Formation of the Planetary Sequence in a Highly Flattened Disk of Frequently Colliding Planetesimals
用动力学理论研究了微行星自引力盘的演化。在Boltzmann动力学方程中引入Krook积分，考虑了星子间频繁碰撞的影响。结果表明，作为一个非周期性的碰撞耗散不稳定性的小重力扰动的磁盘被细分成许多密集的碎片。这些最终会凝聚成行星序列。
2000-12-05 astro-ph
Metallicity, planetary formation and migration
最近的观测表明，行星存在的可能性与母星的金属丰度之间存在明显的相关性。然而，由于径向速度调查偏向于探测轨道周期短的行星，因此概率-金属丰度相关性只能反映迁移率对金属丰度的依赖。我们调查了这种可能性，但没有发现任何证据表明迁移过程对金属丰度敏感。因此，金属丰度越高，形成行星形成的可能性就越大。
2003-10-23 astro-ph
Observed Planetary Nebulae as Descendants of Interacting Binary Systems
我们检查了最近关于行星状星云形成速率的研究，发现这个速率大约是白矮星形成速率的三分之一。这意味着，在所有演化成白矮星的行星状星云中，只有大约三分之一的星云亮度足以被观测到。这一发现与双伴星必须与渐近巨星分支恒星祖先相互作用才能使后代行星状星云足够明亮以被探测到的说法相一致。关于形成率的发现也加强了De Marco的猜想，即大多数观测到的行星状星云都有双星系统。换句话说，单个恒星几乎从未形成过观测到的行星状星云。
2006-05-14 astro-ph
The Formation of Very Narrow Waist Bipolar Planetary Nebulae
讨论了在几个天文单位到200天文单位的轨道间距范围内，渐近巨星分支（AGB）星吹来的慢风与它的主序星或白矮星伴星吹来的准直快风的相互作用. CFW是AGB风吸积到伴星周围的吸积盘中的结果。快风被吸积盘准直。我们认为，这样的系统是双极行星状星云和双极共生星云的祖先，在两个极叶之间有一个非常狭窄的赤道腰部。我们进行人口合成研究的形成行星状星云的双星系统，定量支持所提出的模型。我们表明，吹CFW的预期系统的数量与从观测中发现的数量一致，在所涉及的许多不确定性。总的来说，我们发现所有行星状星云中有5%是腰围非常窄的双极星云。我们的人口合成不仅支持CFW模型，但更普遍地支持双极行星状星云形成的二元模型。
1999-11-09 astro-ph
The Formation and Evolution of Planetary Systems: Description of the Spitzer Legacy Science Database
我们提出了由行星系统的形成和演化（FEPS）斯皮策遗产计划产生的科学数据库。详细描述了IRAC、MIPS和IRS仪器的数据简化和验证程序。我们还从可用的宽带测光和光谱类型中获得FEPS样品的恒星属性，并提出了一种算法来将Kurucz合成光谱归一化为光学和近红外测光。最终的FEPS数据产品包括FEPS样本中每颗恒星的IRAC和MIPS测光以及校准的IRS光谱。
2008-07-28 astro-ph
Bright Planetary Nebulae and their Progenitors in Galaxies Without Star Formation
我们目前的化学丰度的行星状星云M32，NGC 185，和NGC 205的基础上获得的光谱在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用多目标摄谱仪。从这些和类似的数据汇编从其他本星系群的文献中，我们认为明亮的行星状星云的恒星的起源和演化的恒星形成很久以前停止星系的祖先。在明亮的行星状星云中，氖与氧的丰度之比要么与在形成恒星的矮星系的星际介质中测量到的丰度相同，要么最多变化几个百分点，这表明两者的丰度都没有因为恒星祖先的进化而发生显著的变化。有几个行星状星云似乎已经吸收了氧气，但这些都是例外，而不是规则。明亮的行星状星云的祖先通常将其原始氦丰度提高不到50%。相比之下，氮的增加可以达到100倍。然而，氮往往表现出很少或没有增强，这表明氮富集是一个随机的过程。氦、氧和氖的丰度表明，根据当前理论模型的核合成预测，这里考虑的所有星系中典型的明亮行星状星云都是初始质量约为1.5 Msun或更小的恒星的后代。然而，这些模型无法解释氮的富集或其分散。类似的结论也适用于正在形成恒星的星系中明亮的行星状星云。因此，尽管组成成分差异很大，但在典型明亮行星状星云的前身似乎经历了类似的物理过程这一点上，它们是统一的。（节录）
2008-05-23 astro-ph
What do Multiple Planet Systems Teach us about Planet Formation?
几个世纪以来，我们关于行星系统的知识和关于行星形成的想法都是基于一个单一的例子，我们的太阳系。在过去的13年里，大约170个行星系统的发现开创了天文学的新时代。我回顾了太阳系外行星系统的令人惊讶的特性，并讨论它们如何重塑行星形成理论。我专注于如何多行星系统约束机制提出解释大偏心率典型的太阳系外行星。我认为，强烈的行星-行星散射是常见的，大多数行星系统经历了一个阶段的大偏心率。我建议，行星系统的最终偏心率可能会强烈影响有多少质量仍然在一个小行星盘后，最后一个强大的行星-行星散射事件。
2005-12-29 astro-ph
Formation and Evolution of Planetary Systems: Placing Our Solar System in Context with Spitzer
我们总结了迄今为止的进展，我们的遗产科学计划，题为“行星系统的形成和演化”（FEPS）的基础上获得的观察斯皮策太空望远镜在其第一年的操作。除了从我们的地面准备计划和我们的早期验证计划获得的结果，我们描述了从我们的样本中最年轻的恒星的近红外过量发射的调查，以及寻找类似太阳的恒星周围的冷碎片盘的新结果。我们讨论了我们的研究结果与目前的理解，我们自己的太阳系的形成和演化的影响。
2005-07-01 astro-ph
Constraints on the formation mechanism of the planetary mass companion of 2MASS 1207334-393254
本文讨论了棕矮星2 MASS 1207334-393254伴星的性质和可能的形成方案。我们初步讨论了该天体的基本物理性质，并得出结论：虽然从它的绝对质量（$5M_{\rm Jup}$）来看，它是一个行星天体，但从它的质量比$q$和它与原始褐矮星的距离$a$来看，它与具有较高原始质量的双星的统计性质是一致的。然后，我们探讨了这个对象的可能形成机制。我们表明，标准的行星形成机制的核心吸积是太慢，形成这个对象在10万年内，观测年龄的系统。另一方面，引力不稳定性的另一种机制（在行星和双星形成的背景下提出的）原则上可能会起作用，并形成一个具有观察到的性质的系统。
2005-09-26 astro-ph
Early planet formation as a trigger for further planet formation
最近发现的太阳系外行星的轨道半径很小，或者有很大的偏心率，这表明大质量行星与形成它们的气体和尘埃盘之间的相互作用对于确定行星系统的最终形状至关重要。我们表明，如果这种相互作用发生在早期的时代，当原行星盘仍然是巨大的，然后通过吸积快速行星增长导致一个稳定的磁盘碎片成额外的行星质量机构时，行星质量达到4-5木星质量。我们认为，这种灾难性的行星形成可以解释大质量行星和褐矮星的质量函数的明显差异，以及年轻恒星的存在，这些恒星似乎在早期就消散了它们的圆盘。随后的引力相互作用将导致行星系统包括少数大质量行星在偏心轨道。
1999-12-08 astro-ph
Planetary dynamics in stellar clusters
我们研究如何形成和太阳系外行星系统的演化可以受到恒星相遇，发生在拥挤的条件下的星团。使用合理的集群演化的估计，我们展示了如何行星形成可能会被抑制在球状星团，而行星宽于0.1 AU，在这样的环境中形成，可以从他们的恒星系统中弹出。不太拥挤的系统，如疏散星团，对任何行星系统的影响都要小得多。在疏散星团中，行星形成不会受到影响，只有更广泛的行星系统才会在星团的生命周期中受到破坏。还讨论了在这些环境中自由浮动行星的潜力。
2000-12-01 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
Large scattering events and the formation of planetary systems
在气体巨星形成的核不稳定性图像中，最后阶段是固体核心快速吸积大量气体包层，导致质量增加十倍或更多。这往往会引发附近任何天体的散射，包括其他可能的巨行星核心;在过去的工作中已经表明，典型的结果是一个与我们非常相似的外行星系统。在这里，我们表明，伴随着气体巨行星形成的引力散射，在某些情况下，也可以产生半长轴比太阳系大得多的外行星，并且离心率在数千万年内保持很高。在一些星周尘埃盘中发现的环、间隙和不对称性，暗示在远远超出预期行星形成的星心距离处存在嵌入式行星，可能与这种情况有关。
2002-09-16 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
Solar System Processes Underlying Planetary Formation, Geodynamics, and the Georeactor
在太阳系形成过程中，只有三个过程对太阳系中物质的多样性负责，并直接对行星内部结构负责，包括行星核裂变反应堆，以及动力学过程，特别是地球动力学。这些过程是：（i）太阳系偏远地区或星际介质的低压、低温冷凝;（ii）与行星形成有关的太阳物质的高压、高温冷凝，即从巨型气态原行星内部下雨;（三）与金牛座T相物质抛射有关的超强太阳风将太阳系内部的原始挥发性成分剥离，大概是在太阳的热核点火期间。如本文所述，这些过程在逻辑上以因果关系相关的方式导致行星形成的连贯的观点，其具有深刻的含义，包括但不限于：（a）地球形成为巨大的气态类彗星行星，其岩石加合金内核中具有大量的原行星压缩储存能量;（b）从地球上清除了大约300个地球质量的原始气体，从而开始了地球的减压过程，使原行星压缩所储存的能量可用于驱动地球动力学过程，我已经用新的全球减压动力学来描述了它，它负责通过我所描述的称为地幔减压热海啸的过程在地壳底部的地幔-地壳界面处安置热量;（c）铀在行星中心的积聚，能够自我维持核裂变链式反应。
2007-01-02 astro-ph
Habitable Planet Formation in Extreme Planetary Systems: Systems with Multiple Stars and/or Multiple Planets
了解太阳系外行星系统中可居住行星的形成和动力学演化是一项具有挑战性的任务。在这方面，有多颗巨行星和/或多颗恒星的系统会带来特殊的复杂性。在这些环境中，适居行星的形成受到其巨行星和/或其恒星同伴的动力学的强烈影响。这些天体对形成类地行星的星子和原行星天体盘的结构有着深远的影响。现有的行星形成理论在多大程度上适用于这种“极端”的行星系统取决于它们的行星和/或双星的动力学特征。在本文中，我提出的研究结果的可能性存在的类地物体的系统中的多个巨行星（即Uppermandromedae，47 UMa，GJ 876，和55 Cnc）和讨论的动力学新发现的海王星大小的对象在55 Cnc系统。我还将审查可居住的行星形成的双星系统，并提出了一个系统的搜索结果的参数空间，类地物体可以形成和维持长期稳定的轨道在宜居带的双星。
2007-12-15 astro-ph
Failed Oort Clouds and Planetary Migration
行星形成伴随着彗星云的形成。在行星以快速时间尺度迁移的系统中，彗星轨道的扩散演化可能会停止，导致彗星云介于扁平的柯伊伯带和球形的奥尔特云之间。这些“失败的奥尔特云”可能提供“确凿的证据”，表明行星迁移已经发生。如果散射部分中有一部分是由行星胚胎组成的，那么即使行星系统不在视线的边缘，也有可能观测到这些天体的凌日。
2000-04-05 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
Habitable Planet Formation in Binary-Planetary Systems
最近的径向速度观测表明，类木行星可以存在于中等接近的双星系统中。对此类环境中的类地行星的动力学稳定性的数值模拟表明，除了它们的巨行星外，这些系统也可能存在类似地球的物体。本文研究了这类双星系统中类地行星形成的后期阶段，并给出了类地天体在其宜居带中形成的模拟结果。我们认为一个circumprimary磁盘的月球到火星大小的物体和数值积分的存在下，木星型行星的系统和不同的质量值，半长轴，和轨道偏心率的二级恒星这些机构的轨道。结果表明，在主星的宜居带中，可以形成含有大量水的类地天体。模拟还表明，通过将角动量从次级恒星转移到原行星物体，该系统的巨行星在这些物体的径向混合和最终类地行星的水含量方面发挥着关键作用。我们将讨论我们的模拟结果，并表明，在双星行星系统中形成宜居行星的可能性更大，在中等至大近日点的双星。
2007-02-27 astro-ph
The formation of bipolar planetary nebulae
使用辐射流体动力学代码，我遵循不同质量的恒星周围行星状星云的形成。由于一颗质量较大的中心恒星比质量较小的恒星演化得更快，因此可以预期这将影响PN的形成。对于恒星，我使用Bloecker（1995）中质量为0.605 M0和0.836 M0的残余物的演化轨迹。AGB风被假设集中在一个薄的圆盘中，在没有演化恒星的模型中，这导致了双极星云的形成。我发现，在0.836 M0残留物的情况下，星云确实获得了双极形状，而对于0.605 M0残留物，形状更椭圆。其原因是AGB材料的扩散需要时间;如果这发生得足够慢，AGB风中的密度分布将变得平滑，导致更多的椭圆形状。如果它发生得很快，原始的密度分布（在这种情况下是一个薄的磁盘）几乎不会受到影响。这一结果表明，较低质量的中心恒星不太容易产生双极星云，这一点得到了观测的支持。
1997-04-17 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
The formation of asymmetries in Multiple Shell Planetary Nebulae due to interaction with the ISM
多壳行星状星云（MSPNe）最有可能是AGB热脉冲期间质量损失率调制的结果。通过对它们的形成进行数值模拟，可以研究模型的预测和风的历史。由于它们的晕具有低密度和膨胀速度，MSPNe预计会受到与ISM相互作用的影响。这将为我们提供当地ISM条件的证据。为了研究MSPNe的形成，我们对一颗1太阳质量的恒星从AGB到后AGB阶段的星风演化进行了数值模拟。在不考虑恒星风的不对称性和中心恒星运动的影响的情况下，由于与ISM的相互作用，形成了不对称的晕。我们发现由相互作用引起的不对称性从演化的开始就发生了，并且对晕的形成有巨大的影响。
1999-12-02 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
Three Dimensional Magneto-Hydrodynamical Modeling of Planetary Nebuale ~ II: The Formation of Bipolar and Elliptical Nebulae with Point-Symmetric Structures and Collimated Outflows
这项工作提出了三维，磁流体动力学模拟的形成和早期演化的一个小组的行星状星云，表现出各种点对称的结构。对于双极星云，形成点对称的星云形状沿其相对的叶片和/或准直流出或射流内部或外部的空腔的内边界，是通过考虑一个稳定的不对准的磁准直轴相对于对称轴的双极风流出，定义垂直于赤道密度增强。以点对称方式偏离对称轴的椭圆形行星状星云，通过减少赤道密度增强，也可以通过同样的过程再现。这一机制代表了另一种解释，在某些情况下，形态外观给人的印象，一个对称的，旋转或旋进射流从中央源的行动。计算调查表明，喷流的形成，检测到只有足够密集的风质量损失率$\gtrsim 10^{-7}$ \Moy。对于较低的质量损失率的射流往往消失，只留下在叶尖的ansae状结构，在某些情况下观察到。结果与风的终极速度无关，因为磁化气泡在低风速下表现出动力学行为（$\simeq$ $100 \kms$），在没有磁场的情况下，表现为动量驱动。
2000-07-13 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
The formation of planetary disks and winds: an ultraviolet view
行星系统是恒星形成过程中产生的角动量储存库。这个吸积过程产生了非常强大的引擎，能够驱动光学喷流和分子外流。发动机能量的一部分被释放到加热中，因此发动机的温度范围从内盘材料的3000 K到发生磁重联的区域中的10 MK。有重要的未解决的问题有关的性质的发动机，其演变和影响的发动机的化学演变的内盘。特别相关的是恒星光球和磁盘之间的剪切层的理解，这层控制了显着的部分磁场建设和随后的耗散过程ougth要在紫外线进行研究。这篇文章着重描述了100万年前的太阳和太阳之间的联系，以及在此期间为解决它们的演变而对新的紫外线仪器的要求。两种类型的观测表明是必要的：监测方案和高分辨率成像，至少到毫秒尺度。
2008-09-02 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
Spatially Resolved 3 um Spectroscopy of IRAS 22272+5435: Formation and Evolution of Aliphatic Hydrocarbon Dust in Proto-Planetary Nebula
我们提出中分辨率3微米光谱的富碳原行星状星云IRAS 22272+5435。斯巴鲁望远镜自适应光学系统的光谱学揭示了恒星周围碳氢化合物分子和尘埃的空间变化。乙炔（C2 H2）和氰化氢（HCN）在3.0 μ m处的振转带在中心恒星光谱中很明显。分子集中在靠近中心的致密区域。在距中心星600- 1300 AU处，观测到3.3和3.4 μ m的芳香烃和脂肪烃发射。气体和尘埃之间空间分布的分离表明，小碳氢化合物分子确实是固体物质的来源，并且在中央恒星附近观察到颗粒形成的气体残留物。相对于芳香烃的排放，脂肪烃的排放强度随着与中心恒星的距离而减小。的光谱变化是很好地匹配的实验室模拟热退火与不同的温度。我们认为，无论是热过程后形成的颗粒或在尘埃形成区域的温度随时间的变化，决定了原行星状星云周围的碳氢化合物尘埃的化学成分。
2003-01-16 astro-ph
Observing the planet formation time-scale by ground-based direct imaging of planetary companions to young nearby stars: Gemini/Hokupa'a image of TWA-5
许多太阳系外行星和少数行星系统是通过围绕老的邻近恒星的微小周期性径向速度变化间接发现的。它们中的大多数的轨道特征与我们太阳系中的行星不同。因此，行星形成理论必须修正。因此，对年轻行星的观测限制将是非常有价值的。我们已经开始了一个基于地面的直接成像搜索在年轻的附近恒星轨道上的巨大行星。在这里，我们将激励样本的选择，并将介绍我们的直接成像观察非常低质量（15至40木星质量）的褐矮星同伴TWA-5 B在轨道上附近的年轻恒星TWA-5 A，最近获得的36元素曲率传感AO仪器Hokupa 'a夏威夷大学在莫纳克亚山的8.3米双子座北望远镜。我们可以实现64 mas和25%Strehl的半高宽。我们找到了B绕A轨道运动的重要证据。
2001-06-18 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
A Model For the Formation of High Density Clumps in Proto-Planetary Nebulae
在蛋星云CRL 2688中，要在大半径范围内探测到NaCl，需要在r ~几× 10^17 cm的厚壳层中有10^7 ~ 10^8 cm^-3的密度。为了解释这些结果，需要一种机制来在距离中心恒星相当远的地方产生高密度。在快速风与环境介质相互作用的二维模拟中，材料变得热不稳定。由此产生的团块可以达到NaCl激发的必要条件。我们提出了2D模型与简单的物理原理证明计算表明，丛生行为是强大的。在碰撞风模型中，成团是冷却的自然结果，与从观测中推断的结果相当。
2003-09-19 astro-ph
Axisymmetrical Structures of Planetary Nebulae and SN 1987A
我总结了最近关于行星状星云和SN 1987A三环轴对称结构形成的一些模型和观点，如下。(a)我回顾了双星伴星的一般作用，包括褐矮星和行星。(b)我提出了一个机制，轴对称的质量损失的AGB，可能占轴对称结构的椭圆行星状星云和缓慢旋转的AGB恒星。(c)在Soker（1989）数值模拟的基础上，提出了SN 1987A两个外环的形成模型，并讨论了它们从爆炸恒星上位移的机制。
1998-04-02 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
Formation of Protoplanets from Massive Planetesimals in Binary Systems
超过一半的恒星存在于双星系统或多星系统中，许多行星都是在双星系统中发现的。然而，从理论的角度来看，行星形成是否在双星系统中进行是一个非常复杂的问题，因为来自伴星的长期摄动很容易搅动微行星的偏心率，并导致微行星之间的高速，破坏性的碰撞。在双星系统中行星形成的早期阶段，人们已经用气体拖曳的限制性三体方法进行了研究，并普遍认为小行星的吸积是由于气体拖曳的轨道相位作用而进行的。然而，当微行星变得巨大时，气体阻力变得不那么有效。因此，仍然不确定碰撞速度是否仍然很小，一旦星子变得巨大，行星吸积是否可以进行。我们进行了{ \it N}体模拟的行星形成的双星系统开始的大质量的小行星，其大小约为100-500公里。我们发现，如果初始盘模型的径向分布足够宽，由于伴星扰动和微星相互作用的耦合，微星的离心率矢量很快收敛到强迫离心率。这种收敛降低了碰撞速度，结果吸积可以以与孤立系中相同的方式进行。行星形成的基本过程，如失控生长和寡头生长以及原行星的最终构型在双星系统和单星系统中基本相同，至少在气体阻力影响较小的后期阶段。
2007-07-19 astro-ph
Planetary Formation Scenarios Revistied: Core-Accretion Versus Disk Instability
到目前为止，核心吸积模型和盘不稳定性模型一直被用来解释行星的形成。这些模型有不同的条件，如行星质量、盘质量和形成气体巨星的金属丰度。核心吸积模型有一个金属丰度条件（在G型恒星的情况下[Fe/H] > 1.17），形成的行星质量小于木星质量MJ的6倍。另一方面，盘不稳定性模型没有金属量条件，但要求盘的质量是最小质量太阳星云模型的15倍。形成的行星质量超过2 MJ。这些结果与每种光谱类型的中心恒星的161颗探测到的行星进行了比较。结果表明，无论光谱类型如何，90%的探测行星都符合核心吸积模型。剩下的10%不在核心吸积模型所解释的范围内，而是由盘不稳定性模型所解释。在核吸积模型下，我们导出了气态巨星形成几率与金属丰度的关系。将计算结果与观测到的有气态巨星的部分相比较，发现它们是一致的。另一方面，观测结果不能用盘不稳定性模型来解释，因为气体巨星形成的条件与金属丰度无关。因此，迄今为止发现的大部分行星被认为是由核心吸积过程形成的，其余的则是由盘不稳定过程形成的。
2007-03-10 astro-ph
Broad H$α$ Wing Formation in the Planetary Nebula IC 4997
年轻而致密的行星状星云IC 4997被认为在H $α$周围展现出非常宽的翅膀，宽度超过了$5000 {\rm km s^{-1}}$。我们认为宽翼是通过与氢原子的Rayleigh-Raman散射形成的，通过这种散射，速度宽度为几个$10^2 {\rm km s^{-1}}$的Ly $β$光子被转换为可见光子，并充满了H $α$宽翼区域.转换效率在散射光学深度远大于1的线中心附近达到0.6，在远翼迅速降低.假设靠近中心恒星存在一个未分辨的高密度致密内核$n_H\sim 10^{9-10} {\rm cm^{-3}}$，我们使用光电离代码“CLOUDY”表明产生了足够的Ly $β$光子用于散射.我们采用顶帽型入射剖面，在H~I柱密度为$N_{HI}=2\times 10^{20} {\rm cm^{-2}}$的散射区和覆盖因子较大的散射区，对Ly的$β$通量进行了剖面拟合分析，得到了与观测通量的满意拟合。我们简要地讨论了行星状星云和其他发射天体的瑞利-拉曼过程的天体物理意义。
1999-11-23 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
