Critical spin periods of sub-km-sized cohesive rubble-pile asteroids: dependencies on material parameters
在这项工作中，我们采用了软球离散元方法与凝聚力的实现，以模拟亚公里大小的粘性碎石桩下连续自旋的动力学过程。探讨了不同体积直径$D$的扁圆碎石桩的临界旋转周期$T_c$与几种材料参数的关系。数值模拟结果表明，颗粒间凝聚力和颗粒形状参数的增加都能增强颗粒的强度，特别是对小颗粒颗粒。此外，还发现存在一个临界直径$D_{cri,ρ}$，在该临界直径处，$T_c$随堆积密度$ρ$的变化趋势相反。虽然较大的静摩擦系数$μ_S$可以增强主体，但是在接近$D_{cri,ρ}$的临界直径$D_{cri,ϕ}$处，这种效果达到最小值。采用连续介质理论（解析法）进行比较，得到两个等效临界直径。数值结果与分析方法和颗粒间的凝聚力$c$的体积凝聚力$C$的比率进行了拟合，估计约为88.3。我们发现这个比例对于不同的$c$和$ρ$保持恒定，但它强烈地依赖于摩擦角$ϕ$。同时，我们的数值结果进一步表明，当$D$ <$D_{cri,ϕ}$时，$T_c$对$ϕ$的依赖性与连续介质理论的预测相反.最后，我们发现这两个临界直径恰好接近于物体的平均正应力为零时的直径，这是压缩区和拉伸区之间的分离。
2020-09-26 astro-ph.EP
The Strength of Regolith and Rubble Pile Asteroids
我们探讨的假设，由于小范德华力之间的组成颗粒，小碎石堆小行星有一个小，但非零的凝聚力。这个模型的性质预测，内聚强度应该是独立于小行星大小的常数，这就产生了一种尺度依赖性，相对强度随着小行星大小的减小而增加。这个模型反驳了经典理论，即碎石堆小行星应该表现为与尺度无关的无凝聚力的岩石集合。我们探索一个简单的小行星强度模型，是基于这些弱力，验证它通过颗粒力学模拟和比较与月球风化层的属性，然后探索其影响和能力，解释和预测观测到的小行星在近地小行星和主带人口的属性，特别是小行星2008 TC3。一个结论是，快速旋转的小行星群可能由两种较小颗粒的分布组成（即，碎石堆）和巨石。
2014-03-05 astro-ph.EP
Disaggregation of Small, Cohesive Rubble Pile Asteroids due to YORP
少量的凝聚力相对较小的碎石堆小行星内的影响进行了研究，就其演变下的持续存在的YORP效应。我们发现，低于一个特征的大小，这是一个函数的凝聚力，密度和其他属性，碎石堆小行星可以进入一个“解聚阶段”，在此阶段中，他们受到反复裂变后，形成稳定的二元系统是不可能的。一旦超过这一门槛，碎石堆小行星就可能在有限的时间内分解成其组成部分。这些组成部分将有自己的自旋极限-尽管由于整体结构的更大强度，可能会有更高的自旋速率。讨论了这一预测的影响，包括尺寸分布的修改、流星体中单体的普遍性以及太阳系中小碎石堆体的寿命。然后，该理论被用来放置的二元小行星的特征作为其类型的函数的强度的限制。
2017-06-11 astro-ph.EP
Cohesion of regolith: Measurements of meteorite powders
颗粒的凝聚力对小天体的性质有着重要的影响。在这项研究中，我们在露天测量，cohesion内聚力的几十微米大小的不规则形状的陨石，硅砂，玻璃粉，和球形玻璃颗粒，使用离心法。此外，我们估计了在测量条件下吸附在颗粒上的水蒸气的量。测量的陨石颗粒的cohesion内聚力比理想球形二氧化硅颗粒的内聚力小数十倍，并且对应于颗粒表面的亚微米级有效（或等效）曲率半径。此外，根据吸附在颗粒上的水蒸气的估计量，我们预计无空气物体中颗粒的cohesion内聚力大约是在露天测量的10倍。根据测量结果，我们估计小行星上粒子的cohesion内聚力通常在亚微牛顿范围内，快速旋转小行星上的粒子大小为数十微米。
2021-01-28 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.soft
The spherical Brazil Nut Effect and its significance to asteroids
许多小行星可能是碎石堆，是由重力和可能的凝聚力结合在一起的较小物体的集合。这些小行星因撞击而产生地震震动，导致其组成粒子的激发。因此，有人建议，它们的表面和次表面内部可能是由一个大小排序机制称为巴西坚果效应。我们研究了一个模型小行星的行为，这是一个球形的，自引力聚集与应用地震震动的作用下的粒子的二进制大小分布。我们发现，以上的地震阈值，较大的颗粒上升到表面时，摩擦是存在的，与以前的研究集中在圆柱形和矩形盒配置。与以前的作品，我们还发现，即使在零摩擦的大小排序发生，虽然摩擦的存在确实有助于地震阈值以上的排序过程。此外，我们发现，虽然强大的大小排序可以发生在表面附近，即使是最剧烈的震动下，最里面的区域仍然未排序。
2016-08-18 astro-ph.EP
Searching for color variation on fast rotating asteroids with simultaneous V-J observations
在快速旋转的小行星（小于2.5小时）上的巨石、岩石和风化层被模拟为由于强大的离心力和低凝聚力而向赤道滑动。因此，可以暴露新鲜地下材料的区域。因此，我们寻找小而快速旋转的小行星的颜色变化。我们描述了一种新的技术，其中的小行星是同时观察在可见光和近红外波长范围内。在这种技术中，由于大气消光效应引起的亮度变化可以在可见光和近红外图像上进行校准。我们使用V波段和J波段滤光片，因为普通类花岗岩体上风化和未风化表面的颜色差异在这些波长下最为显著，可达~ 25%。为了测试我们的方法，我们用Cerro Tololo的1.3米望远镜观测了3颗小行星。我们发现平均V-J颜色的变化约为5%，但通过多次旋转没有发现任何明显重复的颜色特征。这表明，在空间风化的时间尺度内没有发生滑坡，或者发生了滑坡，但暴露的斑块太小，测量的不确定性。
2015-11-16 astro-ph.EP
Analysis of Asteroid (216) Kleopatra using dynamical and structural constraints
给定Magnusson（1990）的自旋状态、Ostro等人（2000）的形状模型和Descamps等人（2011）的质量，本文评估了小行星（216）Kleopatra的动力学和结构稳定尺寸。特别是，我们调查了两种不同的故障模式：从表面脱落的材料和内部机构的结构故障。我们在这颗小行星附近构建零速度曲线，以确定表面脱落，同时我们利用极限分析来计算零凝聚力假设下的结构失效的下限和上限。表面脱落在当前的自旋周期（5.385小时）不会发生，不能直接启动卫星的形成。另一方面，该主体可能接近于结构失效;特别地，颈部可能位于塑性状态附近。此外，颈部对结构失效的敏感性随着身体尺寸的变化而变化。我们得出结论，塑性形变可能发生在颈部周围的过去。如果通过额外的测量确定了该物体的真实尺寸，则该方法将对该物体的当前摩擦角提供强有力的约束。
2013-12-17 astro-ph.EP
Direct Measurement of Interparticle Forces of Titan Aerosol Analogs ("Tholin") Using Atomic Force Microscopy
要了解土卫六上沙丘的起源，重要的是要调查土卫六上有机沙粒的物质特性。由于粒子间力的差异，有机砂与类地行星（地球、金星、火星）上的石英/玄武岩砂相比可能表现得截然不同。我们测量了泰坦气溶胶模拟物（托林）的表面能（通过接触角测量）和弹性模量（通过原子力显微镜，AFM）。我们发现，托林薄膜的表面能约为70.9 mN/m，弹性模量约为3.0 GPa（与PMMA和聚苯乙烯等硬聚合物相似）。因此，对于两个直径为20 $μ$ m的颗粒，理论内聚力为3.3 $μ$ N。我们直接测量了相关材料的颗粒间力：托林颗粒为0.8 $\pm$ 0.6 $μ$ N，而核桃壳颗粒（泰坦风洞，TWT的典型模型材料）之间的颗粒间内聚力仅为0.4 $\pm$ 0.1 $μ$ N。托林和土卫六沙粒的颗粒间凝聚力比行波管中使用的材料大得多。这表明我们应该在模拟实验（TWT）和阈值模型中增加粒子间力，以正确地将结果转化为真实的泰坦条件。托林的强凝聚力也可能告诉我们土卫六大气中的小气溶胶颗粒（$\sim$ 1 $μ$ m）是如何转化为大沙粒（$\sim$ 200 $μ$ m）的。它也可能支持Rubin和Hesp（2009）提出的粘性砂形成机制，其中只需要单向风就可以在土卫六上形成线性沙丘。
2017-10-18 astro-ph.EP
Internal Structure of Asteroids Having Surface Shedding due to Rotational Instability
小行星的表面脱落是一种失效模式，表面材料由于超过临界旋转期的强大离心力而飞离，而内部结构不会发生显著变形。本文提出了小行星内部的一种可能结构，这种结构会因快速旋转而导致表面脱落。一个碎石堆小行星被模拟成一个球体，由一个表面壳和一个同心的内核组成，整个组件称为测试体。假设试验体绕恒定旋转轴均匀旋转。我们还假设，当体积密度和摩擦角不变时，表层壳的凝聚力不同于内核的凝聚力。首先，建立了基于极限分析的分析模型，给出了实际表面脱落条件的上、下限。其次，我们使用软球离散元法（SSDEM）研究由于准静态自旋的测试体的动态变形。在本文中，我们展示了这两种方法的一致性。此外，SSDEM模拟表明，初始故障总是发生在局部，而不是全局。此外，随着型芯变大，放样构件的尺寸变小。这些结果意味着，如果祖细胞体内有足够强的核心，表面脱落是最可能的失效模式。
2015-06-10 astro-ph.EP
The dynamical evolution and the force model for asteroid (196256) 2003 EH1
本文主要研究阿莫尔群小行星（196256）2003 EH1的动力学。据了解，小行星2003 EH 1与象限仪座流星雨的主要年度流星雨之一有关。在这项工作中，我们分析了各种摄动因素对小行星运动的影响。基于标称轨道演化和初始置信域大小，采用五种不同的方法进行摄动估计。对2003EH1动力学演化影响最大的是来自太阳、主要行星和月球的引力以及太阳的相对论效应。不太重要的是地球、太阳和木星的扁率;来自智神星、谷神星、灶神星和冥王星的引力摄动;以及行星、月球和冥王星的RE。通过对小行星2003 EH 1的运动方程和500个克隆体的积分，对小行星2003 EH 1的混沌性和演化进行了研究。通过积分精度估计，确定了时间间隔（1000~4000年）。我们计算了邻近轨道的平均指数增长因子（MEGNO），发现MEGNO仅在1700 - 2300区间小于2。2300年后MEGNO参数增加，表明运动不稳定。结果表明，从现在起的300年时间间隔内，轨道可以被认为是规则的，而在这个时间间隔之外，轨道可以被认为是混沌的。原因，正如我们所假设的，是频繁的小行星与木星的接近和拱点节点共振的重叠。
2020-06-20 astro-ph.EP
Force chains bias the dynamic response to impacts in rubble-pile asteroids
本研究通过二维颗粒模型发现碎块堆小行星的力链会引导撞击动态响应，导致应力与损伤沿力链集中，为评估撞击防御的破裂风险提供了指导。
2024-12-31 astro-ph.EP
Influence of the Yarkovsky force on Jupiter Trojan asteroids
目标。我们调查的Yarkovsky力对木星特洛伊小行星的长期轨道演化的影响。方法.克隆的观察到的人口具有不同的大小和不同的热性能进行了数值积分为1 Gyr的Yarkovsky效应和没有。这些物体从特洛伊区域的逃逸率以及天平动振幅、偏心率和倾角的变化被用作衡量Yarkovsky效应对特洛伊轨道的强度。结果半径为$R\leq$ 1 km的物体受亚尔科夫斯基力的影响很大。这种效应导致这些物体在数亿年的时间尺度上耗尽。因此，我们预计小特洛伊人的大小频率分布显示出比目前可观察到的人口（$R$ $\gtrsim$ 1公里）更浅的斜率，转折点在$R$ = 100米和$R$ = 1公里之间。Yarkovsky加速度对特洛伊轨道的影响以复杂的方式取决于旋转的意义。顺转转子的振动振幅随时间减小，而偏心率增大。逆行旋转体经历相反的效果，这导致逆行旋转体更快地从1：1共振区域射出。此外，对于受Yarkovsky力影响的物体，我们发现有迹象表明，该效应往往会消除两个云之间轨道分布的差异。
2019-09-19 astro-ph.EP
The Yarkovsky effect on the long-term evolution of binary asteroids
针对双小行星雅科夫斯基效应常被忽视的问题，开发含雅科夫斯基-沙赫和行星雅科夫斯基分量的解析模型并验证，揭示其对双小行星轨道演化的影响，给出新演化路径及对已知系统的预测。
2024-11-30 astro-ph.EP
Rotational Mass Shedding from Asteroid (6478) Gault
$\sim$直径4公里的主带小行星6478 Gault至少从2013年开始间歇性地喷射尘埃。的排放，包括其情节的性质和喷射粒子（$V \sim $ 0.15米秒$^{-1}$）的低速度的字符，是最一致的质量损失从一个机构旋转旋转附近的旋转分裂。由于核信号受到尘埃污染，这一结论尚未得到证实。为了验证这一想法，我们在2020年8月获得了高尔特的新图像，在没有灰尘的情况下。我们的光度测定显示出一个光变曲线，其振幅非常小（最大$\sim 0.05$ mag），周期为$ 2.55 \pm 0.10$小时。新的观测结果与一个模型是一致的，在这个模型中，高尔特在接近解体时旋转，离心力是造成其偶发性质量损失的原因。近似为无强度（流体）球体，隐含密度为$ρ$ = 1700 kg m $^{-3}$。我们使用弗劳德数$Fr$，在这里定义为离心力和引力之间的比率，作为一种方法来研究快速旋转的小行星的质量损失制度，并发现质量脱落开始于$Fr \sim 0.5$。
2021-03-27 astro-ph.EP
Resurfacing processes constrained by crater distribution on Ryugu
了解小行星的地质变化过程可以提供有关其表面历史的信息。航天器拍摄的小行星图像显示，小陨石坑已经耗尽。地震震动被认为是造成陨石坑消失的原因，也是通过风化层对流或巴西坚果效应改变小行星地质的主要驱动力。然而，日本隼鸟2号飞行任务最近对小行星龙谷进行的一次人工撞击实验显示，地震活动微乎其微。为了研究地震震动模型是否能再现观测到的火山口记录，使用无粘性条件下的火山口生产函数分析了Ryugu火山口的分布。使用陨石坑大小-频率分布和陨石坑产生函数估算了Ryugu、Itokawa、Eros和Bennu的陨石坑保留年龄与陨石坑直径的函数关系。我们发现幂律指数“a”与扩散过程不一致（例如，地震震动，a=2）。这一结果表明，基于扩散方程的地震震动模型无法解释小行星上的陨石坑分布。替代过程包括表面流，可能是Ryugu地貌和光谱特征的起源。我们证明，在10^3-10^5年内，浅于1 m深度的物质通过撞击坑和湮没发生垂直混合。Ryugu年轻的表面年龄与先前研究中提出的陨石坑造成的缓慢空间风化一致。在2-4米深处重铺表面所需的时间尺度（10^4-10^6年）可以与返回样品的宇宙射线暴露年龄进行比较，以限制与Ryugu碰撞的撞击物的分布。
2021-12-28 astro-ph.EP
SPH calculations of asteroid disruptions: The role of pressure dependent failure models
我们提出了最近的改进建模的强度占主导地位的机构使用光滑粒子流体动力学（SPH）技术的中断。改进包括更新的强度模型和摩擦模型，这是成功地通过与实验室实验的比较测试。在模拟小行星的灾难性破裂时，新旧强度模型之间的比较表明，对于最初无孔、完全完整和结构均匀的目标（如Benz和Asphaug（1999年）研究中使用的目标），没有重大偏差。然而，对于许多情况（例如，最初部分或完全损坏的目标，碎石堆结构等），我们发现考虑摩擦是至关重要的，并且材料具有压力相关的剪切强度。我们的调查的灾难性的破坏阈值$Q^*_{D}$作为目标的属性和目标的大小高达几百公里的函数表明，一个完全损坏的目标建模没有摩擦有一个$Q^*_{D}$这是显着（5-10倍）小于在摩擦的情况下。当也考虑由于压实（孔隙破碎）引起的能量耗散的影响时，目标变得甚至更强（$Q^*_{D}$增加2-3倍）。另一方面，凝聚力被发现有一个可以忽略不计的影响，在大尺度上，只有在$\lesssim$ 1公里的尺度是重要的。我们的研究结果表明，强度，摩擦和孔隙度的结果之间的碰撞小（$\lesssim$ 1000公里）机构的相对影响。这些结果将用于未来的研究，以改善现有的碰撞结果的比例律（例如Leinhardt&Stewart，2012）。
2015-02-06 astro-ph.EP
The DECam Ecliptic Exploration Project (DEEP). VII. The Strengths of Three Superfast Rotating Main-belt Asteroids from a Preliminary Search of DEEP Data
本文基于 DEEP 数据对主带小行星进行初步搜索，发现三颗超快自转体，出现率高于以往研究，并计算其最小内聚强度以探讨内部结构与演化机制。
2024-10-02 astro-ph.EP
Numerical Simulations of Regolith Sampling Processes
我们提出了最近的改进，在模拟风化层采样过程中，在微重力下使用数值粒子方法光滑粒子流体动力学（SPH）。我们使用一个弹塑性的土壤本构模型的大变形和破坏流的动力行为的风化层。在预计的小天体（小行星或小卫星）样品返回任务的背景下，我们研究了一种特定材料采样方法的效率和可行性：刷子将小行星表面的材料扫到收集盘中。分析了不同风化层材料参数如粘聚力、内摩擦角对采样率的影响。此外，我们研究了采样过程中，在两个环境中，通过改变表面重力（地球和火卫一的），我们应用不同的旋转速率的刷子。我们发现我们在地球上的采样模拟与实验很好的一致性，并提供了材料性质对收集率的影响的估计。
2017-05-02 astro-ph.EP
Cohesion of Amorphous Silica Spheres: Toward a Better Understanding of the Coagulation Growth of Silicate Dust Aggregates
亚微米大小的硅酸盐颗粒之间的粘附力在硅酸盐尘埃团块、岩石星子和类地行星的形成中起着至关重要的作用。在基于接触力学的理论模型中，硅酸盐粉尘颗粒的表面能是决定其粘附力和滚动力的关键。在这里，我们重新审视的凝聚力的无定形二氧化硅球的表面能的亲水性无定形二氧化硅在各种情况下编译可用的数据。结果表明，亲水性无定形二氧化硅在真空中的表面能比先前假设的高10倍。因此，以前的理论模型低估了非晶二氧化硅球的粘附的临界速度，以及它们之间的滚动摩擦力。由于无定形二氧化硅球的表面能的最合理值，基于接触力学的理论模型与实验室实验相一致。因此，我们得出结论，半径为$0.1~μ$ m的硅酸盐颗粒可以通过凝聚在原行星盘中生长为星子。我们认为，在分子云的硅酸盐颗粒的凝聚生长是先进的有机地幔，而不是冰冷的地幔，或者，如果没有地幔，纳米尺寸的颗粒半径。
2016-03-11 astro-ph.EP cond-mat.soft
Mobility and Science operations On An Asteroid Using a Hopping Small Spacecraft on Stilts
University of Arizona（亚利桑那大学）
近地空间有数千颗小行星，主带有数百万颗。它们的物理性质和组成各不相同，是早期太阳系的时间胶囊。这使它们成为行星科学，资源开采，行星防御/安全以及星际仓库和通信中继的战略位置。在小行星上着陆并操纵其表面材料仍然是一个充满高风险的未解决的重大挑战。小行星表面可能包含从坚硬的巨石到松散地由凝聚力和非常低的重力保持的柔软风化层的一切。即将到来的任务Hayabusa II和OSIRIS-REx将执行触摸和操作，以减轻在小行星上着陆的风险。这限制了接触时间并且需要用于悬停的燃料消耗。一个重要的未知数是卡住或与表面产生硬碰撞的问题。增进近地物体知识航天器穿透器（SPIKE）飞行任务概念将利用一个小型卫星总线，该总线由氙燃料离子发动机推进，并将包含一个可延伸、低质量、高强度的吊杆，吊杆尖端装有力矩传感器。SPIKE将能够与小行星表面接触，在那里它将进行详细的风化层分析和地震学以及重力测量，同时将主航天器总线保持在安全距离。使用一个或多个长支柱使航天器不必在小行星上方盘旋，从而大大减少或消除了进行科学操作时的燃料使用。这使得更长的任务，包括一系列的跳跃到多个地点的小身体表面。
2018-01-29 astro-ph.EP cs.RO
Tangential component of the YORP effect
这篇文章讨论了小行星表面厘米到分米大小的结构吸收的太阳光如何重新发射，从而产生平行于表面的反冲力分量。在某些条件下，石头的西侧似乎平均比其东侧略热，因此受到更强的反冲力，并增加了小行星的旋转速度。我们在一个玩具模型中研究这种称为切向YORP效应的效应，用墙壁代替石头并模拟其中的导热性。我们讨论的效果的一般趋势，估计其幅度，并发现它是可比的小行星的总尺度不对称性所确定的正常的YORP效果。这种效应的存在将改变小行星的YORP加速的预测。
2014-08-08 astro-ph.EP
On the stability of spinning asteroids
大多数直径大于$\sim 300 \ {\rm m}$的小行星都是碎石堆，即由一个以上的固体物体组成。所有的小行星都在旋转，但几乎所有大于$\sim 300 \ {\rm m}$的小行星的旋转周期都大于$2.3 \ {\rm hours}$，这是离心力等于引力的关键时期。这表明小行星碎片之间几乎没有粘附力。我们表明，这是由于小行星颗粒的表面粗糙度，减少了颗粒之间的范德华相互作用的一个因素的$100$为微米尺寸的颗粒，甚至更大的颗粒。我们表明，表面粗糙度的结果是独立的颗粒的大小的相互作用力，与预期的线性尺寸依赖性与光滑表面的颗粒。因此，大小为$100 \ {\rm nm}$的两个结石碎片以与大小为$10 \ {\rm m}$的两个碎片相同的非重力相互吸引。
2021-10-27 astro-ph.EP cond-mat.mes-hall cond-mat.soft
Meteoroid impacts onto asteroids: a competitor for Yarkovsky and YORP
<Abridged>流星体撞击小行星会将线动量和角动量传递给较大的天体，这可能会影响其轨道和旋转状态。在这里，我们表明，我们的太阳系的流星体环境可以有一个小行星的影响，相当于Yarkovsky和Yarkovsky-O 'Keefe-Radzievskii-Paddack（YORP）的影响在某些条件下。预计流星体本身的动量含量产生的效应比亚尔科夫斯基效应小得多。然而，喷出物的动量传输可能会使撞击裸露岩石表面的净有效力增加两个数量级。这一结果对于将实验室微坑实验结果外推到真实的流星体-小行星碰撞是敏感的，需要进一步研究。如果这种推断成立，那么流星体撞击对小行星动力学的影响比以前认为的更为重要。
2014-07-14 astro-ph.EP
The accuracy of mutual potential approximations in simulations of binary asteroids
小行星双星的模拟通常使用由级数展开近似的相互引力势，导致截断误差，并且当天体接近时也阻止了力和扭矩的正确计算。我们使最近开发的方法，其中的相互潜在的计算与使用的表面积分，是精确的椭球体形状。表面积分法产生的解决方案进行了比较的方法，扩大了相互潜力，截断在第二和第四阶。近似解是用“通用二元小行星模拟器”（gubas）生成的。我们发现，在力和扭矩的差异是最大的，当身体几乎接触。如果初级线圈的形状是高度细长的，则这些差异可以超过1000%。长期模拟显示，如果天体最初靠近，则动力学差异超过100%，而如果天体最初远离，则差异可以忽略不计。对于两个三轴椭球体的模拟，表面积分方法的计算效率与Gubas的四阶近似相当，并且优于截断到八阶或更高阶的电位。
2023-01-24 astro-ph.EP
Numerical predictions of surface effects during the 2029 close approach of asteroid 99942 Apophis
小行星（99942）Apophis在2029年的近距离接近将是不久的将来最重要的小天体遭遇事件之一，并提供了一个很好的机会进行现场勘探，以确定小行星的表面特性，并测量可能改变其风化层结构的任何潮汐效应。表面重塑力学已成为一个新的焦点，小行星研究人员由于其解释表面观测，包括空间风化效应的重要影响。本文提供了一个预测的潮汐效应，在2029年遇到的，重点是表面刷新是否会发生由于风化层运动。由于潮汐相遇的物体的潜在形状修改首先被证实是可以忽略不计的小系统模拟，因此，只有外部扰动考虑这项工作（尽管如此，地震引起的震动移动块可能仍然发挥微弱的作用，我们将在未来的工作中研究这种机制）。一个两阶段的方法来模拟小行星表面粒子（风化层）的响应的基础上软球实现的并行N体重力树代码pkdgrav。阿波菲斯的全身模型在预测的轨道上经过地球，以生成作用在表面目标点上的所有力的数据。然后使用在局部框架中构建的沙堆来近似风化层材料;沙堆在遭遇过程中感受到的所有力都被施加为外部扰动，以模仿风化层在整个场景中的行为。小行星表面的局部力学环境的详细表示，导致全球表面环境的变化，由于遭遇的估计。典型的扰动模式，取决于小行星的方向和旋转感在近地点。
2014-08-01 astro-ph.EP
Small Solar System Bodies as granular media
小行星和其他太阳系小天体（SSSB）在许多方面都具有很高的普遍性和科学性。通过分析太阳系中小天体的构成和物理性质，可以更好地理解我们太阳系（以及其他行星系）的起源、形成和演化。目前，两个空间飞行任务（隼鸟2号，OSIRIS-REx）最近已抵达各自的目标，并将把小行星的样本带回地球。空间机构也选择了其他小型飞行任务，或向它们提出了其他小型飞行任务。国际一级也考虑到近地天体对地球构成的威胁，这促使专门研究可能的减缓技术。例如，DART任务将测试动能撞击技术。在过去的几年里，甚至工业开发的想法也有所增加。最后，地球上水和生命的起源似乎与小行星有关。因此，未来的太空任务项目无疑将以一些小行星或其他SSSB为目标。在所有这些情况和研究课题中，对这些天体的表面结构和力学行为以及大部分天体的具体了解至关重要。与大型地球行星和矮行星相反，大部分这样的小天体被认为是由重力聚集体（“碎石堆”）组成，没有或低内部凝聚力，具有不同的宏观孔隙度和表面特性（从光滑的风化层覆盖的地形，到非常粗糙的巨石集合），以及不同的地形（陨石坑，凹陷，山脊）[.]。
2019-07-04 astro-ph.EP
Formation and Evolution of Binary Asteroids
几乎在每一个已知的小天体群中都发现了小行星的卫星，而已知卫星的一个显著特点是它们的性质的多样性。它们讲述了一个关于形成和演化机制的巨大差异的故事，这些机制是太阳系历史开始时星云环境的大小、与太阳的距离以及未来4.5 Gyr的动力学环境的函数。这些系统的存在本身就为研究作用于小行星的各种物理过程提供了实验室，而其动力学则为其物理特性提供了宝贵的探测手段，否则只有航天器才有可能做到这一点。在理解双星系统的形成和演化方面取得的进展得到了以下方面的帮助：1）已知系统的目录不断增加，从Merline等人（2002）Asteroids III章节到现在，从33个增加到近250个，2）对单个系统的详细研究和长期监测，如1999 KW 4和1996 FG 3，3）发现新的二元系统形态和三元系统; 4）发现似乎是二元动力学演化路径的终态的未束缚系统。特别是对于小天体（直径小于10公里），这些观测和发现激发了理论工作，发现热力可以有效地驱动小行星的旋转破裂。通过长期监测，可以通过潮汐、热力和刚体物理学的结合，对该系统的动态演变进行研究。离群值和分裂对推动了理论工作，以探索广泛的进化终态。
2015-06-22 astro-ph.EP
Gravity Defied (from potato asteroids to magnetised neutron stars) II : The failed stars
万有引力是一种普遍的吸引力，它无情地作用于所有物质（和辐射）。稳定的延伸结构只有在重力被其他自然力阻挡时才能存在。这一系列的文章探讨了这种相互作用，看看对象，只是错过了明星在这个特定的分期付款。
2017-04-12 astro-ph.EP physics.pop-ph
Novel constraints on fifth forces and ultralight dark sector with asteroidal data
本研究首次利用9颗近地小行星的天体测量数据，通过轨道进动探测长程第五种力，在超轻质量区得到与等效原理检验相当的灵敏度并给出汤川引力新约束，展望了扩展到更多天体的研究前景。
2023-07-03 astro-ph.CO astro-ph.EP gr-qc
The Influence of Rough Surface Thermal-Infrared Beaming on the Yarkovsky and YORP Effects
现在人们普遍认为，来自吸收的太阳光的不对称反射和热再辐射的光子反冲力，连同碰撞和引力，是控制小行星动力学和物理演化的主要机制。Yarkovsky效应导致轨道半长轴漂移，而YORP效应导致旋转速率和极方向的变化。我们提出了一个适应的先进的热物理模型（ATPM），同时预测的Yarkovsky和YORP效应的存在下，热红外光束引起的表面粗糙度，这已被忽略或解雇在所有以前的模型。对高斯随机球形小行星以及小行星（1620）Geographos和（6489）Golevka的真实形状进行的测试表明，粗糙表面的热红外光束通常会使Yarkovsky轨道漂移增加百分之几十，但它可能高达两倍。YORP旋转加速度通常平均衰减高达三分之一，但也可能高达一半。我们发现，Yarkovsky轨道漂移只敏感的平均程度，而不是空间分布，粗糙度在小行星表面。然而，YORP旋转加速度是敏感的表面粗糙度的空间分布，并可能增加显着的不确定性的预测与相对较弱的YORP影响的小行星。为了准确预测任何一种影响，必须知道小行星表面粗糙度的程度和空间分布。
2012-03-07 astro-ph.EP
Surface Properties of Asteroids from Mid-Infrared Observations and Thermophysical Modeling
这项工作的主题是小行星的物理特性，重点是近地小行星的热惯性。热惯性支配着Yarkovsky效应，这是一种非重力作用，可显著改变直径不超过\sim 20公里的小行星的轨道。然而，以前对包括近地小行星在内的小行星的热惯性知之甚少。观测和理论工作的报告。使用斯皮策空间望远镜和3.0米红外辐射跟踪滤波器在中红外（5-35微米）波长范围内观测到了小行星的热辐射。详细的热物理模型（TPM）已经开发和广泛的测试，这是第一个详细的TPM显示适用于NEA数据。我们的主要结果是确定5个近地小行星的热惯性，增加了近地小行星的总数量与测量的热惯性到6。对于我们的两个目标，以前可用的估计是完善的。我们的研究结果首次确定了近地小行星的典型热惯性，约为300 J s^{-1/2} K^{-1} m^{-2}，比大型主带小行星的典型热惯性大一个数量级以上。特别是，热惯性似乎随着小行星直径的减小而增加。我们的研究结果已被同事估计的Yarkovsky效应的大小依赖，从而解释了明显的差异，在大小频率分布的NEAs和类似大小的MBA。热惯性是表面上存在或不存在颗粒材料的非常敏感的指标。我们的研究结果表明，即使是次公里的小行星覆盖着粗糙的风化层。
2012-08-20 astro-ph.EP
Motion of Dust Ejected from the Surface of Asteroid (101955) Bennu
从2019年1月6日到2019年2月18日，OSIRIS-REx观测到小行星（101955）Bennu喷射出11股尘埃，其中一部分正在逃逸，另一部分被小行星重新捕获。作用在发射尘埃上的典型力的相对大小与太阳系行星和其他小行星的环境有很大不同。在这里，我们表明，从Bennu表面喷射的尘埃颗粒可以在Bennu的引力场中捕获。为此，我们用数值方法计算了从0.1微米到10毫米范围内各种大小的尘埃颗粒的轨迹。发射出的粒子云的形状和命运取决于颗粒的大小：较小的颗粒形成了一个更狭窄的尘埃轨迹，而较大颗粒形成的轨迹则分散得更快。喷出的尘埃可能有四种不同的命运。半径小于1.0 μ m的所有颗粒直接重新撞击Bennu或直接逃逸。相比之下，一小部分的晶粒与半径大于10.0妈妈将影响或逃脱后，执行一些非开普勒革命Bennu。我们的研究结果表明，尘埃颗粒可能会聚集在Bennu和其他活动小行星附近，并且它们可以到达行星际空间和其他天体，这意味着有机物质可以从碳质小行星运输到其他天体，包括地球。
2020-10-20 astro-ph.EP
AstroSeis -- A 3D Boundary element modeling code for seismic wavefields in irregular asteroids and bodies
我们开发了一个三维弹性边界元法（BEM）的计算机代码，称为AstroSeis，模拟地震波场在一个机构与任意形状，如小行星。除了AstroSeis可以处理任意表面地形外，它还可以处理小行星模型中的液体核心。在我们目前的代码中，固体和液体域都是同质的。对于震源，我们可以使用单个力或力矩张量。AstroSeis是在频域中实现的，并且可以容易地并入与频率相关的Q。代码在MATLAB中，可以直接设置模型来运行我们的代码。频域计算有利于研究天体在周期性力（如引潮力）作用下的长期弹性响应，且不存在其他许多需要体网格划分的方法所存在的数值频散问题。我们的AstroSeis已经通过了其他方法的基准测试，例如正交模求和和直接解方法（DSM）。这个开源的AstroSeis将是研究小行星内部和表面过程的有用工具。
2020-07-02 astro-ph.EP physics.comp-ph physics.geo-ph
Impact Excitation of a Seismic Pulse and Vibrational Normal Modes on Asteroid Bennu and Associated Slumping of Regolith
我们考虑一个小行星上的影响，是足够的能量，以引起地震混响和刚刚低于灾难性的破坏阈值，假设地震波没有迅速衰减的表面重塑。在直径小于1公里的小行星，我们确定了一个制度，罕见的高能撞击物可以激发地震波的频率附近的小行星的最慢的正常模式。在这种情况下，地震混响的分布不是均匀地分布在整个身体表面。与质量弹簧模型弹性模拟，我们模拟的冲击激励的地震波的力脉冲施加在表面上，并使用三个不同的小行星形状的模型。模拟表现出对映聚焦和正常模式激发。如果脉冲激发的振动能量持续很长时间，则在撞击点、其对极和高表面海拔（如赤道脊）处振动最高。近赤道的撞击在非球形物体上发射地震脉冲，该脉冲可以集中在赤道脊上的两个额外点上。我们探索简单的流动模型的振动引起的表面滑塌的形态。我们发现，最初的地震脉冲是不太可能造成大的形状变化。近赤道撞击在本努造成的长期地震回响可能使其赤道脊的高度提高了几米，并在其上升起了两个山峰，一个靠近撞击地点，另一个靠近其对极。
2018-09-23 astro-ph.EP
The common trend of saltation particles on the surface of fast-rotating asteroids
本文通过考虑颗粒与表面碰撞的数值模型、Monte Carlo 模拟和零速度面分析，揭示快速旋转小行星剥落颗粒从不稳定区经碰撞进入共同非返回轨道的演化趋势。
2023-04-01 astro-ph.EP
Modeling of the Yarkovsky effect. I. Thermal dependence
Institute of Astronomy, V. N. Karazin Kharkiv National University（哈尔科夫国立大学天体物理研究所）；Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik, Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Smead Department of Aerospace Engineering Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校斯米德航空航天工程科学系）
本文解析求解热传导方程，建立了小行星表面单元雅科夫斯基效应的4项解析表达式，精度达15%，并拟合出0.15%精度的表达式，优于传统3参数拟合，进而给出球形小行星的雅科夫斯基力表达式。
2026-10-01 astro-ph.EP
On the Astrid asteroid family
在小行星家族中，阿斯特丽德家族因其不寻常的倾角分布而与众不同。位于$a\simeq$ ~2.764 au的天体在这个轨道要素中相当分散，使这个家族看起来像“螃蟹”。最近的工作表明，这一特征是由该家族与谷神星的$s-s_C$节长期共振相互作用造成的，这种共振使小行星的倾角在其分界线附近扩散。因此，目前观测到的由反演高斯方程得到的终端抛射速度的$v_W$分量的分布是非常尖峰的，因为这个参数主要取决于小行星的倾角。阿斯特丽德家族的特殊轨道结构可以用来对描述雅可夫斯基力强度的关键参数设置约束，例如体积和表面密度以及表面材料的热导率。通过模拟具有不同参数值的各种虚构族，并通过要求在族的估计寿命内达到$v_W$中分布的峰度的当前值，我们得到Astrid族成员的热导率应为$\simeq$ 0.001 W/m/K，并且表面和体积密度应高于1000 kg/m $^{3}$。蒙特卡罗方法模拟雅科夫斯基和随机YORP的Astrid家庭的演变表明，它的年龄是$T$ = 140 $\pm$ 30万年，在很好的协议与其他群体的估计。其末端喷射速度参数在$V_{EJ}= 5^{+17}_{-5}$ ~m/s范围内。]大于25 m/s的$V_{EJ}$值不受当前倾角分布的约束。
2016-06-16 astro-ph.EP
Gravity Defied (from potato asteroids to magnetised neutron stars) I : The self-gravitating objects
万有引力是一种普遍的吸引力，它无情地作用于所有物质（和辐射）。如果任其发展，引力会把一切都拉在一起，宇宙只不过是一个巨大的黑洞。大自然把几乎所有的物理学--旋转、磁场、热、量子效应等等--都扔给了引力，以逃避这样的命运。在这一系列文章中，我们将探索那些永恒的引力被这样或那样的手段所阻挡的系统。
2017-03-15 astro-ph.EP physics.pop-ph
Granular Shear Flow in Varying Gravitational Environments
尽管它们的表面重力很低，但小行星表现出许多涉及颗粒物质的不同地质过程。了解这种粒状物质在微重力条件下对外力的反应，对于设计成功的小行星表面下取样机制和解释小行星上迷人的地质情况至关重要。我们已经设计和飞行泰勒-库埃特剪切细胞调查颗粒流由于旋转剪切力条件下的抛物线飞行微重力。实验在弱压缩条件下进行。首先，我们提出的技术细节的实验设计，特别强调设备是如何专门设计的抛物线飞行环境。然后，我们研究如何在不同的重力环境中的旋转剪切力引起的稳态颗粒流不同。我们发现，在垂直于有效加速度的方向上，对颗粒材料的恒定剪切的效果，似乎不受重力的强烈影响。这意味着剪切带可以在弱引力场的存在下形成，就像在地球上一样。
2013-06-07 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.geo-ph
