Dynamics of Jupiter Trojans during the 2:1 mean motion resonance crossing of Jupiter and Saturn
F. Marzari, H. Scholl
我们研究了太阳系早期木星特洛伊的动力学，同时外行星由于与星子盘的相互作用而迁移。
We study the dynamics of Jupiter Trojans in the early phase of the Solar system while the outer planets migrated due to their interaction with the planetesimal disk.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
On the origin of the Trojan asteroids: Effects of Jupiter's mass accretion and radial migration
我们提出的分析和数值计算结果，说明木星的吸积星云气体和行星的径向迁移对它的特洛伊同伴的影响。最初，我们近似系统的平面圆形限制性三体问题，并假设小特洛伊天平动振幅。采用绝热不变量计算，我们表明，木星的30倍的增长，从$10 M_\oplus$核心到目前的质量导致特洛伊小行星的天平动振幅收缩约2.5倍，以$\sim 40%$的原始大小。计算还表明，木星的径向迁移对特洛伊的影响相对较小;向内迁移从6.2至5.2 AU的特洛伊天平动振幅的增加$\sim4%$。在每种情况下，小蝌蚪轨道所包围的区域，如果使用木星的半长轴无量纲化，则近似守恒。类似的绝热不变计算倾斜和偏心特洛伊表明，木星的质量增长离开小行星的偏心率和倾角基本不变，而一个AU的向内迁移导致增加这两个数量的$\sim 4%$。数值积分证实并推广了这些解析结果。我们证明，我们的预测仍然有效的特洛伊与小天平动振幅，即使当小行星有低，但
X-Ray Emission from Jupiter, Saturn, and Earth: A Short Review
木星、土星和地球--这三颗行星拥有稠密的大气层和发达的磁层--已知会发射X射线。最近，钱德拉X射线天文台观测到了来自这些行星的X射线，XMM-牛顿观测到了来自木星和土星的X射线。这些观测提供了来自这些行星的X射线的改进的形态，时间和光谱特征。极光和非极光（低纬度）的“圆盘”X射线发射在地球和木星上都被观测到。X射线已经从土星的圆盘上被探测到，但是没有令人信服的证据表明土星上有X射线极光。来自木星、土星和地球的非极光圆盘X射线发射，主要是由于太阳X射线的散射而产生的。地球上的X射线极光主要是由电子沉淀通过韧致辐射产生的，而木星上的极光则是由高电离的高能重离子沉淀到极地大气中进行电荷交换产生的。最近未发表的工作表明，在更高的能量（>2 keV）下，电子韧致辐射也在木星的X射线极光中发挥作用。本文总结了最近对木星、土星和地球的X射线观测结果，主要是在软能（~0.1-2.0 keV）波段，并提供了一个比较概述。
Whole Disk Observations of Jupiter, Saturn and Mars in Millimeter--Submillimeter Bands
据报道，木星、土星和火星的全盘亮度比分别为5.7、9.5、16.4和22.5 cm $^{-1}$。利用火星的亮温模型，给出了木星和土星在四个频率下的整个盘面亮温。
The resonant structure of Jupiter's trojan asteroids-II. What happens for different configurations of the planetary system
在以前的论文中，我们发现目前木星特洛伊群的共振结构可以分为四个不同的共振家族。在这里，在第一步中，我们概括这些家庭，以描述发生在特洛伊群嵌入在一个通用的行星系统的共振。这些家庭的位置的变化下修改的基频的行星，我们将展示如何在行星迁移的共振结构将演变。我们提出了一个通用的方法，知识的行星的基频的基础上，可以达到的特洛伊人，这使得它能够预测和本地化的主要事件中出现的群集迁移。特别是，我们展示了如何的大小和稳定的特洛伊群的行星的频率的修改的影响。最后，我们用这种方法研究了土星向外迁移时木星特洛伊群的全球动力学。除了Morbidelli等人（2005）发现的两个共振可能导致在2：1轨道共振交叉后捕获当前人口之外，我们还指出了几个可以影响特洛伊人口的混沌事件序列。
A Search for Resonant Structures in the Zodiacal Cloud with COBE DIRBE: The Mars Wake and Jupiter's Trojan Clouds
我们搜索了COBE DIRBE Sky和Zodi Atlas，寻找火星的尘埃尾流和木星L5拉格朗日点附近的特洛伊尘埃。我们比较的DIRBE图像模型火星唤醒地球的唤醒的经验模型的基础上看到的DIRBE和放置在火星唤醒的18%的分数密度过大的颗粒的分数密度过大的3西格玛上限跟踪地球。假设这些大的尘埃颗粒像特洛伊小行星一样分布在太空中，我们将被困在木星L5拉格朗日点的大颗粒（直径为10-100微米）的有效发射面积的上限设为6 x 10^17 cm ^2。如果火星尾流中尘埃的表面积简单地按行星质量乘以坡印廷-罗伯逊时标的比例缩放，我们就能探测到火星尾流。
Comparative Evolution of Jupiter and Saturn
我们提出了木星和土星的演化序列，基于新的非灰色模型大气，考虑到太阳光度的演变和致密组分的分区到更深的层。这些结果被用来限制氢和氦可能在这两颗行星上进行的内部相分离的程度。当与受重力场约束的静态模型相结合时，我们的进化计算将木星中氦的质量分数限制在0.20至0.27之间（相对于总氢和氦）。这与伽利略的决定是一致的。土星大气中氦的质量分数在0.11到0.25之间，高于旅行者号的测定。基于伽利略和旅行者号对木星的测量结果与我们的模型之间的差异，我们预测卡西尼号的测量结果将得出土星大气中氦的质量分数相对于旅行者号的值更高。
A Comparison of the Interiors of Jupiter and Saturn
木星和土星的内部模型的计算和比较的框架内的三层假设，这依赖于这两个行星包括三个全球均匀的区域：致密的核心，金属氢信封，和分子氢信封的看法。在这个框架内，对核心的质量和丰度的重元素（即元素以外的氢和氦）的限制，通过占测得的引力矩，表面温度，表面氦丰度的不确定性，并推断原太阳氦丰度，状态方程，温度分布和固体/差分内部旋转。
Nonuniform viscosity in the solar nebula and large masses of Jupiter and Saturn
我报告了一个新的理论，在太阳星云中的非均匀粘性摩擦力占木星和土星的最大质量和最大数量的H和He的行星，这两个突出的事实是未解决的难题，在我们的太阳系的起源的理解。结果表明，均匀粘性的星云模型不符合目前的行星质量。通过研究目前已知的粘性机制，我表明，粘性是更有效的内部区域内水星和外部区域外的水星-土星比中间区域。在星云演化过程中，更有效的粘性驱动了更快的物质径向流入。由于外区的入流速度比中间区快，物质倾向于在介于外区和中间区之间的土星-土星区聚集。结果表明，类木行星的气体捕获时间比外部区域的流入时间长。因此，在天王星和海王星捕获大量气体之前，气体已经流向了土星-土星区域。但是，在土星-土星区域的流入是如此缓慢，他们可以捕获大量的气体之前，气体可以进一步向内流动。因此，它们的质量比天王星和海王星大，氢和氦的含量也比天王星和海王星大。我还将讨论扩展到类地行星的质量，特别是低质量的水星。讨论了该理论的优点。
A note on "Constraints on deep-seated zonal winds inside Jupiter and Saturn"
Liu等人在2008年讨论了巨行星内部纬向风模型的一个重要考虑因素。然而，他们对风深度的限制是基于他们对磁场和纬向风的内部结构的规定。同样的运动学分析应用于其他可能的配置将不会产生限制的深度，风延伸。
Determination of the minimum masses of heavy elements in the envelopes of Jupiter and Saturn
我们计算了木星和土星的信封中所需的重元素的最小质量，以匹配所观察到的oversolar挥发物丰度。由于在太阳星云的包合效率仍然是未知的，我们已经考虑了一组序列的冰形成，其中水的分数可用于包合是在0和100%之间变化。在所有考虑的情况下，我们假设水的丰度保持均匀的任何日心距离在星云和直接来自太阳的气相成分。然后，在木星和土星的补给区，由包合物和纯凝聚物以包合效率固定的比例聚集形成星子。一小部分Kr和Kr可能已经被H3+离子以稳定的XeH 3+和KrH 3+复合物的形式在太阳星云气相中螯合，这意味着在木星和土星的供给区至少部分形成了贫Kr和Kr的微行星。这些微行星随后被吸积并蒸发到木星和土星的氢包层中，从而在它们的大气中产生了相对于氢的挥发物富集。考虑到耐火材料和挥发性成分，并假设合理的分子混合比在气相中的外太阳星云，我们表明，它是可能的，以配合观察到的丰富木星和土星，无论包合效率。计算结果表明，随着太阳星云包合效率的增加，木星包层的O/H丰度从6.7倍太阳能（O/H）降低到5.6倍，土星包层的O/H丰度从18.1倍太阳能（O/H）降低到15.4倍。
The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn
外层的巨行星天王星和海王星对行星形成理论提出了挑战。它们存在于太阳系的一个区域，在那里，长的动力学时间尺度和低的原始物质密度将共同使形成这样大的天体（$\sim$的质量分别是地球的15倍和17倍）非常困难。以前，我们提出了一个解决这个问题的模型：天王星和海王星不是在跨土星区域形成，而是在原木星和土星之间经历了大部分的生长，当木星获得其巨大的气体包层时向外散射，随后朝着它们现在的轨道发展。我们提出了额外的数值模拟的结果，这进一步表明，该模型很容易产生类似于我们的太阳系的广泛的初始条件。我们还发现，这种机制可能部分地解释了高轨道倾角观测到的柯伊伯带。
Survival of Trojan-Type Companions of Neptune During Primordial Planet Migration
我们调查的生存特洛伊型海王星的同伴在原始的径向迁移的巨行星木星，土星，天王星和海王星。海王星特洛伊人在行星迁移过程中的消失并不是一个随机的扩散过程。相反，损失几乎完全发生在离散的情节中，此时特洛伊粒子被与天王星与海王星的平均运动可通约性相关的二次共振所席卷。最大的一次损失事件发生在海王星到达其最终轨道之前，占现有海王星特洛伊木马的近75%。
New Jupiter and Saturn formation models meet observations
关于木星和土星的大量观测数据提供了强有力的约束，以指导我们对巨行星形成的理解。核心的大小和包层中重元素的总量来自Saumon & Guillot（2004）的内部结构研究。大气中某些挥发性元素的丰度已通过{ \it Galileo}探测器（Mahaffy等人，2000年; Wong等人，2004年）或遥感（Briggs和Sackett，1989年; Kerola等人，1997年）进行了{ \it原位}测量。在这封信中，我们表明，通过扩展Pollack等人（1996）的标准巨行星核心吸积形成情景，包括迁移和原行星盘演化，有可能以自洽的方式解释所有这些约束。
Taxonomy of asteroid families among the Jupiter Trojans: Comparison between spectroscopic data and the Sloan Digital Sky Survey colors
我们提出了一个比较分析的光谱斜率和颜色分布的木星特洛伊，特别注意小行星家族。我们使用的数据样本从斯隆数字巡天的移动物体目录，以及从几个调查获得的光谱。第一个样本的349观测，对应于250特洛伊小行星，从斯隆数字巡天，我们还从文献中提取了第二个样本的91光谱，对应于71特洛伊。光谱斜率的计算是通过一个最小二乘拟合的一条直线的通量从斯隆观测在第一个样品中，和第二个样品中的重组光谱。在这两种情况下，在6230 $\textrmÅ$处将反射通量/光谱重新归一化为1。我们发现特洛伊小行星的光谱斜率分布呈现双峰性。大约三分之二的天体具有与D型小行星相一致的红色斜坡，而其余的天体则显示出与P型和C型分类相一致的较少的红色。小行星家族的成员也呈双峰分布，D型小行星略占优势，但背景显然以D型为主。L4和L5群表现出不同的光谱斜率分布，双峰性仅在L4中观察到。这些差异可以归因于小行星家族，因为背景小行星在两个群中显示出相同的斜率分布。对单个科的分析表明，L5中的科在分类学上是同质的，但在L4中，它们显示出分类学类型的混合。我们讨论了几个方案，可能有助于解释这些结果。
Visible spectroscopic and photometric survey of Jupiter Trojans: final results on dynamical families
我们提出了一个可见光光谱和光度调查的木星特洛伊属于不同的动态家庭进行的ESO-NTT望远镜的结果。我们获得了47个物体的数据，其中23个属于L5群，24个属于L4群。这些数据加上Fornasier等人（2004年a）和Dotto等人（2006年）已经发表的数据，构成了80个天体的可见光谱样本。这项调查使我们能够调查六个家庭（Aneas，Alzheises，Misenus，Phereclos，Sarpedon，Panthoos）在L5云和四个L4家庭（Eurybates，Menelaus，1986年WD和1986年TS 6）。我们测量的样本主要是D-型小行星，除了L4群中的Eurybates家族，那里主要是C-和P-型小行星。我们得到的所有光谱都是无特征的，除了一些Eurybates成员，在5200 A的短时间内检测到反射率的下降。在主带C型小行星中也发现了类似的特征，通常归因于氧化铁的价间电荷转移跃迁。我们的样本包括微弱和较小的特洛伊木马相比，文献的数据，并允许我们调查估计直径小于40- 50公里的对象的属性。光谱斜率和颜色与估计直径的分析表明，蓝色和红色物体具有不可区分的大小分布。我们进行统计调查的特洛伊的光谱特性分布作为其轨道和物理参数的函数，并与其他类的小天体在太阳系外。低倾角的特洛伊人比高倾角的特洛伊人看起来更蓝，但这种效果是由欧里贝茨家族强烈驱动的。
Constraints on Deep-seated Zonal Winds Inside Jupiter and Saturn
木星和土星的大气层表现出强烈而稳定的纬向风。风深入到每个行星的深度是未知的。我们的调查倾向于浅风。它由两部分组成。第一部分利用欧姆约束;与行星磁场相关的欧姆耗散不能超过行星的净光度。应用于木星（J）和土星（S）表明，所观察到的纬向风不能穿透低于电导率比其在分子-金属转变时的值小约6个数量级的深度。氢分子电导率的测量值产生的最大穿透半径分别为0.96R_J和0.86R_S，不确定度为百分之几R。在这些半径，磁雷诺数的纬向风速和磁扩散率的标度高度的基础上的顺序统一。这些限制是不敏感的湍流对流建模的困难。它们允许在木星和土星大气中观察到的赤道喷流完全穿透圆柱体。第二部分研究了观测到的纬向风实际上穿透的深度。截断行星对流层中的风将涉及打破泰勒-普劳德曼对圆柱形流动的约束。这就需要一个合适的非势能加速度，而没有一个明显的候选加速度能够提供这种加速度。由熵梯度、磁应力和雷诺应力引起的加速度似乎太弱了。这些考虑表明，强纬向风局限于浅，稳定的层结层，赤道急流是可能的例外。
A low density of 0.8 g/cc for the Trojan binary asteroid 617 Patroclus
特洛伊群由两群小行星组成，它们的轨道与木星相同，位于木星-太阳系统的L4和L5拉格朗日点（领先和跟随木星60度）。小行星617 Patroclus是唯一已知的特洛伊双星（Merline et al. 2001）。这个双星系统的轨道是迄今未知的。在这里，我们报告的组件，由680公里，围绕系统的质量中心，大致描述一个圆形轨道。使用轨道参数，结合热测量，以估计组件的大小，我们得出一个非常低的密度为0.8克/立方厘米。因此，帕特洛克罗斯的组成部分非常多孔，或者主要由水冰组成，这表明它们可能是在太阳系的外部形成的。
Phase light curves for extrasolar Jupiters and Saturns
我们预测了一个遥远的观察者将如何看到类似木星和土星的巨型行星在围绕中心恒星运行时的亮度变化。我们模拟了木星、土星和土星环的几何形状，以改变轨道和观测参数。行星和环在0.6-0.7微米波长处的散射特性遵循先锋号和旅行者号的观测结果，即行星是前向散射，环是后向散射。模拟了有环和无环行星的图像，并用于计算沿轨道变化的盘平均光度，即产生光变曲线。我们发现，木星和土星（没有环）的不同散射特性使它们的光变曲线形状有很大的不同。土星大小的光环使行星的视光度增加了2-3倍，适用于各种几何形状。光环产生不对称的光变曲线，与没有光环的行星的光变曲线不同。如果有行星的径向速度数据，环对光变曲线的影响可以与轨道偏心率的影响区分开来。在偏心轨道上的非环形行星产生的光变曲线的最大值相对于最大行星相位的位置移动。根据径向速度数据，移动的量限制了行星未知的轨道倾角，因此也限制了它的质量。结合径向速度数据和偏心轨道上的非环形行星的光变曲线，也可以用来限制行星的表面散射特性。为了总结我们的结果，在反射光的系外行星的可探测性，我们提出了一个图表的光变曲线振幅的非环形行星不同的偏心率，倾角，和观察者的观察方位角。
The Structure of Jupiter, Saturn, and Exoplanets: Key Questions for High-Pressure Experiments
我们给出了我们目前对气体巨行星结构的理解的概述，从木星和土星到太阳系外的巨行星。我们专注于解决氢和氦的高压实验室实验可以帮助阐明这些行星的结构。
The dynamics of Jupiter and Saturn in the gaseous proto-planetary disk
我们研究了木星和土星之间的相互作用阻止II型迁移使这些行星更接近太阳的可能性。我们的工作扩展了Masset和Snellgrove（2001）的先前结果，通过探索更广泛的初始条件和盘参数，并通过使用新的流体动力学代码，正确地描述了盘的全局粘性演化。最初，两颗行星都向太阳迁移，土星的迁移速度往往更快。结果，它们最终锁定在平均运动共振中。如果这种情况发生在2：3共振中，共振运动特别稳定，行星在盘中打开的间隙可能会重叠。这导致两个行星的扭矩平衡发生剧烈变化，从而大大减缓了行星的向内迁移。如果间隙重叠是实质性的，行星迁移甚至可能停止或逆转。由于间隙的宽度取决于磁盘粘度和刻度高度，因此这种机制在低粘度、冷磁盘中特别有效。我们讨论了我们的结果与Tsiganis等人（2005）和Gomes等人（2005）采用的初始条件的兼容性，以解释当前巨行星的轨道结构和月球晚期重轰炸的起源。
Near-Infrared Photometry of Irregular Satellites of Jupiter and Saturn
本文介绍了10颗木星和4颗土星不规则卫星的JHK测光，这些卫星是在夏威夷莫纳克亚山的8米双子座北天文台用近红外成像仪（NIRI）拍摄的。观测到的天体具有与C、P和D型小行星一致的近红外颜色，尽管J XII Ananke和S IX Phoebe在H滤波器中显示出微弱的可能水特征。Himalia家族的四个成员具有相似的近红外颜色，高卢家族的两个成员S XX Paaliaq和S XXIX Siarnaq也是如此。根据基于宽带颜色和覆盖0.4至2.2微米的低分辨率归一化反射光谱，不规则卫星被确定为C型（J VII Pasiphae，J VI Himalia和S IX Phoebe），P型（J XII Ananke和J XVIII Themisto）和D型（J IX Carme和J X Sinope），显示出这些物体的起源多样性。
Phase Separation in Giant Planets: Inhomogeneous Evolution of Saturn
我们提出的第一个模型的木星和土星耦合到辐射大气网格和高压相图的氢与氦和其他混合物的演变。我们发现，先前计算的相图中，土星的内部达到一个区域的预测氦imperbility不允许足够的能量释放，以延长土星的冷却到其已知的年龄和有效温度。我们探讨修改公布的相图，将导致更大的能量释放，并提出了一个修改后的氢-氦相图，这是物理上合理的，导致正确的扩展土星的冷却，并预测大气氦的质量分数Y_atmos = 0.185，与最近的估计一致。我们还探索了比氦重的元素内部分离的可能性，并发现，或者，这种分离可以延长土星的冷却到已知的年龄和有效温度下的一个现实的相图和重元素丰度（在这种情况下，土星的Y_atmos将是太阳能，但较重的元素将耗尽）。在这些情况下，木星的内部都没有演化到任何氦或重元素不可吸收的区域：木星均匀地演化到今天。我们讨论我们的计算土星的原始核心质量的影响。
Trojan pairs in the HD 128311 and HD 82943 planetary systems?
附近的两颗恒星HD 128311和HD 82943，被认为拥有一对类似彗星的行星，它们参与了强烈的一阶2：1平均运动共振（MMR）。在这项工作中，我们重新分析了现有的径向速度（RV）测量，并证明，它也可以解释所观察到的RV变化的父母恒星是由一对特洛伊行星（即，在1：1 MMR中）。我们发现，这些特洛伊配置驻留在扩展区的稳定，这样的系统可以很容易地生存，尽管大质量的行星，大偏心率和非零的相互倾斜的轨道。我们还发现HD 82943可能在2.1 AU的轨道上拥有一颗以前未知的第三颗行星，质量约为0.5木星。
A Search for X-ray emission from Saturn, Uranus and Neptune
本文分析了ROSAT PSPC对土星、天王星和海王星等跨木星行星的X射线观测结果，并与木星的X射线观测结果进行了比较。首次发现土星的边缘X射线探测，并获得天王星和海王星的95%置信上限。这些上限表明，这三颗行星都可以排除类似木星的X射线光度，而假设它们具有类似土星的内在X射线光度，它们是一致的。因此，不能排除所有跨木星行星上类似的X射线产生机制，从土星观测到的光谱形状和总光度与地球极光发射中电子沉淀引起的厚靶韧致辐射一致。
Chandra Observation of an X-ray Flare at Saturn: Evidence for Direct Solar Control on Saturn's Disk X-ray Emissions
钱德拉ACIS-S在2004年1月20日和26-27日观测了土星，每个历元都有一个完整的土星旋转（10.7小时）。我们在这里报告的第一个观测到的X射线耀斑从土星的非极光（低纬度）盘，这是直接响应于M6级耀斑从太阳黑子，是清楚可见的土星和地球。土星圆盘的X射线发射被发现是可变的时间尺度上的小时到几个星期到几个月，并与太阳F10.7厘米通量。与木星不同的是，来自土星极地（极光）区域的X射线具有类似于其圆盘的特征。这份报告，结合早期的研究，建立了磁盘X射线排放的巨行星土星和木星是直接调节的过程发生在太阳上。我们建议，这些排放可以监测研究X射线耀斑从太阳活动区时，他们在遥远的一面，而不是可见的近地空间天气卫星。
Origins of Solar System Dust Beyond Jupiter
先驱者10号和11号航天器上的仪器对宇宙行星际尘埃的测量包含了埃奇韦尔-柯伊伯带天体以及短周期奥尔特云彗星和短周期木星族彗星产生的尘埃的动力学特征。虽然木星和土星之间的尘埃浓度主要是由于彗星成分，但土星轨道外的尘埃主要是来自埃奇奥尔-柯伊伯带的颗粒。为了维持先驱者测量的尘埃浓度，短周期外部木星家族彗星，在类似于彗星29 P/Schwassmann-Wachmann-1的轨道上，必须产生大小在0.01和$6:{\rm mm}$之间的尘埃颗粒$8\times 10^4:{\rm g}:{\rm s}^{-1}$。$3\times 10^5:{\rm g}:{\rm s}^{-1}$的持续产生率必须由1 P/Halley类轨道上的短周期奥尔特云彗星提供。然而，彗星不能解释土星轨道外测量到的尘埃通量。那里的测量结果只能用埃奇奥尔-柯伊伯带中的尘埃颗粒的产生来解释，这些尘埃颗粒是由源天体的相互碰撞和星际尘埃颗粒对天体表面的影响造成的。这些过程必须从埃奇沃思-柯伊伯带天体释放出全部的$5\times 10^7:{\rm g}:{\rm s}^{-1}$尘埃，以解释先锋号在土星以外发现的尘埃量，使埃奇沃思-柯伊伯盘成为太阳系中从远处观察时最明亮的延伸特征。
Halting Planetary Migration
当木星的洛希叶半径超过原行星盘的刻度高度时，木星在盘上打开了一个缺口。当间隙足够宽时，来自木星内部和外部的盘的潮汐扭矩被抑制，并且在吸积时间尺度上继续迁移。在“最小太阳星云”中，木星和土星之间的气体质量约为木星质量的2倍，木星和天王星之间的气体质量约为木星质量的5倍。除非外盘的木星质量被移除，否则木星将在吸积时间尺度上迁移到太阳。到目前为止，除了可能在土星外部起作用的光蒸发作用外，还没有任何机制被假设可以去除外盘。对于距离中心恒星一个天文单位或更少的太阳系外行星，光蒸发不会去除外盘。我们提出了一种新的机制，依靠太阳照射的间隙暴露的边缘，使气体从外盘穿过间隙，成为内盘的一部分，从那里它后来被太阳吸积。
Discovery of a Jupiter/Saturn Analog with Gravitational Microlensing
对太阳系外行星的研究已经发现了惊人的行星系统多样性，但太阳系类似物的频率仍然未知。引力微透镜行星搜索方法可能对包含除水星外所有太阳系行星类似物的多行星系统敏感。我们报告的微透镜的多行星系统的检测。我们确定了两颗行星的质量~0.71和~0.27倍的木星质量和轨道间距~2.3和~4.6天文单位围绕一个主要的恒星质量~0.50太阳质量在距离~1.5千秒差距。这个系统类似于我们太阳系的比例版本，因为行星的质量比，分离比和平衡温度与木星和土星相似。这些行星不可能用其他技术探测到;它们的发现仅来自六个确认的微透镜行星探测，表明太阳系类似物可能很常见。
Shock Compression of Deuterium and the Interiors of Jupiter and Saturn
最近，氘一直是高水平的实验和理论活动的焦点，这是由对Hugoniot最大压缩的实验值的分歧引发的。氘在兆巴压力下的行为还不很清楚。了解目前氢/氘EOS的不确定性如何影响木星和土星的推断结构是非常有趣的。特别是，这两颗行星中重元素（H和He除外）核心的质量和这些重元素的总质量对氢的状态方程非常敏感，并构成其形成过程的重要线索。我们提出了一个研究的范围内的结构允许木星和土星目前的不确定性氢EOS和天体物理观测的两颗行星。在Mbar压力下对氢的实验理解和对两颗行星引力矩的更好测定对于严格限制它们的内部结构是必要的。
Jupiter, Saturn and the Pioneer anomaly: a planetary-based independent test
在本文中，我们使用对木星和土星近日点的标准牛顿/爱因斯坦长期岁差的修正比率，最近由俄罗斯天文学家E. V. Pitjeva通过将近一个世纪的数据与天文历表拟合来估计，对先锋异常（PA）的假设进行独立的，基于行星的测试，因为它目前已知在5-10 AU区域，是引力的起源考虑到确定的拱线额外率和木星和土星轨道上PA加速度值的误差，答案是否定的。如果对整个先锋10/11的重新分析完成，就可以得出更确切的结论。此外，其他天文学家团队独立估计他们自己对近日点岁差的修正也很重要。
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