公転軌道が傾いている大きい惑星

ガス惑星同士の惑星惑星散乱で軌道傾斜角と離心率が大きくなっても、原始惑星円盤が残ってたら古在メカニズムで軌道傾斜角と離心率が小さくなる？以下、機械翻訳。
大いに傾いている、そして細長い軌道の大きい惑星１：惑星ディスク相互作用

要約：太陽系で、惑星が太陽の赤道面に関して小さい軌道傾斜角を持っています、しかし系外惑星系で軌道傾斜角が非常に高くあり得るという証拠があります。 惑星がおそらく中心恒星の自転と同列にそろえられた 原始惑星系円盤で出来るとき、この自転軌道不整列は意外です。 惑星惑星相互作用は相互の傾斜に導くはずです、しかし 原始惑星系円盤の影響はまだ未知です。 我々は 1M_Jup 以上の惑星のためにそのために惑星ディスク相互作用を調査します。 我々は軌道傾斜角ｉ、離心率ｅ、の影響をチェックして、そして惑星の M_p を集結させます。 我々は埋め込みの高い質量の惑星で 原始惑星系円盤の３Ｄ数のシミュレーションを行ないます。 我々はｉとｅの間方式を沈ませることをｉ、数値データに適しているｅと M_p の職務として提供します。 大いに傾いている大きい惑星のために、ギャップオープニングは減少しています、そしてｉを弱めることは１０ ^-4 度 / 年 M_disc/(0.01 M_star の秩序のタイムスケールの上に起こります）より小さいタイムスケールの上のｅを沈ませることで. 少ない惑星の質量（＜ 5M_Jup）の下げが常に沈ませられる間に、多くのｉでの大きい惑星の質量がディスクで 古在 - サイクルを経験することができます。 これらの 古在 サイクルは間に合って沈ませられます。 離心立が一般に、離心率が低い軌道傾斜角のために増加することができる非常に大きい惑星（M_p ＝ 5M_Jup）以外、沈ませられます。 力学は最終の状態に傾向があります：惑星が 中央面 で終わって、そしてディスクとの相互作用の結果としてそれから、長い間に、それらの離心率を増やすことができます。 ディスクとの相互作用は高い質量の惑星の散乱イベントの後にｉとｅを沈ませることに導きます。 もしｉが十分に減少しているなら、離心率はディスクとの相互作用のためにポンプを使って膨らませられることができます。 もし惑星が高い軌道傾斜角に四散させられるなら、それはディスクの分散において惑星の正確な動きとその軌道のパラメータを予測することを難しくするディスクで 古在 - サイクルを経験することができます。