潮汐消散を通しての熱い木星形成

巨大惑星同士の相互干渉で中心恒星付近に落とされた時、最初は当然離心率０．９以上の超楕円軌道なのが、恒星の重力によりガス惑星のコアが伸び縮みすることにより軌道が円に近づいていく。
図２を見ると離心率がほぼ０になるまで10億年以上掛かる。遅い。ホットジュピターの惑星系は全部数十億年以上が経っているのか？以下、機械翻訳。
巨大惑星での 粘弾性の 潮汐消散と高い離心率の移住を通しての熱い木星の形成

要約：我々は高い離心率の移住を通して巨大惑星の固体のコアでの潮汐消散と熱い木星の形成に対するその帰結的意味の可能性を調査します。 我々は（それによって）惑星系の潮汐進化が、複雑な潮のラブ数の想像上の部分によって特徴づけられて、どんな形の潮汐消散のためにでも計算されることができる一般的な枠組みを提供します、 Im[k２（ω）] は、強制力 頻度ω職務として提供します。 岩だらけのコアのための最も単純な 粘弾性 消散モデル（マックスウェルモデル）を使って、そして 散逸のない 液体封筒の効果を含めて、我々は合理的な（しかし不確実な）物理的なパラメータでコア（大きさ、粘性とひずみ 係数）のために、コアでの潮汐消散が太陽系巨大ガス惑星の潮のＱの制約を受け入れることができて、そして同時に 系外惑星 の熱い木星の高い離心率ｅの移行のシナリオで潮汐の 環状化 によってできることを可能にすることを示します。 それと対照して、潮流が太陽系制約と高いｅの移住に必要な消散の量の間の矛盾に導くであろうという均衡のしばしば使われた弱い摩擦理論。 我々は、惑星がそれらの高いｅの移住の間に高い風変わりの段階（ｅ～０.６ ）であるとき、特に、同じく岩だらけのコアでの潮の加熱が惑星の穏当な半径インフレーションに導くことができることを示します。 最終的に、我々の研究の面白い副産物として、我々はそれほどノーブランドの潮の回答機能で Im［ k２（ω）］的なに気付きます、スピン軌道擬似同期化（既定の事実においてのｅ）が多数の引き寄せ頻度で取得されることができることは可能です。