Checking the Compatibility of the Cold Kuiper Belt with a Planetary Instability Migration Model
柯伊伯带冷分量轨道结构的成因至今仍是一个研究热点。太阳系的一些特征表明，巨行星经历了一个全球动力学不稳定的阶段，但在不稳定期间行星的实际动力学演化仍然存在争议。为了解释冷柯伊伯带的结构，Nesvorny（2015，AJ 150，68）认为是一种软不稳定性，在此期间海王星从未达到非常偏心的轨道。在这里，我们调查的可能性，更暴力的不稳定性，从最初更紧凑的完全共振配置的5个巨行星。我们表明，冷柯伊伯带的轨道结构可以很好地再现提供的冷人口在原地形成，与44和45 AU之间的外缘，从来没有一个大的质量。
2017-10-14 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
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
Formation of the First Planetesimals via the Streaming Instability in Globally Turbulent Protoplanetary Disks?
使用自洽模型的湍流粒子增长在一个不断发展的太阳组成的原行星状星云，我们发现，最近提出的本地金属丰度和斯托克斯数标准所需的流动不稳定性，以产生引力约束粒子超密度一般不会接近任何地方的磁盘在第一个百万年，在这个时期，陨石和观测证据强烈表明，第一个微行星的形成，也许是巨大的行星核心吸积已经发生。
2023-02-06 astro-ph.EP
The physical and chemical properties of planet forming disks
在过去的五年里，VLT仪器和ALMA彻底改变了我们对磁盘如何变成行星系的看法和理解。他们提供了精致的见解，非轴对称结构可能密切相关的正在进行的行星形成过程。下面不能是对磁盘的物理和化学性质的完整回顾;相反，我专注于几个选定的方面。我将回顾我们目前对行星形成盘的物理性质（例如固体和气体质量含量，冰雪线）和化学成分的理解，这些行星形成盘的年龄为1-几百万年，特别是在它们内部形成的行星系的背景下。我将重点介绍最近通过对原行星盘中气体和尘埃的一致多波长研究所取得的进展。
2019-01-30 astro-ph.EP
Self-gravitating planetary envelopes and the core-nucleated instability
行星形成的情景可能会受到所观测到的系外行星种群中气体包层质量与固体核心质量之比的限制。一维计算发现一个临界（最大）的核心质量准静态信封存在，这表明信封周围更大的核心应该崩溃，由于一个“核心成核”的不稳定性。我们通过流体动力学模拟研究自引力行星包络，逐步增加问题的维度。我们描述了核不稳定性和它的非线性演化到失控的气体吸积在一维球信封。我们表明，旋转支持的信封可以进入一个失控的吸积制度，通过极性冲击在一个二维轴对称模型。这幅图对于三维的高质量核心仍然有效，其中气体引力主要与核心引力相加，并在时间上提高了行星的质量吸积速率。我们与核心核的不稳定性，缺乏平衡的行星连接到它的母盘，并讨论其相关的大规模行星形成。
2019-09-28 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 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
Fundamental limits from chaos on instability time predictions in compact planetary systems
紧凑行星系的不稳定性一般由混沌动力学驱动。这意味着通过直接N体积分测量的不稳定时间是不精确的，而是代表了从同样有效的混沌轨迹分布中的单个绘制。为了表征的“错误”报告的不稳定时间从直接N体积分，我们调查的形状和参数的不稳定时间分布（ITDs）的合奏的阴影轨迹，最初从彼此附近的机器精度扰动。我们发现，在不稳定时间长的限制相比，李雅普诺夫（混沌）的时间尺度，ITDs方法非常相似的对数正态分布的标准偏差~0.43 $\pm$ 0.16 dex，尽管不稳定的时间变化在我们的样本从$10^4-10^8$轨道。我们发现这些预测之间非常一致，来自~450个紧密排列的三颗行星的配置，以及更广泛的验证集~ 10，000个积分，以及之前发表的~ 20，000个紧密排列的五颗行星系统的积分，以及基于TRAPPIST-1的七颗行星共振链，尽管它们的不稳定时间尺度超出了我们分析的时间尺度。我们还测试了我们的结果的动态激发版本我们的太阳系的适用性的边界。这些分布定义了混沌对这种行星系不稳定时间的可预测性所施加的基本限制。它提供了一个定量的估计的内在误差的N体不稳定性的时间印记的混乱，在任何一个方向上约为3的因素。
2020-01-14 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
Requirements for gravitational collapse in planetesimal formation --- the impact of scales set by Kelvin-Helmholtz and nonlinear streaming instability
星子的形成是行星形成理论中一个尚未解决的问题。克服死区尘埃增长障碍的一个突出方案是局部过密区域的引力坍缩，这表明它能有力地产生$\sim$ 100公里大小的物体。尽管如此，星子形成的条件仍然不清楚。要使坍缩发生，超密度的自引力必须克服大尺度上的恒星潮汐破裂和小尺度上的湍流扩散。在这里，我们涉及的尺度流和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，这两个规范粒子密度的尺度上的引力坍缩，直接到星子的形成。我们通过对流动、Kelvin-Helmholtz不稳定性和星子形成进行3D流体动力学模拟来支持我们的分析结果。我们发现，颗粒中平面层的垂直范围和径向宽度的流动不稳定丝设置由相同的特征长度尺度，从而管理的强度的湍流扩散的尺度上的星子形成。我们提出并成功地测试了一个崩溃的标准：$0.1 Q βε^{-1}Z^{-1} \lesssim 1$，并表明，即使是太阳的金属丰度，星子可以形成在死区足够大的磁盘。对于一个给定的气体Toomre参数$Q$，压力梯度$β$，金属丰度$Z$和局部粒子增强$ε$，崩溃标准也提供了一个范围内的不稳定的尺度，建立了一个有前途的路径研究初始星子质量分布。流动不稳定性不是星子坍缩所必需的，但通过增加$ε$，可以使系统演化为不稳定性。
2020-01-28 astro-ph.EP
The Heavy Element Composition of Disk Instability Planets Can Range From Sub- to Super-Nebular
凌日观测结合多普勒数据揭示了一类巨大的气体巨行星，它们质量巨大且高度富集重元素（例如，HD149026b、GJ436b和HAT-P-20b）。人们很容易把这些行星看作是核心吸积加上气体捕获的验证，因为人们经常假设盘不稳定行星应该是星云组成的。相反，我们在这篇论文中表明，由盘不稳定性形成的气体巨星可以有各种各样的重元素组成，从亚星云到超星云的值。高水平的富集可以通过一种或多种机制实现，包括出生时的富集、星子捕获和分化加上潮汐剥离。因此，单个气体巨星的金属丰度不能用来区分气体巨星的形成模式。
2011-04-05 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability of a Dust Layer in Laminar Gas Disk
利用局域$N$体模拟方法研究了尘埃层中微行星的形成过程。气体被建模为背景层流。我们研究了星子的形成过程及其对气体阻力强度的依赖性。我们的模拟结果表明，形成过程被定性地分为三个阶段：尾流状密度结构的形成，星子种子的创建，以及它们的碰撞生长。耗散引力不稳定性的线性分析表明，尽管Toomre的$Q$值大于1，尘埃层仍是长期不稳定的。但是，在初始阶段，重力不稳定性的增长时间比尘埃沉降和速度色散减小的时间要长。因此，速度色散减小，盘垂直收缩。当速度色散变得足够小时，引力不稳定性最终成为主导。引力不稳定性形成尾流状密度结构。这些结构分裂成星子种子。由于相互碰撞，种子生长迅速。
2010-06-15 astro-ph.EP
EL meteorites do date the giant planet instability
本文针对Athor与EL陨石联系是否约束巨行星不稳定性时间这一争议，进一步论证巨行星不稳定性仍是太阳系开始后60–100 Myr将Athor植入小行星主带的最可能机制。
2024-04-30 astro-ph.EP
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Planetesimal formation thresholds explored in two-dimensional global models
流动不稳定性是诱发星子形成的一种很有前途的机制。尽管如此，在以前的研究中已经发现，这一过程需要一个粉尘与气体的表面密度比或粉尘的大小，这是增强相比，观察值。采用二维全球模拟的原行星盘，我们表明，垂直剪切不稳定性和流不稳定性在音乐会上可以导致尘埃浓度，这是足够的星子形成较低的表面密度比和较小的尘埃尺寸比孤立的流不稳定性，特别是在条件下，是符合观测约束。这是因为尘埃overdensities形成的压力颠簸引起的垂直剪切不稳定性作为种子的流不稳定性，并增强了it. While我们的二维模型不包括自重力，我们发现，强大的尘埃结块和重力不稳定overdensities的形成（和溶解）可以有力地推断从最大或平均尘埃气体体积密度比的演变。垂直切变不稳定性使尘埃层膨胀到一个平均的中面尘埃-气体密度比，该比明显低于1。因此，我们发现，达到一个中平面密度比是不必要的触发星子形成通过流动不稳定性时，它与垂直剪切不稳定性的一致行动。
2022-08-17 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
Implantation of asteroids from the terrestrial planet region: The effect of the timing of the giant planet instability
本研究通过数值模拟探究类地区域小行星向小行星带的植入效率与巨行星不稳定性发生时间的关联，发现不稳定性晚于气体盘消散约5百万年的情况与现有小行星带特征相符，为太阳系形成演化模型提供了新约束。
2024-04-16 astro-ph.EP
The Dispersal of Planet-forming discs: Theory confronts Observations
围绕在密尔恒星周围的气体和尘埃盘是恒星形成过程的副产品，为形成行星提供了原料。因此，它们的演化和扩散直接影响到哪种类型的行星可以形成，并影响到行星系的最终结构。在这里，我们回顾经验的限制盘的演变和扩散，特别强调过渡盘，一个子集的光盘，似乎是陷入了清除行星形成的材料的行为。除了观察之外，我们还总结了理论模型，这些模型建立了我们对圆盘如何进化和分散的物理理解，并讨论了它们在行星系形成和进化背景下的重要性。通过将理论预测与观测结果相对照，我们还确定了未来最有希望取得进展的领域。
2017-04-04 astro-ph.EP
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
Giant planet formation in the framework of the core instability model
在这篇论文中，我在成核不稳定性假说的框架内研究了太阳系四颗巨行星的形成。该模型认为，固体和气体吸积耦合在一个互动的方式，考虑到详细的本构物理的信封。核心的增长率对应于寡头增长制度。我还认为，吸积的星子遵循大小分布。这篇论文的主要结果之一是我能够计算出木星、土星、天王星和海王星在不到1000万年的时间内形成，这被认为是原行星盘的平均寿命。
2010-02-10 astro-ph.EP
Hiding Signatures of Gravitational Instability in Protoplanetary Discs with Planets
我们进行了三维SPH模拟表明，迁移的巨行星强烈抑制了自引力盘的螺旋结构。我们提出模拟ALMA连续观测表明，在没有行星的情况下，由于引力不稳定的螺旋臂很容易观察到。然而，在巨行星的存在下，螺旋结构被迁移的行星所抑制，导致一个具有环和间隙结构的大部分轴对称盘。我们对气体运动学的建模表明，这颗行星的存在可以推断出来，例如，使用光学薄的13 C16 O。我们的研究结果表明，它是没有必要的，以解释缺乏螺旋功能，否则预计在高质量光盘通过假设高的灰尘-气体质量比，以限制光盘的气体质量。
2020-11-09 astro-ph.EP
Turbulence sets the length scale for planetesimal formation: Local 2D simulations of streaming instability and planetesimal formation
海王星外天体2014 MU 69，名为Arrokoth，是最新的证据，表明微行星不是由较小天体的连续碰撞形成的，而是由卵石云的直接引力坍缩形成的。但是，是什么过程决定了这种崩溃可能发生的物理尺度呢？恒星的形成具有金斯质量，即引力大于热压力，这有助于我们了解太阳的质量。但在星子形成的情况下，是什么控制着质量和大小呢？小行星和柯伊伯带天体在100公里处的大小分布都显示出一种扭曲。在这里，我们推导出一个引力坍缩标准卵石云碎片的星子，表明一个临界质量是需要克服湍流扩散的团块。我们成功地测试了这个标准的有效性，在直接数值模拟的星子形成触发的流动不稳定性。因此，我们的结果可以解释的大小，在文献中的流动不稳定性模拟中发现形成的星子，而不是解决详细的大小分布。我们发现，所观察到的特征直径为$\sim$ 100公里对应的卵石云的临界质量所设置的湍流扩散的强度产生的流不稳定性为广泛的区域的太阳星云模型从2 - 60 AU，有一种倾向，以允许更小的物体在距离以外，并在较晚的时候，当星云气体被耗尽。
2020-07-22 astro-ph.EP
Spacing of Kepler Planets: Sculpting by Dynamical Instability
我们研究的轨道结构的开普勒过境任务使用N-体模拟检测到的多行星系统，专注于相邻行星的系统中显示四个或更多的过境行星之间的轨道间距。我们发现，所观察到的间距是紧密聚集在12个相互希尔半径，过境几何和灵敏度限制占。相比之下，动力学积分显示，如果所有轨道都是圆形且共面的，那么类似质量的系统在长达10亿年的动力学不稳定性中生存所需的最小间距为~10，如果行星轨道的偏心率为~0.02（行星过境时间变化的研究建议的值），则为~12。观测到的行星间距和理论上的稳定性阈值之间的这种明显的一致性，使我们提出，典型的行星系形成时的间距甚至更小，但除了最宽的行星系之外，大多数行星系都经历了动力学不稳定性，并退化为比以前更贫血的版本，行星更少，间距更大。因此，虽然高倍数系统（五个或更多的凌日行星）是保持稳定的原始系统，但开普勒任务大量发现的单或双行星系可能是更紧密的高倍数系统的后代。如果这一假设是正确的，我们推断开普勒系统的形成环境应该不同于类地行星。
2015-04-30 astro-ph.EP
Forming Planetesimals by Gravitational Instability: I. The Role of the Richardson Number in Triggering the Kelvin-Helmholtz Instability
在气态星周盘的中平面上的富尘层的引力不稳定性（GI）是一种被提出的形成微行星的机制，微行星是岩石行星和气态巨核的基石。自重力与开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）竞争：尘埃含量的梯度驱动垂直切变，这有可能推翻尘埃子盘并阻止GI。为了了解磁盘可以抵抗KHI的条件下，我们进行3D模拟分层的子磁盘的限制，尘埃颗粒很小，空气动力学耦合到气体。该限制屏蔽了流不稳定性并隔离了KHI。假设每个子盘具有由空间恒定的Richardson数Ri给出的垂直密度分布。我们改变Ri和中平面灰尘-气体比μ，发现临界Richardson数划分KH-不稳定的KH-稳定的流动是不唯一的，而Ri_crit增长几乎与μ μ =0.3-10线性。只有太阳金属丰度盘的Ri_crit约为0.2，接近经典值。我们的研究结果表明，如果尘埃子层嵌入太阳金属丰度气体盘中，质量比最小质量太阳星云大4倍;或者嵌入具有3倍太阳金属丰度的最小质量盘中;或者嵌入这两种可能性的中间组合中，尘埃子层可以被引力破碎并可能产生星子。引力不稳定性似乎是可能的，而不必诉诸粒子的流动不稳定性或湍流浓度。
2010-10-01 astro-ph.EP
Dynamical instability and its implications for planetary system architecture
我们研究了动力学不稳定性对塑造系外行星系统轨道特性的影响。使用N体模拟的非EMS（相等的相互分离），多行星系统，我们发现，不稳定的时间尺度$t$的下限是由最小的相互分离$K_{\rm min}$在相互希尔半径的单位。表现出不稳定性的行星系通常包括周期比为$<1.33$的行星对。我们最后的周期比分布的所有相邻的行星对显示出类似于那些观察到的\kepler \行星数据的一阶平均运动共振附近的下降峰结构。然后，我们比较的概率密度函数（PDF）的de-biased的\kepler \周期比与我们的模拟，并发现缺乏行星对周期比$> 2.1$的观测-可能是由向内迁移之前的磁盘耗散或行星对不形成周期比$> 2.1$与相同的频率，他们做较小的周期比。通过比较模拟与观测周期比的概率密度函数，得到了气盘耗散时瑞利分布偏心率尺度参数的上限为0.03。最后，我们的研究结果表明，一个“包装”或“紧凑”的行星系是一个可行的定义，至少有一个行星对的周期比小于1.33。这个标准意味着4%的\kepler系统（或6%的有两个以上行星的系统）是紧凑的。
2019-01-30 astro-ph.EP
Can planetary instability explain the Kepler dichotomy?
开普勒任务发现的行星候选者提供了丰富的样本，以限制其宿主恒星约0.5 AU范围内的行星系的结构和相对倾角。我们使用开普勒16个月数据的三重凌日系统作为物理三行星系统的模板，并进行合成凌日观测。我们发现，所有的开普勒三凌和双凌系统都可以从三行星模板中产生，给出了大约5度的低相互倾斜。我们的分析表明，开普勒数据包含一个人口的行星大于四个地球半径的单凌系统，不能产生的三行星模板。我们探讨的假设，高质量的对应物的三重过境系统经历了动力学不稳定，产生人口的大规模双行星系统的适度高的相互倾斜。我们进行N体模拟质量提升的三行星系统，并观察系统如何加热和失去行星，最常见的是行星行星碰撞，产生与开普勒单凌日系统中的大行星一致的凌日。然而，由此产生的大质量双行星系统的人口不能解释在观测到的单凌系统中额外多余的低质量行星，以及在双凌和三凌系统中缺乏气体巨行星。三重气体巨行星系统的行星不稳定性可能是拥有一颗或多颗小行星的系统和拥有一颗巨行星的系统之间的二分法的一部分。然而，二分法的主要部分更有可能在行星形成期间已经出现，当一颗大质量行星的形成、迁移或散射，在金属丰度阈值以上触发，抑制了在亚AU轨道上的其他行星的形成。
2012-08-18 astro-ph.EP
Forming Close-in Earth-like Planets via a Collision-Merger Mechanism in Late-stage Planet Formation
大量的系外行星被发现在非常接近的轨道上围绕着它们的宿主恒星运行，这极大地促进了我们对行星形成过程的理解。现在人们普遍认为，这样的短周期行星不可能形成{ \em in situ}，而是一定是从离主星更远的形成位置迁移到它们现在的轨道。在行星形成的后期，一旦原行星盘中的气体消散，迁移停止，在内部盘区域运行的气体巨星将激发星子和行星胚胎，导致轨道交叉和大撞击的速度增加。我们提出的动力学模拟的结果在这个后期阶段的行星形成的星子演化。我们发现，揭示了一种机制，通过这种机制，行星胚胎的碰撞合并可以将类地行星直接踢到非常接近其母星的轨道上。
2010-12-09 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
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
The fragility of the Uranian moons during the giant planet instability
Johns Hopkins APL（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；Rice University（莱斯大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）
研究通过模拟巨行星不稳定期间的碰撞事件，发现木星和海王星卫星系统的生存概率均低于15%，并探讨了碰撞对卫星系统破坏的影响。
2026-03-23 astro-ph.EP
The short-lived production of exozodiacal dust in the aftermath of a dynamical instability in planetary systems
与温暖的尘埃带（通常称为exozodis）有关的过量发射已经在附近三分之一的恒星周围观察到。解释观测所需的高水平尘埃通常与稳态演化不一致。一个普遍的看法是，这些尘埃是动力学不稳定性的后果，类似于太阳系后期的重轰炸。在这项工作中，我们使用的N体模拟数据库，调查与外星子带系统中的巨行星之间的动力学不稳定性的后果。我们发现，虽然有一个显着增加的物质分散到内部区域的行星系的不稳定性后，这是一个短暂的影响。利用这种材料的最大寿命，我们确定，即使每颗恒星都有一个不稳定的行星系统，我们观察到不稳定后最多超过1%的类太阳恒星的概率非常低，并且目前处于不稳定后的行星系的比例更有可能被限制在<0.06。对于较年轻或质量较高的恒星，这种可能性略有增加。我们的结论是，在动力学不稳定性的后果温暖的尘埃的生产是太短暂的大量观察到的exozodiacal尘埃的主要来源。
2013-06-03 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation from a ring: long-term simulations accounting for the giant planet instability
本研究通过200 Myr的长期模拟探讨了从环中形成类地行星的过程，考虑了巨行星不稳定性对系统激发状态、大撞击时间及月球形成的影响，发现晚期不稳定性更符合月球形成时间，但后期贴壳质量和角动量亏损仍存在差异。
2024-04-26 astro-ph.EP
The path to instability in compact multi-planetary systems
紧密堆积的系外行星系统的动力学稳定性仍然知之甚少。虽然对于双行星系统存在一个尖锐的稳定边界，但对三个或更多行星系统的数值模拟表明，它们可以在长达数十亿年的时间尺度上经历不稳定。此外，据报道，以希尔半径为单位测量的行星轨道间隔与生存时间之间呈指数趋势。虽然这些发现已经在许多数值模拟中观察到，但对导致不稳定的实际机制知之甚少。与一个恒定的扩散过程相反，行星系似乎在其生命的大部分时间里保持动态静止，然后是一个非常短的不稳定阶段。在这项工作中，我们展示了如何缓慢的混沌扩散，由于重叠的三体共振占主导地位的时间尺度，导致不稳定的初始共面和圆形轨道。虽然最后一个不稳定阶段与两行星平均运动共振（MMR）的散射有关，但对于圆形轨道来说，两行星MMR相隔太远，以至于最初远离它们的系统不稳定。我们开发了一个分析模型，将等质量等间距行星的经验趋势推广到一般系统。我们得到的生存时间的分析估计与模拟超过4个数量级的行星与恒星的质量比$ε$，和6至8个数量级的不稳定时间。我们还确认，测量轨道间距方面的希尔半径是不适应的，正确的间距单位规模为$ε^{1/4}$。我们预测，超过一定的间距，三行星共振不重叠，这将导致生存时间的增加。最后，我们讨论了我们的结果更一般的系统，包含更多的行星在最初的非圆轨道的延伸。
2020-08-18 astro-ph.EP
Instability-Driven Dynamical Evolution Model of a Primordially 5 Planet Outer Solar System
在过去十年中，越来越多的证据表明，太阳系的观测状态可以在不稳定驱动的动态演化模型（如“尼斯”模型）的背景下顺利再现。到目前为止，所有成功实现的不稳定模型都集中在将四颗巨行星从更紧凑的配置演化到它们当前的轨道上。与此同时，形成和喷射更多行星的可能性也被讨论过，但从未成功实施。在这里，我们表明，一个大的阵列5行星（2个气体巨星+ 3个冰巨星）多共振初始状态可以导致一个适当的形成外太阳系，具有喷射的冰巨星在不稳定的阶段。特别是，我们的模拟表明，表征外太阳系的长期动力学的本征模可以密切匹配的5行星模型。此外，如果外行星的抛射时间尺度很短，在这种情况下也可以避免原始冷经典柯伊伯带的轨道激发。因此，太阳系是动力学弛豫的许多可能结果之一，可以起源于各种各样的初始状态。这使得建立一个太阳系早期动力学演化的唯一模型成为不可能。
2011-11-15 astro-ph.EP
Forming Different Planetary Systems
随着探测到的系外行星样本越来越多，行星系的统计性质也变得清晰得多。在这篇综述中，我们总结了主要的统计数据，主要是径向速度和凌日观测，并试图解释他们的经典核心吸积的行星形成的情况下，特别是在形成不同的轨道结构的行星系周围的主序星的范围内。根据不同行星系统可能的形成路径不同，我们将其初步划分为三大类：热木星系统、标准系统和遥远巨行星系统。在不同的情况下，标准系统又可进一步分为三类：类太阳系统、热超地球系统、次巨行星系统。我们还回顾了双星系统中的行星探测和形成以及星团中的行星。
2012-08-04 astro-ph.EP
Observability of Forming Planets and their Circumplanetary Disks II. -- SEDs and Near-Infrared Fluxes
探测到正在形成的行星意味着探测到了现实中的环行星盘（CPD），因为行星在这个进化阶段仍然被盘包围着。然而，在近红外波长中没有进行全面的CPD建模，其中高对比度成像是检测这些物体的强大工具。我们将各种嵌入式行星的3D辐射流体动力学模拟与RADMC-3D辐射转移后处理相结合，其中包括尘埃颗粒上的光子散射。我们在Ks、L '、M'波段合成了VLT NaCo/ERIS的图像，并检查了1 $μm$和10 cm之间圆盘的光谱能量分布（SED）。我们发现，从行星附近观测到的星等主要取决于CPD参数，而不是行星的。在近红外波段，CPD比嵌入的行星亮20- 100倍。我们还展示了CPD参数，例如尘埃与气体的比例将如何影响CPD的大小。根据SED，CPD和拱星盘之间的最佳对比度是在亚毫米/无线电波波长和8-33微米之间，以防行星打开一个可分辨的深间隙（$\ge 5 \rm{M_{Jup}}$），而近红外线的对比度特别差。因此，为了探测正在形成的行星及其CPD，目前最好的机会是瞄准亚毫米/无线电波长和10微米硅酸盐特征附近。为了从观测到的亮度来估计正在形成的行星的质量，有必要运行系统特定的磁盘模型。
2019-05-09 astro-ph.EP
Instability from high-order resonant chains in wide-separation massive planet systems
系外行星系统性质的多样性部分源于行星形成后发生的动力学演化。我们使用数值积分，探讨长期和共振动力学模型行星系的长期演变的相对作用，由三个相等质量的巨行星最初偏心轨道。分离研究的范围主要是由长期的过程，但交叉链的高阶平均运动共振。在$10^8$轨道的时间尺度上，模拟系统的长期演化主要是规则的。然而，高阶共振链可能是角动量亏损（AMD）的重要来源，导致不稳定性。使用基于希尔伯特变换的时间序列分析，我们将不稳定性与混沌演化的广泛岛屿联系起来。以前的工作表明，一阶共振可以修改名义上的长期系统的AMD和促进长期混沌。我们发现，高阶共振，当存在于链中，可以有类似的影响。
2022-03-16 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
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
Planetesimal Formation by Gravitational Instability of a Porous-Dust Disk
最近有人提出，多孔冰尘埃聚集体是由雪线以外的尘埃聚集体成对吸积形成的。我们计算的多孔尘埃聚集体的平衡随机速度考虑到相互引力散射，碰撞，气体阻力，湍流搅拌和散射。我们发现，磁盘的多孔尘埃聚集体变得重力不稳定，因为他们通过重力压缩的最小质量太阳星云模型的湍流强度的合理范围内，这导致快速形成的星子。
2016-06-22 astro-ph.EP
How large are the monomers of dust aggregates in planet-forming disks?: Insights from quantitative optical and near-infrared polarimetry
内容：尘埃聚集体的组成粒子（单体）的大小是最不确定的参数之一，直接影响行星形成盘中聚集体的碰撞生长。尽管它的重要性，单体的大小还没有被有意义地限制磁盘的意见。目的：我们试图从行星形成盘的光学和近红外（IR）偏振观测中获得单体尺寸。研究方法：我们进行了全面的参数调查尘埃聚集体散射光的线偏振度，使用精确的数值方法称为$T$矩阵法。我们调查的单体大小，聚集体大小，孔隙率和组合物的极化程度的影响。所得到的结果进行比较，观察到的偏振分数的几个行星形成磁盘在光学和近红外波长。结果如下：结果表明，除非单体尺寸参数小于1或2，聚集体的极化程度敏感地依赖于单体尺寸。将模拟结果与圆盘观测结果进行比较，发现单体半径不大于$0.4~μ$ m。因此，推断的单体尺寸类似于太阳系尘埃聚集体的亚单位尺寸和星际颗粒的最大尺寸。结论：光学和近红外定量偏振测量将为尘埃凝聚的初始条件提供观测依据，从而在行星形成盘中形成星子。
2022-04-18 astro-ph.EP
Orbital instability of close-in exomoons in non-coplanar systems
这项工作表明，在非共面多行星系统中，当行星扁率不考虑时，可能发生在近距离卫星上的动力学不稳定性。模拟包括两颗相互倾斜10度的恒星质量行星，其主行星要么是扁圆形，要么是球形。如果主行星是球形的，在临界行星中心距离内的卫星会经历高倾角，在某些情况下还会经历高偏心率，而更远的卫星则会像预期的那样以低倾角和低偏心率稳定地运行。这些违反直觉的动力学现象会随着主行星的扁圆而消失，在这种情况下，卫星的拉普拉斯平面会随着它们的半长轴增加而从主行星的赤道平面过渡到主行星的岁差轨道平面，并且所有的卫星都是动态稳定的，轨道变化非常温和。来自扰动行星的直接扰动已经被研究，并排除了作为最里面卫星行为的解释，因此留下中心恒星的扰动作为原因。当卫星和中心恒星的节进动（从主行星的框架中看到）接近1：1的长期共振时，就会发生不稳定。在非共面系统中，围绕非扁圆行星，月球的节点岁差变得缓慢，并与行星的岁差相当，从而产生共振配置。在建立数值模拟时需要考虑上述影响。
2015-02-16 astro-ph.EP
Circumplanetary disks around young giant planets: a comparison between core-accretion and disk instability
无论是核心吸积还是引力不稳定性建造了行星，都可以在形成的巨行星周围发现环行星盘。我们进行了国家的最先进的流体动力学模拟的两种形成方案的环行星际盘，使用尽可能相似的初始条件，以揭示可能的内在差异的环行星际盘的质量和温度之间的两种形成机制。我们发现，环行星盘的质量与星周盘的质量线性标度。因此，在同样质量的原行星盘中，在盘不稳定性模型中形成的环行星盘的质量只能比它们的核心吸积对应物大8倍。另一方面，大体积环行星盘的温度相差超过一个数量级之间的两种情况。由引力不稳定性形成的行星周围的子盘具有低于100 K的特征温度，而核心吸积环行星盘是热的，当嵌入大质量光学厚的原行星盘时，温度甚至大于1000 K。我们解释了这种差异如何被理解为不同形成机制的自然结果。我们认为，不同的温度应该持续到一个完整的气体巨星通过磁盘不稳定性形成的时候，因此我们的结果提供了一个方便的标准，通过测量行星附近的整体温度来区分两个主要的形成场景。
2016-10-06 astro-ph.EP
Gravitational instability in planet-forming discs
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）
本文综述ALMA问世10年来原行星盘引力不稳定性的理论与观测进展，揭示其从巨行星形成理论机制转变为可通过高分辨率观测检验的丰富物理框架。
2026-09-07 astro-ph.EP
Disentangling Planets from Photoelectric Instability in Gas-Rich Optically Thin Dusty Disks
星周盘中的结构，如间隙和环，通常被认为是行星。这种联系很难明确地表明，因为其他过程也可能产生这些特征。特别是，光电不稳定性（PEI）已被提出，在富含气体的光学薄磁盘，产生预测的行星-磁盘相互作用的结构。我们研究的问题，如何解开行星盘结构的影响PEI。我们使用的2D全球流体动力学模型的气体和尘埃的动力学在一个薄盘，有和没有行星摄动。光电加热模型与状态方程的压力是成比例的灰尘表面密度。计算中考虑了颗粒所受的曳力及其对气体的反作用。分析没有PEI的情况下，我们发现，气体-尘埃相互作用改变的形状的行星间隙从无尘的情况下，当地的尘埃-气体比$\varepsilon$接近1。这一结果也适用于原始盘，因为向内漂移的尘埃在行星间隙的边缘聚集，如果尘埃储备足够，任何初始的尘埃与气体的比例最终都会达到$\varepsilon=1$。我们发现一个结果，特别是高的尘埃气体比磁盘以及：作为灰尘漂移向内，尘埃前成为一个尖锐的过渡，和反反应触发的Rossby波不稳定性。当PEI被包括在内时，我们发现它掩盖了行星引起的结构，除非行星的质量足够大，可以雕刻出明显的缺口。具体来说，这种不稳定性会产生规则间距的弧和环：当一颗行星雕刻出一个比PEI波长更宽的尘埃间隙时，它就可以被识别出来。
2019-06-11 astro-ph.EP
Observational Signatures of a Previous Dynamical Instability in Multi-planet M-Dwarf Systems
本文通过扩展TRAPPIST-1系统模拟至100 Myr，发现M型矮星多行星系统中缺乏共振会导致行星合并或弹射，并识别出26个系统具有动力学不稳定性观测特征，据此建议优先搜寻周期比大于2的M型矮星系统以寻找宜居世界。
2025-03-02 astro-ph.EP
Thermal instability and rocky planetesimal formation in the inner regions of protoplanetary disks
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过尘埃自聚集机制探讨原行星盘内区热不稳定性对类地行星esimal形成的影响，提出热不稳定性驱动MRI周期性激活与失活，促进行星esimal形成。
2026-08-05 astro-ph.EP
Testing the Jeans, Toomre and Bonnor-Ebert concepts for planetesimal formation: 3D streaming instability simulations of diffusion regulated formation of planetesimals
我们在希尔密度和超越流不稳定性模拟，以证明，星子的形成没有完成时，卵石积累超过当地希尔密度。我们发现，希尔密度是不是一个足够的标准进一步引力坍缩的卵石云成微行星，但另外的积累的质量必须足够大，以克服湍流扩散。系统的Toomre分析表明，线性自引力模式在我们的数值模拟的规模上不起作用。然而，我们发现，自重力，通过垂直收缩卵石层，增加了湍流的强度，这是一个指示的开尔文亥姆霍兹不稳定性或流不稳定性的提升。我们还确定了Bonnor-Ebert中心密度，给定质量的卵石云必须压缩到该密度才能继续收缩以抵抗内部扩散。由于卵石云的等效“固体”尺寸与中心密度的-1/6次方成比例，对于相同的湍流扩散水平，100 km等效尺寸的卵石云比10 km的卵石云更容易坍缩。这可以解释太阳系中缺乏小天体的原因，并预测在太阳星云的外围和气体质量普遍减少的后期，在大的卵石与气体比例下，会有引力坍缩形成的小天体。
2020-11-19 astro-ph.EP
Science with a ngVLA: Imaging planetary systems in the act of forming with the ngVLA
数千颗系外行星的发现表明，行星的诞生在自然界中是一个非常有效的过程。已经提出了几种物理机制来描述行星在围绕年轻恒星的圆盘中的聚集。然而，由于灵敏度和分辨率不足，观测限制很少，特别是对来自恒星的内部$10 - 20$ au的成像，大多数行星都被观测到。由于其前所未有的角分辨率和灵敏度的波长，从拱星材料的发射是光学薄，ngVLA有潜力改变我们的理解行星形成。在这一章中，我们提出了国家的最先进的理论模型的行星系的行为形成，证明ngVLA的成像能力，并遵循时间演化的年轻太阳系类似物的距离的猎户座星云。这些图像将揭示行星是如何形成并与其母盘相互作用的，并将揭示系外行星系统的不同特性。
2018-10-15 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: The radial distance dependence of the planetary growth
流动的不稳定性被假设为触发在特定的原行星盘的固体颗粒的体积密度是丰富的气体相媲美的位置。当这个条件局部满足时，就形成了一个微行星环。这些微行星相互碰撞，并从外盘吸积向内漂移的卵石，以进一步增加质量。我们研究了在不同盘半径的环带中形成的星子的生长。它们的初始质量分布计算的基础上从流动不稳定性模拟总结的公式。我们用基于最小质量太阳星云（MMSN）和Toomre稳定性判据的原行星盘模型模拟了星子的动力学演化。对于MMSN模型，卵石吸积和星子吸积在$0.3$ AU的近轨道上都是有效的，导致在$1$ Myr之后出现了几个超地球质量的行星。相比之下，只有质量最大的星子在$r{=}3$ AU诞生时才经历实质性的质量增长，而$r{=}30$ AU的星子几乎没有增长。另一方面，在密度更大的图姆尔盘中，最大质量的形成行星可以在$t{=}1$ Myr达到地球质量，并在$3$ Myr中的$30$ AU和$100$ AU达到海王星和土星之间的质量。卵石和星子的吸积速率都随盘径向距离的增大而减小。然而，在更远的盘区域，星子吸积不如卵石吸积明显。总的来说，当行星盘具有较高的气体密度、较高的卵石通量和/或较低的卵石斯托克斯数时，行星获得较高的质量。
2022-05-20 astro-ph.EP
The link between Athor and EL meteorites does not constrain the timing of the giant planet instability
本研究通过全面的动力学模拟反驳了此前结论，证实类Athor天体可在巨行星不稳定性发生后很久被植入小行星带，说明Athor与EL陨石的关联无法约束太阳系巨行星动力学不稳定性的发生时间。
2024-04-16 astro-ph.EP
Observability of Forming Planets and their Circumplanetary Disks IV. -- with JWST & ELT
为了了解使用JWST和ELT观察形成行星及其环行星盘（CPD）的潜力，我们从3D辐射流体动力学模拟和辐射转移后处理中创建了模拟观测结果，这些行星的质量分别为10，5，1木星和1土星，轨道间隔为50和30 AU，倾角分别为0 $^{\circ}$，30 $^{\circ}$和60 $^{\circ}$。然后用JWST/NIRCam和NIRISS的Mirage，JWST/MIRI的MIRISim和ELT/MICADO和METIS的SimCADO和SimMETIS模拟仪器效果。我们发现，较长的波长（中红外线及以上）是最好的检测CPD。波长越长，质量越小的行星的CPD就可以被探测到。JWST上的MIRI和ELT上的METIS提供了这些望远镜的最佳可能性。具体来说，在3 $μ$ m以下，只有10颗$M_{\mathrm{Jup}}$行星及其CPD可以用NIRCam和MICADO探测到。5颗$M_{\mathrm{Jup}}$行星只有在30天文单位（即更近）的轨道距离上才能被探测到。在5 $M_{\mathrm{Jup}}$以上的行星及其CPD可以用NIRCam和METIS L/M波段探测到3-5 $μ$ m，或者用MIRI和METIS N波段探测到10 $μ$ m以上。对于$\leq$ 1，需要$M_{\mathrm{Jup}}$大于$μ$ m的行星，其中MIRI独特地提供成像能力。我们目前…
2022-07-08 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability and Coagulation. II. Accretion Model
尘埃层的引力不稳定性是微行星形成的一种可能性。如果尘埃层的密度由于尘埃颗粒向原行星盘的中平面沉降而变得足够高，那么该层就会变得重力不稳定，并自发地分裂成星子。利用剪切盒方法，我们进行了局部$N$体模拟的引力不稳定性的尘埃层和随后的凝聚没有气体和研究的基本过程的星子。本文采用吸积模型作为碰撞模型。一对受引力束缚的粒子被一个具有这对粒子总质量的单个粒子所取代。这种吸积模型使我们能够进行长期和大规模的计算。我们用碎石堆模型证实了微行星的形成过程与前文相同。形成过程分为三个阶段：非轴对称结构的形成，星子种子的产生，以及它们的碰撞生长。我们研究了星子质量对模拟域大小的依赖性。我们发现，在模拟中形成的星子的平均质量与$L_y^{3/2}$成正比，其中$L_y$是旋转方向上的计算域的大小。然而，星子的平均质量与$L_x$无关，其中$L_x$是计算域在径向上的大小，如果$L_x$足够大。给出了考虑模拟区域大小的星子质量估算公式。
2009-08-25 astro-ph.EP
Giant Planet Influence on the Collective Gravity of a Primordial Scattered Disk
高偏心率、低质量物体在近开普勒轨道上的轴对称圆盘对于面外屈曲是不稳定的。这种“倾角不稳定性”指数增长的轨道倾角，提高近日点的距离和集群的近日点的论点。在这里，我们研究的不稳定性，在一个巨大的原始分散盘，包括轨道平均的引力影响的巨行星。结果表明，除非原始质量是$\gtrsim 20$地球质量，否则巨行星引起的差拱进动将抑制倾角不稳定性。我们还表明，不稳定性应产生“近日点间隙”在半长轴数百AU，作为轨道的残余人口更有可能有非常大的近日点距离（$\mathcal{O}(100~\rm{AU})$）比中间值。
2020-05-26 astro-ph.EP
