A new and simple prescription for planet orbital migration and eccentricity damping by planet-disc interactions based on dynamical friction
在行星形成过程中，行星胚胎与原行星气盘之间的引力相互作用导致了行星胚胎的轨道迁移，对最终形成行星系起着重要作用。虽然迁移有时发生在超音速状态下，其中行星胚胎和气体之间的相对速度高于声速，但迄今为止提出的描述行星盘相互作用力和超音速状态下轨道变化时间尺度的迁移处方相互不一致。在这里，我们讨论了现有的处方在文献中的细节，并推导出一个新的简单直观的配方，行星盘的相互作用的基础上动态摩擦，可以应用在超音速和亚音速的情况下。虽然现有的处方假设特定的光盘模型，我们包括明确的光盘参数的依赖性，因此，它可以适用于光盘与任何径向表面密度和温度的依赖性（除了径向尺度小于光盘尺度高度的局部变化）。我们的处方将减少来自行星迁移的不同文献配方的不确定性，并将成为研究行星吸积过程的重要工具，特别是在研究在系外行星系统中常见的近距离低质量行星的形成时。
2020-05-06 astro-ph.EP
On the interaction of pebble accreting embryos with the gaseous disc: importance of thermal forces
本文通过N体模拟研究热力对卵石吸积胚胎动力学和增长的影响，发现热力导致胚胎最终质量中位数几乎不依赖金属丰度，而仅共振力时质量随金属丰度变化，归因于低金属下偏心率和平倾角的强阻尼。
2023-05-16 astro-ph.EP
Eccentricity Growth Rates of Tidally Distorted Discs
我们认为光盘的轨道中心的对象和潮汐扰动的圆形轨道伴侣。这种盘有时由于某些共振的影响而受到偏心不稳定性。偏心不稳定性可能存在于被卫星扰动的行星环、被行星扰动的原恒星盘和双星系统中的盘中。虽然偏心不稳定性的基本机制已经很好地理解，但是气体盘对这种不稳定性的详细响应还不清楚。我们应用Goodchild和Ogilvie开发的线性偏心率演化方程。我们探讨如何偏心率分布在这样一个光盘，以及如何分布反过来影响不稳定的增长率为一系列的光盘属性。我们确定了一个光盘模式，称为超级驼峰模式，这是可能在工作中的超级驼峰双星的情况下。该模式的结果从基本自由旋进模式的激励。我们确定的基本自由模进动率，是适用于一个足够冷的光盘的解析表达式。取决于盘声速和盘边缘位置，其他偏心模式可以比超级驼峰模式增长得更快并占主导地位。
2010-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet formation in binaries: dynamics of planetesimals perturbed by the eccentric protoplanetary disk and the secondary
在偏心的、近距离的双星系统（距离约为20天文单位）中发现行星，如αCen或γCep，是对行星形成理论的重要检验。来自伴星的引力扰动预计会激发出高的微行星离心率，导致在与类似大小的天体碰撞时，大小可达数百公里的天体的破坏，而不是增长。最近有人提出，嵌入微行星的巨大轴对称气体盘的重力驱动其轨道的快速岁差，从而抑制了偏心率激发。然而，双星中的圆盘本身被认为是偏心的，导致额外的星子激发。本文发展了椭圆形原行星盘（忽略气体阻力）和伴星引力扰动下微行星偏心率演化的长期理论。首次导出了偏心圆盘扰动函数的表达式，该表达式可用于其他天体物理问题。我们获得明确的分析解决方案，小行星偏心率的演变，并描绘了四个不同的制度的动力学激发。我们证明了在具有大质量（>10^{-2}M_Sun）盘的系统中，微行星的偏心率通常仅由偏心盘的引力决定，并且与盘的偏心率相当。结果，后者对固体的碰撞速度施加了下限，使它们的生长成为问题。如果气体盘快速进动，或者气体盘自身的重力有效地降低了盘的偏心率，则可以消除这种碎裂障碍。
2014-10-29 astro-ph.EP
Dynamical Tides during High-Eccentricity Migration produces the Hot Jupiter Pile-up, Neptune Ridge, and Neptune Desert
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）
通过流体动力学模拟，研究高偏心率迁移中基模潮汐激发对气态行星轨道圆化和质量损失的影响，解释了热木星堆积、海王星脊和海王星沙漠的形成机制。
2026-08-26 astro-ph.EP
Mercury's capture into the 3/2 spin-orbit resonance including the effect of core-mantle friction
水星的自转目前被捕获在3/2自旋轨道共振与轨道平均运动。捕获机制被很好地理解为与太阳的潮汐相互作用结合行星摄动的结果。然而，现在几乎可以肯定的是，水星有一个液体的核心，这应该会导致在核幔边界的粘性摩擦的自旋演化的贡献。这最后一个效应大大增加了所有自旋轨道共振的捕获机会，对于2/1共振是100%，从而阻止了行星进化到目前观察到的配置。在这里，我们表明，对于一个给定的共振，由于水星轨道的混沌演化可以驱动其偏心率非常低的值在行星的历史，任何以前的捕获可以不稳定的偏心率变得低于一个临界值。在我们对水星1000个4 Gyr轨道的数值积分中，99.8%的时间自旋终止在自旋轨道共振中，特别是在以下三种配置之一中：5/2（22%），2/1（3/2%）和3/2（26%）。虽然目前的3/2自旋轨道共振是不是最有可能的结果，我们也表明，在这种共振的捕获概率可以增加到55%或73%，如果在过去的水星偏心率下降到临界值0.025或0.005以下，分别。
2009-01-13 astro-ph.EP
Orbital evolution of eccentric low-mass companions embedded in gaseous disks: testing the local approximation
我们研究了低质量伴星（例如，原行星或黑洞）在围绕中心质量的轨道上，以及它被淹没在其中的吸积盘。我们目前的结果为一个伴侣的共面轨道与偏心率e之间的0.1和0.6。对于这些偏心率，动力学摩擦参数在其局部近似，即忽略微分旋转和轨道曲率，提供简单的分析表达式的能量和角动量交换率之间的磁盘和同伴。我们检查的有效性范围内的动态摩擦的方法进行了一系列的流体动力学模拟的扰动软化半径R_soft嵌入在一个二维磁盘。我们发现密切的预测和模拟值之间的协议，R_soft被选择足够小，低于阈值Rtilde_soft，这取决于磁盘参数和偏心率。我们给Rtilde_soft剃刀薄磁盘和磁盘具有有限的scaleheight。对于点状微扰，如果吸积半径小于Rtilde_soft，则局域近似是有效的。这个条件对扰动物的质量施加了一个上限值。
2019-10-07 astro-ph.EP
Orbital Evolution of a Circumbinary Planet in a Gaseous Disk
在近距离双星系统中发现的次木星类环联星行星，其轨道刚好在动力学不稳定区域之外，而动力学不稳定区域由宿主双星的偏心率和质量比决定。这些行星被认为是在雪线之外形成的，并迁移到目前的轨道，而不是在原地形成。我们提出了一个方案，其中一颗行星形成的雪线以外，并迁移到环双星盘的内边缘，这是在不稳定的区域，然后通过向外运输移动到当前的轨道。这种向外的传输是由引力不稳定区域内中心恒星的轨道激发和气体拖曳力的阻尼平衡驱动的。利用耗散环双星原行星盘对不同偏心率和质量比的双星系统进行了N体模拟。在偏心率较小的双星系统中，行星更有可能在不稳定区域之外达到稳定的轨道。这个结果对质量比的敏感性不如对偏心率的敏感性。这些依赖关系与观测到的拥有环双星行星的双星系统的数据是一致的。我们发现CBPs的轨道靠近不稳定边界，我们的轨道演化方案解释。
2019-07-23 astro-ph.EP
Importance of Giant Impact Ejecta for Orbits of Planets Formed during the Giant Impact Era
类地行星被认为是由火星大小的原行星的巨大撞击形成的。通过巨大撞击形成的行星具有高度偏心的轨道。行星周围的一群星子可能会通过随机能量的均分（动力学摩擦）导致行星的偏心阻尼。然而，动力摩擦增加了微行星的偏心率，导致微行星之间的高速碰撞。碰撞级联将星子研磨成尘埃，直到尘埃颗粒由于辐射压力而被吹出。因此，星子的总质量由于碰撞碎裂而减少，这削弱了动力学摩擦。我们研究了原行星在星子盘中的轨道演化，并考虑了星子的碰撞碎裂。对于100公里或更小的星子，动力摩擦是微不足道的偏心阻尼的行星，因为碰撞破碎。另一方面，巨大的撞击会喷射出碰撞碎片。虽然巨大的撞击喷出物的总质量是0.1 - 0.3个地球质量，但最大的撞击喷出物大小约为1，000公里。我们还研究了初始偏心率为0.1的单行星在一群这样巨大的撞击喷出物中的轨道演化。虽然巨大的撞击喷出物的总质量每3千万年减少3倍，但由于与巨大撞击喷出物的相互作用，行星的偏心率被阻尼到地球水平（~0.01）。因此，巨大的撞击喷出物对确定类地行星轨道具有重要意义。
2019-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of thermal effects on the evolution of eccentricity and inclination of low-mass planets
利用线性微扰理论，我们评估的时间依赖力的偏心和倾斜的低质量行星嵌入在一个气体原行星盘有限的热扩散率$χ$。我们假设偏心率和倾角与热瓣$λ\sim(χ/Ω)^{1/2}$的大小相比是小的，热瓣本身通常比压力$H$的标度长度小得多。当行星不发光时，我们发现它的偏心率和倾角受到圆盘的强烈阻尼，时间尺度比绝热圆盘的阻尼时间尺度短$H/λ$。相反，当行星的光度与质量比超过一个取决于圆盘性质的阈值时，它的偏心率和倾角会呈指数增长。在大光度的极限下，偏心率的增长率比倾角的增长率大2.5倍，与前人的数值计算结果一致。因此，根据它们的光度，行星胚胎表现出比迄今为止所考虑的偏心率和倾角的温和阻尼更多样化的行为。
2019-03-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
The influence of the secular perturbation of an intermediate-mass companion: I. Eccentricity excitation of disk stars at the Galactic center
在银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）的几分之一秒差距内，有一个密集的OB和沃尔夫-拉叶星群。这些恒星似乎是同时代的，相对来说质量很大。这些恒星的一个子群在同一平面上运行。如果它们从围绕中心超大质量黑洞的普通气体盘中以低到中等的偏心率轨道出现，那么它们的推断寿命将不足以解释通过动力学弛豫激发它们的高轨道偏心率。在这里，我们分析了银河系中心恒星的长期摄动的一个中等质量的同伴（IMC）作为一个潜在的机制，以解释这些年轻的盘星的高偏心率。这个IMC可能是一个中等质量黑洞（IMBH），也可能是一个紧凑的星系团，如IRS-13 E。如果它的轨道角动量矢量与盘星的角动量矢量反平行，这种扰动将有效地激发轨道进动率与IMC的进动率共振的恒星的偏心率。如果它以与盘星相同的方向围绕SMBH运行，那么年轻恒星的离心率仍然可以在其出生盘耗尽期间被IMC高度激发，这可能与费米泡的发射有关。在这种情况下，IMC的岁差率降低，其长期共振扫过年轻恒星附近。我们进行了数值模拟与各种倾角之间的轨道IMC和盘星，并显示这种长期的相互作用是一个强大的机制，激发偏心率和倾斜的一些盘星。
2020-11-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the eccentricity and inclination of low-mass planets subjected to thermal forces: a numerical study
通过三维高分辨率流体动力学模拟，我们研究了嵌入在热扩散气体盘中的弱偏心或倾斜的低质量原行星的轨道演化。我们既考虑了不发光的行星，也考虑了那些也经历了来自自身光度的辐射反馈的行星。我们将我们的结果与以前的分析工作进行比较，发现热力（热效应对光盘力的贡献）与线性理论预测的结果在$\sim 20$ %以内相匹配。当行星的光度超过线性理论预测的$10$ %以内的阈值时，它的偏心率和倾角会呈指数增长，而这些量在低于这个阈值时会经历强烈的阻尼。在这种低光度的状态下，热扩散确实冷却了行星的周围环境，并允许气体在其附近积聚。正是这种气体过剩的动力学导致了阻尼偏心和倾斜。获得的阻尼率可以高达$h^{-1}$倍大于由于与盘的共振相互作用，其中$h$是盘的纵横比。这表明，采用基于共振波发射的众所周知的公式来描述偏心率和倾斜度的演变的行星盘相互作用的模型低估了盘对低质量行星的偏心率和倾斜度的阻尼作用。
2023-03-01 astro-ph.EP
A Method to Identify the Boundary Between Rocky and Gaseous Exoplanets from Tidal Theory and Transit Durations
确定系外行星是岩石行星对于评估行星的可居住性至关重要。在观测上，小半径凌日行星的数量以及伴随的质量测量不足以可靠地确定过渡质量或半径。理论上，模型预测岩石行星可以成长到足够大，当它们达到10个地球质量时成为气体巨星，但过渡质量仍然未知。在这里，我将展示如何过境数据，解释在潮汐理论的背景下，可以揭示分离岩石和气体系外行星的临界半径。标准的潮汐模型预测，岩石系外行星的轨道比气态物体的轨道更快地潮汐圆化，这表明前者往往会在比后者更大的半长轴上的圆形轨道上被发现。良好采样的凌日可以提供最小的轨道偏心率，允许测量这种差分圆化。我表明，这种影响应该存在于开普勒航天器的数据，但并不明显。相反，似乎没有证据表明在任何行星半径上都存在潮汐循环，这可能是因为公开的数据，特别是碰撞参量，不够准确。我还审查了过境持续时间的偏置值小于圆形轨道上的行星，强调行星的方位角速度决定过境持续时间。开普勒行星候选者的集合可能能够确定岩石和气体系外行星之间的临界半径，潮汐耗散作为行星半径的函数，并区分潮汐模型。
2013-12-11 astro-ph.EP
Secular Evolution Driven by Massive Eccentric Disks/Rings: An Apsidally Aligned Case
在许多天体物理系统中，都有大质量的偏心盘（气态或微粒）围绕着中心质量旋转，包括行星环、双星中的原行星盘和吸积盘，以及银河系中心超大质量黑洞周围的恒星核盘。我们提出了一个分析框架，用于治疗近开普勒长期动力学的测试粒子驱动的偏心，apperially对齐，零厚度磁盘的重力与任意的表面密度和偏心率配置文件。我们推导出一个扰动函数描述的长期演变的共面物体，这是明确相关的（通过一维，收敛积分）的磁盘表面密度和偏心率的配置文件，而不使用任何特设软化的潜力。我们的分析框架通过直接轨道积分进行了验证，这表明它是准确的，在低偏心率限制的各种磁盘模型（磁盘偏心率< 0.1-0.2）。我们发现，自由进动的潜力与一个光滑的表面密度分布的磁盘可以自然地改变从逆行的磁盘。尖锐的圆盘特征-边缘和间隙-是这种趋势自然增强的位置，而岁差变得非常快。自由岁差改变符号的半径是轨道物体的强迫偏心率发生大幅度（形式上奇异）增长的位置。基于我们的研究结果，我们制定了一个自洽的分析框架，用于计算一个对齐的偏心盘（具有规定的表面密度分布）的偏心率分布，能够作为一个坚实的身体在其自身的自重旋进。
2018-09-07 astro-ph.EP
A detailed dynamical model for inclination-only dependent lunisolar resonances. Effect on the "eccentricity growth" mechanism
本文的重点是倾斜只依赖于日月共振，塑造了长期的时间尺度（即几十年）的中地球轨道（MEO）对象的动态。根据arXiv：2107.14507的形式主义，我们讨论了一个分析模型，该模型给出了对于任何给定的半长轴$a$，在“作用”空间$(i, e)$（倾角，偏心率）中每个主要日月共振的分离面的正确形式。然后，我们强调我们的方法是如何能够预测和解释的主要结构，发现数字快速李雅普诺夫指标（FLI）制图。我们专注于解释的依赖性的FLI地图从初始阶段的参数的近地点$ω$和经度的升交点$Ω$的对象和月球$Ω_L$。此外，在我们的模型的基础上，我们讨论了$Ω-Ω_L$和$2 Ω-Ω_L$共振所起的作用，它与倾斜只依赖的重叠，因为它们扫过该地区的$a$值的增加，产生大域的混沌运动。我们的研究结果提供了一个有用的框架，在设计低成本的卫星部署或空间碎片减缓战略，利用日月共振的自然动力学，增加物体的偏心率，直到它到达一个域，摩擦导致大气层重返。
2022-08-09 astro-ph.EP
Tidal evolution of exoplanetary systems hosting Potentially Habitable Exoplanets. The cases of LHS-1140 b-c and K2-18 b-c
我们提出了一个模型来研究由两个低质量行星绕一颗恒星旋转组成的三体系统的长期和潮汐演变，在这种情况下，机构的旋转轴总是垂直于轨道平面。潮汐理论使我们能够研究坚硬的类地行星和主要是气态的类海王星行星的自旋和轨道演化。该模型被应用于研究两个最近发现的含有潜在宜居系外行星（PHE）的系外行星系统：LHS-1140 b-c和K2-18 b-c。对于前一个系统，我们表明，LHS-1140 b和c必须在近圆轨道。对于K2-18 b-c，结合轨道演化时间尺度和目前对K2-18 b的偏心率估计，我们可以得出结论，内行星（K2-18 c）必须是一个类似海王星的气态天体。只有这样，K2-18 b的偏心率才能在最近的工作（$e=0.20 \pm 0.08$）中估计的值的范围内，只要K2-18 b的均匀粘性系数大于$2.4 \times 10^{19} \ \textrm{Pa s}$（这是刚体的一个特征值），并假定这种系统的年龄为某个Gyr。
2020-05-20 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
Nonlinear hydrodynamical evolution of eccentric Keplerian discs in two dimensions: validation of secular theory
我们进行全球性的二维流体动力学模拟开普勒光盘的自由偏心率超过数千个轨道周期。我们的目的是确定长期理论在描述偏心盘的演变的有效性，并探讨其非线性演化为中等偏心率。发现线性久期理论能正确地预测小偏心率圆盘的结构和进动率。然而，具有较大偏心率（和偏心率梯度）的圆盘被观察到以取决于其偏心率（和偏心率梯度）的速率更快地进动（相对于轨道运动逆行）。我们推导出解析的非线性长期理论偏心气体光盘，这解释了这一结果作为一个修改的压力，每当偏心轨道在光盘几乎相交。这种效应对于潮汐破裂事件中产生的高偏心盘或狭窄的气体环可能特别重要;它也可能在导致超级驼峰双星系统的某些变化方面发挥作用。在两个维度中，适度偏心圆盘的偏心率是长期存在的，并且在我们的模拟期间持续存在。然而，偏心模式弱阻尼它们与非轴对称螺旋密度波（由Papaloizou-Pringle不稳定性驱动，这发生在我们理想化的设置与固体壁），以及数值扩散的相互作用。
2016-03-08 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
An Intermediate-orbit Brown Dwarf Confirmed with Astrometry+Radial Velocity Joint Analysis, and the Eccentricity Distribution of Brown Dwarfs Across Different Locations
Westlake University（西湖大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉帕鲁纳大学）；Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院、李政道研究所）
本文通过联合分析径向速度与天体测量数据确认了中等轨道褐矮星HD 203771B的质量，发现褐矮星偏心率峰值随轨道向内逐渐降低，推测其通过共面盘驱动过程向内迁移。
2026-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Type II migration of planets on eccentric orbits
观测到的系外行星都具有大质量（平均M sin i为1.65 MJ）和大范围的轨道偏心率（0 < e < 0.94）。由于行星被认为是在星周盘中形成的，因此行星形成的一个重要问题是确定气体盘是否会影响偏心行星的轨道，以及影响的程度。最近的研究已经探索了盘与偏心轨道上的类地行星之间的相互作用，以及盘与近圆轨道上的气体巨星之间的相互作用，但对盘与偏心气体巨星之间的相互作用知之甚少。这种情况可能是由于在盘仍然存在时的散射，或者可能是通过引力不稳定性形成的行星形成。我们填补了这一空白的偏心，大规模（间隙形成）行星盘使用流体动力学代码FARGO模拟。虽然行星的长期轨道演化取决于盘的性质，包括所使用的边界条件，但当行星被释放到盘中时，盘总是起到阻尼偏心的作用。这种偏心阻尼发生在40年的时间尺度上，比迁移时间尺度快15倍。
2009-04-21 astro-ph.EP
Growth of eccentric modes in disc-planet interactions
我们制定了一套线性方程组，描述的行为，小偏心率的原行星系统组成的气体盘和行星。偏心率通过压力和自引力在圆盘中传播，并通过长期相互作用与行星交换。偏心的激励和阻尼可以通过Lindblad共振和共转共振以及粘度发生。我们计算正常模式的耦合盘行星系统的情况下，短周期的巨行星轨道内的内腔，可能雕刻的恒星磁层。三维效果允许模式被捕获在光盘的内部。这种模式可以很容易地在光盘的寿命增长。由行星主导的偏心模式也可以增长，尽管速度较慢。我们计算这些模式的结构和增长率和它们对光盘的假设属性的依赖。
2016-03-02 astro-ph.EP
Eccentric Gas Disk Orbiting the White Dwarf SDSS J1228+1040
本研究通过建模白矮星SDSS J1228+1040气体盘的发射线运动学，发现其质量集中于1太阳半径处、偏心率由内向外递减，证实盘源于潮汐瓦解且进动周期约二十年，并推断源种群质量远超小行星带。
2024-03-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical evolution of triple-star systems by Lidov-Kozai cycles and tidal friction
许多三星系统都有一个轨道周期只有几天的内双星。解释观测中出现的短周期堆积的一个常见机制是通过Lidov-Kozai旋回与潮汐摩擦相结合的迁移。在这里，我们重新审视这一机制，并旨在确定导致这一过程的初始轨道配置。我们表明，三星系统的相互倾斜度并不是唯一的关键参数，因为偏心率以及内轨道近心点的辐角在Lidov-Kozai迁移的建立中也发挥了重要作用。我们的框架是长期分层三体问题（八极近似）与广义相对论修正，包括潮汐，恒星扁率和磁自旋制动的影响。轨道和自旋的演变被认为是。进行了大量的数值模拟与均匀和非均匀分布的初始轨道参数，和无偏的初始条件导致Lidov-Kozai迁移被揭示。最后，我们强调了初始“Kozai常数”$h=\sqrt{(1-e^2)}\cos{i}$在三星系统的动力学演化中的重要性，通过显示在给定的$h$值下的相图揭示了不同的演化路径。
2018-07-16 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
Orbital evolution of a planet on an inclined orbit interacting with a disc
我们研究行星在相对于圆盘倾斜的轨道上的动力学。如果轨道的初始倾角大于某个临界值，圆盘施加在行星上的引力会导致一个Kozai循环，在这个循环中，轨道的偏心率会被抽到很大的值，并随着时间以与倾角反相的方式振荡。另一方面，倾角和偏心率都受到行星穿过圆盘时所受到的摩擦力的阻尼。我们表明，通过保持在大值的倾斜或偏心率，Kozai效应提供了一种延迟与光盘和圆化的轨道对齐的方式。我们发现临界值的特点是小到大约20度。通常情况下，海王星或质量较低的行星在盘的寿命期间会保持在倾斜和偏心的轨道上，而木星或质量较高的行星的轨道会对齐和圆化。这可能在行星形成的情景中发挥重要作用。
2012-09-21 astro-ph.EP
Numerical study of dynamical friction with thermal effects -- I. Comparison to linear theory
我们调查的数值模拟与嵌套笛卡尔网格的力量施加在一个大规模的和发光的扰动以恒定的速度移动通过均匀和不透明的气体，考虑到气体中的热扩散和辐射反馈的扰动。由扰动器将能量释放到周围介质中而产生的力或加热力沿着运动方向定向，并引起扰动器的加速度。将其值与低、高马赫数极限下的解析估算值进行比较，发现它们是精确匹配的。此外，当考虑热扩散时，施加在非发光微扰器上的阻力显著偏离绝热表达式。在消失速度的限制，这个阻力往往是一个有限的值，我们确定使用线性扰动理论和证实与数值模拟。因此，在非绝热气体中，非发光微扰的阻力表现得像干摩擦或固体摩擦。我们工作的光度阈值，得到一个净加速度的扰动，并发现它通常是远远小于吸积低质量的行星胚胎嵌入在一个气态原行星盘在几个天文单位的光度。我们还提出了一些细节，我们的实现嵌套网格，它在几个并行运行的\emph{Graphics Processing Units}（GPU）。
2018-12-07 astro-ph.EP
Dynamical Instability in Multi-Orbiter Systems with Gas Friction
众所周知，如果行星之间的间距太小，密集的多行星系统会经历动力学不稳定。这种不稳定性可以通过气体盘作用在行星上的摩擦力来缓和。类似的情况也适用于嵌入活动星系核圆盘中的恒星质量黑洞，这些圆盘围绕着超大质量黑洞。在本文中，我们使用$N$体积分来评估轨道偏心率的摩擦阻尼如何影响动力学不稳定性的增长，为广泛的行星间距和行星与恒星的质量比。我们发现，系统的稳定性依赖于阻尼时标$τ$相对于零摩擦不稳定性增长时标$t_{\rm inst}$。在两行星系统中，当$t_{\rm inst}\gtrsimτ$满足时，摩擦阻尼可以稳定动力学演化。有三个行星，需要$t_{\rm inst} \gtrsim 10τ- 100τ$来稳定。当行星轨道之间的间隔足够小时，$t_{\rm inst}$可能小于行星之间的会合周期，这使得摩擦稳定不太可能发生。随着轨道间距的增加，不稳定时间尺度平均呈指数增长，但它可以根据行星的初始轨道相位变化几个数量级。一般来说，稳定区（在大的轨道间距）和不稳定区（在小的轨道间距）被一个过渡区分开，在这个过渡区中，系统的稳定性得不到保证。我们还设计了一个线性映射来分析“行星+测试质量”系统的动力学不稳定性，我们发现定性相似的结果$N$体模拟。
2022-06-03 astro-ph.EP astro-ph.HE
Dynamical friction in stratified stellar envelopes
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究分层恒星包层中动力学摩擦，阐述弱点扰动物体线性正压声响应公式，应用于多种情况，发现分层影响摩擦，双扰动物体系统中伴星尾流有作用，该公式为相关模型提供工具。
2026-09-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Application of Gas Dynamical Friction for Planetesimals: II. Evolution of Binary Planetesimals
行星形成的最初阶段之一是小的星子的生长和它们积累成大的星子和行星胚胎。这个早期阶段发生在大部分气体从原行星盘扩散之前。在这一阶段，气体-星子相互作用在\emph{single}中等质量星子（$m_{p}\sim10^{21}-10^{25}g$）\emph{through gas dynamical friction}（GDF）的动力学演化中起着关键作用。太阳系的小行星（小行星和柯伊伯带天体）中有很大一部分是双星。在这里，我们探索的影响GDF的演化\emph{binary}星子嵌入在气体盘使用N体代码与基准外力占GDF。我们发现，GDF可以诱导二进制合并的时间尺度短于磁盘寿命以上的质量$m_{p}\gtrsim10^{22}g$在1 AU，独立的二进制初始分离和偏心率。这种合并可以影响合并形成的微行星的结构，GDF诱导的双星内旋可以在微行星盘的演化中发挥作用。此外，在围绕恒星的偏心轨道上的双星可能会在超音速状态下演化，在那里扭矩逆转，双星膨胀，这将增加与双星相遇的横截面。具有小质量比的高倾斜双星由于Kozai-Lidov循环与GDF的联合作用而演化，导致混沌演化。顺行双星经历半规则的Kozai-Lidov演化，而逆行双星经常翻转它们的倾角，其中$\sim50\%$被破坏。
2016-02-07 astro-ph.EP
Formation of Hot Jupiters through Secular Chaos and Dynamical Tides
短周期轨道上的巨行星的数量可能可以用一些高偏心率迁移的味道来解释。在本文中，我们调查这样一个机制，涉及“长期混沌”，其中至少有三个巨行星之间的长期相互作用，推动内行星的高度偏心轨道，其次是潮汐循环和轨道衰变。除了平衡潮汐摩擦，我们将耗散由于动力学潮汐内激发的巨行星。使用高斯环的方法来考虑行星-行星的相互作用，我们探讨了极端偏心率激发通过长期混沌的条件和在这个迁移通道中形成的热超导体的属性。我们的计算表明，一旦内行星达到足够大的偏心率，动力潮汐很快就会耗散轨道能量，产生一个偏心的温暖木星，然后通过平衡潮汐在半长轴上衰变，成为一个热木星。动态潮汐有助于行星避免潮汐破坏，增加形成热木星的机会，尽管不是所有行星都能在这个过程中幸存下来。我们发现，最后的轨道周期通常在2-3天的范围内，比观测到的热木星人口略短。我们耦合行星迁移到恒星的自旋演化预测最终的自旋轨道失调。我们得到的失准角的分布表明，与观测相比，缺乏逆行轨道。我们的研究结果表明，通过长期混沌的高偏心率迁移只能占所观察到的热木星人口的一小部分。
2019-01-15 astro-ph.EP
Effect of dust radial drift on viscous evolution of gaseous disk
尘埃总量（或“金属量”）和尘埃在原行星盘中的分布对行星形成至关重要。尘埃颗粒由于气尘摩擦而径向漂移，气体受到尘埃颗粒反馈的影响。我们调查的反馈尘埃颗粒上的气体的粘性演化的影响，考虑到垂直尘埃沉降。来自颗粒的反馈将气体向外推。当颗粒较小时，粉尘与气体的质量比远小于1时，反馈作用使径向漂移速度减小，但气体仍向内漂移。当颗粒足够大或堆积时，反馈是如此有效，以至于迫使气体向外流动。虽然尘埃反馈的尘埃沉降的影响，我们发现，2D近似合理地再现了垂直平均通量的气体和尘埃。我们还进行了二维双流体动力学模拟，以检查从颗粒的反馈上的气体盘的演变的效果。我们发现，当反馈是有效的，气体向外流动，气体密度在该区域内的$\sim 10\ \mbox{AU}$显着耗尽。因此，内半径处的尘埃-气体质量比可能显著超过1，从而提供了星子容易形成的环境，流动不稳定性我们还表明，一个简化的一维模型很好地再现了二维双流体模拟的结果，这将是有用的，为未来的研究。
2017-06-27 astro-ph.EP
Dynamical friction with radiative feedback -- II. High resolution study of the subsonic regime
最近的研究表明，作用在一个通过气体和不透明介质的大质量和发光的扰动物上的净引力可以与扰动物的运动方向相同（这种效应有时称为负动力学摩擦）。分析结果是用线性分析得到的，后来又用非线性数值模拟加以证实，非线性数值模拟没有解决扰动体的Bondi球内的流动，因此有效地限制在流动的弱扰动区域（论文~I）。在这里，我们提出了高分辨率的模拟，使用三维笛卡尔或二维圆柱形网格，解决流动内的邦迪球。我们进行了系统的研究作为扰动的质量和光度的函数，在亚音速制度的力量。我们发现，扰动与质量$M$小于几个$M_c\sim χc_s/G$受到热力的大小与线性理论（$χ$是介质的热扩散率，$c_s$的绝热声速和$G$的引力常量），而对于更大的质量，热力只有一小部分的线性估计衰减为$M^{-1}$。我们的分析证实了负摩擦的可能性（因此推进）足够明亮，低质量的胚胎嵌入原行星盘。最后，给出了低马赫数下总力的近似表达式，它对亚临界（$M<M_c$）和超临界（$M>M_c$）扰动都有效。
2020-04-28 astro-ph.EP physics.comp-ph physics.flu-dyn
Application of gas dynamical friction for planetesimals: I. Evolution of single planetesimals
小的星子成长为大的行星胚胎发生在气体从原行星盘扩散之前很久。微行星-气体-盘的相互作用引起微行星/行星的迁移和轨道演化。小微行星主要是由空气动力学气体阻力。大型原行星$m\sim0.1M_{\oplus}$主要由I型迁移\emph{differential}扭矩控制。还有一个额外的质量范围，\emph{intermediate mass}微行星（IMP）的$m\sim10^{21}-10^{25}g$，在这个范围内，引力与盘的相互作用超过了气动气体阻力，但这种相互作用通常被忽略。在这里，我们使用\emph{gas dynamical friction}（GDF）的方法，以前用于研究在行星质量范围内的磁盘行星的相互作用，这些相互作用的模型。我们发现的临界尺寸GDF占主导地位的气体阻力，然后研究的影响，GDF上的单个IMP。我们发现，小倾角的星子迅速成为共面。偏心轨道在几百万年内形成圆形，前提是星子质量大（$m\gtrsim10^{23}g$），初始偏心率低（$e\lesssim0.1$）。质量更大的星子$m\sim10^{24}-10^{25}g$在几百万年的时间尺度上螺旋上升，导致\emph{an embryonic migration}进入内部圆盘。这可能导致内部原行星盘（$<1$ AU）中岩石物质（以IMP的形式）过多，并导致行星快速生长。这可以解释超级地球行星的起源。此外，G…
2015-08-17 astro-ph.EP
Coupled Planetary Interior and Tidal Evolution
本文提出耦合轨道动力学与行星结构的新热演化模型，经 MESA 验证后用于解释3–6天周期“山脊”海王星型行星的高偏心率迁移，并约束潮汐加热发生的深度与机制。
2025-09-26 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
A self-consistent weak friction model for the tidal evolution of circumbinary planets
我们提出了一个自洽模型的潮汐演化的环联星行星。在弱摩擦模型的基础上，我们推导出了考虑系统所有物体之间完整潮汐相互作用的合力和力矩的表达式。虽然每个延伸质量体所遭受的潮汐变形必须考虑其他两个物体的引力效应，但只要质量体之间不存在平均运动共振，对动力学有净效应的潮汐力只有施加在施加变形的同一物体上的潮汐力。我们应用该模型的开普勒-38双星系统。自旋方程的演化表明，行星达到稳态解的速度比恒星快得多，并且平衡自旋频率是次同步的。二进制组件的演变在一个较长的时间尺度上，达到一个超同步的解决方案非常接近的2体问题。在达到自旋稳定性之后，在所有物体中以及对于这里分析的所有参数，偏心率被阻尼。对于二元分离也注意到类似的效果。另一方面，行星的半长轴可能向内或向外移动，这取决于质量和轨道参数。在某些情况下，系统的长期演化也可能表现出近心点的对齐，需要在潮汐模型中包括额外的条款。最后，基于半长轴比和偏心率的低阶椭圆展开，导出了轨道演化和自旋速率的变分方程的解析表达式.当其中一个质量取为零时，这些问题可简化为两体问题。这个模型使我们能够找到一个接近和简单的解析表达式的所有机构的静态自旋率，以及预测的方向和幅度的轨道迁移。
2019-06-12 astro-ph.EP
Orbital evolution of highly eccentric bodies embedded in a ringed accretion disc
Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究高偏心体在环状吸积盘中的轨道演化，发现顺行体在穿过环后逐渐圆化并积累形成迁移陷阱，而逆行体则持续向内迁移，反馈机制可能影响扰动体的受力。
2026-04-22 astro-ph.EP astro-ph.GA
