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
Planetary Embryo Bow Shocks as a Mechanism for Chondrule Formation
我们使用辐射流体力学与直接粒子积分探讨行星胚胎弓激波球粒形成的可行性。这里提出的计算是用来探索火星大小的行星胚胎通过尘土飞扬的，早期的太阳系的环境中的一个适度兴奋的轨道上旅行的后果。胚胎的偏心轨道在胚胎和圆形轨道的气体和尘埃之间产生了一系列的超音速相对速度，促使弓形激波的形成。这些胚胎周围的临时大气层，可以通过挥发性放气和从周围星云捕获气体而产生，可以对进入激波的固体的热分布产生重要影响。我们探讨了固体的热环境，在不同的影响半径，小行星大气的冲击形态，和剥离效率的小行星大气中存在的高相对风的弓激波。使用绝热和辐射条件运行模拟，并对局部不透明度进行多次处理。研究了5、6和7 km/s的冲击速度。我们发现，一个高质量的大气和低效的辐射条件可以产生峰值温度和冷却速率是一致的约束条件所设定的球粒炉的研究。在大多数情况下，推导出的冷却速率可能太高，与球粒形成不一致。
2016-05-16 astro-ph.EP
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
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
Formation of planetary atmospheres: Analytical estimation of vapor production via planetary impacts
本文通过iSALE模拟和解析推导，建立了基于热项简化状态方程的冲击内能与压力场解析模型，并将其应用于行星撞击汽化过程，为地球大小行星的大气再形成提供了有效估算。
2024-06-29 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
Magnetic Fields Recorded by Chondrules Formed in Nebular Shocks
最近的实验室努力（Fu等人，2014）已经限制了球粒的逆磁化和球粒在冷却到居里点以下时所暴露的磁场强度。一个突出的问题是，推断的古磁场是否代表太阳星云的背景磁场，或者是球粒形成环境所特有的。我们调查的放大磁场以上的背景值为两个建议的球粒形成机制，大规模星云冲击和行星弓冲击。在大尺度激波之后，平行于激波阵面的磁场被放大因子$\sim 10-30$，而与磁扩散率无关。因此，在这些冲击中熔化的陨石球粒可能记录了一个放大的磁场。在行星弓形激波后，磁场放大对磁扩散率敏感。我们使用流体力学模型计算了一个半径为3000公里的行星胚胎周围的弓形激波后面的气体性质，有和没有大气层。我们计算的电离状态的热，冲击气体，包括从灰尘的电子发射，和热电离的气相钾原子，和磁扩散率由于欧姆耗散和双极扩散。我们发现，扩散率是足够大的磁场已经放松到背景值的冲击下游的陨石球粒获得磁化，这些位置是足够远的行星胚胎，陨石球粒不应该记录一个显着的推定发电机场产生的这些机构。我们的结论是，如果融化在行星弓冲击，球粒可能记录的背景星云场。
2018-03-13 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
Hydrodynamic Model of H$α$ Emission from Accretion Shocks of Proto-Giant Planet and Circumplanetary Disk
最近的观测已经从年龄为几百万年的年轻恒星系统（如PDS 70）中检测到过量的H $α$发射。我们以前建立的激波加热流的一维辐射流体动力学模型表明，几十km/s的$>$行星吸积流$^{-1}$可以产生H $α$辐射。然而，这是一个挑战，以了解吸积过程的原巨行星从这样的冲击起源的发射观测，因为一个巨大的差距之间的规模环行星盘（CPD）和微观吸积冲击。为了克服尺度差距问题，我们结合了二维，高空间分辨率的全球流体动力学模拟和一维局部辐射流体动力学模型的冲击加热流。通过对原行星-CPD系统的联合模拟，我们发现H $α$辐射主要产生于原行星表面的局部区域。CPD以上的吸积激波产生弱得多的H $α$发射（光度大约小1-2个数量级）。然而，CPD以上的吸积冲击显着影响到原行星的吸积过程。如果以10天的时间尺度进行平均，吸积以准稳定的速率发生，但其速率在较短的时间尺度上显示出变化。包括CPD激波在内的盘表面吸积层波动很大，导致吸积率和H $α$光度随时间变化。我们还模拟了H $α$线的光谱发射轮廓，发现尽管光度变化很大，但该线轮廓随时间变化较小。高光谱分辨率的光谱观测和监测将是揭示吸积过程性质的关键。
2021-11-11 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
Chondrule Formation in Bow Shocks around Eccentric Planetary Embryos
Daufas & Pourmond（2011）最近对火星陨石的同位素研究表明，在陨石球粒（陨石中发现的毫米级火成岩包裹体）形成的同时，太阳星云中存在着大型（半径约3000公里）行星胚胎。我们模拟了球粒的形成，通过弓形激波围绕这样一个行星胚胎在偏心轨道上。我们数值模拟的流动的流体动力学，并发现，这样大的机构保留一个气氛，与开尔文-亥姆霍兹不稳定性允许这种气氛与气体和颗粒混合流过胚胎。我们计算了流经该天体的陨石球粒的轨迹，发现它们不是由原行星吸积的，而是通过从行星岩浆海洋中排出的挥发物流动的。相比之下，陨石球粒是在较小的微行星上增生的。计算了球粒通过弓形激波时的热历史。我们发现，峰值温度和冷却速率是一致的形成的优势，斑状纹理的大多数球粒，假设一个适度的增强以上可能的太阳星云的平均值球粒密度（由一个因素的10），归因于沉降的球粒前体的中平面的磁盘或湍流浓度。我们计算了行星胚胎的偏心率被衰减的速率，并得出结论，一个分散到偏心轨道的行星胚胎可以在10 e5年内产生10 e24 g的球粒。原则上，少数（1-10）偏心行星胚胎可以以符合所有已知限制的方式熔化观测到的球粒质量。
2012-04-03 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
The Planetary Accretion Shock. II. Grid of Post-Shock Entropies and Radiative Shock Efficiencies for Non-Equilibrium Radiation Transport
在气体巨星的核心吸积形成场景中，大多数气体吸积到行星上是通过吸积激波处理的。在这一系列的论文中，我们研究了这种冲击，因为它是确定形成行星结构的关键，因此也是形成后光度的关键，具有戏剧性的观测结果。我们进行一维灰色辐射流体动力学模拟与非平衡（两个温度）辐射输运和最新的不透明度。我们调查的吸积率，行星质量和行星半径的参数空间，并获得冲击后的温度，压力和熵，以及全球辐射效率。我们发现，通常情况下，冲击温度T_shock是由“自由流动”的限制。在低温下，尘埃的不透明度会使激波变热，但并不显著。我们证实了这一点与原来的半解析推导T_休克。我们还估计了激波和星云之间的光度变化。无论是T_shock还是光度分布都不直接依赖于激波和星云之间的光学深度。相反，T_shock取决于冲击前的不透明度，以及状态方程（EOS）的光度变化。我们发现相当高的冲击后立即熵（S ~ 13-20 kB/mH），这使得冲击似乎不太可能冷却地球。整体辐射效率很高（eta^phys > 97%），但进入行星的总能量的剩余部分超过经典冷启动的内部光度几个数量级。总的来说，这些发现表明热启动或热启动更合理。
2019-06-13 astro-ph.EP
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
The Planetary Accretion Shock: I. Framework for Radiation-hydrodynamical Simulations and First Results
决定气态巨星形成后光度的关键因素一直被认为是行星表面吸积激波的能量。我们使用一维辐射流体动力学模拟来研究辐射损失效率，并获得冲击后的温度和压力，从而熵。效率被定义为逸出系统（大致为希尔球）的总输入能量通量的分数，同时考虑到辐射前兆中冲击之前发生的能量回收。我们在这里集中在一个恒定的状态方程，以隔离的冲击物理，但使用恒定的和列表的不透明度。虽然稳健的定量结果需要自洽处理，包括氢解离和电离，但结果显示了正确的定性行为，可以半分析地理解。激波被发现是等温和超临界的一系列条件相关的核心吸积（CA），与马赫数大于ca。3.穿过激波，熵显著减小，减小了几个熵单位（k_B/重子）。虽然接近100%的入射动能在当地转化为辐射，但效率低至约40%，这意味着总吸积能量中有相当一部分被带到了行星上。对于CA场景中的现实参数组合，光度的非零部分总是逃离系统。这种光度至少可以部分解释最近在LkCa 15和HD 100546系统中的观测结果。
2017-01-10 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
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
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
Shock-driven Accretion in Circumplanetary Disks: Observables and Satellite Formation
环行星盘（CPD）控制行星的生长，为卫星的形成提供材料，并提供年轻行星形成的观测特征。我们进行了二维流体动力学模拟和辐射冷却的研究CPD，并提出了一个新的机制来驱动盘吸积。CPD中存在两个螺旋激波，由中央恒星激发。我们发现，螺旋激波可以至少有助于，如果不是占主导地位的角动量输运和能量耗散在CPD。同时，螺旋激波的耗散和加热对激波驱动的吸积本身有正反馈作用。当盘被螺旋冲击加热时，冲击变得更加开放，导致更有效的角动量传输。另一方面，这种激波驱动的吸积在几个月/几年的时间尺度上是不稳定的，这是由于盘中涡旋的产生和破坏。在经过一段时间的平均后，从行星的希尔半径一直到行星表面都达到了准稳定的吸积，而表征螺旋激波引起的角动量传输的圆盘系数$α$为$\sim$ 0.001-0.02。在我们的模拟中，盘表面密度范围从10到1000 g cm $^{-2}$，这比用于研究卫星形成的“最小质量亚星云”模型小至少3个数量级;相反，它与“气体匮乏”卫星形成模型更一致。最后，我们计算的毫米波流量发射的CPD在ALMA和EVLA波段，并预测最近发现的CPD候选人，这表明ALMA是能够发现这些吸积CPD的通量。
2016-12-17 astro-ph.EP
Disk Accretion Driven by Spiral Shocks
螺旋密度波已知存在于许多天体物理盘中，可能影响盘的结构和演化。我们进行了数值研究的影响所产生的密度波，演变成一个冲击，对底层磁盘的特性。我们通过不同强度的螺旋激波测量了圆盘中角动量的沉积，并使用激波振幅（可能是可观察的）作为输入变量，验证了Rafikov（2016）对该量行为的分析预测。当我们改变激波振幅（包括高度非线性激波）、盘的纵横比、状态方程、背景密度和温度的径向分布以及波的模式速度时，发现理论和数值之间有很好的一致性。我们表明，需要高的数值分辨率，以正确捕获冲击驱动的运输，特别是在低波振幅。我们还表明，当地的质量吸积率在快速发展的磁盘中的冲击耗散需要占的时间依赖性的贡献的角动量预算，所造成的径向压力支持的时间依赖性。我们提供了一个简单的分析处方的行为，这种贡献，并证明其良好的协议与模拟结果。利用这些发现，我们制定了一个理论框架，研究一维（半径）的冲击介导的吸积盘，它可以应用于各种天体物理系统的演化。
2018-02-05 astro-ph.EP
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
Spectral appearance of the planetary-surface accretion shock: Global spectra and hydrogen-line profiles and fluxes
最近在行星质量的物体上观测到了来自吸积激波的氢线发射。我们以前的工作预测了环行星盘上激波的激波谱和光度。我们将其扩展到行星表面激波。我们计算的全球光谱能量分布（SED）的吸积行星相结合，我们的模型发射光谱与光球SED，并预测几个氢线，特别是H α，但也H β，Pa α，Pa β，Pa γ，Br α，和Br γ的线积分通量。我们将我们的非平衡辐射模型应用到表面吸积激波中，并给出了吸积率Mdot和质量M_p的变化范围。与地层计算的拟合提供半径和有效温度。周围物质的灭绝被忽略了，这可以说是经常相关的。我们发现，谱线亮度随Mdot和M_p单调增加，在相应的参数范围内，谱线亮度主要取决于Mdot，而对M_p的依赖性很弱。莱曼连续统、巴耳末连续统和帕邢连续统可以超过光球层。H β线比H α弱0至1倍，而其他线弱（1至3倍）。在非常高的光谱分辨率下，行星或CPD表面的激波是可以分辨的，但如果两者都存在，行星表面的激波可能占主导地位。应用到最近的非检测的H α，我们的模型意味着宽松的约束Mdot的假定行星比外推适合恒星政权。这些氢线光度的预测是有用的解释（非）吸积行星的检测。
2021-04-21 astro-ph.EP
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
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
The Propagation of Strong Shocks into Planetary and Stellar Atmospheres
在这项工作中，我们提出了一个数学模型的冲击波发生在梯度密度分布的传播。这些波可以发生在广泛的天体物理事件中，例如行星和恒星大气层中的碰撞，常见的信封爆炸和奇特的Ia型超新星。冲击波的行为和它的演变可以使用II型自相似的解决方案建模。在这样的解决方案的冲击波的演变是由边界条件的冲击前和一个奇点在冲击区。我们展示了如何可以确定不同的状态方程和密度分布的演变，并比较这些结果的数值模拟。这些发现也被应用于各种天体物理现象，以进一步检验其有效性。
2021-07-04 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Igneous Rim Accretion on Chondrules in Low-Velocity Shock Waves
本研究探讨低速冲击波下球粒火成边缘的吸积机制，发现熔融尘埃颗粒在过冷状态下吸积形成双层火成边缘，提出球粒经历了多次边缘形成冲击事件。
2023-03-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Near-infrared Accretion Signatures from the Circumbinary Planetary Mass Companion Delorme 1 (AB)b
来自褐矮星和原行星伴星的吸积特征为正在进行的行星形成提供了证据，吸积的亚恒星物体为研究控制形成和吸积过程的天体物理机制提供了新的途径。Delorme 1（AB）b是最近发现的一颗质量约为30- 4500万年的环联星伴星，具有强的H $α$发射。这表明正在进行的吸积从一个环行星盘，有点令人惊讶的典型气体盘分散的时间尺度为5-10百万年。在这里，我们提出了第一个近红外探测的吸积从同伴在Pa $β$，Pa $γ$和Br $γ$发射线从SOAR/TripleSpec 4.1，确认和进一步告知其吸积性质。伴星显示出强的谱线发射，$L_{line} \approx 1-6 \times 10^{-8}~L_\odot$跨越谱线和历元，而双星主系统没有显示出近红外氢谱线发射（$L_{line} <0.32-11\times10^{-7}\ L_\odot$）。观测到的近红外氢线比更一致的行星吸积冲击比当地线激发模型通常用于解释恒星磁层吸积。使用行星吸积激波模型，我们得到的质量吸积率估计$\dot{M}_{\mathrm{pla}}\sim3$ -$4\times 10^{-8}\ M_\mathrm{J}$年$^{-1}$，略高于预期的标准恒星形成的范例。Delorme 1（AB）b的高吸积率可能更符合通过盘碎片形成。Delorme 1（AB）b是第一颗具有清晰（S/N $\sim$ 5）近红外…
2022-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Early UV Ingress in WASP-12b: Measuring Planetary Magnetic Fields
最近，Fossati等人观察到WASP-12 b的紫外线传输与光学传输相比显示出早期进入。我们认为，由此产生的早期入口是由弓激波提前的行星轨道运动。在这封信中，我们将研究可能导致这种弓形激波形成的条件。我们考虑两种情况：（1）恒星磁场足够强，可以将炽热的日冕等离子体限制在行星轨道之外，（2）恒星磁场无法限制等离子体，等离子体会随风逃逸。在这两种情况下，当等离子体温度T <（4 - 5）x 10^6 K时，都将在行星周围形成能够将等离子体压缩到观测密度的激波。在封闭的情况下，激波总是在行星正前方形成，但在风的情况下，激波的方向取决于风速，因此取决于等离子体温度。对于更高的风温度，激波形成更接近行星和恒星之间的中心线。我们的结论是，冲击形成导致一个可观察到的早期紫外线进入可能是一个共同的特点过境系统，并可能被证明是一个有用的工具，在设置限制行星磁场强度BP。在WASP-12 b的情况下，我们推导出约Bp=24 G的上限。
2010-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic field amplification by the Weibel instability at planetary and astrophysical high-Mach-number shocks
无碰撞冲击在宇宙中普遍存在，并且通常与强磁场有关。在这里，我们使用大规模的粒子模拟的非相对论性的垂直冲击在高马赫数制度，以研究内的磁场的冲击放大。由于离子-离子双流的韦伯不稳定性，在激波转变处磁场被放大。归一化的磁场强度与Alfvénic马赫数密切相关。来自PIC模拟的模拟航天器测量结果与卡西尼号航天器在土星弓形激波处原位测量的结果完全一致。
2021-02-08 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.comp-ph
Planetary line-to-accretion luminosity scaling relations: Extrapolating to higher-order hydrogen lines
Aoyama等人（2021，ApJL）提供了行星质量天体的氢线光度和吸积光度之间的标度关系。这些拟合应该是对恒星关系盲目外推的改进。拟合仅上升到n = 8电子能级，但在Delorme 1（AB）b的近紫外区，使用UVES观察到了更高n的巴耳末线（Ringqvist等人，2023）。我们通过拟合拟合系数（a，b）本身并外推它们，将Balmer和其他系列的标度关系扩展到更高的n级。在假设吸积激波作为线发射源的情况下，这些拟合对于吸积行星质量的天体应该是稳健的。
2023-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Comparison of planetary Hα-emission models: A new correlation with accretion luminosity
吸积行星已经通过它们的氢线发射被发现，特别是H $α$。为了解释这一点，H $α$光度$L_\mathrm{Hα}$和吸积光度$L_\mathrm{acc}$或吸积率$\dot{M}$之间的恒星区经验相关性被外推到行星质量，但没有得到验证。我们提出了一个理论上的$L_\mathrm{acc}$ - $L_\mathrm{Hα}$关系适用于在行星表面的冲击。我们考虑广泛的吸积率和质量，并使用详细的光谱分辨，非平衡模型的冲击后冷却。新的关系给出了一个明显更高的$L_\mathrm{acc}$为一个给定的$L_\mathrm{Hα}$比适合年轻的恒星物体，因为Ly- $α$，这是不可观测的，携带了大部分的$L_\mathrm{acc}$。具体来说，$L_\mathrm{Hα}$测量需要比先前预测高10到100倍的$L_\mathrm{acc}$和$\dot{M}$，这可以解释行星H $α$探测的罕见性。我们还比较了来自行星表面激波或由吸积漏斗发射暗示的$\dot{M}$ - $L_\mathrm{Hα}$关系。两者都可以同时对观测到的H $α$信号作出贡献，但在低（高）$\dot{M}$时，行星表面激波（加热漏斗）占主导地位。只有激波产生高斯线翼。最后，我们讨论吸积的背景下，不同的排放情况可能适用，把最近的文献模型的角度来看，也提出了$L_\mathrm{acc}$- $L_\mathr…
2021-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Optical hydrogen absorption consistent with a thin bow shock leading the hot Jupiter HD 189733b
弓形激波是一种普遍存在的天体物理现象，它是由物体超音速通过气体引起的。最近，热木星系外行星HD 189733 b和WASP 12-b的紫外线金属跃迁中的过境前吸收被解释为是由行星弓形激波中压缩的材料引起的。在这里，我们提出了一个强大的检测时间分辨过境前，以及在运输中，吸收签名周围的热木星系外行星HD 189733 b使用高光谱分辨率观测几个氢巴耳末线。凌日前特征的线形和时间序列吸收的形状对系外行星周围扩展结构的形态和物理特征提供了最强的约束。在途测量证实了以前的外逸层H-α探测，尽管这里测量的吸收深度低了约50%。凌日前的吸收特征发生在预测的光学凌日前125分钟，从行星到恒星盘的投影线性距离为7.2行星半径。在巴耳末线中观察到的吸收强度指示光学上厚但物理上小的几何形状。我们将此信号建模为行星弓形激波的早期进入。如果弓形激波是由行星磁层介导的，那么从模型中导出的大间隔距离表明赤道行星磁场强度为28 G。更好地了解系外行星的磁场强度对于理解这些磁场在行星演化中的作用以及宜居带内行星上生命的潜在发展至关重要。
2015-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust traps as planetary birthsites: basics and vortex formation
我们提出了一个简单的模型，低质量的行星形成和随后的演变“过渡”盘。我们定量地证明，预测和观察到的结构，这样的光盘是主要的诞生地的行星。行星形成很可能是通过卵石吸积进行的，如果行星胚胎（$M\gtrsim 10^{-4}\,$ M $_\oplus$）形成。有效的卵石吸积可能是不可避免的过渡盘尘埃陷阱，卵石吸积所需的尘埃颗粒的大小是那些最有效地捕获在过渡盘尘埃陷阱。尘埃阱中快速的卵石吸积不仅产生了低质量的行星，而且产生了大的吸积光度。这种吸积光度足以在行星的引力影响之外加热圆盘，并使圆盘局部斜压，并成为涡度的来源。利用数值模拟，我们表明，这种涡源可以导致一个单一的大尺度涡的增长在$\sim 100$轨道，这是能够捕获粒子。最后，我们提出了一个演化周期：行星形成通过卵石吸积进行，然后是涡旋形成和粒子捕获在涡旋淬火行星吸积，从而消除涡源。漩涡被破坏后，这个过程可以重新开始。这意味着过渡盘在其生命周期的很大一部分时间内应该会出现大规模的漩涡，并且大的~10AU分离的残留行星应该是这个周期的常见结果。
2017-03-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
An FUV-detected Accretion Shock at the Star-Disk Boundary of FU Ori
本文首次探测到FU Ori的FUV连续谱，发现其远超粘性吸积盘预测，证实了星盘边界存在激波，并测得激波温度约16,000 K，吸积流速度40 km/s。
2024-08-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Shock Response and Phase Transitions of MgO at Planetary Impact Conditions
月球形成的影响和随后的原始地球的演变在很大程度上取决于这种剧烈碰撞产生的极端条件下材料的性质。我们研究的高压行为的MgO，在地幔中的主要成分之一，使用高精度，板冲击压缩实验进行桑迪亚国家实验室Z机和广泛的量子模拟，使用密度泛函理论（DFT）和量子蒙特卡罗（QMC）。综合数据范围从环境条件到1.2 TPa和42，000 K，显示了固-固和固-液相边界。此外，我们的研究结果表明，在冲击下，固相和液相共存超过100 GPa，推动完全熔化的压力超过600 GPa。完全冲击熔化所需的高压为月球形成撞击所需的相对速度设定了下限。
2015-01-30 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci physics.geo-ph
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
