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]
英文摘要：
HD 69830 exhibits radial velocity variations attributed to three planets as well as infrared emission attributed to a warm debris disk. Previous studies have developed models for the planet migration and mass growth (Alibert et al. 2006) and the replenishment of warm grains (Wyatt et al. 2007). We perform n-body integrations in order to explore the implications of these models for: 1) the excitation of planetary eccentricity, 2) the accretion and clearing of a putative planetesimal disk, 3) the distribution of planetesimal orbits following migration, and 4) the implications for the origin of the IR emission. We find that: i) It is not possible to explain the observed planetary eccentricities (e~0.1) purely as the result of planetary perturbations during migration unless the planetary system is nearly face-on. ii) The rate of accretion of planetesimals onto planets in our n-body simulations is significantly different to that assumed in the semi-analytic models, suggesting that one cannot successfully treat planetesimal accretion in the simplified manner of Alibert et al. (2006). iii) Eccentricity damping of planetesimals does not act as an insurmountable obstacle to the existence of an excited eccentric disk: All simulations result in at least 25 Earth-masses of material remaining bound in the region ~1-9 AU, even after all three planets have migrated through the region. iv) Gas drag works to size-sort the planetesimals, with the largest bodies preferentially occupying the highest eccentricity and longest-lived orbits. Further work will be required to understand whether these eccentricity distributions are high enough to explain the level of dust emission observed despite mass loss via steady state collisional evolution. [abridged]
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。
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。
High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability
类地行星的含水量和可居住性是在它们的最后组装过程中确定的，可能来自一百个1000公里的“行星胚胎”和数十亿个1-10公里的“星子”。“在这个过程中，我们假设富含水的物质是由类地行星通过来自外小行星区域的富含水的天体的撞击而吸积的。我们在五个高分辨率的模拟中分析了水的输送和行星的可居住性，其中包含的粒子比以前的模拟多10倍（Raymond et al 2006 a，Icarus，183，265-282）。这些模拟形成了15颗地球质量从0.4到2.6的类地行星，其中包括5颗位于宜居带的行星。每个模拟中的每个行星都至少增加了地球目前的水预算;大多数都增加了几倍于这个数量（假设没有影响耗尽）。每颗行星都从过去的2.5天文单位中吸积了至少5个富含水的胚胎和星子;大多数都吸积了10-20个富含水的天体。我们提出了一个新的模型，在动态平静的系统中，水输送到类地行星，低偏心率或低质量的巨行星-这样的系统可能是非常常见的银河系。我们认为，水是从几个行星胚胎在一个“击中或错过”的方式和从数以百万计的星子在一个统计上强大的过程中，在可比的数额增加。水含量的变化很可能是由富含水的胚胎数量的波动引起的，也可能是由行星质量和位置以及巨行星特性等系统性影响引起的。
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。
