Origin and evolution of Mercury's circumsolar dust ring
最近在水星轨道附近发现了一个环绕太阳的尘埃环。目前在文献中还没有关于这个环起源的假设，所以我们在这里探索了四种不同的起源场景：尘埃起源于（1）零星的流星体复合体，包括黄道带云的主要部分，（2）最近的小行星/彗星活动，（3）假设的尘埃产生机构锁定在水星以外的平均运动共振，（4）与水星共轨的机构。我们发现，只有情景（4）再现了观测到的水星尘埃环的结构和位置。然而，由于动力学不稳定性和流星体撞击，水星的共轨寿命（<20 Ma）排除了共轨源群的原始起源，要求最近的事件为观测到的尘埃环提供食物。我们发现，对水星的影响可以喷射碎片进入共轨共振。我们估计年龄的六个候选人的影响，形成直径大于40公里的陨石坑使用高分辨率的航天器数据信使号，并找到两个陨石坑估计表面年龄小于50 Ma。我们发现，从水星的表面到共轨共振从这两个影响的质量传输量是几个数量级小于所需的解释水星的环推断从遥感的大小。因此，我们认为，许多更年轻，更小的影响共同促成了环的起源。我们的结论是，最近的影响假说水星的尘埃环的起源是一个可行的方案，其有效性可以限制未来的内太阳系的任务。
2023-01-24 astro-ph.EP
Artificial precession and instability in solar system and planetary simulations: analytic and numerical results
National Taiwan Normal University（台湾师范大学）
本文分析了民主日心坐标对太阳系体动力学的影响，特别是对水星和木星的人工进动，揭示了其在不同系统中的差异及数值模拟中的挑战。
2026-05-13 astro-ph.EP astro-ph.IM
Dynamical avenues for Mercury's origin I: The lone survivor of a primordial generation of short-period proto-planets
水星内部行星的缺失继续困扰着类地行星的形成模型，特别是与类太阳恒星周围短周期行星相对较高的出现率相比。最近的研究表明，大多数拥有热超级地球的系统在形成准稳定，紧密堆积的配置后，通过动力学不稳定的时期达到其轨道结构。同位素证据似乎表明，超地球质量体系中的天体不太可能在太阳系中形成，因为地球形成盘被认为在CAI之后的200万年左右开始明显缺乏质量;这是木星增长或内在盘特征的结果。然而，类地行星的形成模型和对气盘阶段的微行星动力学的高分辨率研究偶尔会发现，质量与火星相当的准稳定原行星出现在水星现代轨道附近。在本文中，我们调查是否有可能为这样的对象的原始配置被灾难性地摧毁的方式，留下水星作为唯一的幸存者，而不干扰其他地球世界。我们使用数值模拟来证明这种情况是合理的。在许多情况下，幸存的汞类似物经历了一系列的侵蚀性影响，从而提高了其铁/硅比。我们提出的水星起源方案的一个警告是，金星通常会经历至少一次晚期的巨大撞击。
2021-04-22 astro-ph.EP
Mercury as the relic of Earth and Venus' outward migration
尽管在模拟行星形成方面取得了实质性的进展，但水星的小质量，孤立的轨道，以及太阳系中没有轨道周期较短的行星，仍然使数值吸积模型感到困惑。最近的研究表明，如果巨大的胚胎（甚至是巨大的行星核心）在太阳气体盘的最里面形成，它们会向外迁移。这种迁移可能重塑了形成类地行星的物质的表面密度分布，并产生了有利于类水星行星形成的条件。在这里，我们继续开发这个模型与更新套件的数值模拟。我们倾向于这样一种情况，即地球和金星的祖核在更靠近太阳的地方形成，随后通过向现代轨道迁移来塑造水星形成区域。这种快速形成的~0.5地球质量的核心在~0.1-0.5金是一致的现代高分辨率模拟的小行星吸积。在成功的实现中，地球和金星在迁移过程中主要是吸积干燥的顽火辉石类球粒陨石物质，从而为所有四颗类地行星的质量，地球和火星之间的同位素差异以及水星孤立的轨道提供了一个简单的解释。此外，我们的模型预测金星的成分应该与地球相似，并且可能来自更大比例的干燥物质。相反，在我们的模拟中，汞类似物达到了一系列的最终组成。
2021-11-30 astro-ph.EP
The Influence of Space Environment on the Evolution of Mercury
水星，由于其接近太阳的位置，被一个环境，其条件可以被认为是“极端”在整个太阳系。相对于其他太阳系天体，太阳风和辐射都更强，因此它们与行星的相互作用导致其表面的物质大量排放。此外，陨石降水在地面发射过程中起着重要的作用。这些放射出的物质在太空中会有一部分损失。虽然在目前的条件下，表面粒子的损失率似乎不能够对行星的质量和体积产生显著的侵蚀，但应该仔细考虑数十亿年的长期影响，以正确理解行星的演变。在早期阶段，在更极端的条件下，这些过程中的一些过程在从行星表面去除物质方面要有效得多。本研究试图提供一个粗略的估计的材料损失率作为时间的函数，以评估是否以及如何这种环境效应可以应用到理解Hermean表面的演变。我们发现，在早期的时候，最有效的太阳引起的侵蚀过程是离子溅射，光子激发解吸和增强扩散的组合，这可能会导致损失的表面层下降到20米的深度，以及相关的钠耗尽。
2014-05-28 astro-ph.EP
Nucleation and growth of iron pebbles explains the formation of iron-rich planets akin to Mercury
形成富含铁的水星的途径仍然是个谜。水星的核心占行星质量的70%，这意味着相对于硅酸盐来说，铁的含量显著富集，而它的地幔则强烈缺乏氧化铁。高核心质量分数传统上归因于硅酸盐的蒸发损失，例如在巨大的撞击之后，但水星地幔中中等挥发性元素的高丰度与其形成期间达到远高于1，000 K的温度不一致。在这里，我们探讨了从太阳组成的气体中冷却下来的原行星盘的热内部区域的固体粒子的成核。铁的高表面张力导致铁颗粒均匀地成核（即，不在更难熔的基底上）。低成核速率导致大铁卵石在稀疏的成核铁纳米颗粒上沉积生长。无铁MgSiO $_3$形式的硅酸盐在相似的温度下成核，但由于成核颗粒的数量高得多而获得较小的尺寸。这导致大的铁颗粒与具有低十倍斯托克斯数的硅酸盐颗粒的化学分离。我们认为，这样的条件导致形成富铁星子的流动不稳定性。在这一观点中，水星是由富含铁的微行星与太阳系下丰富的高度还原的硅酸盐物质吸积而形成的。我们的研究结果意味着，已知绕太阳和其他恒星运行的富铁行星不需要经历地幔剥离撞击。相反，它们的形成可能是原行星盘温度波动和不同晶体物质通过随后的成核过程化学分离的直接结果。
2022-04-08 astro-ph.EP
Chromium on Mercury: New results from the MESSENGER X-Ray Spectrometer and implications for the innermost planet's geochemical evolution
基于信使号X射线光谱仪数据，研究水星表面铬/硅比值分布，结合实验与分异模型，揭示其形成于高度还原条件及内部硫化物存在的氧逸度约束。
2023-06-20 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
The Solar wind prevents re-accretion of debris after Mercury's giant impact
水星拥有一个巨大的铁核，以及相应的高体积密度。为了解释如此大的铁含量，已经提出了许多假设。一个长期存在的观点认为，水星曾经拥有一个更大的硅酸盐地幔，在太阳系历史早期的一次巨大撞击中被移除。这个想法的一个核心问题是，从水星喷出的物质通常会在很短的（~百万年）时间尺度后重新聚集到行星上。在这里，我们表明，原始的太阳风将提供足够的阻力后，喷射碎片，以消除他们从水星交叉轨道之前，重新影响行星的表面。具体来说，年轻的太阳可能拥有更强的风，快速旋转和强大的磁场。根据大撞击发生的时间，与这股风相关的冲压压力会将粒子向外推入太阳系，或者向内推向太阳，在亚百万年的时间尺度上，这取决于喷射碎片的大小。因此，巨型撞击假说仍然是一个可行的途径，以消除行星地幔，无论是在水星和太阳系外行星，特别是那些接近年轻恒星的强风。
2020-02-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Primordial Solar wind as a Sculptor of Terrestrial Planet Formation
我们的太阳系几乎完全没有水星轨道内部的物质，与通常居住在太阳系外行星系类似区域内的多个地球物质形成鲜明对比。最近的研究表明，在太阳系历史早期，木星的轨道迁移使内太阳系的原始行星物质碎片化。然而，在0.4天文单位内没有后续行星形成的原因仍然没有解决。在这里，我们表明，水星目前的轨道内部的碎片容易向外迁移驱动的早期太阳风，增强了太阳的原始快速旋转和强大的磁场。由太阳风等离子体的方位角运动产生的冲压压力将大约100米大小的物体从0.1天文单位运送到类地行星形成区，在地球形成的大约30-50万年的时间跨度内。这类物质的质量通常超过水星，可以与地球相媲美。因此，现今的类地行星和小行星带区域是由来自最内层、炽热的太阳系的大量物质提供的，这为一些小行星内部的高温蚀变和水星的高铁含量提供了可能的解释。
2018-11-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
The early instability scenario: terrestrial planet formation during the giant planet instability, and the effect of collisional fragmentation
太阳系的动力学状态可以用巨行星之间的轨道不稳定性来解释。最近的一个模型提出，巨行星不稳定性发生在类地行星形成的过程中。这种情况已经被证明是与内太阳系相匹配的，因为它阻碍了火星的生长，并阻止了小行星带中的行星形成。在这里，我们提出了一个大样本的新的模拟“早期不稳定”的情况。我们使用一个N体积分方案，占碰撞碎片，也进行了大量的控制模拟，不包括早期的巨行星不稳定性。由于总粒子数在考虑碰撞碎裂时减少得较慢，因此不断增长的行星的轨道通过动力学摩擦和与耗散角动量的小天体相遇（例如：打了就跑的撞击）而受到更强烈的阻尼。与没有碰撞碎片的模拟相比，我们完全进化的系统在其紧凑的质量分布和动态冷轨道方面提供了与太阳系类地行星更好的匹配。碰撞过程还往往会延长地球类似物的动态吸积时间尺度，并缩短火星类似物的动态吸积时间尺度。这产生的系统与相对增长的时间尺度更一致的同位素测年推断。因此，对于任何成功的内太阳系演化模型来说，解释碎片化都是极其重要的。
2018-12-18 astro-ph.EP
Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability
太阳系的许多动力学方面都可以用外行星经历一段轨道不稳定的时期来解释，这段时期有时被称为尼斯模型。虽然经常与月球陨石坑记录中被称为晚期重轰炸（LHB）的延迟峰值相关，但最近的工作表明，这一事件可能发生得更早;也许在类地行星形成的时期。虽然目前对陆地吸积的模拟可以再现太阳系的许多观测质量，但复制火星的小质量需要修改标准的行星形成模型。在这里，我们使用800动力学模拟表明，在太阳系外的早期不稳定性强烈影响类地行星形成，并定期产生适当大小的火星类似物。我们最成功的结果发生在类地行星在气体盘分散之后，在巨行星不稳定性开始之前，再演化1- 1000万年（Myr）的时候。在这些模拟中，在不稳定之前，火星区域已经开始吸积，但是由巨行星散射引起的动力学扰动从火星附近移除了大的胚胎。大的胚胎要么被喷射出来，要么被分散到地球和金星（在某些情况下是为了运送水），火星则作为搁浅的胚胎被留下。因此，一个早期的巨行星不稳定性可以在一个单一的模型中复制太阳系的内外。
2018-04-11 astro-ph.EP
The early instability scenario: Mars' mass explained by Jupiter's orbit
太阳系巨行星的形成早于结束类地行星形成过程的大规模撞击的最终时代。在它们形成之后，巨行星的轨道经历了一段动力学不稳定的时期。太阳系的几个性质最近被解释为这一事件在太阳诞生后的第一个~ 1亿年内发生的证据;大约与内行星的最后组装同时发生。在最近的一系列论文中，我们认为这种早期的不稳定性可以解决类地行星形成的经典数值研究中揭示的几个问题，即火星和小行星带的小质量。在本文中，我们重新审视了早期不稳定的情况下，专门设计了一套模拟，以了解地球和火星的形成对木星和土星轨道的特定演变的敏感程度。通过直接从最近的小行星吸积的高分辨率模拟导出我们的初始陆地盘，我们的结果在很大程度上证实了我们以前的研究结果，关于不稳定性的效率截断地球形成区域以外的陆地盘的模拟，最好地复制外部太阳系。此外，我们的工作验证了原始的2：1木星-土星共振早期不稳定性框架作为一个可行的演化路径的太阳系。虽然我们的模拟阐明了地球系统在巨行星迁移时期的脆弱性，但当对一些观测约束进行仔细审查时，许多实现都产生了杰出的太阳系类似物。最后，我们强调了模型无法形成足够的汞类似物和地球和金星的低偏心率作为未来数值研究要解决的最重要的突出问题。
2021-06-09 astro-ph.EP
Rethinking the role of the giant planet instability in terrestrial planet formation models
过去几十年来，计算能力和数值方法的进步引发了对类地行星形成后期阶段的动力学研究的大量产出。在其他奇特的内太阳系性质中，模拟的能力在行星的地球化学推断的吸积时间尺度内重现火星的小质量，在富含钙铝的包裹体（CAIs）出现后，可以说是判断进化假说的黄金标准。目前，一些独立的模型能够一致地产生类似火星的行星，同时满足各种重要的观测和地球化学约束。然而，所有的模型仍然必须考虑到巨行星迁移和轨道不稳定的影响;动力学和宇宙化学约束表明，星云气体扩散后的第一个1亿年内发生了一个事件。如果不稳定发生在这个窗口的前几个百万年，扰动可能会影响火星的大部分生长。在这份手稿中，我们将注意力转向t= 5000万年后发生不稳定的情况。具体来说，我们模拟的不稳定性的影响，通过以前的胚胎吸积模型产生的三个近组装的地球系统，并包含三个大的原行星的轨道内部的收集火星质量的胚胎和碎片。虽然不稳定性持续引发月球形成的影响，并有效地从我们的模型中的火星区域去除过多的物质，但我们发现我们的最终系统过于动态地兴奋，缺乏火星和水星的类似物。因此，我们的结论是，虽然可能，我们的情况是更不可能比不稳定发生的时间更早，或在地球和金星的轨道是远远低于动态激发的时候。
2022-09-01 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation by torque-driven convergent migration of planetary embryos
巨行星的大质量核心被认为是由卵石大小的颗粒吸积在气体盘中形成的，这些颗粒的吸积截面被气动气体阻力增强[1][2]。一个普遍的观点是，类地行星系统是在后来（气体盘分散后3 - 2亿年）由数十颗大约火星大小的原行星的巨大碰撞形成的[3]。在这里，我们提出，相反，类地行星形成早期的气体驱动收敛迁移的原行星向$\sim\!1\,{\rm au}$（相关参考文献[4]调用了不同的过程，以集中星子）。为了研究会聚迁移发生的情况，我们开发了一个具有真实不透明度的辐射流体动力学模型[5][6]，以确定类地行星带中气体和卵石盘的热结构。我们发现原行星通过相互碰撞和卵石吸积快速生长，并通过引力散射和热尾效应获得轨道偏心率[7][8]。类地行星系统的轨道结构在我们的模拟中得到了很好的再现，包括它在0.7-1 au的紧密质量浓度和水星和火星的小尺寸。早期的原太阳盘温度超过1500 K，在0.4 Au内，这意味着水星生长在一个高度还原的环境中，靠近铁和硅酸盐的蒸发线，影响了水星的整体组成[9]。在后期的冷气盘中，冰/水化卵石的吸积将有助于地球的水预算。
2021-09-23 astro-ph.EP
On the early thermal processing of planetesimals during and after the giant planet instability
在太阳系历史的早期阶段，彗星核作为富含冰的小行星诞生时，在巨行星动力学不稳定的过程中，被引力散射到柯伊伯带和奥尔特云的当前轨道上。在这里，我们模拟了在巨行星不稳定期间和之后的微行星的热演化。我们耦合一个适应的热演化模型提供的轨道轨迹\textit{N}体模拟占星子的轨道演化，迄今被忽略的参数以前的热演化研究。我们的模拟表明，激烈的热处理在所有的星子人口，主要是关于超挥发性的冰含量。与以前的预测不同，我们表明，在柯伊伯带和奥尔特云的大量星子超挥发性的生存是可能的。被抛射到星际空间中的微行星被证明是经过最多处理的，而在奥尔特云中结束的微行星是经过最少处理的种群。我们表明，人口之间的处理差异是其轨道演化模式的直接后果，他们提供了一个自然的解释所观察到的变化，在彗星人口和最近的观测远距离CO驱动的活动入境长周期彗星的丰度比。
2024-10-02 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
Magnitude and timing of the giant planet instability: A reassessment from the perspective of the asteroid belt
今天人们普遍认为，我们的太阳系经历了一个阶段，在此期间，巨行星的轨道变得非常不稳定。近年来，许多研究已经确定了这种事件的痕迹，并为这种事件的发生提供了合理的理由。然而，不稳定性的大小（就轨道变化而言）和时间（就气盘的扩散而言，是早是晚）仍然是一个公开的辩论。类地行星似乎设置了严格的约束：要么巨行星不稳定发生得很早，而类地行星仍在形成，要么木星和土星的轨道必须冲动地彼此分离，在半长轴上有足够大的“跳跃”（Brasser et al. 2009; Kaib and Chambers 2016），以使类地行星保持稳定。由于大的轨道跳跃是一个低概率事件，早期不稳定性假说似乎是有利的。然而，假设不稳定幅度不同，小行星带也会以不同的方式演化。这两个约束条件需要相互匹配，以使一个场景优于另一个场景。Morbidelli等人（2010年）考虑到小行星最初的动力学冷盘，得出结论认为，需要一个巨大的跳跃来重建当前的小行星带。在这里，我们确认了相同的结论，但考虑到小行星群已经在离心率方面受到强烈激发，例如在Grand Tack情景中产生的小行星群（Walsh等人，2011年）。由于小行星是在气体盘被移除后才存在的，与类地行星不同，无论不稳定性发生的早或晚，这种对巨行星跳跃宽度的限制都是有效的。因此，在这个阶段，假设早期不稳定性似乎没有提供任何优势，在概率重建的太阳系结构。
2016-06-14 astro-ph.EP
Can a jumping-Jupiter trigger the Moon's formation impact?
我们调查的可能性，月球的形成影响是由早期的动力学不稳定的巨行星。我们认为，经过充分研究的“跳跃木星”假说的太阳系的不稳定性，木星和土星的半长轴逐步演变的方式从他们的原始紧凑的架构，他们现在的位置。此外，我们测试了多个不同的配置的原始系统的类地行星和月球形成的弹丸，特别关注几乎相等的质量的影响。我们发现，巨行星的不稳定性/迁移通过动力学扰动激发了类地行星的轨道，从而允许它们之间的碰撞。大约10%的模拟导致了与原地球的碰撞，这导致了陆地系统的最终配置，在某种程度上再现了其目前的结构。这些碰撞中的大多数发生在打了就跑的领域，但大约15%发生在部分吸积区域，具有形成月球的合适条件。在大多数模拟中，在不稳定性和月球形成撞击之间有超过20 My的延迟。这支持了早期不稳定性的发生（< 10 My}在原行星盘中的气体消散之后），与从宇宙化学约束推断的月球形成撞击的时间（30-60 My）相一致。总的来说，在我们的模拟中，内太阳系的最终状态显示出过量的角动量亏损，这主要归因于水星的偏心率和倾角的过度激发。
2021-07-15 astro-ph.EP
Crash Chronicles: relative contribution from comets and carbonaceous asteroids to Earth's volatile budget in the context of an Early Instability
本研究通过20次高分辨率动力学模拟，发现早期巨行星不稳定性下彗星对地球的晚期撞击贡献增加，可解释地幔与大气Xe同位素差异。
2024-03-13 astro-ph.EP
Early evolution of clumps formed via gravitational instability in protoplanetary disks; precursors of Hot Jupiters?
虽然引力不稳定性（GI）应该发生在原行星盘演化的早期阶段，但由盘碎片产生的团块的命运及其在行星形成中的作用仍然不清楚。在本研究中，我们调查半解析的演化收缩后的合成人口的团块与不同的初始结构和轨道，再加上周围的磁盘和中央恒星。我们的模型是基于最近发表的国家的最先进的3D崩溃模拟团块与不同的热力学。考虑到各种进化机制，并探讨其影响单独和与其他人相结合：迁移和潮汐破坏，质量吸积，间隙开放和磁盘粘度。研究发现，一般来说，至少有50%的初始团块在潮汐中幸存下来，在盘中演化约10^5年后留下潜在的气体巨星祖先。其余的可能会被破坏或产生超级地球和其他低质量行星，前提是一个固体核心可以在足够短的时间内组装，我们在本文中没有讨论这种可能性。外推到百万年的时间尺度，我们所有幸存的原行星都将导致接近的气体巨星。这一结果可能部分反映了所采用的迁移模型的局限性，并使人想起在没有对迁移率进行微调的情况下，在核心增生模型中发现的类似结果。然而，它表明，由引力不稳定性形成的团块中有很大一部分可能是热彗星的前身。
2013-10-03 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
Excitation and depletion of the asteroid belt in the early instability scenario
目前的小行星带质量只有月球的百分之几，比从圆盘模型中推断出的原始质量小三到四个数量级。然而，动力学研究表明，在过去的~4 Gyr中，小行星带的损耗不可能超过一个数量级。剩余的质量损失一定发生在太阳系演化的早期阶段。在类地行星形成过程中发生的外太阳系轨道不稳定性可以再现内太阳系的广泛特征。在这里，我们测试这个模型的可行性内的限制，主要带的低现今的质量和轨道结构。由于计算能力有限，以前的研究将小行星建模为无质量的测试粒子，而我们的工作使用GPU（图形处理单元）加速来模拟完全自引力的小行星带。我们发现，主带中的耗尽与巨行星在轨道不稳定性范围内的精确演化有关。模拟产生最接近的匹配巨行星的当前轨道消耗主带两到三个数量级。这些模拟的小行星带在径向混合和广阔的轨道结构方面也与实际的小行星带很好地吻合。
2018-11-22 astro-ph.EP
An early giant planet instability recorded in asteroidal meteorites
该研究通过分析小行星陨石热年代数据，结合热模型与蒙特卡罗反演，确定太阳系早期撞击事件时间，将巨行星不稳定性与原行星盘耗散相关联，约束了行星迁移时间尺度。
2024-05-10 astro-ph.EP
Instabilities in the Early Solar System due to a Self-gravitating Disk
对早期太阳系的现代研究通常会提出这样的可能性，即巨行星之间的轨道不稳定性是由行星与大量外部星子盘之间的引力相互作用引发的。以前的研究表明，这种不稳定性可以在巨行星形成后大大延迟（$\sim$ 100万年）。盘中的天体通常以半主动的方式处理，其中包括它们对行星的引力，但忽略了微行星之间的相互作用。我们使用GENGA进行$N$体数值模拟，它利用GPU允许包括所有的引力相互作用的机构。虽然我们模拟的柯伊伯带粒子比真实的原始柯伊伯带天体的可能质量更大，但我们的模拟表明，原始柯伊伯带的自搅拌对巨行星不稳定性的动力学非常重要。我们发现，微行星之间的相互作用动态加热磁盘，通常防止外太阳系不稳定被推迟了几千万年后，巨大的行星形成。更长的延迟发生在一小部分行星和微行星盘之间至少有3.5 AU间隙的系统中。我们最终的行星配置匹配太阳系的速度与其他以前的作品在大多数方面是一致的。盘的不稳定前加热通常产生与现代太阳系值相当的最终木星偏心率，这在过去的工作中一直是一个难以匹配的约束。
2018-12-20 astro-ph.EP
Early Initiation of Inner Solar System Formation at Dead-Zone Inner Edge
内太阳系具有独特的轨道结构，其中水星轨道内没有行星，质量集中在金星和地球轨道周围。这些特征的起源仍然不清楚。我们提出了一个新的概念，内太阳系的积木形成在死区内边缘的早期阶段的原太阳盘的演化，在那里的磁盘被有效地加热盘吸积。首先，我们计算了尘埃在具有死区的气体盘中的演化，得到了岩质星子的空间分布。盘被允许通过粘性扩散和磁驱动风来演化。我们发现，岩石星子形成的$\sim$ 1 Au的总质量相当于目前的内部太阳系的质量在磁盘演化的早期阶段在$\lesssim0.1$百万年内的浓度。基于星子分布和气体盘结构，我们随后进行了原行星的\textit{N}体模拟，以研究行星系的动力学结构。我们发现，原行星可以成长为行星没有显着的轨道迁移，因为快速清除的内盘的磁驱动盘风。我们的模型可以解释内太阳系轨道结构的起源。其他几个特征，如岩石成分，也可以用岩石星子的早期形成来解释。
2021-10-13 astro-ph.EP
Statistical Study of the Early Solar System's Instability with 4, 5 and 6 Giant Planets
太阳系的一些性质，包括巨大行星的宽径向间距和轨道偏心率，可以解释为早期的太阳系是通过动力学不稳定性以及行星在微行星盘中的迁移而演化的。在这里，我们报告了一项统计研究的结果，在这项研究中，我们从数百种不同的初始条件出发，对行星不稳定性进行了近10^4次数值模拟。我们发现，如果木星和土星以3：2共振开始，动力学演化通常过于剧烈，导致至少一个冰巨星从太阳系中喷出。如果星子的跨行星际盘的质量很大（M_disk>50 M_Earth），则可以避免行星弹射，但我们发现大质量盘会导致过度的动力学阻尼（例如，与当前e_55 =0.044相比，最终e_55 < 0.01，其中e_55是木星轨道中的第五偏心模式的振幅），以及平滑违反来自类地行星的生存的约束的迁移。当假设太阳系最初有五颗巨行星时，得到了更好的结果，其中一颗质量与天王星和海王星相当的冰巨星被木星弹射到星际空间。当被抛出的行星与土星和M_disk ~ 20 M_Earth处于3：2或4：3的外部共振时，获得了最好的结果。在这种情况下，可能的结果范围相当广泛，表明当前的太阳系既不是给定初始状态的典型结果，也不是预期结果，在最好的情况下，发生的概率只有5%（如正文中描述的成功标准所定义的）。六颗巨行星的情况显示出有趣的动力学，但相对于五颗行星的情况确实提供了显着的优势。
2012-08-14 astro-ph.EP
From Streaming Instability to the Onset of Pebble Accretion I. Investigating the Growth Modes in Planetesimal Rings
本文通过半解析模型研究流不稳定性形成的星子环中原行星胚胎的早期增长，发现内盘可快速形成胚胎，而约50天文单位的外盘尤其是低质量恒星周围难以形成卵石吸积种子。
2025-02-04 astro-ph.EP
Modeling the Historical Flux of Planetary Impactors
月球和类地行星的撞击坑记录为太阳系的形成和演化提供了重要线索。特别有趣的是3.8-3.9 Gyr ago（Ga）的时代，被称为Late Heavy Bombardment（LHB），当最年轻的月球盆地如Imperial和Orientale形成时。LHB被认为起源于缓慢下降的撞击物通量或晚期动力学不稳定性。在这里，我们开发了一个大型小行星撞击的历史通量模型，并讨论了它如何取决于各种参数，包括行星迁移/不稳定的时间和性质。我们发现，小行星撞击通量下降了1至2个数量级，在第一个1 Gyr，并保持相对不变，在过去的3 Gyr。早期的撞击是由在行星迁移/不稳定期间轨道变得兴奋的小行星和来自主带内部延伸的小行星（E带;半长轴1.6<a<2.1 au）造成的。行星不稳定性的早期和晚期版本的轮廓最初不同，但最终是相似的后~3 Ga。因此，不稳定性的时间只能通过考虑在太阳系历史的第一个~1.5 Gyr期间的撞击坑和其他限制来确定。我们对撞击通量的绝对校准表明，小行星可能不是造成LHB的原因，无论不稳定性发生的早或晚，因为校准的通量不足以解释Imperial/Orientale和大月球陨石坑的显著份额。彗星和类地行星形成的残余物提供了额外的，可能是早期撞击的主要来源。
2016-12-27 astro-ph.EP
Early Solar System instability triggered by dispersal of the gaseous disk
太阳系的轨道结构被认为是由巨行星之间的动力学不稳定性所塑造的。然而，不稳定的触发因素和时间尚未明确确定。流体动力学模型表明，当太阳的气态原行星盘存在时，巨行星在共振链中迁移到紧凑的轨道结构中。在这里，我们使用动力学模拟来表明，巨行星的不稳定性可能是由气体盘的分散引发的。当圆盘从里到外蒸发时，它的内边缘连续扫过并依次动态地扰动每个行星的轨道。相关的轨道移动导致系统外部的动力学压缩，最终引发不稳定。我们模拟系统的最终轨道与太阳系的天体物理参数的可行范围相匹配。因此，巨行星的不稳定性发生在气体盘消散的时候，天文观测限制在太阳系诞生后的几百万到一千万年。类地行星的形成要等到这样一个早期巨行星不稳定性之后才完成;不断增长的类地行星甚至可能是由它的扰动雕刻而成的，这解释了火星相对于地球的小质量。
2022-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The link between infall location, early disc size, and the fraction of self-gravitationally fragmenting discs
许多原行星盘在它们生命的早期都是自引力的。如果它们在自己的引力下碎裂，它们会形成束缚的气体团块，这些气体团块可能会演变成巨大的行星。今天，经历破碎的圆盘的比例，以及可能通过引力不稳定导致巨大行星形成的条件的频率，仍然是未知的。我们进行了人口合成的光盘从形成到分散。在不同的入射半径，我们研究了早期光盘的大小与破碎的关系。此外，我们研究了恒星吸积加热如何影响碎片分数。我们发现，只有当椎间盘在生命早期变得足够大时，它们才会碎裂。这个大小很敏感地取决于在母分子云核心坍缩过程中，质量添加到圆盘的位置。通过选择中间的下落位置，导致一个合成光盘的大小分布，这是在协议中观察到的，我们发现一个碎片分数在0.1%和11%之间，这取决于恒星吸积加热的光盘的效率。我们的结论是，早期光盘的大小主要是由下落的位置在分子云核心崩溃，并控制人口范围内的碎裂频率。恒星吸积加热在碎裂过程中起着重要作用，必须进一步研究。我们的工作是一个观测信息的一步，预测的频率巨大的行星形成的引力不稳定性。即将进行的观测和理论研究将加深我们对盘的形成和早期演化的理解，最终使我们能够理解陨石坑，盘形态，通过引力不稳定性形成的巨型行星形成，以及观察到的太阳系外行星种群之间的联系。
2022-11-11 astro-ph.EP
Dynamical evidence for an early giant planet instability
太阳系的动力学结构可以用巨行星经历的轨道不稳定期来解释。虽然晚期不稳定性最初被提出来解释晚期重轰炸，但最近的工作倾向于早期不稳定性。我们建立了外太阳系早期动力学演化的模型，以自洽地约束最可能的不稳定时间。我们首先模拟了天王星和海王星在气盘阶段从迁移的行星胚胎吸积过程中原始外星子盘的动力学雕刻，并确定了海王星和星子盘内边缘之间的分离。我们对木星的一系列迁移历史进行了模拟。我们发现，除非木星向内迁移10 AU或更多，否则不稳定性几乎肯定发生在太阳系形成开始的1亿年内。有两种不同的可能的不稳定触发因素。第一种是由行星本身触发的不稳定性，没有来自微行星盘的明显影响。其中，中位不稳定时间为$\sim4$ Myr。在自稳定系统中-行星被锁定在一个共振链中，在没有星子盘的情况下保持稳定-我们的自洽雕刻的星子盘仍然触发了一个巨大的行星不稳定性，对于木星的合理迁移历史范围，中位数不稳定时间为37-62百万年。给出最新不稳定时间的模拟是那些调用木星从15 AU或更远的距离向内迁移的模拟;然而，这些模拟过度激发了柯伊伯带天体的倾角，并且与现在的太阳系不一致。我们从动力学的角度得出结论，巨行星不稳定性很可能发生在太阳系历史的早期。
2019-12-19 astro-ph.EP physics.comp-ph physics.space-ph
The Exosphere as a Boundary: Origin and Evolution of Airless Bodies in the Inner Solar System and Beyond Including Planets with Silicate Atmospheres
在这篇综述中，我们讨论了所有相关的太阳/恒星辐射和等离子体参数和过程，共同作用的形成和修改的大气层和外太空，包括表面相关的矿物。岩浆海洋脱气硅酸盐大气或薄的气体信封从行星积木，无空气的机构在内太阳系，和关闭在岩浆岩系外行星，如CoRot-7 b，HD 219134 b和55 Cnc e的地址。还讨论了行星胚胎中元素的耗尽和分馏，这些元素是原行星的基石。在这方面的形成过程的月球和水星的简要回顾。还讨论了月球起源以来微流星体、等离子体溅射、等离子体撞击以及化学表面蚀变对月球表面的改性，以及月球表面收集的早期地球大气粒子的搜寻。最后，我们解决的重要问题，可以学到什么从水星的环境和太阳风的相互作用的信使号和BepiColombo的研究相比，在未来的空间观测站，如JWST或ARIEL和地面望远镜和仪器，如SPHERE和ESTERO的VLT的预期观测，反之亦然。
2022-03-03 astro-ph.EP physics.space-ph
Long-term instability of the inner Solar System: numerical experiments
除了混乱之外，太阳系的内行星构成了一个开放的系统，因为它们受到外行星有规律的长期运动的影响。没有运动积分可以先验地约束随机漫游在其高维相空间中。尽管如此，在接下来的50亿年里，动力学不稳定的概率非常低，这是李雅普诺夫时间的数千倍。最近，水星的动力学半衰期确实估计为400亿年。借助于计算机代数系统TRIP，我们考虑了最近提出的内行星在不同偏心率和倾角下的强迫长期动力学截断后的一组动力学模型。通过对$10^3$到$10^5$数值积分在5 ~ 100 Gyr范围内的集成，我们发现在4阶截断的哈密顿量实际上不允许任何超过5 Gyr的不稳定性。不稳定主要是由于度6的条款。这一令人惊讶的结果与费米-帕斯塔-乌拉姆-钦古问题类似，在这个问题中，与户田哈密顿量相切解释了热化的很长时间尺度，而费米没有成功地寻找到。
2022-05-09 astro-ph.EP nlin.CD physics.class-ph
Dynamical Evolution of the Early Solar System
太阳系的一些性质，包括巨行星的径向间距很大，可以解释为行星通过与外盘微行星交换轨道能量和动量而径向迁移。特别是海王星的微行星驱动的迁移，在柯伊伯带的动力学结构中有着强烈的拥护者。动力学不稳定被认为发生在木星与海王星类行星近距离接触的早期阶段。由于这些遭遇，木星获得了目前的轨道偏心率，并向内跳跃了几分之一个天文单位，这是类地行星生存和小行星带限制所必需的。行星碰撞也有助于捕获木星特洛伊和巨行星的不规则卫星。在这里，我们讨论了早期太阳系的动力学演化，着眼于确定如何从其目前的架构约束行星迁移/不稳定的模型。
2018-07-17 astro-ph.EP
Planetesimal formation by the streaming instability in a photoevaporating disk
近年来，流动不稳定性作为产生星子的候选机制引起了越来越多的关注。然而，这些研究仅限于小规模的模拟。现在，我们提出的全球原行星盘演化模型的结果，包括星子形成的流动不稳定性，随着粘性吸积，光蒸发的EUV，FUV，和X射线光子，尘埃演化，水冰线，分层湍流。我们的模拟产生了大量的（60-130 $M_\oplus$）超过100 au的星子带和高达$\sim 20 M_\oplus$的星子在中间区域（3-100 au）。我们最全面的模型在3天文单位内形成了8个$M_\oplus$小行星，在那里它们可以产生类地行星。内盘中形成的星子质量主要取决于高能光子在盘中形成内腔的时间。我们的研究结果表明，光蒸发和流动不稳定性的组合是有效的转化为星子的原行星盘的固体成分。然而，我们的模型并没有在盘的内部和中间区域形成足够的早期星子，从而产生具有气体包层的巨行星和超级地球。在原行星盘的行星形成区域，可能需要额外的过程，如由MHD风驱动的粒子堆积和质量损失，以驱动早期星子代的形成。
2017-03-23 astro-ph.EP
The spatial distribution of carbon dust in the early solar nebula and the carbon content of planetesimals
在太阳星云寒冷的外围形成的天体中，观察到固体碳质材料中存在很高比例的碳，而在类地行星区域的天体中几乎不含碳。我们研究了碳质物质在太阳从太阳星云吸积物质的过程中的命运。从彗星和行星际尘埃颗粒的尘埃成分的观测数据，并从热解实验的数据，我们构建了一个模型的组成的原始碳质材料在外部的太阳星云。我们研究的难熔和挥发性的有机成分的热解和伴随的高分子量的烃类物质向内迁移的磁盘演化的静态条件下释放。我们还研究了在剧烈的闪热事件，这被认为是负责球粒的形成过程中的碳质材料的分解和氧化。结果表明，在250 ~ 400 K温度范围内，复杂的碳氢化合物组分从固态盘物质中被去除，而无定形碳组分在1200 K温度范围内仍然存在。如果在与球粒形成相关的闪速加热过程中没有有效的碳破坏，除了水星之外，类地行星的碳丰度不会像宇宙化学研究中发现的那样低。球粒的形成似乎是一个过程，对于类地行星的物质组成中的碳含量很低是至关重要的。
2017-07-24 astro-ph.EP
Giant Planet Formation by Disk Instability
University of Zurich（苏黎世大学）；University of Bern（伯尔尼大学）
本文综述了盘不稳定性模型在解释早期巨行星形成、远距离巨行星及绕M型星系形成的主要贡献。
2026-04-10 astro-ph.EP
Constraining the primordial orbits of the Terrestrial Planets
太阳系的证据表明，巨行星经历了一个非常迅速的径向迁移时期，其e-折叠时间尺度短于100万年。这种迁移的原因可能是巨行星经历了轨道不稳定，导致它们彼此相遇，导致径向迁移。一些研究表明，这种动力学的不稳定性发生在“晚期”，即所有行星形成和太阳星云消散之后很久。假设类地行星已经形成，那么它们的轨道就会受到巨行星迁移的影响。结果，类地行星的轨道是如何变化的？我们能利用这种迁移来获得关于类地行星原始轨道的信息吗？我们直接模拟了大量的类地行星系统及其对巨行星迁移的响应。我们研究了地球的角动量亏损（AMD）的变化。我们认为，原始AMD值应低于当前值的~ 70%，但高于10%。我们发现有五颗巨行星的情况更好地满足了类地行星的轨道约束。我们预测，火星最初是在一个偏心和倾斜的轨道，而水星，金星和地球的轨道更圆，共面。较低的原始动力学兴奋和行星之间的特殊划分为类地行星形成模拟施加了新的约束。
2013-06-05 astro-ph.EP
Erosion driven size-redistribution of protoplanetary disk solids and the onset of streaming Instability and Pebble Accretion
第一个星子的形成和行星核心的最终生长依赖于大量的小卵石。流动不稳定性（SI）过程的效率，建议催化早期的星子的增长，和卵石吸积过程，建议加速行星核心的增长，取决于磁盘中的固体的大小。特别是，这些过程被发现是敏感的固体的大小分布，和有效的星子的形成和增长，通过这些渠道需要一个有限的卵石大小分布。在这里，我们表明，风沙侵蚀，有效地研磨成一个单一尺寸分布的卵石卵石的巨石的过程中，提供了一个自然的上限的最大卵石尺寸（在他们的斯托克斯数）。我们发现这个上限的径向分离，磁盘年龄，湍流强度，和粒度组成的巨石在磁盘上的依赖。SI在斯托克斯数小于0.1的区域是有利的，这是在磁盘的内部亚天文单位区域发现的。这个上限形状的大小分布的小卵石，从而催化的早期发病的星子形成由于SI，和后来的核心吸积增长，通过卵石吸积。
2020-07-21 astro-ph.EP
Formation of the terrestrial planets in the solar system around 1 au via radial concentration of planetesimals
水星的轨道内没有行星存在，而太阳系的类地行星则呈现出局部化的结构。根据原行星盘的热结构计算，除了盘演化的早期阶段外，在距太阳0.1 au处有一条硅酸盐凝聚线（~ 1300 K），星子可能在水星轨道内形成。最近的一项关于磁盘演化的研究，包括磁驱动磁盘风的研究表明，气体磁盘在距离中心恒星约1 au的范围内获得了正的表面密度斜率。在一个具有正的中平面压力梯度的区域中，微行星发生向外的径向漂移。我们调查的径向漂移的星子和I型迁移的行星胚胎在磁盘中的粘性发展与磁驱动盘风。我们展示的情况下，没有行星留在附近的区域。微行星的径向漂移模拟使用最近的磁盘演变模型，包括磁盘风的影响。行星形成的后期阶段，也进行了行星胚胎的N体模拟检查。我们表明，在磁盘演化的中期阶段，星子可以进行收敛径向漂移磁旋转不稳定性（MRI）不活跃的磁盘，其中的压力最大值创建，并积累在一个狭窄的环状区域与内边缘在~ 0.7 AU从太阳。我们还表明，行星胚胎，可能会从狭窄的星子环不表现出显着的I型迁移在磁盘演化的后期阶段。太阳系的类地行星的定域结构，特别是近区行星的缺乏，可以用近区正压梯度盘中的星子的会聚径向漂移来解释。
2018-04-06 astro-ph.EP
Constraining the Formation of the Four Terrestrial Planets in the Solar System
为了重现太阳系类地行星（类似物）的轨道和质量，大多数研究都将模拟作为一个批次进行仔细审查。然而，在文献中没有足够的讨论在同一系统（类似系统）中同时形成行星类似物的可能性。为了解决这个问题，我们进行了540 N-体模拟的原行星盘的典型模型在文献中的代表。我们总共确定了194个包含至少三个类似物的类似系统，但只有17个系统同时包含四个类地行星的类似物。通过对我们的模拟系统的分析，我们发现，与真正的行星相比，基于Grand Tack模型的典型结果的截断盘产生了水星和火星的类似物，这些类似物的动力学温度太低，并且离金星和地球的类似物太近。此外，所有的水星类似物都太大了，而大多数火星类似物都比火星更大。此外，在这些系统中，形成月球的撞击时间太早，事件发生后增加的额外质量太大。因此，这种被截断的盘不能解释类地行星的形成。结果表明，形成这4颗类地行星所需的盘具有以下性质：1）质量集中在0.7-0.9 ~1.0- 1.2au的狭窄核心区，2）从0.3- 0.4au开始的内区成分，3）从1.0- 1.2au开始的质量较小的成分，4）从0.7 - 0.9 ~ 1.2au开始的质量较小的成分，4）从0.3- 0.4au开始的质量较小的成分，5）从1.0- 1.2au开始的质量较小的成分。4）胚胎而不是星子携带大部分的磁盘质量;和5）木星和土星放置在偏心轨道。
2019-09-09 astro-ph.EP
Dust Concentration Via Coupled Vertical Settling and Radial Migration in Substructured Non-Ideal MHD Discs and Early Planet Formation
该研究通过2D/3D非理想MHD模拟揭示，尘埃沉降与子午面气流耦合使毫米/厘米颗粒在内盘5–10 au强烈聚集，局部Z最高达0.25，并可能促进早期星子形成。
2025-05-13 astro-ph.EP
Streaming Instability for Particle-Size Distributions
流动不稳定性被认为在行星形成的早期阶段起着核心作用，它使许多阻碍星子形成的障碍有效地绕过。我们提出的第一项研究，探讨效率的线性流不稳定性时，被认为是一个颗粒尺寸分布。我们发现，对于一个给定的尘埃与气体的质量比，多物种流的不稳定性增长的时间尺度上远远长于预期时，只有一个尘埃物种参与。特别是，包含接近统一的顺序灰尘与气体的质量比的分布导致不稳定的模式，可以增长的时间尺度可比，或更大，与那些长期的不稳定。我们预计，导致颗粒偏析和/或浓度的过程可以为不稳定性快速增长创造有利条件。我们的发现可能对原行星盘中的大量过程具有重要意义，这些过程依赖于通常为独特尘埃物种设想的流动不稳定性。我们的研究结果表明，当考虑多个物种时，其他共振阻力不稳定性的增长率也可能大大降低。
2019-06-10 astro-ph.EP
Terminal instability of the Solar System triggered by stochastic solar mass loss
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Michigan（密歇根大学）
研究揭示太阳质量损失的非平滑性（离散抛射）会引发外太阳系轨道随机游走，使其动力学寿命从10^18年骤降至约十亿年，数值实验显示多数系统在红巨星阶段即遭破坏。
2026-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Emergence of Protoplanetary Disks and Successive Formation of Gaseous Planets by Gravitational Instability
我们使用电阻磁流体动力学模拟与嵌套网格技术来研究形成的原行星盘周围的原恒星从分子云的核心，提供了现实的环境，行星形成。我们发现，气态行星质量的物体形成在早期的演化阶段的重力不稳定性的区域，是从磁场解耦和周围的注入点的磁流体流出在形成阶段的原行星盘。磁退耦使大质量盘形成，这些盘受到引力不稳定性的影响，即使在~ 10 AU。在盘中频繁形成行星质量的物体暗示了构建混合行星形成场景的可能性，其中岩石行星后来在原行星盘中的巨行星的影响下形成。
2010-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Early planet formation in embedded protostellar disks: Setting the stage for the first generation of planetesimals
最近对年轻恒星形成区的调查表明，一般的II类天体没有足够的尘埃质量来形成巨行星的核心。较年轻的0/I类天体在它们的嵌入盘中有足够的尘埃，这就引出了一个问题：行星形成的第一步会发生在这些较年轻的系统中吗？第一步是建立第一个星子，通常认为是流动不稳定性的产物。因此，问题可以重述：嵌入式磁盘的物理条件有利于流不稳定性的增长吗？在这里，我们模拟了一个“尘埃”原恒星云的崩溃，表明如果有足够的漂移之间的下降气体和尘埃，嵌入磁盘的区域可以成为足够的尘埃增强驱动流不稳定。我们包括四个模型，三个不同的尘埃颗粒大小和一个不同的初始云角动量来测试各种崩溃轨迹。我们发现了一个“甜蜜点”的星子形成的晶粒尺寸为几十微米，因为它们下降足够快，相对于气体建立一个高的尘埃-气体比沿磁盘中平面，但有足够慢的径向漂移速度在嵌入式磁盘，以保持高的尘埃-气体比。与气体不同，由于气体压力，气体在一段时间内保持流体静力平衡，尘埃可以在更早的时间开始从所有半径坍塌。根据下落尘埃颗粒的大小，流动不稳定性至少可以在我们光滑嵌入盘的0/I类阶段产生7-35 M $_\oplus$的星子。这第一代星子可能代表了行星形成的第一步，并且在年轻恒星的生命周期中比传统上认为的要早。
2021-12-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
