Accretion Rates of Planetesimals by Protoplanets Embedded in Nebular Gas
当通过吸积微行星而成长的原行星有大气层时，接近原行星的小微行星会因大气层的气体阻力而失去能量，这导致它们被原行星的希尔球捕获。因此，原行星的生长速度加快。为了研究大气层对行星生长速率的影响，我们对各种轨道要素的微行星轨道进行了数值积分，并获得了微行星对有大气层行星的有效吸积速率。数值结果是作为一个函数的星子的偏心率，倾角，行星的半径，和无量纲的气体阻力参数，可以表示为几个物理量，如星子的半径和原行星的质量。假设近表面气体密度的径向分布可以近似为幂律分布，对微行星由于气体阻力而损失的动能进行了解析计算，并与数值计算结果进行了比较。我们证实，上述近似的幂律密度分布是合理的吸积率的原行星与1至10个地球的质量，除非星子的尺寸太小。我们还计算了在偏心率和倾角的Rayleigh分布上平均的星子吸积率，并导出了吸积率的半解析公式，它很好地再现了数值结果。利用得到的吸积率表达式，我们研究了星云气体中原行星的生长。我们发现，大气气体阻力的影响可以提高的增长率显着，这取决于微行星的大小。
2009-08-12 astro-ph.EP
Capture of planetesimals by waning circumplanetary gas disks
当气态巨行星的质量足够大时，就会形成环行星盘。虽然被环行行星盘捕获的固体可能有助于行星和它们周围的常规卫星的生长，但一些被捕获的天体在盘分散后仍会留在行星中心的轨道上。我们研究捕获和随后的轨道演化的微行星在减弱的环行星际气体盘使用三体轨道积分。我们发现，在这种微弱的气体阻力作用下，一些被捕获的星子可以在环行盘中存活很长一段时间。捕获的星子的半长轴小于行星希尔半径的三分之一左右。它们的偏心率和倾角的分布在磁盘分散后取决于气体阻力的强度和磁盘分散的时间尺度，和最初强大的气体阻力和快速磁盘分散有利于捕获和生存的星子。然而，在这种情况下，最终的轨道偏心率和倾斜度的捕获机构仍然相当大。虽然我们的研究结果表明，一些目前的不规则卫星的气体巨行星与小半长轴将被捕获的气体阻力，其他机制需要充分解释他们目前的轨道特征。
2016-04-28 astro-ph.EP
Planetesimal Dynamics in Inclined Binary Systems: The Role of Gas-Disk Gravity
研究了倾斜双星系统中气盘引力对微行星动力学的影响，其中，环主盘平面相对于双星盘平面倾斜一个显著的角度（$i_B$）。我们的重点是Lidov-Kozai机制和星子偏心率和倾角的演变。利用解析和数值方法，我们发现，一方面，盘引力一般缩小了Kozai-on区域，即，取决于各种参数，可以在盘的某些部分（或者甚至整个盘）中抑制Lidov-Kozai效应。在Kozai off区，微行星在靠近气盘中平面的轨道上运动，相对角（$i^{'}$）遵循小振幅的周期振荡。另一方面，当我们包括磁盘重力的影响，我们发现，Lidov-Kozai效应可以工作，即使在任意低的倾角（$i_B$），虽然较低的$i_B$导致一个较小的Kozai-on区域。此外，在Kozai-on区域，大多数微行星的偏心率可以被激发到极高的值（$\sim 1$），并且这种极高的偏心率通常伴随着轨道翻转，即，小行星轨道在顺行和逆行之间来回翻转。一旦微行星达到很高的轨道偏心率，气体阻力阻尼将使微行星轨道收缩，在靠近主星的近圆形轨道上形成一个“热微行星”。这种机制，如果分别用微扰和潮汐阻尼代替微扰和气体阻力阻尼，可能导致热微扰的频繁产生。
2012-02-28 astro-ph.EP
Planet Formation in Circumbinary Configurations: Turbulence Inhibits Planetesimal Accretion
在恒星伴星高度扰动的环境中诞生的行星的存在对行星形成的范式提出了重大挑战。在数值模拟中，近距离双星的存在会激起微行星之间的相对速度，这是决定吸积和侵蚀之间平衡的基础。然而，开普勒最近发现的环联星行星确定了在联星系统中形成行星形成显然是可行的。我们进行N体模拟的星子嵌入在一个原行星盘，在那里星子定相是由随机扭矩的存在下受挫，建模预期的扰动驱动的湍流的磁旋转不稳定性（MRI）。我们研究扰动幅度相关的死区中平面（有利于行星形成在单星），并发现，星子吸积可以被抑制，即使在外盘（4-10 AU）远离中央的二进制，以前被认为是一个合理的起点形成的环二进制行星的位置。
2012-10-29 astro-ph.EP
From dust to planets -- II. Effects of wide binary companions and external photoevaporation on planetesimal and embryo formation
Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院）
研究探讨宽双星伴星和外部光蒸发对行星esimal和胚胎形成的影响，发现双星伴星截断盘边缘会降低胚胎吸积尘埃并形成类地行星的效率，尤其在双星分离小于90au时影响显著。
2026-03-25 astro-ph.EP
Dynamical evolution of a self-gravitating planetesimal disk in the distant trans-Neptunian region
目的。我们研究了由巨行星和大质量星子盘组成的系统在太阳系年龄内的动力学演化。本研究所要解决的主要问题是，遥远的海王星外天体是否可能是行星摄动和圆盘自引力共同作用的结果。方法.我们进行了一系列完整的N体数值模拟的巨大行星和大量的外盘的星子之间的引力相互作用。结果我们的模拟显示，巨行星和大质量微行星的集体引力在初始盘质量的很大范围内产生了遥远的海王星外天体。大多数在太阳系中存活下来的天体近日点距离q > 40 au。在这一区域，半长轴a > 150天文单位的天体的离心率有缓慢减小和近日点距离增加的趋势。遥远的微行星之间的长期共振在增加它们的近日点距离方面起着重要作用。这就解释了Sedna型天体的起源。在我们对太阳系年龄的积分中，我们记录了q > 40 au，a > 150 au的天体的近日点半径和近日点参数的高和低聚集时间。在我们的模型中得到的倾角分布和观测到的遥远的海王星外天体的倾角分布具有相似的平均值，约为20度。结论.遥远的海王星外天体是模型中的自然结果，其中包括迁移的巨行星和自引力小行星盘。
2022-05-24 astro-ph.EP
Exciting mutual inclination in planetary systems with a distant stellar companion: the case of Kepler-108
本文研究了在双伴扰动下多行星系统中，行星轨道间的相互倾斜由一种新的长期轨道共振激发，我们称之为“诱导”。当行星的节点进动率与双星轨道频率的倍数相匹配时，发生了偏转共振，其物理性质与先前研究的偏转共振相似。捕获到一个偏转共振需要遇到的共振与缓慢增加的节点岁差率，它可以激发行星的相互倾斜，而不影响他们的偏心率。我们讨论了可能的结果ivection共振捕获，我们用模拟来说明，这是一个很有前途的机制，在系统中，行星有显着的相互倾斜，但适度的偏心率，如开普勒-108产生的相互倾斜。我们还发现了一个明显的赤字的多行星系统，将有节点岁差周期可比的双轨道周期，这表明诱导共振可能会抑制形成或不稳定的多行星系统与外部的双同伴。
2021-10-19 astro-ph.EP
Hiding Planets Behind a Big Friend: Mutual Inclinations of Multi-Planet Systems with External Companions
{ \it Kepler}任务已经探测到数千个行星系，其中有1-7颗凌日行星，它们与主星的距离在0.7天文单位以内。有一个明显的过剩的单凌行星系统，不能单独用凌日几何解释，当一个单一的行星相互倾斜分散假设。这表明，观测到的紧凑行星系至少有两种不同的结构。我们提出了一个方案，“开普勒二分法”可以解释的外部巨行星或恒星伴星与内部多行星系统错位的行动。外部的伴星激发了内行星的相互倾斜，导致这些系统在凌日调查中出现“开普勒单打”。我们推导出近似的解析表达式（在各种限制制度），校准与数值计算，为相互倾斜的各种行星系和扰动属性（质量$m_p$，半长轴$a_p$和倾角$θ_p$）的激发。通常，激发的互倾随着$m_p/a_p^3$和$θ_p$而增加，尽管长期共振可能导致大的互倾，即使对于小的$θ_p$。我们讨论了我们的研究结果的影响，了解过境行星系统的动力学历史与已知的外部扰动。
2016-11-03 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries I: planetesimal dynamics in massive protoplanetary disks
大约$20\%$的径向速度调查发现的系外行星居住在恒星双星。为了弄清它们的起源，我们必须了解双星系统内原行星盘中的微行星的动力学。标准的描述，只占气体阻力和引力的伴星已受到挑战，最近的原行星盘的引力被证明在星子动力学中起着至关重要的作用。另一个复杂的现象是双星系统中的原行星盘倾向于偏心，从而引起额外的星子偏心率激发。在这里，我们第一次解析地探讨了双星如$α$ Cen和$γ$ Cep在（1）偏心原行星盘的重力，（2）由于（共面）偏心伴星的扰动，和（3）气体阻力的联合作用下的星子的长期动力学。我们得到明确的解决方案的行为的星子偏心率${\bf e}_p$在非旋进磁盘（和旋进磁盘在一定的限制）。我们得到了星子相对速度分布的解析形式，这是理解它们碰撞演化的关键输入。盘引力强烈地影响相对速度，并且倾向于将以最高速度与可比物体碰撞的微行星的大小推到小值，$\sim 1$ km。我们还发现，在偏心的原行星盘approximally对齐的双星轨道的星子碰撞在较低的相对速度比在错位磁盘。我们的研究结果突出了一个决定性的作用，磁盘重力在双星的微行星动力学。
2014-08-21 astro-ph.EP
Planet formation in binaries: dynamics of planetesimals perturbed by the eccentric protoplanetary disk and the secondary
在偏心的、近距离的双星系统（距离约为20天文单位）中发现行星，如αCen或γCep，是对行星形成理论的重要检验。来自伴星的引力扰动预计会激发出高的微行星离心率，导致在与类似大小的天体碰撞时，大小可达数百公里的天体的破坏，而不是增长。最近有人提出，嵌入微行星的巨大轴对称气体盘的重力驱动其轨道的快速岁差，从而抑制了偏心率激发。然而，双星中的圆盘本身被认为是偏心的，导致额外的星子激发。本文发展了椭圆形原行星盘（忽略气体阻力）和伴星引力扰动下微行星偏心率演化的长期理论。首次导出了偏心圆盘扰动函数的表达式，该表达式可用于其他天体物理问题。我们获得明确的分析解决方案，小行星偏心率的演变，并描绘了四个不同的制度的动力学激发。我们证明了在具有大质量（>10^{-2}M_Sun）盘的系统中，微行星的偏心率通常仅由偏心盘的引力决定，并且与盘的偏心率相当。结果，后者对固体的碰撞速度施加了下限，使它们的生长成为问题。如果气体盘快速进动，或者气体盘自身的重力有效地降低了盘的偏心率，则可以消除这种碎裂障碍。
2014-10-29 astro-ph.EP
Inclination Dynamics of Resonant Planets under the Influence of an Inclined External Companion
最近的观测表明，开普勒超级地球系统的很大一部分都有外部巨行星伴侣（冷彗星），它们可以塑造内行星的结构，特别是它们的相互倾向。来自冷彗星的动力学扰动可能解释了开普勒数据中未对准行星的数量。这种机制的有效性可能会受到内部系统中强大的行星-行星耦合的阻碍。在本文中，我们研究如何平均运动共振（MMR）影响这种耦合和预期的失调。对于不同的周期比和微扰性质，我们推导出了由倾斜伴星引起的内行星系统中相互倾斜激发的近似解析表达式。在大多数情况下，相互倾斜成比例的无量纲参数，表征的干扰相对于内部系统中的耦合的强度。我们表明，MMR加强了内部耦合，减少了相互倾斜引起的扰动的几个因素。我们发现，共振是弹性的扰动，并推导出一个标准的共振角的天平动。我们的研究结果有应用约束看不见的行星扰动，并了解多行星系统的架构。
2021-03-05 astro-ph.EP
Distinguishing Between Stellar and Planetary Companions With Phase Monitoring
使用径向速度技术探测到的系外行星，其真实质量有一个众所周知的模糊性，这是由行星轨道相对于天空平面的未知倾角造成的。在极少数情况下，通过天体测量的后续行动，或者在理想的情况下，通过随后对行星凌日的检测，可以帮助限制倾角。随着预测倾角的减小，伴星的质量增加，导致预测性质的变化。在这里，我们调查的质量，半径和大气特性的变化，因为倾斜推动同伴从行星到棕矮星，最后低质量的恒星制度。我们确定由此产生的可检测的光度签名在预测的相位变化的同伴改变属性，并成为自发光。我们将此应用于HD 114762和HD 162020系统，已知同伴的最小质量使它们处于氘燃烧极限。
2019-07-15 astro-ph.EP
More Realistic Planetesimal Masses Alter Kuiper Belt Formation Models and Add Stochasticity
本研究模拟含约10^5大质量星子的原始带，发现海王星共振解锁及迁移过程改变柯伊伯带形成，且行星不稳定性引入的随机性使最终性质难以约束早期条件。
2024-03-18 astro-ph.EP
Moderately Eccentric Warm Jupiters from Secular Interactions with Exterior Companions
最近的研究提出，大多数温暖的行星（WJ，半长轴在0.1-1 AU范围内的巨行星）可能是在原地形成的，或者通过盘迁移到达它们的观测轨道。然而，无论是在原地形成和磁盘迁移，在其最简单的口味，预测WJ是在低偏心率轨道，在矛盾与许多观察到的WJ是适度偏心（e=0.2-0.7）。本文探讨的可能性，WJ偏心率提出长期的相互作用与外部巨行星的同伴，在原地形成或迁移的圆形轨道。偏心率增长可能来自倾斜的伴星（通过Lidov-Kozai循环），或者来自偏心的、几乎共面的伴星（通过拱点进动共振）。我们量化的必要条件（偏心率，半长轴和倾角）的外部扰动的各种质量，以提高WJ偏心。我们还考虑了检测到的外部同伴的偏心WJs的样本，并为每个系统，确定所需的相互倾斜的范围，以产生所观察到的偏心率。对于大多数系统，我们发现，相对较高的倾角（至少$\sim 40^\circ$）是必要的，使Lidov-Kozai周期诱导;观察到的外部同伴通常没有足够的偏心率，以产生观察到的WJ偏心率在低倾角配置。本文的结果可能看不见的外部同伴偏心WJ的限制。探测巨行星系统相互倾斜的观测将有助于澄清偏心WJ的起源和外部同伴的作用。
2017-08-30 astro-ph.EP
Application of Gas Dynamical Friction for Planetesimals: II. Evolution of Binary Planetesimals
行星形成的最初阶段之一是小的星子的生长和它们积累成大的星子和行星胚胎。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。在这一阶段，气体-星子相互作用在\emph{single}中等质量星子（$m_{p}\sim10^{21}-10^{25}g$）\emph{through gas dynamical friction}（GDF）的动力学演化中起着关键作用。太阳系的小行星（小行星和柯伊伯带天体）中有很大一部分是双星。在这里，我们探索的影响GDF的演化\emph{binary}星子嵌入在气体盘使用N体代码与基准外力占GDF。我们发现，GDF可以诱导二进制合并的时间尺度短于磁盘寿命以上的质量$m_{p}\gtrsim10^{22}g$在1 AU，独立的二进制初始分离和偏心率。这种合并可以影响合并形成的微行星的结构，GDF诱导的双星内旋可以在微行星盘的演化中发挥作用。此外，在围绕恒星的偏心轨道上的双星可能会在超音速状态下演化，在那里扭矩逆转，双星膨胀，这将增加与双星相遇的横截面。具有小质量比的高倾斜双星由于Kozai-Lidov循环与GDF的联合作用而演化，导致混沌演化。顺行双星经历半规则的Kozai-Lidov演化，而逆行双星经常翻转它们的倾角，其中$\sim50\%$被破坏。
2016-02-07 astro-ph.EP
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
Planet Formation In Highly Inclined Binary Systems I. Planetesimals Jump Inwards And Pile Up
大多数探测到的行星双星都在宽轨道上，在双星轨道平面和围绕主星的行星盘平面之间有一个很大的倾角$i_B$是很常见的。在本文中，我们调查的中间阶段-从星子到行星胚胎/核心-行星形成在这种高度倾斜的情况下。我们的重点是气体阻力对微星轨道演化的影响，特别是对微星半长轴分布及其相互相对速度的演化。我们首先证明了一个非演化的轴对称盘模型是一个很好的近似研究气体阻力对小行星在高度倾斜的情况下（$30^\circ <i_B<150^\circ$）的影响。然后我们发现气体阻力起着至关重要的作用，结果通常可以分为两类，即，根据$i_B$的具体值，可分为Kozai-on状态和Kozai-off状态。对于这两种制度，一个强大的结果在很大范围内的参数是，星子迁移/跳跃向内和堆积，导致严重截断和密集的星子盘周围的主要。在这个致密的盘中，碰撞率很高，但相对速度很低，为微行星的生长提供了有利的条件，并可能允许随后形成行星。
2011-04-08 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming cold gas giants through planetesimal accretion
在轨道和质量上类似于木星和土星的冷气体巨星的形成对星子驱动的核心吸积模型来说是一个巨大的挑战，因为远离恒星的核心增长率很低。在这里，我们模拟了单个原行星的生长和迁移，这些原行星吸积了星子和气体。我们集成了核心的增长率，使用适合在文献中的$N$体模拟，它提供了吸积的星子，原行星迁移通过的效率。我们考虑了来自太阳系和原行星盘的三个约束：（1）海王星散射盘和奥尔特云中的类地行星和彗星库的质量与每AU几个地球质量的原始微行星群一致，（2）来自小行星带和柯伊伯带的证据表明，微行星的特征直径为100公里，（3）对原行星盘的观测表明，尘埃受到弱湍流的搅动，这种气体湍流也激发了微行星的倾斜。我们的名义模型建立在这些限制的结果在最大原行星质量的$0.1$地球质量。忽略上面的约束（1），我们表明，即使是1，000个地球质量（相当于每个AU 50个地球质量）的微行星群也无法产生冷气体巨星（尽管它成功地形成了热和暖气体巨星）。我们的结论是，一个巨大的星子水库本身是不足以产生冷气体巨人。通过星子吸积形成冷气体巨星还需要星子很小，湍流搅拌很弱，因此违反了上述所有三个限制。
2019-10-11 astro-ph.EP
How Sedna and family were captured in a close encounter with a solar sibling
2012VP 113的发现引发了围绕太阳轨道运行的小行星塞德娜家族起源的争论。塞德尼托斯在太阳系外围的埃格沃斯-柯伊伯带和奥尔特云之间徘徊，其轨道非常宽（a> 150 au），近日点距离q> 30 au（a = 1 au，偏心率e =（1-q/a）~0.0167或q = 1 au）。这个星群由十几个天体组成，我们认为它们是一个家族，因为它们有相似的近日点距离和相对于黄道的倾角i = 10 - 30度。它们也有类似的近日点参数ω = 340 +/-55度。没有现成的解释他们的起源。在这里，我们表明，这些轨道参数是典型的捕获人口从另一颗恒星的星子盘。假设轨道要素的塞德尼托斯没有改变，因为他们获得了自己的轨道，我们重建的遭遇，导致他们的捕获。我们的结论是，它们可能是在与一颗1.8MSun恒星的近距离碰撞中被捕获的，这颗恒星以相对于黄道17 - 34度的倾角在~340au处撞击太阳，在无穷远处的相对速度为~4.3km/s。我们预测，塞德尼托斯地区是由930个星子和内部的奥尔特云获得约440个星子通过相同的遭遇。
2015-08-04 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries II: overcoming the fragmentation barrier in alpha Centauri and gamma Cephei-like systems
小间距（约20天文单位）的偏心双星，如仙王座γ或半人马座α，其行星形成被认为受到伴星存在的不利影响。偏心伴星对星子的强烈动力学激发可导致1-100公里天体的碰撞破坏（而不是增长），从而为行星形成产生“碎裂屏障”。我们修改了这个问题，使用一种新的描述的长期动力学的双星，占的偏心，共面原行星盘的重力，以及气体阻力的星子。通过对星子碰撞结果的研究，我们发现，只要原行星盘的质量大于10^{-2}M_（\odot），且只有弱偏心（盘偏心率<0.01），那么在约20个天文单位的分离双星中，在天文单位尺度的轨道上，星子的生长和随后的行星（包括气体巨星）的形成是可能的。这些要求与类仙后座系统中存在大质量行星（几个M_J）和最近对偏心双星中气体盘的模拟结果是一致的。类地行星和类海王星行星也可以在小半径（亚AU）的低质量盘中形成。我们发现，碎片障碍是一个问题，在偏心盘是apperially对准的双轨道。对齐产生了特殊的位置，在那里（1）相对星子速度低，（2）他们的阻力引起的径向漂移的时间尺度很长。这会导致星子堆积在盘中的这些位置，并促进它们的生长。
2014-08-20 astro-ph.EP
Planetesimal-driven planet migration in the presence of a gas disk
我们在这里报告了Kirsh等人（2009）使用我们的N体代码SyMBA（Duncan等人，1998年）。以前的工作集中在一个单一的行星的质量Mem的情况下，沉浸在一个小行星盘与幂律表面密度分布和瑞利分布的偏心率和倾角。通常使用10^4 - 10^5个等质量的微行星，其中包括太阳和微行星对每个微行星的引力（和反作用力），而微行星与微行星的相互作用被忽略。这里所报告的试验包括了气盘的动力学效应，其中Adachi等人（1976）的气动气体阻力公式适用于所有物体。在某些情况下，Papaloizou和Larwood（2000）对行星的I型迁移的处方被实施，以及质量分布。在没有气体的情况下，可以观察到快速的行星迁移--速度与行星的质量无关--只要行星的质量与能够进入希尔球的星子的质量相比不太大。在这种情况下，向内和向外移徙都可以自我维持，但向内移徙的倾向很强。当存在气盘时，气动阻力可以大大改变分散的星子的动力学。对于足够大或足够小的单分散星子，行星通常向内迁移。然而，对于一系列看似合理的小行星（即在最小质量Hayashi盘中，在5.0 AU处为0.5 - 5.0 km），通常会引发向外迁移，通常伴随着大量的行星质量吸积。这种行为的起源解释了一个玩具模型。还讨论了与I型迁移相关的尺寸分布和扭矩的影响。
2010-09-23 astro-ph.EP
Migration rates of planets due to scattering of planetesimals
行星迁移是由于它们从分散的固体（微行星）体中经历的反冲。一阶，由内部和外部盘施加的扭矩抵消，类似于抵消来自与气体的重力相互作用的扭矩（I型迁移）。假设弥散主导的制度和幂律的特点是指数α和β的表面密度和偏心率的轮廓，我们计算的净扭矩的行星。我们考虑远距离相遇和近距离（轨道交叉）相遇。我们发现，近距离和远距离碰撞力矩的α和β依赖性具有相反的符号，并且力矩对偏心率梯度（β）特别敏感。与密度波激发的I型迁移相比，由于富气盘中固体的表面密度较低，星子驱动的迁移速率通常较低，尽管当它们的偏心率和倾角较小时，这可能部分或全部抵消。允许反馈的行星上的星子盘通过粘性搅拌，我们发现，在一定条件下，一个自我调节的迁移的情况下出现，其中的行星迁移在一个稳定的步伐，接近相应的单边扭矩的速率。然而，如果当地的星子盘质量与行星质量之比很低，迁移就会停滞。我们量化了三种迁移制度的界限。
2012-07-30 astro-ph.EP
Evolution of a disc-planet system with a binary companion on an inclined orbit
我们研究轨道倾角的变化与岁差的盘行星系统，发生通过引力相互作用与一个倾斜的轨道上的双伴侣。我们调查这种情况下是否可以解释巨大的行星在近轨道上高度倾斜的恒星赤道平面。我们获得的条件保持近似共面性和测试他们与SPH模拟。对于感兴趣的参数，系统经历近似的刚体进动与适度的翘曲，而行星向内迁移。由于压力的作用，不需要阀瓣自身重力来保持这种结构。我们认为一个磁盘和单一的行星不同的初始倾角的二进制轨道的组合系统和系统的三个行星的迁移导致动力学不稳定，重新排序的行星的中平面。由于相互作用主要是由时间平均的四极分量的二进制的扰动潜力，结果为圆形轨道可以缩放适用于偏心轨道。当双星轨道参数的变化发生在超过轨道周期的时间尺度上时，系统会自动作出反应。因此，在缓慢移除的情况下，保持倾斜度的变化。因此，这里研究的产生高倾角行星轨道的方案是有希望的。
2014-02-12 astro-ph.EP
Compact planetary systems perturbed by an inclined companion: II. Stellar spin-orbit evolution
恒星相对于多行星系统轨道平面的自旋方向越来越容易观测。在这里，我们分析并分类了受倾斜外伴星扰动的紧凑多行星系统中不同类型的自旋轨道演化。我们的研究是基于经典的长期理论，使用矢量的方法在一个单独的文件。当行星-行星扰动在偏心率和互倾的第二阶截断，而行星-伴星扰动在四极子阶发展时，问题变得可积。这种运动是由整个系统围绕总角动量的均匀进动组成的，在旋转坐标系中，这种运动是周期性的。在这里，我们专注于相对运动与行星系统和外轨道之间的倾角的振荡，以及恒星相对于两个轨道平面的倾斜度。使用强大的几何方法获得的解决方案。用这种技术，我们确定了四个不同的制度，其特征在于章动幅度的恒星自旋轴相对于行星的轨道平面。特别是，当系统处于卡西尼制度时，恒星的进动率达到最大值，其中行星的角动量比恒星大，并且恒星的岁差率与伴星引起的行星的岁差率相似。在这种情况下，自旋轨道振荡超过行星和伴星之间倾角的两倍。即使相互倾斜只有~ 20度，这种共振情况也会导致自旋轨道角在完美对齐和逆行值之间振荡。
2014-05-29 astro-ph.EP
Transiting Extrasolar Planet with a Companion: Effects of Orbital Eccentricity and Inclination
在早期的出版物[Sato and Asada，PASJ，61，L29（2009）]中开始的继续工作，我们考虑了光变曲线受轨道倾角和轨道偏心率的影响，该轨道围绕凌日系外行星（在行星-卫星系统或假设的真双星中）。我们表明，半长轴，偏心率和倾角的一个“月亮”围绕主行星的轨道可以确定由过境方法单独。为此目的，我们提出了一个配方的参数确定在一个小偏心率近似以及在确切的形式。因此，半长轴可以用亮度变化、渡越时间和光变曲线的间隔等可观测量来表示。我们还讨论了一个狭窄的参数区域，产生一个太阳系外的卫星相互过境。
2010-07-06 astro-ph.EP astro-ph.IM
Trans-Neptunian objects as natural probes to the unknown solar system
海王星外天体（英语：Trans-Neptunian objects，缩写为TNO）是一种冰质/岩石天体，在海王星外带（英语：Trans-Neptunian belt）（或称埃奇奥-柯伊伯带）中移动到海王星轨道之外。与吸积模型的预测相反，这些模型的特征是原行星盘微行星在动态冷轨道上演化（具有非常小的偏心率e和倾角i），在现实中，TNO表现出惊人的轨道偏心率和倾角范围。一些理论模型已经解决了TNO的主要动力学类别的起源和轨道演化，但没有一个成功地复制它们。此外，没有人解释过几个特殊轨道上的物体，或者提供了有见地的预测，没有这些预测，模型就不能根据观测进行正确的测试。基于广泛的模拟的存在下的四个巨大的行星和大量的模型的星子的星子盘，我详细探讨的TNO的动态，特别是他们的（不）稳定的地区在时间尺度上可比的年龄的太阳系，和整个跨海王星区域的共振的作用。我还提出，随着巨行星的轨道历史，原始胚胎（质量相当于火星-地球质量的巨大星子）的轨道演化可以解释外海王星带的精细轨道结构，木星和海王星特洛伊的轨道，以及可能的巨行星的当前轨道。这些原始胚胎最终被巨行星分散，这一过程将巨行星的轨道和原始星子盘都搅拌到40-50 AU的水平。特别是，如果至少有一个这样的原始胚胎（小行星）生存在太阳系的外围，由外海王星带提供的主要限制是最佳满足。
2012-12-26 astro-ph.EP
Exterior Companions to Hot Jupiters Orbiting Cool Stars are Coplanar
自从第一颗太阳系外行星被发现以来，热彗星的存在就对行星形成理论提出了挑战。人们通常认为，巨行星形成于远离其宿主恒星的地方，在那里，像水这样的挥发性物质以固态存在，这使得巨行星的核心更容易积累。已经提出了几种机制来解释巨行星如何从它们的诞生地向内迁移到短周期轨道。其中一个机制，称为Kozai-Lidov迁移，需要在相对于热木星轨道平面倾斜超过$\sim40$度的轨道上存在遥远的同伴。在热木星系统中，宽伴星的高出现率支持了这一迁移理论。然而，这些被探测到的行星和恒星伴星的确切轨道倾角尚不清楚，因此不清楚这些伴星的相互倾角是否足够大，足以让科扎伊-利多夫过程运作。本文表明，在具有对流外层的冷星系统中，热彗星的大部分宽行星伴星的轨道必须与热彗星的轨道和宿主星的自旋很好地对准。对于伴星倾角的各种可能分布，分布的宽度必须小于$\sim20$度，以重建具有良好保真度的观测结果。因此，伴星的轨道很可能与热彗星的轨道很好地对齐，并且Kozai-Lidov机制不会在这些系统中强制迁移。
2017-10-04 astro-ph.EP
Migration of bodies in the Proxima Centauri and Trappist 1 planetary systems
Vernadsky Institute of Geochemistry and Analytical Chemistry of RAS（俄罗斯科学院地球化学与分析化学研究所）
研究了比邻星和TRAPPIST 1行星系统中行星esimal的迁移，发现其可能在共振轨道上移动，并向内行星输送冰冻物质。
2024-11-08 astro-ph.EP
Eccentricities and Inclinations of Multi-Planet Systems with External Perturbers
包含超级地球或次海王星的紧凑多行星系统，通常在太阳型恒星周围发现，可能被外部巨行星或恒星伴星包围，这可以塑造内部系统的结构和可观测性。我们提出了一个全面的研究内行星系统的演化受到偏心，错位外扰动的引力影响。分析结果得出的“2行星+扰动”系统的内行星偏心率（$e_i$）和相互倾斜（$θ_{12}$），校准与数值长期和N体积分，作为扰动质量$m_p$，半长轴$a_p$和倾角$θ_p$的函数。我们发现内部系统的动力学是由无量纲参数$ε_{12}$决定的，由扰动驱动的微分进动率和内部行星的相互进动率之间的比值给出。松散堆积的系统（对应于$ε_{12} \gg 1$）比紧密堆积的内部系统（具有$ε_{12} \ll 1$）（或单态）更容易受到扰动的偏心/倾斜激励，尽管在$ε_{12}\sim 1$周围可能发生共振，导致大的$e_i$和$θ_{12}$。动力学不稳定性可能会设置在大激发偏心率和相互倾斜的内行星系统。我们提出了一种形式主义，我们的分析结果扩展到一般的内部系统与$N>2$行星和应用我们的结果，以限制可能的外部同伴开普勒-11系统。离心率和外部同伴的倾斜激发可能有助于解释观测趋势，即具有较少过境行星的系统比具有更多过境行星的系统动态更热。
2021-03-20 astro-ph.EP
Planet formation in small separation binaries: not so excited after all
行星的存在是相对较小的分离双星（约20 AU），如半人马座α或仙王座γ对标准的行星形成理论提出了严峻的挑战。问题在于，在几个天文单位的距离，其中一些行星被发现，由大规模的，偏心的恒星同伴的星子偏心率的有力的长期激发。小行星的高相对速度阻止了它们在相互碰撞中的生长，从小于1公里到几百公里，导致了行星形成的碎裂障碍。在这里，我们表明，快速拱点进动的星子轨道，所造成的拱星原行星盘的重力，行为强烈减少偏心率激发，降低星子速度的一个数量级，甚至更多的1 AU。通过研究微行星动力学的细节，我们证明，这种效应消除了小到< 10 km的微行星原位生长的碎裂障碍，即使在分离宽至2.6 AU（HD 196885中巨行星的半长轴），只要星周原行星盘相对较大，~0.1 M_Sun。
2012-12-06 astro-ph.EP
Eccentric debris belts reveal the dynamical history of the companion exoplanet
近年来，在太阳系外观测到了一些偏心碎片带。对于它们的形状，最常见的解释是附近有一颗偏心的行星伴星。来自这样一个伴星的引力扰动会导致带内微行星的周期性偏心率变化，并具有一定范围的岁差频率。总体预期形状是具有有限最小宽度的偏心带。然而，已经发现几个观察到的偏心碎片盘的宽度比理论预期的要窄。在本文中，我们研究了两种机制，可以产生这种小的宽度：（i）原行星盘可以与行星和/或星子相互作用，缓慢地驱动前者的偏心率和阻尼后者的偏心率;（ii）伴星可以通过行星-行星散射随机获得偏心率。我们表明，在适当的条件下，这两种情况下提供了一个合理的方法来减少一个扰动行星外部的偏心带的最小宽度。然而，原行星盘的影响在大的分离（a > 10 au）由于缺乏气体和有限的盘寿命而减弱。这些发现表明，人们可以利用碎片盘的形状和宽度来揭示太阳系外系统的演变，限制原行星盘的特性和行星-行星散射的普遍性。对碎片藏匿系统的进一步观测可以证实，薄碎片带是一种常见现象，还是罕见的初始条件或演变过程的结果。
2022-09-26 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries: Global simulations of planetesimal growth
在紧密的偏心双星系统（如$γ$仙王座（半长轴约20天文单位））的一个组成部分周围形成行星形成在理论上是具有挑战性的，因为星子之间的破坏性高速碰撞。尽管存在这种碎片屏障，但已知行星存在于这样的轨道配置中。在这里，我们提出了一个新的数值框架进行多环凝聚-碎裂计算的星子生长，它充分占的具体细节的星子动力学的双星，细节的星子碰撞的结果，和径向运输的固体在磁盘由于气体阻力驱动inspiral。我们的动力学输入适当地结合了偏心恒星伴星和大质量非轴对称原行星盘中的星子，以及气体阻力的引力效应。我们确定了一组磁盘参数，导致成功的星子生长系统，如$γ$造父星或$α$半人马座从$1-10$公里大小的对象。我们确定的拱线对齐的原行星盘的双轨道作为成功的星子生长的关键条件之一：它自然会导致出现一个动态安静的位置在磁盘（只要磁盘偏心率是百分之几的顺序），在那里存在的星子生长的有利条件。解释原行星盘的引力效应在得出这一结论中起着关键作用，与我们以前的结果一致。这些发现支持了流动不稳定性作为星子形成的机制。它们为双星和单星周围的行星形成理论以及双星中原行星盘的流体动力学模拟提供了重要的见解（为此，我们确定了一套关键的诊断方法来验证）。
2021-07-23 astro-ph.EP
The role of pebble fragmentation in planetesimal formation II. Numerical simulations
一些微行星形成的场景经历了一个由毫米-厘米大小的鹅卵石组成的重力束缚云的崩溃阶段。例如，这种云可以通过原行星盘中的流动不稳定性形成。我们用统计模型模拟坍缩过程，以获得固体半径在10到1,000公里之间的微行星的内部结构。在坍缩过程中，卵石会发生碰撞，根据相对速度的不同，碰撞会产生不同的结果。微行星内部的颗粒大小的混合物导致更好的填充能力和更高的密度。在本文中，我们适用于新的实验室实验的尘埃聚集体碰撞（在配套文件）模型碰撞的结果。我们发现，一个小行星的内部结构是强烈依赖于它的质量和应用的碎裂模型。低质量的微行星在坍缩阶段没有/很少有破碎的卵石碰撞，最终成为多孔的卵石堆。碎裂碰撞的数量随着云质量的增加而增加，导致更宽的颗粒尺寸分布和更高的密度。然而，在碰撞速度被高碰撞频率阻尼的意义上，崩溃是“冷”的。这确保了除了最大质量的云之外，所有的大卵石中有相当一部分在坍缩中幸存下来。我们的研究结果是在广泛的协议与观察到的柯伊伯带物体的密度增加，随着尺寸的增加，例如最近的表征高度多孔彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko。
2016-09-22 astro-ph.EP
Pebbles versus Planetesimals: The case of Trappist-1
本文研究了类似Trappist-1的低质量恒星周围行星系的形成过程，主要是通过吸积星子或卵石来实现的。目的是确定目前观察到的低质量恒星周围的系统是否有利于一种情况。我们进行了大量的N体模拟，再加上一个热演化的粘滞盘模型，包括行星迁移和光蒸发的处方。我们研究卵石和星子吸积的情况之间的差异，但也看看光盘质量，星子的大小，和固体的百分比锁定在卵石的影响。当比较由此产生的行星系与Trappist-1时，我们发现，两种吸积方案的广泛初始条件可以形成与Trappist-1相似的行星系，在行星质量，周期和共振配置方面。通常这些行星形成于水冰线的外部，并以共振车队的形式迁移到靠近中央恒星的地方。当比较由卵石形成的行星系和由微行星形成的行星系时，我们发现了大量的相似之处，包括平均行星质量、偏心率、倾角和周期比。一个主要的区别是行星的含水量。当考虑到行星被圆盘包裹的消融和完全循环的影响时，由鹅卵石形成的行星非常干燥，而由微行星形成的行星则非常潮湿。如果水的含量没有完全回收，而是落入行星的核心，或者如果水的消融被忽略，那么由鹅卵石形成的行星是非常潮湿的，类似于由微行星形成的行星。如果Trappist-1行星的含水量被准确地确定，这可能指向行星系的优选形成路径，或者可能起作用的特定物理学。
2019-08-12 astro-ph.EP
Collisional parameters of planetesimal belts, precursor of debris disks, perturbed by a nearby giant planet
星子带被用来解释碎片盘的长期存在。模拟其碰撞演变和计算尘埃产生率的重要参数是碰撞的固有概率$P_i$和平均碰撞速度$U_c$。如果一颗行星的轨道靠近行星带，这两个参数的值会受到长期扰动的影响，从而在偏心率$e$和近心点经度$\varpi$之间产生很强的相关性。我们采用了一种新的算法来计算$P_i$和$U_c$的长期相关性，由于不同的比例之间的适当和强迫偏心率的存在。我们测试了这个算法在一个标准的情况下，木星大小的行星轨道内的一个假定的星子带发现，它是不太活跃的碰撞相比，自搅拌带，因为$e - \varpi$耦合。行星的偏心率是决定尘埃产生量的一个重要参数，因为当行星的偏心率从0.1增加到0.6时，侵蚀速度会快10倍。带的初始条件（无论是冷的还是热的）和它的平均倾角强烈地影响着$P_i$和$U_c$，进而影响着它在行星存在下的长期碰撞演化。最后，我们将我们的方法应用到星子带，推测重新填充围绕HD 38529和$ε$波江座的尘埃盘。在碰撞最活跃的构型中，预计只有一小部分小于100公里的天体会在4 Gyr的时间跨度内碎裂。
2017-01-07 astro-ph.EP
A SMACK Model of Colliding Planetesimals in the $β$ Pictoris Debris Disk
我们提出了一个新的模型的$β$风景如画的磁盘和行星系统，模拟的星子碰撞和动力学所产生的尘埃颗粒，使我们能够模拟功能和不对称的热和散射光图像的磁盘。我们的两部分模型首先模拟的碰撞和动力学演化的星子在柯伊伯带碰撞的超粒子方法算法（SMACK），然后模拟产生的尘埃颗粒的动力学演化与标准Bulirsch-Stoer N体积分。考虑到观测到的$β$风景如画b行星的倾角和偏心率，该模型巧妙地将盘的几个特征联系在一起：亚毫米图像中的中心孔，散射光中看到的双盘“x”图案，甚至可能是ALMA看到的星团气体。我们还发现，在$β$风景如画的系统中，大部分的灰尘可能是在60-100 AU的环外产生的。这个圆盘在60-100 AU处有一个“搅拌环”，而不是出生环，那里集中了由行星发射的长期波产生的高速碰撞。双盘x图案的出现是因为碰撞在长期波的波峰和波谷处发生得更频繁。在这个区域中，圆盘的扰动产生了一个方位角和垂直不对称的碰撞空间分布，这可能会产生一个方位角的气体团，而不会引起共振或额外的行星。
2015-11-04 astro-ph.EP
Mini-Oort clouds: Compact isotropic planetesimal clouds from planet-planet scattering
从行星系与三个巨大的行星和一个外盘的星子，我们使用动力学模拟显示动力学不稳定性如何可以转换成100-1000 AU尺度的各向同性云的星子盘。不稳定性涉及行星与行星之间的散射阶段，最后是一颗或多颗行星的喷射，以及幸存的气体巨星的向内散射，以使它们与微行星脱离直接的动力学接触。因此，“迷你奥尔特云“是由分散的微行星形成的，微行星的轨道被扰动的巨行星的突然消失所冻结。虽然小行星的轨道几乎是各向同性的，但幸存的巨行星倾向于相对于初始轨道平面有适度的倾角（通常约10度）。小型奥尔特云的碰撞寿命很长（1千万年到> 1千万年），并且有一个约1亿年或更长的窗口，在此期间，它们产生了70微米的潜在可观测尘埃的球形云。如果热彗星的形成通道通常涉及行星近距离接触，我们预测太阳系外行星系的这一子集和迷你奥尔特云之间的相关性。
2012-11-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal Accretion in Binary Systems: Could Planets Form Around Alpha Centauri B ?
恒星扰动影响双星系统中行星的形成。最近的研究表明，公里大小的微行星相互吸积的行星形成阶段对双星效应最为敏感。研究了半人马座α B附近的星子吸积条件，认为它是探测类地行星的理想候选者，可能位于其宜居带（0.5-0.9 AU）或其附近。本文提出了一种简化的标度方法来估算原行星盘中微行星的吸积时标。模拟了24个不同双星倾角（i_B=0，0.1，1.0和10度），气体密度（0.3，1，3倍于太阳星云最小质量，MMSN），以及有和没有气体耗尽的情况。我们发现：（1）.（二）……（三）……（四）……(see详情见文件）。换句话说，我们的研究结果表明，通过公里大小的星子吸积形成类地行星是可能的，而形成气态巨行星是不利的。
2010-01-15 astro-ph.EP astro-ph.HE
Using debris disk observations to infer substellar companions orbiting within or outside a parent planetesimal belt
本文通过数值模拟研究亚恒星伴星长期摄动对碎屑盘尘埃动力学的影响，发现不同波段亮度分布差异可揭示伴星位置，并提出结合JWST/MIRI和ALMA观测来区分内侧或外侧摄动体的方法。
2024-12-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Water transport to circumprimary habitable zones from icy planetesimal disks in binary star systems
到目前为止，在多个恒星系统中已经发现了130多颗太阳系外行星。动力学模拟表明，当恒星系统是单恒星或双星时，行星形成过程的结果可能导致不同的行星结构（即位置，大小，质量和水含量）。在行星形成的后期阶段，胚胎大小的物体占据了系统的内部区域，小行星也存在，可以为宜居带（HZ）内的物体提供额外的物质。在这项研究中，我们对几个双星系统进行了比较，旨在展示它们将冰质小行星从雪线之外移动到穿过HZ的轨道的效率。我们还分析了长期和平均运动共振对水向HZ输送的影响。我们的研究表明，小机构也参与轴承不可忽略的水量的HZ。在偏心轨道上移动的伴星的接近增加了小行星到HZ的流量，这可能导致在短时间内更有效的水运输，造成严重的轰击。与在一颗G型恒星和一颗气体巨星的引力扰动下运动的小行星相比，我们发现伴星的存在不仅有利于我们的星子盘更快地耗尽，而且还可以将4-5倍的水带入整个HZ。然而，由于位于HZ内部或小行星带内部的长期共振，来自盘的冰冷微行星与HZ中的大物体之间的碰撞可以以高碰撞速度发生。因此，使用GPU 3D-SPH代码的真实碰撞建模表明，实际上，抛射体的含水量大大减少，因此，水也被输送到最初位于HZ内的行星或胚胎。
2017-03-28 astro-ph.EP
The Influence of Cold Jupiters in the Formation of Close-in planets. II. Collisional Growth of Planetesimals
本研究模拟冷木星与黏性耗散原行星盘下星子的碰撞动力学演化，发现星子盘会演化成近距致密行星环，揭示巨行星对内盘固体重分布作用，解释含巨行星系统偏离“豌豆荚”构型的成因。
2025-09-02 astro-ph.EP
All planetesimals born near the Kuiper Belt formed as binaries
冷的经典柯伊伯带天体具有较低的倾角和偏心率，是柯伊伯带中唯一被怀疑在原地形成的天体。与动态激发的星族相比，它们呈现出广泛的颜色范围和~10%的低二进制分数，冷的经典柯伊伯带天体通常具有红色光学颜色，约30%的星族是在二进制对中发现的;这些差异的起源仍然不清楚。我们报告的检测人口的蓝色，tenually绑定二进制居住在寒冷的经典柯伊伯带对象。在这里，我们表明，广泛分离的双星可能已经生存推出到寒冷的经典地区在早期阶段的海王星的迁移。蓝色双星可能是污染物，起源于~38 au，可以提供一个独特的探测器的形成条件，在一个地区，现在几乎没有对象。蓝色天体主要是双星，是推出的产物，这一观点要求星子完全是以倍数形式形成的。合理的形成途径包括通过卵石吸积形成星子，随后通过动态摩擦产生双星，以及在固体云坍塌过程中形成双星。
2017-05-01 astro-ph.EP
The thermal-orbital evolution of the Earth-Moon system with a subsurface magma ocean and fossil figure
人们提出了各种理论来解释月球目前的倾斜轨道。我们通过重建月球的热轨道历史来测试这些理论的可行性。我们建立在过去的热轨道模型，并纳入了月球的数字，包括化石图组件的演变。月球岩浆海洋中的倾斜潮汐加热会产生快速的倾斜阻尼，使早期的倾斜难以存活到今天。只有当早期月球的固体比现在的耗散小的时候，早期的倾角才能保持。如果拉普拉斯平面转变的不稳定性是倾斜的来源，那么月球必须缓慢地后退，这与先前发现的早期地球弱耗散一致。如果在月球形成后的1亿4000万年内与微行星的无碰撞激发了倾斜，那么月球必须迅速迁移，以通过33个地球半径的卡西尼状态转换，并达到有限的倾斜阻尼期。这个化石可能是在16个地球半径之前建立的，以匹配今天的2度重力场观测。
2022-09-02 astro-ph.EP
Effects of Disk Warping on the Inclination Evolution of Star-Disk-Binary Systems
最近的几项研究表明，年轻双星中的星周盘可能由于恒星、盘和伴星之间的长期引力相互作用而与它们的主星发生错动。在这样的系统中，由于来自扁圆中心恒星和外部伴星的引力扭矩，盘被扭曲/翘曲。考虑弯曲波的传播和圆盘中的粘性，我们计算了圆盘的翘曲轮廓。我们发现，对于典型的原恒星盘参数，磁盘的翘曲是小的，从而证明了在以前的理论研究中采用的“平盘”近似。然而，与小的盘扭曲/扭曲相关的粘性耗散倾向于驱动盘与双星或中心恒星对齐。我们计算出对齐的相关时间尺度。我们发现的对齐是有效的足够冷的磁盘与强大的外部扭矩，特别是快速旋转的恒星系统，但大多数的星盘双星系统是无效的。如果这些系统伴随着倾斜的双星，粘性翘曲驱动的对准可能是必要的，以解释在多行星系统中观察到的自旋轨道对准。
2018-04-26 astro-ph.EP
Massive Debris Disks May Hinder Secular Stirring by Planetary Companions: An Analytic Proof of Concept
该研究通过解析模型证明，大质量碎屑盘的自引力会加速拱线进动，抑制星子偏心率，从而可能阻碍偏心行星的长期搅动，对行星推断和盘质量约束有重要意义。
2024-03-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
HD 5388 b is a 69 M_Jup companion instead of a planet
我们用非标准的依巴谷天体测量解研究了六颗系外行星的宿主恒星，这可能表明了未被识别的轨道运动。使用依巴谷中间天体测量数据，我们检测到HD 5388的天体测量轨道，显著性水平为99.4%（2.7 sigma）。HD 5388是一颗贫金属恒星，2010年发现了一颗最小质量为1.96 M_J的候选行星。我们确定它的轨道倾角为i = 178.3 + 0.4/-0.7度，它的伴星HD 5388 b的质量为M_2 = 69 +/-20 M_J。在3-sigma水平上排除了低于13 M_J的质量。其他作者研究了其他五颗恒星的天体测量运动，发现了两颗行星伴星，一颗恒星伴星和两个统计上不显著的轨道。我们的结论是HD 5388 b不是一颗行星，而很可能是一颗褐矮星伴星。此外，我们发现恒星自转轴和伴星轨道轴的倾角有很大的不同。
2011-02-16 astro-ph.EP
Lidov-Kozai Mechanism in Hydrodynamical Disks: Linear Stability Analysis
Martin等人（2014）最近的SPH模拟表明，由于倾斜双星伴星的潮汐强迫，星周气体盘可能会表现出相干的偏心-倾斜振荡，其方式类似于分层三重系统中的Lidov-Kozai振荡。我们进行了线性稳定性分析的偏心率增长的星周盘的双星，包括气体压力和粘度和长期（轨道平均）的潮汐力的影响，从倾斜的同伴。我们发现，磁盘偏心率的增长依赖于无量纲比（$S$）之间的$c_{\rm s}^2$（磁盘声速平方）和潮汐扭矩作用在磁盘上（每单位质量）的同伴。对于$S\ll 1$，标准的Lidov-Kozai结果恢复为薄盘环：偏心激励发生时，磁盘和二进制之间的相互倾斜$I$位于$39^\circ$和$141^\circ$之间。随着$S$增加，偏心率增长的倾斜窗口通常变得更窄。对于$S\gtrsim$，所有倾角的偏心增长都受到抑制。令人惊讶的是，我们发现，对于$S\sim 1$和某些磁盘密度/压力分布，偏心激励可以发生，即使当$I$远小于$39^\circ$。
2017-05-07 astro-ph.EP
Formation of solar system analogs I: looking for initial conditions through a population synthesis analysis
在过去$\sim$ 15年中开发的行星系的人口综合模型可以重现系外行星人口的几个可观测值，也可以限制行星形成模型。我们提出了我们的行星形成模型，它计算了一个行星系在气相的演变。该代码包含了形成行星系的相关物理现象，如光蒸发、行星迁移、气体吸积、胚胎和微行星中的水输送、微行星种群轨道演化的详细研究，以及胚胎之间融合的处理，考虑到它们的大气层。这项工作的主要目标，不像其他的行星人口合成的工作，是找到合适的场景和物理参数的光盘，形成太阳系的类似物。我们特别感兴趣的是最终的行星分布，并在最终的表面密度，偏心率和微行星人口的倾角配置文件。这些最终分布将被用作N体模拟的初始条件，以研究第二项工作中的后寡头形成。然后，我们考虑不同的形成方案，不同的星子大小和不同的I型迁移率。我们发现，太阳系类似物是有利于在大规模的磁盘，低I型迁移率，和小的星子尺寸。此外，当圆盘消散时，那些位于可居住区域内的岩石行星是干燥的。最后，太阳系类似物的最终构形包括行星的质量和半长轴、水含量以及微行星遗迹的性质等信息。
2017-07-11 astro-ph.EP
Compact planetary systems perturbed by an inclined companion: I. Vectorial representation of the secular model
紧凑型行星系的非共振长期动力学模型是由一个扰动函数，通常是展开的偏心率和绝对倾角相对于不变平面。这里，表达式以矢量形式给出，这自然导致偏心率和相互倾斜的扩展。这两种方法在大多数情况下是等价的，但矢量方法是专门针对准共面系统作为一个整体倾斜了很大的量。此外，哈密顿量和运动方程的矢量表达式比用通常的椭圆元素给出的表达式略简单。我们还提供了长期的扰动函数的矢量形式展开的半长轴比允许任意偏心率和倾角。还提供了中央恒星的赤道隆起与其行星之间的相互作用，以及由中央恒星引起的任何行星的相对论近点岁差。我们说明了使用这种表示的长期振荡的太阳系的类地行星，和Kozai周期可能发生在系外行星系统。
2014-05-29 astro-ph.EP
The Evidence for Slow Migration of Neptune from the Inclination Distribution of Kuiper Belt Objects
柯伊伯带的大部分动力学结构可以解释为海王星迁移了几个天文单位，和/或海王星在行星不稳定期间被分散到偏心轨道。现有编队模型的一个突出问题是，它们预测的轨道倾角分布比从观测中推断的要窄。在这里，我们进行数值模拟的柯伊伯带的形成从一个初始状态与海王星在20 < a_{N,0} < 30 AU和一个动态冷的外盘从超过a_{N,0}到30 AU。海王星的轨道在一个e-折叠时间尺度1 <= tau <= 1亿年内迁移到盘中。在模拟中，一小部分（~10^{-3}）盘状微行星被植入柯伊伯带。通过分析不同情况下植入体的轨道分布，我们发现倾斜约束意味着τ>= 1000万年，a_{N,0} <= 25 AU。τ <1000万年的模型不满足倾角约束，因为没有足够的时间进行各种动力学过程来提高倾角。海王星的缓慢迁移与柯伊伯带的其他限制条件以及最近开发的行星不稳定性/迁移模型是一致的。在这些模型中，海王星的离心率和倾角都不会很大（e_N<0.1，i_N<2度），这是为了避免在>40 AU区域（冷经典星系可能形成的区域）过度的轨道激发。
2015-04-23 astro-ph.EP
Secular chaos in white-dwarf planetary systems: origins of metal pollution and short-period planetary companions
多行星系统中的长期振荡可以通过非线性共振扰动驱动小内部物体的混沌演化。这种“长期混沌”很容易将内部天体推向极端偏心率，引发潮汐相互作用或与中心恒星碰撞。我们提出了一个数值研究的长期混沌系统中的两个行星和测试粒子使用环平均法，重点是行星的属性和混沌扩散的时间尺度和效率之间的关系。我们发现，长期混沌可以激发极端的偏心率的时间尺度上跨越几个数量级在一个给定的系统。我们将我们的结果应用于白矮星（WD）周围的行星系的演化，特别是星子和行星的潮汐破裂和高偏心率迁移。我们发现，长期的混沌在一个小行星带驱动的大（$\gtrsim 10 M_{\oplus}$），遥远的（$\gtrsim 10 \, {\rm au}$）行星可以维持金属吸积到WD超过Gyr时间尺度。我们约束的星子的总质量最初存在于混乱的区域内，要求预测的质量输送率的罗氏限制与观察到的金属吸积率的WD与大气污染在整个冷却序列是一致的。基于长周期系外行星和系外小行星带的出现，我们得出结论，长期混沌可以是一个重要的（也许是占主导地位的）渠道污染孤立WD。长期混沌也可以产生短周期的行星和星子周围的WD与各种循环机制。我们讨论了利用直接成像和微透镜探测驱动WD周围长期混沌的系外行星的前景。
2022-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of Solar system analogues II: post-gas phase growth and water accretion in extended discs via N-body simulations
这项工作是一个项目的第二部分，该项目试图以自洽的方式分析太阳系类似物（SSA）从气相到后气相的形成。在第一篇论文（PI）中，我们提出了我们的行星形成在气相，它提供了我们的胚胎分布，星子的表面密度，偏心率和倾斜轮廓的SSA，考虑到不同的星子的大小和I型迁移率在气体消散的时候。在这第二项工作中，我们专注于晚吸积阶段的SSA使用PI作为初始条件进行N体模拟得到的结果。我们的兴趣之一是分析岩石行星的形成和它们最终在宜居带内的水含量。我们的研究结果表明，潜在宜居行星（PHPs）的形成似乎是这种情况下的一个共同过程。然而，形成PHPs的效率与微行星的大小直接相关。星子越小，形成PHPs的效率越高。我们还分析了我们的结果与I型迁移率和缺口开放巨人的情况下的敏感性，发现这两种现象以类似的方式行事。这些影响似乎有利于形成PHPs的小星子的情况下，是有害的大星子形成的情况。最后，另一个有趣的结果是，富水PHPs的形成似乎比干燥PHPs的形成更常见。
2018-07-04 astro-ph.EP
N-body interactions and collisions in circumstellar disks for planar and inclined binary star configurations
University of Vienna（维也纳大学）；TU Graz（格拉茨工业大学）；Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences（奥地利科学院空间研究所）
研究双星系统中行星形成受倾斜影响，发现胚胎迁移和碰撞特性差异。
2025-12-18 astro-ph.EP
Migration into a Companion's Trap: Disruption of Multiplanet Systems in Binaries
大多数双星中的系外行星系统都是S-型的，由一个或多个行星和一个宽的双星伴星围绕一颗主星运行。一颗单行星受到足够倾斜的双星轨道的引力强迫，会通过Kozai-Lidov（KL）不稳定性引起行星偏心率和倾角的大幅振荡。KL循环被用来解释：大偏心率的行星轨道;家庭的密切-在热彗星;和逆行的行星轨道偏心双星系统。然而，有几种扰动可以淬熄KL不稳定性，通过诱导快速近点岁差，稳定所有倾角的圆形轨道：这些可能是木星-质量行星，一个巨大的残留盘或广义相对论岁差。事实上，多行星S型系统中的相互引力扰动可以足够强，使它们的轨道平面具有一定的动力学刚性。在这里，我们提出了一个新的和更快的过程，这是由这个非常代理抑制KL循环驱动。行星摄动使长期振荡的行星偏心率和倾角，也称为拉普拉斯-拉格朗日（LL）本征模式。与残留的星子盘的相互作用可以使行星迁移，导致LL模式周期的漂移，这可以使一个或多个LL模式与双星轨道运动共振。结果可能是戏剧性的，从激发大偏心率和相互倾斜到完全破坏。不需要特殊的物理或初始条件，双共振驱动是通用的，并可能深刻地改变了许多S型多行星系统的结构。它还可以减弱宽双星的多行星出现率，影响密近双星的行星形成。
2015-09-15 astro-ph.EP
