Evolutions of mean distance ratios in the planetary and satellite systems under primary tides and nebular gas drag effects
Catholic University of Louvain（鲁汶天主教大学）
研究太阳系及木星、土星、天王星卫星系统中主潮汐和气体阻力对平均距离比的影响，发现其在长期演化中保持近似不变。
2026-01-22 astro-ph.EP
Nebular water depletion as the cause of Jupiter's low oxygen abundance
最近的光谱观测表明，一些太阳系外的巨行星的大气是富碳的，即碳/氧比（C/O）$\ge$ 1，我们发现木星的整套成分数据与它是富碳巨行星的假设是一致的。我们表明，木星的形成在寒冷的外层部分的氧耗尽磁盘（C/O $\sim$ 1）复制测得的木星元素丰度至少以及迄今为止的典型模型的木星形成在一个磁盘的太阳组成（C/O = 0.54）。由此产生的O丰度在木星的信封，然后适度丰富的$\sim$ 2 $\times$太阳能（而不是$\sim$ 7 $\times$太阳能）的一个因素，并发现是一致的大气热化学模型预测的值。木星形成于一个具有C/O $\sim$ 1的圆盘中，这意味着水冰在原始星云中雪线之外的几个天文单位中不均匀分布，并且冰微行星中所含的水的比例是它们形成位置和时间的强烈函数。美国宇航局的朱诺号任务将在前往木星的途中测量木星的氧气丰度，这将为我们的预测提供一个直接而严格的测试。
2012-04-17 astro-ph.EP
The early instability scenario: terrestrial planet formation during the giant planet instability, and the effect of collisional fragmentation
太阳系的动力学状态可以用巨行星之间的轨道不稳定性来解释。最近的一个模型提出，巨行星不稳定性发生在类地行星形成的过程中。这种情况已经被证明是与内太阳系相匹配的，因为它阻碍了火星的生长，并阻止了小行星带中的行星形成。在这里，我们提出了一个大样本的新的模拟“早期不稳定”的情况。我们使用一个N体积分方案，占碰撞碎片，也进行了大量的控制模拟，不包括早期的巨行星不稳定性。由于总粒子数在考虑碰撞碎裂时减少得较慢，因此不断增长的行星的轨道通过动力学摩擦和与耗散角动量的小天体相遇（例如：打了就跑的撞击）而受到更强烈的阻尼。与没有碰撞碎片的模拟相比，我们完全进化的系统在其紧凑的质量分布和动态冷轨道方面提供了与太阳系类地行星更好的匹配。碰撞过程还往往会延长地球类似物的动态吸积时间尺度，并缩短火星类似物的动态吸积时间尺度。这产生的系统与相对增长的时间尺度更一致的同位素测年推断。因此，对于任何成功的内太阳系演化模型来说，解释碎片化都是极其重要的。
2018-12-18 astro-ph.EP
Accretion disk's magnetic field controlled the composition of the terrestrial planets
球粒陨石是构成类地行星的基石，其质量和原子比为氧、铁、镁和硅，总含量为$\geq$ 90\%，Mg/Si（$\sim$ 25\%）、Fe/Si（系数为$\geq$ 2）和Fe/O（系数为$\geq$ 3）可变。地球和类地行星（水星、金星和火星）分为三层：金属核、硅酸盐壳（地幔和地壳）和气体、冰的挥发性外壳，对地球来说，还有液态水。每一层具有不同的主导元素（例如，随着深度增加Fe含量和增加表面的氧含量）。仍然未知的是，星云盘吸积期间的物理过程与星云盘吸积后的物理过程（例如，冲击侵蚀）影响这些最终本体组成。在这里，我们预测类地行星的组成，并表明其核心的质量分数和未压缩的密度与他们的日心距离，并遵循一个简单的模型的磁场强度在原行星盘。我们的模型评估铁的分布在增加的氧化态，空气动力学，并减少磁场强度向外从太阳，导致减少核心大小的类地行星与径向距离。这种分布将提高我们太阳系的可居住性，并且同样适用于外行星系。
2020-09-09 astro-ph.EP
Constraining the giant planets' initial configuration from their evolution: implications for the timing of the planetary instability
最近关于行星迁移的研究表明，如果在行星不稳定性开始之前，海王星经历了一次远距离的微行星驱动的迁移，迁移范围可达$\sim$ 28 au，那么柯伊伯带的轨道结构可以很好地再现。然而，考虑到所有的巨行星都应该在气盘阶段被捕获在它们之间的平均运动共振中，目前还不清楚海王星是否可能发生这种非常特殊的演化，也不清楚这种不稳定性是否可能在后期发生。在这里，我们首先调查的巨行星的初始共振配置可以兼容海王星被提取出共振链和迁移到$\sim$ 28 au之前，行星不稳定性发生。我们通过调查行星可以保持共振约400 My的条件来解决后期不稳定问题。我们的研究结果表明，这只会发生在这样的情况下，即星子盘是超过一个特定的最小距离$δ_{stab}$从海王星。然后，如果有足够数量的尘埃产生在微行星盘，向内漂移，海王星可以进入一个缓慢的尘埃驱动的迁移阶段数百个Mys，直到它到达一个临界距离$δ_{mig}$从磁盘。从那时起，更快的星子驱动的迁移接管，海王星继续向外迁移，直到不稳定发生。我们的结论是，虽然早期的不稳定复制更容易解释柯伊伯带的结构所需的海王星的演变，这种演变也是兼容的晚期不稳定。
2017-02-07 astro-ph.EP
The Fragility of the Terrestrial Planets During a Giant Planet Instability
如果巨行星经历轨道不稳定性，使一个或多个冰巨星蒸发，那么外太阳系的许多特征在数值模拟中都会重现。在这种不稳定期间，木星和土星的轨道发生偏离，跨越其2：1平均运动共振（MMR），这种共振交叉可以激发类地行星轨道。使用这种巨大的行星不稳定性的模拟大合奏，我们直接模拟在此过程中的类地行星轨道的演变，特别注意再现外行星的基本特征的系统。在保留四颗巨行星并以木星和土星超过2：1的MMR结束的系统中，我们发现至少有85%的概率至少有一颗类地行星丢失。此外，设法保留所有四个类地行星的系统通常会以类地行星的偏心率和倾角大于观测值而结束。类地行星轨道的激发水平与观测轨道相当的可能性小于~5%。如果我们考虑到外行星轨道复制良好的概率，我们发现内行星和外行星的轨道结构在同一系统中同时复制的概率为1%或更低。这些微小的概率增加了这样一种可能性，即巨行星的不稳定性发生在类地行星形成之前。这种情况意味着巨行星的不稳定性不是后期重轰炸的来源，类地行星的形成是在巨行星处于现代构型时完成的。
2015-10-28 astro-ph.EP
Planetesimal Compositions in Exoplanet Systems
我们已经使用了最近的调查组成的系外行星的宿主恒星，以调查在这些系统的拱星星云的雪线以外形成的星子凝聚物质的预期组成。在主要的固体形成元素中，我们发现，对于太阳，C和O丰度（特别是C/O丰度比）对这些系统中形成的冰质星子的组成影响最大。计算使用自洽模型的冷凝顺序挥发性冰从星云气体后，难熔（硅酸盐和金属）相冷凝。由此产生的比例的耐火相和冰的星云温度结构和氧化还原条件的范围内计算。亚太阳能C/O系统中的微行星应该富含水冰，耐火材料的含量低于太阳质量，而在超太阳能C/O系统中，微行星应该有更高的耐火材料含量，在某些情况下几乎没有水冰。含碳的挥发性冰和笼形物也变得越来越重要，随着C/O的增加，这取决于假设的星云温度。星云外部早期凝聚物的这些成分变化对于这些系统中的柯伊伯带、巨行星的冰冷卫星以及巨行星大气中挥发物和重元素的富集（超过恒星值）具有重要意义。
2012-08-16 astro-ph.EP
The Effect of an Early Planetesimal-Driven Migration of the Giant Planets on Terrestrial Planet Formation
由于星子的散射而引起的巨行星的迁移导致了强大的共振穿过小行星带和类地行星区域。巨行星迁移的确切时间和方式尚不清楚。在本文中，我们提出了一个调查的结果，形成的类地行星期间和之后的巨行星的迁移。后者被认为是在星云盘消散后立即发生的--即相对于晚期重轰炸（LHB）的时间来说是“早期”的。我们模拟的巨行星早期迁移的假设原因是行星和分散的星子之间的角动量转移。
2011-01-19 astro-ph.EP
Gravitational instability of planetary gaps and its effect on orbital migration
巨行星在自引力盘中形成的间隙可能导致引力边缘不稳定性（GEI）。我们证明了全球的3D和2D自引力盘行星模拟使用ZEUS，PLUTO和FARGO流体动力学代码的GEI。高分辨率的二维模拟表明，不稳定的外间隙边缘可以导致向外的轨道迁移。我们的研究结果对大质量盘中巨行星形成的理论有重要的意义。
2014-01-20 astro-ph.EP
Collisional Growth Within the Solar System's Primordial Planetesimal Disk and the Timing of the Giant Planet Instability
太阳系的大尺度结构是由一种短暂的动力学不稳定性形成的，这种不稳定性可能是由巨行星与一个巨大的原始冰碎片盘的相互作用引发的。在这项工作中，我们调查的条件下，这个原始磁盘可以合并成行星使用分析和数值计算。特别是，我们进行数值模拟的太阳系的早期动力学演化，占粘性搅拌和碰撞阻尼内的磁盘。我们证明，如果碰撞阻尼将足以保持温和的速度分散，地球质量trans-Neptunian行星可能出现在一个时间尺度的10万年。因此，我们的研究结果有利于这样一种情况，即外太阳系的动力学不稳定性在气态星云消散后立即开始，以避免外太阳系中地球质量行星的过度产生。
2021-07-22 astro-ph.EP
Checking the Compatibility of the Cold Kuiper Belt with a Planetary Instability Migration Model
柯伊伯带冷分量轨道结构的成因至今仍是一个研究热点。太阳系的一些特征表明，巨行星经历了一个全球动力学不稳定的阶段，但在不稳定期间行星的实际动力学演化仍然存在争议。为了解释冷柯伊伯带的结构，Nesvorny（2015，AJ 150，68）认为是一种软不稳定性，在此期间海王星从未达到非常偏心的轨道。在这里，我们调查的可能性，更暴力的不稳定性，从最初更紧凑的完全共振配置的5个巨行星。我们表明，冷柯伊伯带的轨道结构可以很好地再现提供的冷人口在原地形成，与44和45 AU之间的外缘，从来没有一个大的质量。
2017-10-14 astro-ph.EP
Giant Planet Formation by Disk Instability
University of Zurich（苏黎世大学）；University of Bern（伯尔尼大学）
本文综述了盘不稳定性模型在解释早期巨行星形成、远距离巨行星及绕M型星系形成的主要贡献。
2026-04-10 astro-ph.EP
Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability
太阳系的许多动力学方面都可以用外行星经历一段轨道不稳定的时期来解释，这段时期有时被称为尼斯模型。虽然经常与月球陨石坑记录中被称为晚期重轰炸（LHB）的延迟峰值相关，但最近的工作表明，这一事件可能发生得更早;也许在类地行星形成的时期。虽然目前对陆地吸积的模拟可以再现太阳系的许多观测质量，但复制火星的小质量需要修改标准的行星形成模型。在这里，我们使用800动力学模拟表明，在太阳系外的早期不稳定性强烈影响类地行星形成，并定期产生适当大小的火星类似物。我们最成功的结果发生在类地行星在气体盘分散之后，在巨行星不稳定性开始之前，再演化1- 1000万年（Myr）的时候。在这些模拟中，在不稳定之前，火星区域已经开始吸积，但是由巨行星散射引起的动力学扰动从火星附近移除了大的胚胎。大的胚胎要么被喷射出来，要么被分散到地球和金星（在某些情况下是为了运送水），火星则作为搁浅的胚胎被留下。因此，一个早期的巨行星不稳定性可以在一个单一的模型中复制太阳系的内外。
2018-04-11 astro-ph.EP
Formation of the First Planetesimals via the Streaming Instability in Globally Turbulent Protoplanetary Disks?
使用自洽模型的湍流粒子增长在一个不断发展的太阳组成的原行星状星云，我们发现，最近提出的本地金属丰度和斯托克斯数标准所需的流动不稳定性，以产生引力约束粒子超密度一般不会接近任何地方的磁盘在第一个百万年，在这个时期，陨石和观测证据强烈表明，第一个微行星的形成，也许是巨大的行星核心吸积已经发生。
2023-02-06 astro-ph.EP
Multiple Giant Impacts and Chemical Equilibria: An Integrated Approach to Rocky Planet Formation
本研究通过N体模拟结合大撞击事件的化学平衡计算，发现撞击时机影响行星挥发分储量，晚期大撞击为在1 AU附近形成类地内部组成提供了可行机制。
2025-09-16 astro-ph.EP
Self-gravitating planetary envelopes and the core-nucleated instability
行星形成的情景可能会受到所观测到的系外行星种群中气体包层质量与固体核心质量之比的限制。一维计算发现一个临界（最大）的核心质量准静态信封存在，这表明信封周围更大的核心应该崩溃，由于一个“核心成核”的不稳定性。我们通过流体动力学模拟研究自引力行星包络，逐步增加问题的维度。我们描述了核不稳定性和它的非线性演化到失控的气体吸积在一维球信封。我们表明，旋转支持的信封可以进入一个失控的吸积制度，通过极性冲击在一个二维轴对称模型。这幅图对于三维的高质量核心仍然有效，其中气体引力主要与核心引力相加，并在时间上提高了行星的质量吸积速率。我们与核心核的不稳定性，缺乏平衡的行星连接到它的母盘，并讨论其相关的大规模行星形成。
2019-09-28 astro-ph.EP
Planetesimal formation by the streaming instability in a photoevaporating disk
近年来，流动不稳定性作为产生星子的候选机制引起了越来越多的关注。然而，这些研究仅限于小规模的模拟。现在，我们提出的全球原行星盘演化模型的结果，包括星子形成的流动不稳定性，随着粘性吸积，光蒸发的EUV，FUV，和X射线光子，尘埃演化，水冰线，分层湍流。我们的模拟产生了大量的（60-130 $M_\oplus$）超过100 au的星子带和高达$\sim 20 M_\oplus$的星子在中间区域（3-100 au）。我们最全面的模型在3天文单位内形成了8个$M_\oplus$小行星，在那里它们可以产生类地行星。内盘中形成的星子质量主要取决于高能光子在盘中形成内腔的时间。我们的研究结果表明，光蒸发和流动不稳定性的组合是有效的转化为星子的原行星盘的固体成分。然而，我们的模型并没有在盘的内部和中间区域形成足够的早期星子，从而产生具有气体包层的巨行星和超级地球。在原行星盘的行星形成区域，可能需要额外的过程，如由MHD风驱动的粒子堆积和质量损失，以驱动早期星子代的形成。
2017-03-23 astro-ph.EP
The Role of Early Giant Planet Instability in the Terrestrial Planet Formation
类地行星被认为是由数十颗月球到火星大小的原行星在原行星气盘消散（t_0）后的t<2亿年时猛烈碰撞而形成的。太阳系巨行星在原行星盘阶段迅速形成，t_0后，通过与外盘微行星相互作用而径向迁移。早期（t<1亿年）的动力学不稳定性被认为发生在木星与一个行星大小的天体发生引力碰撞，向内跳跃约0.2-0.5 au，并降落在它目前的轻度偏心轨道上。在这里，我们调查如何巨行星的不稳定性影响的形成的类地行星。我们研究了几个不稳定的情况下，以前被证明符合许多太阳系的限制。我们发现，与巨行星的共振有助于消除固体附近的吸积约1.5 au，从而延缓火星的增长。然而，无论巨行星是在t_0时被放置在它们当前的轨道上，还是在我们的不稳定性模型中真实地演化，结果都是一样的。金星和地球紧密的轨道间距很难在我们的模拟中重现，包括物体从0.7-1 au的狭窄环中生长的情况，因为原行星在吸积过程中倾向于径向扩散。最好的结果是在窄环模型时，从分散的气体星云中出现的原行星被假定为（至少）火星的质量。这表明在太阳系的前1000万年期间，类地原行星发生了有效的吸积。
2020-12-03 astro-ph.EP
Fundamental limits from chaos on instability time predictions in compact planetary systems
紧凑行星系的不稳定性一般由混沌动力学驱动。这意味着通过直接N体积分测量的不稳定时间是不精确的，而是代表了从同样有效的混沌轨迹分布中的单个绘制。为了表征的“错误”报告的不稳定时间从直接N体积分，我们调查的形状和参数的不稳定时间分布（ITDs）的合奏的阴影轨迹，最初从彼此附近的机器精度扰动。我们发现，在不稳定时间长的限制相比，李雅普诺夫（混沌）的时间尺度，ITDs方法非常相似的对数正态分布的标准偏差~0.43 $\pm$ 0.16 dex，尽管不稳定的时间变化在我们的样本从$10^4-10^8$轨道。我们发现这些预测之间非常一致，来自~450个紧密排列的三颗行星的配置，以及更广泛的验证集~ 10，000个积分，以及之前发表的~ 20，000个紧密排列的五颗行星系统的积分，以及基于TRAPPIST-1的七颗行星共振链，尽管它们的不稳定时间尺度超出了我们分析的时间尺度。我们还测试了我们的结果的动态激发版本我们的太阳系的适用性的边界。这些分布定义了混沌对这种行星系不稳定时间的可预测性所施加的基本限制。它提供了一个定量的估计的内在误差的N体不稳定性的时间印记的混乱，在任何一个方向上约为3的因素。
2020-01-14 astro-ph.EP
On the early thermal processing of planetesimals during and after the giant planet instability
在太阳系历史的早期阶段，彗星核作为富含冰的小行星诞生时，在巨行星动力学不稳定的过程中，被引力散射到柯伊伯带和奥尔特云的当前轨道上。在这里，我们模拟了在巨行星不稳定期间和之后的微行星的热演化。我们耦合一个适应的热演化模型提供的轨道轨迹\textit{N}体模拟占星子的轨道演化，迄今被忽略的参数以前的热演化研究。我们的模拟表明，激烈的热处理在所有的星子人口，主要是关于超挥发性的冰含量。与以前的预测不同，我们表明，在柯伊伯带和奥尔特云的大量星子超挥发性的生存是可能的。被抛射到星际空间中的微行星被证明是经过最多处理的，而在奥尔特云中结束的微行星是经过最少处理的种群。我们表明，人口之间的处理差异是其轨道演化模式的直接后果，他们提供了一个自然的解释所观察到的变化，在彗星人口和最近的观测远距离CO驱动的活动入境长周期彗星的丰度比。
2024-10-02 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability of a Dust Layer in Laminar Gas Disk
利用局域$N$体模拟方法研究了尘埃层中微行星的形成过程。气体被建模为背景层流。我们研究了星子的形成过程及其对气体阻力强度的依赖性。我们的模拟结果表明，形成过程被定性地分为三个阶段：尾流状密度结构的形成，星子种子的创建，以及它们的碰撞生长。耗散引力不稳定性的线性分析表明，尽管Toomre的$Q$值大于1，尘埃层仍是长期不稳定的。但是，在初始阶段，重力不稳定性的增长时间比尘埃沉降和速度色散减小的时间要长。因此，速度色散减小，盘垂直收缩。当速度色散变得足够小时，引力不稳定性最终成为主导。引力不稳定性形成尾流状密度结构。这些结构分裂成星子种子。由于相互碰撞，种子生长迅速。
2010-06-15 astro-ph.EP
EL meteorites do date the giant planet instability
本文针对Athor与EL陨石联系是否约束巨行星不稳定性时间这一争议，进一步论证巨行星不稳定性仍是太阳系开始后60–100 Myr将Athor植入小行星主带的最可能机制。
2024-04-30 astro-ph.EP
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Planetesimal formation thresholds explored in two-dimensional global models
流动不稳定性是诱发星子形成的一种很有前途的机制。尽管如此，在以前的研究中已经发现，这一过程需要一个粉尘与气体的表面密度比或粉尘的大小，这是增强相比，观察值。采用二维全球模拟的原行星盘，我们表明，垂直剪切不稳定性和流不稳定性在音乐会上可以导致尘埃浓度，这是足够的星子形成较低的表面密度比和较小的尘埃尺寸比孤立的流不稳定性，特别是在条件下，是符合观测约束。这是因为尘埃overdensities形成的压力颠簸引起的垂直剪切不稳定性作为种子的流不稳定性，并增强了it. While我们的二维模型不包括自重力，我们发现，强大的尘埃结块和重力不稳定overdensities的形成（和溶解）可以有力地推断从最大或平均尘埃气体体积密度比的演变。垂直切变不稳定性使尘埃层膨胀到一个平均的中面尘埃-气体密度比，该比明显低于1。因此，我们发现，达到一个中平面密度比是不必要的触发星子形成通过流动不稳定性时，它与垂直剪切不稳定性的一致行动。
2022-08-17 astro-ph.EP
Rethinking the role of the giant planet instability in terrestrial planet formation models
过去几十年来，计算能力和数值方法的进步引发了对类地行星形成后期阶段的动力学研究的大量产出。在其他奇特的内太阳系性质中，模拟的能力在行星的地球化学推断的吸积时间尺度内重现火星的小质量，在富含钙铝的包裹体（CAIs）出现后，可以说是判断进化假说的黄金标准。目前，一些独立的模型能够一致地产生类似火星的行星，同时满足各种重要的观测和地球化学约束。然而，所有的模型仍然必须考虑到巨行星迁移和轨道不稳定的影响;动力学和宇宙化学约束表明，星云气体扩散后的第一个1亿年内发生了一个事件。如果不稳定发生在这个窗口的前几个百万年，扰动可能会影响火星的大部分生长。在这份手稿中，我们将注意力转向t= 5000万年后发生不稳定的情况。具体来说，我们模拟的不稳定性的影响，通过以前的胚胎吸积模型产生的三个近组装的地球系统，并包含三个大的原行星的轨道内部的收集火星质量的胚胎和碎片。虽然不稳定性持续引发月球形成的影响，并有效地从我们的模型中的火星区域去除过多的物质，但我们发现我们的最终系统过于动态地兴奋，缺乏火星和水星的类似物。因此，我们的结论是，虽然可能，我们的情况是更不可能比不稳定发生的时间更早，或在地球和金星的轨道是远远低于动态激发的时候。
2022-09-01 astro-ph.EP
Planetesimal fragmentation and giant planet formation: the role of planet migration
在核心吸积的标准模型中，巨行星的核心是由星子吸积形成的。在这种情况下，星子人口的演变在大规模核心的形成中起着重要作用。最近，我们研究了星子碎裂在巨行星原位形成中的作用。然而，行星和气体盘之间的角动量交换导致行星在盘中迁移。在这项新的工作中，我们纳入了行星的迁移，并在全球范围内研究行星迁移在形成一个巨大的核心时，星子的人口演变的行星吸积，迁移由于星云的阻力，和碎片由于星子碰撞的作用。
2014-09-24 astro-ph.EP
Implantation of asteroids from the terrestrial planet region: The effect of the timing of the giant planet instability
本研究通过数值模拟探究类地区域小行星向小行星带的植入效率与巨行星不稳定性发生时间的关联，发现不稳定性晚于气体盘消散约5百万年的情况与现有小行星带特征相符，为太阳系形成演化模型提供了新约束。
2024-04-16 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
Giant planet formation in the framework of the core instability model
在这篇论文中，我在成核不稳定性假说的框架内研究了太阳系四颗巨行星的形成。该模型认为，固体和气体吸积耦合在一个互动的方式，考虑到详细的本构物理的信封。核心的增长率对应于寡头增长制度。我还认为，吸积的星子遵循大小分布。这篇论文的主要结果之一是我能够计算出木星、土星、天王星和海王星在不到1000万年的时间内形成，这被认为是原行星盘的平均寿命。
2010-02-10 astro-ph.EP
Hiding Signatures of Gravitational Instability in Protoplanetary Discs with Planets
我们进行了三维SPH模拟表明，迁移的巨行星强烈抑制了自引力盘的螺旋结构。我们提出模拟ALMA连续观测表明，在没有行星的情况下，由于引力不稳定的螺旋臂很容易观察到。然而，在巨行星的存在下，螺旋结构被迁移的行星所抑制，导致一个具有环和间隙结构的大部分轴对称盘。我们对气体运动学的建模表明，这颗行星的存在可以推断出来，例如，使用光学薄的13 C16 O。我们的研究结果表明，它是没有必要的，以解释缺乏螺旋功能，否则预计在高质量光盘通过假设高的灰尘-气体质量比，以限制光盘的气体质量。
2020-11-09 astro-ph.EP
On the Feeding Zone of Planetesimal Formation by the Streaming Instability
流动不稳定性是克服尘埃直接生长障碍并导致星子形成的一种很有前途的机制。然而，大多数以前的研究流不稳定性，集中在一个局部区域的原行星盘有限的模拟域，只有一个连续的固体浓度已被观察到。因此，细丝之间的特征分离是未知的。为了解决这个问题，我们进行了迄今为止最大规模的模拟流不稳定性，计算域高达1.6气体尺度的水平和垂直高度。大的动态范围允许垂直气体分层的影响变得突出。我们观察到更频繁的合并和分裂的长丝在模拟箱的高度垂直的程度。我们发现多个附加浓度的固体与平均分离约0.2本地气体尺度高度，远高于最不稳定的波长从线性稳定性分析。这测量了由流动不稳定性驱动的星子形成事件的特征分离，从而测量了星子的初始馈送区。
2014-07-22 astro-ph.EP
Spacing of Kepler Planets: Sculpting by Dynamical Instability
我们研究的轨道结构的开普勒过境任务使用N-体模拟检测到的多行星系统，专注于相邻行星的系统中显示四个或更多的过境行星之间的轨道间距。我们发现，所观察到的间距是紧密聚集在12个相互希尔半径，过境几何和灵敏度限制占。相比之下，动力学积分显示，如果所有轨道都是圆形且共面的，那么类似质量的系统在长达10亿年的动力学不稳定性中生存所需的最小间距为~10，如果行星轨道的偏心率为~0.02（行星过境时间变化的研究建议的值），则为~12。观测到的行星间距和理论上的稳定性阈值之间的这种明显的一致性，使我们提出，典型的行星系形成时的间距甚至更小，但除了最宽的行星系之外，大多数行星系都经历了动力学不稳定性，并退化为比以前更贫血的版本，行星更少，间距更大。因此，虽然高倍数系统（五个或更多的凌日行星）是保持稳定的原始系统，但开普勒任务大量发现的单或双行星系可能是更紧密的高倍数系统的后代。如果这一假设是正确的，我们推断开普勒系统的形成环境应该不同于类地行星。
2015-04-30 astro-ph.EP
Forming Planetesimals by Gravitational Instability: I. The Role of the Richardson Number in Triggering the Kelvin-Helmholtz Instability
在气态星周盘的中平面上的富尘层的引力不稳定性（GI）是一种被提出的形成微行星的机制，微行星是岩石行星和气态巨核的基石。自重力与开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）竞争：尘埃含量的梯度驱动垂直切变，这有可能推翻尘埃子盘并阻止GI。为了了解磁盘可以抵抗KHI的条件下，我们进行3D模拟分层的子磁盘的限制，尘埃颗粒很小，空气动力学耦合到气体。该限制屏蔽了流不稳定性并隔离了KHI。假设每个子盘具有由空间恒定的Richardson数Ri给出的垂直密度分布。我们改变Ri和中平面灰尘-气体比μ，发现临界Richardson数划分KH-不稳定的KH-稳定的流动是不唯一的，而Ri_crit增长几乎与μ μ =0.3-10线性。只有太阳金属丰度盘的Ri_crit约为0.2，接近经典值。我们的研究结果表明，如果尘埃子层嵌入太阳金属丰度气体盘中，质量比最小质量太阳星云大4倍;或者嵌入具有3倍太阳金属丰度的最小质量盘中;或者嵌入这两种可能性的中间组合中，尘埃子层可以被引力破碎并可能产生星子。引力不稳定性似乎是可能的，而不必诉诸粒子的流动不稳定性或湍流浓度。
2010-10-01 astro-ph.EP
Dynamical instability and its implications for planetary system architecture
我们研究了动力学不稳定性对塑造系外行星系统轨道特性的影响。使用N体模拟的非EMS（相等的相互分离），多行星系统，我们发现，不稳定的时间尺度$t$的下限是由最小的相互分离$K_{\rm min}$在相互希尔半径的单位。表现出不稳定性的行星系通常包括周期比为$<1.33$的行星对。我们最后的周期比分布的所有相邻的行星对显示出类似于那些观察到的\kepler \行星数据的一阶平均运动共振附近的下降峰结构。然后，我们比较的概率密度函数（PDF）的de-biased的\kepler \周期比与我们的模拟，并发现缺乏行星对周期比$> 2.1$的观测-可能是由向内迁移之前的磁盘耗散或行星对不形成周期比$> 2.1$与相同的频率，他们做较小的周期比。通过比较模拟与观测周期比的概率密度函数，得到了气盘耗散时瑞利分布偏心率尺度参数的上限为0.03。最后，我们的研究结果表明，一个“包装”或“紧凑”的行星系是一个可行的定义，至少有一个行星对的周期比小于1.33。这个标准意味着4%的\kepler系统（或6%的有两个以上行星的系统）是紧凑的。
2019-01-30 astro-ph.EP
Can planetary instability explain the Kepler dichotomy?
开普勒任务发现的行星候选者提供了丰富的样本，以限制其宿主恒星约0.5 AU范围内的行星系的结构和相对倾角。我们使用开普勒16个月数据的三重凌日系统作为物理三行星系统的模板，并进行合成凌日观测。我们发现，所有的开普勒三凌和双凌系统都可以从三行星模板中产生，给出了大约5度的低相互倾斜。我们的分析表明，开普勒数据包含一个人口的行星大于四个地球半径的单凌系统，不能产生的三行星模板。我们探讨的假设，高质量的对应物的三重过境系统经历了动力学不稳定，产生人口的大规模双行星系统的适度高的相互倾斜。我们进行N体模拟质量提升的三行星系统，并观察系统如何加热和失去行星，最常见的是行星行星碰撞，产生与开普勒单凌日系统中的大行星一致的凌日。然而，由此产生的大质量双行星系统的人口不能解释在观测到的单凌系统中额外多余的低质量行星，以及在双凌和三凌系统中缺乏气体巨行星。三重气体巨行星系统的行星不稳定性可能是拥有一颗或多颗小行星的系统和拥有一颗巨行星的系统之间的二分法的一部分。然而，二分法的主要部分更有可能在行星形成期间已经出现，当一颗大质量行星的形成、迁移或散射，在金属丰度阈值以上触发，抑制了在亚AU轨道上的其他行星的形成。
2012-08-18 astro-ph.EP
Planetary and meteoritic Mg/Si and d30Si variations inherited from solar nebula chemistry
行星的整体化学成分是不确定的，即使是镁和硅等主要元素。这是因为可供研究的样本都来自相对较浅的深度。比较行星和陨石的稳定同位素组成可以帮助克服这一限制。特别是，地球地幔的非结晶Si同位素组成被解释为反映了Si在地核中的存在，这也可以解释其相对于纯Fe-Ni合金的低密度。然而，我们已经发现，角闪石陨石显示重硅同位素组成类似于月球和陆地地幔。由于核心的形成中的红柱石母体（APB）发生在氧化条件下，在相对较低的压力和温度下，显着的核心中的硅的掺入被排除作为这种重硅同位素签名的解释。相反，我们表明，气态SiO和固体镁橄榄石之间的平衡同位素分馏在1370 K的太阳星云可能产生所观察到的Si同位素的变化。镁橄榄石的星云分馏应伴随着硅同位素组成和Mg/Si比之间的相关变化，斜率为1，这是观察到的陨石。考虑到这一星云过程，地球核心的Si浓度被修正为3.6（+6.0/-3.6）wt%，并提供了大体积行星体的Mg/Si比的估计。
2015-07-10 astro-ph.EP
Magnitude and timing of the giant planet instability: A reassessment from the perspective of the asteroid belt
今天人们普遍认为，我们的太阳系经历了一个阶段，在此期间，巨行星的轨道变得非常不稳定。近年来，许多研究已经确定了这种事件的痕迹，并为这种事件的发生提供了合理的理由。然而，不稳定性的大小（就轨道变化而言）和时间（就气盘的扩散而言，是早是晚）仍然是一个公开的辩论。类地行星似乎设置了严格的约束：要么巨行星不稳定发生得很早，而类地行星仍在形成，要么木星和土星的轨道必须冲动地彼此分离，在半长轴上有足够大的“跳跃”（Brasser et al. 2009; Kaib and Chambers 2016），以使类地行星保持稳定。由于大的轨道跳跃是一个低概率事件，早期不稳定性假说似乎是有利的。然而，假设不稳定幅度不同，小行星带也会以不同的方式演化。这两个约束条件需要相互匹配，以使一个场景优于另一个场景。Morbidelli等人（2010年）考虑到小行星最初的动力学冷盘，得出结论认为，需要一个巨大的跳跃来重建当前的小行星带。在这里，我们确认了相同的结论，但考虑到小行星群已经在离心率方面受到强烈激发，例如在Grand Tack情景中产生的小行星群（Walsh等人，2011年）。由于小行星是在气体盘被移除后才存在的，与类地行星不同，无论不稳定性发生的早或晚，这种对巨行星跳跃宽度的限制都是有效的。因此，在这个阶段，假设早期不稳定性似乎没有提供任何优势，在概率重建的太阳系结构。
2016-06-14 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
The fragility of the Uranian moons during the giant planet instability
Johns Hopkins APL（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；Rice University（莱斯大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）
研究通过模拟巨行星不稳定期间的碰撞事件，发现木星和海王星卫星系统的生存概率均低于15%，并探讨了碰撞对卫星系统破坏的影响。
2026-03-23 astro-ph.EP
Terrestrial planet formation from a ring: long-term simulations accounting for the giant planet instability
本研究通过200 Myr的长期模拟探讨了从环中形成类地行星的过程，考虑了巨行星不稳定性对系统激发状态、大撞击时间及月球形成的影响，发现晚期不稳定性更符合月球形成时间，但后期贴壳质量和角动量亏损仍存在差异。
2024-04-26 astro-ph.EP
The path to instability in compact multi-planetary systems
紧密堆积的系外行星系统的动力学稳定性仍然知之甚少。虽然对于双行星系统存在一个尖锐的稳定边界，但对三个或更多行星系统的数值模拟表明，它们可以在长达数十亿年的时间尺度上经历不稳定。此外，据报道，以希尔半径为单位测量的行星轨道间隔与生存时间之间呈指数趋势。虽然这些发现已经在许多数值模拟中观察到，但对导致不稳定的实际机制知之甚少。与一个恒定的扩散过程相反，行星系似乎在其生命的大部分时间里保持动态静止，然后是一个非常短的不稳定阶段。在这项工作中，我们展示了如何缓慢的混沌扩散，由于重叠的三体共振占主导地位的时间尺度，导致不稳定的初始共面和圆形轨道。虽然最后一个不稳定阶段与两行星平均运动共振（MMR）的散射有关，但对于圆形轨道来说，两行星MMR相隔太远，以至于最初远离它们的系统不稳定。我们开发了一个分析模型，将等质量等间距行星的经验趋势推广到一般系统。我们得到的生存时间的分析估计与模拟超过4个数量级的行星与恒星的质量比$ε$，和6至8个数量级的不稳定时间。我们还确认，测量轨道间距方面的希尔半径是不适应的，正确的间距单位规模为$ε^{1/4}$。我们预测，超过一定的间距，三行星共振不重叠，这将导致生存时间的增加。最后，我们讨论了我们的结果更一般的系统，包含更多的行星在最初的非圆轨道的延伸。
2020-08-18 astro-ph.EP
Instability-Driven Dynamical Evolution Model of a Primordially 5 Planet Outer Solar System
在过去十年中，越来越多的证据表明，太阳系的观测状态可以在不稳定驱动的动态演化模型（如“尼斯”模型）的背景下顺利再现。到目前为止，所有成功实现的不稳定模型都集中在将四颗巨行星从更紧凑的配置演化到它们当前的轨道上。与此同时，形成和喷射更多行星的可能性也被讨论过，但从未成功实施。在这里，我们表明，一个大的阵列5行星（2个气体巨星+ 3个冰巨星）多共振初始状态可以导致一个适当的形成外太阳系，具有喷射的冰巨星在不稳定的阶段。特别是，我们的模拟表明，表征外太阳系的长期动力学的本征模可以密切匹配的5行星模型。此外，如果外行星的抛射时间尺度很短，在这种情况下也可以避免原始冷经典柯伊伯带的轨道激发。因此，太阳系是动力学弛豫的许多可能结果之一，可以起源于各种各样的初始状态。这使得建立一个太阳系早期动力学演化的唯一模型成为不可能。
2011-11-15 astro-ph.EP
Instability from high-order resonant chains in wide-separation massive planet systems
系外行星系统性质的多样性部分源于行星形成后发生的动力学演化。我们使用数值积分，探讨长期和共振动力学模型行星系的长期演变的相对作用，由三个相等质量的巨行星最初偏心轨道。分离研究的范围主要是由长期的过程，但交叉链的高阶平均运动共振。在$10^8$轨道的时间尺度上，模拟系统的长期演化主要是规则的。然而，高阶共振链可能是角动量亏损（AMD）的重要来源，导致不稳定性。使用基于希尔伯特变换的时间序列分析，我们将不稳定性与混沌演化的广泛岛屿联系起来。以前的工作表明，一阶共振可以修改名义上的长期系统的AMD和促进长期混沌。我们发现，高阶共振，当存在于链中，可以有类似的影响。
2022-03-16 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
From Streaming Instability to the Onset of Pebble Accretion I. Investigating the Growth Modes in Planetesimal Rings
本文通过半解析模型研究流不稳定性形成的星子环中原行星胚胎的早期增长，发现内盘可快速形成胚胎，而约50天文单位的外盘尤其是低质量恒星周围难以形成卵石吸积种子。
2025-02-04 astro-ph.EP
Planetesimal Formation by Gravitational Instability of a Porous-Dust Disk
最近有人提出，多孔冰尘埃聚集体是由雪线以外的尘埃聚集体成对吸积形成的。我们计算的多孔尘埃聚集体的平衡随机速度考虑到相互引力散射，碰撞，气体阻力，湍流搅拌和散射。我们发现，磁盘的多孔尘埃聚集体变得重力不稳定，因为他们通过重力压缩的最小质量太阳星云模型的湍流强度的合理范围内，这导致快速形成的星子。
2016-06-22 astro-ph.EP
Conditions for planetesimal formation via the streaming instability persist under turbulence driven by magnetorotational instability
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；The University of Alabama（阿拉巴马大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
研究探讨了磁旋转不稳定性驱动的湍流对流体不稳定性形成行星胚胎的影响，发现自洽生成的湍流不会抑制行星胚胎形成。
2026-08-20 astro-ph.EP
Orbital instability of close-in exomoons in non-coplanar systems
这项工作表明，在非共面多行星系统中，当行星扁率不考虑时，可能发生在近距离卫星上的动力学不稳定性。模拟包括两颗相互倾斜10度的恒星质量行星，其主行星要么是扁圆形，要么是球形。如果主行星是球形的，在临界行星中心距离内的卫星会经历高倾角，在某些情况下还会经历高偏心率，而更远的卫星则会像预期的那样以低倾角和低偏心率稳定地运行。这些违反直觉的动力学现象会随着主行星的扁圆而消失，在这种情况下，卫星的拉普拉斯平面会随着它们的半长轴增加而从主行星的赤道平面过渡到主行星的岁差轨道平面，并且所有的卫星都是动态稳定的，轨道变化非常温和。来自扰动行星的直接扰动已经被研究，并排除了作为最里面卫星行为的解释，因此留下中心恒星的扰动作为原因。当卫星和中心恒星的节进动（从主行星的框架中看到）接近1：1的长期共振时，就会发生不稳定。在非共面系统中，围绕非扁圆行星，月球的节点岁差变得缓慢，并与行星的岁差相当，从而产生共振配置。在建立数值模拟时需要考虑上述影响。
2015-02-16 astro-ph.EP
Circumplanetary disks around young giant planets: a comparison between core-accretion and disk instability
无论是核心吸积还是引力不稳定性建造了行星，都可以在形成的巨行星周围发现环行星盘。我们进行了国家的最先进的流体动力学模拟的两种形成方案的环行星际盘，使用尽可能相似的初始条件，以揭示可能的内在差异的环行星际盘的质量和温度之间的两种形成机制。我们发现，环行星盘的质量与星周盘的质量线性标度。因此，在同样质量的原行星盘中，在盘不稳定性模型中形成的环行星盘的质量只能比它们的核心吸积对应物大8倍。另一方面，大体积环行星盘的温度相差超过一个数量级之间的两种情况。由引力不稳定性形成的行星周围的子盘具有低于100 K的特征温度，而核心吸积环行星盘是热的，当嵌入大质量光学厚的原行星盘时，温度甚至大于1000 K。我们解释了这种差异如何被理解为不同形成机制的自然结果。我们认为，不同的温度应该持续到一个完整的气体巨星通过磁盘不稳定性形成的时候，因此我们的结果提供了一个方便的标准，通过测量行星附近的整体温度来区分两个主要的形成场景。
2016-10-06 astro-ph.EP
Gravitational instability in planet-forming discs
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）
本文综述ALMA问世10年来原行星盘引力不稳定性的理论与观测进展，揭示其从巨行星形成理论机制转变为可通过高分辨率观测检验的丰富物理框架。
2026-09-07 astro-ph.EP
Disentangling Planets from Photoelectric Instability in Gas-Rich Optically Thin Dusty Disks
星周盘中的结构，如间隙和环，通常被认为是行星。这种联系很难明确地表明，因为其他过程也可能产生这些特征。特别是，光电不稳定性（PEI）已被提出，在富含气体的光学薄磁盘，产生预测的行星-磁盘相互作用的结构。我们研究的问题，如何解开行星盘结构的影响PEI。我们使用的2D全球流体动力学模型的气体和尘埃的动力学在一个薄盘，有和没有行星摄动。光电加热模型与状态方程的压力是成比例的灰尘表面密度。计算中考虑了颗粒所受的曳力及其对气体的反作用。分析没有PEI的情况下，我们发现，气体-尘埃相互作用改变的形状的行星间隙从无尘的情况下，当地的尘埃-气体比$\varepsilon$接近1。这一结果也适用于原始盘，因为向内漂移的尘埃在行星间隙的边缘聚集，如果尘埃储备足够，任何初始的尘埃与气体的比例最终都会达到$\varepsilon=1$。我们发现一个结果，特别是高的尘埃气体比磁盘以及：作为灰尘漂移向内，尘埃前成为一个尖锐的过渡，和反反应触发的Rossby波不稳定性。当PEI被包括在内时，我们发现它掩盖了行星引起的结构，除非行星的质量足够大，可以雕刻出明显的缺口。具体来说，这种不稳定性会产生规则间距的弧和环：当一颗行星雕刻出一个比PEI波长更宽的尘埃间隙时，它就可以被识别出来。
2019-06-11 astro-ph.EP
Observational Signatures of a Previous Dynamical Instability in Multi-planet M-Dwarf Systems
本文通过扩展TRAPPIST-1系统模拟至100 Myr，发现M型矮星多行星系统中缺乏共振会导致行星合并或弹射，并识别出26个系统具有动力学不稳定性观测特征，据此建议优先搜寻周期比大于2的M型矮星系统以寻找宜居世界。
2025-03-02 astro-ph.EP
Thermal instability and rocky planetesimal formation in the inner regions of protoplanetary disks
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过尘埃自聚集机制探讨原行星盘内区热不稳定性对类地行星esimal形成的影响，提出热不稳定性驱动MRI周期性激活与失活，促进行星esimal形成。
2026-08-05 astro-ph.EP
Emergence of Protoplanetary Disks and Successive Formation of Gaseous Planets by Gravitational Instability
我们使用电阻磁流体动力学模拟与嵌套网格技术来研究形成的原行星盘周围的原恒星从分子云的核心，提供了现实的环境，行星形成。我们发现，气态行星质量的物体形成在早期的演化阶段的重力不稳定性的区域，是从磁场解耦和周围的注入点的磁流体流出在形成阶段的原行星盘。磁退耦使大质量盘形成，这些盘受到引力不稳定性的影响，即使在~ 10 AU。在盘中频繁形成行星质量的物体暗示了构建混合行星形成场景的可能性，其中岩石行星后来在原行星盘中的巨行星的影响下形成。
2010-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of two-planet systems through all phases of stellar evolution: implications for the instability boundary and white dwarf pollution
太阳系外行星在其宿主恒星生命的许多阶段都被观测到，包括主序星（MS）、次巨星和红巨星分支阶段。此外，受污染的白矮星（WD）可能代表了后期的动态活跃系统。在这里，我们进行3体模拟，其中包括现实的MS后恒星质量损失和跨越整个生命周期的系外系统与两个大规模的行星，从形成的终点到几个陀螺仪到WD阶段的主机恒星。我们发现，MS和WD系统的经验喷射和恒星-行星碰撞（拉格朗日不稳定性），即使行星-行星分离远远超过分析的轨道交叉（希尔不稳定性）的边界。因此，MS稳定的行星不需要在WD阶段经历不稳定性。这种不稳定性可能会直接通过碰撞污染WD，或者更有可能通过小行星或彗星等较小天体的散射增加间接污染WD。我们的模拟表明，这种不稳定性主要发生在几十万年到几个陀螺的WD冷却。
2013-02-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
