The recent discovery of dense rings around the Centaur Chariklo (and possibly Chiron) reveals that complete dense planetary rings are not only found around Saturn and Uranus, but also around small bodies orbiting in the vicinity of those giant planets. This report examines whether there could be a physical process that would make rings more likely to form or persist in this particular part of the outer Solar System. Specifically, the ring material orbiting Saturn and Uranus appears to be much weaker than the material forming the innermost moons of Jupiter and Neptune. Also, the mean surface temperatures of Saturn's, Uranus' and Chariklo's rings are all close to 70 K. Thus the restricted distribution of dense rings in our Solar System may arise because icy materials are particularly weak around that temperature.
有人认为，行星半径随着恒星质量的增加而增加，对于6 R $_{\oplus}$以下的行星和1 M $_\odot$以下的行星。在这项研究中，我们探讨是否可以解释行星的大小和宿主恒星的质量之间的这种推断关系的行星质量较大的行星之间的轨道更大质量的恒星，膨胀的行星半径由于恒星辐射的差异，或不同的行星组成和结构。利用已测量质量和半径的系外行星数据，我们研究了G-和K-恒星的恒星质量与各种行星性质之间的关系，并证实质量越大的恒星拥有更大的行星和质量越大。我们发现，行星质量和温度的差异不足以解释不同恒星类型周围行星半径的测量差异。我们发现，较大的行星半径可以解释为一个更大的挥发性物质（氢-氦大气层）之间的行星周围更大质量的恒星。我们的结论是，大质量恒星周围的行星更大，最有可能是由于更大的氢氦大气。我们的发现意味着，在质量更大的恒星周围形成的行星往往更有效地吸积H-He大气。
Sharp gap edges in dense planetary rings: An axisymmetric diffusion model
土星环最吸引人的方面之一是环中表面密度突然下降到零的尖锐边缘。这是尽管事实上，在该范围内的月球转移角动量到环材料是大得多。最近对恩克和基勒间隙边缘的紫外线扫描表明，这种下降发生在大约等于环厚度的范围内。Borderies等人（1982，1989）指出，这种显著的特征可能与强扰动区域中通常向外的角动量粘性输运的局部逆转有关。在这篇文章中，我们使用颗粒流模型来定义剪切粘度和体积粘度，并将角动量通量反转效应纳入我们为致密行星环中的间隙开发的轴对称扩散模型中（Grätz et al. 2018）。最后，我们将我们的模型应用到恩克和基勒司，以估计在这两个差距附近的剪切粘度和体积粘度。
A Weakly Nonlinear Model for the Damping of Resonantly Forced Density Waves in Dense Planetary Rings
在本文中，我们解决的稳定性共振强迫密度波在稠密的行星环。Goldreich & Tremaine（1978）已经提出，密度波可能是不稳定的，取决于环的粘性和表面质量密度之间的关系。在Schmidt et al.（2016）最近的论文中，我们指出，当在环动力学的流体描述中满足粘性超稳定性标准时，强迫螺旋密度波也变得不稳定。在这种情况下，线性理论无法描述阻尼，但基本方程的非线性保证了有限的振幅，并最终保证了波的阻尼。我们应用多尺度形式主义推导出一个弱非线性阻尼关系的流体动力学模型。该关系描述了具有密度相关输运系数的垂直积分流体圆盘中螺旋密度波的共振激励和非线性粘性阻尼。该模型一致地预测密度波是（线性）不稳定的粘性超稳定的条件得到满足的环形区域。足够远离Lindblad共振，表面质量密度扰动预计饱和到一个恒定的值，由于非线性粘性阻尼。模型的波阻尼长度依赖于某些输入参数，如参数空间中到粘性超稳定性阈值的距离和基态表面质量密度。
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；University of Tokyo（东京大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Centre national d’études spatiales (CNES)（法国国家空间研究中心）；Charles University（查理大学）；University of Michigan（密歇根大学）；Johns Hopkins University Applied Physics Lab（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）
Why the Northern Hemisphere Needs a 30-40 m Telescope and the Science at Stake. How do Planetary Systems Form?
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天文生物学中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理学研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Max-Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；LESIA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎天文台LESIA实验室）；Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多大学天体物理学实验室）；Institut universitaire de France (IUF)（法国高等研究院）
Why the Northern Hemisphere Needs a 30-40m Telescope and the Science at Stake: from Interstellar Visitors to Planetary Defence
Instituto de Astrofísica de Canarias - IAC（加那利天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）；Instituto de Ciencias y Tecnologías Espaciales de Asturias - ICTEA, Universidad de Oviedo（阿斯图里亚斯空间科技研究所，奥维耶多大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；LIRA, Observatoire de Paris, CNRS, Université PSL, Université Paris Cité, Sorbonne Université（巴黎天文台，法国国家科学研究中心，巴黎文理研究大学，巴黎西岱大学，索邦大学）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学物理系）；Instituto de Astrofísica de Andalucía - CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Aix Marseille University, CNRS, CNES, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心，马赛天体物理实验室）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Padova（帕多瓦大学物理与天文学系）；Institute for Space Astrophysics and Planetology - IAPS-INAF（空间天体物理学和行星学研究所，意大利国家天体物理研究所）；Department of High-Energy Astrophysis, Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所高能天体物理系）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）
Stability of planetary systems within the S-star cluster: the Solar system analogues
一个由大约40颗恒星（所谓的S星）组成的动态松弛的致密星团居住在银河系的中心区域。它们的恒星围绕Sgr A $^*$大质量天体旋转。为了了解行星系在一个特定的环境，如围绕Sgr A $^*$的动力学演化，我们进行了直接N-体模拟的行星系嵌入在S-星团。在这项工作中，我们调查的短期稳定性的行星围绕S-恒星的密切相互作用后，与中央的大质量黑洞我们的银河系。我们发现，行星系经历遭遇SMBH和附近的恒星。我们确定的频率和强度的行星系的遭遇与附近的恒星，因为这些遭遇显着增加系统分配到S-恒星更接近SMBH。SMBH严重破坏了行星系的稳定性，尽管我们注意到行星系的相互偏心率和倾角的小振荡可能是由行星-行星耦合和两个行星之间的近共振效应引起的。我们获得的幸存者行星（$\sim 51\%$）的比例估计，并发现行星剥离从他们的宿主恒星通常被捕获在Sgr A $^*$附近的近轨道。我们注意到，当气体巨星被潮汐扰乱时，类地行星不会。我们估计，Sgr A $^*$耀斑可能是由于\textit{starless}巨行星的潮汐破裂事件。
