We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Ek verstaan planetêre eksentrisiteit en neiging. As dit egter op 'n ster van toepassing is, verwys die middelpunt of die ekliptiese vlak na die Son of die Galaktiese sentrum?
Die ster Sirius, byvoorbeeld, 136,336 ± 0,040 ° hellings, die hoek waarteen dit geneig is tot die son, die aarde of die galaktiese middelpunt?
Die ster Sirius het 'n eksentrisiteit van 0,59142 ± 0,00037. Die enigste ding wat die ster wentel, is die Galactic Center (Boogskutter A *), so ek dink dit is die middelpunt?
Sirius is 'n binêre stelsel wat bestaan uit 'n hoofreeksster (Sirius A) en 'n wit dwerg (Sirius B). Die twee wentel mekaar met 'n periode van ongeveer 50 jaar, en die eksentrisiteit wat op Wikipedia gegee word, is die eksentrisiteit van die sterre se wentelbane om mekaar. Die neiging, volgens Bond et al. 2017 - die papier Wikipedia verwys na beide getalle - word beskryf as die neiging van die 'relatiewe visuele baan', wat my laat glo dat die neiging gedefinieer word op grond van 'n vlak in verhouding tot die oogpunt van 'n waarnemer op aarde.
Iets wat dit belangrik is om te besef, is dat sterre nie Kepleriaanse bane volg nie, weens die nie-puntagtige verspreiding van materie in die sterrestelsel; die beweging van 'n ster rondom 'n sterrestelsel is dus ietwat ingewikkelder as die beweging van 'n ster in 'n binêre stelsel.
Titel: Groot eksentrisiteit, lae onderlinge neiging: die driedimensionele argitektuur van 'n hiërargiese stelsel van reuse-planete
Ons stel die driedimensionele argitektuur van die Kepler-419 (voorheen KOI-1474) -stelsel vas om eksentriek te wees, maar met 'n lae onderlinge neiging. Kepler-419b is 'n warm Jupiter op semi-hoofas a = 0,370 AU met 'n groot eksentrisiteit (e = 0.85) gemeet aan die hand van die 'fotosentriese effek'. Dit vertoon variasies vir transito-tydsberekening (TTV's) geïnduseer deur die nie-transiterende Kepler-419c, wat ons uniek beperk tot 'n matige eksentrieke (e = 0.184 ± 0.002), hiërargies geskeide (a = 1,68 ± 0,03 AU) reuse-planeet (7,3 ± 0,4 M ). Ons kombineer 16 kwarte van Kepler-fotometrie, radiale snelheid (RV) metings van die HIGH Resolution Echelle Spectrometer op Keck, en verbeterde sterparameters wat ons aflei uit spektroskopie en asteroseismologie. Van die RV's meet ons die massa van die innerlike planeet 2,5 ± 0,3 M en bevestig die fotometries gemete eksentrisiteit, en verfyn die waarde tot e = 0,83 ± 0,01. Die RV-versnelling stem ooreen met die eienskappe van die buitenste planeet wat deur TTV's verkry word. Ons vind dat die planete ten spyte van hul aansienlike eksentrisiteit in dieselfde vlak as binne 9 is grade, en daarom is die groot eksentrisiteit en die nabye baan van die innerlike planeet waarskynlik nie die gevolg van Kozaimore en raquo-migrasie nie. Boonop, selfs gedurende baie sekulêre siklusse, is die binneste planeet waarskynlik nooit klein genoeg vir gety-sirkulasie nie. Ten slotte bied en meet ons 'n transittyd en impakparameter uit vier gelyktydige grondgebaseerde ligkrommes van 1 m-teleskope, wat die haalbaarheid van die grondopvolg van Kepler-reuse-planete wat groot TTV's vertoon, toon. & laquo minder
'N Span Chinese sterrekundiges het 'n studie gedoen wat daarop gemik is om formasiescenario's vir die millisekonde pulserende PSR J1946 + 3417 te ondersoek. Hulle het gevind dat die pulsar waarskynlik gevorm is as gevolg van 'n fase-oorgang. Die navorsing is op 10 Junie op die arXiv-voorbedrukbediener gepubliseer. Pulsars is sterk gemagnetiseerde, roterende neutronsterre wat 'n straal elektromagnetiese straling uitstraal. Die pulse wat die vinnigste draai, met rotasietydperke van minder as 30 millisekondes, staan bekend as millisekondepulsare (MSP's). Sterrekundiges neem aan dat hulle in binêre stelsels gevorm word wanneer die aanvanklik massiewer komponent verander in 'n neutronster wat dan opgespin word weens die aanwas van die materie van die sekondêre ster. PSR J1946 + 3417 is 'n eksentrieke MSP (eMSP) met 'n draaiperiode van 3,17 ms. Dit bestaan uit 'n neutronster wat ongeveer 80 persent massiewer is as ons son en 'n wit dwerg met 'n massa van ongeveer 0,266 sonmassas. Die stelsel het 'n wentelperiode van ongeveer 27 dae en 'n baan-eksentrisiteit op 'n vlak van 0,134. So 'n hoë eksentrisiteit van PSR J1946 + 3417 daag huidige teorieë oor MSP-vorming uit, daarom het 'n span sterrekundiges onder leiding van Long Jiang van die Xinjiang Astronomical Observatory in China besluit om simulasies uit te voer om die mees aanneemlike scenario te vind wat die oorsprong van hierdie bron kan verklaar. . "Met behulp van die sterre evolusiekode MESA, het ons die evolusie van die stamvader daarvan gesimuleer," het die navorsers verduidelik. Die span het daarin geslaag om die evolusie van die stamvader van PSR J1946 + 3417 te simuleer. Volgens hul model het die neutronster 'n aanvanklike massa van ongeveer 1,4 sonmassas en was die metgesel 'n hoofreeksster ongeveer 60 persent massiewer as die son. Daarna het die binêre, wat 'n aanvanklike wentelperiode van ongeveer 2,59 dae het, ontwikkel tot 'n post-lae-massa X-straal-binêre stelsel (post-LMXB). Op grond van die verkreë data stel die sterrekundiges voor dat die vorming en evolusie van PSR J1946 + 3417 verklaar kan word deur die sogenaamde fase-oorgang (PT) van neutronster (NS) na vreemde ster (SS). Hierdie proses kan plaasvind wanneer die kerndigtheid van die aanwas van NS in 'n LMXB-stelsel die kritieke digtheid vir kwarkontwikkeling bereik. Die skrywers van die artikel het tot die gevolgtrekking gekom dat die fase-oorgangshipotese die mees aanneemlike een is wat die huidige eienskappe van PSR J1946 + 3417 kan verklaar. "Die resultate toon dat die PT-scenario die waargenome wenteltydperk en eksentrisiteit met groter waarskynlikheid as ander waardes kan weergee," het die wetenskaplikes in die studie geskryf. Hulle het bygevoeg dat twee ander eMSP's, PSR J1618−3921 en PSR J0955−6150, waarskynlik evolusionêre prosesse ervaar het, soortgelyk aan PSR J1946 + 3417. Verdere studies is egter nodig om hierdie aanname te bevestig. Dit is belangrik dat hierdie studie 'n belangrike fisiese verklaring gee waarom die lae-eksentrisiteitsmodel nie in die praktyk kan werk nie. Sou Neptunus 'n lae eksentrisiteit hê, dan is die gemiddelde bewegingsresonansies nie so effektief nie, en dus moet die verspreide KBO's nou via Kozai-resonansies ontkoppel. In die Kozai-siklusse, as die eksentrisiteit afneem, moet die neiging egter toeneem. Die KBO's in hierdie situasie kan dus nie die teikenparameterbereik van minder as 10 grade helling bevredig nie (sien Figuur 2, wat hierdie uitsluitingsone toon). Die enigste ander verklaring vir hul bestaan is dat hierdie KBO's ontstaan het in situ, in een of ander hipotetiese skyf wat op ander maniere versteur is. Vrae bly in die eerste plek oor die presiese oorsaak van die migrasie van hoë eksentrisiteit van Neptunus. Een scenario behels 'n gemiddelde bewegingsresonansie tussen Uranus en Neptunus, maar dit is selde dat sulke effekte die eksentrisiteit met die vereiste mate verander (van orde 0,05). Vergelykend kan ontmoetings met Saturnus en Jupiter wel die potensiaal hê om Neptunus in 'n hoogs eksentrieke baan te dryf (van orde 0.2), maar sulke scenario's stem nie ooreen met KBO-waarnemings nie. In plaas daarvan is die waarskynlikste scenario dat Neptunus 'n ontmoeting met 'n skelm planeet gehad het. So 'n planeet sou minstens so massief moes wees soos die Aarde, alhoewel gedetailleerde voorspellings van moontlike bane tot dusver nog nie van die huidige KBO-bevolking of simulasies verkry kan word nie. Dit is gesê, op grond van die huidige KBO is dit moontlik om te skat hoeveel aarde-agtige planete in die buitenste sonnestelsel kon gewees het. Een studie gee 'n kans van 68% op minder as 3. Vir baie jare word aanvaar dat Jupiter die aarde verhinder het om onderworpe te wees aan 'n straf-impakregime wat die ontwikkeling van die lewe baie sou belemmer. Hier bied ons die vierde aan in 'n reeks dinamiese studies wat hierdie hipotese ondersoek. In ons vorige werk het ons die effek van Jupiter se massa op die impaksnelheid wat die Aarde ervaar, ondersoek. Hier brei ons die benadering uit om die invloed van Jupiter se wentel-eksentrisiteit en neiging op die impaksnelheid van asteroïdale liggame en kort-komete te oorweeg. Ons het die eerste keer scenario's oorweeg waarin Jupiter se wentel-eksentrisiteit ietwat hoër en ietwat laer was as in ons sonnestelsel, vir 'n verskeidenheid 'Jupiter'-massas. Ons vind dat Jupiter se wentel-eksentrisiteit 'n matige rol speel in die bepaling van die impakvloei op die Aarde, met meer eksentrieke wentelbane wat 'n merkbaar hoër impakskoers van asteroïdes tot gevolg het as wat die geval is vir sirkelvormige wentelbane. Dit word veral uitgespreek by hoë 'Jupiter'-massas. Vir die komete van 'n kort tydperk is dieselfde effek duidelik, alhoewel in 'n mindere mate. Vir meer eksentrieke Joviaanse wentelbane is die stroom kortkometekomeet wat die aarde beïnvloed, effens hoër. Ons het ook scenario's oorweeg waarin die wentelbaan van Jupiter groter was as in ons sonnestelsel. Toenemende Jupiter se wentelhoek het die vloed van asteroïdale impakteurs op die aarde aansienlik verhoog. Met die hoogste getoetsde neiging was die ontwrigting van die asteroïde gordel egter so groot dat die gordel na 'n astronomiese kort tydjie heeltemal uitgeput sou wees. In so 'n stelsel sal die impakvloei van asteroïedliggame dus baie laag wees na 'n aanvanklike periode van intense bombardement. Daarenteen was die invloed van Joviaanse neigings op die impak van kort-periode komete baie klein. 'N Effense afname in die impakstroom is opgemerk vir die matige en hoë hellingscenario's wat in hierdie werk oorweeg word - die resultate vir hellings van 5 ° en 25 ° was in wese identies. 'N Span wat bykans geheel en al bestaan uit huidige en voormalige Carnegie-wetenskaplikes, het 'n uiters ongewone planeetstelsel ontdek wat bestaan uit 'n sonagtige ster, 'n dwergster en 'n enorme planeet wat tussenin gepak is. Die planeet, wat die eerste keer in 2011 om 'n ster met die naam HD 7449 ontdek is, is ongeveer agt keer die massa van Jupiter en het een van die mees eksentrieke wentelbane wat nog ooit gevind is. 'N Eksentrieke baan is een wat afwyk van die feit dat dit heeltemal sirkelvormig is. Hoe verder dit van 'n sirkel is, hoe eksentrischer is dit. 'N Groot eksentrisiteit kan ook aandui dat 'n planeet deur ander voorwerpe in die omgewing beïnvloed word. Vir die planeet rondom HD 7449 was die groot eksentrisiteit 'n aanduiding dat iets anders - iets groter as die bekende planeet - ook in die stelsel woonagtig was. 'Die vraag was: is dit 'n planeet of 'n dwergster?' het hoofskrywer Timothy Rodigas gesê. Om die vraag te beantwoord, het Rodigas en sy span die Magellan adaptive optics (MagAO) instrumentesuite gebruik om die misterieuse voorwerp direk te beeld. MagAO, wat in 2013 in gebruik geneem is, stel sterrekundiges in staat om uiters hoë resolusie-foto's te neem, wat hulle 'n skerper blik op die naghemel gee as ooit tevore. "By die teleskoop het ons die voorwerp binne sekondes gesien, en dit het vir ons gesê dat dit 'n dwergster moes wees," het Rodigas bygevoeg. Net nog 'n vervelige ster, of hoe? Nee, hierdie een is klein, net 20 persent van die massa van die son en sy baan plaas dit naby die primêre ster, HD 7449A, net 18 astronomiese eenhede (AU) weg. (1 AU is die afstand van die aarde na die son.) Ter vergelyking wentel Neptunus om 30 AU om die son. Nie lank gelede nie is binaries (twee sterre wat saam wentel) vermoed dat hulle nie planete kan huisves nie, maar die afgelope paar jaar het die aantal omgewingsplanete wat opgespoor is, geleidelik toegeneem. Hierdie stelsel is egter een van slegs 'n handjievol wat bestaan uit 'n sonagtige ster, 'n dwergster en 'n gasreusplaneet tussenin - alles binne 20 AU. Hierbenewens is die planeet HD 7449Ab verreweg die massiefste en het die mees eksentrieke baan. Die outeurs glo dat die dwergster en die planeet mekaar al miljoene jare lank swaar beïnvloed. Spesifiek, die eksentrisiteit en wentelhoek van die planeet, wat sy hoek relatief tot die ekwatoriale vlak van die primêre ster beteken, het heen en weer geswaai in 'n proses wat as Kozai-ossillasies bekend staan - en sal dit in die afsienbare toekoms aanhou doen. "Dit is moeilik om te visualiseer wat mettertyd met die planeet gebeur, maar jy kan sê dat dit 'dans' tussen die twee sterre," het Rodigas gesê. Die span sal die komende jare voortgaan om die stelsel te monitor deur gebruik te maak van die radiale snelheidstegniek (wat meet hoe sterre wankel wanneer planete om hulle wentel) en direkte beelding. Hulle hoop om te bepaal hoe so 'n vreemde stelsel kon ontstaan. Die jag is op soek na bewoonbare ekso-aarde, maar wat beteken 'bewoonbaar' eintlik? Die tradisionele definisie van bewoonbaarheid fokus op die oppervlaktemperatuur van die planeet: is dit spesifiek in die regte reeks om vloeibare water te dra? Daar is egter baie ander komponente tot bewoonbaarheid. As die ster byvoorbeeld te aktief is en die planeet te naby daaraan, kan sterreaktiewe aktiwiteit en straling 'n vyandige omgewing skep vir die vorming van lewe. Nog 'n beperking op die bewoonbaarheid kom vanweë meteorietimpakte: as die planeet elke paar millenia deur die ekwivalent van 'n Yucatan-impak (dws die een wat die dinosourusse doodgemaak het) getref word, sal dit vir die komplekse lewe moeilik wees om daar te ontwikkel! In hierdie referaat fokus Horner en Jones op die impakbeperking vir bewoonbaarheid. Die bestaan van Jupiter word dikwels genoem as 'n faktor in die bewoonbaarheid van die Aarde, omdat die groter planeet die aarde swaartekrag teen die meeste asteroïde- en kometiese gevolge beskerm. Jupiter is egter op 'n baie sedige, lae-eksentrisiteit, lae hellingsbaan, en die soeke na eksoplanete het gasreuse met 'n wye verskeidenheid hellings en eksentrisiteite opgedaag. Hoe sal die variëteit van die eksentrisiteit en hellings van Jupiter die impak op die aarde beïnvloed? Dit is die vraag wat hierdie vraestel stel. Deur die invloed van ko-sistemiese reuse-planeet-eksentrisiteit en neiging op die tempo van impak op potensieel bewoonbare planete te verstaan, sal dit moontlik wees om die soeke na bewoonbare eksoplanete strenger te fokus op stelsels wat reuse-planete in gunstige konfigurasies het. Daar is drie families van moontlike impakteurs: naby-aarde voorwerpe (NEO's, vanaf die asteroïde gordel), kort-periode komete (SPC's) en langtermyn komete. Die outeurs het gefokus op NEO's en kortperiode-komete, aangesien langtermynkomete 'n baie klein fraksie van die totale aantal moontlike impakteurs is, en omdat hulle op so groot afstande wentel dat klein veranderinge in die baan van Jupiter nie 'n beduidende impak op hul baan sal hê nie. Die outeurs het die MERCURY Hybrid-integrator gebruik om die wentelbane van families van 100 000 toetsdeeltjies oor 10 miljoen jaar te modelleer. Die integrator het die gravitasie-effekte van die aarde, Mars, Saturnus, Uranus, Neptunus en die gewysigde "Jupiter" ingesluit. Jupiter het 'n werklike eksentrisiteit van 0,04 en 'n helling van 1,3 grade. Die outeurs het die impakskoers vir "Jupiters" met 'n eksentrisiteit van .01, .04 en .1 (houhel by Jovian) en hellings van 1.3, 5 en 25 grade (hou eksentrisiteit by Jovian) ondersoek. Vir elkeen van hierdie parameterkeuses kon die massa van die reuse "Joviaanse" planeet wissel van 0,25-2 Joviaanse massas. Ten einde 'n statisties beduidende aantal impakte te verkry, is die Aarde se radius opgeblaas van 6400 tot 1 miljoen kilometer, wat die deursnit verhoog en gevolglik die impaksnelheid. Vermoedelik was dit om die rekenaar tyd te bespaar wat nodig sou wees om langer as 10 miljoen jaar (Myr) of meer as 100 000 toetsdeeltjies te integreer. Relatiewe verskille in die impaksnelheid moet met hierdie metode steeds geldig wees, aangesien 'n kleiner deursnit vergoed kan word deur verhoogde deeltedigtheid en / of integrasietyd. Die hedendaagse wentelbane van die SPC's en NEO's is direk deur Jupiter gevorm, dus vir elke "Jupiter" wat getoets is, is 'n oerpopulasie asteroïdes gebou onder die aanname dat die asteroïedegordel tydens 'n planeetvorming uit 'n skyf koue materiaal gevorm is. Die ongestoorde bevolking van SPC's is opgebou op die wentelbane van die hedendaagse Centaur-komete, 'n groep komete met perihelia tussen Jupiter en Neptunus wat die meeste DBV's bevat. Figuur 1 toon die aantal impakte van NEO's wat meer as 10 Myr verwag word op 'n aardagtige planeet met 'n ko-sistemiese Joviese planeet met 'n reeks massas en eksentrisiteite. In die breë lei verhoogde eksentrisiteit tot 'n verhoogde impaksyfer. Dit is sinvol namate die planeet eksentrieser word, dit dieper in die asteroïedegordel strek en meer voorwerpe op gravitasie destabiliseer. Hierdie effek is beduidend, aangesien die geval met hoë eksentrisiteit ongeveer 50% meer impak het as die geval met lae eksentrisiteit. Die neiging is nie eenvormig met die massa nie, maar namate die massa toeneem, buig die Joviese planeet al hoe meer voorwerpe, wat lei tot 'n toename in die impakskoers. Namate die massa verder toeneem, begin die planeet meer van hierdie voorwerpe vasvang in plaas daarvan om dit te buig, wat lei tot 'n afname in die impakskoers. Fig 1: Aantal impak op 'n aardagtige planeet meer as 10 Myr vir 'n reeks reuse-planeetmassas en eksentrisiteite, vir die asteroïde-bevolking. Die groen kurwe stem ooreen met 'n eksentrisiteit van .01, die swart met 'n eksentrisiteit van .04 (Jovian), en die rooi vir 'n eksentrisiteit van .1. Let op die verhoogde aantal impakte met eksentrisiteit. 'N Soortgelyke neiging geld vir die SPC's, soos getoon in Figuur 2. Die effek is egter baie swakker, moontlik omdat die verandering in Jupiter se reeks wentelbane dit nie so naby aan die SPC-bevolking as aan die asteroïde gordel plaas nie. Fig 2: Aantal impak op 'n aardagtige planeet meer as 10 Myr vir 'n reeks reuse-planeetmassas en eksentrisiteite, vir die korter komeetpopulasie. Die groen kurwe stem ooreen met 'n eksentrisiteit van .01, die swart met 'n eksentrisiteit van .04 (Jovian), en die rooi vir 'n eksentrisiteit van .1. Let op die verhoogde aantal impakte met eksentrisiteit. Hierdie effek is swakker as by die asteroïde populasie. 'N Werklike merkwaardige resultaat vind plaas as die outeurs die effek van geneigdheid op die asteroïde-impak oorweeg. Soos Figuur 3 aantoon, styg die aantal impakte baie skerp met verhoogde neiging. Inderdaad, vir 'n helling van 25 grade, word die grootste deel van die asteroïde gordel binne net 10 Myr skoongemaak! Die skrywers merk op dat dit 'n baie merkwaardige beperking op bewoonbaarheid voorstel. Dit is duidelik dat 'n reuse-planeet met 'n lae helling in die stelsel bevoordeel word, want dit lei tot 'n laer impak van asteroïdes. Vir Joviese planete met 'n hoë neigings sal die asteroïedegordel egter op kort tydskale gedestabiliseer en uitgeput word in verhouding tot die evolusie van die planeet, wat beteken dat 'n aarde in hierdie stelsel na 'n aanvanklike intense bombardering 'n relatief asteroïedevrye bestaan sal hê - baie bevorderlik. tot bewoonbaarheid! Fig 3: Aantal impak op 'n aardagtige planeet van meer as 10 Myr vir 'n reeks reuse-planeetmassas en neigings vir die asteroïde-bevolking. Die swart kurwe stem ooreen met 'n helling (i) van 1,3 grade (Jovian), die groen tot 'n helling van 5 grade, en die rooi tot 'n helling van 25 grade. Let op die geweldige toename in die impakskoers met neiging. Die asteroïde gordel is meestal uitgeput vir die geval i = 25 grade. Die effek van geneigdheid op die impak van SPC's bevoordeel eweneens die merkwaardige idee dat hoër neigings voordeliger impakskoerse kan oplewer. Soos Figuur 4 aantoon, daal die impakskoers met toenemende neiging, hoewel hierdie effek swakker is as vir die asteroïedepopulasie. Fig. 4: aantal impak op 'n aardagtige planeet van meer as 10 Myr vir 'n reeks reuse-planeetmassas en neigings vir die kort-periode komeetpopulasie. Die swart kurwe stem ooreen met 'n helling van 1,3 grade (Jovian), die groen tot 'n helling van 5 grade, en die rooi tot 'n helling van 25 grade. Kontra-intuïtief verminder die impakskoerse vir verhoogde neigings, maar die omvang van hierdie effek is swakker as vir die asteroïdes. Die implikasie is opmerklik: hoewel ons, as ons sou verwag het, 'n lae-helling, lae-eksentrisiteitsplaneet in die stelsel tot 'n lae impakskoers het wat gunstig is vir bewoonbaarheid, kan die heel laagste impakskoerse plaasvind deur die teenwoordigheid van 'n lae -sentrisiteit, hoog-neiging Joviese planeet! Hierdie resultaat is 'n herinnering dat wat die mens voorstel, die natuur beskik oor die natuur, altyd 'n manier is om slim te wees as wat mense ooit kan wees. Volgens die teorie van Kozai-resonansie is die aanvanklike onderlinge neiging tussen 'n klein liggaam en 'n massiewe planeet in 'n buitenste sirkelbaan so hoog soos
Die Lagrange se planetêre vergelykings wat in terme van die klassieke orbitale elemente geskryf is, het die nadeel van eksentrisiteit en geneigdheid. Hierdie enkelhede is te wyte aan die wiskundige model wat gebruik word en het nie fisiese redes nie. In hierdie referaat het ons die derdestoornisversteuring bestudeer met behulp van 'n enkele gemiddelde model in nie-eenvormige veranderlikes. Die doel is om 'n semianalitiese studie van die versteuring in 'n ruimtetuig deur 'n derde liggaam te ontwikkel, met behulp van 'n enkele gemiddelde model om korttermynterme wat deur die beweging van die ruimtetuig veroorsaak word, uit te skakel. Dit is geldig as daar geen resonansie met die maan of die son voorkom nie. Verskeie plotte toon die tydgeskiedenis van die Kepleriaanse elemente van ekwatoriale en sirkelbane, wat die situasies met die eenmaligheid is. In hierdie referaat is die uitbreidings slegs beperk tot die tweede orde in eksentrisiteit en vir die verhouding tussen die half as van die steurende en versteurde liggame en tot die vierde orde vir die neiging. Kopiereg & # x00A9 2007 Carlos Renato Huaura Sol & # 243rzano en Antonio Fernando Bertachini de Almeida Prado. Dit is 'n artikel oor oop toegang wat onder die Creative Commons Attribution License versprei word, wat onbeperkte gebruik, verspreiding en reproduksie in enige medium toelaat, mits die oorspronklike werk behoorlik aangehaal word. Navorsingsbelangstellings: Ekstra-sonplanete, puinskywe, dinamika van planetêre en satellietstelsels, die Kuiper-gordel, vorming van die planeet, seinverwerking Huidige groeplede: Jonathan Jackson (G7), Jiayin Dong (G5), Emily Safsten (G5), Phoebe Sandhaus (G3), Claire DiPerna (tweedejaar voorgraads), Jonathon Hope (tweede jaar voorgraads) Voormalige groeplede: Andrew Shannon (senior ontleder, Canada Mortgage and Housing Corporation), Sarah Morrison (assistent professor aan die Missouri State), Mariah MacDonald (assistent professor, The College of New Jersey), Luis Nunez (onderwyser, Teach for America), Rory Bowens (Astronomy and Astrophysics, Klas 2018 gegradueerde student aan die Universiteit van Michigan), Paige Campbell (Meteorologie, Astronomie en Astrofisika, Klas van 2018 eienaar en stigter van Quasar Creations), Michael Penwarden (Aerospace Engineering, Astronomy and Astrophysics, Class 2020 graduate student aan die Universiteit van Utah), Shirin Zaidi (Planetary Science, Class of 2020), Cody Shakespeare (Astronomy and Astrophysics, Class of 2020 graduate student at UNLV)
Sterrekundiges ondersoek die vorming van millisekonde pulsar PSR J1946 + 3417
'N Swerwende Neptunus
Figuur 2 (Figuur 4 in die vraestel). Orbitale neigings en perihelia vir KBO's met halfasse tussen 50 en 60 AE. Links en regs panele stem ooreen met twee verskillende dinamiese modelle. Blou driehoeke dui die OSSOS-monsters aan. Die olyf, skaduwee streek is die uitgeslote streek waarin voorwerpe versprei word deur 'n lae eksentrisiteit waarin Neptunus nie kan bestaan nie. Die feit dat daar OSSOS-monsters bestaan, sluit die geval van lae eksentrisiteit uit.
Jupiter - vriend of vyand? IV: die invloed van orbitale eksentrisiteit en neiging
Monsterplaneet dans met die sterre
Jupiter: vriend of vyand?
Titel: MEGANISME VIR OPWINDENDE PLANETAIRE HINDING EN EKSENTRIESHEID DEUR 'N RESTIGE GASSKYF
Versteuring van die derde liggaam met behulp van 'n enkele gemiddelde model: toepassing in nie-eenvormige veranderlikes
Verwysings
Kopiereg
Eksentrisiteit en helling van 'n ster - Sterrekunde
