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
Rocky super-Earths or waterworlds: the interplay of planet migration, pebble accretion and disc evolution
最近的观测发现，在近距离超级地球的尺寸分布中有一个山谷，这被解释为一个路标，表明近距离超级地球的成分大多是岩石。然而，新的模型预测，微行星应该首先在水冰线上形成，这样近距离的行星预计会有大量的水冰成分。在这里，我们通过研究卵石吸积、行星迁移和盘演化之间的相互作用来调查超级地球的水含量。行星的组成取决于它们在整个生长过程中相对于不同凝结锋（冰线）的位置。移徙发挥着关键作用。假设星子开始于水冰线（$r>r_{\rm H_2O}$）或其外部，向内迁移会导致行星离开冰卵石的源区，因此最终的含水量比向外迁移或没有迁移的圆盘低。随着圆盘的演化，水冰线本身向内移动，并在横扫干燥形成的行星时输送水。因此，行星迁移的相对速度和方向以及水冰线的向内漂移是决定行星含水量的核心。如果行星形成开始于水冰线，这意味着热的近距离超级地球（r<0.3 AU），水含量只有几个百分点，是早期气相期间向内行星迁移的路标。另一方面，具有较大水冰含量的热超级地球在水冰线处经历了向外迁移，并且只有在它们的形成完成后才向内迁移，因为它们变得太大而无法包含在向外迁移的区域或共振行星链中。因此，测量热超级地球的水冰含量可能会限制它们的迁移历史。
2019-03-06 astro-ph.EP
Rocky sub-Neptunes formed by pebble accretion: Rain of rocks from polluted envelopes
本文模拟10倍地球质量卵石吸积亚海王星的硅酸盐蒸气凝结析雨，发现其可持续Gyr尺度并使半径膨胀，导致标准模型高估H,He含量最多两倍。
2023-07-27 astro-ph.EP
Vapor equilibrium models of accreting rocky planets demonstrate direct core growth by pebble accretion
本研究提出岩石行星包层的蒸汽平衡模型，发现SiO升华与凝结会改变包层温压结构，使卵石能直接沉入岩浆洋，从而证明卵石吸积可实现远超以往预期的直接内核生长。
2024-02-16 astro-ph.EP
Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion II. Differentiation by accretion energy and thermal blanketing
我们探讨了岩石行星的加热和分化，通过快速的卵石吸积生长。我们的类地行星生长在冰线之外，最初以质量计吸积了28%的水冰。当原行星达到质量为$0.01\,M_{\rm E}$时，水的吸积停止，此时气体包层变得足够热，使冰升华，并通过循环流将蒸汽输送回原行星盘。$^{26}$ Al衰变释放的能量融化了积冰，形成粘土（层状硅酸盐）、氧化铁（FeO）和一个质量是地球现代海洋十倍的水表层。当有效吸积温度超过300 K时，海气系统发生逃逸温室效应。失控的温室过程蒸发了水层，从而捕获了吸积热，并将表面加热到6,000 K以上。这导致地幔的上部融化并形成全球性的岩浆海洋。金属熔体从硅酸盐熔体和沉积物中分离出来，向岩浆海洋的底部移动;沉积释放的重力能量导致正反馈，行星开始分化，导致整个地幔熔化和分化。因此，所有岩石行星都自然地经历了岩浆海洋阶段。我们证明，地球的小过量的$^{182}$ W（$^{182}$ Hf的衰变产物）相对于辉长岩是一致的，这样的快速核心的形成在5万年内，随后由地球地幔中的W水库与$^{182}$ W-贫材料的行星质量的冲击器的核心平衡，只要平衡度至少是25%-50%，取决于初始的Hf/W比。行星碰撞肯定发生在类地行星主要吸积阶段至少3500万年后。
2023-01-26 astro-ph.EP
Formation of rocky and icy planetesimals inside and outside the snow line: Effects of diffusion, sublimation and back-reaction
澄清岩石和冰质星子在粘性演化的盘中形成的时间和地点是很重要的。我们希望了解当地失控堆积的固体是如何发生在雪线内外的。我们假设一个冰卵石含有微米大小的硅酸盐颗粒，这些颗粒均匀地与冰混合，并在冰升华过程中释放出来。使用当地的一维代码，我们解决了径向漂移和湍流扩散的固体和水蒸气，考虑到他们的升华/冷凝周围的雪线。我们系统地研究了固体与气体的反反应对固体径向漂移和扩散的影响，释放的硅酸盐颗粒的尺度高度演化，以及湍流扩散（$α_{\rm tur}$）和气体吸积到中心恒星（$α_{\rm acc}$）的有效粘性参数之间可能存在的差异。我们研究的固体质量流量的气体（$F_{\rm p/g}$）的比例的依赖性。我们发现，硅酸盐颗粒和冰卵石堆积的有利位置是在附近的水雪线的内部和外部的区域，分别。我们发现，失控堆积时发生的径向漂移和扩散的反反应。在只考虑径向漂移反作用的情况下，除了极高的卵石通量外，没有发现逃逸堆积现象，而对于较大的$F_{\rm p/g}$，流动不稳定性条件可以满足.如果考虑径向扩散的反作用，则在合理的卵石通量值下会发生失控堆积。硅酸盐颗粒的失控堆积会导致岩石星子的形成，$α_{\rm tur} \ll α_{\rm acc}$发生，而冰卵石的失控堆积有利于$α_{\rm tur} \sim α_{\rm acc}$。
2019-07-10 astro-ph.EP
Inner rocky super-Earth formation: distinguishing the formation pathways in viscously heated and passive discs
超级地球的形成与原行星盘的结构密切相关，原行星盘决定了生长和迁移。在卵石吸积的情况下，行星生长到卵石隔离质量，在那里行星在气体盘上刻出一个小缺口，阻止卵石流量，从而阻止它的增长。卵石隔离质量与圆盘的纵横比成比例，这直接取决于圆盘的结构。我比较了超级地球在粘性加热盘和纯粹由中央恒星加热的盘中的生长与超级地球的观测。这使得超级地球的两种形成途径在内部系统中得以区分。在粘性加热的内盘中，在1百万年内生长的行星达到卵石孤立质量，直接对应于开普勒观测系统的推断质量，这些系统的特征是行星共振或不共振。然而，为了解释开普勒行星的周期比分布-大多数开普勒行星对都不处于平均运动共振配置-这些共振链的一小部分必须被打破。如果行星是在一个粘性加热的圆盘中早期诞生的，那么这些共振链就必须在没有行星合并的情况下被打破。如果超级地球形成较晚或在纯粹的被动盘中形成，卵石孤立质量太小，无法解释开普勒的观测结果，这意味着行星合并对最终的系统结构很重要。因此，共振行星系在气盘阶段就已经经历了合并，所以行星在达到5-10个地球质量后会被困在共振中。在不稳定性主导系统结构的情况下，系统不应该是具有相互倾斜的轨道的平坦的。这意味着未来对具有RV和凌日的行星系的观测可以区分这两种超级地球形成通道。（节略）
2019-08-23 astro-ph.EP
Volatile depletion in rocky planets as a chemical fingerprint of hybrid accretion
University of Copenhagen（哥本哈根大学）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；University of Alabama（阿拉巴马大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本研究结合 pebble 吸积与星子碰撞生长建模，发现挥发性元素亏损是类地行星混合吸积的化学指纹，可通过元素特征推断行星吸积历史，为解释岩质系外行星化学多样性提供依据。
2026-09-28 astro-ph.EP
Rocky planet formation in compact disks around M dwarfs
本文通过N体模拟研究M矮星周围致密盘中岩质行星的形成，发现低粘度气体盘中的卵石吸积可重现观测到的近距离低质量系外行星群体，而高粘度盘和星子吸积则分别无法重现行星质量或倾向于形成更小行星。
2024-08-02 astro-ph.EP
Pebble dynamics and accretion onto rocky planets. II. Radiative models
我们研究了辐射能量传递对一系列嵌套网格，高分辨率的流体动力学模拟的气体和粒子动力学在附近的地球质量的行星胚胎的影响。我们包括加热由于固体的吸积和随后的对流运动。使用一个恒定的胚胎地面温度，我们表明，辐射能量输送的结果在一个趋势，以减少在原始大气中的熵，但这种趋势得到缓解的对流能量输送的强度增加，触发相应增加的超绝热温度梯度。因此，对流运动的幅度在胚胎附近增加了大约一个数量级。在这里调查的情况下，其中对磁盘表面的光学深度大于1，在希尔球的外部的温度相对于没有辐射能量输送的情况下，减少只有$\sim$ 100 K，而质量密度增加是在希尔球的内部的一个因素的顺序。我们的研究结果表明，除非不切实际的低尘埃不透明度的假设，辐射冷却的原始岩石行星大气的背景下，只能成为重要的磁盘表面密度显着下降后，低于最小质量的太阳星云值。
2018-10-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Linking the evolution of terrestrial interiors and an early outgassed atmosphere to astrophysical observations
一颗类地行星在形成过程中是熔化的，如果受到强烈的太阳辐射或潮汐力的影响，它可能会保持这种状态。观测继续有利于探测和表征热行星，可能有大量的脱气大气。我们的目标是确定具有大量脱气大气的热类地行星的半径，并探索熔融和固体硅酸盐行星之间的差异及其对质量-半径关系和透射率和发射光谱的影响。一个走廊-大气模型，结合静态结构计算，跟踪岩石地幔的演化半径，该地幔释放CO $_2$和H $_2$ O。合成的发射和透射光谱产生的CO $_2$和H $_2$ O占主导地位的大气。以CO $_2$为主的气氛抑制H $_2$ O的释气，其程度比以前认识到的更大，因为以前的研究应用了挥发性物质和分压之间的错误关系。因此，我们预测更多的H $_2$ O可以保留在岩浆海洋结晶的后期阶段的内部。此外，在表面处形成盖可以将H $_2$ O的释气与通过盖的热传输效率联系起来，而不是与大气的辐射时间尺度联系起来。地幔凝固时的收缩使$\sim5\%$半径减小，这可以通过向大气中添加相对较轻的物质来部分抵消。我们的结论是，熔融的硅酸盐地幔可以增加类地行星的半径约$5\%$相比，其固体对应物，或相当于占体积密度的$13\%$减少。释气的大气层可以根据其物种形成来扰动总半径。M星周围的类地行星的大气主要由CO $_2$或H $_2$ O组成，可以通过具有扩展波长覆盖范围的观测设施（例如，JWST）。
2019-11-07 astro-ph.EP
The Effect of Tidal Heating and Volatile Budgets on the Outgassed Atmosphere of 55 Cancri e
Stanford University（斯坦福大学）；University of Hawai‘i（夏威夷大学）；University of Washington（华盛顿大学）
研究通过潮汐加热和挥发性预算探讨55 Cancri e大气形成机制，揭示其年轻阶段潮汐加热对维持高温和延缓出气的影响，并提出优先检测岩质超短周期行星大气的框架。
2026-01-30 astro-ph.EP
Formation and Structure of Low Density Exo-Neptunes
开普勒已经发现了数百颗海王星大小（2-6 R_地球）的行星候选者，距离它们的恒星不到0.5 AU。这些行星中绝大多数的性质尚不清楚，因为它们的质量尚未被测量。利用行星形成、演化和结构的理论模型，我们探索了低密度外海王星的最小合理质量范围。我们关注的是T_eq>= 500 K的高辐照行星。我们考虑两个独立的形成途径，低质量的行星与大量的轻气体的气氛：核心成核吸积和放气的氢从解离冰。结果表明，在T_eq= 500 K时，质量小到地球几倍的海王星大小的行星，可以通过核吸积和随后的向内迁移形成。我们还推导出一个限制低密度的质量半径关系的岩石行星与除气氢信封，但没有表面水。岩石行星与脱气氢信封通常有计算半径远低于3 R_地球。对于这两个行星的H/He信封从核心核吸积和行星脱气氢信封，我们采用行星内部模型来映射行星质量的范围-信封质量-平衡温度参数空间是一致的海王星大小的行星半径。大气质量损失介导了这个参数空间的哪个角落被实际的行星占据，并最终决定了在指定的过境半径处的最小合理质量。我们发现，在T_eq=500- 1000 K的温度范围内，开普勒提出的2-6 R_Earth行星候选者可能具有小于~4 M_Earth的质量。虽然我们的定量结果取决于几个假设，但我们的定性发现，即温暖的海王星大小的行星的质量可以大大小于我们太阳系内行星的质量和半径。
2011-06-14 astro-ph.EP
Formation of cold giant planets around late M dwarfs via core accretion and the fate of inner rocky worlds
研究显示，通过核心吸积和长盘寿命，围绕低质量M矮星形成冷巨行星无需高尘埃质量，内侧岩石行星可通过进入内侧空腔存活。
2025-12-05 astro-ph.EP
Dust-Gas Coupling in Turbulence- and MHD Wind-Driven Protoplanetary Disks: Implications for Rocky Planet Formation
本文研究原行星盘中尘埃-气体耦合的斯托克斯数演化，揭示冰线内外卵石吸积与两两碰撞的竞争关系，指出岩石行星吸积在多数观测参数下以星子碰撞为主导，而卵石吸积仅在极宁静的 MHD 风驱动盘中占优。
2024-07-31 astro-ph.EP
The white dwarf planet WD J0914+1914 b: barricading potential rocky pollutants?
最近报道了一颗冰巨星围绕白矮星WD J 0914 +1914运行，距离大约为0.07 au。在这颗白矮星的光球层中没有探测到岩石污染物，这与几乎所有其他已知的白矮星行星系的观测结果形成了鲜明对比。在这里，我分析了外部现存的岩石小行星，巨石，鹅卵石和鹅卵石的前景，辐射向内漂移过去的行星，由于相对较高的光度（0.1 L_太阳），这特别年轻（13百万年）的白矮星。卵石和鹅卵石从坡印廷-罗伯逊阻力中漂移得太慢，无法绕过行星，但巨石和小行星受到更强的雅科夫斯基效应的影响。在本文中，我（一）地方的时间尺度上的下限，这些对象到达行星的轨道，（二）建立3米的近似极限半径以上的巨石漂移太慢，以避免与行星碰撞，和（iii）计算边界上的一部分巨石成功穿越平均运动共振和行星的希尔球，最终污染恒星。总的来说，我发现，地球作为一个屏障，而不是一个促进辐射驱动的岩石污染，这表明未来的岩石污染物将最有可能来自遥远的散射事件。
2020-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Volatile atmospheres of lava worlds
本研究通过耦合化学平衡与质量守恒模型，结合自洽行星结构模型，探究了不同行星参数与岩浆洋性质对熔岩行星次生脱气大气组成、厚度及凌星半径的影响，揭示了挥发性元素脱气的变化规律。
2024-05-15 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
Planetesimal formation around the snow line: I. Monte Carlo simulations of silicate dust pile-up in a turbulent disk
背景：岩石星子的形成是行星形成理论中一个长期存在的问题。其中一种可能性是，它是由重力不稳定性造成的，这是由经过雪线的升华冰卵石释放出的小硅酸盐尘埃颗粒堆积而成的。目的：我们希望了解和量化水雪线对形成富含岩石和冰的星子的作用。在本文中，我们专注于岩石丰富的星子的形成。另一篇论文研究了富含岩石和富含冰的微行星的联合形成。研究方法：我们开发了一个新的蒙特卡罗程序来计算湍流吸积盘中硅酸盐粒子的径向演化，考虑了反反应（即，惯性）对颗粒的径向漂移速度和扩散的影响。结果取决于特别是粒子注入宽度（确定从径向升华宽度的冰卵石），卵石规模的高度和卵石通过磁盘的质量通量。该拉格朗日方法自动计算了失控堆积最重要的影响因素硅酸盐颗粒的尺度高度演化。结果如下：从数值结果中，我们推导出半解析关系的尺度高度的硅酸盐尘埃颗粒和颗粒-气体密度比在中平面，作为功能的卵石-气体的质量通量比和$α$参数盘气体吸积和垂直/径向扩散。我们发现，失控堆积的硅酸盐粒子（形成岩石星子）发生，如果卵石-气体质量流量比为$> [(α_{Dz}/α_{acc})/3 \times 10^{-2}]^{1/2}$，其中$α_{Dz}$和$α_{acc}$是垂直湍流扩散和磁盘气体吸积的$α$参数。
2020-11-26 astro-ph.EP
The Transient Outgassed Atmosphere of 55 Cancri e
研究提出 55 Cancri e 的可见光与红外食变化可由地球化学释气形成的稀薄瞬变 CO₂ 或 CO 大气解释，并指出未来 JWST 可检验其温度与压力。
2023-09-27 astro-ph.EP physics.ao-ph
Sublimation of refractory minerals in the gas envelopes of accreting rocky planets
本文模拟卵石吸积原行星气体包层中多种难熔矿物的升华线，发现质量超过0.4个地球质量时矿物全部升华，并用FeS升华与硫扩散流失解释火星和地球的硫丰度。
2023-08-10 astro-ph.EP
A Balanced Budget View on Forming Giant Planets by Pebble Accretion
卵石吸积是指岩石行星核心的集合体，这些核心是由速度分散的粒子组成的，这些粒子的速度分散被来自星周盘气体的阻力所阻尼。吸积截面可以接近最大希尔球尺度的粒子的斯托克斯数接近1。虽然速度很快，但卵石堆积也是有损耗的。气体阻力将卵石带到原核，但也将它们扫过;那些具有最大吸积截面的粒子也具有最快的径向漂移速度，并且最容易从圆盘中排出。我们提出了一个全球模型的行星形成卵石吸积，跟踪光盘的质量预算。核心，每一个初始化与月球的质量，成长从光盘的有限存储毫米-厘米大小的卵石漂移在所有半径的粘性吸积气体。对于每1个被岩心网住的$M_\oplus$，至少10个$M_\oplus$，可能更多的$M_\oplus$因径向漂移而丢失。核心增长率通常对颗粒斯托克斯数、湍流马赫数和固体表面密度呈指数敏感。这种指数敏感性，当与盘迁移相结合时，往往会产生0.1-30 AU的二元结果：要么地球下的核心保持在地球下，要么爆炸成彗星，后者向内迁移到不同程度。当小行星繁殖核心组装毫米厘米大小的鹅卵石，他们这样做的光盘，这些颗粒排出$\sim$ 10 $^5$年或更少;这种快速排水盘不适合毫米波观测。
2018-08-06 astro-ph.EP
Diversity in planetary architectures from pebble accretion: Water delivery to the habitable zone with pebble snow
本研究开发PPOLs模型模拟卵石雪机制对行星系统架构的塑造，发现不同盘质量分数下产生三种系统架构，揭示了类太阳系架构在F和G恒星周围少见而在K和M恒星周围不常见的特征。
2025-09-17 astro-ph.EP
How the planetary eccentricity influences the pebble isolation mass
我们调查卵石隔离质量的行星在一个固定的偏心轨道在其原行星盘进行一组二维流体动力学模拟，包括尘埃湍流扩散。行星偏心率的范围可达$e=0.2$。我们的模拟还涵盖了一系列的$α-$湍流粘度，并为每对$\{α,e\}$卵石隔离质量估计为最小的行星质量在我们的模拟，使固体与斯托克斯数$\gtrsim 0.05$不流过行星轨道，并保持被困在行星间隙外的压力隆起。对于$α<10^{-3}$，我们发现，偏心行星达到一个明确的卵石隔离质量，这可以小于行星在圆形轨道上的偏心率保持小于磁盘的纵横比。我们提供了一个拟合公式的卵石隔离质量如何取决于行星偏心率。然而，对于$α> 10^{-3}$，偏心行星不能完全使卵石流失速，因此不能达到定义明确的卵石隔离质量。我们的研究结果表明，岩石内核达到的最大质量应表现出二分法取决于光盘湍流粘度。虽然在低粘度的圆盘中仅限于${\cal O}(10\,M_\oplus)$，但在行星附近具有高湍流粘度的圆盘中，这种最大质量可以达到更大的值。我们的研究结果进一步强调，卵石过滤生长的行星可能不像以前认为的那样有效，特别是在高粘度盘，具有重要意义的原行星盘观测。
2021-12-28 astro-ph.EP
Challenges in Forming the Solar System's Giant Planet Cores via Pebble Accretion
虽然~10个地球质量的岩石/冰核通常被认为是形成气体巨星的先决条件，但理论模型仍然难以解释这些胚胎如何在气体拱星盘的寿命内形成。近年来，空气动力学辅助的“卵石”（尺寸从厘米到米不等的物体）的吸积被认为是解决这一长期问题的潜在方案。虽然卵石吸积已被证明是非常有效的局部模拟，看看这些卵石在一个单一的行星胚胎附近的详细行为，到目前为止，还没有全球模拟证明卵石吸积在一个更复杂的，多行星环境的有效性。因此，我们将空气动力学辅助的吸积物理纳入LIPAD，一个拉格朗日代码，可以遵循碰撞/吸积/动力学演化的原行星系统，研究卵石吸积如何体现在更大的行星形成的图片。我们发现，在一般情况下，卵石吸积自然会导致一个“寡头”类型的增长，其中大量的星子成长为类似大小的行星。特别是，我们的模拟往往会形成数百个火星和地球质量的物体，它们的质量在4到10 AU之间。虽然一些寡头的合并可能会使它们变得足够大，形成巨大的行星核心，但剩余的寡头会导致行星系与我们自己的太阳系不一致。我们调查了文献中提出的各种想法（包括蒸发前沿和行星陷阱），发现没有一个容易克服这种寡头增长的趋势。
2014-10-14 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation from lost inner solar system material
岩石行星的形成过程有两种根本不同的过程，但目前还不清楚是哪一种形成了太阳系的类地行星。它们要么是由来自内太阳系的行星胚胎之间的碰撞形成的，要么是由来自外太阳系的向日漂移的毫米大小的“鹅卵石”吸积而成。我们表明，地球和火星的同位素组成是由两个组件的混合内部太阳系材料，包括来自最内层的磁盘未采样的陨石，而外部太阳系材料的贡献是有限的几个百分比的质量。这反驳了类地行星的卵石吸积起源，但与内太阳系胚胎的碰撞生长是一致的。地球和火星上的外太阳系物质含量很低，这表明圆盘中存在持续的尘埃漂移屏障，突出了太阳系中岩石行星形成的特定途径。
2022-01-20 astro-ph.EP
Formation of dust-rich planetesimals from sublimated pebbles inside of the snow line
内容有：在长达数百万年的时间里，卵石必须提供一个准稳定的固体从原行星盘的外部流入到内部区域。目标：我们希望了解大部分卵石是如何成长为星子而不是丢失到主星的。方法：我们研究分析如何向内流动的鹅卵石是受雪线，在何种条件下，尘埃丰富的（岩石）星子的形式。在计算由于气体阻力引起的固体向内漂移时，我们考虑了气体对固体运动的反作用。结果如下：我们发现，在低粘度的原行星盘（具有类似于最小质量的太阳星云的单调的表面密度），卵石流通常不会达到所需的表面密度，形成星子流不稳定。然而，我们表明，如果卵石到气体的质量通量超过一个临界值，没有稳定的解决方案可以找到的固体与气体的比例。这对于低粘度盘（α < 10^（-3））尤其重要，我们发现在雪线内部，从升华卵石中喷出的硅酸盐尘埃颗粒可以积累，最终直接通过引力不稳定性形成富含尘埃的微行星。结论：这种富含尘埃的星子的形成可能会持续很长一段时间，而雪线的范围从几个天文单位到1个天文单位以内。因此，在全球范围内，微行星和行星的岩石与冰的比例可能明显高于中央恒星。
2016-11-05 astro-ph.EP
How cores grow by pebble accretion I. Direct core growth
背景：卵石吸积形成行星形成是星子驱动的核心吸积的替代方案。在这种情况下，行星通过吸积厘米到米大小的鹅卵石而不是公里大小的星子来生长。与小行星驱动的核心吸积的主要区别之一是卵石经历的热消融增加。这为行星的外壳提供了早期的富集，从而改变了核心的生长过程。目的：我们的目标是预测核心质量和信封组成的行星，形成卵石吸积和比较质量沉积卵石星子。研究方法：我们通过计算其外壳的结构来模拟原行星的早期生长，同时考虑到撞击鹅卵石或星子的命运。高Z材料可以以蒸气形式存在的区域由蒸气压确定。我们通过局部修改平均分子量来包括富集效应。结果：在卵石的情况下，三个阶段的核心增长可以确定。在第一阶段中，卵石撞击核心而没有显著的烧蚀。在第二阶段，消融变得越来越严重。一层高Z蒸汽开始在核心周围形成，吸收一小部分烧蚀物质。其余的要么流到核心，要么向外混合，减缓核心的增长。在第三阶段中，蒸汽内部区域向外膨胀，以蒸汽形式吸收越来越多的烧蚀材料。在地核质量达到0.6 M地球之前，降雨结束，终止了地核的直接增长。在冰冷的H2O卵石的情况下，这发生在0.1 M_地球之前。结论：我们的研究结果表明，卵石吸积可以直接形成岩石核心只有0.6 M_地球，而不能形成类似大小的冰核。当行星冷却时，后续的核心生长可以间接进行，只要它能够保留其高Z物质。
2019-08-07 astro-ph.EP
A secondary atmosphere on the rocky exoplanet 55 Cancri e
研究利用 JWST 的 NIRCam 与 MIRI 获取 55 Cnc e 在 4–12 μm 的热辐射光谱，排除稀薄岩石蒸汽大气，证明其可能拥有由岩浆洋维持、富含 CO2 或 CO 的次生挥发物大气。
2024-05-08 astro-ph.EP
The interplay between pebble and planetesimal accretion in population synthesis models and its role in giant planet formation
本研究通过混合卵石-星子模型揭示，两种吸积机制并存会抑制巨行星形成，而晚期星子吸积加热延迟气体吸积，结合内向迁移导致形成近距离冰质亚海王星。
2023-04-25 astro-ph.EP
Testing the Icy Pebble Accretion Hypothesis with Primordial Main Belt Asteroids
The University of Tokyo（东京大学）
研究通过分析主带小行星的挥发物吸积过程，探讨了冰质碎石吸积对太阳系动态演化的影响。
2026-02-20 astro-ph.EP
Rock vapour is opaque: implications for dynamics and observations of lava planets
针对熔岩行星岩石蒸气影响大气探测的问题，开发SonicVapour模型模拟其次生大气动力学，发现温度更低的熔岩行星大气反而更易探测，为后续观测规划提供参考。
2025-11-14 astro-ph.EP
The evolution and delivery of rocky extra-solar materials to white dwarfs
本文探讨了岩石质系外物质向白矮星的演化与输送过程，揭示了小行星、卫星等天体如何成为化学光谱目标，以及行星和伴星在重塑系统架构中的关键作用。
2024-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Thermal structure of circumbinary discs: Circumbinary planets should be icy not rocky
本研究通过三维流体动力学模拟结合RADMC-3D辐射输运计算，发现环双星盘雪线靠近内空腔（~1.5-2 AU），该区域湍流导致行星形成效率低，因此环双星行星多为冰质而非岩质。
2024-03-07 astro-ph.EP
Sulfur photochemistry observationally traces mantle redox states of rocky planets
University of Groningen（格罗宁根大学）；Academia Sinica（中央研究院）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究不同类型岩石行星中，脱气与光化学如何共同决定大气组成。通过耦合PROTEUS框架与化学模型模拟，发现大气组成受地幔氧化还原状态和脱气历史控制，光化学影响高层大气，其产生的SO2特征可被JWST探测，为观测提供方向。
2026-07-17 astro-ph.EP physics.geo-ph
A primordial radius valley as a consequence of planet formation
本文用最少假设的解析模型追踪行星核砾石吸积、气体吸积与大气收缩，证明半径谷可作为行星形成的原初结果，并给出其周期斜率及两侧行星组成。
2025-02-14 astro-ph.EP
Formation of super-Earths and mini-Neptunes from rings of planetesimals
本研究通过α黏度为4e-3的盘模拟提出，超级地球与迷你海王星分别由雪线内外的星子环经星子和卵石吸积形成，并解释多项系外行星统计特征。
2025-01-06 astro-ph.EP
The distribution of volatile elements during rocky planet formation
本文综述了岩石行星形成过程中H、C、N、S在核分凝和大气形成中的分配行为，重点总结金属-硅酸盐分配和岩浆-气体溶解度实验研究结果，揭示氧化与还原条件下挥发性元素在核、地幔、岩浆海和大气之间的不同分布规律。
2023-11-30 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
On the water delivery to terrestrial embryos by ice pebble accretion
标准的吸积盘模型表明，太阳星云中的雪线在星云演化的后期向地球轨道内部迁移。在这个后期阶段，大量的冰可能以毫米到微米大小的鹅卵石的形式从外部区域输送到1个天文单位。这就提出了一个问题，为什么现在的地球如此缺水（海洋质量只有地球质量的0.023%）。在这里，我们量化的数量由陆地胚胎的雪线迁移后，假设没有机制停止在外盘地区的卵石流的冰卵石吸积。我们用一个简化的凝结方程来计算原行星盘中冰卵石的形成和径向向内漂移。利用最近的研究给出的解析表达式计算了胚胎的卵石吸积截面。我们发现，最终的质量和水含量的陆地胚胎强烈依赖于径向范围的气体盘，磁盘湍流的强度，以及雪线到达1 AU的时间。圆盘的径向范围决定了卵石流的寿命，而湍流决定了胚胎所在的中平面上卵石的密度。我们发现，只有当盘是紧凑的（< 100 AU），湍流在1 AU时很强，雪线在盘形成后2-4百万年后到达1 AU时，胚胎的最终含水量才会低于0.023重量%。如果太阳星云延伸到300天文单位，最初的岩石胚胎将演变成1-10个地球质量的冰冷行星，除非雪线迁移缓慢。如果地球外核的密度不足表明原始地球含有约1重量%的水，那么原始地球的形成可能具有较弱的湍流和较早（> 0.5- 200万年）的雪线迁移。
2016-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Carbon from Interstellar Clouds to Habitable Worlds
University of Michigan（密歇根大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Rice University（莱斯大学）
研究探讨了星际云碳如何通过行星形成过程影响宜居世界，揭示了碳供应、损失及行星形成机制的关键因素。
2026-02-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Volatile-bearing mineral atmospheres of hot rocky exoplanets as probes of interior state and composition
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Universität Bern（伯尔尼大学）
通过耦合大气-内部模型，研究热岩质系外行星（HRE）大气中矿物气体与挥发分分配，发现氧逸度是发射和透射特征的主要控制因素，SO₂等物种可区分气体来源，MIRI观测55 Cancri e不支持氧化类地或还原原始大气。
2026-06-23 astro-ph.EP
How planets form by pebble accretion V. Silicate rainout delays contraction of sub-Neptunes
本研究通过卵石吸积模型结合内部演化，发现硅酸盐雨落延迟亚海王星收缩，导致半径膨胀并增强质量损失，为行星结构差异提供解释。
2024-05-16 astro-ph.EP
The habitability of stagnant-lid Earths around dwarf stars
行星的可居住性取决于各种因素，例如形成过程中的水输送，内部和大气的共同演化，以及随时间变化的恒星辐射。由于未知数量的岩石系外行星可能在单板块对流状态下运行，即，在没有板块构造的情况下，我们的目标是了解在何种条件下，处于这种停滞盖状态的行星可能支持可居住的表面条件。了解行星内部的相互作用和挥发物与大气的释气，结合宿主恒星的演化，对于确定潜在的可居住性至关重要。M型矮星特别具有高光度的主序前阶段，通过水分流失危及周围行星的可居住性。因此，我们探索从行星内部二次放气的潜力，以重建一个水库，允许在稍后阶段的可居住性。我们计算的宜居带周围的M，K，G和F-矮星使用一维无云的辐射-对流气候模型占CO2和H2O的放气历史从内部演化和放气模型不同的内部组成和恒星光度演化。宜居带的外缘在很大程度上取决于从内部释放的CO2的量，而内缘主要是通过恒星辐射来确定的，只要有足够大的水库被释放。M矮星周围的行星即使在高光度主序前阶段严重失水之后，只要地幔中保留了一些水，就有可能建立二级蓄水池。类似地球的滞盖行星允许在一个连续的宜居带内的宜居表面条件，这取决于内部组成。
2019-03-18 astro-ph.EP
Pebble-driven Planet Formation around Very Low-mass Stars and Brown Dwarfs
我们进行了一个卵石驱动的行星人口合成研究，以调查行星周围的形成非常低质量的恒星和褐矮星，在（子）恒星质量范围之间的$0.01 \ M_{\odot}$和$0.1 \ M_{\odot}$。基于流动不稳定性对星子形成的数值模拟结果的外推，我们得到了原行星盘演化早期自引力阶段和晚期非自引力阶段的星子特征质量和原行星的初始质量。我们发现，最初的原行星形成的质量增加主机质量，轨道距离和减少磁盘年龄。在$0.1 \ M_{\odot}$的晚期M矮星周围，这些原行星可以通过卵石吸积成长为地球质量的行星。然而，在$0.01 \ M_{\odot}$的褐矮星周围，当最初的原行星在自引力盘中早期诞生时，行星不会长大到比火星质量大，当它们在非自引力盘中晚期诞生时，它们的生长停滞在$0.01$地球质量左右。在这些低质量恒星和褐矮星周围，我们没有发现气体巨星行星形成的通道，因为固体核心仍然太小。当最初的原行星只在水冰线上形成时，最后的行星通常具有${\gtrsim} 15\%$水团的质量分数。或者，当最初的原行星形成对数均匀分布在整个原行星盘上时，最终的行星要么是非常富含水（水团分数${\gtrsim}15\%$），要么是完全岩石（水团分数${\lesssim}5\%$）。
2020-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The cosmochemistry of planetary systems
本文综述了利用太阳系物质的化学和同位素组成约束类地行星形成路径，提出流动不稳定性和卵石吸积模型可解释观测特征，并影响行星宜居性。
2025-10-27 astro-ph.EP
Redox state and interior structure control on the long-term habitability of stagnant-lid planets
本文通过超过28万次一维耦合模拟，研究停滞盖层行星的地幔氧化还原状态和内部结构如何控制火山排气与地表水的长期维持，发现仅铁-方铁矿缓冲剂附近的狭窄氧化还原范围以及类水星大核结构有利于长期宜居。
2023-06-08 astro-ph.EP
A Geologically Robust Procedure For Observing Rocky Exoplanets to Ensure that Detection of Atmospheric Oxygen is an Earth-Like Biosignature
在接下来的几十年里，天体生物学界将争论第一次在系外行星$'$的大气中观察到氧气是否意味着生命，因此现在建立收集和解释这些数据的程序至关重要。我们提出了一个逐步的观测策略，使用氧气作为一个强大的生物特征，优先考虑系外行星的目标和设计未来的观测。它被认为是避免行星缺乏陆上风化的大陆，这将意味着地球化学循环与地球$'$的显着不同，排除使用氧气作为生物标志。该策略从最容易获得的数据开始：半长轴和恒星光度，以确保居住在宜居带;恒星XUV通量，以确保系外行星可以保留次级（除气）大气。接下来，高精度的质量和半径信息应该与高精度的恒星丰度数据相结合，以限制系外行星$'$的水含量;那些与小于0.1重量%的H $_{2}$ O不相容的可以被降低优先级。然后，反射光度法或低分辨率透射光谱法应确认光学薄的大气。随后的长持续时间、高分辨率透射光谱应寻找氧气，并确保水蒸气和CO $_{2}$仅以低水平（10 $^{2}$ -10 $^{4}$ ppm水平）存在。假设发现了氧气，要将其归因于生命，需要艰难地获取系外行星的详细的多光谱光变曲线，以确保地表土地和水。没有达到这些步骤的系外行星可能是适合居住的，甚至有可观察到的生物氧，但应该被排除在外，因为氧不能明确地归因于生命。我们展示了太阳系、55 CNC系统和TRAPPIST-1系统的情况，其中只有地球和TRAPPIST-1 e成功地通过了我们的程序。
2020-06-12 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The Nature of the Radius Valley: Hints from Formation and Evolution Models
开普勒大小分布中半径谷的存在是理解半径在地球和海王星之间的系外行星的起源和组成的最重要的观测限制之一。这项工作的目标是提供洞察半径谷的存在，首先，一个纯粹的形成的观点，第二，一个组合的形成演化模型。我们运行全球行星形成模拟，包括凝聚，漂移和碎裂的尘埃的演变;和粘性吸积和光蒸发的气体盘的演变。一颗行星从月球质量的胚胎中通过硅酸盐或冰卵石的吸积生长出来，这取决于它相对于水冰线的位置。我们占气体吸积和I/II型迁移。我们进行了广泛的参数研究，评估了广泛的光盘属性和胚胎的初始位置。我们占光蒸发驱动的质量损失后形成。我们发现，由于在水冰线的灰尘属性的变化，岩石核心的形式通常与$\sim$ 3 M $_{\oplus}$和$\sim$ 5 M $_{\oplus}$的最大质量，而冰核心的峰值在$\sim$ 10 $M_{\oplus}$，质量低于5 M $_{\oplus}$是稀缺的。当忽略气态包层时，岩石和冰芯自然会解释克卜勒尺寸分布的两个峰值。质量大于$\sim$ 10 M $_{\oplus}$的核心的大质量包层的存在使这些行星的半径膨胀到4 R $_{\oplus}$以上。虽然克卜勒尺寸分布的第一个峰无疑是由裸露的岩石核心组成的，但第二个峰可能存在富含水、氢氦大气稀薄的行星。一些损耗机制应该在短轨道周期有效地运作，以解释$\sim$ 10-40 M $_{\oplus}$行星的存在，这…
2020-10-06 astro-ph.EP
Survival of Primordial Planetary Atmospheres: Mass Loss from Temperate Terrestrial Planets
太阳系外行星质量损失的最广泛研究的机制是通过XUV电离的光蒸发，主要是在高辐射行星的背景下。然而，氢分子的EUV解离理论上也可以驱动低质量行星上的大气蒸发。对于早期地球这样的温带行星，撞击侵蚀预计将在传统的星子吸积模型中占主导地位，但在卵石吸积情景中会大大减少，允许其他质量损失过程成为主要贡献者。我们应用相同的处方光电离这种光解机制，并比较它的分析卵石吸积的情况下，质量损失的其他可能的来源。我们发现，有没有一个明确的路径蒸发的原始大气中的卵石吸积的情况下，早期地球类似物吸积。如果行星质量的1%被吸积为星子，撞击侵蚀可以去除约2，300巴的氢，而结合的光蒸发过程可以蒸发约750巴的氢。光解离可能是一个次要的，但质量损失的重要组成部分。类似的结果也适用于超级地球和迷你海王星。这种机制也可以优先从行星的原始大气中去除氢，从而与标准的干燥形成模型相比，留下更丰富的原始水。我们讨论了这些结果的影响模型的岩石行星形成，包括地球的形成和可能的应用，这种分析，从观测到的系外行星的质量损失。
2020-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Formation of Uranus and Neptune: Fine Tuning in Core Accretion
天王星和海王星都是冰巨星，大气层质量占行星总质量的$\sim$ 15%，这使得它们处于岩石行星和气体巨星之间的中间类别。这些大气层质量太大，不可能是主要的脱气，但它们从来没有经历过失控的气体吸积。冰巨星在充满气体的圆盘中从未达到临界核心质量（$M_\text{crit}$），但它们的核心是$\gtrsim M_\text{crit}$，这表明它们的外壳主要是在圆盘寿命结束时吸积的。在这个阶段，卵石的增长对传统的缓慢的大气增长提出了质疑。我们表明，全尺寸的冰巨星主要是从一个磁盘吸积气体耗尽至少$\sim 100$的一个因素。这样的磁盘在$ \lesssim 10^5$年内会消散。为什么两个内核在整个$\sim$ Myr磁盘生命周期内都处于次关键状态，而在最后$10^5$年才达到$M_\text{crit}$？这是微调。外盘的冰巨星在大部分气体吸积期间的大气质量分数与盘的气固比相当。这一点在盘演化与动力学剧变相吻合：气体失去了有效地阻尼核心的随机速度的能力，使它们能够受到木星和土星的引力激发。我们认为，冰巨星的核心开始在更近的轨道上生长（保持亚临界），并在这种动力学不稳定期间迁移出去。在那里，它们的轨道在将大部分质量吸积到固体中后循环。最后，他们从一个耗尽的星云中吸积了自己的外壳，那里的供给区气体稀少，防止了逃逸。
2017-08-02 astro-ph.EP
A fading radius valley towards M-dwarfs, a persistent density valley across stellar types
基于卵石形成与光蒸发模型，研究揭示了分离超级地球与迷你海王星的半径谷随恒星质量和轨道周期变化的规律，发现在低质量恒星处半径谷逐渐消失，但卵石吸积在所有恒星类型的行星密度中均留下持续的特征谷。
2024-04-02 astro-ph.EP
Forming super-Mercuries: The role of stellar abundances
本研究通过模拟原行星盘演化与行星形成过程，揭示了恒星元素丰度、低黏度盘环境与铁蒸发锋面再凝结机制对超水星形成的关键作用，验证了低Mg/Si恒星更易孕育富铁超水星的结论，与观测结果相符。
2023-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
VapoRock: Thermodynamics of vaporized silicate melts for modeling volcanic outgassing and magma ocean atmospheres
本研究开发了开源热力学建模软件VapoRock，结合MELTS液体模型与多源热化学数据计算岩浆平衡气相组成，经实验和基准测试验证精度优于闭源MAGMA代码，并提出可利用SiO与SiO2丰度比探测系外行星地幔氧逸度。
2022-12-20 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Late veneer and late accretion to the terrestrial planets
人们普遍认为，硅酸盐金属（“岩石”）行星形成依赖于火星以下大小的行星胚胎和（较小的）星子的混合物的凝结，这些星子在我们太阳系的最初几百万年中动态地从不断演变的环日盘中出现。一旦大部分行星在巨大的撞击阶段后聚集起来，它们就会继续受到吸积留下的大量星子的轰击。在这里，我们将限制这些星子的质量和演化的基础上，从高度亲铁元素（HSE）预算的月球的约束。结合N体和蒙特卡罗模拟对行星形成的模拟结果，我们得出了关于这个早期时代性质的四个关键结论。首先，地球与月球的HSE比率相匹配，需要地球上的晚期单板在4.45 Ga之前由一个单一的月球大小的撞击物撞击地球组成，或者它起源于创造月球的撞击。另一个复杂的问题是，对月球样本的分析表明，月球并没有像地球那样保存有令人信服的晚期饰面证据。第二，火星上预期的南极单板成分是0.06%重量。第三，陆地撞击物的通量必须很低（<=10^（-6）M_地球/百万年），以避免4.4~Ga后地壳的大规模熔化，同时与观测到的月球盆地数量相匹配。这一结论导致了一个比以前假设的更加温和的冥古宙。最后，在类地行星完全形成后，残留微行星的质量约为10^（-3）M_地球，比大多数先前的模型估计的质量至少低一个数量级。我们的动力学和地球化学自洽的情况下，要求未来的N体模拟岩石行星形成直接纳入碰撞研磨或依赖于卵石吸积。
2016-09-06 astro-ph.EP
