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迄今为止，人们已经探测到了300多颗太阳系外的行星。它们展现了与太阳系内行星不同，且多样化的性质。在已发现的太阳系外行星中，质量为木星质量的气体巨行星占多数，它们的偏心率分布弥散较大，并且大部分行星处于距离中央恒星很近的短周期轨道上。在解释这些行星纷繁复杂的观测性质时，经典的核吸积行星形成理论面临着不少的挑战。我们针对其中三个重要的问题进行了系统的研究，包括巨行星形成晚期的气体吸积及其渐近质量，气体巨行星内部结构的多样性，以及吸积行星类重元素物质对中央恒星的影响。
目前被大家普遍接受的气体巨行星的形成理论是核吸积理论。在该理论中，气体巨行星的形成是多个环节依次进行的。首先，盘里的尘埃凝聚成长为星子，星子碰撞结合形成原行星核。当原行星核达到临界质量时，如果气体盘仍然存在，它开始有效地吸积大量气体最后形成气体巨行星。一般说来，原行星的气体吸积会随着气体盘的消失而停止。这种情况下气体巨行星的渐近质量大约为木星质量或是几倍木星质量。因此，这很难解释中等质量(约为土星质量)气体巨行星的形成，特别是当这样的行星系统中还伴有更大质量的长周期气体巨行星的时候。我们提出，中央恒星对行星的潮汐屏障可能阻止气体巨行星晚期的气体吸积。当原行星质量足够大以至于能够在其周围开辟出气体沟时，盘的结构变化会影响它的气体吸积。我们对原行星周围的气体流进行了半解析计算，并运用二维和一维的流体力学数值方法计算了原行星的气体吸积率和渐近质量。我们的结果表明，当原行星的洛希半径小于Bondi半径(等效于盘的厚度小于原行星的洛希半径)时，行星的气体吸积率会显著的减小。在这种情况下，气体巨行星可能获得中等的渐近质量。这一效应对于确定气体巨行星的质量函数，以及多行星系统中行星质量的分布等都有着重要的意义。
按照核吸积行星形成理论，所有气体巨行星应该具有相似的内部结构。然而，目前发现的气体巨行星却呈现出非常多样化的内部结构。在太阳系内，木星的质量大约是土星的3倍，但它的固体核的质量却仅仅只有土星核的l/3。太阳系外用掩食方法观测到的短周期行星中，也有一些行星半径过大或者过小。为了解释这一矛盾，我们在第二个研究课题中提出，行星形成过程中经历的剧烈碰撞可能是导致气体巨行星内部结构多样化的原因。我们使用了两种数值方法，SPH方法和一维流体力学方法，对行星的碰撞进行模拟。其中，一维流体力学的计算重点在于研究碰撞后行星气体包层的反应及其热结构的变化。
为了解释木星和土星固体核的质量相差较大的原因，我们计算了长周期轨道上的气体巨行星与行星胚胎之间的碰撞。我们发现正面低速的碰撞一般会导致行星胚胎与气体巨行星合并。如果行星胚胎能够到达气体巨行星的核，那么它耗散在附近的能量会引发激烈的对流并对巨行星的固体核造成侵蚀，从而减少其固体核的质量。如果行星胚胎瓦解在气体巨行星的气体包层内，那么耗散的能量会抑制内部区域的对流。而停留在气体包层中的重元素物质则可能会慢慢沉积并增大巨行星的固体核的质量。
不少太阳系外掩食行星的半径与理论模型的预言不符。对此，我们计算了短周期轨道上气体巨行星与行星胚胎，以及气体巨行星相互之间的碰撞。与长周期模型相似，我们同样发现正面的碰撞容易导致行星与碰撞的行星胚胎或是气体巨行星合并，而角度较大或是高速的碰撞容易导致行星的解体。其中，行星的气体包层比它的固体核更难保留。较高能量的碰撞会导致行星丢失整个气体包层。较低能量的碰撞会使得行星的气体包层受热膨胀，同时在某种程度上增大行星内部的潮汐耗散。在这种情况下，由于行星的半径将以热时标演化，它的膨胀可能会持续大约100 Myr。由于行星可能经历的碰撞各不相同，不同类型的碰撞可以解释目前观测到的行星质量一半径关系的弥散。
目前，周围探测到行星系统的中央恒星其金属丰度相对于附近场星而言普遍偏高。对此，有解释认为，吸积行星类重元素物质可能导致中央恒星的表面对流层被“污染”，从而使其表面金属丰度增丰。恒星HD149026附近有一颗非常特殊的行星，它具有质量大约为70M()的固体核。我们认为这颗行星是通过与另一颗气体巨行星碰撞合并形成的。由于该行星距离中央恒星很近(周期小于3天)，如此剧烈的碰撞会不可避免的导致富含重元素物质的行星碎片被中央恒星吸积。因此，本论文的第三个课题主要研究被“污染”的理论恒星模型。通过使用Eggleton恒星结构与演化程序，我们对恒星HD149026建立了化学成分不均匀的理论模型。我们提出，如果能够获得高精度的恒星距离，视向速度，以及掩食观测数据，我们的理论模型能够用于判断有行星系统的中央恒星是否被重元素物质污染并限制其污染程度。