Rapid Formation of Saturn after Jupiter Completion
我们研究了土星核心在一个原行星盘中径向压力最大时的形成，该盘是由木星的间隙打开而产生的。通过星子吸积形成的核心会导致周围星子的碎裂，这通常会抑制核心的进一步增长，因为气体阻力导致的径向漂移会导致产生的碎片被移除。然而，压力最大值的出现阻止了碎片的漂移，而它们的轨道偏心率和倾角则被气体阻力有效地抑制。因此，土星的核心通过在压力最大值附近的碎片吸积而迅速增长。我们发现，在最小质量的太阳星云中，千米大小的星子可以在200万年内产生一个超过10个地球质量的核心。由于木星可能没有经历过显著的II型向内迁移，因此很可能木星的形成是在当地盘质量已经衰减到与木星质量相当或更小的时候完成的。土星核心的预期快速增长的时间尺度相当于或短于观测推断的磁盘寿命，使土星能够在磁盘气体完全耗尽之前获得当前数量的包封气体。高热能释放率到核心表面，由于快速吸积的碎片延迟失控气体吸积的开始，直到核心质量变得比木星，这是一致的估计的基础上内部建模。因此，由木星的间隙打开引起的土星的快速形成可以解释多个气体巨星（木星和土星）的形成，而没有明显的向内迁移，土星的核心质量大于木星。
2012-07-10 astro-ph.EP
Characteristic time scales of UV and IR auroral emissions at Jupiter and Saturn and their possible observable effects
在木星和土星上观测到了不同的紫外线和红外线极光特征。使用与UV和IR极光发射相关的模型，我们估计的特征时间尺度的排放，并评估是否可以理解的差异，在发射时间尺度的UV和IR排放之间的观察到的差异。根据模型结果，木星和土星的紫外极光与极光电子的激发直接相关，极光电子撞击分子H2，发生在0.01秒的时间尺度上。红外极光发射涉及几个时间尺度：虽然极光电离过程和红外跃迁发生在< 0.01秒，但离子化学的时间尺度要长得多，在0.01-10000秒。相关的大气现象，如温度变化和环流是有效的超过10000秒的时间尺度。也就是说，对于具有~100秒的时间尺度的事件，存在于IR中但不存在于UV发射过程中的离子化学可能在两个波长处产生不同特征方面起关键作用。将这些结果应用于观测到的木星极地紫外线增强事件和木卫一足迹极光表明，红外强度是否与紫外线相关，取决于电子的数量通量和它们的特征能量。
2018-10-09 astro-ph.EP physics.space-ph
Evolution of Jupiter and Saturn with helium rain
本研究通过应用不同氢氦相图模拟木星与土星的演化，发现对现有相图进行温度偏移是实现木星演化与观测一致的关键，并确认土星存在显著的氦雨现象与氦海洋，强调了进一步探索氢氦相分离对行星演化的重要性。
2024-07-24 astro-ph.EP
On the orbital evolution of a giant planet pair embedded in a gaseous disk. I: Jupiter-Saturn configuration
我们进行了一系列的高分辨率（$1024\times 1024$）流体动力学模拟研究嵌入气体原恒星盘的木星和土星的轨道演化。我们的工作扩展了Masset & Snellgrove（2001）和Morbidelli & Crida（2007）的经典论文中的结果，探索了不同的表面密度分布（$σ$），其中$σ\propto r^{-α}$。研究了两颗行星会聚迁移引起的平均运动共振（MMR）的稳定性。结果表明：（1）木星的潮汐扰动使土星气隙的形成过程大大延迟。这些扰动导致土星向内或向外失控迁移，这取决于圆盘上的密度分布。(2)聚合迁移率随着$α$的增加而增加，并且MMR的类型也取决于$α$。当$0<α<1$时，木星和土星的会聚迁移速度相对较慢，因此它们被困在2：1的MMR中。当$α>4/3$时，土星与木星一起穿过$2:1$ MMR，并被捕获到$3:2$ MMR中。(3)当土星的离心率（$e_s$）增加太大时，$3:2$ MMR是不稳定的。临界值是$e_s \sim 0.15$，在该临界值以上将发生不稳定性。我们还观察到在$3:2$ MMR破裂后，两颗行星被困在$2:1$ MMR中。这一过程可能为太阳系中木星和土星之间轨道构型的形成提供有用的信息。
2010-03-15 astro-ph.EP
Asteroids in retrograde resonance with Jupiter and Saturn
我们在半人马座和达摩克洛星中发现了一组小行星，它们的轨道与太阳系的共同运动方向相反，并与木星和土星发生共振。它们的轨道倾角I >= 140度，半长轴a < 15天文单位。目前有两个天体与木星处于逆行共振：2006 BZ 8处于2/-5共振，2008 SO 218处于1/-2共振。其中一个天体，2009 QY 6，目前与土星处于2/-3逆行共振。这些是太阳系天体逆行共振的第一个例子。目前的共振配置持续了几千年。在20，000年的整合时间跨度内，也可能短暂捕捉到与土星的逆行共振，特别是在1/-1共振（2006 BZ 8）和9/-7共振（1999 LE 31）。
2013-08-01 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
Tilting Jupiter (a bit) and Saturn (a lot) During Planetary Migration
我们研究了行星晚期迁移对气态巨星的影响。我们考虑Nesvorny & Morbidelli（2012）的行星不稳定性模型，其中木星和土星的不稳定性可以在自旋轨道共振发生时被激发。当$s_7$和$s_8$的频率随着行星的迁移而改变，并与木星和土星的自旋矢量的进动频率相匹配时，就会发生最显著的共振。我们表明，木星可能已经获得了它目前的木星通过交叉的$s_8$共振。这将在早期阶段对移徙的性质规定严格的限制。当接近$s_7$共振时，在木星迁移的最后时刻，预计会对木星的质量产生额外的影响。这些效应的大小取决于木星岁差常数的精确值。土星的巨大引力很可能是被捕获到$s_8$共振中而激发的。这可能发生在行星迁移的后期，此时$s_8$频率的演化非常缓慢，并且满足捕获到与$s_8$的自旋轨道共振的条件。然而，土星是否与$s_8$处于自旋轨道共振目前尚不清楚，因为现有的土星自旋岁差观测和内部结构模型存在很大的不确定性。
2015-05-12 astro-ph.EP
Chemical Constraints on the Oxygen Abundances in Jupiter and Saturn
我们进行了比较分析的化学动力学的CO和$\rm PH_3$在木星和土星，以评估在两个巨大的行星对流层水丰度的全套限制。对于一氧化碳，我们采用了一个广泛使用的CO动力学方案从永等人，和一个新确定的CO化学方案从Visscher和摩西。对于$\rm PH_3$化学方案，我们使用与Visscher和Fegley相同的化学方案。杨的CO化学方案得出木星上的水丰度是太阳丰度的0.95 - 23.0倍，土星的上限是14.0倍。相比之下，维舍尔的化学方案在木星产生了0.24 - 2.6倍太阳丰度的水富集，而土星的水富集上限为8.0。从这个计划，它利用了最先进的最新动力学，我们排除高水富集木星和土星，并表明动力学方法产生木星散装丰度中的C/O值升高相对于太阳能是允许的。我们的结果与最近对伽利略探测器数据的重新解释是一致的，伽利略探测器数据中木星形成于原行星盘的一个缺水部分（Mousis等人）。
2012-06-25 astro-ph.EP
Depth Dependent Dynamics Explain the Equatorial Jet Difference Between Jupiter and Saturn
本研究利用三维深对流模拟证明大气深度决定木星与土星赤道纬向喷流的强度和纬度宽度，从而解释二者观测差异。
2024-10-29 astro-ph.EP
The fuzzy cores of Jupiter and Saturn
基于新内部模型，木星和土星具有模糊核，即富含重元素但与深部内部无明确区分的中心区域，其研究为行星形成演化及系外行星表征提供关键约束。
2024-03-18 astro-ph.EP
Capture and migration of Jupiter and Saturn in mean motion resonance in a gaseous protoplanetary disc
我们研究了木星和土星嵌入在一个气态的，太阳星云型盘的流体动力学模拟与FARGO2D1D代码的动力学演化。我们研究了行星轨道的不同初始间隔Δ a_SJ的演变，以调查它们是否被捕获在平均运动共振（MMR）中以及行星随后的迁移方向（向内或向外）。我们还提供了一个评估的行星的轨道动力学在不同时期的土星的增长。我们发现初始紧轨道构型的演化依赖于Δ aSJ的值。这意味着，大塔克模型中提出的演化取决于木星和土星的精确初始轨道及其形成的时间尺度。在1：2 MMR中捕获和向内或（几乎）停滞的迁移非常有利。在其限度内，我们的工作表明，与木星和土星的共振捕获相关的反向迁移可能是一种低概率的进化情景，因此其他拥有巨行星的行星系预计不会经历类似于大追踪的进化路径。
2020-01-25 astro-ph.EP
Theory of Figures to the 7th order and the interiors of Jupiter and Saturn
木星和土星的内部建模已经发展到了一种状态，其中生成了数千个模型，涵盖了许多参数的不确定性空间。这种方法需要一种快速的方法来计算它们的重力场和形状。此外，在土星的卡西尼号任务和正在进行的朱诺号任务提供了高达J12的引力谐波。在这里，我们报告了图形理论的扩展，这是一种用于重力场和形状计算的快速方法，到7阶（ToF 7），这允许计算高达J14。我们应用三种不同的代码来比较使用多变模型的准确性。我们将ToF 7与CMS-19 H/He-EOS一起应用于木星和土星内部模型。对于木星，我们发现，J6是最好的匹配过渡，从氦贫富信封在2-2.5毫巴。然而，大气金属丰度只有在大气层向低密度方向扰动，或者地面温度比伽利略值提高~14 K时才能达到1倍太阳能。我们的土星模型意味着在一个小的核心上有一个1.5- 4倍太阳能的Z包络。扰动的地球轨道产生金属丰度分布与扩展，重元素丰富的深内部（扩散核心）到0.4 RSat，如木星。只要内部深处富含重元素，致密、稀核或无核的经典模型都是可能的。包括一个热成风拟合观测到的风速，代表性的木星和土星模型是一致的，所有观测到的Jn值。
2021-10-28 astro-ph.EP
The Shape of Jupiter and Saturn Based on Atmospheric Dynamics, Radio Occultations and Gravity Measurements
本研究结合Juno、Cassini的重力与无线电掩星数据，通过精确形状计算与联合优化分析木星、土星的动力学高度范围，发现土星结果与观测匹配良好，木星的偏差或源于云层上方非正压流，可由后续观测验证。
2023-05-04 astro-ph.EP
Tilting Saturn without tilting Jupiter: Constraints on giant planet migration
在我们的太阳系中，巨行星的迁移和相遇历史可以受到木星和土星的限制。我们已经进行了长期的模拟与强加的迁移和N体模拟与星子研究预期的迁移行星的初始条件类似的平滑迁移模型，共振尼斯模型和两个模型，最初在共振（一个紧凑和一个松散的配置）的巨行星的质量分布。对于平滑的迁移，长期自旋轨道共振机制可以倾斜土星的自旋轴到当前的轨道，如果迁移时间尺度和轨道倾角的产品是足够大的（超过30百万度）。对于共振的尼斯模型，由于初始系统的紧密性，使得土星的倾斜频率高于木星的自旋进动频率，导致木星的自旋轨道共振交叉，因此很难重现今天的轨道密度值。迁移的时间尺度足够长，足以使土星倾斜，通常足以使木星倾斜得比观测到的更大。完整的N体模拟讲述了一个有点不同的故事，木星通常像土星一样经常倾斜，但平均而言具有更高的倾斜度。主要的障碍是巨行星的最终轨道间距，再加上海王星迁移的尾巴。共振尼斯的情况下，几乎无法同时再现巨行星的{轨道和自旋}属性，概率约为0.15%。松散的五行星模型无法满足我们所有的限制（概率<0.08%）。紧凑的五行星模型具有最高的机会同时匹配轨道和行星数约束（概率约为0.3%）。
2015-09-23 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
The Evolution and Internal Structure of Jupiter and Saturn with Compositional Gradients
气体巨行星的内部结构可能比通常假设的具有绝热温度分布的核心-包络结构更复杂。不同的原始内部结构以及各种物理过程可以导致非均匀的成分分布。非均匀的内部结构对行星的热演化和最终结构有重大影响。在本文中，我们提出了木星和土星的替代结构和演化模型，允许非绝热原始结构和混合的重元素的对流，因为这些行星的发展。我们提出了各种初始成分梯度的行星占的演变，并在土星的情况下，包括形成一个富含氦的区域，作为氦雨的结果。我们调查的稳定性与对流成分梯度的区域，并发现，在土星的氦壳保持稳定，不与其余的信封。在其他情况下，对流混合行星内部，尽管存在成分梯度，导致包层富集重元素。我们表明，木星和土星的非绝热结构（和冷却历史）是可行的。在这种情况下，内部温度比标准绝热模型高得多。我们的结论是，内部结构直接联系到行星的形成和演化历史。在解释即将到来的朱诺号和卡西尼号数据时，应该考虑木星和土星的这些替代内部结构。
2016-06-05 astro-ph.EP
Embryo impacts and gas giant mergers I: Dichotomy of Jupiter and Saturn's core mass
在土星、天王星和海王星的气体包层内部，有质量大于10个地球质量的高密度核心。根据传统的连续吸积假说，这种巨大的核心是需要有效的吸积的气体信封的开始。然而，木星的气体包层质量更大，而核心的质量可能比土星的小。为了解释木星和土星的结构多样性和超太阳金属丰度，我们研究了它们可能与其他气体巨星合并或在其封套快速吸积期间或之后消耗几个地球质量的原行星胚胎的可能性。一般来说，撞击地球质量以下的微行星在气体巨星的包层中解体，将重元素沉积在核心之外，并局部抑制对流。因此，它们的碎片沉积以促进岩心的生长。通过一系列的数值模拟，我们证明了碰撞的超地球质量胚胎到达气体巨星的核心是可能的。直接的抛物线碰撞也会导致气体巨星的合并和核心的合并。在这些情况下，撞击释放的能量导致整个包层的强烈对流运动和核心的侵蚀。这种二分法有助于观察到木星和土星以及其他气体巨行星和其他地方之间的内部结构和大气成分的分散。
2010-07-27 astro-ph.EP
The in-situ exploration of Jupiter's radiation belts (A White Paper submitted in response to ESA's Voyage 2050 Call)
木星拥有太阳系中最具活力和最复杂的辐射带。它们的危险环境是为什么这么多航天器避免而不是调查它们的原因，并解释了它们如何将许多秘密隐藏得如此之好，尽管已经研究了几十年。在本白皮书中，我们将讨论为什么这些秘密值得揭开。木星的辐射带和包围它们的巨大磁层构成了一个前所未有的物理实验室，适合于跨学科和新颖的科学研究：从研究贯穿宇宙的基本高能等离子体物理过程，如绝热带电粒子加速和非线性波-粒子相互作用;到利用高能粒子辐射的天体生物学后果。对木星辐射带的恶劣环境进行实地探测，给我们的任务设计、科学规划、仪器和技术开发带来了许多挑战。我们通过审查直接和间接观察这一独特系统的不同选择来应对这些挑战。我们强调需要新的仪器，地球和卫星协同遥感和现场调查的价值，以及多航天器现场测量的至关重要性。虽然同时进行多点现场观测早已成为探索内太阳系电磁相互作用的标准，但它们从未在木星或地球以外的任何强磁化行星上发生过。我们的结论是，一个专门的多航天器任务木星的辐射带是一个必不可少的和明显的前进方向，值得给予高度优先欧空局的航行2050年计划。
2019-08-06 astro-ph.EP physics.space-ph
NEOWISE: Observations of the Irregular Satellites of Jupiter and Saturn
我们提出的热模型适合11木星和3土星不规则卫星的测量的基础上从WISE/NEOWISE数据集。我们的配合确认航天器测量的直径与现场观测（Himalia和Phoebe）的对象，并提供直径和12个以前未测量的对象，10木星和2土星不规则卫星。最适合的热模型光束参数是可比的观察到的其他小天体在外太阳系，而可见光，W1和W2光束跟踪以前建立在文献中的分类。测量的不规则卫星的反射率特性与木星特洛伊和希尔达人口相似，这意味着共同的起源。
2015-05-28 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
Resonance locking as the source of rapid tidal migration in the Jupiter and Saturn moon systems
木星和土星的内卫星由于行星内部的潮汐能量耗散而向外迁移，其细节仍然知之甚少。我们证明了卫星之间的共振锁定和行星的内部振荡模式可以产生快速的潮汐迁移。共振锁定是由于行星内部结构的演化而产生的，通常会产生与太阳系年龄相当的向外迁移速率。共振锁定预测一个类似的迁移时间尺度，但不同的有效潮汐品质因数$Q$管理每个月亮的迁移。它还预测了几乎恒定的迁移时间尺度的半长轴的函数，从而有效的$Q$值在过去更大。最近对木星和土星的卫星系统的测量发现，有效的$Q$值比预期的要小（并且在卫星之间是不同的），并且对应于$\sim$ 10 Gyr的迁移时间尺度。如果得到证实，这些测量结果与共振锁定作为木星和土星潮汐耗散的主要来源基本一致。共振锁定也提供了解决目前的测量所带来的几个问题：它自然地解释了异常小的$Q$管理土卫五的迁移，它允许土卫二的大加热率，以实现在平衡偏心配置，它解决了进化问题所产生的现代迁移/加热率。
2016-09-10 astro-ph.EP
Long slit Spectropolarimetry of Jupiter and Saturn
我们提出了基于地面的木星和土星的临边偏振测量，包括波长为7300 A的全圆盘成像偏振测量和覆盖波长范围为5200至9350 A的空间分辨（长缝）偏振光谱。对于木星的极区，我们发现wl=6000 A时有一个非常强的径向偏振，其视宁度校正最大值在南方约为+11.5%，在北方约为+10.0%。我们的模型计算表明，高的肢体偏振可以解释为强偏振（p~1.0），高散射（Ω ~0.98）的雾粒子与散射不对称参数g~0.6预期的聚集粒子。与低纬度地区相比，推导出的粒子参数明显不同。木星的分光偏振显示，与邻近的连续谱相比，极肢偏振向较长波长方向减少，强甲烷带的偏振显著增强。对于低纬度地区，分数偏振很小，为负，除了在8870 A处的强CH 4波段外，它几乎不依赖于波长。土星的南极显示出比木星两极更低的极化（p~1.0-1.5%）。土星的分光偏振信号随波长迅速下降，并且在吸收带中的分数偏振没有显着增强。这些特性可以用垂直延伸的平流层霾区来解释，霾区由小于100 nm的小颗粒组成。此外，我们发现了一个以前没有观察到的强偏振功能（p=1.5-2.0%）附近的土星赤道。这种偏振信号的来源尚不清楚，但可能与季节效应有关。
2011-01-26 astro-ph.EP
Secular resonance sweeping of the main asteroid belt during planet migration
计算了太阳系早期由小行星驱动的巨行星迁移时期由扫掠的$ν_6$长期共振产生的小行星偏心率激发。我们推导出解析表达式的偏心率变化的大小和它的依赖于扫描速率和行星参数;的$ν_6$扫描导致要么增加或减少偏心率取决于小行星的初始轨道。基于最慢的$ν_6$扫描速度，允许残留的小行星带生存，我们得出的$ν_6$共振扫过内小行星带（半长轴范围2.1- $2.8\AU$）的时代，土星的$\sim0.15\AU\My^{-1}$迁移速度的下限。这个速率限制是针对土星目前的偏心率，并与土星偏心率的平方成比例;如果土星在迁移期间的偏心率较低，则土星迁移速率的限制可能会较低。应用到一个虚构的小行星系综，我们的计算表明，一个先前的单峰分布的小行星偏心率将转化为双峰分布由于扫过的$ν_6$。对主带小行星轨道数据的研究表明，已知明亮（$H \leq10.8$）小行星的固有离心率可能符合双峰分布。如果是这样的话，我们的理论分析就为土星的迁移速率和迁移前小行星带的动力学状态提供了两种可能的解决方案：动态冷态（单峰偏心率分布与$\sim0.05$的平均值）与土星的迁移速度$\sim 4\AU\My^{-1}$，或动态热状态（单峰偏心率分布与平均$\sim0.3$）与土星的迁移速度$\sim 0.8\AU\My^{-1}$。
2011-03-04 astro-ph.EP
On the Migration of Jupiter and Saturn: Constraints from Linear Models of Secular Resonant Coupling with the Terrestrial Planets
我们研究了木星和土星的晚期发散迁移可能对类地行星产生了扰动。我们确定了木星和土星的nu_5近点本征频率与类地行星的四个本征频率（g_{1-4}）之间的六个长期共振。我们推导出解析上限的偏心率和轨道迁移时间尺度的木星和土星时，这些共振遇到，以避免扰动的偏心率的类地行星的值大于观察到的。如果木星和土星的迁移与它们现在的离心率相当，那么具有星子驱动迁移的指数时间尺度特征的平滑迁移（τ~5-10 Myr）将使类地行星的离心率扰动到远远超过观测值的值。如果木星的偏心率在迁移时期很小，迁移非常迅速（例如τ<~ 0.5百万年，可能是通过行星-行星散射或不稳定性驱动的迁移），或者观测到的j= 2，3地球模式的小偏心率振幅是由于几个大振幅贡献的低概率抵消而产生的，那么这种激发可能会减轻。此外，轨道积分的结果显示，极短的迁移时间尺度（τ<0.5百万年），不稳定性驱动的迁移的特征，也可能扰动类地行星的偏心率的数量与它们的观测值相当。我们讨论了这些限制的相对时间的类地行星形成，巨行星迁移，和所谓的月球晚重轰炸的起源3.9+/-0.1 Ga前的影响。我们认为，满足这些动力学约束的最简单的方法可能是任何巨行星迁移的大部分在太阳系历史的第一个30- 1亿年完成。
2011-11-10 astro-ph.EP
Temperature Distributions in the Protosatellite Disks of Uranus, Jupiter, Neptune and Saturn and Common Structure in Their Satellite Systems
我们在天王星、木星和海王星的卫星和环系统的轨道半径中观察到类似的结构。这激发了一项调查，即这些系统和土星系统的演化是由一种共同的机制引发的，这种机制涉及辐射与其子星云（原卫星盘）的相互作用。提出了一种模型，其特征在于通过受激辐射分子缔合（SRMA）反应产生的共振。在这个模型中，热能是从一个原行星盘在特定距离的原行星，只要有一个匹配的本地热能的磁盘和光子撞击磁盘的能量。天王星、木星和海王星盘的辐射由氢分子光谱的一部分提供，土星盘的辐射由氢原子光谱的一部分提供。这些发现揭示了卫星系统的早期演化和结构，包括复杂的土星环系统。他们还链接卫星轨道半径大小分布的形状的温度分布（TD的）在原卫星盘。在天王星（Mousis 2004）和土星（Mousis Gautier和Bockelee-Moran，2002）的原卫星盘理论上确定TD的是必不可少的，目前的调查。
2022-03-05 astro-ph.EP
Atmospheric Circulation of Brown Dwarfs and Jupiter and Saturn-like Planets: Zonal Jets, Long-term Variability, and QBO-type Oscillations
棕矮星和直接成像的巨行星显示了活跃的大气环流的重要证据，这导致了云结构中的大规模斑块，随着时间的推移显着演变，如红外线曲线和多普勒地图所证明的那样。这些观测结果提出了关于环流的基本性质，其时间变化以及与木星和土星环流的整体关系的关键问题。木星和土星本身在云层中也有许多强劲的纬向（东西向）喷流;此外，这两颗行星都有长期的平流层振荡，包括纬向风和温度的扰动，这些扰动会在约4年（木星）和约15年（土星）的时间尺度上向下传播。这些振荡被称为木星的准四年振荡（QQO）和土星的半年振荡（SAO），被认为类似于地球上的准两年振荡（QBO），这是由对流层赤道波向上传播驱动的。为了研究这些问题，我们在这里提出了全球性的，三维的，高分辨率的数值模拟流在分层的大气-覆盖对流内部-褐矮星和类星体行星。内部对流的影响参数化诱导小尺度，随机变化的扰动的辐射对流边界的基础上的模型。在模拟中，对流扰动产生大气波和湍流，与旋转相互作用，产生大量的纬向喷流。此外，赤道平流层呈现出堆叠的东向和西向喷流，随着时间的推移向下迁移，正是发生在地球的QBO，木星的QQO，土星的SAO。这是第一次在巨行星的3D数值模拟中展示类似QBO的现象。
2019-08-02 astro-ph.EP
Reflected Light Curves, Spherical and Bond Albedos of Jupiter- and Saturn-like Exoplanets
观察到的系外行星反射光变曲线表明，其中一些行星上有明亮的云。我们估计如何光变曲线和总恒星加热的行星取决于前向和后向散射的云层的基础上先锋号和卡西尼号飞船的木星和土星的图像。我们适合分析功能，以当地的反射亮度的木星和土星取决于行星的阶段。这些观测包括0.59-0.72和0.39-0.5 μm的宽带，以及0.938（大气窗口）、0.889（CH 4吸收带）和0.24-0.28 μm的窄带。我们用光线追踪模型模拟行星的图像，并对它们进行圆盘积分以产生全轨道光变曲线。对于木星，我们还将模拟的光变曲线与观测到的全圆盘亮度相拟合。我们推导出木星，土星，和朗伯和瑞利散射的大气层的行星的球面的反射率。在凌日时有相同的几何曲率，类朗伯行星的大气层可以产生比朗伯行星在半相位时暗两倍的光变曲线。球型行星的半径通常比朗伯行星低1.5倍。朗伯假设会低估恒星光的吸收和行星大气的平衡温度。我们还将我们的光变曲线与固体物体的光变曲线进行了比较：土卫二和木卫四。它们强烈的反向散射峰值在几度的反对（二次日食）可能导致更严重的低估恒星加热。
2016-02-24 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
Two phase, inward-then-outward migration of Jupiter and Saturn in the gaseous Solar Nebula
最近的研究表明，如果巨行星经历了向内然后向外的迁移，类地行星和小行星带可以重现（“大钉”; Walsh et al 2011）。向内迁移发生在木星打开一个缺口时，II型向内迁移。当土星到达质量间隙并与木星发生3：2共振时，行星会向外移动。其目的是测试Grand Tack模型的可行性，并研究木星和土星从10个地球质量的核心成长过程中的动态演变。我们已经进行了数值模拟，使用基于网格的流体动力学代码。我们大多数的模拟假设一个等温状态方程的磁盘，但一个子集使用完全辐射版本的代码。对于一个等温盘，木星和土星的两相迁移是非常强大的，并独立于这些行星的质量增长的历史，如果磁盘是足够冷。对于辐射盘，我们发现一些结果与两相迁移和其他更复杂的行为。我们构建了一个简单的，1-D模型的不断发展的粘性磁盘计算磁盘的辐射特性的演变：磁盘从辐射到等温从其最外层区域向内的时间过渡。我们表明，一个两相迁移是一个自然的结果，即使在有限的假设下，等温条件是必需的。因此，我们的模拟提供了强有力的支持，大塔克的情况。
2011-07-28 astro-ph.EP
Forming Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune in Few Million Years by Core Accretion
巨行星形成过程至今仍不完全清楚。目前最被接受的范例，核心不稳定性模型，解释了太阳系巨行星的几个观测性质，但迄今为止，面临着困难，以解释形成时间短于观测估计的原行星盘的寿命，特别是对天王星和海王星的情况。在这个模型的背景下，并考虑到最近提出的原始太阳系轨道结构，我们进行了巨大的行星形成的数值计算。我们的研究结果表明，如果吸积星子遵循的大小分布，其中大部分的质量在于30-100米大小的机构，木星，土星，天王星和海王星可能已经形成根据核不稳定的情况。每个行星的形成都发生在时间限制内，它们最终的核心质量与目前的估计非常一致。
2009-10-02 astro-ph.EP
Born eccentric: constraints on Jupiter and Saturn's pre-instability orbits
动力学不稳定性被认为塑造了外太阳系的轨道结构。在模拟这种不稳定性时，一个关键的约束来自木星的第五偏心模式（由其振幅M55量化），这是太阳系长期演化的重要驱动力。从通常假设的近圆形轨道开始，目前的巨行星结构处于数值生成系统的极限，M55很少被激发到它的真实值。在这里，我们对大量人为触发的不稳定性进行了动力学分析，并测试了巨行星原始轨道的各种配置。除了更多的标准设置，并受到现代流体动力学模拟的结果的巨大行星的原始气体盘内的演变，我们认为木星和土星出现的可能性，从星云气体锁定在2：1共振与非零偏心率。我们表明，在这样的情况下，现代土星-土星系统代表了一个典型的模拟结果，和M55通常匹配。此外，我们表明，天王星和海王星的最终轨道是由在原始柯伊伯带的质量和喷出的冰巨人的组合。
2020-09-23 astro-ph.EP
Jupiter and Saturn as Spectral Analogs for Extrasolar Gas Giants and Brown Dwarfs
随着直接成像光谱学的出现，来自棕矮星和太阳系外气体巨星的光谱数量正在迅速增长。许多棕矮星和太阳系外的气体巨星都表现出光谱和光度的变化，这很可能是天气类型的结果。然而，在可预见的未来，点源观测将是提取褐矮星和系外行星光谱的唯一可行方法。模型已经能够再现观测到的变异性，但需要地面实况观测来验证其结果。为此，我们提供了从\emph{Cassini} VIMS仪器获得的木星和土星的可见光和近红外光谱。我们对VIMS光谱立方体进行磁盘积分，以模拟木星和土星的光谱，就好像它们是直接成像的系外行星或棕矮星一样。我们提出了六个经验盘集成光谱木星和土星的相位覆盖$1.7^\circ$到$133.5^\circ$和$39.6^\circ$到$110.2^\circ$，分别。为了了解这些磁盘集成光谱的组成部分，我们还提供了终端成员（单一功能）光谱排列的照明和云密度，以及土星的戒指。同时，这些盘积分和端元光谱提供了分析太阳系外气体巨星和棕矮星点源光谱所需的基本事实。最后，我们讨论了冰环，如土星的，对磁盘集成光谱的影响，并考虑直接成像光谱推断环的存在的可行性。
2022-08-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
A record of the final phase of giant planet migration fossilized in the asteroid belt's orbital structure
小行星带的特点是在动力激发轨道上的物质总质量极低。尼斯模型解释了太阳系的许多特殊性质，包括太阳带的激发态，通过调用外行星之间的轨道不稳定性。然而，以前关于尼斯模型对小行星带结构影响的研究很难重现最里面的小行星的轨道倾角分布。在这里，我们展示了巨行星迁移的最后阶段是如何塑造小行星带的，特别是它的倾角分布。由于与剩余星子的相互作用导致土星远离木星，它的轨道进动速度随着两颗行星相互作用的减弱而减慢。当行星接近它们的现代分离时，木星完成的轨道比土星的轨道少五圈，木星对土星的偏心作用力加强。我们使用数值模拟表明，没有小行星的轨道进动之间的24-28角秒/年是有关的倾斜问题。当土星的岁差加速时，高倾角的小行星被激发到行星交叉轨道上，并从内部主带中移除。通过这一过程，小行星带的轨道结构被重新塑造，从而显著改善了模拟结果。
2019-12-05 astro-ph.EP
Stable stratification of the helium rain layer yields vastly different interiors and magnetic fields for Jupiter and Saturn
本研究基于氢氦相图发现木星和土星内部均存在稳定的氦雨层，但两者的内部结构、演化特征及磁场差异显著，土星可能具有更广阔的氦雨区域并依靠下沉氦滴传输绝大部分内禀热通量。
2024-09-20 astro-ph.EP
Features of Hypothetical Plasma Phase Transition in Interiors of Saturn and Jupiter
假设的等离子体相变（PPT）的异常特征，预计将发生在木星和土星内部的混合氢氦等离子体，正在讨论中。利用Saumon、Chabrier和VanHorn的氢氦状态方程的表格数据和一些一般的热力学关系，在Saumon和Chabrier版本的PPT中重建了氢氦等离子体在相共存边界附近的库仑和密度修正（所谓的非理想修正）的特性。基于这些结果，已经估计了所研究的PPT的两个先前未知的特征：（i）--PPT相界上静电势的跃变（伽伐尼电位），以及（ii）-本PPT的非一致性尺度（共存的氢-氦相的化学组成的差异），在木星和土星内部等离子体的典型参数下，可以预期在H2/He混合物中。虽然第一个效应--相边界的电势--被证明是在接触电化学电势的典型范围内，$Δφ$ ~ 1-2 eV，第二个量--PPT非一致性--在土星和木星条件下被证明是相当大的。
2013-12-29 astro-ph.EP physics.plasm-ph
Conditions for radiative zones in the molecular hydrogen envelope of Jupiter and Saturn: The role of alkali metals
本研究通过计算木星和土星分子氢包层最新的辐射不透明度表，发现大气中K、Na和NaH的存在控制着千巴级辐射区的形成，且形成该辐射区所需的K和Na元素丰度须分别低于太阳丰度的约$10^{-3}$和$10^{-4}$倍。
2025-01-07 astro-ph.EP
Theoretical evidence of H-He demixing under Jupiter and Saturn conditions
本文通过机器学习加速分子动力学模拟方法，量化行星内部氢-氦物理分离，发现1.5兆巴以上压力下分层温度显著高于早期理论数据，为木星和土星大气氦减少提供潜在解释。
2024-08-06 astro-ph.EP physics.atm-clus physics.comp-ph
Relation of Gravity, Winds, and the Moment of Inertia of Jupiter and Saturn
本文利用同心麦克劳林椭球方法构建巨行星内部模型，研究重力系数、纬向风与转动惯量的关系，发现较差自转是转动惯量不确定性的主要来源，并给出木星和土星的转动惯量预测值。
2023-08-09 astro-ph.EP
Deep convection-driven vortex formation on Jupiter and Saturn
木星和土星的表面都有壮观的漩涡风暴，这有助于塑造它们大气层的动态性质。随着时间的推移，基于陆地和太空的观测活动已经确定了这些漩涡的几个特性，其中一些在两个行星之间是相似的，而另一些则是不同的。浅水水动力学将涡旋视为浅水天气层现象，常被用来解释涡旋的形成和性质。在这里，我们报告新的形成机制的漩涡的主要驱动机制是深行星对流发生在这些行星。利用旋转球壳中湍流对流的三维模拟，我们提出了两个想法：（1）旋转湍流对流产生深轴向排列的气旋和反气旋;（2）深行星发电机的行为，以促进额外的反气旋，一些大木星的大红斑，在上覆大气层。我们用这些想法来解释木星和土星上的涡旋的几个观测特性。
2020-11-14 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.flu-dyn
The Interiors of Jupiter and Saturn
探测我们太阳系中气体巨行星的内部并不是一件容易的事。它需要一套精确的测量数据，并结合理论模型来推断行星的组成及其深度依赖性。木星和土星的质量分别是317.83和95.16地球质量，几十年来，我们知道它们主要由氢和氦组成。重元素（所有比氦重的元素）的质量以及它们在行星中的分布还没有很好的确定。虽然重元素不是木星和土星的主要物质，但它们是我们了解它们形成和演化历史的关键。行星的内部结构是从理论模型中推断出来的，这些模型通过使用氢、氦、它们的混合物和较重元素（通常是岩石和/或冰）的理论状态方程（EOSs）来拟合现有的观测约束。然而，行星结构没有唯一的解，结果取决于所使用的EOS和建模者强加的模型假设。影响内部结构的主要模型假设包括行星的层数、行星内部的热传输机制（及其熵）、核心的性质（致密与稀释）以及两个包层之间的分离位置（压力）。替代结构模型假定层之间的不太明显的划分和/或重元素的非均匀分布。今天，随着朱诺号和卡西尼号任务对木星和土星引力场的精确测量，结构模型可以进一步受到限制。与此同时，这些测量为行星建模者带来了新的挑战。
2018-12-18 astro-ph.EP
Comet 1P/Halley Completes 15 Orbits in 1,151 Years: Commensurability with the Solar System Quasi-Period and Evidence for Jupiter-Saturn Dynamical Coupling
本文研究哈雷彗星是否参与太阳系准周期T*，发现其轨道周期与T*的比值为15.004，证明木星和土星通过不同机制影响其轨道，且长期稳定性与轨道混沌不矛盾。
2026-05-13 astro-ph.EP
Simulations of Triple Microlensing Events I: Detectability of a scaled Sun-Jupiter-Saturn System
到目前为止，只有13个确定的三重微透镜事件被发现，因此微透镜双行星系统和双行星系统中行星的发生率仍然不确定。随着即将进行的天基微透镜调查，将检测到数百个三重微透镜事件。为了给未来的观测和统计分析提供线索，我们启动了一个项目来研究具有不同配置和观测设置的三透镜系统的可探测性。作为第一步，在这项工作中，我们开发了模拟软件，并调查了一个缩放的太阳-木星-土星系统的可探测性与最近提出的望远镜的微透镜观测的"地球2.0（ET 2.0）“卫星。在探测单行星和双行星的$Δχ^2$阈值相同的情况下，我们发现，无论采用何种探测$Δχ^2$阈值，缩放的太阳-木星-土星类似物的可探测性约为1%，类木行星的存在抑制了类土星行星的可探测性$\sim $ 13%。这种抑制概率可能与未来基于空间的三透镜统计样本的泊松噪声处于同一水平，因此在检测效率计算中单独对待每个行星是不合适的。
2023-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Saturns, but not super-Jupiters, occur more frequently in the presence of inner super-Earths
本研究基于California Legacy Survey径向速度样本，发现土星与超级地球的出现率存在4倍的相互增强正相关，而超级木星不存在此现象，揭示了这种伴星关系的质量依赖性。
2025-06-26 astro-ph.EP
Comparison of the deep atmospheric dynamics of Jupiter and Saturn in light of the Juno and Cassini gravity measurements
木星和土星上观测到的东西向气流的性质和结构一直是行星科学中持续时间最长的谜团之一。最近，由于朱诺号木星任务和卡西尼号土星任务的大结局提供了精确的重力测量结果，这个谜团已经被揭开。这两个实验碰巧发生在同一时间，允许确定两颗行星上纬向流的垂直和纬向剖面。本文根据这两个实验的新数据对气体巨星上的纬向喷流问题进行了评述。重力测量不仅可以限制喷流的深度，得出的结论是，喷流分别在木星和土星上观测到的云层下方延伸约3000和9000公里，而且还可以深入了解控制这些纬向流的机制。具体来说，对于这两颗行星，这个深度对应于电导率在1 S/m数量级内的深度，这意味着磁场可能在阻尼纬向流中起着关键作用。
2019-08-26 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.flu-dyn
Stimulated Radiative Molecular Association in the Early Solar System: Orbital Radii of Satellites of Uranus, Jupiter, Neptune, and Saturn
目前的调查关系到天王星，木星，海王星和土星的常规卫星的轨道半径的原子和分子氢的光谱中的光子能量。为了解释这些观测结果，开发了一个模型，涉及受激辐射分子缔合（SRMA）的光子和原子之间的行星的原卫星盘的反应。在该模型中，由于在盘中的温度与光子能量之间存在匹配的半径处的共振，从每个盘提取热能。物质在这些半径上积累，最终形成卫星和环。天王星、木星和海王星卫星的轨道半径与氢分子光谱中的光子能量（$E_{PM}$值）有关。土星卫星的轨道半径与氢原子光谱中的光子能量（$E_{PA}$值）有关。这种关系存在的第一个线索是在天王星卫星轨道半径与木星卫星轨道半径的曲线图中发现的，以及在天王星卫星轨道半径与海王星卫星轨道半径的曲线图中发现的。一个表达式是确定的，它给出了温度在原卫星盘每个卫星的演变开始。这个表达式是用来找到在磁盘中的温度分布，这是发现类似于其他研究人员计算的分布。
2015-05-31 astro-ph.EP
Could Jupiter or Saturn Have Ejected a Fifth Giant Planet?
气体原行星盘消散后早期太阳系动力学演化的模型在重建巨行星目前的轨道结构方面取得了广泛的成功。从统计学上讲，一些最成功的动力学演化模拟最初包括一个假设的第五颗巨行星，冰巨星质量，在早期太阳系的不稳定阶段被一颗气体巨星喷射出来。我们调查冰巨人喷射事件的可能性，无论是木星或土星通过目前的轨道所施加的限制，其广泛的分离定期卫星木卫四和土卫八分别。我们表明，行星的遭遇，足以弹出一个冰巨人，往往提供过多的扰动的轨道木卫四和土卫八很难调和的行星弹射事件与当前的轨道卫星。定量地，我们计算的可能性，调和一个经常木星卫星轨道与木卫四的当前轨道后，冰巨星喷射木星的~ 42%，并得出结论，这样一个大的可能性支持的假设，第五个巨行星的存在。对土卫八的类似计算表明，土星喷射出一颗冰巨星并使克罗尼安卫星轨道与土卫八轨道相一致（可能性约为1%）要困难得多，尽管土卫八在其不寻常的轨道上形成的不确定性使这一结果的解释变得复杂。
2015-09-17 astro-ph.EP
Three-body-interaction effects on the relativistic perihelion precession for the Sun-Jupiter-Saturn system
推导了三体相互作用引起的相对论近日点进动。我们考虑一个分层共面三体系统，如太阳、木星和土星，其中两个次要天体作为最大行星对应木星（质量$m_2$）和第三个对应于土星（质量为$m_3$）围绕与太阳对应的主要天体运行（质量$m_1 \gg m_2 \gg m_3$），其中第三体的平均轨道半径大于第三体的平均轨道半径（表示为$\ell$）。我们研究了后牛顿效应对第三体运动的影响（半长轴a，开普勒轨道根数的偏心率e）。在一定的平均假设下，后牛顿三体相互作用引起的第三质量的相对论近日点进动表示为$6 G m_2 \ell^2 c^{-2} a^{-3} n (1+9e^2/16) (1-e^2)^{-3} $，其中G和c分别表示引力常量和光速，第三体的平均运动表示为$n = 2πa^{3/2} G^{-1/2} (m_1+m_2)^{-1/2}$ .对于太阳-木星-土星系统，它是$7.8 \times 10^{-6}$ arcsec/cy。这比太阳的Lense-Thirring效应更大，但它还不能解释Iorio（2009）根据Pitjeva对EPM 2008星历的分析，最近报告的土星近日点异常进动值为$-0.006 \pm 0.002$ arcsec/cy。
2012-03-23 astro-ph.EP gr-qc
Changes in the Cloud Belts of Jupiter, 1630-1664, as reported in the 1665 Astronomia Reformata of Giovanni Battista Riccioli
翻译自1665年G. B.里乔利讨论了1630年至1664年期间木星盘的外观;由各种观察者记录的木星云带的变化是里乔利讨论的一个主要特征。
2010-08-03 astro-ph.EP physics.hist-ph
The turbulent dynamics of Jupiter's and Saturn's weather layers: order out of chaos?
气体巨行星木星和土星的天气层包括浅层大气层，这些大气层受到太阳辐射和凝结物局部潜热的影响，以及来自行星内部的上升热量。它们也是这些行星中最容易直接观测的区域。牛津大学最近对木星上云迹风的分析表明，动能以与罗斯比变形半径相当的尺度注入天气层，并在卡西尼图像中放大，主要是进入热带外的纬向喷流，并缩小到最小的可分辨尺度。木星和土星上的大规模流动似乎都朝着一个接近于边缘不稳定的状态平衡，根据Arnol'd的第二稳定性定理。这一设想在巨行星天气层的一系列数值模型中得到了很大程度的再现，其中包括相对现实的模型，这些模型试图利用一整套辐射转移、内部热源甚至潮湿对流的参数来预测热力和动力结构。这类模型包括牛津大学开发的Jason GCM，它也代表了NH3、NH4SH和H2O凝结物（能量被动）云的形成和可凝结示踪物的传输。最近的结果与卡西尼号和朱诺号任务的观测结果相比显示出一些希望，但一些观测到的特征（如木星的大红斑和其他紧凑的椭圆形）尚未被任何天气层模型自发捕获。我们回顾最近的工作在这方面，并讨论了一些开放的问题，为今后的研究。
2020-04-06 astro-ph.EP
Generation of equatorial jets by large-scale latent heating on the giant planets
三维数值模拟表明，由水蒸气凝结产生的大尺度潜热加热可以产生类似于气体巨星（木星和土星）和冰巨星（天王星和海王星）的多个纬向喷流。对于合理的水丰度（木星/土星上的3-5倍太阳和天王星/海王星上的30倍太阳），我们的模拟产生了木星和土星的20个纬向喷流，天王星和海王星上的3个纬向喷流，类似于在这些行星上观察到的喷流数量。此外，这些木星/土星的情况下产生赤道超旋转，而天王星/海王星的情况下产生赤道次旋转，与观测到的赤道喷流方向一致.敏感性测试表明，水的丰度，行星自转速率和行星半径都是控制因素，其中水起着最重要的作用;适度的水丰度、大的行星半径和快速的自转速率有利于赤道超自转，而大的水丰度则有利于赤道亚自转，无论行星半径和自转速率如何。考虑到木星和土星相对于天王星和海王星具有更大的半径、更快的自转速率以及可能更低的水丰度，我们的模拟因此为木星和土星上存在赤道超自转以及天王星和海王星上缺乏超自转提供了一种可能的机制。然而，土星可能会带来困难，因为我们的模拟无法解释该行星超旋转喷流的异常高速度（约400米/秒）。在我们的模拟纬向急流表现出适度的违反正压和Charney-Stern稳定性标准。总的来说，我们的模拟虽然是理想化的，但支持这样一种观点，即潜热在产生巨行星上的喷流中起着重要作用。
2009-10-22 astro-ph.EP
Cassini in situ observations of long-duration magnetic reconnection in Saturn's magnetotail
磁重联是太阳系和天体物理等离子体中的一个基本过程，通过它，与电流片相关的储存的磁能被转换成热能、动能和波能。磁重联也被认为是一个关键的过程，涉及脱落内部产生的等离子体从巨磁层在木星和土星通过拓扑重构的磁场。磁场重新连接的区域被称为扩散区域，在这封信中，我们报告了卡西尼号航天器与土星磁尾扩散区域的第一次相遇。这些数据还显示了磁重联超过19小时的证据，揭示了重联，事实上，在一个快速旋转的磁层中，作用时间间隔很长。我们表明，重连可以是一个重要的途径，在土星内部等离子体损失。这反驳了重连作为土星内部等离子体损失的瞬态方法的观点。这些结果，虽然直接与土星的磁层有关，但在理解其他快速旋转的磁层方面也有应用，包括木星和其他天体。
2015-12-22 astro-ph.EP physics.space-ph
The Origin and Evolution of Saturn, with Exoplanet Perspective
土星在原始太阳星云的雪线之外形成，这使得它有可能吸积很大的质量。关于土星的形成，已经提出了盘不稳定性和核吸积模型，但基于其挥发物丰度、内部结构、流体动力学模型、原行星盘的化学特征等，核吸积更受青睐。观测到的系外行星的频率、性质和模型为核吸积提供了额外的支持证据。质量大于4 He的重元素构成了土星的核心，但目前除了碳之外，几乎没有受到约束。C/H比是超太阳的，是木星的两倍。碳和其他重元素在土星和木星的富集需要特殊的挥发物输送机制。在这一章中，我们将回顾我们目前对土星及其大气的起源和演化的理解，使用多方面的方法，结合对挥发性成分和丰度的各种观测，卫星和环的相关属性，与其他气体巨行星木星的比较，太阳系外巨行星的类比，以及相关的理论模型。
2016-09-08 astro-ph.EP
Qatar Exoplanet Survey: Qatar-8b, 9b and 10b --- A Hot Saturn and Two Hot Jupiters
在本文中，我们提出了三个新的太阳系外行星从卡塔尔系外行星调查（QES）。Qatar-8b是一颗热土星，Mpl = 0.37 Mjup，Rpl = 1.3 Rjup，每3.7天环绕一颗类太阳恒星。卡塔尔-9 b是一颗热木星，质量为Mpl = 1.2 Mjup，半径为Rpl = 1 Rjup，围绕一颗低质量、Mstar = 0.7 Msun的K级主序星主序星运行的轨道为Porb = 1.5天。最后，Qatar-10 b是一颗热的，Teq ~ 2000 K，亚木星质量的行星，Mpl = 0.7 Mjup，半径Rpl = 1.54 Rjup，轨道周期Porb = 1.6天，位于亚木星沙漠的边缘。
2019-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamics of Small Bodies in Orbits Between Jupiter and Saturn
我们研究了类似于彗星29 P/Schwassmann-Wachmann 1的轨道上的小天体的动力学，即木星和土星之间的近圆形轨道。截至2019年底，该地区还有14个已知的天体位于类似的轨道上。先前的研究表明，太阳系的这个区域，在这项工作中我们称之为“近半人马座区域”（NCR），是不稳定的，这表明在其中发现的任何天体的寿命都很短。我们对无质量粒子的演化进行了2000万年的高精度数值模拟，这些粒子最初位于柯伊伯带，但靠近海王星，近日点略低于33 au（“海王星交叉点”）。其中一些粒子迅速向内迁移，在成为木星家族彗星之前穿过NCR。我们发现，在NCR中的对象确实通常通过它非常快。然而，我们的模拟显示，在这个区域的共振行为是有点常见的，可以捕获对象高达100 Kyr。我们总结了该地区29 P和其他观测到的天体的动力学-其中两个似乎明显表现出共振行为-并使用我们的模拟来限制海王星交叉点的水库大小，这在当时决定了柯伊伯带的水库大小。最后，我们把一些限制目前的人口半人马座，特别是NCR人口的基础上，所需的注入率，以保持观测到的人口木星家族彗星在稳定状态。
2020-11-03 astro-ph.EP
