Accretion of Planetary Material onto Host Stars
行星物质在恒星上的吸积可能贯穿恒星的一生。特别容易吸积，太阳系外的行星在短周期轨道上，虽然相对罕见，但构成了已知人口的很大一部分，这些行星受到动力学和大气的影响，可能会导致显着的质量损失。理论模型对行星吸积的速度和程度做出了预期。例如，行星和恒星之间的潮汐相互作用可能会在主序星期间驱动完整的轨道衰变。许多在主序星寿命中幸存下来的行星，当主序星变成红巨星时，仍然会被吞没。有一些观测证据支持这些预测，例如快速恒星旋转体周围缺乏近距离行星，这与潮汐自旋和行星吸积一致。目前还没有明确的化学证据表明主序星或红巨星的大气层受到行星物质的污染，但大量的证据表明白矮星正在进行吸积。在这篇文章中，我们回顾了目前对行星物质吸积的理解，从前到后的主要序列和超越。审查开始与天体物理框架的过程中，然后考虑吸积在不同阶段的主恒星的生命，在此期间吸积的细节各不相同，并在这些阶段吸积的观测证据。
2017-09-20 astro-ph.EP
A white dwarf accreting planetary material determined from X-ray observations
很大一部分白矮星的大气层被重元素污染，这些重元素预计会在短时间内从可见层中下沉。这被解释为来自小行星、彗星和巨行星的碎片不断吸积的标志。这一假设得到了一些白矮星周围的碎片盘和行星碎片凌日的探测的支持。然而，光球金属只是正在进行的吸积的间接证据，和推断吸积率和母体成分在很大程度上取决于白矮星大气中的扩散和混合过程的模型。在这里，我们报告了一个4.4 $σ$检测的X射线从污染的白矮星，G29 $-$ 38，使用106 KS曝光与钱德拉X射线天文台，直接表明，该恒星目前正在吸积。从测量的X射线光度，我们发现一个瞬时吸积率$\dot{M_{\rm X}}=1.63^{+1.29}_{-0.40}\times 10^{9}\mathrm{\,g\,s^{-1}}$。这是第一次直接测量白矮星的吸积速率，这是独立于恒星大气模型。这一速率超过了基于过去对光球丰度研究的估计，超过了两倍以上，这意味着在建立碎片吸积白矮星光谱模型时必须考虑对流过冲。我们测量了低等离子体温度的$kT=0.5\pm0.2\,\mathrm{keV}$，证实了预测的轰击解决方案的白矮星吸积在低吸积率。这些观测为研究演化的行星系统提供了一种新的方法，提供了独立测量行星物质瞬时吸积速率的机会，从而研究白矮星吸积的时间尺度以及碎片盘的演化和补充。
2022-02-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Planetary Luminosity Problem: "Missing Planets" and the Observational Consequences of Episodic Accretion
在原行星盘中，螺旋臂和大的中央空隙的高出现率，如果被解释为巨行星的路标，则表明气体巨星通常是年轻恒星（$<$几百万年）的伴星，轨道距离为10- 300\，au。然而，试图直接将这个巨大的行星群作为更成熟的恒星（$> 10$ \，Myr）的伴星，却没有取得多少成功。这种差异可以解释，如果大多数巨行星形成“冷启动”，即，当它们聚集在一起的时候，它们会散发出大量的能量，使它们变得足够微弱，从而在以后的时间里逃避检测。在这种情况下，巨行星应该在早期，在它们的吸积阶段是明亮的，然而形成行星很少通过直接成像技术被发现。在这里，我们探讨的可能性，吸积行星的低检测率是通过环行星盘的情节吸积的结果。我们还探讨了围绕Herbig Ae星HD~142527的伴星可能是一颗正在经历这种吸积爆发的巨行星的可能性。
2020-03-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Architectures of planetary systems formed by pebble accretion
在行星吸积的模型中，卵石是由尘埃凝结而成，并迅速向中心恒星迁移。微行星可能是在原行星盘的年龄以上，以尚未确定的机制，由卵石连续形成的。与此同时，大型行星胚胎通过积累未合并到星子中的剩余鹅卵石而有效地生长。虽然这个过程被称为卵石吸积，为巨行星核心的形成提供了一条新的有希望的途径，但通过这个过程形成的行星系的结构仍然难以捉摸。在本文中，我们使用基于粒子的混合代码，我们尽可能精确地实现大多数关键的物理效应的行星系的形成进行模拟。我们改变了原行星盘的大小，湍流粘性，卵石的大小，星子的形成效率，和星子的初始质量分布。我们的模拟结果表明，如果微行星的初始尺寸为$100$ km或更小，它们首先通过相互碰撞生长。一旦微行星的尺寸达到$\sim$ 1000 km，它们就通过卵石吸积有效地生长。如果在一个大的原行星盘中，来自外部区域的卵石供应持续很长一段时间，行星胚胎变得足够大，开始失控的气体吸积，导致气体巨行星。我们的模拟表明，像我们这样的行星系是由具有中等高湍流粘度的原行星盘形成的。如果气盘的湍流粘性足够低，行星会在气盘中打开一个缺口，甚至在跑道气体吸积开始之前就停止了卵石的吸积。这样一个圆盘产生了一个行星系，其中有几个海王星大小的行星。
2018-04-16 astro-ph.EP
Constraining proto-planetary disc evolution using accretion rate and disc mass measurements: the usefulness of the dimensionless accretion parameter
我们探讨如何测量原行星盘质量和吸积率提供的恒星形成区的调查可以通过分析无量纲吸积参数，我们定义为产品的吸积率和恒星年龄除以光盘质量。通过扩展和概括Jones et al（2012）的研究，我们证明，对于广泛的进化情景，这个参数应该小于或具有统一性，只有在外部光蒸发清除外部的最后阶段才高于统一性。我们使用这个结果来评估来自CO同位素和submm连续发射光盘质量估计的可靠性，通过检查吸积效率的分布在不受外部光蒸发的区域。我们发现，虽然基于尘埃的质量估计产生的结果与理论预期兼容，假设典型的尘埃/气体比，系统较低的CO为基础的估计产生吸积效率显着高于统一的理论。这一发现提供了额外的证据，CO为基础的光盘质量是一个低估，在相对较小的样品的化学建模的基础上，已作出的论点。另一方面，我们表明，尘埃的质量估计是足够准确的，以揭示明显更高的吸积效率的梯形集群，这一结果是预期的外部光蒸发的明显重要性。因此，我们提出了无量纲吸积参数作为一个新的诊断外部光蒸发在其他恒星形成区。
2017-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The radial dependence of pebble accretion rates: A source of diversity in planetary systems I. Analytical formulation
上下文行星形成的经典“星子”吸积方案最近随着“卵石”（在原行星盘中迁移的厘米至米大小的冰粒）的想法而演变，这种想法可以控制星子和/或行星的生长。目的。我们研究卵石吸积如何依赖于磁盘的性质和影响的形成行星系方法。我们构建分析模型的卵石吸积到行星胚胎，始终占卵石流的质量和轨道演化，并反映磁盘结构。结果我们推导出简单的公式卵石吸积率在所谓的“解决”制度的行星胚胎的大小超过100公里。对于相对较小的胚胎或在外盘区域，吸积模式是3D的，这意味着卵石流的厚度必须考虑在内，并导致吸积率是独立的胚胎质量。对于较大的胚胎或在内部区域中，吸积处于2D模式，即，卵石盘可以被认为是无限薄的。我们发现，径向依赖的卵石吸积率是不同的（甚至符号的幂律指数的变化）为不同的磁盘条件，如磁盘热源（粘性加热或恒星辐射），阻力定律（斯托克斯或爱泼斯坦，弱或强耦合），并在2D或3D吸积模式。我们还讨论了升华/破坏冰卵石内雪线的效果。结论.卵石吸积很容易产生大量的行星系的多样性。换句话说，要正确地推断出通过卵石吸积形成行星形成的结果，需要对盘的演化和卵石的生长、升华/破坏和迁移进行详细的规定。
2016-04-14 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
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
The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution
银河系中四分之一到二分之一被观测到的单个白矮星的大气层含有来自行星碎片的重元素污染。然而，在双星系统中的白矮星中观察到的污染并不那么清楚，因为伴星风可以产生一股物质流，这些物质流被白矮星吸积。在这里，我们（一）讨论的必要性或缺乏一个主要的行星，以污染一个白矮星与轨道小行星在单和双系统，和（二）确定的临界二元分离超过吸积源是从一个行星系。因此，我们获得用户友好的功能，这两个恒星的质量和半径的距离，伴星风，吸积率到白矮星，各种各样的已公布的吸积处方。我们发现，对于已知双星中的大多数白矮星，如果检测到污染，那么污染应该来自行星物质。
2017-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion of Uranus and Neptune from inward-migrating planetary embryos blocked by Jupiter and Saturn
重现天王星和海王星仍然是模拟太阳系形成的一个挑战。这两颗冰巨人的奇特的相似性表明，它们在形成过程中都经历了巨大的碰撞。因此，在原始的外太阳系中，一定有一个以大行星胚胎碰撞为主的吸积时期。我们测试这个想法使用N体数值模拟，包括气体原行星盘的影响。一个强有力的限制是冰巨星的质量非常相似-海王星/天王星的质量比是$\sim1.18$。我们发现，类似大小的冰巨人确实是由土星以外的行星胚胎之间的碰撞形成的。成功模拟的比例取决于系统中行星胚胎的初始数量，它们的个体和总质量。相似大小的冰巨星在模拟中一直被复制，从5-10个行星胚胎开始，初始质量为$\sim$ 3-6 ${\rm M_\oplus}$。我们的结论是，从人口的行星胚胎吸积是一个合理的情况下，天王星和海王星的起源。
2015-06-09 astro-ph.EP
Earths in Other Solar Systems N-body simulations: the Role of Orbital Damping in Reproducing the Kepler Planetary Systems
开普勒探测到的系外行星系统的数量为我们进一步理解行星形成提供了机会。解开产生观测到的系外行星所需的条件，将使我们能够对银河系内何处存在可居住的世界做出明智的预测。在本文中，我们研究如何使用N体模拟的性能的行星系的组装过程中的最后阶段确定。虽然吸积是一个混乱的过程，但行星系的总体性质的趋势提供了吸积之前恒星周围固体质量初始分布的记忆。我们还使用EPOS，系外行星种群观测模拟器，占检测偏差，并表明不同的吸积方案可以区分从开普勒系统的观测。我们发现，最内层行星的周期，相邻行星的轨道周期的比值，和行星的质量是由在吸积开始时的胚胎和星子的总质量和径向分布。一般来说，在吸积过程中，需要一定量的轨道阻尼，无论是通过微行星还是气体，以匹配整个系外行星群。令人惊讶的是，所有模拟的行星系都有大小相似的行星，这表明“豆荚里的豌豆”图案既可以与巨型撞击情景相一致，也可以与行星迁移情景相一致。在比开普勒观测到的距离更大的距离上包含的物质对观测到的行星结构产生了深远的影响，从而对挥发物的形成和传递到可能的可居住世界产生了深远的影响。
2020-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Circum-planetary discs as bottlenecks for gas accretion onto giant planets
随着数百颗系外行星的发现，有必要重新审视巨行星吸积模型以解释它们的质量分布。特别是，由于大质量大气层的失控吸积时间很短，亚类木行星的形成仍然不清楚。然而，气体需要通过一个环绕行星的圆盘。如果后者具有低粘度（正如行星在“死区”形成所预期的那样），它可能会成为气体吸积的瓶颈。我们调查的最小吸积率是一个行星的极限假设下，行星盘是完全无粘性的，角动量的运输发生完全是因为从恒星的引力摄动。为了估计吸积率，我们提出了一个稳态模型的无粘环行星盘，垂直气体流入和外部扭矩的明星。在行星中心坐标系中，以恒星作为外部扰动物，在2D中进行了绕行星盘的流体动力学模拟，以测量恒星对盘施加的扭矩。圆盘显示了由恒星潮汐引起的双臂螺旋波，从圆盘的外缘向行星传播。恒星扭矩很小，相当于木星质量行星的两倍时间，大约为500万年。在极限假设下，这显然是真实吸积率的下限。这一结果表明，气体吸积到一个巨大的行星可以调节环行星盘。这表明太阳系外行星质量的多样性可能是这些圆盘中不同粘度的结果。
2012-11-08 astro-ph.EP
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。
2022-07-08 astro-ph.EP
The maximum mass of planetary embryos formed in core-accretion models
我们根据吸积的星子或卵石的大小计算出一个正在生长的行星胚胎所能达到的最大质量，以推断出巨行星核心和巨行星本身生长的可能性。我们计算行星胚胎的气体包层的内部结构，以确定核心质量，这是必要的绑定包层大到足以摧毁星子或卵石，而他们被引力捕获。根据Ormel等人（2015）的结果，我们还考虑了源自原行星盘的平流风的影响。我们表明，对于低质量的卵石，一旦行星胚胎大于~1地球，信封是大到足以摧毁和蒸发卵石完全之前，他们可以到达核心。因此，构成卵石的物质会被释放到行星的包层中，如果平流风足够强的话，这些物质随后会分散到原行星盘中。因此，行星胚胎的生长停止在一个质量如此之小，以至于开尔文-亥姆霍兹吸积不能导致大量气体的吸积。对于较大的微行星，类似的过程发生，但在更大的质量，10个地球质量的数量级，然后是气体的快速吸积。如果平流的影响像Ormel等人（2015）所描述的那样有效，则在形成行星胚胎的包络中的吸积固体的蒸发和这种平流风的综合效应，阻止了行星在质量小于或类似于地球质量的情况下通过卵石吸积形成的行星的生长，直到10 AU的数量级。在由大质量的微行星吸积形成的情况下，行星核心的增长被限制在质量约为10 M地球，但行星的进一步增长可以通过气体吸积进行。
2017-05-17 astro-ph.EP
Solid accretion onto planetary cores in radiative disks
固态吸积速率是在气盘生命期内形成气体巨行星核心所必需的，它一直是行星形成理论的主要限制。我们测试了固体吸积率效率的行星核心的不同质量嵌入在他们的出生盘，通过三维辐射流体力学，在那里我们遵循了一群嵌入的固体不同大小的演变。我们发现，使用一个现实的状态方程和辐射冷却，磁盘在5 AU是能够有效地冷却，并减少其纵横比。因此，在核心增长到10个地球质量之前就达到了卵石隔离质量，有效地阻止了卵石通量并形成了一个过渡盘。此外，在核心达到临界质量之前，减少的隔离质量停止了固体吸积，导致巨型行星形成的障碍，这解释了观测到的人口中大量的超级地球行星。
2020-06-22 astro-ph.EP
On the formation of compact planetary systems via concurrent core accretion and migration
我们提出的结果行星形成N体模拟的基础上，一个全面的物理模型，包括行星质量增长，通过相互胚胎碰撞和星子/巨石吸积，粘性盘的演变，行星迁移和气体吸积到行星的核心。本研究的主要目的是确定哪一组模型参数导致形成的行星系，类似于紧凑的低质量多行星系统，已发现的径向速度调查和开普勒任务。我们改变初始光盘质量，固体与气体的比例和巨石/星子的大小，并为一个有限的体积的参数空间，我们发现，紧凑的系统包含类地行星，超级地球和海王星般的机构出现作为自然结果的模拟。当小的微行星/巨砾提供主要的吸积源时，具有低的固气比值的圆盘模型只能形成短周期的超级地球和海王星，因为这些天体的流动性需要克服生长胚胎的局部隔离质量。在低金属量恒星周围存在短周期的超级地球提供了强有力的证据，表明小的移动物体（星子，巨石或卵石）在所观察到的行星的形成中发挥了核心作用。
2016-01-14 astro-ph.EP
How dust fragmentation may be beneficial to planetary growth by pebble accretion
卵石吸积是行星核心快速增长的一种新兴模式。卵石通量和卵石尺寸是卵石堆积模型中的关键参数。我们的目标是从最先进的尘埃凝聚模型中推导出卵石的大小和通量，了解它们对磁盘参数和碎裂阈值速度的依赖性，以及卵石吸积对行星生长的影响。我们使用一个一维的尘埃演化模型，包括尘埃的生长和破碎计算现实卵石的大小和质量通量。我们利用这些信息来整合放置在原行星盘不同位置的行星胚胎的生长。卵石通量强烈地依赖于磁盘的属性，如其大小和湍流水平，以及尘埃聚集体的破碎阈值。我们发现，尘埃碎片化可能以多种方式有利于行星的生长。首先，它阻止固体生长到非常大的尺寸，因此卵石堆积的效率下降。更重要的是，小卵石的消耗速度较慢，提供了一个长期的卵石流量。由于全凝聚模型计算量大，我们提供了一个简单的方法，估计卵石的大小和流量在任何原行星盘模型没有子结构和任何碎裂阈值速度。
2021-01-05 astro-ph.EP
Planetary core formation via multi-species pebble accretion
在卵石核心成长的一般经典图像中，行星核心是通过单个卵石物种的吸积而成长的。成长中的行星可能会达到所谓的卵石隔离质量，在那里它会引起一个压力隆起，阻止向内漂移的卵石进入其轨道之外，从而通过卵石吸积来阻止核心的生长。在最近的水动力学模拟中，卵石过滤的压力冲击取决于几个参数，包括核心质量，盘结构，湍流粘度和卵石的大小。我们研究了如何吸积的多个，而不是单一的，卵石物种影响核心增长率，以及如何依赖卵石隔离质量湍流粘度和卵石大小设置最终的核心群众。我们进行了数值模拟，在粘性1D光盘，其中最大晶粒尺寸的晶粒生长，破碎和漂移限制。我们确认，核心的增长率和最终的核心质量是敏感的三个关键参数：阈值速度，卵石碎片碰撞，湍流粘度和分布的卵石物种，产生的多样性的行星核心。随着多个卵石种类的吸积，行星核心可以快速增长，达到30 - 40 $M_{\rm{E}}$的质量。冷气体巨星的潜在核心能够从最初植入远达50 AU的胚胎中形成。我们的研究结果表明，多物种卵石的吸积可以解释：估计25 - 45 $M_{\rm{E}}$重元素丰富的木星的核心内;太阳系外行星的大规模核心;盘环和更广泛的轨道间隙;早期和快速形成的行星体。
2021-11-30 astro-ph.EP
A low accretion efficiency of planetesimals formed at planetary gap edges
对巨行星的观测和模型表明，与太阳丰度相比，这类天体富含重元素。普遍的观点是，巨行星在核心形成结束后，吸积了数倍于地球质量的重元素。这种晚期的固体富集通常被解释为星子的吸积。星子预计将形成在边缘的行星间隙，在这里，我们解决的问题，这些星子是否可以吸积在足够大的金额来解释推断的高重元素含量的巨行星。我们进行了一系列的N体模拟的动力学的星子和行星在行星生长阶段，考虑到气体阻力以及增强碰撞截面所造成的扩展信封。我们认为木星和土星的增长通过气体吸积后，达到卵石隔离质量，我们包括他们的迁移在一个不断发展的磁盘。我们发现，在行星间隙边缘形成的微行星的吸积效率是非常低的：不到10%的形成的微行星被吸积，即使在最有利的情况下，在我们的模型中对应于几个地球质量。当微行星被假定形成于行星的供给区之外，延伸到行星的几个希尔半径时，吸积就变得可以忽略不计了。此外，我们发现吸积效率随着行星迁移距离的增加而增加，而当星子半径减小时，吸积效率并不增加。基于这些结果，我们得出结论，这是很难解释的大重元素含量的巨行星与星子吸积在气体吸积阶段。最有可能需要替代工艺，例如，漂浮卵石沉积的蒸汽的吸积。
2022-02-25 astro-ph.EP
Adapting a solid accretion scenario for migrating planets in FARGO3D
在这项工作中，我们适应了一个模块内的流体动力学代码FARGO3D的行星形成。行星的形成是由一个坚实的核心吸积的情况下，与核心生长在寡头政权。微行星的初始表观密度与圆盘中气体的初始表观密度成正比。我们包括一个数值方法来描述的偏心率和星子形成过程中的倾角的演变。这种方法直接影响固体的吸积速率。当核心达到临界质量时，气体吸积开始，遵循适应FARGO3D代码的原始FARGO方案。为了说明如何使用行星形成的模块，我们调查了一个行星在一个二维的，局部等温气体盘与规定的吸积率的迁移，分析了行星迁移过程中所涉及的时间尺度以及行星形成的时间尺度。分析显示，在穿越冰线时，行星核的质量必须接近其临界值，以避免行星落入恒星包层。这将使行星有足够的时间开始失控的气体吸积，导致质量迅速增加，并进入II型行星迁移。
2019-10-16 astro-ph.EP
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）
研究环行星风对环星盘环境及行星成长的影响，发现风改变吸积流方向，降低吸积率，可能限制行星增长。
2026-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Absence of a Correlation between White Dwarf Planetary Accretion and Primordial Stellar Metallicity
本文通过宽双星系统中伴星金属丰度作为白矮星原初金属丰度的代理，比较受污染与未受污染白矮星的金属丰度分布，发现两者无显著差异且吸积率与金属丰度无显著趋势，表明巨行星并非白矮星吸积事件的主导原因。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exoplanet accretion monitoring spectroscopic survey (ENTROPY) I. Evidence for magnetospheric accretion in the young isolated planetary-mass object 2MASS J11151597+1937266
本研究利用VLT/UVES获取的高分辨率光谱，证实了年轻孤立行星质量天体2MASS J11151597+1937266的吸积活动，通过模型分析得到了激波参数、天体质量及质量吸积率，为行星吸积过程研究提供了观测证据。
2024-09-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Long-term evolution of the temperature structure in magnetized protoplanetary disks and its implication for the dichotomy of planetary composition
本研究通过模拟磁化层流原行星盘的长期热演化，结合最新吸积加热认知与风致质量损失，揭示了吸积加热的空间分布规律，并解释了1-10地球质量行星的水含量二分性成因。
2025-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical evolution of a young planetary system: stellar flybys in co-planar orbital configuration
恒星在星团中的飞掠可能会扰动年轻行星系的演化，表现为盘截短、行星迁移和行星质量吸积。我们研究了在一个典型的开放的年轻星团中，一个年轻的行星系在一次近距离恒星相遇过程中的反馈。我们考虑5个质量的恒星扰动：0.5，0.8，1，3和8 M $_{Sun}$，在共面，顺时针和逆行轨道相对于行星盘，变化的pertruber-host星轨道近星点从100 AU到500 AU。我们用光滑粒子流体动力学程序GaSPH对一个由太阳型恒星组成的系统进行了3D建模，该恒星被一个低密度盘包围，其中嵌入了一颗巨大的行星。我们重点讨论了表征盘和行星的全局参数的动力学演化，如包含盘质量的$63.2\%$的拉格朗日半径、行星到其主星的距离、行星轨道偏心率和行星质量吸积。我们发现，大部分的模拟系统显示一个显着的磁盘截断后，一个单一的近距离接触，木星的最终轨道距离，从中央恒星，低于未扰动的情况下，最后，扰动系统显示出最终的质量吸积的类木行星大于非扰动的情况。因此，恒星飞掠会显著地扰动年轻行星系的动力学，而不管恒星扰动的轨道配置如何。在这样的实验中，恒星近距离碰撞对最终的圆盘半径和类木行星的轨道参数有很大的影响。
2020-10-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Bayesian constraints on the origin and geology of exo-planetary material using a population of externally polluted white dwarfs
拥有吸积行星体的白矮星是探测系外行星物质整体组成的有力工具。在本文中，我们提出了一个贝叶斯模型来解释在202 DZ白矮星大气中观察到的丰度，考虑加热，地球化学分异，碰撞过程中所经历的行星体吸积，以及重力下沉。大多数（>60%）系统与原始物质的吸积相一致。我们将观察到的耐火材料丰度的小范围扩展归因于初始行星形成材料的类似扩展，正如在附近恒星的组成中所看到的那样。污染物质中Na丰度的范围归因于形成温度从低于1，000 K到高于1，400 K的范围，这表明污染物质从各种径向位置到达白矮星大气。我们还发现类太阳系分化现象在外行星系中普遍存在.极端亲铁体（铁，镍或铬）丰度在8个系统需要一个更大的分化机构的核心丰富的片段至少3西格玛意义的增生，而一个系统显示出证据表明，它增生的地壳丰富的片段。在丰度表明吸积已经完成（13/202）的系统中，可以计算吸积的总质量。这13个星系的吸积质量估计从月球的质量到灶神星的一半不等。我们的分析表明，吸积平均持续了1100万年。
2021-03-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Theoretical Framework for the Mass Distribution of Gas Giant Planets forming through the Core Accretion Paradigm
本文建立了一个计算气体巨行星质量分布的理论框架，该框架通过核吸积范式形成。从已知的属性拱盘，我们提出了模型的行星质量分布范围$0.1M_J < M_{\rm p} < 10M_J$。如果行星质量吸积的结束完全是由星周盘寿命决定的，那么观测到的盘寿命的（近似）指数分布将在行星质量函数中留下指数下降的印记。这一结果与观测结果有明显的矛盾，后者认为在相关的行星质量范围内（以及恒星质量$\sim0.5-2M_\odot$），质量分布具有（接近）幂律形式$dF/dM_{\rm p}\sim M_{\rm p}^{-p}$，指数为$p\approx1.3$。质量吸积到行星上的速率取决于进入希尔球的（拱星）盘吸积流的分数，以及行星捕获进入物质的效率。行星质量函数的模型，包括这些效率的分布，与不知情的先验，可以产生接近幂律的行为，与目前的观察一致。盘的寿命，吸积率和其他输入参数取决于宿主恒星的质量。我们展示了这些变化如何导致不同恒星质量的行星质量函数的不同形式。与质量为$M_\ast$ = $0.5-2M_\odot$的恒星相比，质量较小的恒星被预测具有更陡峭的行星质量函数（更少的大行星）。
2021-01-17 astro-ph.EP
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
Rapid Formation of Massive Planetary Cores in a Pressure Bump
传统上，通过星子或卵石吸积的行星核心增长模型与尘埃演化和第一个引力束缚的星子形成的模型是分离的。最先进的模型通常从已经存在的大质量行星核心开始。我们的目标是研究行星核心的形成和增长的压力颠簸，在原行星盘中观察到的环形结构的动机，从亚微米大小的尘埃颗粒。我们连接到一个统一的框架，尘埃凝聚和漂移，星子形成的流动不稳定性，星子之间的引力相互作用，卵石吸积和行星迁移的模型。我们发现，星子形成早期的大规模结束的大小分布迅速增长占主导地位的卵石吸积。这几个巨大的天体在大约10万年的时间尺度上生长，并搅动后来形成的星子，防止进一步行星核心的出现。此外，发生迁移陷阱，允许保留生长的核心。压力隆起是行星核心的出现和快速增长的卵石吸积的尘埃密度和颗粒大小的增加和卵石吸积开始质量减少相比，一个光滑的磁盘模型的有利位置。
2022-12-21 astro-ph.EP
Tracing Accretion onto Herbig Ae/Be Stars Using the Brγ Line
吸积在原行星盘演化中起着重要的作用，一般认为吸积机制在低质量恒星和高质量恒星之间是不同的。在这里，我们描述吸积在中等质量，前主序星Herbig Ae/Be（HAeBe）的恒星，寻找吸积和系统属性之间的相关性。我们提出了新的高分辨率，近红外光谱从浸没光栅红外光谱仪的102 HAeBes和分析吸积示踪Br $γ$线在2.166 $μ$ m。我们还包括Fairlamb等人和Donehew & Brittain的样本，总共155个目标。我们发现Br $γ$和恒星光度之间存在正相关关系，赫比格Aes和赫比格Bes之间的斜率存在变化。我们用$L_{Brγ}$计算吸积光度和吸积速率。我们发现吸积光度和吸积速率依赖于恒星的质量和年龄，但当用恒星的光度归一化吸积光度时，这种趋势消失了。我们将这些物体分为耀斑（I组）或平坦（II组）的圆盘，发现吸积光度或速率没有趋势，表明圆盘尘埃结构不影响吸积。我们测试Br $γ$变异性的对象是共同的，我们的样本和以前的研究。我们发现，Br $γ$线等效宽度在很大程度上是一致的文献观测和我们在这里提出的，除了在少数情况下，我们可能会看到吸积率的变化。
2021-12-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dilution of accreted planetary matter in hot DA white dwarfs according to their mass
LUPM, CNRS, Université de Montpellier（蒙彼利埃大学）；IRAP, CNRS, Université de Toulouse, CNES（图卢兹大学）
研究通过分析热DA白矮星的质量，探讨内部稀释过程如何影响行星物质的污染程度，并指出质量较大的白矮星更易检测到行星系统吸积的污染。
2026-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unified simulations of planetary formation and atmospheric evolution II: Rapid disk clearing by photoevaporation yields low-mass super-Earth atmospheres
超级地球拥有低质量的H $_2$ /He大气（通常小于10%质量）。然而，超级地球大气层的起源尚未确定。我们研究了在超级地球及其大气形成过程中，光蒸发快速清除盘的作用。我们进行统一的模拟超级地球的形成和大气演变的不断发展的磁盘，考虑光蒸发风和磁驱动的磁盘风。对于行星核的生长模式，我们考虑了两种情况下，行星胚胎生长的卵石吸积和没有。我们的主要发现总结如下。(i)大气吸积的时间跨度缩短了快速磁盘耗散由于光蒸发，这阻止了超级地球的核心吸积大量的大气。(ii)即使在没有卵石吸积的情况下，行星核通过胚胎吸积快速增长，失控气体吸积的开始也会延迟，因为胚胎吸积的隔离质量很小。与快速的磁盘清理一起，可以避免大质量大气的吸积。(iii)在快速的磁盘清理之后，一些高偏心率的胚胎可以留在外轨道上。此后，这些胚胎可能会与超级地球相撞，导致吸积大气的有效撞击侵蚀。因此，我们发现具有低质量H $_2$ /He大气的超级地球是由考虑现实磁盘演化的N体模拟自然产生的。
2020-07-27 astro-ph.EP
Resolved near-UV hydrogen emission lines at 40-Myr super-Jovian protoplanet Delorme 1 (AB)b: Indications of magnetospheric accretion
我们继续对4000万年前仍在吸积的PMCDelorme 1（AB）b进行了观测。我们使用高分辨率光谱，通过访问近紫外线的发射谱线的财富，以进一步解释吸积过程。用VLT/UVES在330- 452 nm获得R ~ 50000光谱。在将伴星的发射与M5低质量双星的发射分离后，我们进行了详细的发射线分析，其中包括行星吸积激波模型。我们重申正在进行的吸积Delorme 1（AB）b和报告的第一次检测（超木星）原行星的解决氢线发射在近紫外线（H-γ，H-δ，H-δ，H8和H9）。初步检测到H11、H12、He Ⅰ和Ca Ⅱ H/K。分析强烈支持行星吸积激波，其基于线光度的吸积速率dMp/dt = 2 e-8 MJ/yr。谱线是不对称的，可以用具有不同速度位移的窄分量和宽分量的总和来描述。激波前的速度v0 = 170+-30 km/s，这意味着行星质量Mp = 13+-5 MJ，数密度n 0 ~ 1 e13/cc或n 0 ~ 1 e11/cc，可以很好地解释整个线的形状。较高的密度意味着相对于行星表面，只有约1%的小线发射区域。这有利于磁层吸积，这种情况下可能会加强蓝移发射的存在下，在不对称的profiles.High-resolution光谱提供了机会，以解决线的配置文件，深入研究吸积过程中至关重要。超木星原行星Delorme 1（AB）b在4000万年前仍在吸积。因此，德洛姆1号属于彼得潘…
2023-03-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Empirical constraints on turbulence in proto-planetary discs
本综述总结了ALMA等设施观测原行星盘湍流的技术与发现，指出盘内湍流弱于预期但确实存在，其是否足以驱动吸积或由MHD风驱动仍是未解之谜。
2023-04-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining Planetary Gas Accretion Rate from Hα Linewidth and Intensity: Case of PDS 70 b and c
最近对嵌入在拱星盘中的原行星的观测揭示了行星形成的过程。特别是，氢巴耳末线（Hα）发射的检测直接限制了气体巨星的后期吸积。最近，Haffert等人（2019）测量了两颗围绕PDS 70运行的原行星的Hα发射的谱线宽度和强度。在这里，我们通过将激波加热吸积流的辐射流体动力学模型应用到Aoyama等人（2018）最近开发的原行星上来研究这些原行星。结果表明，Hα谱线宽度与强度的结合可以显著缩小原行星吸积速率和质量的可能范围。虽然目前的光谱分辨率还不够高，无法得出关于其吸积过程的明确结论，但对生长中的原行星进行高分辨率光谱成像是非常有希望的。
2019-10-24 astro-ph.EP
Hot Jupiter accretion: 3D MHD simulations of star-planet wind interaction
我们提出了一个太阳型恒星和短周期热木星系外行星之间的风-风相互作用的三维MHD模拟。这是第一个这样的模拟中，恒星表面演化的详细研究。在我们的模拟中，基于系外行星高层大气的FUV蒸发模型的行星外流导致星周和行星际物质的积累，这些物质以日冕雨的形式吸积到恒星表面上，其中雨是落在恒星表面上的HJ风物质。我们已经进行了一套混合几何高分辨率的模拟，其中包括一个代表性的HJ托管系统的相互作用的恒星和行星风材料的行为。我们的研究结果表明，磁拓扑结构在形成恒星和HJ之间的吸积流中起着核心作用，吸积的性质在位置和速率上都是可变的，最终的吸积点发生在$ϕ~=~227^{\circ}$前面的亚行星点和$θ~=~53^{\circ}$下面的轨道平原。已发现吸积斑本身的大小随周期$67 \ \mathrm{ks}$而变化。在吸积点内，与周围的表面条件相比，温度略有下降，同时密度有所增加。我们还表明，磁场不能被忽略的吸积是高度依赖于磁拓扑结构的HJ和主机。我们将这种行为称为星-行星-风相互作用（SPWI）。
2018-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Lagrangian Integrator for Planetary Accretion and Dynamics (LIPAD)
我们提出了第一个基于粒子的拉格朗日代码，它可以跟踪大量km大小的微行星在整个生长过程中成为行星的碰撞/吸积/动力学演化。我们称之为“行星吸积和动力学的拉格朗日积分器”或LIPAD。LIPAD建立在SyMBA之上，SyMBA是一个辛$N$体积分器。为了处理非常大量的星子所需的行星形成模拟，我们引入了“示踪”粒子的概念。每一个示踪剂都代表大量的盘状粒子，它们的轨道和大小大致相同，并且由三个数字来表征：物理半径、体积密度和示踪剂所代表的盘状粒子的总质量。我们开发的统计算法，遵循的动力学和碰撞演化的示踪剂，由于彼此的存在。示踪剂主要以正常的N体方式与较大的物体（“行星胚胎”）动态相互作用。LIPAD的最大优势是它可以精确地模拟由于与胚胎的引力相互作用而导致的星子的大规模重新分布，最近已经证明这会显着影响行星胚胎的生长速度。我们验证的代码通过一套全面的测试，比较我们的结果与欧拉和/或直接N体代码。
2012-07-03 astro-ph.EP
Strong H$α$ emission and signs of accretion in a circumbinary planetary mass companion from MUSE
上下文本征H $α$发射可以有利地用于探测亚恒星伴星，因为它提高了直接成像的对比度。描述这种来自吸积系外行星的发射特征可以测试行星形成理论。目的。我们通过中等分辨率光谱学对年轻的环双星行星质量伴星2 MASS J 01033563 -5515561（AB）b（Delorme 1（AB）b）进行了光谱学研究。方法.我们在科学验证期间为位于ESO甚大望远镜上的MUSE积分场摄谱仪使用了新的窄场模式（NFM），以获得Delorme 1（AB）b的光谱。结果我们发现了很强的H $α$和H $β$发射，并伴有He I发射。这与活跃的吸积情景相一致。我们提供了从几个独立的方法获得的吸积率估计，并找到一个可能的质量$12-15$ M $_{\rm Jup}$ Delorme 1（AB）b。这也与先前的估计一致。结论. Delorme 1系统中活跃的吸积迹象可能表明其年龄比$\sim 30-40$ Myr更年轻，可能是THA的成员。先前的研究也显示中央双星过于明亮，这进一步表明它的年龄更小。然而，最近在相对较老的（$\sim 40$ Myr），非常低质量的系统中发现的活动盘表明，Delorme 1（AB）b中正在进行的吸积可能不需要系统本身比THA成员所暗示的年龄更年轻。
2020-08-22 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Spinning up planetary bodies by pebble accretion
太阳系中大多数主要的行星体的自转方向与它们的轨道运动方向相同：它们的自旋是椭圆形的。解释自旋矢量的方向和大小的理论研究取得了不同的成功。当吸积的积木是$\sim$公里大小的小行星时--正如经典模型所预测的那样--吸积过程是如此对称，以至于它抵消了逆行自旋的贡献，使净自旋为分钟。因此，目前最受欢迎的行星自转起源模型是巨撞击模型，在这个模型中，一次碰撞就足以产生一个自旋，其大小接近于分裂的自转速率。然而，巨大的碰撞模型并不能自然地解释这种倾向。同样，越来越多的小行星自旋矢量测量也表明，大型（原始）小行星的自旋矢量不是各向同性的。在这里，我们重新评估的可行性较小的粒子赋予行星机构与净自旋，专注于卵石吸积模型中，气体阻力和重力合力吸积小粒子在一个大的截面。与经典的微行星计算类似，我们积分卵石运动方程并测量撞击时的角动量转移。我们考虑了各种磁盘条件和卵石性能，并进行我们的计算的限制，二维（平面）和三维（均匀）卵石分布。我们发现，在某些地区的参数空间的角动量转移是显着的，远大于与星子和等同于或超过目前的旋转的行星机构。
2019-07-16 astro-ph.EP
Planetary Accretion Shocks with a Realistic Equation of State
气态巨行星形成的最后阶段包括从母原行星盘吸积气体。一般来说，下落的气体可能接近自由落体速度，产生吸积激波，导致强烈的激波加热和辐射。我们研究的运动学和能量的吸积冲击使用一维辐射流体动力学模拟。我们的模拟功能的第一个自洽处理氢的解离和电离，辐射传输，和现实的灰色不透明度。通过探索大范围的巨行星质量（0.1 - 3 M $_{J}$）和吸积率（$10^{-3}$-$10^{-2}$ M $_{\oplus}\cdot\rm{yr}^{-1}$），我们专注于全球激波效率和最终的吸积气体的熵。我们发现，当吸积激波的光度超过一个临界光度时，吸积激波的辐射可以使入射气体中的氢分子完全解离。同时，激波后熵一般分为"冷"（$<12k_{\rm{B}}/m_{\rm H}$）和"热"（$>16k_{\rm{B}}/m_{\rm H}$）两组，这取决于$\rm{H}_2$解离吸热过程的程度。虽然需要2D或3D模拟来更真实地理解吸积过程，但这种区别可能会延续并揭示年轻直接成像行星的解释。
2022-01-26 astro-ph.EP
The Role of Thermal Feedback in the Growth of Planetary Cores by Pebble Accretion in Dust Traps
本研究模拟尘埃环中气体与尘埃动力学，发现行星胚胎吸积加热引发的斜压涡旋可增强大颗粒卵石吸积，使其突破经典卵石隔离质量，并在L5点留下可观测尘埃特征。
2025-01-10 astro-ph.EP
Infrared observations of white dwarfs and the implications for the accretion of dusty planetary material
被金属污染的白矮星周围的红外线过度与尘埃行星物质的吸积有关。这项工作分析了现有的红外数据的无偏样本的白矮星，并证明，不超过3.3%可以有一个宽，平，不透明的尘埃盘，延伸到罗氏半径，与温度在光盘内边缘的$T_{in} = 1,400$ K，标准模型的观察到的过剩。这与约30%的污染发生率形成鲜明对比。我们提出了四个可能的原因，在污染的白矮星没有红外过量，这取决于它们的恒星性质和推断的吸积率：i）它们的尘埃盘是不透明的，但很窄，因此如果超过85%的受污染的白矮星的尘埃盘比$δr< 0.04r$窄，就可以逃避检测，ii）它们的尘埃盘已经被完全消耗，其仅适用于下沉时间尺度长于数百年的最古老的白矮星，iii）它们的尘埃光学上薄，如果由PR-阻力主导，则其可以提供$<10^7 $ gs $^{-1}$的低吸积率，并且如果物质的向内输送增强，则其可以提供更高的吸积率，例如，由于气体的存在，iv）它们的吸积由纯气体盘提供，这可能是由于光学薄尘埃对于T* > 20，000 K的升华。未来的观测对微弱的红外线过量或气体的存在敏感，可以测试这里提出的方案，从而更好地限制污染白矮星中加速吸积的物质的性质。
2017-02-16 astro-ph.EP
On the multiple generations of planetary embryos
为了简单起见，全球行星形成模型往往从一组初始的行星胚胎开始。虽然这种方法对最初胚胎的进化提供了有价值的见解，但最初的分布本身就是一个大胆的假设。将自己限制在初始分布可能会忽略在所述初始分布之前或之后的基本物理。我们希望研究动态行星胚胎形成对行星系形成的影响。所提出的框架开始于气体，尘埃和鹅卵石的初始盘。对盘的演化、星子的形成和行星胚胎的形成进行了一致的模拟。胚胎然后通过卵石、星子和最终的气体吸积生长。行星盘相互作用和N体动力学与其他同时生长的胚胎包括在框架中。我们发现，行星的形成可以发生在多个连续的阶段。早期的恒星通过卵石的吸积而变得巨大，但会经历快速的I型迁移，从而吸积到恒星上。后来形成的胚胎通过星子吸积成长为更小的质量，因为盘中的鹅卵石数量已经消失。行星系的形成历史可能比胚胎的初始分布所能反映的要复杂得多。行星胚胎的动态形成需要在全球行星形成模型中加以考虑，以便对系统演化有一个完整的了解。
2022-02-03 astro-ph.EP
Similar-mass versus diverse-mass planetary systems in wind-driven accretion discs
该研究通过风驱动吸积盘中的卵石吸积模拟，发现磁风效率（由磁杠杆臂参数$\lambda$表征）决定行星系统质量分布特征，$\lambda$高形成相似质量系统，低则形成多样质量系统，分界约在$\lambda\sim2-3$，且富金属盘更易形成带冷木星的超级地球系统，与观测相符。
2025-01-16 astro-ph.EP
Stellar Flares versus Luminosity: XUV-induced Atmospheric Escape and Planetary Habitability
空间天气在行星大气的演变中起着重要作用。观测表明，恒星耀斑发射的能量范围很广（10^30-10^38尔格），其中一小部分是X射线和极紫外线（XUV）。这些耀斑加热了行星的上层大气，导致逃逸率增加，并可能在一段时间内导致大气侵蚀。观测还表明，原始的类地行星可以吸积大量的氢/氦包层。随着时间的推移，恒星辐射会侵蚀这些原大气层，这种侵蚀的程度对行星的可居住性有影响。我们使用的能量有限的方程来计算流体动力学逃逸率从这些原大气照射的XUV恒星耀斑和光度。我们利用TESS观测到的492颗FGKM星的耀斑频率分布来估计宜居带行星的大气损失。我们发现，对于大多数恒星，亮度引起的逃逸是主要的损失机制，与耀斑的一个小的贡献。然而，耀斑占主导地位的损失机制的$\sim$ 20 M4-M10星。M0-M4恒星最有可能完全侵蚀其原始和次级大气层，而M4-M10最不可能侵蚀次级大气层。我们讨论了这些结果对行星可居住性的影响。
2020-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
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
Influence of migration models and thermal torque on planetary growth in the pebble accretion scenario
研究在卵石吸积情景下，热力矩对I型行星迁移的影响，发现尽管热力矩在高吸积率下能促进外迁，但对单一行星演化情景的最终质量和轨道位置影响极小。
2020-04-02 astro-ph.EP
Planetary formation tracks on the Hertzsprung-Russell diagram: Visualising the processes of giant planet growth
Universität Duisburg–Essen（杜伊斯堡-埃森大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Bern（伯尔尼大学）
本文研究了行星形成过程中固态和气态吸积、冷却/收缩以及迁移如何塑造不同形成场景下的光度-温度轨迹，并首次将Bern模型与辐射-流体动力学模拟结合，以解决冷/热起始的模糊性问题。
2026-05-18 astro-ph.EP
The Effect of Inefficient Accretion on Planetary Differentiation
在行星形成的最后阶段，地球胚胎之间的成对碰撞是主要的吸积方式。因此，它们在N体研究中的现实处理对于精确模拟类地行星的形成和发展望远镜和航天器观测的解释至关重要。在这项工作中，我们比较了两个碰撞处方的影响的核心-地幔分化的类地行星：模型中的碰撞总是完全增生（"完美合并“）和一个更现实的模型的基础上的神经网络，已训练的流体动力学模拟的巨大的影响。后一种模型能够预测由于不完全吸积和非吸积射弹在打了就跑的碰撞中的演化造成的质量损失。我们发现，神经网络模型的结果具有更广泛的最终核心质量分数和金属硅酸盐平衡压力，温度和氧逸度比完美合并的假设。当用于模拟类地行星形成的N体研究中的碰撞时，这两个模型为质量大于0.1地球质量的行星提供了类似的答案。然而，对于质量较小的最终天体，低效吸积模型预测了更高程度的成分多样性。这种现象并没有反映在太阳系的行星形成模型中，这些模型使用完美合并来确定碰撞结果。我们的研究结果证实了巨型撞击作为行星多样性的重要驱动因素的作用，并鼓励在未来的吸积研究中现实地实施低效的吸积。
2021-06-14 astro-ph.EP
Testing the chondrule-rich accretion model for planetary embryos using calcium isotopes
了解形成地球的原材料的组成是了解类地行星形成及其整体组成的关键一步。钙是类地行星中第五丰富的元素，因此是追踪行星组成的关键元素。然而，为了使用Ca同位素作为地球吸积历史的示踪剂，首先需要了解Ca在行星形成的最早阶段的同位素行为。球粒陨石是太阳系中最古老的物质之一，对其同位素组成的研究有助于了解太阳系是如何以及在何种条件下形成的。在这里，我们提出了钙同位素数据的一套散装陨石以及Allenium（CV）球粒。我们发现，与块状硅酸盐地球（$δ^{44/40}Ca$ =+1.05 $\pm$ 0.04 permill，Huang等人，2010年）或火星，而顽火辉石是从地球上的钙同位素组成（$δ^{44/40}Ca$ = +0.91至+1.06 permill）无法区分。与陨石的主体和基质相比，来自Allenburg的球粒富含较重的Ca同位素（$δ^{44/40}Ca$ = +1.00至+1.21 permill）。这意味着地球和火星的钙同位素组成与大多数碳质陨石不同，但可能类似于球粒。地球，火星和陨石球粒之间的钙同位素相似性是最近的动力学模型的行星形成，提出了一个富含陨石球粒的吸积模型的行星胚胎。
2017-04-21 astro-ph.EP
Eccentricity excitation and merging of planetary embryos heated by pebble accretion
行星胚胎可以通过卵石吸积继续生长，直到它们成为巨大的行星核心。同时，这些胚胎相互作用，也迁移由于扭矩所产生的原行星盘。目的：我们的目标是研究卵石吸积如何改变经历I型迁移的胚胎的轨道演化。特别是，我们研究它们是否建立共振链，这些链是否容易不稳定，如果巨大的行星核心形成通过胚胎合并，从而发生更迅速地比卵石吸积单独。研究方法：对于第一次，我们进行自洽的全球尺度的辐射流体动力学模拟的双流体原行星盘组成的气体和卵石，后者被吸积嵌入胚胎。吸积加热，以及其他辐射过程，占正确建模的I型迁移。结果如下：我们跟踪了四个超级类地胚胎的演化，这些胚胎最初位于一个磁盘结构允许会聚迁移的区域。通常，胚胎合并是通过快速增加胚胎质量来促进的，并且打破了否则的寡聚生长。此外，我们发现，每个胚胎的轨道偏心率是相当兴奋（$\simeq0.03$），由于存在一个不对称的undersense叶的气体，一个所谓的“热尾”，产生的吸积加热的胚胎的附近。偏心轨道导致胚胎频繁地近距离接触，并使共振锁定更加困难。结论：在我们的模拟中，胚胎合并通常会产生一个巨大的核心（$\gtrsim 10\,\mathrm{M_{E}}$），在$10\,\mathrm{AU}$附近运行。卵石吸积自然伴随着偏心轨道的出现，这在今后解释系外行星系统结构的工作中应予以考虑。
2017-06-20 astro-ph.EP
Considerations on the accretion of Uranus and Neptune by mutual collisions of planetary embryos in the vicinity of Jupiter and Saturn
模拟冰巨人天王星和海王星的形成是行星科学中一个长期存在的问题。由于气体阻力，碰撞阻尼和共振牧羊，行星胚胎排斥星子远离他们的范围，因此他们停止增长（Levison等人，2010）。这个问题仍然存在，与吸积是发生在冰巨星的当前位置还是靠近太阳无关。我们没有试图将行星胚胎的失控/寡头生长推到10-15个地球质量，而是设想了这样一种可能性，即微行星盘可以产生一个只有1-3个地球质量的行星胚胎系统。然后，我们研究这些胚胎是否可以相互碰撞，并成长到足以达到目前的天王星和海王星的质量。我们的研究结果指出了两个主要问题。首先，在土星之外形成和保留的第一和第二大质量核心之间通常存在很大的质量差异。其次，在许多模拟中，最终的行星系在土星之外有两个以上的物体。一颗大行星从胚胎系统中成长，需要对气体盘的偏心率和倾角进行强有力的阻尼。但是，强阻尼也有利于胚胎和核心找到稳定的共振结构，这样就可以找到两个以上的幸存物体的系统。除了这些问题之外，为了使胚胎之间有实质性的相互吸积，有必要假设气体的表面密度是最小质量太阳星云的几倍。然而，这与天王星和海王星形成于一个气体匮乏的圆盘的共同想法形成鲜明对比，这是由这些行星的大气中含有相对少量的氢和氦所暗示的。我们的模拟中只有一次“偶然”成功地再现了外太阳系的结构。
2012-02-10 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
Stellar multiplicity affects the correlation between proto-planetary disc masses and accretion rates: binaries explain high-accretors in Upper Sco
近年来，在附近的年轻恒星形成区发现了新生恒星的质量吸积率与其原行星盘质量之间的相关性。虽然这样的相关性可以解释为由于粘性扩散过程中的磁盘，高度吸积源低盘质量在更发达的地区仍然令人费解。在本文中，我们假设存在一个恒星同伴截断光盘可以解释这些离群值。首先，我们搜索了有关狼疮，Chamaeleon~I和Upper Sco的恒星多重性的文献，发现大约20%的相关盘是在双星或高阶多恒星系统中。我们证明了高的统计意义，在任何光盘质量这些来源有系统地比那些在单星更高的吸积率，与大部分的二进制人口被聚集在$M_\mathrm{disc}/\dot{M}_\mathrm{acc}\approx0.1\,\mathrm{Myr}$。然后，我们运行耦合的气体和尘埃一维演化模型的潮汐截断盘的数据进行比较。我们发现，这些模型是能够很好地再现大部分人口的观察光盘在狼疮和上斯科，即使未知的偏心率，每个二进制防止对象的对象比较。在后一个区域，协议改善，如果晶粒凝聚效率降低，可以预期在光盘周围的密切的双星。最后，我们提到，热风和子结构可以是重要的，在解释一些外围来源。
2022-03-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
