Stochastic orbital migration of small bodies in Saturn's rings
卡西尼号宇宙飞船在土星环中发现了许多小卫星，形成了螺旋桨结构。我们研究了嵌入土星环中的20- 50米大小的天体的动力学演化。我们估计的各种相互作用过程的重要性与环粒子的小卫星的偏心率和半长轴解析。对于低环表面密度，偏心率和半长轴的演变上的主要影响被发现是由于碰撞和引力与粒子在附近的小卫星的相互作用。对于大的表面密度，与自引力尾流的引力相互作用变得重要。我们还执行逼真的三维，碰撞N体模拟多达25万个粒子。一组新的伪剪切周期性边界条件的使用，减少了一个数量级的计算成本相比，以前的研究。我们的分析估计被证实在一个因素的两个。在短时间尺度上，演化总是由碰撞和与自引力环粒子的引力相互作用引起的随机效应主导。这导致了小卫星半长轴的随机行走。小卫星的偏心率很快达到平衡值，由于碰撞阻尼。在100个轨道周期后，小卫星的半长轴平均变化为10- 100米。这转化为在方位角方向上的几百公里的偏移。我们预计，这种转变很容易观察到。
2010-06-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
How Janus' Orbital Swap Affects the Edge of Saturn's A Ring?
我们提出了一个土星的A环外缘的行为的研究，使用卡西尼号飞船在2006年至2014年的8年期间获得的图像和掩星数据。超过5000张图像和170掩星的A环外缘进行了分析。我们的拟合证实了2006年至2010年期间对Janus 7：6 Inner Lindblad resonance（ILR）的预期响应，当时Janus处于与Epimetheus定期轨道交换的内腿上。在此期间，边缘呈现出规则的7瓣图案，振幅为12.8公里，最小值与Janus的轨道经度对齐，正如以前的研究人员所发现的那样。然而，在2010年至2014年期间，雅努斯/厄庇墨透斯轨道交换使雅努斯7：6 LR远离A环外缘，7瓣图案消失。事实上，除了几种较小振幅的模式之外，我们还发现了具有不同方位角波数的各种模式速度，其中许多可能来自ILR和环边缘之间的谐振腔;我们还发现了一些其他与可能与Tesseral共振一致的特征与土星重力场的不均匀性有关。此外，这些签名不具有固定的图案速度。我们提出了这些数据的分析，并提出了一个可能的动力学模型的行为后，2010年的A环的外缘。
2015-10-01 astro-ph.EP
An alternative explanation of the orbital expansion of Titan and other bodies in the Solar system
最近从卡西尼号的数据中发现土卫六从土星的平均后退速度为$v=11.3\pm 2.0$ cm/yr，这对应于土星的潮汐品质因数$Q\cong 100$，而标准估计产生$Q\ge 6\cdot 10^4$。据推测，如此大的速度$v$是由于土星内部的五个中等大小的卫星的共振锁定机制。在本文中，我们表明，$v$的一个重要组成部分可能来自当地的哈勃膨胀，其中的哈勃-勒梅特常数$H_0$重新计算的土星-土卫六距离$D$是8.15厘米/（年$D$）。我们的假设是基于许多其他观测结果，这些观测结果显示太阳系和我们的银河系以与$H_0$相当的速度轻微膨胀。我们证明了在估计$Q$因子时的大的不成比例可以仅仅由局部膨胀效应引起。
2022-01-14 astro-ph.EP gr-qc
An N-body Integrator for Gravitating Planetary Rings, and the Outer Edge of Saturn's B Ring
介绍了一种新的辛N体积分器，该积分器用于计算绕扁行星轨道运行的自引力行星环的全局360度演化。这个免费提供的程序叫做epi_int，它与其他类似的程序不同之处在于它使用流线来计算环自引力的影响。这种方法的最大优点是，扰动力来自环物质的光滑线，而不是离散的粒子，因此引力散射非常小，因此只需要少量的粒子来模拟共振限制环的扇形边缘或螺旋密度波的传播。该代码被应用于土星B环的外缘，并将卡西尼测量的环的强迫响应与模拟的土卫一共振扰动进行比较，发现B环外缘的表面密度为195 +-60 gm/cm ^2，如果环内各处都是相同的话，这意味着B环的质量约为土卫一质量的90%。卡西尼号的观测显示，B环边缘有几个自由简正模，它们是环边缘的长期扰动，不受任何已知的卫星共振驱动。虽然激发或维持这些正常模式的机制是未知的，但我们可以在模拟环的边缘植入这样的扰动，并发现这些模式在没有任何阻尼的情况下持续超过10^5个轨道或100年，尽管模拟环的粘度为100厘米^2/秒。这些模拟还表明，环上的脉冲扰动可以激发长寿命的正常模式，这表明最近可能是彗星碎片云的撞击可能激发了这些扰动，这些扰动在土星的许多尖锐边缘环中很常见。
2013-06-06 astro-ph.EP
Laboratory studies of ice-particle collisions in Saturn's dense rings
在这项工作中，我们报告微重力研究的粒子合奏模拟冰粒子碰撞在土星的密集的主环。发展了一种研究多体系统能量耗散的实验方法。一百厘米大小的玻璃球平均粒子速度的时间发展，范围从~10 cm/s（开始时）到~0.35 cm/s（实验持续时间为9秒后），可以用0.64的恒定恢复恢复系数来解释。通过与纯水-冰体的数值进行比较，可以看出未来的低温冰碰撞实验可以达到约0.1厘米/秒的碰撞速度，从而可以很好地模拟土星主环的条件。
2009-04-30 astro-ph.EP
The dynamics of the outer edge of Saturn's A ring perturbed by the satellites Janus and Epimetheus
我们提出了一个分析模型来研究土星A环外缘的动力学。后者受到与Janus和Epimetheus的7：6平均运动共振的影响。由于两颗共轨卫星的马蹄形运动，环边缘粒子交替地陷入共转偏心共振（CER）或林德布拉德偏心共振（LER）。然而，谐振振荡周期长于Janus和Epimetheus轨道切换之间的4年间隔。平均的运动方程，我们的模型是数值积分来描述的7：6 CER和LER的环边缘区域的周期性扫描的效果。我们发现四个径向带（范围136715-136723，136738-136749，136756-136768，136783-136791 km）在十年尺度上是混沌的，其中粒子半长轴具有周期性变化，由于部分天平动运动的CER固定点。几十年后，在CER与Janus（分别为Epimetheus）的情况下，半长轴的最大变化约为11 km（分别为3 km）。同样，粒子偏心率有部分振荡迫使每4年的LER。对于最初的圆形轨道，达到的最大偏心率约为0.001。我们将我们的工作应用于“佩吉”，最近在环边缘发现的一个对象，确认它是强烈扰动的Janus 7：6 LER。CER目前对该天体没有影响，然而拟合的半长轴正好在径向范围136756-136768 km的混沌区之外。
2019-05-16 astro-ph.EP
On the orbital evolution of a giant planet pair embedded in a gaseous disk. II. A Saturn-Jupiter configuration
我们进行了一系列高分辨率（1024 × 1024）的流体动力学模拟研究嵌入气体盘中的土星-木星对的轨道演化。本工作通过探索一种不同的轨道构型-木星位于土星外（q<1，其中q= M_i/M_o是内外行星的质量比），扩展了我们以前的工作结果。我们重点研究了两颗行星之间不同的初始间距（d）和盘的不同表面密度分布的影响，其中σ \propto r^{-α}。我们还比较了行星对的不同轨道配置的结果。我们的研究结果表明：（1）当初始距离相对较大（d> d_{iLr}，其中d_{iLr}是木星与其第一个内林德布拉德共振之间的距离）时，两颗行星发生发散迁移。然而，当木星压缩土星嵌入的内盘时，土星的向内迁移可能会停止。(2)当初始间距较小时（d< d_{iLr}），盘的密度斜率接近平坦（α<1/2），则发生会聚迁移。当这两颗行星被困在平均运动共振（MMR）中时，土星会被木星迫使向内迁移，土星可能会非常接近中央恒星。(3)在q<1的情况下，MMR可以将土星的偏心率激发到很高的值（e_{S} ~0.4-0.5），系统可以保持稳定。这些结果解释了外行星系统中MMR的形成，其中外行星比内行星更大。这也有助于我们理解“热木星/土星”经历高偏心轨道的起源。
2010-07-26 astro-ph.EP
Formation and Evolution Simulations of Saturn, Including Composition Gradients and Helium Immiscibility
通过核吸积模拟土星形成，考虑星子溶解和氦不混溶性，得到与卡西尼观测定性一致的结构，并匹配土星光度与半径。
2025-04-24 astro-ph.EP
Structures of the Planets Jupiter and Saturn
氢、氦和含有较重元素的化合物的新状态方程（EOS）被用来构建木星和土星行星结构的模型。与引力矩J2和J4很好的协议是用一个模型，该模型使用两层气体包层，其中内部区域比外部区域更致密，以及一个小的，致密的核心。可以将J2与均匀包络匹配，但是需要具有更密集内部区域的包络来匹配两个时刻。两层包层也给出了很好的协议与木星的全球振荡数据。在木星中，内层和外层之间的边界出现在319 GPa，密度增加了8%。在土星，它发生在227 GPa，密度增加了69%。这两颗行星之间的差异表明，需要增加密度并不是由于EOS错误。氦的富集不是密度增加的原因。这一现象可以解释为在行星形成过程中分散并与气体混合的小行星中的重元素富集的结果。这一结论与Pollack等人的行星形成模型相一致。
2013-06-26 astro-ph.EP
Different arrival times of CM and CI-like bodies from the outer Solar System to the asteroid belt
本研究通过N体模拟结合小行星带天体观测分布，发现CM类和CI类外太阳系天体分不同时期植入小行星带，明确二者起源区域与迁移驱动机制，得出球粒形成位置及类地行星水来源的相关结论。
2025-07-30 astro-ph.EP
Gravitational influence of Saturn's rings on its moons
本文研究土星卫星环向山脊的成因，提出松散风化层在土星与环带共同引力下自由流动可形成环向特征，并发现静止环面等新形态。
2024-05-13 astro-ph.EP nlin.PS physics.space-ph
Kronoseismology V: A Panoply of Waves in Saturn's C Ring Driven by High-Order Internal Planetary Oscillations
土星环就像一个由无数测试粒子组成的系统，这些粒子对土星引力场的周期性扰动非常敏感。我们确定了15个额外的密度和弯曲波在土星的C环驱动的行星的内部正常模式振荡。利用高度精确的绝对半径尺度的环，我们能够检测到弱，高波数（m=14）波公里尺度的径向波长。从整个C环的系统扫描，我们报告的发现和识别的11个新的外Lindblad共振（OLR），两个对应的内Lindblad共振（ILR），和两个新的外垂直共振（OVR）。观测到的共振位置和波的旋转速率与土星内部模型的预测非常一致，这表明所有新的波都是由土星的f模式振荡驱动的。如通过它们的球谐形状分类的，所讨论的模式的方位角波数范围从m=8到14，相关的共振阶数l-m范围从0到8，其中l是模式的总体角波数。我们对l-m=4的探测套件现在完成了从m=8到m=14。奇怪的是，l-m=2的检测不太常见。这些新发现的非扇形波采样了行星内的纬度和径向结构，因此可能对土星的差异旋转提供有价值的限制。考虑到这两个ILR型波似乎是由于与两个OLR型波相同的正常模式，这里确定的13个额外模式使适合约束内部模型的不同f模式的数量达到34个。
2021-08-13 astro-ph.EP
On the State of Water Ice on Saturn's Moon Titan and Implications to Icy Bodies in the Outer Solar System
太阳系中水冰的结晶状态取决于冰的温度历史和它所暴露的高能粒子的影响。我们测量了非晶和结晶水冰在10-50 K和10-140 K温度范围内的红外吸收光谱，并进行了系统的实验研究，以探讨通过电离辐射照射剂量高达160 \pm 30 eV的结晶水冰的非晶化。我们发现，通过电子照射，结晶水冰只能部分转化为无定形冰。实验表明，1.65 \mum谱带的一部分（这是结晶水冰的特征）在辐照后仍然存在，其程度强烈依赖于温度。1.65 \mum带的时间演化的定量动力学拟合清楚地表明，热重结晶和辐射诱导的非晶化之间存在平衡，在较高的温度下热重结晶占主导地位。我们的实验表明，在40 K的非晶化是不完全的，与Mastrapa和Brown的结论相矛盾（Icarus 2006，183，207.）。在50 K时，由于热效应的再结晶是强烈的，并且大部分结晶冰存活下来。太阳系中大多数冰冷物体的温度，包括木星卫星、土星卫星（包括泰坦）和柯伊伯带物体，都等于或高于50 K;这解释了为什么在这些物体上检测到的水冰大多是晶体。
2011-03-26 astro-ph astro-ph.EP physics.chem-ph
Astrometric observations of outer Jovian satellites with the `Saturn' telescope. First results
2014年底，普尔科沃天文台对一米望远镜-反射镜“土星”（D=1米，F = 4米）进行了部分翻修。该望远镜配备有CCD相机S2 C，具有14 x14弧分视场和824质量每像素标度。自2015年1月以来，对外木星卫星的观测一直在测试模式下进行。30秒的曝光时间使我们能够在镜子和设备的当前状态下获得高达19.5等的恒星图像。在测试期间，对外木星卫星进行了观测。这些天体是令人感兴趣的目标，因为它们的天体测量观测需要改进星历和动力学研究。卫星的位置已确定的基础上获得的CCD图像在6个晚上。使用HCRF/UCAC 4和HCRF/URAT 1通过线性方法进行天体测量还原。卫星位置的内部精度估计为20 - 100 mas。在大多数情况下，残差O-C的绝对值不超过100 mas。通过与普通天体照相机同时进行的木星卫星Himalia的观测结果（最大差异为113 mas）的直接比较，进行了独立的测试。这项工作得到了RFBR（12-02-00675-a）和RAS Praesidium 22计划的部分支持。
2015-11-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
A JWST study of CO$_2$ on the satellites of Saturn
本研究利用JWST光谱探测土星8颗中型卫星上的CO$_2$吸收带，识别出四种被捕获的CO$_2$类型，揭示了内卫星源于E环非晶冰、外卫星源于有机物辐照的捕获机制，并强调实验室研究的必要性。
2025-06-24 astro-ph.EP
Origin of Hyperion and Saturn's Rings in A Two-Stage Saturnian System Instability
SETI Institute（SETI研究所）；Southwest Research Institute（西南研究院）；California Institute of Technology（加州理工学院）；LTE, Observatoire de Paris（巴黎天文台 LTE）
研究通过双阶段土星系统不稳定事件，解释了海王星的起源及土星环的形成机制。
2026-02-09 astro-ph.EP
Incomplete cooling down of Saturn's A ring at solar equinox: Implication for seasonal thermal inertia and internal structure of ring particles
在2009年8月的太阳分点，卡西尼号上的复合红外光谱仪（CIRS）显示了有史以来观测到的最低土星环温度。详细的辐射转移模型表明，只要只考虑土星的通量，土星A环观测到的春分温度就比模型预测的要高得多。这表明A环在春分点没有完全冷却下来。我们开发了一个简单的季节性环温度模型，并首先假设环颗粒的内部密度和热惯性是均匀的深度。颗粒大小估计为1-2 μ m。A环中部的季节热惯量为30-50 JmPDMATHABMM K $^{-1}$ s $^{-1/2}$，而A环内外区的季节热惯量为10 JmPDMATHABMM K $^{-1}$ s $^{-1/2}$或与昼夜热惯量一样低。一个附加的内部结构模型，其中一个粒子有一个高密度的核心周围的蓬松的风化层地幔，表明核心半径相对于粒子半径约为0.9的中间A环和更小的内部和外部区域的A环。这意味着环粒子内部密度的径向变化存在于整个A环。一些机制可能是将致密颗粒限制在中间A环中以防止粘性扩散。或者，（中间的）A环可能是最近（$<$ 10 $^{8}$ yr）由于一颗冰冷的卫星的破坏而形成的，因此致密的颗粒还没有扩散到A环上，颗粒的风化层地幔还没有变厚。我们的模型结果还表明，核心的成分主要是水冰，而不是岩石。
2015-08-28 astro-ph.EP
Probing the inner boundaries of Saturn's A ring with the Iapetus -1:0 nodal bending wave
土卫八-1：0节弯曲波，土星环中描述的第一个螺旋波，29年来第一次被再次看到。我们证明了它实际上是节弯曲波，而不是以前报道的1：0拱点密度波。我们使用小波分析，以确定的波长分布，从而推导出在弯曲波覆盖的区域中的每一点的表面密度。这一配置文件是一致的表面密度测量更本地化的螺旋密度波在外部卡西尼司和内部和中部的A环，从前者的低值到后者的高值平滑变化。最值得注意的是，我们的分析表明，在卡西尼外部分区和内部A环之间的边界上，表面密度没有显着变化，尽管在这个位置的光学深度和反射亮度非常突然地增加。我们重新考虑的性质的经典确定的“内边缘的A环”，因为它似乎并不与任何突然增加的表面密度。在潘多拉5：4密度波中，表面密度突然增加，距离A环的内边缘约300公里。需要进一步的研究来有力地解释我们在粒子性质和丰度方面的发现，更不用说解释隐含结构的起源了。
2013-02-22 astro-ph.EP
Physical characteristics and non-keplerian orbital motion of "propeller" moons embedded in Saturn's rings
我们报告了在土星A环的外部发现了几个大的“螺旋桨”卫星，这些物体足够大，可以在卡西尼号任务的5年时间内进行跟踪。这是有史以来发现的第一个可以作为单独卫星跟踪的物体，但不是在真空中运行。我们推断，在螺旋桨状结构的中心看不见的小卫星的大小可达1- 2公里，尽管螺旋桨结构的许多结构和光度特性仍不清楚。最后，我们证明了一些螺旋桨进行持续的非开普勒轨道运动。(Note：这篇论文的arXiv版本包含了由于空间不足而被ApJL版本遗漏的补充表格）。
2010-07-06 astro-ph.EP
Migration of giant gaseous clumps and structure of the outer Solar system
关于遥远的海王星外天体分布和彗星特性的新数据表明，原行星盘外部的动力过程对形成观测到的太阳系结构具有重要意义。本文研究了由引力不稳定性和星周盘碎裂引起的巨大气体团对外太阳系小天体轨道分布的可能作用。基本上，我们研究了Vorobyov和Elbakyan（2018）以前发现的巨型团块的迁移和引力相互作用的特征。我们的模拟表明，由巨大团块的引力影响所产生的小天体分布的主要特征与观测到的遥远的海王星外天体的轨道分布一致。所研究的与单个巨星团相关的动力学过程是非常短时间的事件（不超过数万年）。影响小天体轨道分布的主要因素是与巨大团块的近距离相遇。很大一部分小天体（彗星）很快就转移到具有大偏心率的遥远轨道上，这使它们能够避免相互碰撞。
2020-01-05 astro-ph.EP
Saturn's Probable Interior: An Exploration of Saturn's Potential Interior Density Structures
巨行星的重力场通常是我们了解其内部结构和组成的最佳窗口。通过比较模型行星的计算引力势和观测到的引力势，可以对内部的物理量进行推断，包括可能的成分和核心的存在。不可避免地，大量的假设进入了这样的计算，使得每一个关于巨行星结构的推断都强烈依赖于模型。在这项工作中，我们提出了一个更一般的图片设置土星的重力场，测量在\emph{Cassini}大结局，作为一个似然函数驱动马尔可夫链蒙特卡罗探索可能的内部密度分布。其结果是内部结构的后验分布，该分布与假设的成分、热状态或材料状态方程无关。在这个贝叶斯框架中得出的内部结构的约束必然是信息量较小，但也较少偏见和更普遍。这些经验和概率的密度结构的约束是我们的主要数据产品，我们存档继续分析。我们发现，土星半径的外半部分相对受到很好的约束，我们将我们的发现解释为表明显着的金属富集，与遥感的大气丰度一致。正如预期的那样，土星半径的内半部分不太受重力的约束，但我们通常会找到包括显着密度增强的解决方案，这可以被解释为核心，尽管这个核心通常比标准模型通常发现的密度更低，径向范围更大。这与稀释的核心和/或成分梯度一致。
2019-12-04 astro-ph.EP
Colours of minor bodies in the outer solar system - II: A statistical analysis revisited
我们提出了一个更新的可见光和近红外彩色数据库的小天体在外太阳系（MBOSSes），现在包括超过2000个测量时代的555个对象，从100多篇文章中提取。截至2011年12月，该清单相当完整。数据库现在足够大，可以安全地识别任何具有较大分散度的数据集，并将其从分析中排除。所使用的选择方法对个别离群值相当不敏感。大多数被拒绝的数据集是在MBOSS测光的早期观察到的。在可见光范围内的光谱梯度是从颜色和R绝对星等M（1，1）导出的。列出了每个天体的平均颜色、绝对星等和光谱梯度，以及使用Gladman和合作者改编的分类的物理动力学类别。颜色-颜色图，直方图和各种其他图，以说明和调查类的特点和趋势与其他参数，其意义进行评估，使用标准的统计检验。颜色表和所有图也可在MBOSS颜色网页http://www.eso.org/~ohainaut/MBOSS上获得，当新的测量结果发布时，该网页将更新。
2012-09-10 astro-ph.EP
Compositions and origins of outer planet systems: Insights from the Roche critical density
我们考虑洛希临界密度（rho_Roche），即轨道物体在距其行星给定距离处能够通过自引力保持自身的最小密度。它与我们更熟悉的“洛希极限”直接相关，洛希极限是指一个给定密度的无强度轨道物体被潮汐拉开时与行星的距离。一个实质性的环的存在要求瞬态团块具有小于rho_Roche的内部密度。相反，在存在大量吸积物质的情况下，密度大于rho_Roche的轨道物体将增长。比较土星和天王星系统从破裂主导（环）迅速过渡到吸积主导（卫星）的rho_Roche值，我们推断组成天王星环的材料可能比组成土星环的材料更多岩石，以及更少的多孔性。从木星和海王星最内侧的环卫星的高rho_Roche值，我们推断这些卫星可能由比预期更致密的物质组成，或者更有可能是它们是在远离行星的地方形成的闯入者，并且已经向内迁移，现在被内部物质强度保持在一起。最后，由八颗紧密排列的天王星卫星组成的“波西亚群”的整体表面密度与土星的A环相似。因此，它可以被看作是一个吸积主导的环系统，除了其物质的特征密度大于当地的rho_Roche之外，它与标准环系统具有相似的特征。
2013-02-06 astro-ph.EP
Hydrodynamic Simulations of Asymmetric Propeller Structures in Saturn's Rings
对土星外A环中螺旋桨结构的非开普勒行为的观察（Tiscareno et al. 2010，Seiler et al. 2017，Spahn et al. 2018）提出了一个问题，螺旋桨如何响应中央嵌入式小卫星的徘徊。在这里，我们研究数值诱导螺旋桨是如何变化的振动小卫星。事实证明，小卫星的天平动引起了螺旋桨结构印记的不对称性，其中不对称性取决于小卫星的天平动周期和振幅。此外，我们研究的不对称性的天平动周期和振幅的400米希尔半径，这是位于外A环的小卫星的依赖关系。通过这种方式，我们能够将我们的研究结果应用于最大的螺旋桨结构-例如Blériot -预计尺寸相似。对于Blériot，我们可以得出这样的结论：假设小卫星以最大观测周期11.1年和方位振幅约1845公里进行振动（Seiler等人，2017年，Spahn等人，2018年），小的不对称性应该是可测量的，但取决于小卫星的振动相位在观察时间。其他巨型螺旋桨（如桑托斯·杜蒙和埃尔哈特）的额外运动与布莱里奥有类似的幅度，因此可能允许观察到更大的不对称性，因为它们的方位角范围较小。这将允许扫描整个间隙结构的不对称性。虽然librational模型的小卫星是一个简化，我们的研究结果是一个一致的模型的发展的第一步，用于描述的形成不对称的螺旋桨所造成的自由移动的小卫星。
2018-11-01 astro-ph.EP
Why are dense planetary rings only found between 8 and 20 AU?
最近在半人马座Chariklo（可能还有Chiron）周围发现的致密环表明，完整的致密行星环不仅存在于土星和天王星周围，而且还存在于这些巨行星附近的小天体周围。这份报告研究了是否有一个物理过程，使环更有可能形成或持续在这个特定的部分外太阳系。具体来说，环绕土星和天王星的环物质似乎比形成木星和海王星最内层卫星的物质要弱得多。此外，土星环、天王星环和Chariklo环的平均地面温度都接近70 K。因此，在我们的太阳系中，致密环的分布受到限制，这可能是因为冰物质在该温度附近特别脆弱。
2015-03-13 astro-ph.EP
Dynamically correlated minor bodies in the outer Solar system
太阳系中大多数小天体的轨道组织似乎遵循随机模式，这是数十亿年混沌动力学演化的结果。就像不均匀的轨道行为是普遍存在的一样，动力学相干的物体对和物体组也到处存在。虽然最初的研究对象是居住或穿越内太阳系的小行星和彗星群，但至少有一个小行星家族已被证实存在于外太阳系，文献中还提出了另外两个候选者。在这里，我们进行了系统的搜索统计上显着的对和组的动态相关的对象，通过那些半长轴大于25天文单位，应用一种新的技术，使用轨道极点和近日点的角间距与近日点通过时间的差异，挑出对相关的对象。我们的分析恢复了著名的，动态相干的彗星和海王星外天体对和组，并发现了一些新的，进一步光谱研究的主要候选人。
2017-12-04 astro-ph.EP
Saturn layered structure and homogeneous evolution models with different EOSs
土星的核心质量通常被假设为10-25 ME，这是由内部模型和各种状态方程（EOSs）以及旅行者重力数据预测的，因此大于木星的核心质量（0-10 ME）。在这里，我们重新分析土星的内部结构和演变，通过使用更近的重力数据从卡西尼号任务和不同的物理状态方程：从头LM-REOS，这是相当软的土星的外部区域，但在高压下僵硬，标准的芝麻EOS显示相反的行为，和常用的SCvH-i EOS。对于所有三种EOS，我们发现类似的核心质量范围，即SCvH-i和芝麻EOS为0-20 ME，LM-REOS为0-17 ME。假设大气氦质量丰度为18%，我们发现最大大气金属丰度，7倍太阳SCvH-1和芝麻为基础的模型和重元素的总质量，MZ的25-30 ME。利用LM-REOS，我们发现MZ=16-20 ME，小于木星，Zatm小于3倍太阳。对于土星，我们计算出转动惯量值λ =0.2355（5）。此外，我们确认，均匀演化导致冷却时间只有约2.5陀螺仪，独立于所应用的状态方程。我们的研究结果表明，需要准确测量大气中的氦和氧的丰度，以及更好地了解土星的结构和演变的转动惯量。
2013-04-17 astro-ph.EP
Dynamical Evolution of the Debris Disk after a Satellite Catastrophic Disruption around Saturn
关于土星环和中等大小卫星起源于最近的假说正在积极辩论中。有人认为，一颗原土卫五和一颗原土卫四可能在最近发生了碰撞，从而产生了现代中等大小的卫星系统。也有人认为，碎片的快速粘性扩散可能在土星的洛希极限内注入了质量，从而产生了现代土星环系统。然而，目前只以非常简单的方式研究了这种情况。本文详细研究了它，以评估其可扩展性，通过使用$N$体模拟和分析参数。当碎片盘被其最大的残余物所支配时，$N$-天体模拟表明，该系统迅速重新吸积成一颗卫星，而没有明显的扩散。另一方面，如果圆盘是由小粒子组成的，分析论证表明，圆盘经历三个步骤的动力学演化。盘在碰撞后开始显著地被激发，并且碰撞阻尼在粘性扩散上占主导地位。当粒子小于$\sim$ 100 m时，系统在引力作用下会变得不稳定。然而，颗粒的生长速度比扩散速度快。然后，系统再次变得引力稳定，吸积以较慢的速度继续，但扩散受到抑制。因此，碎片预计会重新聚集成几个大的天体。总之，我们的研究结果表明，这种情况可能不会形成今天的环系统。相比之下，我们的研究结果表明，今天的中等大小的卫星可能是从这样一个灾难性的事件中重新吸积的。
2017-07-03 astro-ph.EP
Saturn's G and D rings provide nearly complete measured scattering/phase functions of nearby debris disks
遥远恒星周围的碎片盘的外观取决于盘中物质的散射/相位函数（SPF）。然而，描述这些太阳系外碎片盘的SPF是具有挑战性的，因为地球观测者只能看到有限范围的散射角。相比之下，土星的稀薄环可以在更广泛的几何形状范围内观察到，因此它们的SPF可以更好地受到限制。由于这些环是由从较大物体表面释放的小颗粒组成的，它们与碎片盘有合理的相似之处，因此它们的SPF可以提供对碎片盘似乎合理的散射特性的了解。这项工作检查了土星的两个尘埃环：G环（距离土星中心167，500公里）和D 68小环（距离67，600公里）。利用卡西尼号航天器上的摄像机提供的数据，我们能够估计出光环在170到0.5度散射角范围内的亮度。我们发现，这两个环表现出非常强的前向散射峰，但散射角超过60度，其亮度几乎是恒定的。这些SPFs可以很好地近似由三个Henyey-Greenstein函数的线性组合，并大致一致的不规则颗粒的SPFs从实验室测量。将这些数据与Fraunhofer和Mie模型进行比较，突出了单独从SPF中提取颗粒组成和粒度分布信息所涉及的几个挑战。这些环的SPFs还表明，碎片盘中向前散射的程度可能被大大低估。
2015-09-23 astro-ph.EP
Nanograin densities outside Saturn's A-ring
卡西尼等离子体和无线电科学仪器测量的离子和电子密度的径向依赖性之间所观察到的差异被用来表明土星主环和其纤细的G环之间的外缘区域渗透着小的带电颗粒（纳米颗粒）。这些颗粒从A环的边缘和从脆弱的F环和G环发出。这是土星磁层中相对未被探索的区域，但在2017年9月任务结束之前，它将成为卡西尼号F环轨道的焦点。这里预测的颗粒密度的确认将提高我们描述土星磁层这一重要区域物质形成和破坏的能力。
2016-11-08 astro-ph.EP physics.space-ph
The early impact histories of meteorite parent bodies
我们已经开发了一个统计框架，使用碰撞演化模型，冲击物理建模和比例定律，以确定合理的碰撞历史的范围内个别陨石母体。很可能那些没有被灾难性破坏的母天体在其表面上持续了数百次撞击--压缩、加热和混合外层;很可能许多母天体在没有任何撞击的情况下逃离了外层几公里。从撞击次数和撞击引起的比内能增加两个方面来看，最初的1000 - 2000万年是撞击的最重要时期。该模型已被用于评估几个陨石母体的拟议撞击历史：在前1亿年中未被破坏的多达10个母体经历了一次蒸发碰撞，这种碰撞是在CB球粒陨石母体上产生金属包裹体和球粒所必需的;大约1 - 5%的天体在1200万年后遭受灾难性破坏，其持续撞击的时间与IAB/winonaite母体上记录的加热事件相匹配;超过75%的半径为100 km的母体在经历了1亿年之后没有被破坏，它们受到的撞击使其被挖掘到了H球粒陨石母体外层混合所需的深度;为了保护CV球粒陨石母体上的磁场，地壳必须很厚（约20公里），才能防止被撞击刺穿。
2013-09-10 astro-ph.EP
A Survey of Cassini Images of Spokes in Saturn's Rings: Unusual Spoke Types and Seasonal Trends
基于卡西尼图像调查土星B环辐条，发现混合辐条及季节趋势，辐条活动在太阳接近环平面时显著增强。
2025-01-14 astro-ph.EP
Dust production through collisions between small bodies: an application to the G-ring arc
该研究通过N体和SPH模拟，分析土星G环弧中宏观天体与Aegaeon的碰撞，发现后者能有效补充尘埃，维持弧群数千年并可能引起亮度变化。
2025-01-22 astro-ph.EP
Rings of non-spherical, axisymmetric bodies
我们研究的动力学行为的环周围的机构，其形状大大偏离从一个球体。为此，我们开发了一个新的自引力离散元N体程序，并采用局部模拟方法模拟了环的一个补丁。中心体被建模为对称的（扁圆或长轴）椭球体，或者通过代表其引力场的特征频率（圆形、垂直、周转）来定义。通过我们的模拟，我们探索了环的行为-其特征是动力学特性，如撞击频率，颗粒温度，数密度，垂直厚度和径向宽度-随着中心体引力势的变化而变化。我们还对比了大中心天体（如土星）与小中心天体（如Chariklo）的环的性质。最后，我们调查的特征频率的一个中心机构，被限制为一个坚实的革命与赤道平面的对称性，影响环动力学。后一个过程可以用来定性地理解环关于任何对称旋转体的动力学。
2016-11-20 astro-ph.EP
Outward migration of Jupiter and Saturn in 3:2 or 2:1 resonance in radiative disks: implications for the Grand Tack and Nice models
嵌入气体原行星盘中，木星和土星自然陷入3：2共振并向外迁移。这是Grand Tack模型的基础。然而，以前的流体动力学模拟仅限于等温磁盘，具有中等的纵横比和粘度。在这里，我们模拟的气体巨星的轨道演化盘粘性加热和辐射冷却。我们发现木星和土星在中等质量（$M_{disk} \approx M_{MMSN}$，MMSN是“最小质量太阳星云“）盘中以3：2共振向外迁移，粘性应力参数$α$介于$10^{-3}$和$10^{-2} $之间.在相对低质量的圆盘（$M_{disk} \lesssim M_{MMSN}$）中，木星和土星以2：1的共振被捕获，甚至可以在低粘度圆盘（$α\le 10^{-4}$）中向外迁移。这种盘具有非常小的纵横比（$h\sim 0.02-0.03$），其有利于在2：1共振中捕获后向外迁移，如通过等温运行所证实的，其导致$h \sim 0.02$和$α\le 10^{-4}$的类似结果。我们还从我们的流体动力学模拟结果开始，包括2-3个冰巨星，进行了外太阳系的N体运行。气体盘扩散后，一个尼斯模型的不稳定性开始与木星和土星在2：1共振的结果在良好的太阳系的类似。我们的结论是，在一个寒冷的太阳星云，木星和土星之间的2：1共振可以导致系统向外迁移，这可能代表了太阳系演化的另一种情况。
2014-10-02 astro-ph.EP
A recent origin for Saturn's rings from the collisional disruption of an icy moon
数亿年前，一颗冰冷的卫星与一颗闯入的彗星相撞，这是形成土星环的一种简单方法。一个质量与土卫一相当的母卫星可能会被困在与土卫二和土卫四的平均运动共振中，其轨道靠近目前的环外缘，刚好在罗氏带之外。我目前的碰撞N体模拟彗星的影响，导致部分中断的分化月球岩石的核心和冰冷的地幔。地核可以基本上完好无损地保存下来，而来自地幔的碎片则沉降到一个主要由冰颗粒组成的环中，横跨母卫星的轨道半径。由于碰撞的粘性，新生的环呈放射状扩散，而质量重新积聚在残余的岩石核心上，形成了一个新的卫星，可以被确定为土卫一。冰碎片迁移到洛希区演变成土星的环系统。来自与土星的潮汐相互作用和与环的共振相互作用的扭矩将最近形成的土卫一向外推到它目前的位置，时间尺度是几亿年。这种情况解释了在土星环中观察到的高冰分数，并解释了为什么环质量与土卫一的质量相当。先前存在的母卫星环在平均运动共振的结果在潮汐加热率土卫二在最近的过去是显着大于目前的速度。
2018-11-30 astro-ph.EP
Saturn's formation and early evolution at the origin of Jupiter's massive moons
这四颗巨大的伽利略卫星被认为是在木星形成的最后阶段形成的。虽然环木星盘的存在得到了流体动力学模拟的支持，但关于形成卫星的组成部分的起源和传递机制还没有达成共识。在环绕太阳的圆盘上打开一个缺口，将有效地将木星与固体物质的主要来源隔离开来。然而，在木星间隙的外缘应该存在着一个微行星的储存库，在那里固体被捕获并随着时间的推移而积累。在这里，我们表明，土星的核心在这个水库的形成，或其迅速向内迁移，允许微行星从这个水库重新分配到木星和内太阳系，从而提供足够的材料形成伽利略卫星和填充主带与原始小行星。我们发现，捕获的行星内的circumjovian磁盘的轨道是圆形的，通过摩擦与气体在一个紧凑的系统相比，目前的伽利略卫星的径向范围。土星在传递机制中的决定性作用对太阳系外巨行星周围的大质量卫星的出现有很强的影响，因为它们会优先在多行星系统中的行星周围形成。
2018-04-09 astro-ph.EP
Corrugations and eccentric spirals in Saturn's D ring: New insights into what happened at Saturn in 1983
以前对土星外D环（距离土星中心73，200 - 74，000公里）的研究发现了周期性的亮度变化，其径向波数随时间线性增加。这一模式被归因于一个垂直的环，其时间变化意味着一些事件-可能是与行星际碎片的撞击-导致环在1983年倾斜出行星的赤道平面。这项工作使用更广泛的卡西尼图像集更详细地研究了这些模式，以获得对1983年事件的更多见解。这些额外的数据表明，D环不仅是波纹状的，而且在其光学深度中还包含一个随时间变化的周期性调制，这可能代表了D环粒子的有组织的偏心运动。第二种模式表明，无论发生什么事件，使环倾斜，也会干扰环粒子的径向或方位角速度。此外，这两种模式的相对振幅表明，由1983年事件引起的垂直运动比相应的平面内运动大2.3+/-0.5倍。如果这些结构确实是由撞击产生的，材料将需要以陡峭的角度（与环平面成60度以上）撞击环以产生这种运动。与此同时，D环中的λ波长比人们根据附近C环中类似结构的外推预测的短约0.7%。这可能表明D环在C环之前大约60天被倾斜/扰动。如果撞击土星环的物质来自于几个月前某个物体在土星附近破裂时释放出的碎片，那么这种时间差异就可以解释。这些碎片必须具有相当大的初始速度分散度，并且在与环碰撞之前，其轨道特性必须受到太阳潮汐的扰动。
2014-10-31 astro-ph.EP
The TESS-Keck Survey. XIX. A Warm Transiting Sub-Saturn Mass Planet and a non-Transiting Saturn Mass Planet Orbiting a Solar Analog
该研究通过 TESS 测光和凯克/HIRES 视向速度观测，确认了 TOI-1386 b 为温暖的次土星行星，并发现非凌日伴星 TOI-1386 c，证实系统长期稳定但存在偏心率振荡。
2024-02-05 astro-ph.EP
A diffuse core in Saturn revealed by ring seismology
历史上，对巨行星内部结构的最佳限制来自对其重力场的测量。这些重力数据本质上对行星的外部区域非常敏感，对木星和土星的内部深处只提供松散的约束。这一基本限制阻碍了测量这些行星核心的质量和紧凑性的努力，这些核心是理解其形成路径和演化的关键属性。然而，对土星环的研究揭示了土星内部由脉动模式驱动的波，为土星内部提供了独立的地震探测器。观测揭示了重力模式（g模式）脉动，这表明土星内部的一部分是由成分梯度稳定分层的，g模式频率直接探测行星内的浮力频率。在这里，我们将结构模型与重力和地震测量进行比较，以表明数据只能由土星中的扩散，稳定分层的核心-包络过渡区来解释，该过渡区延伸到行星半径的约60%，并包含约17个地球质量的冰和岩石。重元素的逐渐分布限制了土星中的混合过程，它可能反映了行星的原始结构和吸积历史。
2021-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Migration of small moons in Saturn's rings
小卫星通过土星环的运动为径向迁移模型提供了极好的检验。理论上，这些卫星和环颗粒之间的扭矩交换会导致径向漂移。我们预言希尔半径rH ~ 2-24 km的卫星将在1000年内迁移通过A环。在这个大小范围内，在空隙或完整环中运行的卫星最终会以相同的速度迁移。较小的卫星或小卫星--如螺旋桨（例如，Tiscareno等人，2006年）--被盘物质扩散到共转轨道中，产生惯性阻力。较大的卫星--如潘或阿特拉斯--不会因为它们自己的惯性而迁移。2-24 km卫星的快速迁移将消除A环中的中等大小的天体，并可能是A环螺旋桨小卫星尺寸分布中观测到的r_H ~ 1-2 km大半径截止的原因。虽然基勒间隙内Daphnis（r_H ~ 5 km）的存在挑战了这种情况，但数值模拟表明，轨道共振和遥远的较大卫星（例如，Mimas）可能是重要因素。对达夫尼来说，遥远的卫星搅动似乎是阻止快速迁移的最有希望的机制。另一种可能是，达芙妮可能是环中最近的一个新成员，在快速迁移阶段之前的约10^3年内进入低倾角轨道。我们提供的观测约束条件，以区分可能的情况Daphnis的预测。
2013-01-15 astro-ph.EP
HD 28185 Revisited: An Outer Planet, Instead of a Brown Dwarf, On a Saturn-like Orbit
本文基于22年视向速度和Hipparcos-Gaia天体测量数据重新分析HD 28185系统，确认HD 28185 b为温带巨行星，并将HD 28185 c从褐矮星修正为轨道最接近土星的超级木星级行星。
2024-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cassini Ring Seismology as a Probe of Saturn's Interior I: Rigid Rotation
天然气巨星的地震学有可能解决有关其内部结构和旋转状态的长期问题。我们构建了一个家庭的土星内部模型约束的重力场和计算其绝热模式的本征频率和相应的Lindblad和垂直共振在土星的C环，其中超过20波的模式速度快于环的平均运动已被检测到，并使用高分辨率卡西尼视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）恒星掩星数据的特点。我们提出了土星的基本模式，似乎是这些观察到的环波的起源的鉴定，并使用其观察到的模式速度和方位角波数估计的体积旋转周期的土星的内部是$10{\rm h}\, 33{\rm m}\, 38{\rm s}^{+1{\rm m}\, 52{\rm s}}_{-1{\rm m}\, 19{\rm s}}$（中位数和5%/95%分位数），明显快于旅行者和卡西尼号测量土星的千米辐射周期，土星整体自转周期的传统代表。整体拟合并没有表现出任何明确的系统学，表明土星的外包络有很强的差异旋转。
2018-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics of multiple bodies in a corotation resonance: Conserved quantities and relevance to ring arcs
平均运动共振中的物体间相互作用对卫星和环的轨道演化非常重要，特别是土星环弧和相关卫星。在这项工作中，我们研究了大质量的机构在同一共转偏心率共振网站，影响这些机构的轨道演化，使用数值模拟之间的相互作用。在这些模拟过程中，天体在近距离相遇时交换角动量和能量，改变它们的轨道。然而，这种能量交换并不意味着当一个物体远离它时，另一个物体必然会接近精确的共转。事实上，如果一个物体朝着其中一个位置移动，另一个物体同样有可能朝着或远离它移动。这是因为这些近距离接触的时间尺度与这些粒子和次级质量之间的会合周期相比很短（即，共转位点可被视为潜在最大值的时间尺度）。由于引力相遇的时间尺度与碰撞的时间尺度相当，我们可以预期碰撞相互作用的能量交换方式类似。在这种情况下，这些发现可能与海王星亚当斯环中的弧等密度更高的系统以及它们如何在频繁的非弹性碰撞中保持相关。
2019-07-12 astro-ph.EP
Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens
土星是一颗迷人的行星，因为它有美丽的光环、活跃的大气层和神秘的磁场。它也掌握着理解我们太阳系形成和巨行星一般演化的一些关键。虽然卡西尼-惠更斯任务的探索使我们对这颗行星及其卫星的了解取得了巨大进展，但它也给我们留下了令人困惑的问题：这颗行星的主体成分是什么？它有氦核吗？它是否像木星一样富含惰性气体？是什么驱动和控制着巨大的风暴？我们已经知道，我们可以测量一个外部磁场，它是从它的非轴对称分量过滤，但什么是土星的内部磁场？戒指是什么做的，什么时候形成的？这些问题在几个方面是至关重要的：木星和土星的组成的详细比较是必要的，以了解这两颗行星和太阳系形成过程中的工作。这就要求继续探索我们太阳系中的第二大行星，采用各种手段，包括远程观测和空间飞行任务。在非常接近行星云顶的地方测量重力和磁场将是极其有价值的。非常高的空间分辨率的环图像将提供其结构和形成它们的材料的细节。最后但并非最不重要的是，一个或几个探测器被送入行星的大气层，将提供关键的测量结果，从而可以与木星的相同测量结果进行详细的比较。[摘要摘要]
2009-12-10 astro-ph.EP
Scattering of small bodies by planets: a potential origin for exozodiacal dust ?
在越来越多的主序星周围观测到高水平的黄外尘埃。这种尘埃的起源尚不清楚，因为它在碰撞和辐射力下的寿命很短。即使是一个碰撞级联与公里大小的母体，建议解释外部碎片盘，不能生存足够长的时间。在这项工作中，我们调查所观察到的exozodiacal灰尘是否可以起源于外星子带。我们调查的散射过程中稳定的行星系，以确定是否有足够的材料可以分散向内，以保持其目前观察到的水平的exozodiacal尘埃。我们使用N体模拟调查这种散射的效率和它对行星系结构的依赖。这些模拟的结果可以用来评估假设的行星链在观测系统中产生exozodi的能力。我们发现，对于年龄更大（> 1亿年）的恒星，如果有外黄道尘埃，则需要一个大质量、大半径（> 20天文单位）的外带和一系列紧密堆积的低质量行星，才能将尘埃保持在目前观测到的水平。这就产生了一个问题，如果有的话，有多少真实的系统拥有这样一个人为的结构，因此能够以足够高的速度散射，以保持长时间尺度的exozodi尘埃。
2012-09-26 astro-ph.EP
The effects of stochastic forces on the evolution of planetary systems and Saturn's rings
太阳系外行星数量的增加为研究行星系的形成提供了新的机会。共振系统是特别感兴趣的，因为它们的动态配置提供了不可观测的形成和迁移阶段的约束。在这篇论文中，行星系HD 128311和HD 45364的编队方案。N体模拟的两个行星和二维流体动力学模拟的原行星盘被用来模拟迁移阶段和捕获到共振。结果表明，原行星盘的表面密度比以前认为的要大。原行星暴露在随机力中，由圆盘中的密度波动产生。一个通用的模型，一个单一的行星，两个行星的共振，被随机强迫。例如，GJ 876系统在合理的随机力强度下是稳定的，但行星较轻的系统可能会被破坏。即使它们没有被完全破坏，随机力也会产生特征性的、可观察到的天平动模式。湍流在行星形成过程的早期阶段也起着重要作用。核心吸积模型中的引力坍缩由于尺度分离大，很难用数值方法模拟。提出了一种缩放方法，通过考虑相关的小尺度过程，可以正确处理边缘碰撞系统中的自重力。有趣的是，这个系统在动力学上与土星环非常相似。还研究了土星环中小天体的随机迁移。的小卫星/螺旋桨与环粒子的相互作用的分析预测相比，碰撞N-体模拟多达一百万个粒子。随机游走的速度足够快，可以被卡西尼号航天器直接观测到。
2010-12-01 astro-ph.EP
Using warm dust to constrain unseen planets
寒冷的外层碎片带环绕着相当一部分恒星，其中许多是行星宿主。来自恒星的辐射力导致尘埃颗粒离开外带，并在坡印廷-罗伯逊阻力下螺旋向内。我们提出了一个经验模型，适合N体模拟，使这些尘埃粒子的命运，当他们遇到一个行星被迅速计算。大质量行星喷射出大部分粒子，而尘埃相对不受干扰地经过小质量行星。近距离的大质量行星（热木星）最擅长吸积尘埃。该模型预测了尘埃在碎片带内部的行星上的吸积速率，当还考虑到碰撞演化时，预测外部碎片带内部的热彗星的质量吸积速率高达每秒数百公斤。该模型可用于推断在具有外带的系统中尚未发现的行星的存在和可能的质量。大双目望远镜干涉仪（LBTI）没有探测到织女星周围的温暖尘埃，这可以解释为存在一颗土星质量的行星，或者一系列质量较低的行星。类似地，在这样的系统中检测到温暖的尘埃意味着没有行星超过可量化的水平，这可能低于直接成像的类似限制。LBTI探测到的狮子座β星周围的尘埃水平可以用来排除质量超过土星质量的行星的存在。
2018-07-30 astro-ph.EP
Migration of celestial bodies in the Solar system and in several exoplanetary systems
本文综述太阳系及系外行星系统中天体迁移的研究，探讨星子积聚、木星轨道变化及水输运，并分析比邻星和TRAPPIST-1系统中的迁移过程。
2024-11-08 astro-ph.EP
On the degeneracy of the tidal Love number k2 in multi-layer planetary models: application to Saturn and GJ436b
为了精确地模拟巨行星，需要一整套观测约束。由于太阳系外行星的质量、半径和温度等传统约束允许大量可接受的模型，因此需要一个新的行星参数来进一步约束行星模型。这样的参数可以是潮汐勒夫数k2。在本文中，我们的目标是研究k2揭示行星内部结构的进一步信息的能力。利用理论行星模型研究了潮汐Love数k2对行星内部密度分布的响应。特别是，我们证明了由于密度不连续性的三层行星模型的包络线的k2的简并的效果。一个可能的外部密度不连续的影响掩盖了核心质量对勒夫数k2的影响。因此，勒夫数k2和行星的核心质量之间没有唯一的关系。我们表明，退化的k2相对于层边界的信封也发生在现有的行星，如土星和热海王星GJ436b。由于简并性，行星参数k2不能用来进一步约束土星模型，对于GJ436 b，只能从给定的k2导出最大可能的核心质量。为了显著缩小GJ436b核心质量的不确定性，有必要结合k2和大气金属丰度和温度分布的知识。
2011-01-05 astro-ph.EP
HAT-P-17b,c: A Transiting, Eccentric, Hot Saturn and a Long-period, Cold Jupiter
我们发现了HAT-P-17 b，c，一个多行星系统，其中一颗内凌行星在短周期偏心轨道上，另一颗外行星在4.8年近圆轨道上。内行星HAT-P-17 b，凌日明亮的V = 10.54早K矮星GSC 2717-00417，轨道周期P = 10.338523 +/- 0.000009 d，轨道偏心率e = 0.346 +/- 0.007，凌日历元T_c = 2454801.16945 +/- 0.00020，渡越时间为0.1691 ± 0.0009d。HAT-P-17 b的质量为0.530 +/- 0.018 M_J，半径为1.010 +/- 0.029 R_J，平均密度为0.64 +/- 0.05 g cm^-3。这颗行星的平衡温度相对较低，在780-927 K之间，使其成为后续光谱研究的有吸引力的目标。外行星HAT-P-17 c的轨道周期P_2 = 1797^+58_-89 d，最小质量m_2 sin i_2 = 1.4^+1.1_-0.4 M_J。主星的质量为0.86 +/- 0.04 M太阳，半径为0.84 +/- 0.02，有效温度为5246 +/- 80 K，金属丰度[Fe/H] = 0.00 +/- 0.08。HAT-P-17是第二个从地面凌日调查中发现的多行星系统。
2010-08-23 astro-ph.EP
Formation of Planetesimals in the Outer Solar System
本文综述外太阳系星子形成的相关模型，以及用于构建和完善现代星子形成理论的近期观测约束，凸显太阳系对研究行星生长初始阶段与行星形成最终结果的重要价值。
2025-08-01 astro-ph.EP
Orbital evolution of Saturn's mid-sized moons and the tidal heating of Enceladus
土星内部中型卫星的形成和轨道演化仍然存在争议。最令人困惑的方面是：1）特提斯-土卫四对和土卫一-土卫二对如何在潮汐轨道演化过程中通过它们的强3：2平均运动共振; 2）土卫二目前的强热流，比土卫二目前轨道偏心率引起的潮汐能量耗散高几个数量级。在这里，我们从不同的初始条件下对卫星的轨道演化进行N体模拟-假设卫星是由土星的假想大质量环形成的-并研究解决上述困难的可能途径。如果忽略土星环的影响，我们发现土卫三-土卫四对在远离土星时无法避免被困在平均运动共振中，而土卫三-土卫二对在共振捕获后无法避免碰撞，如果土星的品质因数小于15，000。这些发现与目前的轨道结构不一致。然而，考虑到偏心激励和环扭矩引起的轨道膨胀，我们发现这些共振捕获是避免的。由于扭矩产生的高偏心率，土卫二通过了与特提斯的共振，狄俄涅-特提斯对也通过了2：1和3：2的共振。当土卫二与外环边缘的共振超过2：1时，偏心率可以被潮汐阻尼。虽然这是一条很有希望的进化道路，但在大多数情况下，土卫二与土卫三的碰撞都是由兴奋的偏心率引起的。有迹象表明，减少环质量可以避免碰撞。由于环力矩的偏心激发而产生的潮汐热储存在卫星中并缓慢地辐射出去。它可能解释了当前的高热流。
2018-09-03 astro-ph.EP
A simple model for the location of Saturn's F ring
在本文中，我们介绍了一个简化的模型来了解土星F环的位置。该模型是一个由土星引力场定义的平面限制性五体问题，包括它的第二带谐波$J_2$，牧羊人卫星普罗米修斯和潘多拉，以及泰坦。我们计算精确的长时间数值积分（约250万）非相互作用的测试粒子最初位于普罗米修斯和潘多拉的轨道之间的区域，并解决他们是否逃脱或保持被困在这个区域。我们得到了一个广泛的区域的初始条件的测试粒子仍然受到限制。我们考虑一个动态稳定性指标的测试粒子的运动定义通过计算的标准偏差的相关动力学量的平均值的比率，特别是，平均运动和半长轴。这个指标清楚地分离出一个子集的捕获的初始条件，出现非常本地化的条纹在初始半长轴和偏心空间的最稳定的轨道。仅保留这些测试颗粒，我们得到一个狭窄的偏心环，显示尖锐的边缘和集体对齐。稳定环粒子的累积条纹的半长轴可以与共振相关联，主要涉及普罗米修斯的外林德布拉德共振和共旋转共振，但不限于此。潘多拉内部的林德布拉德和共旋转共振以及低阶三体共振通常与间隙一致，即，不稳定地区。比较我们的结果与标称数据的F环显示出一定的对应关系。
2016-12-05 astro-ph.EP
