Tides and the Evolution of Planetary Habitability
由主星引力引起的潮汐可以减少行星轨道的半长轴和偏心率。这种效应只适用于轨道非常接近其宿主恒星的行星。低质量恒星的宜居带也很近，潮汐可以改变这些位置行星的轨道。我们计算了低质量恒星周围的假设类地行星的潮汐演化，并表明潮汐可以使行星演化超过宜居带的内边缘，有时不到10亿年。这种迁移需要大偏心率（>0.5）和低质量恒星（<0.35 M_Sun）。这种迁移可能对大气的演化、内部加热和盖亚假说有重要影响。同样，在宜居带内部探测到的行星在过去可能是宜居的。我们考虑了最近发现的~5 M地球行星Gliese 581 c过去的可居住性。我们发现，它可能已经居住的轨道和物理性质的合理选择，最近2 Gyr前。然而，当我们包括来自额外的同伴的约束时，我们看到大多数预测过去可居住性的参数选择需要系统的两个内行星已经越过它们相互的3：1平均运动共振。由于这种交叉可能会导致共振捕获，这是没有观察到的，我们得出结论，Gl 581 c可能永远不适合居住。
2008-07-04 astro-ph
Extrasolar Planets in Mean-Motion Resonance: Apses Alignment and Asymmetric Stationary Solutions
近年来，在平均运动轨道附近发现了几对太阳系外行星。在某些情况下，例如格利泽876系统，行星似乎被困在一个静止的溶液中，该系统表现出共振角θ_1 = 2 <$da_2-<$da_1- varpi_1和近心点的相对位置的同时天平动。在本文中，我们分析了这些稳定的解决方案的存在性和位置，为2/1和3/1共振，作为两个行星的质量和轨道要素的函数。这是通过共振哈密顿函数的分析模型进行的。与精确方程的数值模拟结果进行了比较。在2/1可积性中，我们证明了三个主要的稳定解族的存在性：（i）对准轨道，其中theta_1和varpi_1 - varpi_2都在零附近振动，（ii）反对准轨道，其中theta_1=0并且近心差为180度，以及（iii）非对称静止解，其中谐振角和varpi_1 - varpi_2都是具有0或180度不同值的常数。每个家族都存在于两个行星的质量比和偏心率的不同值域中。在3/1共振中也发现了类似的结果。我们讨论了这些结果在太阳系外行星系统中的应用，并绘制了一张具有拱点共转的可能行星轨道图。我们估计，也，最大的行星质量，以便固定的解决方案是动态稳定的。
2002-10-25 astro-ph
Dynamical Instabilities in Extrasolar Planetary Systems Containing Two Giant Planets
几个巨行星之间的不稳定性和强烈的动力学相互作用被认为是太阳系外行星系统令人惊讶的轨道特性的可能解释。特别是，动力学不稳定性似乎提供了一个自然的机制，产生在许多系统中看到的高偏心轨道。在这里，我们提出了行星系统的动力学演化的数值积分的结果包含两个相同的巨行星在近圆形轨道非常接近的动力学稳定性极限。我们确定的统计性质的三种主要类型的系统所产生的发展的不稳定性：系统包含一颗行星，无论是两个初始的行星之间的碰撞，或喷射其中之一到无穷大，和系统包含两个行星在一个新的，准稳定的配置。我们讨论了我们的研究结果的形成和观测到的太阳系外行星系统的演变的影响。我们的结论是，所观察到的系统的偏心率和半长轴的分布不能很容易地解释调用两个行星之间的动力学相互作用最初在圆形轨道上。虽然这些相互作用可以自然地产生高度偏心的轨道，但两颗行星之间的碰撞经常发生在观测到的半长轴范围内，这将导致比观测到的样本更多的近圆形轨道。
2000-12-16 astro-ph
Extragalactic planetary nebulae as mass tracers: biases in the estimate of dynamical quantities
行星状星云（PNe）是早期星系外围区域非常重要的运动学示踪物，在那里积分光技术是行不通的。在特定的假设下，它们允许从离散径向速度场测量旋转速度和速度弥散分布。给出了不同径向速度样本集所允许的精度，讨论了离散速度场分析中的假设及其对恒星星族运动学推断的影响。
1999-10-06 astro-ph
New methods for large dynamical range problems in planetary formation
行星动力学的现代N体技术通常基于专门适用于开普勒问题的辛算法。这些方法在研究行星形成方面非常有用，但通常需要将所有天体的时间步长设置为最内层天体轨道周期的一小部分。对于许多物理上有趣的场景，即使是中等数量的粒子，这种计算费用也可能是令人望而却步的，例如最近的热系外行星形成模型，其中可能的祖先的半长轴可以变化数量级。我们提出了新的方法，保留了大部分的标准辛积分的好处，但允许不同的时间步长的径向区域。这些方法应该使模拟行星吸积与大动力学范围易于处理。作为概念的证明，我们提出了初步的科学结果，从实施的算法应用到寡头迁移的情况下，形成热海王星。
2008-10-20 astro-ph
Planetary Systems in Binaries. I. Dynamical Classification
许多最近的观测研究得出结论，行星系统通常存在于多星系统中。已知的太阳系外行星系统中至少有20%与一个或多个伴星有关。拥有行星系统的恒星双星的轨道通常宽于100天文单位，并且通常相对于行星轨道高度倾斜。然而，这种倾斜的双星轨道对行星耦合系统的长期扰动的影响在理论上却知之甚少。本文通过数值积分研究了双星系统的各种动力学类型，并提供了一个基于长期扰动理论的分析框架。行星的微分节进动是区分双星系统中两种不同动力学类型的关键属性：（1）动力学刚性系统，其中行星的轨道平面像嵌入刚性圆盘一样一致进动;（2）弱耦合系统，其中最初共面行星之间的相互倾斜角在长期时间尺度上增长到大值。在后一种情况下，来自外行星的四极摄动会导致额外的Kozai周期，并导致内行星的轨道偏心率以大幅度振荡。从恒星伴星通过行星向内传播的周期性角动量转移可以在较短的时间尺度上显着改变内行星的轨道特性。这种扰动传播机制可能提供了重要的限制，在已知的单行星系统的双星系统中存在额外的行星。
2008-05-02 astro-ph
Dynamical Screening of Gravitational Interaction and Planetary Motions in Modified Solar Potential
在引力质量系统中，由运动的被选物体引起的密度扰动引起该物体的牛顿势的动力屏蔽。当应用于太阳系时，它意味着由于太阳在银河系中的运动，它的有效力势似乎比牛顿势弱。对太阳动力学的主要关系式作了相应的修正，特别发现地球绕日公转周期每年增加1秒，地球轨道半长轴增加4公里。其他行星也有类似的关系。可以认为，包括这些影响可以帮助解释航天器先锋10号和11号可观察到的异常加速度。
2001-12-18 astro-ph
Dynamical and Observational Constraints on Additional Planets in Highly Eccentric Planetary Systems
长时间的覆盖和高径向速度精度使得能够在已知的行星系统中发现更多的物体。许多被探测到的太阳系外行星都有高度偏心的轨道，这就提出了一个问题，即这些系统有多大可能拥有更多的行星。我们研究了六个包含非常偏心（e>0.6）行星的系统：HD 3651，HD 37605，HD 45350，HD 80606，HD 89744和16 Cyg B。我们提出了更新的径向速度观测和轨道解，寻找更多的行星，并进行测试粒子模拟，以找到动态稳定的区域。动力学模拟表明，短周期行星可能存在于HD 45350和16 Cyg B系统中，我们使用观测数据来设置严格的检测极限，排除了HD 3651，HD 45350和16 Cyg B系统中的其他行星，这些行星的质量只有几个海王星。
2007-06-13 astro-ph
The Dynamical Evolution of Planetary Nebulae After the Fast Wind
在本文中，我们探讨了快速恒星风终止后，电离有界行星状星云的动力学。当恒星风变得可以忽略不计时，热的、受冲击的气泡减压，并且在上掠壳的内边缘处的光电离区域的热压变得占主导地位。在这一阶段，壳层倾向于碎裂，产生彗星状的尾巴和长的光致电离尾迹，而光致电离物质则以稀疏波的形式向中心恒星膨胀。一旦光致电离气体填充内腔，它就形成从中心向外增加速度的运动学图案，其中典型的速度范围从系统速度开始到边缘处的50 Km/s。在这个演化的晚期阶段，天鹅星云是行星状星云的一个明显例子。
2006-06-08 astro-ph
Dynamical Instabilities in Extrasolar Planetary Systems
多个巨行星之间的不稳定性和强烈的动力学相互作用被认为是太阳系外行星系统令人惊讶的轨道特性的可能解释。特别是，动力学不稳定性似乎提供了一个自然的机制，产生在许多系统中看到的高偏心轨道。在此之前，我们进行了数值积分的动力学演化的行星系统包含两个巨大的行星相等的质量最初在近圆形轨道非常接近的动力学稳定性极限。我们发现，在这些模拟中，碰撞与喷射的比率大于已知太阳系外行星中圆形轨道与偏心轨道的比率。此外，在一次抛射后剩余的行星的平均离心率大于已知的太阳系外行星的平均离心率。最近，我们进行了额外的积分，推广到考虑两个质量不等的行星。我们的新模拟表明，两行星散射模型可以产生一个分布的偏心率与观测到的偏心率分布合理的质量分布。此外，该模型预测的最大偏心率约为0.8，与观测结果一致。对三颗质量相等的行星进行模拟的早期结果也显示，碰撞频率降低，保留的内行星的最终偏心率范围很广。
2002-10-12 astro-ph
Planetary Nebulae as Probes of the Chemical Evolution of Dynamically Hot Systems
测量邻近星系行星状星云的化学丰度现在相对简单。挑战在于利用这些化学丰度来推断其宿主星系的化学演化。在这一点上，我们对化学演化的理解是基于没有恒星形成的星系中的行星状星云，这与我们对银河系凸起中恒星和行星状星云的化学丰度之间关系的理解密切相关。假设同样的关系在所有的恒星形成很久以前就停止的系统中成立，这些系统遵循的金属度-光度关系与矮不规则星系相比，被转移到更高的化学丰度。除了这些星系不可避免的衰落之外，似乎还需要一个更有效的浓缩过程来解释这种转变。
2004-07-16 astro-ph
Dynamical Habitability of Known Extrasolar Planetary Systems
可居住性通常被定义为类地行星的大气层维持液态水的要求。这一定义可以通过动力学要求来补充，即系统中的其他行星不会在其宜居带（允许液态水存在的轨道区域）之外对类地行星产生引力扰动。我们量化的85个已知的太阳系外行星系统的动力学可居住性，通过模拟其轨道动力学在潜在的宜居类地行星的存在。当要求可居住行星始终严格保持在其宜居带内时，巨行星的扰动影响超出了传统的希尔球近距离接触：类地行星在宜居带外的漂移也是由长期偏心率变化和在某些情况下强烈的平均运动共振引起的。我们的研究结果表明，超过一半的已知太阳系外行星系统（主要是那些遥远的，偏心的巨行星）不太可能拥有可居住的类地行星。大约四分之一的系统（大多数是那些有近距离巨行星的系统），包括三分之一的类地行星的潜在目标，看起来像我们自己的太阳系一样适合居住。这些系统中尚未被发现的巨行星的影响可能会损害它们的动力学可居住性。在我们的模拟中，一些可居住的类地行星具有相当大的偏心率（e > 0.1），这可能导致大的季节性气候变化，从而影响它们的可居住性。
2002-09-30 astro-ph
Intracluster Planetary Nebulae as dynamical probes of the diffuse light in galaxy clusters
我将回顾在附近的宇宙和中等红移的漫射光的存在的最新结果，然后讨论的最新结果从流体动力学宇宙学模拟的团簇形成的预期性质的漫射光在集群。我将介绍如何利用星团内行星状星云（ICPNe）作为附近星团中弥散恒星星族的优秀示踪剂，以及它们的数密度剖面和径向速度分布如何为团簇形成模型提供观测检验。初步比较现有的ICPN样品与宇宙学模拟的预测支持晚落作为最有可能的机制，在集群中的漫射恒星光的起源。
2005-08-25 astro-ph
Dynamical Effects from Asteroid Belts for Planetary Systems
用标准相平面分析方法研究了带相互作用下行星系统的轨道演化和稳定性。除了对应于开普勒轨道的不动点之外，在带的内外边缘周围还有其他不动点。我们的结果表明，对于行星，稳定地围绕内边缘运动的概率大于围绕外边缘运动的概率。有趣的是，在一种特殊情况下，半吸引子存在极限环。将我们的结果应用于太阳系，我们发现我们的结果可以为较大的柯伊伯带天体的轨道重排提供一种自然机制，从而成功地解释了这些天体在50 AU以上的不存在。
2003-09-08 astro-ph
Dynamical Interactions of Planetary Systems in Dense Stellar Environments
我们研究星-行星双星与其他单星的动力学相互作用。我们推导出所有可能的结果的分析截面，并确认它们与数值散射实验。我们发现，一个宽的质量比在二进制参数空间中引入了一个区域，这是无法访问的可比质量系统，其中的动力学相互作用的性质是从根本上不同于传统上被认为是在文献中的二进制散射。我们研究的行星系统，从散射相互作用的参数空间的所有区域的属性，特别注意的“硬-软”边界的位置。参数空间的结构比“硬-软”边界位置的简单陈述所暗示的要丰富得多。我们认为我们的研究结果的影响，计算特征寿命的行星系统在稠密的恒星环境中，并将结果应用到以前的分析研究，以及过去和未来的观测。认识到球状星团M4中的PSR B1620-26系统位于参数空间的“新”区域，我们进行了详细的分析，量化了形成我们今天看到的系统的不同场景的可能性。
2005-11-23 astro-ph
Conditions of Dynamical Stability for the HD 160691 Planetary System
HD 160691行星系统的轨道起初看起来非常不稳定，但利用轨道参数空间的MEGNO和FLI全球动力学分析技术，我们发现了一种稳定机制，这可能是它存在的关键。为了保持动力稳定，HD 160691行星系统必须满足以下条件：（1）2：1的平均运动共振，结合（2）在（3）两条拱线反向排列的配置$P_{c}(ap) - S - P_{b}(ap)$中的拱线长期共振，以及（4）关于各自偏心率大小的特定条件（外轨道的高偏心率特别是最可能的必要条件）。更一般地说，在这个原始轨道拓扑中，共振变量$θ_{1}$和$θ_{3}$围绕$180^{\circ}$振动，而$θ_{2}$围绕$0^{\circ}$振动，HD 160691系统及其机制揭示了以前没有观察到或分析过的2：1轨道共振的方面。目前的拓扑结构结合2：1共振确实比HD 160691行星系统的特殊情况更广泛。这是一个新的理论可能性，适用于一个稳定的制度，尽管相对较小的半长轴的重要质量的相互作用。
2003-09-01 astro-ph
Dynamical Friction and Resonance Trapping in Planetary Systems
本文研究了由太阳和两颗行星组成的受限平面圆形三体系统，作为行星系统的一个简单模型。内行星的质量被认为是更大的，系统被假设为在一个均匀的行星际介质中运动，具有恒定的密度。数值积分表明，当考虑行星际介质的动力学摩擦时，该系统存在共振捕获。由于这种共振捕获，两颗行星的轨道周期比变得几乎相称，外行星轨道的偏心率和半长轴以及它的角动量和总能量变得恒定。从数值计算中可以看出，由此产生的外行星的轨道要素的共振值基本上与两个天体的初始相对位置无关。给出了该系统的数值积分结果，并研究了一阶部分平均方程，以阐明系统在共振捕获时的行为。
1998-12-05 astro-ph
On the Dynamical Stability of Gamma Cephei, an S-Type Binary Planetary System
对仙王座γ（HR 8974）双星系统的精确径向速度测量表明，在半长轴约为2.14天文单位、偏心率为0.12的椭圆轨道上存在着一颗最小质量为1.7微行星质量的行星伴星（hatzes et al. 2003）。我在本文中提出了一个总结的结果，广泛的数值研究的轨道稳定性，这个三体系统的不同值的半长轴和轨道偏心率的二进制，也是行星的轨道倾角。数值积分表明，该系统是稳定的行星的轨道倾角范围从0到60度，并为双的轨道偏心率小于0.5。结果还表明，对于大的倾斜值，系统可能被锁定在Kozai共振。
2004-03-12 astro-ph
Global dynamics and stability limits for planetary systems around HD 12661, HD 38529, HD 37124 and HD 160691
为了区分规则和混乱的行星轨道，我们采用了一种新的技术称为MEGNO在广泛的邻居的轨道参数确定使用标准的两体开普勒适合HD 12661，HD 38529，HD 37124和HD 160691行星系统。我们表明，目前公布的轨道参数将这些系统在非常不同的情况下，从动力学稳定性的角度来看。虽然HD 38529和HD 37124位于相空间中的大稳定区内，但HD 160691的初始轨道是高度不稳定的。HD 12661行星的轨道参数位于稳定和不稳定动力学状态之间的边界区域，因此虽然其目前确定的轨道参数产生稳定的规则轨道，但仅一个参数的误差范围内的微小变化可能导致混沌动力学系统。
2002-09-11 astro-ph
A Dynamical Analysis of the 47 UMa Planetary System
这两颗围绕47 UMa运行的行星的质量和周期比表明，它们可能与我们太阳系中的土星-土星对有亲缘关系。我们用数值积分研究了47 UMa系统的当前动力学状态，并与解析久期理论的结果进行了比较。我们发现，该系统中的行星很可能参与了一个长期的共振，在该共振中，近心点的振幅差在零附近。或者，系统可能参与7：3平均运动共振。我们表明，稳定性的考虑限制两个行星之间的相互倾斜40度或更少，这一结果是相对不敏感的两个行星的总质量。我们提出了流体动力学模拟测量的扭矩施加在行星上的一个假设的外部原行星盘。我们表明，行星迁移的扭矩从磁盘可能会导致捕获系统到7：3的平均运动共振，虽然目前还不清楚如何偏心的行星会被阻尼捕获后发生。我们表明，地球质量的行星可以生存在某些地区的宜居带的名义共面系统的长期。然而，一组行星吸积计算表明，在47 UMa宜居带中不太可能形成大型类地行星。
2002-05-29 astro-ph
Dynamical PN Evolution with Magnetic Fields
在过去的一个世纪里，流体动力学模拟在理解行星状星云的动力学和形状方面发挥了重要作用。然而，流体动力学模拟只是一阶方法。新千年到来时，人们普遍认识到，磁场的影响对于研究行星状星云的动力学是必要的。因此，B场为建模引入了全新的物理可能性。在本文中，我们回顾了在过去5年中所做的观测工作和一些工作的磁流体动力学的原行星状星云，因为所有的努力都集中在这一阶段，并讨论了不同的方案的起源磁化风，和双极性的关系。
2006-06-26 astro-ph
Dynamical Shakeup of Planetary Systems II. N-body simulations of Solar System terrestrial planet formation induced by secular resonance sweeping
我们重新审视了太阳系陆地行星形成的“动力学震荡”模型，其中整个过程是由木星长期共振的扫描驱动的，因为气体盘被移除。使用大量的0.5 Gyr-long N体模拟，我们调查了这种情况下产生的不同结果。我们确认，在现有的模型相比，长期共振扫描结合潮汐阻尼盘气体可以重现低偏心率和倾角，高径向质量浓度，太阳系类地行星。与此同时，这也推动了行星在数千万年的时间尺度上的最终聚集，比以前忽略这些影响的数值模拟推断的速度快一个数量级，但可能与从宇宙化学数据推断的时间尺度更一致。此外，我们发现，从外部小行星带大量输送的富含水的物质是一种自然的副产品。
2008-02-05 astro-ph
Dynamical Simulations of the Planetary System HD69830
HD 69830的径向速度变化归因于三颗行星，以及红外辐射归因于一个温暖的碎片盘。以前的研究已经建立了行星迁移和质量增长（Alibert等人，2006年）以及温暖谷物补充（Wyatt等人，2007年）的模型。我们进行n体积分，以探讨这些模型的影响：1）激发行星偏心率，2）吸积和清除一个假定的星子盘，3）迁移后的星子轨道的分布，和4）的影响的起源的红外辐射。我们发现：i）无法解释观测到的行星偏心率（e~0.1）纯粹是迁移过程中行星扰动的结果，除非行星系统几乎是面对面的。ii）在我们的n体模拟中，行星上的星子吸积速率与半解析模型中假设的速率有很大不同，这表明人们不能用Alibert等人（2006）的简化方式成功地处理星子吸积。iii）微行星的偏心阻尼并不作为存在受激偏心盘的不可逾越的障碍：所有的模拟结果都表明，至少有25个地球质量的物质仍然束缚在约1-9 AU的区域内，即使在所有三颗行星都迁移通过该区域之后。iv）气体阻力对微行星进行大小排序，最大的天体优先占据最高偏心率和最长寿命的轨道。进一步的工作将需要了解这些偏心率分布是否足够高，以解释观测到的尘埃排放水平，尽管通过稳态碰撞演化的质量损失。[删节]
2008-12-12 astro-ph
Dynamical Origin of Extrasolar Planet Eccentricity Distribution
我们探讨了观测到的太阳系外行星的偏心率分布的可能性，通过行星-行星的相互作用后，行星形成的初始阶段完成。我们的结果是基于~3250数值积分的合奏随机构建的行星系统，每个持续1亿年。我们发现，在相当宽的初始条件范围内，动力活动行星系统的偏心率分布向一个共同的最终平衡分布松弛，可以用拟合公式dn ~ e exp[-1/2（e/0.3）^2] de很好地描述。这个分布与观测到的e > 0.2的偏心率分布非常吻合，但即使我们排除了受潮汐循环影响的行星，在较低偏心率下预测的行星也太少了。这些发现表明，大规模动力学不稳定的时期发生在相当一部分新形成的行星系统中，持续时间比气体巨行星聚集的~ 100万年间隔长1- 2个数量级。这种机制预测没有（或弱）半长轴，偏心率，倾角和质量之间的相关性，在动态放松的行星系统。动力学弛豫的另一个观测结果是，相对于原行星盘的初始对称面，有相当数量的行星（>10%）高度倾斜（> 25度）;通过罗西特-麦克劳克林效应，这些行星可能在凌日行星中被探测到。
2008-05-13 astro-ph
The Secular Evolution and Dynamical Architecture of the Neptunian Triplet Planetary System HD 69830
利用Lovis等人（2006）的最佳拟合轨道解，对HD 69830系统的长期轨道演化和动力学结构进行了数值模拟研究。在模拟中，我们发现三重态海王星系统至少在2 Gyr内是稳定的，即使我们改变行星的质量，稳定性也不会受到很大的影响。此外，我们还利用Laplace-Lagrange久期理论研究了系统的长期行为，结果表明，该理论能够很好地描述所有行星的长期轨道演化，其长期周期和偏心率的振幅与直接数值积分的结果一致.我们首次揭示了偏心率$e_{1}$和$e_{2}$的长期周期在8,300年左右是相同的。此外，我们还探索了三颗海王星质量的伴星与一颗质量巨大的类地行星在0.07天文单位$\leq a \leq 1.20$ AU内的行星构型，以研究该系统中的小行星结构。我们强调，有稳定区至少$10^{5}$年的低质量类地行星位于0.3和0.5 AU之间，和0.8和1.2 AU与最终的低偏心率。尽管如此，我们还发现两颗内行星的长期共振$ν_{1}$和$ν_{2}$可以激发地球天体的偏心率，小行星带的积累或耗尽也受到外行星轨道共振的影响，即，5：2和1：2 MMR与行星D.（节略）
2006-10-31 astro-ph
Dynamical Model of Pulsar-Planet Systems
大约两年前，Wolszczan和Frail宣布探测到一个可能的行星系统，该系统由两颗地球质量的行星围绕一颗毫秒脉冲星组成。此后不久，有人指出，行星之间的相互引力作用导致了它们轨道的可预测演变。由于毫秒脉冲星是非常稳定的“时钟”，允许以微秒精度进行脉冲定时测量，轨道演变将导致对脉冲到达时间的可测量调制。探测到这种效应将有助于证实对数据的行星解释，并对系统提供额外的限制。本文概述了脉冲星计时观测中的行星摄动理论。
1994-06-11 astro-ph
Extrasolar planetary dynamics with a generalized planar Laplace-Lagrange secular theory
在多行星系统中，近一半已知的太阳系外行星的动力学演化可能受长期扰动的支配。行星轨道的高偏心率使传统的拉普拉斯-拉格朗日长期理论在分析行星运动中的实用性受到质疑。我们将这一理论推广到四阶偏心率，并与二阶理论和八极能级理论的结果进行了比较，并将这些理论应用于可能的长期占优的HD 12661、HD 168443、HD 38529和Ups等多行星系统。四阶方案产生了一个多分支的标准，以维持拱点天平动，并意味着一个小机构的拱点率是其初始偏心率的函数，这是从传统的理论缺乏的依赖关系。数值结果表明，二阶和四阶理论揭示的主要区别是长期周期的变化，并在较小程度上的行星偏心率变化的振幅。与数值积分的比较表明，四阶理论对二阶理论的改进有时使再现实际动力学演化所需的改进相形见绌。我们的结论是，LL长期理论，以任何顺序，通常是一个穷人的晴雨表预测长期的动力学在太阳系外行星系统，但体现了一个有用的工具，用于提取一个准确的长期动力学描述系统的小机构和/或近圆形轨道。
2007-03-05 astro-ph
Effects of perturbing forces on the orbital stability of planetary systems
我们考虑由于恒星和行星的非质点性质而产生的额外微扰力的动力学效应：如系外行星系统中的四极畸变和潮汐摩擦。结果表明，这些力量不应被忽视，而建模的行星系统的动力学，特别是考虑到不确定的实际质量的行星，由于未知的轨道倾角和不满意的应用开普勒适合径向速度数据在多个行星系统。
2001-04-04 astro-ph
A dynamical analysis of the 14 Her planetary system
精确径向速度（RV）测量的类日矮星14武仙座发表的Naef等。等人（2004），Butler et. al（2006）和Wittenmyer et al（2007）揭示了一颗在1760天轨道上运行的类木行星，以及表明第二个遥远物体的趋势。基于动力学的考虑，我们检验了一个假设，即这种趋势可以用一颗额外的巨行星的存在来解释。我们推导出在~13天文单位内的外木星伴星轨道参数的动力学极限。在这种情况下，类木行星之间的相互作用对系统的长期稳定性很重要。最好的自洽和稳定的牛顿拟合的木星行星的边缘上的配置有外行星在9 AU的轨道与一个中等的偏心率约0.2，并局限于一个区域跨越低阶平均运动共振5：1和6：1。该解存在于\Chi的浅最小值中，并且在系统倾角的宽范围内持续存在。当外行星的半长轴在（6，13）AU范围内，偏心率在（0，0.3）范围内时，在最佳拟合的1σ置信区间内，可能存在其他稳定的构型。轨道倾角还不能确定，但当它减小时，两颗行星的质量接近约10木星质量，而在约30度时，质量的层次是颠倒的。
2008-01-05 astro-ph
Dynamical derivation of Bode's law
在一个行星或卫星系统中，理想化为n个小天体在最初共面的同心轨道上围绕一个大的中心天体，服从牛顿点粒子力学，共振摄动将导致轨道半径的动力学演化，除非在高度特定的相互关系下，这里显然是第一次解析推导。特别是，只有当每个行星轨道距离太阳的距离大约是前一个行星轨道距离太阳的两倍时，才能达到最稳定的状态（在这个理想化的模型中），正如提提乌斯（1766）和波德（1778）已经根据经验观察到的那样，并在天王星（1781）和小行星带（1801）的发现中使用。等
2002-09-13 astro-ph
Long term stability and dynamical environment of the PSR 1257+12 planetary system
我们研究了PSR 1257+12行星系统的长期动力学。利用Konacki和Wolszczan（2003）最近确定的精确初始条件，我们通过长期的1Gyr直接积分研究了系统的稳定性。在此期间，半长轴偏心率和倾角没有长期变化。快速指示剂MEGNO证实了这种稳定行为。在标称初始条件附近的轨道稳定性分析表明，PSR 1257+12系统在相空间中有一个很宽的稳定区域，但接近于几个弱的2体和三体平均运动共振。长期的稳定性还可以通过最里面的行星A和一对外行星B和C之间的角动量亏损的可忽略不计的交换来证实。该系统的一个重要特征是行星B和C之间的长期近点共振（SAR），其天平动中心约为180度。我们发现有用的限制元素的最里面的行星A，否则不受约束的意见。我们还进行了系统中的无质量粒子的短期动力学的初步研究。
2004-10-21 astro-ph
Partial Averaging Near a Resonance in Planetary Dynamics
在Melita和Woolfson（1996）的一般数值分析之后，我在最近的一篇论文中指出，当考虑到行星际介质的摩擦耗散时，由太阳、木星和土星组成的受限平面圆形行星系统将被捕获在近（2：1）共振中（Haghighipour，1998）。为了解析地解释这种共振现象，利用共振附近的部分平均方法，研究了一阶部分平均系统在共振时的动力学行为。虽然以这种方式，共振锁定发生在木星和土星的所有初始相对位置的发现得到了证实，共振时的一阶部分平均系统并没有提供系统演化动力学的完整图像，平均系统和主行星系统的动力学行为之间的相似性只在很短的时间间隔内保持。为了克服这些局限性，本文将共振附近的部分平均法推广到二阶摄动，给出了系统共振时动力学行为的完整图像。我在这项研究中，二阶部分平均系统在共振的动力学类似的主要系统的动力学演化过程中的共振锁定一般，我提出的分析解释的主要系统的轨道要素的演变，而捕获在共振。
1999-02-03 astro-ph
Role of Dynamical Research in the Detection and Characterization of Exoplanets
太阳系外行星系统的发现揭示了行星系统的意外多样性，彻底改变了行星形成理论。一个强有力的理论研究计划对于最大限度地发挥未来观测计划的发现潜力和科学回报至关重要，以便更深入地了解行星系统的形成和演化。我们概述了理论研究的三大类：具体的行星系统的详细研究，测试行星形成模型通过比较他们的预测观察到的系外行星人口，和具体的物理过程的详细建模。我们描述了这样的理论研究如何在分析广泛的探测方法的观测中发挥重要作用，并有助于了解地球在宇宙中的地位和我们太阳系以外的类地生命的潜力。在这份白皮书中，我们建议如何最大限度地提高未来系外行星观测的科学回报。我们的建议包括一个强大的理论计划，支持多个观测计划，将研究不同的行星和恒星，大量的观测时间用于后续观测，以及观测者和理论家之间的健康合作。
2007-05-18 astro-ph
Retrograde resonances in compact multi-planetary systems: a feasible stabilizing mechanism
到目前为止，发现的多行星系统在大多数情况下都以靠近中心恒星的热行星和高偏心率为特征。因此，从动力学的角度来看，紧凑的多行星系统形成了各种各样的一般N体问题（N >= 3），其解不一定是已知的。太阳系外的行星到目前为止都是以环绕恒星的轨道运动（即直接），并且经常以平均运动共振（MMR）的方式存在。在本文中，我们研究了一个理论的替代适合于紧凑的多行星系统的稳定性。当外行星在MMR中相对于内行星的逆行轨道上移动时，我们发现所谓的逆行共振呈现出与动力学稳定性特别相关的精细和特征结构。我们发现，逆行共振和他们的资源打开一个家庭的稳定机制，涉及特定的行为拱点岁差。我们还指出，对于特定的轨道数据，逆行MMR可以提供更强大的稳定性相比，相应的逆行MMR。
2008-04-14 astro-ph
Stellar halos and elliptical galaxy formation: Origin of dynamical properties of the planetary nebular systems
最近对几个椭圆星系行星状星云的光谱观测揭示了外星晕区的结构和运动学性质。为了阐明这些行星状星云系统（PNS）的性质的起源，我们考虑的合并方案中，一个椭圆星系合并的旋涡星系形成。使用数值模拟，我们特别调查的径向配置文件的投影PNe数密度，旋转速度，和速度色散的PNS延伸到外晕区域的椭圆星系形成的主要和不等质量合并。我们发现，径向轮廓的项目数密度可以拟合幂律和平均数密度的外晕的椭圆可以超过一个数量级高于原来的螺旋晕。在椭圆星系的外晕区（$R$ $>$ $5R_{\rm e}$），PNS显示出显著的旋转（V/sigma >0.5）。从模拟中得到了PNS的二维速度场，并详细讨论了它们与星系合并模型参数的关系。我们比较模拟的PNS的运动学与NGC 5128中观察到的PNS，从而讨论合并模型在解释所观察到的运动学的PNS的优点和缺点。我们还发现，在椭圆星系的PNS的运动学是相当不同的，取决于星系合并的轨道配置，合并祖先螺旋的质量比，和星系的视角。这种变化直接转化为可能的偏差，在观测质量估计中可能有两倍以上的偏差。~ ~
2006-06-22 astro-ph
Could the 47 UMa Planetary System be a Second Solar System: predicting the Earth-like planets
利用Fischer等提出的最佳轨道解的行星构型，对47 UMa的动力学结构进行了数值模拟，系统地研究了47 UMa在0.05 AU $\leq a \leq 2.0$ AU区域内类地行星的存在性，并探讨了系统中的行星堆积几何和特洛伊行星.在模拟中，我们发现，“热地球”在0.05 AU $\leq a < $ 0.4 AU可以动态生存至少100万年。类地行星最终可以在系统中的平均运动共振（MMR）区域（例如，3：2 MMR）与内在的伴侣。此外，我们发现2：1和3：1共振是在稳定的边缘，而5：2 MMR是不稳定的。此外，2：1 MMR在混沌运动和规则运动之间划出了一条明显的分界线，在内部，大部分轨道可以存活，在外部，它们大多在轨道演化中丢失。在动力学意义上，最有可能的宜居环境候选者是轨道在0.8 AU $\leq a < 1.0$ AU和1.0 AU $ < a < 1.30$ AU（除了几个不稳定的情况）之间的类地行星，它们的离心率相对较低。具有低偏心率和倾角的特洛伊行星可以长期维持在两个大质量行星的三角形平衡点上。因此，47 Uma行星系统可能与我们的太阳系非常相似。
2005-06-26 astro-ph
The coplanarity of planetary orbits places bounds on dynamical aether
讣告文章和我们已经是半年多的朋友了。有了它，我们分享了许多经验，无论是在行星动力学和场论。这项研究是我将永远记住的事情，我脸上带着微笑，心里却很痛苦。今天是一个悲伤和哀悼的日子，为失去我们的不幸出生的文章。经过更彻底的医学检查，我们得出结论，行星轨道的岁差不能用来束缚任何东西，除了人类的幻想。也可以被视为一个庆祝的日子！为什么？为什么？因为如果没有它，我们永远不会被物理学多事之旅中的共同经历所感动。虽然它现在将永远不在Arxive，但它将永远与我们同在。就像它可能说的那样，“我有一个很长的旅程要走，必须向同伴告别”（沃尔特·罗利爵士）。我说三件事：走了。- 是的，我会的忘了？- 不可能！记得吗？- 永远都是！关于KGZ
2005-03-10 astro-ph gr-qc hep-th
