋势，揭示冰质微行星优先吸积硅酸盐导致成分变化，解决$^{26}$Al衰变引发的时间问题，验证了该形成机制。
2024-01-09 astro-ph.EP
Ejection of rocky and icy material from binary star systems: Implications for the origin and composition of 1I/`Oumuamua
在像我们自己的太阳系这样的单星系统中，彗星在被喷射到星际空间的天体的质量预算中占主导地位，因为它们形成得更远，束缚得更松。然而，1 I/`Oumuamua是第一个被探测到的星际天体，在其光谱中似乎是小行星，并且缺乏可探测的活动。我们认为，像1 I/`Oumuamua星际物体的星系预算应占主导地位的星子材料在行星形成在环双星系统，而不是在单星系统或广泛分离的双星喷射。我们进一步表明，在环双星系统中，岩石体应该在可比的数量冰的喷射。这表明，在未来发现的其他星际物体中，很大一部分应该会显示出活跃的彗发。我们发现，岩石人口，其中1 I/`Oumuamua似乎是一个成员，应主要来源于A型和晚期B星双星。
2018-03-29 astro-ph.EP
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
The fate of icy pebbles undergoing sublimation in protoplanetary discs
冰卵石可能在靠近原行星盘水冰线的行星形成中起重要作用。在那里，灰尘凝结更有效，蒸汽在鹅卵石上的再凝结可能会促进它们在冰线外的生长。先前的理论研究表明，由于升华而导致的冰卵石的破坏增加了冰线内外卵石的生长速度，通过将小硅酸盐颗粒释放回圆盘的灰尘储存器中。然而，由于行星吸积是依赖于Stokes数的吸积卵石，星子的增长可以增强下游的冰线，如果卵石不破坏升华。我们使用不同的硅酸盐粉尘开发了两种冰卵石的实验模型，并将它们暴露在真空室中的低温和低压条件下。增加室内的温度，我们研究了卵石通过升华而不破坏的条件。我们发现，小的硅酸盐颗粒（$<50$ um）和少量的冰（约$15$ %卵石质量）是通过升华保存卵石的最佳条件。此外，如果小百分比（$10-20$质量%）的尘埃颗粒小于$50$ um，则具有粗尘埃分布（$100-300$ um）的卵石不会发生破坏。我们的研究结果强调了升华不一定会导致破坏，鹅卵石似乎可以有效地在快速升华过程中生存下来。
2021-11-02 astro-ph.EP
Planetesimal formation starts at the snow line
星子形成阶段代表了我们对行星形成过程理解的一个主要空白。晚期行星吸积模型通常对星子和卵石的分布做出任意假设，而尘埃演化模型则预测星子的形成只可能在某些轨道距离上。我们想测试水雪线在原行星盘富含气体阶段触发第一个微行星形成的重要性，当巨行星的核心必须形成时。我们将气盘演化、尘埃生长和碎裂、水冰蒸发和再凝结、固体和水蒸气的运输以及通过流动不稳定性形成的微行星连接到一个单一的一维原行星盘演化模型中。我们发现雪线周围发生的过程以两种方式促进了星子的形成。首先，由于湿骨料和干骨料之间粘附特性的变化，雪线内部存在“交通堵塞”，这减缓了固体落到恒星上的速度。其次，冰的蒸发和水的向外扩散，然后再凝结，增加了冰卵石的丰度，通过雪线外的流动不稳定性触发了星子的形成。星子的形成受到生长障碍和径向漂移的阻碍，因此需要特定的条件才能发生。雪线是一个有利的位置，在那里星子的形成是可能的广泛的条件，但仍然不是在每一个原行星盘模型。这一过程在具有低固有湍流和增加的初始尘气比的大的冷盘中特别得到促进。
2017-09-29 astro-ph.EP
Eccentric Early Migration of Neptune
柯伊伯带的动力学结构可以作为太阳系、一般行星系，特别是海王星早期轨道历史的形成和演化的线索。这个问题是最好的解决前向建模不同的初始条件和海王星的轨道演变进行了测试，模型预测进行比较，已知的柯伊伯带天体（KBO）的轨道。先前已经确定，海王星通过与外行星盘的引力相互作用而径向迁移，从最初的径向距离r < 25 au到目前的轨道30 au。在此，我们指出，在海王星的轨道偏心率e_N < 0.05的情况下，对于半长轴50 < a < 60 au，近日点距离q > 35 au，倾角i < 10 deg的KBO，其迁移模型是不能解释的。如果e_N始终< 0.05，则Kozai循环控制注入过程，并且由于角动量的z分量守恒，q > 35 au的轨道最终具有i > 10 deg。当海王星的偏心率被激励到e_N ~ 0.1，然后用动力摩擦阻尼时，得到了较好的结果。在这个模型中，当KBO被各种平均运动共振附近的长期周期（主要是近点共振nu_8）从散射盘中抬升时，产生了50-60 au的低e和低i轨道。这些结果支持了一种（温和的）动力学不稳定性，这种不稳定性可能在海王星早期迁移期间激发了巨行星的轨道。
2020-12-25 astro-ph.EP
Can dust coagulation trigger streaming instability?
流动不稳定性可以是克服星子形成的生长和漂移障碍的一种非常有效的方法。然而，它表明，强大的结块，导致星子的形成，需要相当数量的大颗粒。国家的最先进的流不稳定性模型没有考虑到现实的大小分布所造成的碰撞演变的尘埃。我们调查是否有足够数量的大聚集体可以通过粘附和尘埃凝聚和星子形成的相互作用是什么。我们开发了一个半解析处方的星子形成的流动不稳定性和实现它在我们的尘埃凝聚程序的基础上的Monte Carlo算法与代表粒子的方法。我们发现，星子形成流不稳定性可能优先工作的雪线外，粘性冰聚集。该过程的效率强烈依赖于当地的尘埃丰度和径向压力梯度，并需要一个超太阳的金属丰度。如果星子的形成是可能的，尘埃的凝聚和沉降通常需要大约100个轨道才能产生足够大的沉降颗粒，而星子的形成又需要大约1000个轨道。我们提出了一个简单的分析模型，计算的尘埃量，可以变成星子的磁盘模型的参数。
2014-10-16 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
Initial Planetesimal Sizes and the Size Distribution of Small Kuiper Belt Objects
我们表明，通过比较观测与理论模型，观测到的柯伊伯带的大小分布是很好地匹配的凝聚模型，从一个初始的小行星人口半径约为1公里，随后的碰撞演化。我们发现，在太阳系年龄段内，观测到的R > 30 km的尺度分布没有受到碰撞演化的影响，而R ~ 30 km以下的尺度分布受到了碰撞的影响，其斜率与使用已发表的强度定律的碰撞演化模型很好地匹配。我们详细地研究了从0.01公里到30公里的天体的尺寸分布，发现其斜率在接近R <0.1公里的物质强度主导的天体的平衡碰撞级联的预期值之前作为半径的函数变化了几次。与0.01 ~ 30 km范围内的单一幂律尺度分布相比，我们发现R ~ 10 km范围内的天体数量严重不足，而2km范围内的天体数量严重过剩。这种赤字和过剩是由在公里大小范围内的小微行星的过剩质量造成的，这是从失控的增长阶段遗留下来的，在4.5 Gyrs的碰撞演化后，在尺寸分布中留下了一个签名。因此，对小KBO尺寸分布的观测可以测试大KBO是否是由于失控生长而生长的，并限制初始的星子尺寸。我们发现，从最近的KBO掩星调查的结果和所观察到的KBO的大小分布可以最好地匹配的初始星子人口，包含约相等的质量，每个对数质量箱的机构，从0.4公里到4公里的半径。此外，我们发现，我们不能匹配所观察到的KBO的大小分布，如果大部分的星子质量包含在半径为10公里或更大的机构。
2013-04-02 astro-ph.EP
Towards Initial Mass Functions for Asteroids and Kuiper Belt Objects
我们的目标是了解第一个星子的原始吸积。原始的陨石记录表明，小行星带在超过一百万年的时间内形成了相当大的星子，每个星子完全由一种不寻常的，但均匀的毫米大小颗粒的混合物组成。我们勾画了一个场景，其中10- 100公里大小的星子的主要吸积直接进行，如果零星的，从空气动力学分选毫米大小的颗粒（一般“球粒”）。这些小行星的大小与目前观测到的直径接近100公里的小行星质量峰值大体一致，后者被确定为侵蚀前、耗尽前小行星群的“化石”性质。我们扩展我们的主要吸积理论作出预测外太阳系星子，这也可能有一个首选的大小在100公里的直径范围。我们估计星子的形成率，并评估所需的条件，以匹配小行星和柯伊伯带天体（KBO）形成率的估计。对于满足观测到的百万年前原行星状星云的质量吸积率的星云参数，这种情况不仅与小行星的“化石”大小及其估计的生产率大致一致，而且与观测到的给定球粒陨石中球粒形成年龄的分布大致一致，在形成和增生之间的这段时间里，有相当小的径向扩散混合（该模型自然有助于解释此类天体中陨石球粒的特殊尺寸分布）。该方案还产生10- 100公里直径的初级KBO。然而，与太阳星云的“规范”模型相比，最佳参数范围代表了更高的气体密度和固体丰度分数，以及开普勒轨道速度和压力支持轨道速度之间更小的差异。我们讨论了这些差异的几种可能的解释。
2010-04-02 astro-ph.EP
Carbon depletion observed inside T Tauri inner rims: Formation of icy, kilometer size planetesimals by 1 Myr
原行星盘的碳含量是表征不同盘半径行星的重要参数。从远红外线和亚毫米波观测中有一些证据表明，外盘的气体中碳含量减少，而在盘中面富碳冰的含量相应增加。对内部升华边缘内的碳含量的观测可以确认有多少碳仍然锁定在圆盘中千米大小的物体中。使用近红外光谱，我自洽地确定恒星，消光，面纱，吸积性质的26颗恒星在我的样本。从这些值中，我提取了目标星的内盘过剩，并在其中18个盘中识别出一系列C^0复合线，并使用具有光学薄板模型的Chianti原子线数据库来约束具有完整线集的5个盘中这些线的平均n_e、T_e和n_C。通过使用云光电离代码将这些值与内盘的其他板模型进行比较，我还限制了n_H和碳丰度X_C，从而限制了板中"缺失"的碳量。内盘密度极高（n_H~10 ^{16} cm ^{-3}），温度高（T_e~4500 K），电离程度中等（logX_e~3.3）。五个模拟圆盘中的三个显示出相对于太阳值<= 42的稳健的碳消耗。我讨论了多种方式，其中“失踪”的碳可以锁定的增生气体。考虑到高密度的内盘气体，径向漂移的证据，以及缺乏明显的差距，在这三个系统中，他们的碳消耗是最一致的“失踪”的碳被隔离在公里大小的机构。对于DR Tau，氮和硅也分别亏损了45和4倍，这表明锁定颗粒的千米大小的物体是在N_2雪线之外形成的。
2019-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Formation of Jupiter, the Jovian Early Bombardment and the Delivery of Water to the Asteroid Belt: The Case of (4) Vesta
小行星（4）灶神星是霍华陨石-真斜陨石-闪长陨石的母体，是太阳系中最早形成的天体之一，主要由挥发性耗尽的物质形成。黎明任务最近提供的证据表明，在过去的4 Ga中，水合物质可能以连续的方式被运送到灶神星，而对eucritic陨石的研究揭示了一些在水和挥发性元素存在下结晶的样品。木星的形成和它的迁移可能发生在eucrites结晶的时期，并引发了一个撞击阶段，导致冰冷的星子穿过小行星带。在这项工作中，我们研究了木星早期轰击期间，在灶神星冰冷的星子通量，并利用流体动力学模拟，他们与小行星碰撞的结果。我们探讨如何迁移的巨大行星将影响水和挥发性物质的小行星的交付，我们讨论我们的结果的背景下，灶神星的地球物理和碰撞演化。特别是，我们认为，最好的观测数据再现，如果大部分的撞击物是由1-2公里宽的星子，如果木星进行了有限的（一小部分的au）位移。
2014-01-29 astro-ph.EP
Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores
气体巨行星，如木星、土星和巨大的系外行星，是通过气体吸积到固体核心上而形成的，每个固体核心的质量大约是地球的十倍。然而，由于盘-行星相互作用的快速径向迁移阻止了通过星子吸积形成如此巨大的核心。通过卵石吸积的相对快速的核心增长需要非常巨大的原行星盘，因为大多数卵石落入中央恒星。虽然星子的形成、行星的迁移和气体巨星核心的形成已经被研究了很多，但从尘埃到行星的完整演化路径仍然不确定。在这里，我们报告的结果完全模拟的碰撞演化从尘埃到行星在整个磁盘。真实孔隙度的尘埃生长允许在内盘（> 10 au）形成冰冷的星子，而在外盘形成的鹅卵石漂移到内盘并在那里生长成星子。这些小卵石生长成星子抑制了它们的径向漂移，并在核心附近可持续地供应小星子。这使得在行星迁移之前，在20万到40万年内迅速形成足够大的行星核心。我们的模型显示，第一颗气态巨行星在2-7天文单位时形成于相当常见的原行星盘中，与系外行星和太阳系一致。
2021-10-03 astro-ph.EP
Collision velocity of dust grains in self-gravitating protoplanetary discs
我们已经进行了第一次全面的数值调查的尘埃粒子的相对速度分布在自引力原行星盘，以评估通过直接崩溃在这样的环境中的星子形成的可行性。的可行性取决于关键的大尺寸，优先收集在压力最大值所产生的瞬态螺旋功能（斯托克斯数，$St \sim 1$），这些尺寸尺度的增长需要碰撞速度保持足够低，晶粒生长不被破碎逆转。我们发现，对于一个单一大小的尘埃人口，速度驱动光盘的引力扰动是有效的$St > 3$，而耦合到气体速度占主导地位，否则。我们开发了一个标准来理解这一结果的停止距离是为了光盘规模的高度。然而，在多尺寸尘埃群中，由不同的径向漂移引起的相对速度太高，不允许硅酸盐尘埃颗粒生长超过$St \sim 10^{-2}$或$10^{-1}$（$10\,\mathrm{cm}$到$\mathrm{m}$尺寸在$30\,\mathrm{au}$），这样的斯托克斯数不足以允许螺旋特征中的固体浓度。然而，对于冰冷的固体（它可以在几次$10\,\mathrm{m\,s}^{-1}$的碰撞中幸存下来），从恒星到$30\,\mathrm{au}$的增长可能超过$St \sim 1$（$10\,\mathrm{m}$大小）。这样的天体将集中在螺旋形特征中，并可能通过引力坍缩产生更大的冰质微行星/彗星。这些微行星将获得适度的离心率，并在圆盘的剩余寿命中保持不变。
2016-02-29 astro-ph.EP
Selective Aggregation Experiments on Planetesimal Formation and Mercury-Like Planets
一颗行星的大部分成分可以在形成之初就确定下来。实验室实验可以限制这些早期步骤。这包括在地球重力下和各种微重力平台上进行的静态拉伸强度测量或碰撞。最终形成的各种太阳系外行星中有（Exo）-水星，这是一种高密度的类地行星。如果它们形成于内部的原行星盘，高温实验是强制性的，但它们仍然很罕见。除了最初的碰撞过程之外，可能还需要一些额外的选择性处理来解释水星。类似于冰冷的世界，这样的行星可能，例如，在富含铁的环境中形成。这需要在早期阶段分离铁和硅酸盐的方法。光泳可能是一种可行的方法。水星和类水星行星也可能由于铁的铁磁性而形成，而磁盘磁场中的磁聚集机制可能变得重要。本综述重点介绍了一些有可能触发汞形成的机制。
2018-08-30 astro-ph.EP
The Formation of the Collisional Family around the Dwarf Planet Haumea
妊神星是一颗快速旋转的细长矮行星（直径约1500公里），有两颗卫星，并与几个较小的柯伊伯带天体（KBO）的“家族”在类似的轨道上有关。妊神星系统的所有成员都有一个水冰的光谱特征，这一特征与所有其他KBO都不同。妊神星家族成员之间的相对速度太小，不可能是由一个大型前体的灾难性分裂形成的，这是在主带中围绕小得多的小行星形成家族的过程。在这里，我们展示了妊神星系统的所有不寻常的特征都可以用一种新型的巨大碰撞来解释：两个巨大天体之间的擦撞和合并碰撞。擦肩而过的碰撞产生了很高的角动量，从细长的合并体的冰壳中剥离出碎片。这些碎片变成了卫星和家庭成员。巨型碰撞的结果对碰撞参量极为敏感。与主带相比，柯伊伯带中最大的天体质量更大，碰撞速度更慢;因此，巨大碰撞的结果在太阳系内外有很大的不同。柯伊伯带中的矮行星记录了意想不到的大量巨碰撞，需要在太阳系形成的末期发生一个特殊的动力学事件。
2010-03-30 astro-ph.EP
The interplay between pebble and planetesimal accretion in population synthesis models and its role in giant planet formation
本研究通过混合卵石-星子模型揭示，两种吸积机制并存会抑制巨行星形成，而晚期星子吸积加热延迟气体吸积，结合内向迁移导致形成近距离冰质亚海王星。
2023-04-25 astro-ph.EP
