{"id":15623,"date":"2026-06-01T07:38:01","date_gmt":"2026-06-01T07:38:01","guid":{"rendered":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/portfolio\/shuo-huang\/"},"modified":"2026-06-01T07:38:10","modified_gmt":"2026-06-01T07:38:10","slug":"shuo-huang","status":"publish","type":"us_portfolio","link":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/portfolio\/shuo-huang\/","title":{"rendered":"Shuo Huang"},"content":{"rendered":"","protected":true},"excerpt":{"rendered":"","protected":true},"author":7,"featured_media":15624,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","template":"","meta":{"_acf_changed":false,"footnotes":""},"us_portfolio_category":[45],"class_list":["post-15623","us_portfolio","type-us_portfolio","status-publish","post-password-required","hentry","us_portfolio_category-new-template"],"acf":{"naam_van_het_proefschift":"Planet Formation through the Lens of Dynamics","samenvatting":"De ontdekking van de eerste exoplaneet, 51 Pegasi b, markeerde het begin van een snel groeiend onderzoeksveld. Inmiddels zijn bijna 6.000 exoplaneten ontdekt, wat een verbluffende diversiteit aan planetenstelsels heeft onthuld. Toch blijft de Aarde de enige bekende planeet waarop leven voorkomt. Dit contrast roept fundamentele vragen op over de vraag of leven algemeen voorkomt in het heelal en hoe planetenstelsels, inclusief het onze, ontstaan en evolueren.\n\nIn plaats van op zichzelf een volledig beeld te geven, werken waarnemingen en theorie nauw samen om ons begrip van exo-planetenstelsels (planetenstelsels buiten het zonnestelsel) te verdiepen. Verschillende detectiemethoden onderzoeken verschillende delen van de parameterruimte: transitfotometrie is gevoelig voor planeten dicht bij hun ster, radialsnelheidsmetingen voor massieve planeten, directe beeldvorming onthult jonge en ver verwijderde objecten, terwijl microlensing en astrometrie andere complementaire regimes bestrijken. Samen bieden deze technieken een gedeeltelijk maar steeds uitbreidend beeld van planetenpopulaties. In deze context spelen theoretische modellen van planeetvorming en -evolutie een cruciale rol bij het interpreteren van waarnemingen, het doen van voorspellingen en het sturen van toekomstige surveys. Tegelijkertijd dagen nieuwe waarnemingen bestaande theorie\u00ebn voortdurend uit, waardoor deze verder worden verfijnd.\n\nPlaneetvorming begint met de zwaartekrachtinstorting van een dicht gebied binnen een moleculaire wolk, wat leidt tot de vorming van een protoster omgeven door een roterende protoplanetaire schijf. Deze schijven, die voornamelijk uit gas bestaan met een kleine fractie vaste deeltjes, vormen de omgeving waarin planeten ontstaan. Twee hoofdmechanismen worden onderscheiden: gravitatie-instabiliteit, die snel massieve objecten kan vormen, en kernaccretie, waarbij kleine stofdeeltjes uitgroeien tot planetesimalen, baby planeten\u2019s en uiteindelijk planeten. Waarnemingen met faciliteiten zoals ALMA hebben aangetoond dat deze schijven vaak ringen en openingen vertonen, wat kan wijzen op de aanwezigheid van zich vormende planeten.\n\nEenmaal gevormd blijven planeten niet op hun oorspronkelijke locatie. Door zwaartekrachtinteracties met de omringende gasschijf migreren hun banen. Lage-massaplaneten ondergaan zogenoemde type I-migratie, terwijl zwaardere planeten die openingen in de schijf cre\u00ebren, langzamere type II-migratie ervaren. Dit migratieproces wordt bepaald door een evenwicht van krachten, met name Lindblad- en corotatiekoppels, evenals aanvullende effecten zoals verwarmings- en pebble-accretiekoppels. Deze processen kunnen planeten naar binnen drijven, hun migratie stoppen of zelfs omkeren, en bepalen daarmee in sterke mate de uiteindelijke architectuur van planetenstelsels.\n\nMigratie leidt op natuurlijke wijze tot het ontstaan van baanresonanties, een concept dat voor het eerst werd bestudeerd in de context van de Galile\u00efsche manen door Pierre-Simon Laplace. Wanneer planeten naar elkaar toe migreren, kunnen zij gevangen raken in baanconfiguraties waarbij hun omlooptijden eenvoudige gehele verhoudingen vormen. In zulke resonanties stapelen zwaartekrachtinteracties zich coherent op, wat het systeem stabiliseert en nauwe ontmoetingen voorkomt. Resonanties kunnen ook meerdere planeten omvatten, wat leidt tot resonantieketens of drie-lichaamresonanties die een belangrijke rol spelen in compacte planetenstelsels.\n\nWaarnemingen tonen aan dat de architecturen van exo-planetenstelsels zeer divers zijn. Sommige systemen, zoals TRAPPIST-1, vertonen resonantieketens, terwijl veel andere dat niet doen. Statistische studies laten zien dat slechts een klein deel van de planeetparen zich momenteel in resonantie bevindt, hoewel veel systemen zich net buiten resonante configuraties bevinden. Dit heeft geleid tot verschillende theorie\u00ebn: planeten kunnen gevormd zijn in resonantieketens die later instabiel werden, in gasarme omgevingen met weinig migratie, of in situ na het verdwijnen van de gasschijf. Toenemend observationeel bewijs suggereert dat resonantieketens vaak vroeg ontstaan en later worden verbroken door dynamische instabiliteiten.\n\nIn het algemeen combineert het onderzoek naar planeetvorming en systeemarchitectuur waarnemingen, theorie en numerieke simulaties om te begrijpen hoe de grote diversiteit aan planetenstelsels ontstaat. Hoewel er aanzienlijke vooruitgang is geboekt, blijven veel fundamentele vragen open, met name over de oorsprong van deze diversiteit en de voorwaarden die leiden tot bewoonbare planeten.\n\nChapter 2: Wanneer, waar en hoeveel exoplaneten eindigen in baanresonanties?\nProtoplanetaire schijven zijn de geboorteplaatsen van planeten. Terwijl protoplaneten impulsmoment uitwisselen met de omringende schijf, migreren zij. Migratie kan twee planeten vangen in een stabiele mean motion resonantie, zoals waargenomen in systemen zoals PDS70 (2:1 resonantie Bae et al. 2019) en TRAPPIST-1 (resonantieketen Luger et al. 2017). Te snelle migratie leidt echter tot het kruisen van resonanties in plaats van vangst. In dit werk heb ik de kritische migratiesnelheid afgeleid die de overgang tussen resonantievangst en kruising bepaalt, en zo een hulpmiddel geleverd om de massa van de oorspronkelijke schijf van perfecte resonantieketens te diagnosticeren. Omdat snelle migratie doorgaans wijst op een massieve schijf, heb ik ook berekend dat bijna-resonante exoplaneten zijn gevormd in schijven met massa\u2019s vergelijkbaar met de Minimum Mass Solar Nebula. Rond dezelfde tijd dat mijn artikel verscheen, leidde Batygin & Petit (2023a) onafhankelijk een vergelijkbaar criterium af via een andere methode.\n\nChapter 3: De dynamica van bijzondere resonantieketens en hun vorming: TRAPPIST-1\nResonantieketens van hogere orde stellen ons in staat om tijdschalen van planeetvorming te bepalen. In het TRAPPIST-1-systeem zijn de hogeorde 8:5- en 5:3-resonanties van de binnenste drie planeten bijvoorbeeld vrijwel onmogelijk te reproduceren indien de planeten binnen de schijf blijven (Teyssandier et al. 2022; Burn et al. 2021). Deze resonanties ontstaan alleen wanneer de binnenste planeten migreren naar een gasvrije magnetosferische holte, waar schijfkoppels hun oorspronkelijke 3:2-resonanties omzetten tot de waargenomen hogere orde. Daarnaast mogen de buitenste planeten d, e en f noch te snel, noch te langzaam gevormd worden, anders ontstaat een configuratie die niet overeenkomt met de waarnemingen. Op deze manier heb ik een methode voorgesteld om vormingstijdschalen af te leiden uit de huidige systeemarchitectuur. Recente magnetohydrodynamische simulaties (Romanova et al. 2025) bevestigen dit mechanisme. Deze vormingsroute is ook toepasbaar op andere resonantieketens, zoals TOI-178 en HD158259.\n\nChapter 4: De dynamica van gebroken resonantieketens en hun vorming: het Zonnestelsel\nTerwijl veel systemen resonanties vertonen, doen andere systemen, waaronder ons Zonnestelsel, dat niet. Verschillende mechanismen, zoals het verdwijnen van de schijf (Izidoro et al. 2021), sterpassages (Maas et al. 2025) en botsingen tussen planetesimalen (Li et al. 2024; Yi et al. 2025a), kunnen oorspronkelijke resonanties verstoren. In het Zonnestelsel be\u00efnvloedt de instabiliteit van de reuzenplaneten (Morbidelli et al. 2005) de binnenste planeten via seculaire interacties (Kaib & Chambers 2016). In dit werk laat ik zien dat de huidige dynamische structuur van de terrestrische planeten op natuurlijke wijze ontstaat wanneer zij begonnen in een resonantieketen die werd verstoord tijdens deze instabiliteit, wat uiteindelijk leidde tot de maanvormende botsing. Dit ondersteunt het idee dat de terrestrische planeten vroeg zijn gevormd in een gasrijke schijf, vergelijkbaar met exo-planetenstelsels, en biedt een nieuwe toetsbare verklaring voor het verbreken van resonanties.\n\nChapter 5: Onderdrukking van reuzenplaneetvorming in sterclusteromgevingen\nWaarnemingen tonen aan dat de geboorteomgeving van sterren een sterke invloed heeft op planeetvormende schijven, bijvoorbeeld in de proplyds van de Orionnevel (Bern\u00e9 et al. 2024) en in numerieke simulaties (Wilhelm et al. 2023). In dit werk wordt een vereenvoudigd populatiesynthesemodel ge\u00efntroduceerd om planeetvorming in dergelijke omgevingen te simuleren, inclusief kiezelopveging en de invloed van nabijgelegen sterrenstraling. De resultaten tonen aan dat clusteromgevingen de vorming van reuzenplaneten onderdrukken, vooral rond lichte sterren. In plaats daarvan ontstaan Neptunus-achtige planeten op wijde banen. De korte levensduur van de schijf stopt zowel gasaccretie als migratie. Dit komt overeen met recente microlensingwaarnemingen (Zang et al. 2025).\n\nChapter 6: Signaturen van dicht opeengepakte, kiezelopveging protoplaneten in ALMA-schijven\nHoewel exoplaneten op wijde banen relatief vaak voorkomen, zijn er nog maar weinig protoplaneten direct waargenomen. Studies tonen aan dat de frequentie van substructuren in schijven vergelijkbaar is met die van exoplaneten (van der Marel & Mulders 2021). Dit werk stelt dat veel protoplaneten te klein zijn om direct te detecteren. Overgangsschijven kunnen in twee groepen worden verdeeld: systemen met massieve gasreuzen die diepe gaten vormen, en systemen met meerdere kleinere Neptunus-achtige planeten die stofholtes cre\u00ebren zonder duidelijke gasgaten. De eigenschappen van de stofringen bieden belangrijke aanwijzingen voor planeetvorming. Waarnemingen met hoge resolutie, met name met ALMA, kunnen deze modellen testen.\n\nOutlook: Identificatie van gebroken resonantieketens\nHoewel intacte resonantieketens relatief eenvoudig te herkennen zijn, zijn gebroken ketens subtieler en moeilijker te detecteren. Toch bevatten zij cruciale informatie over de migratiegeschiedenis en dynamische evolutie van planetensystemen. Een veelbelovende aanpak is het zoeken naar bijna-integer periodeverhoudingen als overblijfselen van vroegere resonanties. Toekomstig werk kan analytische modellen en N-body-simulaties combineren om te testen of waargenomen systemen afkomstig zijn van instabiel geworden resonantieketens. Dit kan ook wijzen op onzichtbare buitenste planeten, te testen met toekomstige missies zoals Gaia.\n\nNaast baanarchitectuur biedt ook de samenstelling van planeten een krachtige diagnose. Het verbreken van resonantieketens kan leiden tot dynamische instabiliteiten en catastrofale botsingen, die sporen achterlaten in massa, straal en atmosfeer van planeten. Door simulaties te combineren met botsingsmodellen kunnen kandidaten worden ge\u00efdentificeerd en vergeleken met waarnemingen via radiale snelheden en atmosferische studies met bijvoorbeeld JWST. Toekomstige telescopen zullen systematische studies mogelijk maken en ons dichter brengen bij het begrijpen van de oorsprong van bewoonbare werelden.","summary":"The discovery of the first exoplanet, 51 Pegasi b, marked the beginning of a rapidly expanding field. Today, nearly 6,000 exoplanets have been detected, revealing an astonishing diversity of planetary systems. Yet, despite this progress, Earth remains the only known planet hosting life. This contrast raises profound questions about whether life is common in the Universe and how planetary systems, including our own, form and evolve.\n\nRather than providing a complete picture on their own, observations and theory work in close synergy to advance our understanding of exoplanet systems. Different detection methods probe different regions of parameter space: transit photometry favors close-in planets, radial velocity is most sensitive to massive planets, direct imaging reveals young and widely separated companions, while microlensing and astrometry access other complementary regimes. Together, these techniques offer a partial but expanding view of planetary populations. In this context, theoretical models of planet formation and evolution play a crucial role in interpreting observational data, making predictions, and guiding future surveys. At the same time, new observations continually challenge existing theories, pushing them to evolve and refine our understanding of how planetary systems form.\n\nPlanet formation begins with the gravitational collapse of a dense region within a molecular cloud, leading to the formation of a protostar surrounded by a rotating protoplanetary disk. These disks, composed primarily of gas with a small fraction of solids, provide the environment in which planets form. Two main pathways are thought to operate: gravitational instability, which can rapidly form massive objects, and core accretion, in which small dust grains grow into planetesimals, planetary embryos, and eventually full planets. Observations from facilities such as ALMA have revealed that these disks often exhibit rings and gaps, which may indicate the presence of forming planets.\n\nOnce formed, planets do not remain at their birth locations. Instead, they interact gravitationally with the surrounding gas disk, leading to orbital migration. Low-mass planets undergo Type I migration, while more massive planets that open gaps in the disk experience slower Type II migration. The migration process is governed by a balance of torques, primarily Lindblad and corotation torques, as well as additional effects such as heating and pebble accretion torques. These processes can drive planets inward, halt their motion, or even cause outward migration, significantly shaping planetary system architectures.\n\nMigration naturally leads to the formation of mean motion resonances, a concept first studied in the context of the Galilean moons by Pierre-Simon Laplace. When planets migrate toward each other, they can become locked in orbital configurations where their periods form simple integer ratios. In such resonances, gravitational interactions accumulate coherently, stabilizing the system and preventing close encounters. Resonances can also involve multiple planets simultaneously, forming resonant chains or three-body resonances that play an important role in compact planetary systems.\n\nObservations show that exoplanet system architectures are highly diverse. While some systems, such as TRAPPIST-1, exhibit resonant chains, many others do not. Statistical studies reveal that only a small fraction of planet pairs are currently in resonance, though many lie just outside resonant configurations. This has led to competing theories: planets may have formed in resonant chains that later became unstable, formed in gas-poor environments with little migration, or assembled in situ after the gas disk dissipated. Increasing observational evidence suggests that resonant chains may commonly form early and later break due to dynamical instabilities.\n\nOverall, the study of planet formation and system architecture combines observations, theory, and numerical simulations to understand how diverse planetary systems emerge. While significant progress has been made, many fundamental questions remain open, particularly regarding the origins of system diversity and the conditions that lead to habitable planets.\n\nChapter 2: When, where, and how many exoplanets end up in orbital resonances?\nProtoplanetary disks are the birthplaces of planets. As protoplanets exchange angular momentum with the surrounding disk, they migrate. Migration can capture two planets in a stable mean motion resonance, as observed in systems such as PDS70 (2:1 resonance Bae et al. 2019) and TRAPPIST-1 (resonance chain Luger et al. 2017). However, too rapidly migrating planets result in resonance crossing instead of trapping. Here, I have derived the critical migration rate delineating the transition between resonance trapping and crossing, providing a tool for the community to diagnose the birth disk mass of perfect resonance chain planets. Because fast migration typically entails the existence of a massive disk, I also calculated that near-resonant exoplanets were formed in disks with masses comparable to the Minimum Mass Solar Nebula. Around the same time that I archived my paper, Batygin & Petit (2023a) independently derived an equivalent resonance-trapping criterion using a different approach.\n\nChapter 3: The dynamics of special chain systems and their formation: TRAPPIST-1\nHigher-order resonance chains allow us to constrain planet formation timescales. For example, in the TRAPPIST-1 system, the high-order 8:5 and 5:3 resonances of its inner three planets are near-impossible to replicate if the planets stayed within the disk (Teyssandier et al. 2022; Burn et al. 2021). These resonances can only be obtained when the inner planets migrated into a gas-free magnetospheric cavity, where disk torques expand their original 3:2 resonances to the observed higher-order resonances. In addition, the outer planets d, e, and f can neither form too fast nor too slow, otherwise the planets would result in a configuration incompatible with observation. In this way, I offered an approach to constrain the formation timescales of exoplanets from their present-day architectures. Recent magnetohydrodynamic simulations (Romanova et al. 2025) confirmed our proposed cavity migration mechanism. Our proposed pathway for TRAPPIST-1 is also applicable to other resonance chain systems, e.g., TOI-178, and HD158259.\n\nChapter 4: The dynamics of broken chain systems and their formation: the Solar System\nWhile many systems exhibit resonances, others, including our Solar System, do not. Various mechanisms, such as disk dispersal (Izidoro et al. 2021), stellar flybys (Maas et al. 2025), and planetesimal collisions (Li et al. 2024; Yi et al. 2025a), can disrupt primordial resonances. In the Solar System, the giant planet instability (Morbidelli et al. 2005) perturbs inner terrestrial planets through secular interactions (Kaib & Chambers 2016). Here, the present-day dynamical structure of the Solar terrestrial planets naturally emerges when these planets started in a resonance chain that was destabilized during the giant planet instability, resulting in the Moon-forming impact. Our findings support the view that the Solar terrestrial planets formed early, in a gas-rich disk, analogous to exoplanet systems. It also offers a new testable way for multi-planet systems to break primordial resonances, as most planet systems exhibit.\n\nChapter 5: Suppression of giant planet formation in star cluster environments\nObservation already revealed that the birth environment of stars significantly impacts the planet-forming disks. The examples are the observed Proplyds in the Orion Nebula (Bern\u00e9 et al. 2024) as well as numerical simulations (Wilhelm et al. 2023). This study introduces a simplified planet population synthesis code that simulates planet formation in the proplyds in an Orion-like cluster, incorporating factors such as pebble accretion and the effects of nearby stellar radiation on protoplanetary disks. The simulations show that clustered environments hinder the formation of giant planets, especially around low-mass stars. Neptune-sized planets on wide orbits are formed instead. The reason is that the short disk life time halt both planet gas accretion and migration. The large population of Neptune-sized planets at Jupiter-like orbits is consistent with recent Microlensing discoveries (Zang et al. 2025).\n\nChapter 6: Signature of closely-spaced pebble-accreting protoplanets in ALMA disks\nWhile exoplanets on wide orbits are relatively common, not so many protoplanets have been found. It has been shown that the occurrence rate of substructures in disks is comparable to the occurrence rate of exoplanets (van der Marel & Mulders 2021). This study propose many of the protoplanets are too small to be detected. The transition disks are categorized into two distinct groups based on their properties and the types of planets they may host. In Group A, massive gas giants create deep gaps in the gas disk, while in Group B, multiple smaller Neptunian-like planets contribute to the formation of inner dust cavities without creating substantial gas gaps. The characteristics of the dust rings formed in these disks\u2014such as sharp inner edges\u2014can provide critical insights into the underlying planet formation processes. The observational implications of these findings suggest that high-resolution imaging techniques, particularly with the Atacama Large Millimeter\/submillimeter Array (ALMA), could further validate these models and enhance our understanding of planet formation in various disk environments.\n\nOutlook: Identifying broken resonance chains\nWhile intact resonant chains are relatively easy to identify through integer period ratios and resonance angles, broken chains are far more subtle and challenging to detect even if many broken-chain theories have been proposed. Nevertheless, they encode critical information about a system\u2019s migration history and dynamical evolution. A promising approach is to search for near-integer period ratios as relics of past resonances, as seen in several Kepler systems. Future work can combine analytical models and N-body simulations to systematically test whether the architectures of known multi-planet systems are consistent with an origin in resonant chains that were later destabilized. Such studies may also reveal the presence of unseen outer companions, offering testable predictions for upcoming missions such as Gaia.\n\nIn addition to orbital architecture, planetary composition provides an independent and powerful probe of resonance disruption. The breaking of resonant chains is expected to trigger dynamical instabilities. If giant impacts have happened, it would leave observable imprints on planetary masses, radii, and atmospheres. By combining dynamical simulations with models of collision outcomes, it is possible to identify candidate post-impact planets and connect their present properties to their formation histories. These predictions can be tested with radial-velocity measurements and atmospheric characterization with facilities such as JWST. Looking ahead, next-generation telescopes on the ground and in space will enable systematic studies of small exoplanets, bringing us closer to understanding how common Solar System\u2013like architectures are and ultimately addressing the origin of habitable worlds.","auteur":"Shuo Huang","auteur_slug":"shuo-huang","publicatiedatum":"19 juni 2026","taal":"EN","url_flipbook":"https:\/\/ebook.proefschriftmaken.nl\/ebook\/shuohuang?iframe=true","url_download_pdf":"https:\/\/ebook.proefschriftmaken.nl\/download\/24bf312f-b734-4394-9f64-639e55ddee43\/optimized","url_epub":"","ordernummer":"19115","isbn":"978-94-6534-449-2","doi_nummer":"","naam_universiteit":"Universiteit Leiden","afbeeldingen":15625,"naam_student:":"","binnenwerk":"","universiteit":"Universiteit Leiden","cover":"","afwerking":"","cover_afwerking":"","design":""},"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio\/15623","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/types\/us_portfolio"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/users\/7"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=15623"}],"version-history":[{"count":1,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio\/15623\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":15626,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio\/15623\/revisions\/15626"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/media\/15624"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=15623"}],"wp:term":[{"taxonomy":"us_portfolio_category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.proefschriftmaken.nl\/en\/wp-json\/wp\/v2\/us_portfolio_category?post=15623"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}