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
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
Vertical instability and inclination excitation during planetary migration
我们考虑一个双行星系统，它模仿气体驱动（II型）迁移的影响下的耗散力的影响下迁移。它已被证明，在平面的情况下，迁移导致共振捕获后的演变，迫使系统遵循家庭的周期性轨道。从与共面配置略有不同的行星开始，捕获也可以发生，此外，在某些情况下观察到行星倾角的激发。我们表明，激励的倾角发生时，平面家庭的周期性轨道，这是在行星迁移的初始阶段，成为垂直不稳定。在这些点上，{ \em垂直临界轨道}可能会产生稳定的$3D$周期轨道族，这将驱动迁移行星向非共面运动的演化。本文计算并给出了行星质量比不同值时，$2/1$和$3/1$共振的垂直临界轨道。此外，我们确定的极限值的偏心度的“倾斜共振”发生。
2014-07-14 astro-ph.EP
The excitation of a primordial cold asteroid belt as an outcome of the planetary instability
主要的小行星带（MB）质量较低，但受到动力学的激发。在这里，我们提出了一种新的机制，以激发MB在巨行星（“尼斯模型”）不稳定，这是预计有特色的木星和一个或多个冰巨人（“跳跃木星”- JJ）之间的反复密切接触。我们表明，当木星暂时达到足够高的水平的激励，无论是在偏心率和倾斜度，它会导致强大的强制矢量的偏心率和倾斜度在MB区域。因为在JJ不稳定性期间，木星的轨道“跳跃”，强迫矢量在整个MB区域的幅度和相位都不断变化。因此，整个冷的原始MB作为JJ不稳定性的自然结果而被激发。然而，这种激发的水平通常大于在MB中观察到的当前轨道激发。我们发现，随后的演变，太阳系是能够重塑由此产生的过激发MB到目前的轨道状态，并强烈的质量耗尽（$\sim$ 90 $\%$）与JJ不稳定相及其随后的演变在整个年龄的太阳系。
2018-08-02 astro-ph.EP
Modeling the Historical Flux of Planetary Impactors
月球和类地行星的撞击坑记录为太阳系的形成和演化提供了重要线索。特别有趣的是3.8-3.9 Gyr ago（Ga）的时代，被称为Late Heavy Bombardment（LHB），当最年轻的月球盆地如Imperial和Orientale形成时。LHB被认为起源于缓慢下降的撞击物通量或晚期动力学不稳定性。在这里，我们开发了一个大型小行星撞击的历史通量模型，并讨论了它如何取决于各种参数，包括行星迁移/不稳定的时间和性质。我们发现，小行星撞击通量下降了1至2个数量级，在第一个1 Gyr，并保持相对不变，在过去的3 Gyr。早期的撞击是由在行星迁移/不稳定期间轨道变得兴奋的小行星和来自主带内部延伸的小行星（E带;半长轴1.6<a<2.1 au）造成的。行星不稳定性的早期和晚期版本的轮廓最初不同，但最终是相似的后~3 Ga。因此，不稳定性的时间只能通过考虑在太阳系历史的第一个~1.5 Gyr期间的撞击坑和其他限制来确定。我们对撞击通量的绝对校准表明，小行星可能不是造成LHB的原因，无论不稳定性发生的早或晚，因为校准的通量不足以解释Imperial/Orientale和大月球陨石坑的显著份额。彗星和类地行星形成的残余物提供了额外的，可能是早期撞击的主要来源。
2016-12-27 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
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
The radial structure of planetary bodies formed by the streaming instability
彗星和小的星子被认为含有毫米到厘米大小的鹅卵石形式的原始建筑模块。形成这些小天体的可行的生长机制之一是通过流动不稳定性（SI），其中卵石聚集并在气体阻力的存在下引力坍缩向星子或彗星。然而，大多数SI模拟是全球性的，缺乏分辨率，以遵循其希尔半径内的卵石云的最后崩溃阶段。我们的目标是跟踪一个受相互碰撞和气体阻力的引力约束卵石云的崩溃与代表粒子的方法。我们确定的径向卵石粒径分布的崩溃核心和相互卵石碰撞的卵石粒径分布的影响。我们发现，维里平衡从来没有达到云的演变过程中，在一般情况下，卵石与给定的斯托克斯数（St）崩溃的顺序从空气动力学最大的空气动力学最小的光学厚的核心。我们表明，在该位置的核心变得光学厚，终极速度远低于碎裂阈值速度。虽然在云的演化过程中，碰撞过程可以忽略不计，但确实发生的碰撞是粘在一起的。这些结果支持了彗星和小行星体是由毫米到厘米大小的原始卵石组成的观测结果
2021-02-04 astro-ph.EP
Radiative Rayleigh-Taylor Instability and the structure of clouds in planetary atmospheres
由于可能的可凝结物质范围很大，预计云将在系外行星大气中形成各种条件。然而，这种多样性可能会导致非常不同的小尺度动力学取决于辐射转移在各种热条件下：我们的目标是提供一些见解，这些动态制度。我们进行分析的线性稳定性分析的组成不连续性与热源项，取决于组成。我们还进行了理想化的二维（2D）模拟的不透明度不连续的分层介质与代码ARK。我们使用双流灰色模型的辐射转移和探索的棕矮星和类地球制度。我们揭示了存在的辐射瑞利-泰勒不稳定性（RRTI以下，一个特殊的情况下，非绝热瑞利-泰勒不稳定性）时，不透明度的不连续性存在于分层介质。这种不稳定性在性质上类似于非绝热对流，并且仅依赖于具有辐射转移加热和冷却的浮力。当大气中的温度随着高度而降低时，在较高不透明度介质之上的较低不透明度介质是动态不稳定的，而在较低不透明度介质之上的较高不透明度介质是稳定的。如果温度随高度增加，则这种稳定性/不稳定性行为相反。RRTI的存在可能对大范围行星大气的云量稳定性有重要影响。在我们的太阳系中，它可以帮助解释地球大气中乳房云的形成和金星云层的存在。同样，它表明，稳定和大规模的云层覆盖可能在强辐射的系外行星中无处不在，但在低辐射或孤立的物体中可能更不均匀，如褐矮星和直接成像的系外行星。
2021-06-23 astro-ph.EP
Constraining the initial planetary population in the gravitational instability model
直接成像（DI）调查表明，超过20 AU的气体巨星在FGK恒星周围是罕见的。然而，由于间隙开放和迁移效率的不确定性，这对引力不稳定性（GI）原行星的形成频率意味着什么还不清楚。在这里，我们结合国家的最先进的计算均匀的行星收缩与人口合成代码。我们发现DI的限制，以满足如果原行星形成GI发生在百分之几十的系统，如果原行星'超级迁移'到小的分离。相比之下，GI可能发生在只有百分之几的系统，如果原行星仍然滞留在广泛的轨道，因为他们的迁移是“淬火”的有效间隙开放。然后，我们使用5 AU内径向速度测量中大质量巨星的频率来打破这种简并-最近的观测表明，这种人口与宿主恒星金属丰度无关，因此怀疑是通过GI然后向内迁移形成的。我们发现，只有超级迁移的情况下，可以充分解释这个人口，同时满足DI约束，并产生正确的质量谱内的行星5 AU。如果5 AU内的巨大气体巨星通过GI形成，那么我们的模型意味着迁移必须是有效的，并且GI原行星的形成至少发生在百分之十的系统中。
2019-07-18 astro-ph.EP
Enhanced Stability in Planetary Systems with Similar Masses
本研究通过数值模拟发现，由 Gini index 量化的行星质量均匀性与系统动力学稳定性显著正相关，等质量系统比非等质量系统更稳定，Kepler 观测的质量均匀性可能是生存偏差与动力学演化共同作用的结果。
2024-11-14 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
The dynamical evolution of transiting planetary systems including a realistic collision prescription
行星与行星碰撞是靠近恒星的凌日行星系统不稳定的常见结果，也发生在这些行星从胚胎原位形成的过程中。先前关于凌日行星不稳定性的N体研究假设碰撞会导致完美的合并。在这里，我们探讨了实施一个更现实的碰撞处方的结果不稳定和原位形成的轨道半径的十分之几个AU的影响。只要碰撞中抛出的碎片被迅速从系统中清除（这是通过碰撞处理成尘埃，然后通过辐射力清除），并且胚胎很小（$< 0.1\mathrm{\,M}_\oplus$），行星胚胎的生长结果就会受到很大的影响。如果是这样的话，那么系统形成的可检测（$\gtrsim1\mathrm{\,M}_\oplus$）行星比在碰撞中完美合并的假设下演化的系统要少。这为“开普勒二分法”提供了一些贡献：观察到的单行星系统过多。改变碰撞规定对超级地球不稳定的成熟系统的影响不太明显。在这类系统中，完全合并只占碰撞结果的少数，但造成质量损失的大多数碰撞是掠撞，只有百分之几的质量损失。因此，与假设碰撞总是导致完美合并的系统相比，不稳定后系统的最终质量和多重性几乎没有影响。
2018-05-14 astro-ph.EP
Metallicity of the Massive Protoplanets Around HR 8799 If Formed by Gravitational Instability
巨行星的最终组成是由于气体盘中的引力不稳定性而形成的，这取决于它们在“预塌缩”阶段捕获固体物质（微行星）的能力，当它们被拉伸和冷却时，准静态地收缩。坍缩前阶段的持续时间大致与行星质量的平方成反比，因此大质量原行星的坍缩前时间较短，因此捕获星子的机会有限。质量为3、5、7和10木星质量的原行星的有效吸积时间分别为7.82E4、2.62E4、1.17E4和5.67E3年。原行星所能捕获的总质量取决于行星质量、星子大小、原行星与母恒星的径向距离，以及当地固体表面密度。我们考虑三个径向距离，24，38和68 AU，类似于HR 8799系统中行星的径向距离，并估计可以吸积的重元素的质量。我们发现，对于HR 8799系统通常采用的行星质量，行星吸积的重元素量很小，使它们接近恒星的组成。
2009-11-26 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
Survival of non-coplanar, closely-packed planetary systems after a close encounter
具有两个以上天体的行星系将在与行星的初始轨道分离有关的时间经历轨道交叉。在一次穿越之后，系统进入一个混沌进化的时期，最终通过行星碰撞或喷射重塑系统的结构。我们进行N体积分大量的系统等间距的行星（希尔半径的单位），以确定一个给定的行星分离的不稳定时间的分布。我们调查的时间开始不稳定，通过近距离接触和时间的行星行星碰撞。我们发现，有相当一部分非零相互倾斜的系统在近距离接触后幸存下来，并且不会立即经历行星-行星碰撞。具有显著倾向的系统可以继续进化超过相遇时间的1,000倍。长寿系统的比例取决于系统的绝对尺度和行星的初始倾角。这些结果对观测到的行星系的假设稳定性有影响。
2018-08-31 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: The radial distance dependence of the planetary growth
流动的不稳定性被假设为触发在特定的原行星盘的固体颗粒的体积密度是丰富的气体相媲美的位置。当这个条件局部满足时，就形成了一个微行星环。这些微行星相互碰撞，并从外盘吸积向内漂移的卵石，以进一步增加质量。我们研究了在不同盘半径的环带中形成的星子的生长。它们的初始质量分布计算的基础上从流动不稳定性模拟总结的公式。我们用基于最小质量太阳星云（MMSN）和Toomre稳定性判据的原行星盘模型模拟了星子的动力学演化。对于MMSN模型，卵石吸积和星子吸积在$0.3$ AU的近轨道上都是有效的，导致在$1$ Myr之后出现了几个超地球质量的行星。相比之下，只有质量最大的星子在$r{=}3$ AU诞生时才经历实质性的质量增长，而$r{=}30$ AU的星子几乎没有增长。另一方面，在密度更大的图姆尔盘中，最大质量的形成行星可以在$t{=}1$ Myr达到地球质量，并在$3$ Myr中的$30$ AU和$100$ AU达到海王星和土星之间的质量。卵石和星子的吸积速率都随盘径向距离的增大而减小。然而，在更远的盘区域，星子吸积不如卵石吸积明显。总的来说，当行星盘具有较高的气体密度、较高的卵石通量和/或较低的卵石斯托克斯数时，行星获得较高的质量。
2022-05-20 astro-ph.EP
Planetary Desert around Compact Binaries: Dynamical Instability Triggered by Resonance-Induced Eccentricity Excitation
Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Institute for Advanced Study in Physics, Zhejiang University（浙江大学物理高等研究院宇宙学与计算天体物理中心）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Department of Astronomy, Center for Astrophysics and Planetary Science, Cornell University（康奈尔大学天文学系天文与行星科学中心）
研究通过模拟多行星双星系统的长期动力学，发现共振诱导的偏心率激发可引发连锁反应，导致双星行星沙漠的形成。
2026-02-28 astro-ph.EP astro-ph.HE
Magnetic field amplification by the Weibel instability at planetary and astrophysical high-Mach-number shocks
无碰撞冲击在宇宙中普遍存在，并且通常与强磁场有关。在这里，我们使用大规模的粒子模拟的非相对论性的垂直冲击在高马赫数制度，以研究内的磁场的冲击放大。由于离子-离子双流的韦伯不稳定性，在激波转变处磁场被放大。归一化的磁场强度与Alfvénic马赫数密切相关。来自PIC模拟的模拟航天器测量结果与卡西尼号航天器在土星弓形激波处原位测量的结果完全一致。
2021-02-08 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.comp-ph
Self-Sustaining Vortices in Protoplanetary Disks: Setting the Stage for Planetary System Formation
行星形成的核心吸积方案假设星子和行星胚胎是在原行星盘的原始气态阶段形成的。然而，尘埃颗粒如何克服传统的生长障碍还不清楚。最近提出的粘性环不稳定性可以解释在原行星盘中观察到的同心环，假设尘埃颗粒可以降低气体的电导率，从而削弱磁旋转不稳定性。我们提出了一个分析这个模型的帮助下，基于GPU的数值流体动力学模拟耦合气体和尘埃在薄盘限制。在盘的演化过程中，尘埃环变得Rossby不稳定，并分裂成一连串的小尺度涡旋。涡旋形成长期稳定的尘埃结构，这可能是通过流动不稳定性以及直接的引力坍缩形成星子的场所。自维持涡旋现象与系外行星的观测约束相一致，为行星系的形成提供了有利的环境。
2021-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Artificial precession and instability in solar system and planetary simulations: analytic and numerical results
National Taiwan Normal University（台湾师范大学）
本文分析了民主日心坐标对太阳系体动力学的影响，特别是对水星和木星的人工进动，揭示了其在不同系统中的差异及数值模拟中的挑战。
2026-05-13 astro-ph.EP astro-ph.IM
Differences between Stable and Unstable Architectures of Compact Planetary Systems
本文积分 21,400 个 Kepler/K2 风格的三行星以上系统，揭示周期比、质量方差、动力学间距及谱分数与长期碰撞失稳的关系。
2024-04-09 astro-ph.EP
Symmetric instability in a Boussinesq fluid on a rotating planet
本研究对旋转行星上的Boussinesq流进行线性稳定性分析，划分三类不稳定性，发现$b_z \sin{θ_0}<0$是充分必要条件，并指出现有海洋模型对流方案需修订才能用于冰卫星海洋。
2025-07-10 astro-ph.EP physics.flu-dyn
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
Spin and Obliquity Distributions of Low-mass Planets Shaped by Dynamical Instability
本研究通过N体实验探究了动力学不稳定性期间行星碰撞对低质量系外行星自转和倾角分布的影响，发现基准系统中倾角近似均匀分布且自转近似线性，而增大行星尺寸或减小初始倾角会使其极化。
2025-10-13 astro-ph.EP
Orbital Perturbations of the Galilean Satellites During Planetary Encounters
Nice巨行星动力学不稳定性和迁移模型可以解释现今太阳系的许多性质，并可以用来约束其早期结构。根据类地行星的约束和小行星带的动力学结构，在尼斯模型的跳跃木星版本中，木星遇到了一个冰巨星。在这里，我们研究伽利略卫星在跳跃木星模型中的生存。这是一个重要的问题，因为冰巨人的遭遇，如果足够深，可能会动态地扰乱伽利略卫星的轨道，并导致难以置信的结果。我们进行了数值积分，我们跟踪了行星相遇对伽利略卫星的影响。我们考虑了Nesvorny & Morbidelli（2012）中的三个不稳定性案例，它们在遭遇的数量和分布上都不同。我们发现，在一种情况下，近距离接触的数量相对较少，伽利略卫星轨道没有受到显着影响。在另外两颗卫星中，所有卫星的轨道偏心率都因遭遇而被激发，木卫四的半长轴发生了变化，并且在很大一部分试验中，内部三颗卫星的拉普拉斯共振被破坏。随后的潮汐演化抑制了偏心率，并可以在拉普拉斯共振中重新捕获卫星。一个更重要的约束是卫星的轨道倾角，它可以在相遇时被激发，而不会被潮汐明显衰减。我们发现，Nesvorny & Morbidelli（2012）的一个不稳定性案例显然不符合这一约束。这表明木星的规则卫星可以用来限制跳跃木星模型中的相遇性质，并帮助我们更好地理解早期太阳系是如何演化的。
2014-05-08 astro-ph.EP
Long-term stability and dynamical spacing of compact planetary systems
本文综述致密行星系统不稳定性机制：三行星平均运动共振网络驱动半长轴混沌扩散引发散射，模型定量复现不稳定性时标，发现稳定性临界间距与行星-恒星质量比1/4次方成正比，解释希尔半径的局限性。
2024-11-29 astro-ph.EP
Survival of habitable planets in unstable planetary systems
许多观测到的巨行星都位于偏心轨道上。这样的轨道可能是与其他巨行星强烈散射的结果。产生这些散射的动力学不稳定性也可能导致内部轨道上的宜居行星被弹出、摧毁或被运出宜居带。如果一颗宜居行星能够避免抛射和碰撞，并且其轨道保持在宜居带内，我们就说它具有弹性宜居性。在这里，我们模拟岩石行星的轨道演化的行星系，巨行星变得动态不稳定。我们测量可居住行星的弹性，作为观测到的，现在的质量和巨行星轨道的函数。我们发现，宜居行星的存活率在很大程度上取决于巨行星的结构。质量不等的行星系比质量不等的巨行星系更具破坏性。我们还建立了与观测的联系;我们发现，目前偏心率高于0.4的巨行星几乎从来没有一个可居住的内部行星。对于一颗现在离心率为0.2，半长轴为5天文单位的巨行星，它绕着一颗类太阳恒星运行，在宜居带中有50%的轨道对不稳定性有弹性。随着半长轴的增加和离心率的降低，更高比例的可居住行星存活下来并保持可居住状态。然而，如果可居住行星有岩石兄弟姐妹，则存在岩石行星碰撞的重大风险，这将使行星绝育。
2016-08-29 astro-ph.EP
The Orbital Stability of Planets Trapped in the First-Order Mean-Motion Resonances
许多包含多个超级地球的太阳系外行星系已经被发现。考虑到标准的I型行星迁移的N体模拟表明，原行星被捕获到靠近内盘边缘的平均运动共振轨道，在那里迁移停止。以前的N体模拟表明，共振系统的轨道稳定性取决于被捕获行星的数量。在不稳定的情况下，通过行星间的紧密散射和合并，最终形成非共振的多重系统。在本文中，我们调查的临界数量的共振捕获行星超过轨道不稳定发生后磁盘气体耗尽。我们发现当行星总数（$N$）大于临界数（$N_{\rm crit}$）时，轨道不稳定性开始的时间尺度--穿越时间与非共振情况相似，而对于$N\leq N_{\rm crit}$，轨道不稳定性在轨道计算时间（$10^8$ Kepler时间）内从未发生。因此，跨越临界数的跨越时间的转变是剧烈的。当所有的行星被困在7：6共振的相邻对，$N_{\rm crit} = 4$。通过改变轨道间距和行星质量，研究了4：3，6：5和8：7共振的临界数随轨道间距的变化关系.当行星质量固定时，临界数随希尔半径轨道间距的增加而增加;当希尔半径轨道间距固定时，临界数随行星质量的增加而增加。我们还计算了一个系统的情况下，这不是由相同的共振。稳定性的急剧转变可能是多个超级地球（非共振或共振）的多样性的原因，这是由$Kepler$任务揭示的。
2012-08-29 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
Instabilities in dusty non-isothermal proto-planetary discs
构建含尘非等温原行星盘局部模型，研究VSI、COS、SI和DSI不稳定性在更一般条件下的表现，发现尘埃拖曳和浮力对它们的抑制效应，并揭示了两种新型含尘不稳定性。
2023-05-03 astro-ph.EP
Fly-by encounters between two planetary systems I: solar system analogues
在星团中形成的恒星可以在近距离遇到其他恒星。在典型的太阳附近的疏散星团中，包含数百或数千颗成员星，预计有10%至20%的太阳质量成员星会在距离小于100 au的地方遇到另一颗恒星。这些近距离接触强烈地扰动了行星系，直接导致行星被抛射或被侵入的恒星捕获，以及激发轨道。使用广泛的$N$ -体模拟，我们研究这样的飞越遇到两个太阳系类似物，每个有四个巨大的行星从木星到海王星。我们在遭遇后立即量化损失率和捕获率，例如，在100天文单位内，海王星类似物在四次相遇中有一次丢失，在十二次相遇中有一次被飞掠的恒星捕获。然后，我们进行长期（高达1 Gyr）模拟调查随后的遭遇后演变。我们发现，大量的行星被从系统中删除，由于行星-行星的相互作用，捕获的行星进一步增强了系统的不稳定性。虽然相遇最初可以通过插入额外的行星来离开包含更多行星的行星系，但长期的不稳定性会导致行星数量的净减少。一颗被捕获的行星在一半的运行中会以逆行轨道结束，在这些运行中它会存活1 Gyr;同样，一颗与它原来的宿主恒星绑定但在遭遇过程中翻转的行星可能会存活下来。因此，行星系之间的相遇是产生反向旋转行星的一个渠道，这将发生在大约1%的系统中，并且这样的行星可能通过天体测量或直接成像来检测。
2019-06-27 astro-ph.EP
Viscous overstability in dense planetary rings -- Effect of vertical motions and dense packing
本研究建立颗粒流模型分析稠密行星环的黏性过稳定性，首次考虑垂直运动影响，并通过N体模拟验证了临界光学深度与填充因子，揭示了径向自引力需增强体黏性应力以匹配模拟结果。
2023-12-21 astro-ph.EP
An early giant planet instability recorded in asteroidal meteorites
该研究通过分析小行星陨石热年代数据，结合热模型与蒙特卡罗反演，确定太阳系早期撞击事件时间，将巨行星不稳定性与原行星盘耗散相关联，约束了行星迁移时间尺度。
2024-05-10 astro-ph.EP
Formation and Evolution of Planetary Systems in Presence of Highly Inclined Stellar Perturbers
在双星系统中存在高偏心率的太阳系外行星表明，Kozai效应在塑造它们的动力学结构方面发挥了重要作用。然而，倾斜双星系统中行星的形成构成了相当大的理论挑战，因为Kozai共振引起的轨道激发意味着微行星之间的破坏性高速碰撞。为了解决Kozai共振所带来的明显困难，我们试图确定负责抑制原行星盘中Kozai周期的作用的主要物理过程。随后，我们试图了解如何新形成的行星系过渡到他们观察到的，Kozai主导的动力学状态。我们发现，行星形成的理论困难所产生的一个遥远的伴星的存在下，所造成的Kozai效应和其他长期的扰动，可以克服一个适当的帐户内的原行星盘的引力相互作用。特别是，由圆盘自重引起的快速拱线后退往往会消除Kozai效应，并确保圆盘的未翘曲，刚性结构得以维持。随后，一旦一个行星系形成，由于行星间的相互作用而产生的拱点岁差，Kozai效应会继续消失。然而，如果这样的系统经历动力学不稳定性，它的结构可能会以这样一种方式改变，即Kozai效应变得有效。这里提出的结果表明，在高度倾斜的双星系统中，行星的形成不会因恒星伴星引起的扰动而停滞。因此，双星中的行星形成在质的层面上可能与单星周围的行星形成没有什么不同。此外，Kozai效应起作用的系统很可能在过去经历了动态不稳定的瞬态阶段。
2011-06-20 astro-ph.EP
Circumstellar disks can erase the effects of stellar fly-bys on planetary systems
大多数恒星形成于嵌入的星团中。恒星飞掠可能通过激发偏心率和引起动力学不稳定性而影响系统的轨道结构。顺便说一句，由于星团失去其气体成分并开始分散的时间尺度与拱星盘的寿命相当，我们预计当行星仍然嵌入其诞生盘时，会发生更近、更扰动的恒星飞掠。我们调查的影响，磁盘上的动力学行星后，恒星遭遇，以测试它是否可以阻尼偏心率和返回的行星系到一个非激发态。我们使用流体动力学代码FARGO研究的磁盘+行星（S）系统的背景下，恒星遭遇的演变磁盘模型的表观密度是10倍低于最小质量的太阳星云。数值模拟表明，行星偏心率，激发在一个接近恒星飞越，阻尼在一个短的时间尺度（~ 10千年），尽管磁盘低初始密度和随后的潮汐截断。这种阻尼对于3颗巨行星的系统也是有效的，并且由经过的恒星引起的动力学不稳定性的影响很快被吸收。如果在恒星飞掠期间，星周盘仍然存在于恒星周围，那么行星（或行星系）将在短时间尺度上返回到非激发态。这并不意味着恒星相遇不会影响行星的演化，但它们会以一种微妙的方式影响行星的演化，并伴随着一个短暂的激动的动力学演化。在它的最后，系统恢复一个安静的演变和行星轨道是圆的相互作用与磁盘。
2012-12-07 astro-ph.EP
Tilted circumbinary planetary systems as efficient progenitors of free-floating planets
本研究发现，围绕倾斜双星系统的行星由于行星-双星和行星-行星相互作用易被抛射，从而高效形成自由漂浮行星，并预测低质量自由漂浮行星数量应多于高质。
2023-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of an eccentric inner Jupiter on the dynamical evolution of icy body reservoirs in a planetary scattering scenario
我们分析了M0型恒星周围的行星散射过程。要做到这一点，我们进行了N体模拟与三个接近其不稳定性极限的行星质量的行星与外星子盘。本文重点分析了在动力学不稳定事件后，一颗质量为100亿颗的行星仍然存在的系统。小体积油气藏表现出不同的动力学行为。事实上，我们的模拟产生了在顺时针和逆行轨道上的粒子，以及轨道平面在演化过程中从顺时针翻转到逆行再返回的粒子。这种粒子被称为“F型粒子”。我们发现这些粒子的倾角$i$和升交点经度$Ω$之间有很强的相关性。首先，$Ω$在大约90 $^{\circ}$或/和270 $^{\circ}$左右活动。这个性质非常重要，因为它代表了轨道翻转的充分必要条件。此外，$i$和$Ω$的天平动周期是相等的，它们的相位相差四分之一周期。我们还注意到，$i$的振动幅度越大，$Ω$的振动幅度也越大。最后，我们分析了我们所有模拟的F型粒子的初始条件后，立即动态不稳定事件，当一个单一的600亿质量的行星在系统中生存。我们进行这项研究的目标是确定导致轨道翻转的参数空间。我们的结果表明，测试粒子的轨道可以随其初始偏心率的任何值而翻转，尽管我们只发现了两个具有初始倾角的F型粒子$i <$ 17 $^{\circ}$。此外，我们的研究表明，在一个给定的系统中，F型粒子的倾角的最小值随着巨行星的偏心率的增加而减小。
2017-07-12 astro-ph.EP
Planetesimal-Driven Instabilities in Resonant Chains of Cold Neptunes and Their Dynamical Outcomes
Department of Astronomy, Indiana University（印第安纳大学天文学系）
研究通过N体模拟探讨了冷海王星共振链在气盘阶段的演化，发现行星esimal盘能引发大规模轨道重组和行星损失，为延迟不稳定性提供路径，解释了共振分数下降的原因。
2026-04-09 astro-ph.EP
The Spiral Wave Instability Induced by a Giant Planet: I. Particle Stirring in the Inner Regions of Protoplanetary Disks
我们最近表明，螺旋密度波传播在吸积盘可以经历一个参数不稳定性共振耦合和转移能量成对惯性波（或惯性-重力波时，浮力是重要的）。在本文中，我们进行了无粘三维全球流体动力学模拟研究的增长和后果，这种不稳定性的螺旋波驱动的一个小行星质量的行星在原行星盘。我们发现，螺旋波是不稳定的，通过螺旋波不稳定性（SWI），产生流体动力学湍流和持续的径向交替的垂直流，似乎与长波长的惯性模式。在$0.3~R_p \leq R \leq 0.7~R_p$区间内（$R_p$表示行星轨道的半长轴（假定为5 au）），估计的与湍流相关的垂直扩散率用$α_{\rm diff} \sim (0.2-1.2) \times 10^{-2}$表征。对于这里考虑的圆盘模型，扩散速率是这样的，即尺寸高达几厘米的颗粒在第一压力标度高度内垂直混合。这表明，巨行星发射的螺旋波的不稳定性可以显着分散来自中平面的固体颗粒和痕量化学物质。在行星形成模型中，球粒/卵石的连续局部生产发生在Myr时间尺度上，为卵石吸积到这些天体上提供原料，这种固体颗粒的搅拌可能会增加一个时间限制：行星胚胎和大的小行星必须在气体巨星在外盘形成之前形成，否则SWI将显着降低球粒/卵石吸积效率。
2016-10-26 astro-ph.EP
Evolution of Primordial Kuiper Belt Binaries Through a Giant Planet Instability
在海王星3：2和2：1平均运动共振之间的非共振柯伊伯带天体（KBO）在很大程度上可以分为冷经典带（CCB）和热经典带（HCB）。这两个亚群之间的一个显着差异是广泛分布，等质量的二进制的流行在CCB和一个小得多，但非零的数字在HCB。二进制率差异的主要原因尚不清楚。在这里，使用N体模拟，我们研究是否密切接触的巨行星在早期的外太阳系不稳定性可能会破坏原始柯伊伯带二进制存在于原始柯伊伯带之前，他们达到HCB轨道。我们发现，这样的遭遇是非常有效的破坏二进制分离的~1%的希尔半径（在现代柯伊伯带测量），可能解释了缺乏广泛的间距，相等的质量二进制在现代HCB。此外，我们发现，在现代HCB中观察到的最宽的二进制文件是不太可能生存的行星遭遇，但这些相同的行星遭遇可以扩大一个小的子集更紧密的二进制文件，以产生一个小的人口非常广泛的二进制文件在今天的HCB中看到。
2021-07-06 astro-ph.EP
DIPSY: A new Disc Instability Population SYnthesis, II. The Populations of Companions Formed Through Disc Instability
University of Bern（伯尔尼大学）；Universität Zürich（苏黎世大学）
DIPSY研究通过盘不稳定性形成伴星的人口，发现远距离伴星主要由盘不稳定性形成，但近距离行星质量伴星稀少，需进一步研究气体吸积和团块碰撞等关键过程。
2025-10-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Orbital Architectures of Kepler Multis From Dynamical Instabilities
本文通过 N 体模拟表明，致密多行星系统经历的动力学不稳定性可自然再现 Kepler 多行星系统的主要轨道统计特征，并暗示其是解释 Kepler 二分性的关键。
2023-12-12 astro-ph.EP
Dynamical stability of giant planets: the critical adiabatic index in the presence of a solid core
在通过核心吸积形成巨行星的过程中，氢的解离和电离降低了气体的有效绝热指数$γ$，并可能引发动力学不稳定性。我们推广了Anglasekhar的分析，他确定了自引力流体静力学天体不稳定的阈值位于$γ=4/3$，以解释行星核心的存在，我们将其建模为不可压缩流体。我们表明，核心的主导作用是稳定的信封径向扰动，在某些情况下完全（即所有$γ> 1$）。当不稳定性是可能的，不稳定的行星配置占据了一条$γ$值，其上边界低于$γ=4/3$。通过核心吸积形成的巨行星的基准演化轨道似乎不太可能穿过我们定义的动力学不稳定带。
2021-08-06 astro-ph.EP astro-ph.HE
The effects of disc warping on the inclination of planetary orbits
研究了位于圆盘内部区域的行星与翘曲外部区域之间的相互作用。我们考虑的演化阶段后，行星已经清除了一个差距，使行星轨道的演变，只有在引力位盘。我们开发了一个长期的分析和计算的轨道要素的演变，通过求解拉格朗日方程有效的二阶偏心率。我们还进行了数值模拟与完整的磁盘潜力。一般来说，圆盘和行星之间的相互作用会导致轨道的进动。因此，轨道平面相对于椎间盘的内部部分倾斜，而偏心率没有变化。当倾角接近90度时，存在不稳定性并且偏心率增加。在这种情况下，倾角和离心率都产生很大的变化，轨道变得逆行。当离心率达到很高的值时，我们可以预期恒星在行星的短轨道上会发生潮汐捕获。这种不稳定性发生在圆盘严重扭曲时，或者如果在相对于初始轨道平面倾斜至少45度的环中有大量的质量。轨道的倾角不依赖于半长轴，也不依赖于行星的质量。然而，要在最多几百万年的时间尺度上产生显著的倾斜，行星应该在雪线之外。因此，这里描述的过程将产生两个不同的倾斜行星群：一个是雪线之外的物体，最多有中等偏心率，另一个是短圆形轨道上的物体。
2013-09-04 astro-ph.EP
The cosmochemistry of planetary systems
本文综述了利用太阳系物质的化学和同位素组成约束类地行星形成路径，提出流动不稳定性和卵石吸积模型可解释观测特征，并影响行星宜居性。
2025-10-27 astro-ph.EP
Secular Effects of Tidal Damping in Compact Planetary Systems
我们描述了紧凑的系统的长期演变的类地行星，使用一组模拟相匹配的观测到的系外行星分布的统计特性。这种演化是由行星内部的潮汐耗散驱动的，但由于长期的引力相互作用，系统作为一个整体演化。我们发现，对于类似地球的耗散水平，行星轨道可以循环到100天的数量级，比单个行星大一个数量级。由此产生的偏心率分布是一个定性的匹配，从过境时间变化推断，与少数非零偏心率保持特定的长期配置。潮汐和长期过程的耦合增强了这些系统中最内层行星的向内迁移，并可以将它们驱动到短轨道周期。共振相互作用的平均运动和长期品种的观察，虽然在大多数情况下的相互作用是不够强大，以驱动系统的不稳定性。然而，我们证明，这些系统可以很容易地驱动不稳定，如果耦合到长周期轨道上的巨行星。
2014-05-09 astro-ph.EP
The Narrow Formation Pathway of Hot Saturns: Constraints on Initial Planetary Properties
本研究通过大规模数值模拟探索气态行星初始条件对演化的影响，发现热土星类似物的存活需满足特定初始质量、核质量分数和光度组合，从而自然解释了“热土星沙漠”的观测边界。
2025-05-29 astro-ph.EP
Kozai-Lidov oscillations triggered by a tilt instability of detached circumplanetary discs
在恒星-行星系统的潮汐势中，行星盘倾斜的增长会导致行星盘的线性不稳定。我们使用三维流体动力学模拟来表征不稳定所需的光盘条件，连同其长期演变。圆盘的长宽比，评估附近的圆盘外边缘，$H/r\gtrsim 0.05$，与一个弱的依赖性的波动状制度的翘曲传播的粘度，发生了微增长。质量较低的巨行星更有可能拥有满足不稳定条件的环行星盘。我们表明，倾斜不稳定性可以激发的倾斜度超过阈值，在那里的环行星盘变得不稳定的Kozai-Lidov（KL）振荡。耗散在Kozai-Lidov不稳定的制度帽进一步倾斜增长，但光盘经历了大的振荡在倾斜度和偏心率。行星吸积发生在幕式吸积事件中。我们讨论的联合倾斜-KL不稳定性的可探测性的环行星盘，形成巨行星的演化，和卫星系统的形成的影响。
2021-01-23 astro-ph.EP
Toward a Deterministic Model of Planetary Formation VII: Eccentricity Distribution of Gas Giants
行星的普遍存在和行星系的多样性揭示了行星形成是一个复杂的、相互竞争的过程。在这一系列的论文中，我们开发和升级了人口综合模型作为一种工具，以确定主导的物理效应和校准的物理条件的范围。最近的行星搜索导致了许多多行星系统的发现。任何关于它们起源的理论模型都必须考虑到新兴原行星之间的动力学相互作用。在这里，我们介绍了一个处方，以近似多个行星之间的近距离接触。我们应用这种方法来模拟行星系的生长、迁移和动力学相互作用。我们的模型表明，在相对巨大的磁盘，几个气体巨星和岩石/冰行星出现，迁移，并经历动力学不稳定。行星之间的长期扰动导致轨道交叉，偏心激发和行星弹射。在中等质量的圆盘中，两个或更少的气体巨星与多个超级地球形成。这些系统的轨道稳定性通常保持不变，在其出生盘中的气体耗尽后，它们保留了运动学结构。这些结果再现了观测到的行星质量偏心率和半长轴偏心率的相关性。他们还认为，新兴的气体巨星可以将残留的核心分散到外盘区域。随后在这些核心上的原位气体吸积可以导致形成遥远（> 30天文单位）的气体巨星，其轨道接近圆形。
2013-07-24 astro-ph.EP
New approach to scaling rules for stellar and planetary dynamos
美化维度分析用于导出内部和外部磁场强度以及各种时间尺度的标度规则。由于多个时间尺度，简单的维度分析是不确定的，但物理参数可以剔除不相关的参数。时间尺度可以从线性化的不稳定性分析而不是磁-阿基米德-科里奥利（MAC）平衡的无根据假设中推导出来。进一步的关系可以从耦合的主要场分量和差动旋转的高级模型中导出。外部偶极场与内部磁场的比值以及差动旋转与总旋转的比值取决于发电机机制的细节。
2016-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Obliquity Constraints on the Planetary-mass Companion HD 106906 b
我们约束HD 106906的角动量结构，一个13 $\pm$ 2百万年的老系统在ScoCen复杂组成的一个紧凑的中央二进制，广泛分离的行星质量三级HD 106906 b，和一个碎片盘嵌套之间的二进制和三级轨道平面。我们测量三个向量的方向：伴星自旋轴，伴星轨道法线和盘面法线。使用Gemini/IGRINS的近红外高分辨率光谱，我们得到HD 106906 b的预计旋转速度为$v\sin{i_p}$ = 9.5 $\pm$ 0.2 km/s。这一测量结果与已公布的光度旋转周期一起意味着伴星几乎是在极点上被观测到的，其视线旋转轴倾角为$i_p$ = 14 $\pm$ 4度或166 $\pm$ 4度。相比之下，碎片盘被认为是几乎边缘上，所有三个矢量的可能不一致表明HD 106906 b是由湍流环境中的引力不稳定性形成的，无论是在磁盘还是云设置。
2021-08-30 astro-ph.EP
Celestial sunflowers -- Survival of rings around small planetary bodies under solar radiation pressure
本研究通过N体模拟揭示太阳辐射压力下小行星环的稳定性：高度倾斜的环因始终面向太阳而稳定，并给出不同倾角环的粒子尺寸约束。
2025-04-25 astro-ph.EP
