Radiative forces on macroscopic porous bodies in protoplanetary disks: laboratory experiments
在原行星盘的光学薄部分，引力不仅对尘埃颗粒，而且对宏观物体都是一种重要的力量。在被认为是高度多孔的物体上的绝对强度还没有被详细地知道。我们建立了一个低压扭秤，并研究了电泳力。我们研究了板的尺寸和环境压力的依赖性，并考虑了通过板的通道的影响。作为全（无通道）接骨板的样本，我们使用了厚度为2 mm、直径为10 mm、30 mm和50 mm的圆形组织。在面积为35 mm × 35 mm、厚度为1.5mm的矩形电路板上探讨了通道的影响。频道数量为169和352。在低压下，绝对电泳力与板的截面成比例。在高压下，通过通道的气流增强了电泳力。辐射力的压力依赖性可以（形式上）通过对具有特征长度的粒子的电泳来计算。我们导出了两个特征长度尺度l，这取决于板半径r_1、通道半径r_2和板的厚度，板的厚度等于通道的长度d，公式为l=r^{0.35} x d^{0.65}。在压力p_max = 15 x l^{-1}Pa mm处发现最大力。总之，具有通道的板上的电泳力可以通过两个分量的叠加来很好地描述：由于板的总体尺寸和截面引起的电泳力以及由于通道引起的电泳力，两者都具有其特征压力依赖性。我们将这些结果应用于原行星盘中大固体的运输，发现孔隙度对电泳力的影响可以逆转大固体（例如米级大小的物体）的向内漂移，并在盘的光学薄部分内将它们向外推。
2013-09-16 astro-ph.EP
On Eccentric Protoplanetary Disks I -- How Eccentric are Planet-Perturbed Disks?
Clemson University（克莱姆森大学）
研究通过二维模拟揭示行星扰动下盘的偏心性形成机制，并提出偏心率与参数的关系式，为观测偏心盘提供理论基础。
2026-02-18 astro-ph.EP
Ice Deposition Fronts In Porous Bodies From Transient Heating Events In a Protoplanetary Disk
University of Rochester（罗切斯特大学）
研究原行星盘中多孔体在瞬态加热事件下的冰沉积前沿，用一维质量和热传输模型模拟水等物质的升华与沉积，发现前沿形成及移动规律，其特性取决于孔径，还能改变多孔冰体地下形态和物理性质。
2026-07-14 astro-ph.EP
Planet formation in binaries: dynamics of planetesimals perturbed by the eccentric protoplanetary disk and the secondary
在偏心的、近距离的双星系统（距离约为20天文单位）中发现行星，如αCen或γCep，是对行星形成理论的重要检验。来自伴星的引力扰动预计会激发出高的微行星离心率，导致在与类似大小的天体碰撞时，大小可达数百公里的天体的破坏，而不是增长。最近有人提出，嵌入微行星的巨大轴对称气体盘的重力驱动其轨道的快速岁差，从而抑制了偏心率激发。然而，双星中的圆盘本身被认为是偏心的，导致额外的星子激发。本文发展了椭圆形原行星盘（忽略气体阻力）和伴星引力扰动下微行星偏心率演化的长期理论。首次导出了偏心圆盘扰动函数的表达式，该表达式可用于其他天体物理问题。我们获得明确的分析解决方案，小行星偏心率的演变，并描绘了四个不同的制度的动力学激发。我们证明了在具有大质量（>10^{-2}M_Sun）盘的系统中，微行星的偏心率通常仅由偏心盘的引力决定，并且与盘的偏心率相当。结果，后者对固体的碰撞速度施加了下限，使它们的生长成为问题。如果气体盘快速进动，或者气体盘自身的重力有效地降低了盘的偏心率，则可以消除这种碎裂障碍。
2014-10-29 astro-ph.EP
On the accumulation of planetesimals near disc gaps created by protoplanets
我们已经进行了三维二维流体（气尘）流体动力学模型的拱盘嵌入原行星（3 - 333 M \oplu）和小固体（半径10厘米至10米）。我们发现，大质量行星（\gtrsim土星质量）在气体盘中打开足够深的间隙，使得间隙外缘的密度最大值可以非常有效地捕获米级固体。这允许固体在间隙的外边缘处积聚，因为固体从大半径螺旋向内到捕获区域。对于那些向内螺旋最快的物体，通常是米大小的巨石，这种积累过程发生得最快，而较小和较大的物体在圆盘的寿命内不会足够快地迁移以从该过程中受益。在木星质量的行星周围，我们发现可能会形成与几个地球质量一样大的固体物质的束缚团块，可能会在自引力下坍塌形成行星或微行星。这些结果与Lyra et al.（2009）一致，支持他们的发现，即第二代微行星或类地行星的形成可能是由高质量行星的存在引发的。
2012-03-22 astro-ph.EP
A Mechanism to Produce the Small Dust Observed in Protoplanetary Disks
在原行星盘的整个生命周期中，都存在着微小的（亚）微米尘埃。由于聚集很容易耗尽小颗粒，一种解释可能是，尘埃是由中平面中的较大物体连续产生的，并被输送到圆盘的表面。一般来说，在这种情况下的第一步，较大的机构必须再次销毁，存在不同的机制，有可能完成这一任务。可能的破坏机制是碰撞中的碎裂、气体拖曳造成的侵蚀或光引起的侵蚀。在实验室实验中，我们发现，后者，光致侵蚀努森压缩和电泳，可以提供小颗粒。它可能是一个优选的候选人，因为灰尘被释放到一个低颗粒密度区域。该机制的工作原理防止或降低了大的致密聚集体的瞬时再增生或再生长的可能性。如果存在颗粒升力，例如湍流，则这些颗粒可能容易到达盘的表面。
2011-11-04 astro-ph.EP
SO emission in the dynamically perturbed protoplanetary disks around CQ Tau and MWC 758
本文报道在 CQ Tau 和 MWC 758 原行星盘中偶然探测到 SO 发射，提出其可能源于嵌入伴星、阴影或晚期内落引起的动力学扰动，并暗示这类扰动可能缩短化学演化时标、影响新生行星的挥发物组成。
2025-07-04 astro-ph.EP
Eccentricity Evolution Through Accretion of Protoplanets
大多数由径向速度（RV）方法探测到的超级地球的偏心率明显小于对应于等于其表面逃逸速度的速度分散的偏心率（“逃逸偏心率”）。如果考虑轨道不稳定性，然后是从外部区域迁移的原行星之间的巨大碰撞，通常认为合并后的天体的偏心率与轨道交叉天体的偏心率相当，这些天体通过近距离散射被激发到它们的逃逸偏心率。然而，在{ \it in situ}吸积模型的偏心率演化还没有详细的研究。在这里，我们调查偏心率的演变，通过{ \it N}体模拟。我们已经发现，合并的行星往往有更小的偏心率比逃逸偏心率由于非常有效的碰撞阻尼。如果原行星的轨道最初分离得很好，并且它们的离心率安全地增加，那么内部的原行星会在远心处与外部的原行星在近心处相撞。对于这种构型，合并体的偏心率是最小的。轨道倾角也受到这种机制的抑制，行星倾向于共享同一个轨道平面，这与{ \it Kepler}数据一致。当我们从原行星密集的轨道开始计算时，并没有发现这种有效的碰撞阻尼。如果原行星初始处于平均运动共振状态，即轨道分离良好，则{ \it in situ}吸积模型较好地再现了RV和{ \it Kepler}巡天发现的多个超级地球/地球系统的偏心率和倾角特征。
2015-07-31 astro-ph.EP
The aeolian-erosion barrier for the growth of metre-size objects in protoplanetary-discs
风成侵蚀是一种破坏性过程，可通过与气体环境的相互作用侵蚀小型行星物体。风成侵蚀作用于广泛的环境和各种条件。在类地行星的地球物理学背景下，对风成侵蚀进行了广泛的探索。在这里，我们表明，原行星盘中的鹅卵石，巨石和小星子的风蚀可以构成行星形成早期阶段的一个重要障碍。我们使用的分析计算表明，在原行星盘的条件下，小天体（$10-10^4 \rm{m}$）是非常容易受到气体阻力的风沙侵蚀。在这个尺寸范围内，风成侵蚀可以有效地将星子侵蚀到几十厘米大小，并抑制这种小天体的进一步生长。因此，这对建议用来缓解米级障碍的通道造成了潜在的困难。然而，一旦/如果盘中存在较大的微行星和行星胚胎，则由风成侵蚀产生的$\sim$分米大小的鹅卵石可能会通过增加鹅卵石吸积的效率来促进较大（>km大小）微行星和行星胚胎的生长。
2020-06-24 astro-ph.EP
Planetary System Formation in Protoplanetary Disk around HL Tauri
我们重新处理了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对HL金牛座的长期基线科学验证数据。如之前的工作所示，我们确认高空间分辨率（~ 0.“019，对应于~ 2.7 AU）在λ= 0.87，1.3和2.9 mm处的尘埃连续图像在拱星盘中表现出多个环状间隙结构。假设所观察到的差距是由目前正在形成的，看不见的机构，我们估计这样的假设机构的质量以下两种方法的基础上，希尔半径分析和更详细的方法开发的角动量转移分析气体盘。对于前者，测量的间隙宽度用于校准物体的质量，而对于后者，测量的间隙深度被利用。我们表明，它们的质量可能相当于或小于类木行星的质量，然后讨论所观察到的间隙结构的起源。通过对Toomre的引力不稳定性条件和冷却效应的分析，我们发现引力不稳定性可能是形成盘外天体的一种可能机制。由于圆盘可能只在圆盘的外部区域是引力不稳定的，因此需要向内的行星迁移来构建假设天体的当前结构。我们估计的差距开放的质量，并表明，II型迁移可能能够发挥这样的作用。结合地理信息系统与向内迁移，我们推测，所有观察到的差距可能是一个后果的机构，可能最初形成在外部的磁盘，并随后迁移到目前的位置。虽然ALMA前所未有的高空间分辨率观测可以彻底改变我们对行星形成的看法，但为了充分理解HL Tau图像，还需要进行更多专门的观测和理论研究。
2015-11-16 astro-ph.EP
Oscillatory migration of accreting protoplanets driven by a 3D distortion of the gas flow
上下文低质量原行星吸积固体的动力学受到加热力矩的影响，这被发现抑制向内迁移的原行星盘与恒定的不透明度。目标。我们研究了具有恒定不透明度和温度依赖性不透明度的圆盘之间的加热力矩的差异。方法.利用三维辐射流体动力学模拟研究了一颗超地球大小的原行星与气盘的相互作用。结果原行星的吸积加热在周围的气体中产生了一个热的低密度区域，导致局部密度和压力梯度的不一致。结果，3D气流受到扰动，一些流线形成了一个逆行的螺旋上升到原行星上方。在恒定不透明度的磁盘，扰动流达到稳定状态和欠密气体负责的加热扭矩仍然分布在根据以前的研究。然而，如果不透明度是不均匀的，则盘结构的差异会导致更剧烈的流线畸变，并最终导致流动不稳定性。密度不足的气体形成了一种单边的不对称性，以逆行的方式围绕原行星循环。因此，加热扭矩随时间强烈振荡，并且平均而言不会抵消向内迁移。结论.扭矩的变化使原行星的径向漂移振荡，包括交替快速向内和向外迁移的短间隔。我们推测，积极和振荡加热扭矩之间的过渡可能发生在特定的磁盘区域容易垂直对流，导致多个行星胚胎的收敛迁移。
2019-04-29 astro-ph.EP
The physics of protoplanetesimal dust agglomerates. X. High-velocity collisions between small and large dust agglomerates as growth barrier
在原行星盘中，$μ$ m到mm尺寸范围内的尘埃聚集体相对于dm到m尺寸的天体具有10到60 ms $^{-1}$的平均碰撞速度。我们进行了实验室碰撞实验，探索这个参数制度，并发现一个大小和速度依赖的阈值之间的侵蚀和增长。通过使用当地的Monte Carlo凝聚计算和补充一个简单的半分析时标的方法，我们表明，侵蚀大大限制了原行星盘中的颗粒生长，并导致从$μ$ m到dm大小的颗粒的稳态尘埃尺寸分布。
2018-01-16 astro-ph.EP
Gas-Assisted Growth of Protoplanets in a Turbulent Medium
卵石吸积是一个很有前途的过程，可以减少行星核心的生长时间尺度，使气体巨星在宽轨道距离上形成。然而，星云湍流会降低这种气体辅助生长的效率。我们提出了一个卵石吸积的数量级模型，计算了湍流对小天体的平均速度、双星捕获半径以及可以吸积的小天体的大小的影响。我们还包括湍流对颗粒尺度高度的影响，这在以前的作品中已经研究过。我们发现，湍流并不能阻止快速增长的高质量制度：最后一倍的临界质量，触发失控的气体吸积（$M \sim 10 \, M_\oplus$）是很好的磁盘寿命内，即使是强（$α\gtrsim 10^{-2}$）湍流。我们发现，虽然增长的时间尺度是相当敏感的本地属性的原行星盘，在大政权的参数空间大的核心增长小于磁盘的寿命，如果适当大小的小机构存在。相反，湍流的影响对低行星质量最为明显。对于强湍流的增长时间尺度是长于气体盘的寿命，直到核心达到质量$\gtrsim 10^{-2}-10^{-1} M_\oplus$。一个“流隔离质量”，在二进制捕获停止，自然出现从我们的模型框架。我们评论说，这个质量的轨道分离的依赖性是类似的半长轴分布的太阳系核心。
2018-05-17 astro-ph.EP
Decimetre dust aggregates in protoplanetary discs
星子的生长是行星形成的重要步骤。分米大小的粉尘团块标志着这一增长过程的一个转折点。在实验室实验中，我们模拟了原行星盘中分米级尘埃体的形成、演化和性质。由微米级SiO $_2$颗粒组成的小亚毫米级粉尘聚集体在连续的独立碰撞序列中与不同初始条件的粉尘目标随机相互作用。撞击速度平均为7.7米/秒，在与原行星盘中分米物体碰撞的预期范围内。这些目标都是通过形成尘埃\emph{crusts}而形成的，这些尘埃的厚度可达几厘米，其独特的填充因子为31% $\pm$ 3%。一部分射弹直接粘在了一起。此外，有些抛射体碎片在重力作用下缓慢返回目标。所有表面最初的多孔部分，即由缓慢返回的碎片构成的部分，都被随后的撞击压实并牢固地附着在下面的灰尘层上。在0 $^{\circ}$（中心碰撞）到70 $^{\circ}$的碰撞角度下，增长是可能的。在较陡的灰尘表面上没有生长。我们测量了碰撞碎片的速度、角度和大小分布。平均恢复系数为3.8%或0.29m/s的喷射速度。喷出物的大小与抛射体的大小相当。高填充因子接近通过局部压缩的粉尘聚集体的最紧凑的配置（$\sim 33$ %）。这意味着表面形成和目标生长的历史被完全擦除。因此，31%的填充因子似乎是所有自洽演化靶在给定碰撞速度下的碰撞实验中的普适值。我们建议分米和可能更大的机构可以简单地由一个单一的填充因子。
2011-08-03 astro-ph.EP
Prograde rotation of protoplanets by accretion of pebbles in a gaseous environment
我们进行流体动力学模拟的卵石和岩石的吸积到原行星的半径几百公里，包括粒子和原行星盘气体之间的双向阻力耦合。粒子流与原行星螺旋希尔球内的气体相互作用，进入一个旋转的环行星盘。由于周围环境的扰动，物质被吸积到原行星上。我们推测，最大的小行星的自转趋势是原始的，原行星在气态太阳星云阶段从鹅卵石和岩石中吸积了10%-50%的质量。我们的模型还提供了一个可能的解释，在小行星和海王星外带的最大的机构之间观察到的自旋周期的范围很窄，并预测，1000公里尺度的柯伊伯带的对象，没有经历过巨大的影响，应该优先自旋的方向。
2010-01-07 astro-ph.EP
From Planetesimals to Dust: Low Gravity Experiments on Recycling Solids at the Inner Edge of Protoplanetary Disks
不同大小固体的输运是原行星盘演化和行星形成的重要过程。大的固体被认为是向内漂移的;在彗星中发现的高温矿物被认为是向外迁移的。从抛物线飞行的低重力实验中，我们研究了由固态温室效应和尘埃床上层内的电泳引起的尘埃体的光致侵蚀。研究的重力水平分别为0.16 g、0.38 g、1 g和1.7 g。实验期间的光通量为12 +/- 2 kW/m^2，环境压力为6 +/- 0.9 mbar。光致侵蚀是强烈的重力依赖性，这是与发达国家的模型。特别是对于小的尘埃体（（子）-星子），有效的侵蚀是可能的光学薄内边缘的原行星盘。光致侵蚀阻止了较大天体的重要部分过于靠近宿主恒星，并随后被吸积。产生的小尘埃继续受到电泳作用，并部分向上和向外输送到磁盘表面;在磁盘的寿命期间观察到产生的小尘埃颗粒。侵蚀尘埃的部分参与了随后的周期的增长在星子形成。另一部分尘埃可能会被行星大小的天体收集，如果这个天体已经靠近盘边缘。无论哪种方式，光诱导侵蚀是原行星盘的有效循环过程。
2013-01-09 astro-ph.EP
The consequences of planetary migration on the minor bodies of the early Solar System
卵石吸积是一种有效的机制，能够建立在原行星盘气相的生命周期内的巨行星的核心。核心通过这个过程增长，直到原行星达到其卵石隔离质量并开始吸积气体。在生长过程中，由于与气态原行星盘的相互作用，原行星经历了快速，大规模的向内迁移。在我们的工作中，我们调查了这种早期迁移如何影响我们太阳系中的次要天体种群。特别是，我们专注于木星特洛伊和希尔达斯小行星。我们发现，一个巨大的和偏心的希尔达组被捕获的迁移过程中从5和8 AU之间的区域，随后耗尽在后期的巨行星的不稳定性。我们的模拟还表明，巨行星的向内迁移总是会产生木星特洛伊人的领先群体，其人口比落后群体更多，其比例与当前观察到的特洛伊人不对称比例相当。另一方面，木星的原位形成会产生对称的前导/尾随群。不对称的原因是迁移行星和共轨共振中的粒子之间的相对漂移。捕获发生在木星核心的成长过程中，特洛伊小行星随后在巨大的行星迁移到它们的最终轨道时被携带。被捕获的特洛伊人的不对称性和偏心率与观测结果很好地吻合，但它们的倾角接近于零，总质量比目前的人口高3-4个数量级。未来的建模将需要了解特洛伊人在数十亿年的动态演化是否会提高倾斜度并将质量消耗到观测值。
2019-02-20 astro-ph.EP
Photophoresis in protoplanetary disks: a numerical approach
岩石行星形成于距离恒星1 - 10天文单位的原行星盘（PPD）内部区域，这一观点已被广泛接受。然而，理论计算表明，当粒子达到径向迁移最快的尺寸时，它们往往会被恒星非常有效地吸积。这被称为径向漂移势垒。我们探讨了在PPD内部区域的电泳作为一种可能的机制，防止吸积到恒星上的固体。光泳是由被照射的固体颗粒与周围气体的动量交换引起的热蠕变。最近的实验室实验预测，电泳将能够阻止宏观物体（尺寸从1毫米到1米）的向内漂移。这个额外的力已被包括在我们的双流体（气体+灰尘）SPH代码，以研究其效率。我们表明，在PPD的内部区域遇到的压力和温度的条件下，由于电泳的尘埃粒子的动力学效应很强。我们的模拟表明，有一个径向和垂直的尘埃颗粒根据其大小和固有密度排序。因此，我们的计算支持这样一个事实，即电泳是一种机制，可以有一个强大的影响PPD的内部区域的形态，最终影响星子的命运。
2014-12-02 astro-ph.EP
On the Evolution of Dust Mineralogy, From Protoplanetary Disks to Planetary Systems
对原行星盘和太阳系天体中尘埃颗粒散发出的硅酸盐特征进行矿物学研究，可以揭示行星形成的过程。彗星、陨石和行星际尘埃颗粒中的晶体物质的重要部分表明，几乎完全无定形的ISM尘埃是由它们形成的。因此，结晶硅酸盐的产生一定发生在原行星盘中，尘埃在那里演化形成行星和星子。人们提出了不同的设想，但仍不清楚这种情况如何以及何时发生。本文介绍了年轻巨蛇座星系团完整的原行星盘样品的尘埃颗粒矿物学。这些结果进行了比较，在年轻的金牛座地区和来源，保留了他们的原行星盘在较老的上天蝎座和Eta Chamaeleontis星团，使用相同的分析技术的所有样本。这种比较允许调查的颗粒矿物学演化与时间的总样本的139个磁盘。平均年龄和磁盘的分数被用来作为指标的不同群体的进化阶段。我们的研究结果表明，在不同地区的磁盘有相似的平均晶粒尺寸和结晶度分数（~10 - 20%）的分布，尽管在平均年龄的蔓延。此外，没有证据表明任何给定的磁盘几何形状的优先晶粒尺寸，也没有平均集群结晶度分数增加的平均年龄在1 - 8百万年的范围内。主要的含义是，在早期（<100万年），在盘表面建立了适度水平的结晶度，达到了一个平衡，这与盘中平面可能发生的事情无关。这些结果在行星形成的背景下进行了讨论，并与我们太阳系中小天体的矿物学结果进行了比较。[摘要]
2011-04-18 astro-ph.EP
Destruction of eccentric planetesimals by ram pressure and erosion
卵石大小的小天体和小行星大小的大天体在行星形成中都扮演着重要的角色。它们以自己的方式形成尘埃生长的进化步骤。然而，在后来的时间，他们也被认为是提供背景人口的质量，更大的机构可能会养活。我们在这项工作中提出的建议是，从粘性搅拌开始，偏心轨道上的微行星可能会在它们变得超音速时爆炸，而不是进入地球大气层的小型多孔行星体。我们提出了一个小行星运动和破坏的玩具模型来展示这个过程的关键方面。后果相当严重。在任何时候，它表明，只有星子或多或少的圆形轨道存在于内盘。在一颗星子毁灭之后，剩余的物质不断地重新分配到原行星盘的卵石水库中。由于破坏通常发生在小恒星距离由于超音速，预计将促进卵石吸积在内部原行星盘作为其主要影响之一。
2020-10-27 astro-ph.EP
Destruction of Refractory Carbon in Protoplanetary Disks
地球和其他位于内太阳系的岩石天体所含的碳比孕育它们形成的原始物质少得多。这些贫碳天体包括原始陨石的母体，这表明至少有一个导致固相碳耗尽的过程在行星形成的早期阶段之前就已经活跃了。可能的机制包括碳质物质被原行星盘表层的光子或原子氧侵蚀。在光化学产生的有利条件下，这些反应可以在短时间尺度上消耗近表面碳颗粒和多环芳烃的丰度，相对于盘的寿命，从中心恒星到半径为~20-100+ au，这取决于耐火碳的形式。由于破坏机制依赖于大量光子的涌入，难熔碳耗尽的程度对磁盘的内部辐射场非常敏感。尘埃在磁盘内的传输需要影响中平面的组成。在我们目前的被动，恒定的α磁盘模型，其中α = 0.01，碳颗粒可以被恶意地放样到破坏性的表面层和耗尽的半径约3-10金为0.1-1微米的颗粒。较小的颗粒可以被完全清除出行星形成区。破坏可能是更有效的积极吸积盘或考虑个别颗粒轨迹在非理想化的磁盘。
2017-07-27 astro-ph.EP
The refractory-to-ice ratio in comet 67P: implications on the composition of the comet-forming region of the protoplanetary disk
本研究结合Rosetta任务的ROSINA和COSIMA数据，通过蒙特卡洛方法约束彗星67P的难熔物与冰比率，推导其体元素丰度，揭示其形成于25-35 au的原行星盘区域。
2025-01-29 astro-ph.EP
$N$-body simulation of planetary formation through pebble accretion in a radially structured protoplanetary disk
本文通过N体模拟研究径向结构原行星盘中卵石吸积对行星形成的影响，发现不连续边界处原行星可在约10^4年内增长至地球质量，并普遍发生巨型碰撞，最终可能形成类似太阳系的行星系统。
2023-08-10 astro-ph.EP
Orbital evolution of planetesimals in gaseous disks
行星是由原行星盘中的小天体碰撞生长而形成的。比$1$ \，m大得多的天体主要受主星引力的控制，并受到微弱的气体阻力;它们的轨道主要由轨道根数表示：半长轴$a$、偏心率$e$和倾角$i$，这些都受到气体阻力的调制。在先前的研究中，$\dot a$、$\dot e$和$\dot i$是针对$e \ll 1$和$i \ll H/a$分析得出的，其中$H$是椎间盘的刻度高度。他们的公式在行星形成的早期阶段是有效的。然而，一旦大质量行星形成，$e$和$i$就会大大增加。事实上，太阳系中的一些小天体有非常大的$e$和$i$。因此，在本文中，我解析地推导出用于$1-e^2 \ll 1$和$i \ll H/a$以及用于$i \gg H/a$的$\dot a$、$\dot e$和$\dot i$的公式。由这些有限方程组合的公式将代表轨道积分的结果，除非是$e \geq 1$或$i > π- H/a$。由于导出的公式不仅适用于原行星盘中的物体，而且适用于环行星盘中的物体，因此，我讨论了使用公式在环行星盘中捕获卫星的可能性。
2015-05-07 astro-ph.EP
An alternative origin for debris rings of planetesimals
核心吸积，最广泛接受的行星形成的方案，假设存在公里大小的固体物体，称为星子，在行星形成的早期阶段，安排在一个剃刀薄盘。在潮汐缩小假说中，行星的形成、颗粒生长、沉积和行星核心的形成发生在由引力不稳定性在外部冷盘中形成的致密和巨大的气体团内部。当一个团块向内迁移时，恒星的潮汐力会将团块中的所有或大部分气体带走，使其缩小为一个行星质量体。在这里，我们认为，这样一个团块不仅可以形成行星的核心，而且还可以形成许多较小的天体。作为一个例子，我们考虑最简单的情况下，机构的圆形轨道周围的行星核心的中心的气体集团。小于1公里的天体会受到足够强的空气动力阻力，迅速螺旋进入并吸积到固体核心上;在行星大小范围内的天体失去离心力的支持非常缓慢。我们发现，微行星轨道的原行星核心密切保持引力约束它，这些可能是有关的形成卫星的巨行星。在主星系团内较远轨道上的微行星与原行星没有联系，它们被设置在轻度偏心的日心轨道上，通常形成宽环。这些可能对应于主序星和太阳系柯伊伯带周围的碎片盘。特别是对于后者，我们的假设自然解释了柯伊伯带观察到的尖锐外缘和“质量赤字”。
2012-03-06 astro-ph.EP
Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles
行星形成模型的一致性受到小天体和大天体状态之间脱节的影响。这主要是由所谓的生长障碍引起的：较大天体的直接生长在厘米大小的物体上停止，并且需要特殊的条件才能形成较大的引力约束的微行星。我们的目标是连接尘埃演化和微行星形成的模型，以确定有利于形成小行星大小的机构和第一个行星胚胎的原行星盘的区域。我们结合半解析模型的粘性原行星盘的演变，尘埃的生长和漂移，包括气体上的尘埃颗粒的反作用，通过流不稳定性和星子形成到一个数字代码。我们调查如何星子的形成是受原行星盘的质量，其初始尘埃含量，尘埃聚集体的粘性。我们发现，尘埃的增长和漂移导致全球固体的重新分配。内部圆盘中卵石的堆积提供了流动不稳定性有效的局部条件。微行星形成一个环形，其内缘位于0.3 AU至1 AU之间，宽度在0.3 AU至3 AU之间。由此产生的星子表面密度遵循一个径向轮廓，比初始盘轮廓陡得多。这些结果支持了太阳系中的类地行星是从一个狭窄的星子环中形成的，这个环再现了它们特有的质量比。
2016-09-05 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation in a protoplanetary disk with a local mass depletion: A successful scenario for the formation of Mars
我们太阳系的类地行星形成模型已经成功地产生了质量和轨道与金星和地球相似的行星。然而，这些模型通常无法产生大约1.5 AU的火星大小的物体。通常围绕火星半长轴形成的天体，一般来说，比火星大得多。只有当木星和土星被假设有非常偏心的轨道（e $\sim$ 0.1），这似乎是相当不可能的太阳系，或者，如果原行星盘被截断在1.0 AU，模拟已经能够产生火星样的机构在正确的位置。在本文中，我们研究了火星形成的另一种情况，在这种情况下，原太阳星云密度的局部耗尽导致行星胚胎的非均匀形成，并最终形成大约1.5 AU的火星大小的行星。我们已经进行了广泛的数值模拟的形成类地行星在这样一个磁盘的不同规模的本地密度耗尽，和不同的轨道配置的巨行星。我们的模拟指出了在1.5 AU左右形成火星大小的天体的可能性，特别是当圆盘局部质量耗尽的规模适度高（50-75%）并且木星和土星最初处于当前轨道时。在这些系统中，火星类似物是由原行星物质形成的，这些原行星物质起源于当地质量耗尽的内部或外部区域。结果还表明，地球大小的行星可以形成约1 AU，通过原始的富水微行星和行星胚胎吸积大量的水。我们提出了我们的研究结果，并讨论了它们对我们的太阳系的类地行星的形成的影响。
2013-12-13 astro-ph.EP
Macroscopic Dust in Protoplanetary Disks - From Growth to Destruction
尘埃体的碰撞动力学对星子的形成至关重要。特别是分米团聚体在不同的地层模型中很重要。因此，在继续我们的相互分米碰撞实验中，我们研究了在真空条件下（p<5* $10^{-1}$ mbar），在平均碰撞速度为6.68 +-0.67 m/s的小落塔中厘米到分米尘埃团的碰撞。我们使用的是具有不规则形状微米颗粒的石英粉。使用具有不同直径、质量和高度的厘米射弹，其典型体积填充因子为$Φ_{p,m}$ =0.466+-0.02。分米团聚体的质量约为1.5 kg，直径和高度为12 cm，平均填充因子为$Φ_{t,m}$ =0.44+-0.004。在较低的碰撞能量下，只有抛射体被摧毁，质量转移到目标上。如果弹丸比靶更紧凑，吸积效率随密度的增加和填充因子差的增加而降低。在一定的碰撞能量阈值下，吸积效率随碰撞能量的增加而增加。在298+-25 mJ处超过该阈值，可以观察到靶的灾难性破坏。这相当于临界碎裂强度Q*=190+-16 mJ/kg，比预期大四倍。对射弹碎片的分析表明，其粒度分布呈幂律，平均指数为-3.8+-0.3。的质量分布表明，最小的碎片的分数增加更高的碰撞能量。这对于小粒子撞击原行星盘内的大目标体是有趣的，因为较小的碎片与周围的气体耦合得更好，并且更有可能通过气体阻力重新吸积。
2014-11-14 astro-ph.EP
Effects from different grades of stickiness between icy and silicate particles on carbon depletion in protoplanetary disks
本文通过三维Monte Carlo模拟，纳入冰蒸发再凝结、光解氧化和热解，证明冰质与硅酸盐颗粒黏性差异及上层高温区可使雪线内碳丰度降低两个数量级。
2024-10-29 astro-ph.EP
Satellites and small bodies with ALMA: Insights into Solar System formation & evolution
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Catholic University of America（美国天主教大学）
ALMA通过观测太阳系内小天体和外星系行星系统，揭示了太阳系形成与演化的关键过程。
2026-02-05 astro-ph.EP
Celestial Mechanics Solutions where the Future is a Perfect Reflection of the Past
牛顿的天体力学方程被证明拥有一个连续的解决方案，其中未来的轨道的N个机构是一个完美的反映他们的过去。这些解是从N个物体的零初速度出发的。因此，未来作用在N个天体上的引力也完美地反映了它们的过去。证明是通过泰勒级数展开。还考虑了N体问题的摄动方程组。这个扰动系统的所有实值解在实直线上没有奇点。扰动系统被证明有一个连续的解决方案，具有对称性，未来的速度的N机构是一个完美的反映他们的过去。N个物体的位置和加速度是时间的奇函数。所有N个天体都是从空间中的一个位置进化而来的。
2021-12-20 astro-ph.EP math-ph math.MP
Secular evolution of eccentricity in protoplanetary discs with gap-opening planets
我们探讨的偏心率的吸积盘扰动嵌入的行星，其质量足以打开一个大的差距在光盘的演变。讨论了偏心圆盘轨道平均运动的各种表示方法。我们描述的线性不稳定性，导致偏心率的增长，通过流体动力学模拟。我们数值恢复已知的结果，偏心率增长的磁盘是可能的行星-恒星质量比超过0.003。对于大于这个阈值的质量比，来自模拟的进动率和增长率，以及偏心模式的形状，比较以及偏心盘的线性理论的预测。我们研究的偏心率增长最终饱和到一个非线性政权的机制。
2017-02-15 astro-ph.EP
Theory of planet formation
我们回顾了目前的理论认识如何从微米大小的尘埃生长到巨大的巨行星发生在年轻恒星周围的磁盘。在介绍了一些来自太阳系的观测约束，从观察到的原行星盘，从太阳系外行星，我们简化了问题，分为一些离散的阶段，假设发生在一个连续的方式。在第一阶段-从尘埃到公里大小的星子的增长-机构的空气动力学是至关重要的。我们讨论了一个纯粹的凝结增长模式，以及一个gravoturbulent模式涉及的引力不稳定的尘埃。在下一个阶段，微行星成长为大约1000公里大小的原行星。重力现在是主导力。质量吸积可以是强烈的非线性的，导致一些大的天体从剩余的星子中分离出来。在外行星系（几个天文单位之外），其中一些天体可能变得如此巨大，以至于它们最终会吸积一个巨大的气体包层。这是巨型行星形成的阶段，正如核心吸积-气体捕获范式所理解的那样。我们还讨论了直接的引力坍缩模型，其中巨行星被认为是直接通过气体盘的引力破碎形成的。在内系统中，原行星在最后阶段--可能是在气体盘消散之后--发生巨大的碰撞，直到剩余的类地行星之间的距离足够大，允许长期稳定。我们以一些选定的问题来结束复习。
2010-12-23 astro-ph.EP
Giant planet formation in radially structured protoplanetary discs
我们最近对行星系形成的N体模拟，结合了被认为在行星形成过程中很重要的主要物理过程的模型（即气体盘演化、迁移、星子/巨石吸积、气体吸积到核心上等），已经成功地复制了观测到的系外行星群的一些广泛特征（例如低质量行星的紧凑系统，热彗星），但完全没有形成任何幸存的冷彗星。这一失败的主要原因是在气体吸积阶段，生长中的原行星快速向内迁移，导致这些天体进入靠近恒星的轨道。在这里，我们提出的模拟结果，检查形成的气体巨行星的原行星盘，径向结构，由于有效的粘性应力的空间和时间的变化，并表明，这样一个模型的结果在形成的人口冷气体巨人。此外，当与圆盘光蒸发和中央磁层空腔模型相结合时，模拟再现了在观测到的巨大系外行星周期分布中众所周知的热木星/冷木星二分法，周期谷在10-100天之间。
2016-05-13 astro-ph.EP
Tentative co-orbital submillimeter emission within the Lagrangian region L5 of the protoplanet PDS 70 b
研究重新分析 PDS 70 的 ALMA Band 7 观测，在 PDS 70 b 的 L5 拉格朗日区域发现约4σ（清洁校正后约6σ）的暂定尘埃发射，质量为0.03–2月球质量，并提出2026年可验证其共轨运动。
2023-07-24 astro-ph.EP
On the aerodynamic redistribution of chondrite components in protoplanetary disks
尽管原始陨石（陨石）的成分大致与太阳相同，但它们在化学、同位素和岩相学性质上存在差异，特别是碳质陨石和非碳质陨石之间的一级二分法。在这里，我们调查分析的动力学的组成部分（球粒，耐火夹杂物，金属/硫化物和基质颗粒）在原行星盘之前，他们在球粒陨石母体纳入。我们发现的动力学的固体，受气体阻力，基本上是由“气固解耦参数”$S\equiv \textrm{St}/α$，无量纲停止时间的湍流参数的比率控制。当$S$超过1时，固体颗粒相对于气体的解耦是显著的。预计$S$将随着时间和日心距离的增加而增加。根据（i）难熔包裹体的丰度、（ii）基质的比例、（iii）亲石元素丰度和（iv）球粒的氧同位素组成，我们认为非基质的变质组分在碳质辉长岩增生时具有$S<1$，而在其他辉长岩增生时具有$S>1$。这表明，平均而言，碳质方解石的增生早于其他方解石，难熔包裹体与其宿主碳质方解石有遗传关系。
2012-04-19 astro-ph.EP
Formation of Terrestrial Planets from Protoplanets under a Realistic Accretion Condition
类地行星形成的最后阶段被称为巨型撞击阶段，原行星相互碰撞形成行星。到目前为止，这一阶段主要是通过N体模拟研究，假设所有碰撞都导致吸积。然而，对于高速和/或大碰撞参量的碰撞，这一假设被打破。从数值碰撞实验的结果出发，推导了原行星碰撞的吸积条件，包括碰撞速度、碰撞角度和碰撞物体的质量。我们首次在原行星形成类地行星的N体模拟中采用了这种现实的吸积条件。我们将结果与完全吸积的结果进行了比较，并展示了吸积条件如何影响类地行星的形成。我们发现，在现实的吸积模型中，大约一半的碰撞不会导致吸积。然而，行星的最终数量、质量、轨道要素甚至生长时间尺度几乎不受吸积条件的影响。对于标准的原行星盘模型，在现实和完美的吸积模型中，典型的两个地球大小的行星形成在类地行星区域超过1亿年。我们还发现，对于真实吸积模型，自旋角速度比理想吸积模型的自旋角速度小30%左右，理想吸积模型的自旋角速度与旋转不稳定性的临界自旋角速度一样大。自旋角速度和自旋密度分别服从高斯分布和各向同性分布，与吸积条件无关。
2010-03-23 astro-ph.EP
The Dissolution of Planetesimals in Electrostatic Fields
本研究通过微重力实验发现，原行星盘中的强电场能产生足够拉伸应力剥离尘埃聚合体，导致卵石堆星子解体，从而对局部星子储库成分产生偏向性，并可能形成可观测的卵石云作为静电活动标志。
2024-03-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
A 4565 Myr old andesite from an extinct chondritic protoplanet
铁陨石的年龄意味着原行星的吸积开始于太阳系的最初几百万年。由于铝26衰变产生的热量，许多早期的原行星在岩浆海洋冷却过程中产生的火成地壳和金属核心深处的分离中完全分化。对熔融早期阶段生成的原始地壳的形成和性质知之甚少，部分原因是缺乏可用的样品。新发现的陨石Erg Chech 002（EC 002）来自一个这样的原始火成岩地壳，具有安山岩的整体成分。它来自于非碳质南极储层的部分熔融，相对于太阳光球，碱性物质没有耗尽，并且熔融程度高，约为25%。此外，EC 002是迄今为止已知最古老的火成岩地壳，其26 Al-26 Mg结晶年龄为45.65亿年（My）。部分熔融发生在1，220 ℃，直到几百万年前，这意味着EC 002母体的增生。4,566年前。被安山质地壳覆盖的原行星可能是常见的。然而，没有一颗小行星具有EC 002的光谱特征，这表明几乎所有这些天体都已经消失，要么是因为它们继续形成更大天体或行星的组成部分，要么只是被摧毁了。
2021-05-05 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.geo-ph
Accretion of water in carbonaceous chondrites: current evidence and implications for the delivery of water to early Earth
原行星盘是年轻恒星周围富含尘埃的结构。这些圆盘中所含的结晶和非晶物质经过光热处理和吸积，形成了各种大小和成分的天体，这取决于形成时的日心距离。南极陨石是相对较小和未分化的天体的碎片，它们所含的矿物质带有化学特征，提供了有关星子形成的早期环境的信息。目前争论的一个热门话题是向类地行星输送挥发物，理解它们是由在比原始碳质行星体更还原的条件下形成的星子建造的。在这篇综述中，我们描述了冰和水合矿物在外原行星盘中吸积的重要证据。在那个遥远的区域，形成了高度多孔和脆弱的富含碳和水的过渡性小行星，它们是碳质陨石（CC）的母体。CC是未分化的陨石，从未熔化，但经历了其他物理过程，包括热和水蚀变。最近的证据表明，其中很少有逃脱重大的改变，保留独特的功能，可以解释为证据的湿增生。文中还列举了碳质球粒陨石母体水蚀变的一些实例。最后，原子论解释的第一步，导致水介导的变更过程中的吸积的CC提供和讨论。从这些对CC中保留的水的新见解中，我们可以破译挥发物向类地行星输送的途径。
2019-01-28 astro-ph.EP
The Curie line in protoplanetary disks and the formation of Mercury-like planets
在实验室实验中，我们在氢气气氛中将超导材料加热到1400K。穆斯堡尔谱学和磁力测量表明，在高温下，金属铁从硅酸盐中形成。回火1小时后，转变温度约为1200 K，对于更长时间的回火，转变温度可能降低至约1000 K。这意味着在原行星盘内的高温区域，向内漂移的固体通常是金属铁的储存器。富铁物质的磁性聚集然后在圆盘的磁场内发生。然而，铁的居里温度，1041 K，是一个相当尖锐的温度，将磁盘分为铁磁颗粒的强磁相互作用区域和弱顺磁特性区域。我们把圆盘中的这个位置称为居里线。磁性聚合将在这里打开和关闭。在居里线的外部铁磁侧，富含铁的颗粒的大簇生长并且可能倾向于流动不稳定性。在居里线的内侧，这些星团溶解，但这会产生大量的密度，这也可能有利于通过引力不稳定性形成星子。无论如何，居里线可以限定形成富铁体的优选区域。
2023-01-30 astro-ph.EP
Radial Drift and Concurrent Ablation of Boulder-Sized Objects
上下文一个特定位置的原行星盘的组成不仅取决于温度和压力，还取决于物质随时间的迁移，例如固体的径向漂移，这可能会在解体或吸积到一个更大的物体上之前释放出水和其他挥发性物质，这对行星的组成可能有相当大的影响。目标。我们进行了参数研究，重点是不同大小的机构能够跨越水雪线的气体引起的径向漂移的水枯竭。方法.无论是分析赫兹-努森-朗缪尔升华公式，假设体内的平衡温度或更多的参与，数值模型的内部热演化与α-磁盘模型相结合。不同的属性的磁盘和嵌入体进行了探讨。结果半径在100米以内的天体比水雪线更快地向中心恒星漂移，因此会穿过雪线。在完全解体之前可以到达的区域--因此被水冰污染--比雪线位置更靠近恒星10%。如果存在尘埃地幔，这个污染区域的范围可能会扩大数倍，但是，由于与小于厘米大小的物体的频繁碰撞，尘埃地幔不太可能形成。结论.考虑到原行星盘中大量的米级巨石，这些天体通过径向漂移向比雪线更靠近恒星的区域输送水的作用不容忽视，并且可以针对给定的分布来估计挥发物的通量。固体大小和组成。表面升华的一个简单表达式适用于只有尘埃和水冰而没有尘埃幔的均匀物体。
2019-08-07 astro-ph.EP
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
Volatiles in protoplanetary disks
挥发物是升华温度较低的化合物，它们构成了典型行星形成环境中的大部分可冷凝物质。它们由相对较小的，通常是氢化的分子组成，这些分子基于丰富的元素碳，氮和氧。挥发物是行星形成过程的核心，形成了丰富的化学物质的主干，为行星大气的形成提供了初始条件，并作为固体物质库催化行星和星子的形成。这种增长是由于对原行星盘的观测和模型的迅速发展，以及对太阳系宇宙化学的深入了解所推动的。事实上，只是在过去几年里，才在整个原行星盘中发现了大量具有代表性的分子样本--足以开始为氢和氦之后最丰富的元素建立完整的预算。正在绘制关键挥发物的空间分布图，雪线被直接看到并量化，原行星盘内不同的化学区域正在被识别、表征和建模。用来解释太阳系记录的理论过程现在被观测限制在原行星盘中，包括冰体的运输和大量可凝结物的浓缩。化学重置--内盘物质的处理足以破坏其对过去化学的记忆，与遗传--来自外盘的星际介质的原始物质的化学温和吸积之间的平衡，最终决定了行星前物质的最终组成。这一章的重点是使第一步了解是否行星形成的过程，导致我们的太阳系是普遍的。
2014-01-10 astro-ph.EP
New growth mechanism of dust grains in protoplanetary disks with magnetically driven disk winds
我们在原行星盘中发现了一种新的尘埃颗粒生长到千米大小天体的模式，这种模式是通过粘性吸积和磁驱动盘风（MDW）演化而来的。通过一维模型求解了含气固两相随时间演化圆盘的尘埃颗粒的近似凝聚方程。随着晶粒的长大，所有的固体粒子最初都在气体拖曳力的作用下向内漂移到中心恒星。然而，气体压力的径向分布$P$被以由内向外的方式分散气体的MDW修改。因此，在$P$向上凸起的位置，漂移的尘埃颗粒的会聚径向通量产生了固体颗粒的局部集中。当无因次停止时间${\rm St}$超过1时，固体颗粒自发地达到生长主导状态，这是由于抑制径向漂移和增强从外部漂移的尘埃颗粒的聚集之间的正反馈。一旦固体颗粒处于漂移限制状态，上述用于粉尘生长的${\rm St} \gtrsim 1$条件与\begin{equation} Σ_{\rm d}/Σ_{\rm g}\gtrsim η, \nonumber \end{equation}等价，其中$Σ_{\rm d}/Σ_{\rm g}$是粉尘与气体的表面密度比，而$η$是无量纲径向气压梯度力。由于尘埃颗粒的成功生长，在原行星盘的内部形成了包含小行星大小的物体的环状结构。这样一个环状的星子聚集区预计将在随后的行星形成中发挥至关重要的作用。
2020-12-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Pebble drift and planetesimal formation in protoplanetary discs with embedded planets
在原行星盘中通常可以观察到近轴对称的间隙和环。关于这些图案的起源的主要理论是，它们是由于嵌入行星的引力扭矩引起的气体间隙边缘的尘埃捕获。如果间隙边缘的固体浓度变得足够高，则可能通过流动不稳定性导致星子形成。我们测试这一假设进行全球1-D模拟尘埃演化和星子形成的原行星盘，是由多个行星扰动。我们探索了不同的颗粒大小，盘参数和行星质量的组合，并发现在所有这些情况下，星子的形式。我们还比较了我们的模拟与原行星盘观测卵石的空间分布。大于一个卵石隔离质量的行星在其气体间隙的边缘有效地捕获漂流的卵石，并且取决于间隙边缘的星子形成的效率，原行星盘在几十万年内转变为具有没有灰尘的大内孔的过渡盘或具有狭窄明亮环的盘。对于行星质量低于卵石隔离质量的模拟，结果是一个具有一系列弱环图案的圆盘，但环之间没有强烈的耗尽。将卵石的大小人为地降低到100微米大小的“淤泥”，我们发现行星之间的区域在长达50万年的时间尺度上耗尽了它们的卵石质量。这些模拟产生的星子也比标称模型中的毫米级粒子少，并且在100万年后仍然可以看到至少两个卵石环。
2020-01-29 astro-ph.EP
Planet Shadows in Protoplanetary Disks. II: Observable Signatures
我们计算模拟图像的磁盘扰动嵌入小行星。这些10-50 M_地球的天体代表了巨行星不断增长的核心。我们研究散射光和热辐射从这些磁盘在一个波长范围内，考虑到波长依赖的不透明度的磁盘中的灰尘。我们还研究了倾角对观测到的扰动的影响。我们发现，在可见光到中红外线的扰动是最好的观察。散射光图像反映了扰动盘表面产生的阴影，而红外图像则遵循盘表面的热发射，显示了阴影/明亮区域中的冷却/加热材料。在亚毫米级的更长波长下，扰动会随着圆盘变得光学薄而减弱，表面特征会被更靠近圆盘中平面的辐射所淹没。随着TMT、GMT和ALMA等望远镜在未来十年的建造，在光学和亚毫米波段观测行星盘的可能性确实存在。然而，具有角分辨率来观察中红外特征将仍然是一个挑战。
2009-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiple and Fast: The Accretion of Ordinary Chondrite Parent Bodies
虽然普通陨石和陨石的岩石学，化学和同位素研究在很大程度上帮助建立了星子形成及其演化的最早事件的年表，但有几个问题不能仅通过实验室测量和/或实验来解决。在这里，我们提出了几个新的限制普通球粒陨石母体的形成和演化的基本原理（并通过扩展大多数星子），从新的光谱测量和矿物学分析的主带S型小行星（83个对象）和不平衡的普通球粒陨石（53个样品）。基于后者，我们建议光谱数据可以用来区分是否一个普通的球粒陨石是在其母体的表面附近或内部形成的。如果这些限制是正确的，建议的影响包括：一）大群组成相似的小行星是小行星形成的自然结果，因此，在一个给定的类陨石可以来自多个母体;（二）大面积（高达~ 200公里）S型主带小行星暴露了大部分原始天体的内部，可能是早期太阳系中小行星（直径<10公里）撞击的结果（Ciesla等人，2013年）; iii）H球粒陨石母体的吸积持续时间可能很短（瞬时或小于10^5年，但肯定不会长达100万年）; iv）LL类天体比H类天体更靠近太阳形成，这可能是吸积前原行星盘中球粒的径向混合和尺寸分选的结果。
2014-05-27 astro-ph.EP
The steady-state flow pattern past gravitating bodies
引力体显著地改变试图流过的气体的流动模式（密度和速度）。然而，在火星-超级地球范围内的小型原行星只能结合有限数量的星云气体;直到达到所谓的临界核心质量（约1-10个地球质量），这些气体与星云处于近流体静力平衡。在这里，我们的目标是对这些低质量嵌入式行星周围的流动模式进行一般性描述。使用各种简化假设（亚音速，二维，无粘流等），我们减少了问题的偏微分方程，我们解决数值以及近似解析。发现大气和星云气体之间的边界强烈依赖于盘逆风的值（偏离开普勒旋转）。随着逆风的增加，大气层的大小减小，也变得更加不对称。使用推导出的气体的流动模式，小固体颗粒的轨迹，这经历气体阻力和重力，积分数值。小颗粒（尘埃）的吸积率很低，因为它们紧密地跟随着流线，而流线会远离行星。然而，卵石大小的颗粒实现大吸积率，与以前的数值和分析工作。
2012-10-28 astro-ph.EP
Physical processes in protoplanetary disks
本文介绍了原行星盘中与吸积有关的物理过程和行星形成的初始阶段。在简要概述了观测背景之后，我介绍了盘结构和演化的基本理论，回顾了通过湍流和盘风的角动量输运的气相物理，并讨论了在年轻恒星天体中观察到的幕式吸积的可能起源。谈到固体，我回顾了气动力作用下单个颗粒的演化，并描述了集体气粒不稳定性发展所需的条件。观测表明，磁盘可以表现出明显的大尺度结构，我讨论的结构类型，可能形成的气体和粒子的相互作用在冰线，涡和纬向流，形成大型行星机构之前。我以磁盘分散来结束。
2017-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
A close-encounter method for simulating the dynamics of planetesimals
微行星的动力学在行星形成中起着重要的作用，因为它们的速度分布决定了较大天体的生长速率。当星子在原行星盘中形成时，由于气体阻力的影响，它们的轨道近似为圆形和平面。然而，微行星的相互接近会增加偏心率和倾角，直到达到搅拌和阻尼之间的平衡。在圆盘消散之后，不再有气体阻力，相互的近距离相遇以及与行星的相遇再次搅动了轨道。原行星盘中大量的星子使得很难通过直接N体模拟行星形成来模拟它们的动力学。因此，我们开发了一种新的方法的动力学演化的微行星，是基于以下的近距离接触的微行星质量的机构和引力搅拌的行星质量的机构。为了将轨道运动与近距离碰撞分开，我们采用了辛N体积分器中使用的哈密顿分裂方案。近距离接触是使用一种细胞算法与线性缩放机构的数量。分组算法用于创建单独集成的相互作用的机构的小组。我们的方法允许模拟大量的微行星通过重力和碰撞相互作用，计算成本低。典型的计算时间是几分钟或几小时的量级，对于更复杂的模拟，最多几天，而对于具有完整N体的相同设置，则是几个小时甚至几周。物体的动力学演化被充分地再现了。这将使人们有可能研究通过碰撞和卵石吸积耦合到他们的动力学为更多的机构比以前访问完整的N体模拟的星子的增长。
2020-10-06 astro-ph.EP astro-ph.IM
On the Emergent Spectra of Hot Protoplanet Collision Afterglows
通过研究熔融态原行星碰撞形成过程中的出射光谱，我们探索了形成中的类地行星。虽然这种碰撞是罕见的，但这些天体的表面在其形成时期可能会在1000-3000 K的温度下保持高温长达数百万年。这些物体在热红外线中足够明亮，可以用当前和下一代光学/红外望远镜观察到，前提是形成行星的大气层允许天文学家观察接近熔融表面的亮度温度。碰撞余辉的可探测性取决于行星大气层的性质--主要是大气层的质量。大气层稀薄的行星更容易被探测到，因为几乎没有大气层来掩盖炽热的表面。奇怪的是，一个更大的大气层使人们无法轻易看到热的表面，但也使行星在更长的时间内保持高温。就行星质量而言，质量较大的行星也比较小的行星更容易被发现，因为它们的发射表面积更大。我们提出了初步的计算，假设一系列的原行星质量（1-10 $M_\earth$），表面压力（1-1000巴），和大气成分，熔融的行星，地面温度范围从1000至1800 K，为了探索的多样性，新兴的光谱是可检测的。虽然目前的8至10米级地面望远镜可能会在超过30 AU的宽轨道间距处探测到热原行星（如果它们存在的话），但我们可能不得不等待下一代超大型望远镜或改进的衍射抑制技术，以便在其宿主恒星的几个AU内发现形成中的类地行星。
2009-07-16 astro-ph.EP
The Role of Early Giant Planet Instability in the Terrestrial Planet Formation
类地行星被认为是由数十颗月球到火星大小的原行星在原行星气盘消散（t_0）后的t<2亿年时猛烈碰撞而形成的。太阳系巨行星在原行星盘阶段迅速形成，t_0后，通过与外盘微行星相互作用而径向迁移。早期（t<1亿年）的动力学不稳定性被认为发生在木星与一个行星大小的天体发生引力碰撞，向内跳跃约0.2-0.5 au，并降落在它目前的轻度偏心轨道上。在这里，我们调查如何巨行星的不稳定性影响的形成的类地行星。我们研究了几个不稳定的情况下，以前被证明符合许多太阳系的限制。我们发现，与巨行星的共振有助于消除固体附近的吸积约1.5 au，从而延缓火星的增长。然而，无论巨行星是在t_0时被放置在它们当前的轨道上，还是在我们的不稳定性模型中真实地演化，结果都是一样的。金星和地球紧密的轨道间距很难在我们的模拟中重现，包括物体从0.7-1 au的狭窄环中生长的情况，因为原行星在吸积过程中倾向于径向扩散。最好的结果是在窄环模型时，从分散的气体星云中出现的原行星被假定为（至少）火星的质量。这表明在太阳系的前1000万年期间，类地原行星发生了有效的吸积。
2020-12-03 astro-ph.EP
Transport of First Rocks of The Solar System by X-winds
有人认为，球粒和富钙铝包体（CAIs）形成于原行星盘的内边缘，然后被磁离心X风夹带。我们考虑了中心恒星引力、原行星盘引力和风的气体阻力，研究了这类固体的运动轨迹。气体阻力的效率取决于参数$η$，该参数是固体尺寸和密度的乘积。我们发现原行星盘的引力对轨道有不可忽略的影响。如果一个固体重新进入张开的盘，重新进入半径取决于恒星的磁偶极矩，盘的重力，参数$η$，和初始发射角。圆盘的重力可以使再入半径降低30%。我们发现一个阈值$η$，表示为$η_t$，对于任何特定的配置的X风，低于该阈值的固体将被驱逐出行星系。$η_t$敏感地取决于初始发射角，并且还取决于盘的质量。只有$η$大于但非常接近$η_t$的固体才能发射到大于1 AU的再入半径。这种大小排序效应可以解释为什么球粒在每个陨石级中的大小范围很窄。一般来说，CAIs和球粒陨石的尺寸分布可以从初始尺寸分布以及在初始发射角上的分布来确定。
2010-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
