The size and shape of the oblong dwarf planet Haumea
我们使用热辐射测量和可见光光度测量来限制大型柯伊伯带天体Haumea的大小，形状和亮度。可见光光度和热光度之间的相关性表明，妊神星的高振幅和快速变化的光学光变曲线确实是由于妊神星的极端形状，而不是大规模的连续变化。然而，良好的采样高精度的可见光数据，我们目前确实需要纵向表面的异质性，占的形状的光变曲线。妊神星的热辐射与流体静力平衡下快速旋转物体的预期雅可比椭球形状一致。与可见光光度学拟合最好的雅可比椭球意味着一个三轴椭球，其轴长为1920 x 1540 x 990 km，密度为2.6 g cm^-3$，这是Lellouch等人（2010）发现的。虽然热和可见光数据不能唯一地限制妊神星的完整非球形形状，但密集的雅可比椭球体的预测和测量热通量之间的匹配表明，妊神星确实是柯伊伯带中的致密天体之一。
2014-02-18 astro-ph.EP
Modeling the Formation of the Family of the Dwarf Planet Haumea
矮行星（136108）妊神星有一个有趣的独特的物理特性组合：接近分裂的自旋，两个规则的卫星，和一个意想不到的紧凑的家庭。虽然这些性质表明是碰撞形成的，但没有自洽的和合理的可能形成假说可以将妊神星家族成员（“Haumeans”）异常快速的旋转和低相对速度联系起来。我们探索和测试所提出的形成假说（灾难性碰撞，放牧和合并，卫星碰撞）。我们灵活地参数化碰撞的属性（例如，碰撞位置），并使用用于从每个模型预期的三维速度喷射场的简单模型来生成模拟族。这些观测柯伊伯带对象进行比较，使用贝叶斯参数推断，包括混合物模型，允许从背景人口的闯入者。在测试我们的方法，我们发现最好的匹配所观察到的Haumeans是一个各向同性的喷射场的典型速度为150米秒$^{-1}$。掠并假说和卫星碰撞假说不受欢迎。包括这些限制，我们详细讨论了形成的假设，包括变化，其中一些进行了测试。一些新的假设被提出（撞击坑碰撞和碰撞的地方妊神星的上层是“失踪”）和仔细审查。我们没有确定一个令人满意的形成假说，但我们确实提出了几个途径的额外的调查。此外，我们确定了许多新的候选Haumeans，并动态确认其中7个与观察到的家庭一致。我们确认，Haumeans有一个浅的尺寸分布，并讨论了新的Haumeans识别的影响。
2019-03-29 astro-ph.EP
Spatially variable crater morphology on the dwarf planet Haumea
本文首次预测了快速自转的三轴椭球矮行星妊神星的撞击坑形态，发现其表面重力从赤道到极点变化近两个数量级，导致撞击坑直径、深度、体积及溅射物逃逸比例随纬度发生剧烈变化。
2024-06-13 astro-ph.EP
N-body Simulations of Ring Formation Process around the Dwarf Planet Haumea
妊神星是唯一已知的外海王星天体。环的位置与妊神星的旋转周期产生3：1的自旋轨道共振，妊神星具有三轴形状。妊神星周围的非轴对称引力场被认为影响了环的动力学;然而，环的形成过程还没有被阐明。在这项研究中，我们详细分析了妊神星潜在的环形成情景。我们首先计算了三轴椭球周围的引力场，并使用包含时变引力场的模拟来估计围绕妊神星旋转的物体可以稳定存在的距离。模拟结果表明，该物体的轨迹在其当前环位置内变得不稳定。接下来，我们解析地推导了绕三轴椭球旋转的刚体的罗氏半径，并表明罗氏半径可以接近当前环的位置。此外，作为一个参数的研究，我们进行了N体模拟使用的系数碎石桩恢复作为一个变量。结果表明，根据众多的参数，罗氏半径的位置是接近目前的妊神星环的位置。根据这些发现，我们可以假设，在轨道的不稳定区域的边界和罗氏半径之间的区域中形成环的可能性很高。这项研究中提出的方案可以帮助解释妊神星环形成的过程。
2020-05-16 astro-ph.EP
Orbits and Masses of the Satellites of the Dwarf Planet Haumea = 2003 EL61
利用哈勃太空望远镜和W。M.凯克望远镜，我们已经确定了矮行星（136108）Haumea，前身为2003 EL 61的两个动态相互作用卫星的轨道和质量。Hi'iaka是一颗较亮的外层卫星，其轨道参数与先前推导出的轨道吻合得很好。在超过几个星期的时间尺度上，没有开普勒轨道足以描述内部较暗的卫星Namaka的运动。使用一个完全相互作用的三点质量模型，我们已经恢复了两个轨道的轨道参数和质量的妊神星和Hi'iaka; Namaka的质量是边缘检测。这些数据不足以唯一地确定非球形主星的引力四极（由$J_2$描述）。卫星几乎共面的性质，以及推断的类似于水冰的密度，加强了妊神星在数十亿年前经历了巨大碰撞的假设。激发的偏心率和相互倾斜指向一个有趣的潮汐历史的显着半长轴演变通过卫星平均运动共振。轨道解表明，Namaka和Haumea目前正在经历相互事件，相互事件季节将持续几年。
2009-03-24 astro-ph.EP
On the location of the ring around the dwarf planet Haumea
最近发现的围绕矮行星（136108）Haumea的环位于环粒子的轨道运动与Haumea的自旋之间的1：3共振附近。在目前的工作中，研究了在该区域中的单个粒子的动力学位于环。使用庞加莱截面技术，与1：3共振的稳定性岛的识别和研究。随着它的存在，这种共振被加倍，产生成对的周期和准周期轨道。被加倍的事实引入了一个分界线，它产生了一个混沌层，显着减少了1：3共振的稳定区域的大小。结果还表明，存在一个最小的等效偏心率（$e_{1:3}$）的存在，这种共振。该值似乎太高，无法将粒子保持在环的边界内。另一方面，庞加莱截面曲面显示存在更大的稳定区域，但与一族第一类周期轨道相关。它们存在的等效偏心率值低于$e_{1:3}$，并覆盖了一个大的径向距离，包括妊神星环的区域。因此，这个分析表明妊神星的环是在一个稳定的区域与第一类周期轨道，而不是1：3共振。
2019-02-09 astro-ph.EP
A Photometric System for Detection of Water and Methane Ices on Kuiper Belt Objects
我们提出了一种新的近红外测光系统，用于探测太阳系中的水冰和甲烷冰。该系统包括两个中波段滤波器在K波段的近红外，这是敏感的水冰和甲烷冰，加上连续观测在J波段和Y波段。这个系统的主要目的是区分三种基本类型的柯伊伯带天体（KBO）-那些富含水冰的，那些富含甲烷冰的，以及那些吸收率很低的。在这项工作中，我们使用我们的滤波器系统对51个KBO进行了概念验证观测，其中21个从未在近红外光谱中观察到。我们表明，我们的自定义测光系统与以前的光谱观测是一致的，同时减少望远镜观测时间的3倍。我们使用我们的过滤器来识别妊神星碰撞家族成员，它们被认为是一个更大的天体的碰撞残留物，其特征在于它们的表面上有大部分的水冰。我们将2009 YE 7添加到妊神星碰撞家族中是基于我们的水冰带观测（J-H2O = -1.03 +/- 0.27），这表明大量的水冰吸收，我们计算的固有轨道根数，以及我们测量的中性光学颜色，V-R = 0.38 +/- 0.04，这些都与妊神星家族的其他成员一致。我们确定了几个对象动态类似于妊神星是不同的妊神星家庭，因为他们没有水冰在其表面上。此外，我们发现只有最大的KBO有甲烷冰，我们发现妊神星本身比较小的妊神星家族成员吸收的水冰要少得多。我们没有发现柯伊伯带其他家族的证据。
2011-02-09 astro-ph.EP
The Dense, Rocky Core of Haumea Revealed by Satellite Dynamics
Florida Space Institute, University of Central Florida（佛罗里达空间研究所，中佛罗里达大学）；Brigham Young University Department of Physics & Astronomy（杨百翰大学物理与天文学系）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本研究通过卫星动力学测量妊神星扁率，揭示其致密岩石核心与冰质地幔结构，表明此类内部构造在跨海王星矮行星中可能普遍存在。
2026-09-30 astro-ph.EP
Ring dynamics around non-axisymmetric bodies with application to Chariklo and Haumea
最近在半人马座小天体Chariklo和矮行星Haumea周围发现了密集而狭窄的环，同时怀疑在半人马座凯龙星周围。它们是在太阳系中除巨行星外的其他地方观察到的第一个环。与后者类似的是，小天体的引力场可能表现出大的非轴对称项，在物体的自旋和环粒子的平均运动之间产生强烈的共振。在这里，我们展示了Chariklo和Haumea的适度地形特征或伸长解释了为什么它们的环相对远离中心体，当缩放到巨行星的时候。林德布拉德型共振实际上在十年时间尺度上清楚地表明，初始碰撞盘跨越了共转共振（粒子的平均运动与物体的自旋速率相匹配）。在共转半径内的圆盘物质迁移到物体上，而在共转半径外的物质被推到1/2共振之外，在1/2共振中，粒子完成一次旋转，而物体完成两次旋转。因此，非轴对称物体周围的环的存在要求1/2共振位于物体的罗氏极限内，有利于被环包围的快速旋转体。
2018-11-23 astro-ph.EP
A Deep Search for Additional Satellites around the Dwarf Planet Haumea
妊神星是一颗矮行星，有两颗已知的卫星，一个异常高的自转速率，和一个大的碰撞家族，使它成为外太阳系中最有趣的天体之一。一个完全自洽的形成情景负责卫星和家庭的形成仍然是难以捉摸的，但一些过程预测许多小卫星的初始形成，类似于最近发现的冥王星周围的小卫星。由于观测限制，深入搜索KBO周围的常规卫星很困难，但Haumea是少数几个拥有足够数据的卫星之一。我们分析了哈勃太空望远镜（HST）的观测结果，重点是2010年7月获得的10个连续轨道序列，以寻找新的非常小的卫星。为了最大限度地提高搜索深度，我们实现并验证了一个非线性的移位和堆栈方法。没有发现妊神星的其他卫星，但通过植入和恢复人工源，我们表征了我们的敏感性。在距离Haumea 10，000 km和350，000 km之间的距离，半径小到$\sim$ 10 km的卫星被排除在外，假设一个类似于Haumea的卫星（$p \simeq 0.7$）。我们还排除了卫星大于$\gtrsim$ 40公里，在大多数希尔球使用其他HST数据。这种搜索方法排除了大小与冥王星小卫星相似的天体。通过制定明确的标准来确定要使用的非线性速率的数量，我们发现所需的移位速率（$\sim$ 35）比预期的要少得多。发现卫星（和其他移动瞬变）的非线性移位叠加方法是容易处理的，特别是在非线性运动开始显现的情况下。
2016-05-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
Characterisation of candidate members of (136108) Haumea's family
Ragozzine & Brown [2007]列出了在跨海王星天体（TNO）中发现的第一个碰撞族的候选成员名单，该天体与（136108）Haumea（2003 EL 61）相关。我们的目标是确定哪些候选成员的妊神星碰撞家庭是真正的成员，通过寻找其表面上的水冰。我们还试图通过使用光学光变曲线来限制它们的密度，来测试家庭成员几乎是由纯水冰组成的理论。我们使用光学和近红外光度法来识别水冰，特别是使用（J-H_S）颜色作为在1.6微米处的吸收特征的灵敏量度。我们使用VLT新Hawk-1仪器的CH_4滤波器作为短H波段（H_S），因为它比通常的H滤波器对水冰特征更敏感。我们报告了22个候选家族成员的颜色，包括15个近红外颜色。我们确认2003 SQ 317和2005 CB 79是家族成员，使确认的家族成员总数达到10个。我们根据Hawk-I的测量结果拒绝了8个没有水冰吸收的候选者，并根据其光学颜色拒绝了5个候选者。大比例的被拒绝的候选者和因天气而损失的时间的结合，使我们无法根据迄今为止获得的光变曲线对家族成员的密度施加严格的限制;我们仍然可以说，没有家族成员（除了妊神星）需要大的密度来解释它们的光变曲线。
2009-12-16 astro-ph.EP astro-ph.IM
Equilibrium figure of Haumea and possible detection by stellar occultation
Université Paris Cité, CNRS, Institut de Physique du Globe de Paris（巴黎西大、法国国家科学研究中心、巴黎地球物理研究所）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Laboratoire Temps Espace（索邦大学、巴黎天文台、巴黎文理研究大学、法国国家科学研究中心、时空实验室）；Université de Lyon, CNRS, ENS Lyon, Laboratoire de Géologie de Lyon Terre - Planètes - Environnement（里昂大学、法国国家科学研究中心、里昂高等师范学校、里昂地质实验室地球-行星-环境）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（喷气推进实验室、加州理工学院）
研究矮行星Haumea的平衡形状，通过假设分层内部模型并使用BALEINES代码求解流体静力学平衡，发现最接近掩星观测的形状接近临界旋转状态，呈现非椭球形的收缩形状，预测2026年5月4日的恒星掩星可能观测到该特征。
2026-05-07 astro-ph.EP
The size, shape, density and ring of the dwarf planet Haumea from a stellar occultation
在四颗已知的穿海王星矮行星中，妊神星是一颗奇异的、非常细长的、快速旋转的天体。与其他矮行星相比，它的大小、形状、轨道和密度没有很好的限制。在这里，我们报告了2017年1月21日观察到的多弦恒星掩星的结果。在主体周围观测到的次级事件与不透明度为0.5，宽70公里，半径为2，287 $_{-45}^{+75}$公里的环的存在相一致。半人马Chariklo是第一个除了巨行星之外还显示出环系统的天体，而半人马Chiron后来被发现拥有类似于Chariklo环的东西。妊神星是半人马之外第一个拥有星环的天体。环与妊神星的赤道和它的卫星Hi'iaka的轨道共面。它的半径与妊神星自转周期的3：1平均运动共振接近。主体的掩星提供了一个瞬时椭圆形的边缘，其轴线为1，704 $\pm$ 4 km x 1，138 $\pm$ 26 km。结合旋转光变曲线，它限制了妊神星的3D方向和三轴形状，这与流体静力平衡中的均匀体不一致。妊神星的最大轴至少有2，322 $\pm$ 60公里，比以前认为的要大。这意味着妊神星密度的上限为1，885 $\pm$ 80 kg m $^{-3}$，比以前的估计更小，也不那么令人困惑，几何密度为0.51 $\pm$ 0.02，也比以前的估计更小。未检测到压力分别大于15和50 nbar（3- $σ$限值）的全局N $_2$或CH $_4$大气。
2020-06-04 astro-ph.EP astro-ph.IM
"TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region XIV. Size/albedo characterization of the Haumea family observed with Herschel and Spitzer
一组海王星外天体（TNO）与矮行星136108 Haumea有动力学关系。其中10个表面有强烈的水冰迹象，被认为是碰撞造成的，并被认为是唯一已知的TNO碰撞家族。其他19个动力学相似的物体缺乏水冰吸附，被假设为动力学闯入者。我们已经进行了观测，以确定六个公认的妊神星家族成员和一个动力学闯入者的大小和几何形状。其他十个动态闯入者已经测量了以前的作品。我们比较了家庭成员和闯入者的个体和统计特性，研究了两组的大小和分布。我们还研究了家庭的总质量和喷射速度的影响。我们使用远红外天基望远镜观察目标TNO的热峰值附近，并结合这些数据与光学星等，以获得大小和使用辐射测量技术的反射率。我们确定的有效直径的函数的喷射速度的幂律斜率。检测到的妊神星家族成员的几何相似度为$\sim$ 0.3-0.8，高于没有水冰的动态相似物体的几何相似度。接受的家庭成员的中位数几何平均值为$p_V=0.48_{-0.18}^{+0.28}$，而动态闯入者的中位数为0.08 $_{-0.05}^{+0.07}$。在$D=175-300$ km的尺度范围内，对于可接受的家族成员，累积尺度分布的斜率为$q$ =3.2 $_{-0.4}^{+0.7}$，比对于D $< $ 500 km的动力闯入者的$q$ =2.0 $\pm$ 0.6斜率更陡。妊神星的卫星和家族成员的总质量是妊神星质量的2.4%。将它们安置在当前轨道上所需的弹…
2019-04-12 astro-ph.EP
Ring dynamics around an oblate body with an inclined satellite: The case of Haumea
最近在小天体和矮行星周围发现的环和大质量卫星表明它们可能经常共存，例如围绕着妊神星。一个受到扁圆中心体和倾斜卫星扰动的环可能在短时间内消散。环可能生存的条件下，探索分析和数值。在三轴椭球和大质量卫星的引力场的影响下，对环粒子的轨道进行积分，包括碰撞的影响。如果卫星的倾角在Kozai Lidov区域（39.2 < i < 144.8），那么最初在中心体赤道面形成的环将被破坏。对于较低的倾角，由于强烈的碰撞阻尼，环可能会松弛到卫星轨道平面。另一方面，一个显着的J2项很容易抑制扰动的倾斜卫星在一个关键的半长轴，即使在Kozai Lidov周期的情况下。然而，如果环最初相对于赤道平面倾斜，相同的J2扰动不是保护因素，而是在短时间尺度上破坏环。围绕妊神星发现的环是稳定的，尽管由于主体的不对称形状和与中心主体旋转的3：1共振而导致撞击速度上升。一个靠近扁圆中心体的环应该在赤道面附近搜索，在那里J2扰动保护它免受外部倾斜卫星的扰动。在倾斜构型中，J2项本身是分裂性的。
2020-08-31 astro-ph.EP
The Short Rotation Period of Hi'iaka, Haumea's Largest Satellite
Hi'iaka是矮行星Haumea的较大的外卫星。利用哈勃太空望远镜和麦哲伦望远镜的相对测光和相位色散最小化分析，我们确定了Hi'iaka的旋转周期为~9.8小时（双峰）。这比它的轨道周期快了120倍，这给这个系统的形成和可能的潮汐演化带来了新的问题。这种快速的自转表明，Hi'iaka可能有一个显着的自转和旋进，在几年内可以在光变曲线中看到。然后，我们转向调查我们了解的（目前尚不清楚）形成的妊神星系统和家庭的基础上，这出乎意料的快速旋转速度。我们探讨了潮汐演化理论中初始半长轴和旋转周期的重要性，并发现它们强烈影响到同步旋转所需的时间，这与理解各种各样的卫星和双星系统有关。我们发现，即使在洛希极限附近形成，潮汐不一定会导致Hi'iaka的同步旋转周期。因此，Hi'iaka的短旋转周期并不排除显着的潮汐演化。Hi'iaka的旋转周期也与其当前位置附近的形成一致，并且由于Haumea中心的撞击物而旋转。
2016-10-14 astro-ph.EP
Celestial sunflowers -- Survival of rings around small planetary bodies under solar radiation pressure
本研究通过N体模拟揭示太阳辐射压力下小行星环的稳定性：高度倾斜的环因始终面向太阳而稳定，并给出不同倾角环的粒子尺寸约束。
2025-04-25 astro-ph.EP
Rings around irregular bodies I. Structure of the resonance mesh, applications to Chariklo, Haumea and Quaoar
Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université de Lille（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，里尔大学）；University of Oulu（奥卢大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；CNRS（法国国家科学研究中心）；LIRA, CNRS UMR8254, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（拉格朗日力学和天体物理学实验室，法国国家科学研究中心，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉-蓬图瓦兹大学）；naXys, Department of Mathematics, University of Namur（纳克西斯研究中心，那慕尔大学数学系）
本文通过理论分析探讨了不规则天体周围环的形成机制，发现第二阶共振对环约束起关键作用，同时揭示了不同共振类型对环稳定性的影响。
2025-10-13 astro-ph.EP
The dynamics of rings around Centaurs and Trans-Neptunian Objects
自2013年以来，人们已经知道半人马座小天体Chariklo和矮行星Haumea周围有密集而狭窄的环。在半人马座喀戎星周围也发现了致密物质，尽管其性质存在争议。这是有史以来第一次在巨行星周围以外的其他地方观察到环，这表明这些特征比以前认为的更常见。这些环的起源仍然不清楚。特别是，目前还不知道是否相同的一般过程可以解释Chariklo，Chiron，Haumea周围物质的存在，或者每个物体都有非常不同的历史。尽管如此，小天体的一个特殊方面是它们可能具有非轴对称的形状（地形特征和/或伸长），这在巨行星中基本上是不存在的。这在物体的自旋速率和环粒子的平均运动之间产生了强烈的共振。特别是，林德布拉德型共振倾向于清除共转（或同步）轨道周围的区域，在那里粒子的轨道周期与天体的轨道周期相匹配。无论光环的起源是什么，查里克洛和妊神星适度的地形特征或拉长解释了为什么它们的光环应该在最外面的1/2共振之外被发现，在那里粒子完成一次旋转，而物体完成两次旋转。共振位置相对于身体的罗氏极限的比较表明，快速旋转有利于被环包围。我们讨论了更详细的1/2和1/3共振的相图，以及卫星形成环的存在的后果。
2019-04-09 astro-ph.EP
Collisional Growth of Icy Dust Aggregates in Disk Formation Stage: Difficulties for Planetesimal Formation via Direct Collisional Growth outside the Snowline
高度多孔的尘埃聚集体可以突破径向漂移障碍，但以前的研究假设磁盘在其后期阶段，其中磁盘具有非常小的质量和低温。相比之下，灰尘凝结应该在非常早期的阶段开始，例如盘形成阶段，因为如果没有抑制灰尘的碰撞生长的过程，灰尘的生长时间尺度比盘形成时间尺度短。我们研究了在原行星盘的极早期阶段通过直接碰撞生长形成星子的可能性。我们发现，在原行星盘的早期阶段，冰尘埃聚集体遭受径向漂移和耗尽，而不形成小行星大小的物体。这是因为在盘形成阶段，由于盘温度很容易通过粘性加热而升高，因此灰尘可以突破径向漂移障碍的区域仅限于雪线内部。这表明，在盘形成阶段，通过尘埃的直接碰撞生长形成冰状微行星是困难的。
2018-09-18 astro-ph.EP
Planetary Core Formation with Collisional Fragmentation and Atmosphere to Form Gas Giant Planets
巨大的行星核心（$\sim 10$地球质量）引发快速的气体吸积，形成气体巨行星\rev{such as}木星和土星。我们调查的核心增长和核心的可能性，以达到这样一个关键的核心质量。在后期阶段，行星核心通过与小行星的碰撞而成长。微行星与行星核心的引力相互作用导致微行星的碰撞碎裂，减少了周围微行星的数量，从而减少了最终的核心质量。从小的微行星开始，碎片迅速移动，形成质量较小的核心。然而，行星核心在气体快速吸积之前获得了扩大其碰撞截面的大气。一旦行星核心超过火星质量，大气层就会显著加速核心的生长。我们表明，考虑到碎片和大气的影响，最初大的星子使足够大的核心形成。另一方面，由于大型星子的核心生长缓慢，因此需要一个巨大的磁盘才能使核心在磁盘寿命内充分增长。如果初始星子大小为100\，km的圆盘质量是最小质量太阳星云的10倍，那么在类木行星区域（$>5\,$ AU），行星核心的质量可以超过10个地球质量。
2011-06-10 astro-ph.EP
The early instability scenario: terrestrial planet formation during the giant planet instability, and the effect of collisional fragmentation
太阳系的动力学状态可以用巨行星之间的轨道不稳定性来解释。最近的一个模型提出，巨行星不稳定性发生在类地行星形成的过程中。这种情况已经被证明是与内太阳系相匹配的，因为它阻碍了火星的生长，并阻止了小行星带中的行星形成。在这里，我们提出了一个大样本的新的模拟“早期不稳定”的情况。我们使用一个N体积分方案，占碰撞碎片，也进行了大量的控制模拟，不包括早期的巨行星不稳定性。由于总粒子数在考虑碰撞碎裂时减少得较慢，因此不断增长的行星的轨道通过动力学摩擦和与耗散角动量的小天体相遇（例如：打了就跑的撞击）而受到更强烈的阻尼。与没有碰撞碎片的模拟相比，我们完全进化的系统在其紧凑的质量分布和动态冷轨道方面提供了与太阳系类地行星更好的匹配。碰撞过程还往往会延长地球类似物的动态吸积时间尺度，并缩短火星类似物的动态吸积时间尺度。这产生的系统与相对增长的时间尺度更一致的同位素测年推断。因此，对于任何成功的内太阳系演化模型来说，解释碎片化都是极其重要的。
2018-12-18 astro-ph.EP
Collisional Growth Within the Solar System's Primordial Planetesimal Disk and the Timing of the Giant Planet Instability
太阳系的大尺度结构是由一种短暂的动力学不稳定性形成的，这种不稳定性可能是由巨行星与一个巨大的原始冰碎片盘的相互作用引发的。在这项工作中，我们调查的条件下，这个原始磁盘可以合并成行星使用分析和数值计算。特别是，我们进行数值模拟的太阳系的早期动力学演化，占粘性搅拌和碰撞阻尼内的磁盘。我们证明，如果碰撞阻尼将足以保持温和的速度分散，地球质量trans-Neptunian行星可能出现在一个时间尺度的10万年。因此，我们的研究结果有利于这样一种情况，即外太阳系的动力学不稳定性在气态星云消散后立即开始，以避免外太阳系中地球质量行星的过度产生。
2021-07-22 astro-ph.EP
Collisional parameters of planetesimal belts, precursor of debris disks, perturbed by a nearby giant planet
星子带被用来解释碎片盘的长期存在。模拟其碰撞演变和计算尘埃产生率的重要参数是碰撞的固有概率$P_i$和平均碰撞速度$U_c$。如果一颗行星的轨道靠近行星带，这两个参数的值会受到长期扰动的影响，从而在偏心率$e$和近心点经度$\varpi$之间产生很强的相关性。我们采用了一种新的算法来计算$P_i$和$U_c$的长期相关性，由于不同的比例之间的适当和强迫偏心率的存在。我们测试了这个算法在一个标准的情况下，木星大小的行星轨道内的一个假定的星子带发现，它是不太活跃的碰撞相比，自搅拌带，因为$e - \varpi$耦合。行星的偏心率是决定尘埃产生量的一个重要参数，因为当行星的偏心率从0.1增加到0.6时，侵蚀速度会快10倍。带的初始条件（无论是冷的还是热的）和它的平均倾角强烈地影响着$P_i$和$U_c$，进而影响着它在行星存在下的长期碰撞演化。最后，我们将我们的方法应用到星子带，推测重新填充围绕HD 38529和$ε$波江座的尘埃盘。在碰撞最活跃的构型中，预计只有一小部分小于100公里的天体会在4 Gyr的时间跨度内碎裂。
2017-01-07 astro-ph.EP
Collisional Fragmentation is Not a Barrier to Close-in Planet Formation
碰撞碎片被证明不是一个障碍，岩石行星形成在小距离的主机。简单的分析论证表明，岩石行星形成通过碰撞均匀的引力主导的机构是可能的，直到罗氏半径（$r_\mathrm{Roche}$）的数量级的距离。对初始天体${\gtrsim}1700$ km的广泛N体模拟，包括引力主导天体的碎裂和合并的合理模型，证实了这一结论，并表明岩石行星形成可能下降到${\sim}$ 1.1 $r_\mathrm{Roche}$。在较小的距离上，潮汐效应会导致碰撞过于破碎，以至于无法形成最终的动力学稳定的行星系。我们认为，即使是分化的天体也可以在距离$r_\mathrm{Roche}$不远的地方聚集形成行星。
2017-09-13 astro-ph.EP
Rapid Formation of Gas-giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores. II. Dependence on Pebble Bulk Density and Disk Temperature
本研究利用DTPSs探讨非多孔卵石体如何形成气态巨行星核，发现非多孔天体同样能在几十万年内通过碰撞凝聚形成小行星并促成核形成，且其形成区域比多孔卵石体更宽。
2023-07-28 astro-ph.EP
Rapid formation of Gas Giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores
气体巨行星，如木星、土星和巨大的系外行星，是通过气体吸积到固体核心上而形成的，每个固体核心的质量大约是地球的十倍。然而，由于盘-行星相互作用的快速径向迁移阻止了通过星子吸积形成如此巨大的核心。通过卵石吸积的相对快速的核心增长需要非常巨大的原行星盘，因为大多数卵石落入中央恒星。虽然星子的形成、行星的迁移和气体巨星核心的形成已经被研究了很多，但从尘埃到行星的完整演化路径仍然不确定。在这里，我们报告的结果完全模拟的碰撞演化从尘埃到行星在整个磁盘。真实孔隙度的尘埃生长允许在内盘（> 10 au）形成冰冷的星子，而在外盘形成的鹅卵石漂移到内盘并在那里生长成星子。这些小卵石生长成星子抑制了它们的径向漂移，并在核心附近可持续地供应小星子。这使得在行星迁移之前，在20万到40万年内迅速形成足够大的行星核心。我们的模型显示，第一颗气态巨行星在2-7天文单位时形成于相当常见的原行星盘中，与系外行星和太阳系一致。
2021-10-03 astro-ph.EP
Planetesimals to Terrestrial Planets: collisional evolution amidst a dissipating gas disk
我们对类地行星的形成过程进行了数值模拟，研究了内太阳系中从微行星到行星的连续生长过程。以前的研究表明，生长将是由内而外的，但通常的做法仍然是假设整个内盘最终将达到胚胎和星子的双峰分布。对于盘质量，初始星子半径和气体盘寿命的组合，在这项工作中探索的整个磁盘从来没有达到一个简单的双峰质量分布。我们发现，由内而外的增长被放大的碰撞演化的固体和相互作用与耗散气体盘的综合影响。这导致了在同一时间内，在盘的不同位置永远不会实现寡头增长，在某些情况下，盘可以在1 au内支持混乱的增长和巨大的影响，并在2 au之外支持失控的增长。星子人口是有效地耗尽在内盘胚胎生长主要是在一个显着的气体盘的存在下进步。进一步在磁盘的增长是较慢的相对于气体盘耗散，导致更多的激发星子在同一阶段的增长和效率较低的吸积。由于碰撞研磨强烈改变了吸积行星相对于初始质量分布的表面密度，这种相同的效应导致了质量损失。与以前没有碰撞研磨的工作相比，这种效应降低了火星与地球的质量比。与之前的一些发现类似，这些模拟使用了截然不同的生长情景，产生了第一代行星胚胎，在不稳定并进入混沌生长阶段之前，这些胚胎稳定了10-20百万年，或气体耗散时标的5-10个e折叠时间。
2019-08-02 astro-ph.EP
Gap Clearing by Planets in a Collisional Debris Disk
我们应用我们的3D碎片盘模型，SMACK，模拟一个行星在一个圆形轨道附近的一个环的星子，正在经历毁灭性的碰撞。先前对行星在无碰撞碎片盘中打开间隙的模拟发现，间隙的宽度与行星质量的2/7次方成比例（$α$ =2/7）。我们发现，在碰撞盘的间隙大小仍然服从幂律缩放与行星质量，但指数α的幂律依赖于年龄的系统t相对于碰撞时间尺度$t_{coll}$的磁盘由$α= 0.32(t/t_{coll})^{-0.04}$，与推断的行星质量比经典的间隙法预测的小五倍。增加的间隙尺寸可能源于碰撞和混沌区附近的平均运动共振之间的相互作用。我们调查的磁盘粒子的初始偏心率分布的影响，并发现在类木行星质量的间隙大小的影响可以忽略不计，因为碰撞往往会擦除初始粒子偏心率分布的记忆。最后，我们发现特洛伊类似物的存在是一个潜在的强大的诊断行星的质量范围~1-10 $M_{jup}$。我们应用我们的模型对北落师门、HR 4796 A、HD 202628、HD 181327和$β$ Picture周围的行星设置了新的上限。
2014-10-28 astro-ph.EP
Realistic collisional water transport during terrestrial planet formation: Self-consistent modeling by an N-body--SPH hybrid code
根据目前的证据，地球（也许还有类似的系外行星）的水存量是在行星形成的混乱最后阶段通过（巨大的）碰撞向内输送的。在动力学模拟中，水输送仍然几乎完全通过假设过于简化的完美合并（PM）来研究，即使它特别容易发生碰撞转移和损失。为了缩小这一差距，我们已经开发了一个框架，直接结合长期N体计算与专用的三维SPH模拟每次碰撞水输运模型。碰撞后的水库存是自相一致的进一步跟踪，在增生或侵蚀，以及打了就跑的遭遇。后者是原行星中常见的结果，除了碰撞损失外，还必须考虑相遇物体之间的水转移。这种混合的方法使我们能够第一次跟踪完整的动力学和碰撞演化的200机构在整个后期吸积阶段（几个100万年）。作为第一个应用程序，我们选择了一个类似太阳系的架构，已经形成的巨大行星的圆形或偏心轨道和碎片盘跨度从0.5 - 4 au。现实的碰撞处理导致了与PM相当不同的结果，质量较低的行星和水库存减少了两倍或更多。由于碰撞损失和相当长的吸积的结合，最终的水含量，特别是在圆形轨道上的巨行星，强烈减少到更像地球的值。向潜在的宜居行星输送水主要是由少数决定性的碰撞所决定的，大多数是胚胎大小或更大的天体。高频率的打了就跑，与水（和质量）传输效率普遍较低，是这个过程的一个关键部分，并在整个系统的发展。
2020-01-04 astro-ph.EP
The Maximum Density of a Collisionally-Produced Planet is A Function of its Mass and Orbital Period
Michigan State University（密歇根州立大学）
通过SPH模拟和碰撞速度模型，预测低质量、短轨道周期的碰撞产生超级水星更常见且密度更高，GJ 367b是最佳候选。
2026-06-18 astro-ph.EP
Inner edges of planetesimal belts: collisionally eroded or truncated?
本文提出三阶段解析模型研究碎片盘碰撞演化，结合ALMA观测发现7个宽碎片盘中4个内边缘由碰撞侵蚀形成，3个可能被行星截断，并揭示HD 107146的宽间隙实为两个窄间隙。
2023-05-16 astro-ph.EP
Hiding in the Shadows II: Collisional Dust as Exoplanet Markers
对最年轻的行星（过渡盘为$\sim$ 1- 1千万年）的观测将提高我们的行星形成模型的准确性。不幸的是，即使在理想的情况下，对这些行星的观测也是具有挑战性和耗时的。因此，我们建议确定一组标记，可以预先选择有前途的外行星托管候选磁盘。为此，进行了N体模拟，以研究嵌入木星质量的行星对周围微行星盘动力学的影响，以及由此产生的第二代碰撞尘埃。我们使用一个新的碰撞模型，允许星子的碎片和侵蚀，和灰尘大小的碎片模拟后处理步骤，包括非引力，由于恒星辐射和气体原行星盘。从我们的数值模拟合成图像显示，一个明亮的双环在850 $μ$ m的低偏心率的行星，而一个高偏心率的行星将产生一个典型的内环与不对称的磁盘。在第一代原始尘埃的存在下，这些标记在远离嵌入行星的轨道的地方很难被探测到，但在过渡盘中的行星起源的间隙内可以被探测到。
2016-01-14 astro-ph.EP
Dynamical Constraints on Mercury's Collisional Origin
在太阳系的四颗类地行星中，水星的起源也许是最神秘的。现代的数值模拟旨在模拟类地行星形成的动力学，系统地无法复制水星;水星的质量只有地球的5%，轨道偏心率和倾角是行星中最高的。然而，水星的大铁丰富的核心和低挥发性库存脱颖而出的内行星，似乎暗示了一个激烈的碰撞起源。由于大多数用于模拟陆地吸积的算法不考虑碰撞碎裂的影响，因此很难在行星形成的更大背景下测试这些碰撞假设。在这里，我们分析了一个大的套陆地吸积模型，占碰撞机构的碎片。我们发现，在我们的模拟中，90%的行星的核心质量分数都是由于反复的碰撞而提高的。虽然这些行星中的许多在质量上与水星相似，但它们很少位于水星轨道上。此外，我们还进行了一批额外的模拟，旨在专门测试单一的巨型撞击起源场景。我们发现小于1%的概率，同时复制水星-金星动力学间距和地球系统的轨道激发度后，这样的事件。虽然动力学模型在理解火星的低质量方面取得了很大的进步，但它们无法形成准确的水星类似物仍然是一个突出的问题。
2019-04-03 astro-ph.EP
The Influence of Cold Jupiters in the Formation of Close-in planets. II. Collisional Growth of Planetesimals
本研究模拟冷木星与黏性耗散原行星盘下星子的碰撞动力学演化，发现星子盘会演化成近距致密行星环，揭示巨行星对内盘固体重分布作用，解释含巨行星系统偏离“豌豆荚”构型的成因。
2025-09-02 astro-ph.EP
Origins of rings in the solar system
本文探讨了太阳系中行星环的起源与演化，聚焦过去十年发现的外太阳系小天体（如夏里克洛、妊神星、夸欧尔）周围的密集行星环，尤其关注夸欧尔环远在洛希极限外的特殊现象。
2024-12-01 astro-ph.EP
Planet Signatures in Collisionally Active Debris Discs: scattered light images
行星摄动经常被援引作为对碎片盘中成像的许多空间结构的潜在解释。到目前为止，这个问题主要是研究与无碰撞N体数值模型。我们数值研究如何耦合效应的碰撞和辐射压力可以影响的形成和生存的径向和方位角结构的磁盘扰动的行星。我们考虑两种设置：一个行星嵌入在一个扩展的磁盘和行星外部的内部碎片环。我们使用Thebault（2012）的DyCoSS代码，并在散射光中导出系统的合成图像。行星的质量和轨道，以及光盘的碰撞活动的自由参数进行了探讨。我们发现，碰撞总是显着阻尼行星诱导的结构。对于嵌入行星的情况，如果M_planet> M_Saturn，行星的签名，主要是其径向位置周围的密度差距，应该在正面图像中仍然可以检测到。然而，如果系统是从侧面观察，推断行星的存在要困难得多，尽管在有利的条件下可能会观察到一些行星引起的信号。对于内环/外行星的情况，行星摄动不能阻止碰撞产生的小碎片填充环外的区域：环外的径向光度分布接近于没有行星时的光度分布。然而，一颗在圆形轨道上的类木行星会留下进动的方位结构，可以用来间接推断它的存在。对于一颗在偏心轨道上的行星来说，环是椭圆形的，尽管有碰撞和辐射压力，但近心辉光效应是可见的，但在真实的圆盘中检测到这些特征并不能明确地指示外行星的存在。
2012-09-18 astro-ph.EP
Forecasting Catastrophe: Constraints on the Fomalhaut Main Belt Planetesimal Population from Observed Collisional Remnants
Lunar and Planetary Laboratory, The University of Arizona（亚利桑那大学行星科学实验室）；Steward Observatory, The University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；James C. Wyant College of Optical Sciences, The University of Arizona（亚利桑那大学詹姆斯·C·怀扬特光学科学学院）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）；European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局天文中心）
通过分析法米劳特系统中的碰撞残骸，研究确定了主带小天体群体的约束，发现其总质量范围及碰撞率，为系外行星系统的小天体研究提供新视角。
2026-03-07 astro-ph.EP
A PR drag origin for the Fomalhaut disk's pervasive inner dust: constraints on collisional strengths, icy composition, and embedded planets
针对JWST观测到的北落师门外小行星带内部大量尘埃，本研究通过PR drag作用下碰撞碎片迁移的分析模型，结合光谱能量分布与合成图像的网格搜索，约束了尘埃的冰成分、碰撞强度及嵌入行星参数，揭示PR drag输运可解释内部尘埃并为同类系统提供参考。
2025-04-15 astro-ph.EP
Size, Shape, and Geometric Albedo of Dwarf Planet Quaoar's Largest Satellite Weywot
Florida Space Institute, University of Central Florida（佛罗里达空间研究所，中佛罗里达大学）；Department of Physics, University of Central Florida（中佛罗里达大学物理系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía（安达卢西亚天体物理研究所）；Department of Mechanical Engineering IIT Kanpur（坎普尔印度理工学院机械工程系）
本研究通过重新分析恒星掩星与哈勃空间望远镜成像数据，测得夸欧尔卫星韦沃特的尺寸、三轴形状及低几何反照率，推测其冰质量分数不足100%，来源与冥王星、妊神星卫星不同。
2026-10-09 astro-ph.EP
The Effects of Early Collisional Evolution on Amorphous Water Ice Bodies
在太阳系形成期间，外原行星盘的条件被认为有利于形成无定形水冰（AWI），一种玻璃状的水冰。然而，随后的碰撞处理可能会使任何AWI出现冲击结晶。在这里，我们使用iSALE冲击物理水代码来模拟与这些碰撞环境相关的撞击速度下的大型冰体之间的撞击，然后将这些结果输入到定制的AWI结晶脚本中，以计算AWI结晶/存活这些撞击事件的程度。我们发现，行星迁移后冰体之间的撞击速度（即，在海王星外天体或TNOs之间）太慢，无法使AWI的任何有意义的部分结晶。然而，在行星迁移期间，结晶的AWI的数量是高度随机的：相对较少的AWI在较低的撞击速度（小于~2 km/s）下结晶，但大多数存在于天体（如果大小相等）或撞击物和撞击地点（如果大小不同）中的AWI在较高的撞击速度（大于~4 km/s）下结晶。考虑到行星迁移期间的疑似撞击速度约为2-4 km/s，这表明原始AWI在行星迁移中幸存的能力是高度随机的。然而，如果原始EKB物体及其碎片经历了多次撞击事件，几乎所有原始AWI都可能结晶;在行星迁移期间，这种高度碰撞的原始EKB与任何冰体上缺乏明确的AWI直接检测是一致的。最终，原始AWI的生存到今天，敏感地依赖于原EKB的大小频率分布，这是目前知之甚少。
2022-12-07 astro-ph.EP
Oort cloud asteroids: Collisional evolution, the Nice Model, and the Grand Tack
如果太阳系有行星迁移的历史，那么这种迁移的特征可能会印在散布在行星尾迹中的小行星和彗星上。在这里，我们考虑的动力学和碰撞演化的内太阳系小行星加入奥尔特云。我们比较了奥尔特云小行星种群的迁移情景的基础上的“尼斯”和“大钉”的情况下，以及一个零假设的行星没有迁移，检测到这样一个对象，C/2014 S3（PANSTARRS）。我们的模拟发现C/2014 S3（PANSTARRS）的发现只有超过百分之一的机会发生，如果奥尔特云小行星演化到奥尔特云轨道时，太阳系不超过一百万年，因为这种早期转移到奥尔特云是必要的，以保持碰撞演化量低。我们认为，这只发生在一个巨大的（大于30个地球质量）行星的轨道在1 ~ 2 au，因此，我们的研究结果强烈支持“大钉”一样的迁移发生在早期的太阳系的历史。
2019-03-07 astro-ph.EP
Particle fragmentation inside planet-induced spiral waves
本文通过局部2D流体动力学模拟研究行星引发的螺旋波对盘中粒子运动和碰撞演化的影响，发现螺旋波内粒子碰撞速度远超碎裂阈值，可能导致粒子尺寸随径向距离减小而变小，进而影响缝隙过滤、卵石吸积和微行星形成等过程。
2024-11-18 astro-ph.EP
On collisional capture rates of irregular satellites around the gas-giant planets and the minimum mass of the solar nebula
我们调查的可能性，非弹性碰撞的星子内的类木行星的希尔球可以解释的存在和轨道观察到的不规则卫星。通过这种机制捕获卫星不仅高度依赖于原行星盘的质量，而且还依赖于星子尺寸分布的形状。我们进行了2000次模拟的综合时间间隔$\sim 2$ Myr，并发现，鉴于目前接受的最小质量的太阳星云和星子数密度的值的基础上\citet{Nesvorny2003}和\citet{Charnoz2003}大小分布$dN \sim D^{-3.5} dD$，不同的木星行星的碰撞率范围之间的$\sim 0.6$和$\gtrsim 170 \, \Myr^{-1}$的对象的半径，$1 \, \km \le r \le 10 \, \km$。此外，我们发现，这些碰撞消除足够的轨道能量，以产生一个束缚轨道的概率是$\lesssim 10^{-5}$，并有很小的依赖于微行星的相对大小。在这些碰撞中，两个物体之间的碰撞能量是$\gtrsim 10^3$乘以半径为$\sim 100$ km的物体的引力结合能。我们发现，通过碰撞捕获不规则的卫星之间的未绑定的对象只能占$\sim 0.1%$的观察人口，因此这不能是唯一的方法产生不规则的卫星。
2011-05-25 astro-ph.EP
Dynamics and Collisional Evolution of Closely Packed Planetary Systems
高多重性的开普勒系统（称为开普勒多重系统）通常是紧密堆积的，并且可能处于不稳定的边缘。许多这种类型的系统可能经历过过去的不稳定性，其中紧凑的轨道和通常较低的密度使物理碰撞成为可能的结果。我们使用数值模拟来研究动力学不稳定性和行星行星之间的相互作用，在一个合成生成的样本紧密包装，高多重性系统。我们特别关注类似开普勒-11的系统，开普勒-11是一个有六颗行星的开普勒多行星，并运行一套动力学积分，在Lissauer等人（2011 a）报告的标称值周围采样初始轨道参数，发现大多数实现都是不稳定的，导致轨道交叉，最终碰撞和合并。我们详细研究了稳定性对行星轨道参数和行星对特征的依赖性，以识别不稳定性的可能前兆，将动力学不稳定性产生的系统与观测到的开普勒样本进行比较（应用观测修正后），并提出可能的观测特征这些不稳定性。我们研究了每个行星-行星碰撞的特征，根据接触程度和碰撞能量对碰撞进行分类，发现掠擦碰撞比直接碰撞更常见。由于开普勒multis中发现的许多行星的结构是这样的，质量是由岩石核心为主，但体积是由低密度的气体信封为主，粘性球近似可能是无效的，我们提出的流体动力学计算行星行星碰撞明显偏离这种近似。最后，我们将我们的动力学计算的一个子集，而不是使用修改后的处方来处理碰撞，发现，在一般情况下，更高的多重残留系统。
2017-06-06 astro-ph.EP
Collisions of small ice particles under microgravity conditions (II): Does the chemical composition of the ice change the collisional properties?
内容：了解冰的碰撞性质对于了解行星形成的早期阶段和行星环系统的演化都很重要。简单的化学物质，如甲醇和甲酸，已知存在于寒冷的原恒星区域，与占主导地位的水冰一起;它们也可能被纳入形成于原行星盘和行星环系统的行星中。然而，冰的化学成分对其碰撞性质的影响尚未得到研究。目的：碰撞的1.5厘米的冰球组成的纯结晶水冰，水与5%的甲醇，和水与5%的甲酸进行了研究，以确定冰的组成对碰撞结果的影响。研究方法：碰撞是在一个专用的实验仪器中进行的，该仪器在微重力条件下运行，相对粒子撞击速度在0.01 ~ 0.19 m·s^-1之间，温度在131 ~ 160 K之间，压力在10^-5 mbar左右。结果如下：恢复系数的范围被发现，这和化学成分，相对冲击速度，或温度之间没有相关性。结论：我们的结论是，冰的化学成分（在95%的水冰和5%的甲醇或甲酸的水平）不影响碰撞性能在这些温度和压力下，由于无法发生表面润湿。在5%的甲醇或甲酸水平下，结构可能由结晶水冰主导，导致碰撞性质没有变化。颗粒的表面粗糙度是解释恢复系数范围的主导因素。
2015-01-05 astro-ph.EP
Planetesimal collisions in binary systems
我们研究了紧密双星系统中千米大小的微行星的碰撞演化，以探讨在次级恒星强烈的引力扰动下，原行星是否能继续吸积。在双星和气体阻力的影响下，对微行星轨道进行了二维数值积分。由于与其他微行星的碰撞和碰撞碎片的吸积，微行星的质量和轨道可以演变。此外，碎片的质量会因微行星与微行星的碰撞和新微行星的产生而演变。我们表明，这是可能的，在原则上为公里大小的星子增长两个数量级的大小，如果星子形成的效率是相对较低的。我们讨论我们的二维方法的局限性。
2010-01-18 astro-ph.EP
Collisional Stripping and Disruption of Super-Earths
行星形成的最后阶段主要是行星胚胎之间的碰撞。这一阶段的动力学决定了系统中行星的轨道结构、质量和组成。在太阳系中，水星、地球、火星和冥王星都曾被认为是巨型撞击的晚期。就水星而言，这次巨大的撞击可能显著改变了行星的整体组成。在这里，我们提出的平滑粒子流体动力学模拟结果的高速（高达~5 v_esc）碰撞1和10 M_地球行星的初始地球组成的调查的结束阶段的形成太阳系外超级地球。正如以前对较小物体之间碰撞的模拟所发现的那样，当碰撞能量超过简单合并时，巨大的碰撞分为两种状态：（1）破裂和（2）打了就跑（掠擦非弹性碰撞和抛射体逃逸）。当碰撞参量接近零时，当射弹质量与目标相比很小时，或以极高的速度时，就会发生破坏。在中断制度，我们推导出灾难性的中断（当一半的总碰撞质量丢失），吸积和侵蚀之间的过渡能，并在散装组合物（铁硅酸盐比）的变化的标度律碰撞剥离地幔的标准。
2009-07-02 astro-ph.EP
Modelling circumbinary protoplanetary disks II. Gas disk feedback on planetesimal dynamical and collisional evolution in the circumbinary systems Kepler-16 and 34
目标。本文研究了在进动偏心气体盘引力影响下，围绕观测系统Kepler- 16和Kepler-34的环双星原行星盘中小行星生长的可能性。方法.我们嵌入我们以前的流体动力学模拟的结果，原行星盘周围的二进制到N体代码执行3D，高分辨率，粒子间引力启用模拟的星子生长和动力学，包括由气体赋予的引力。结果包括完整的，进动的不对称气体盘产生高偏心率轨道的微行星轨道在边缘的circumbinary腔，气体表面密度和偏心率有其最大值。气盘能够有效地调整在某些区域的星子近心点，从而形成相控的、不相互作用的轨道。在这些区域之外，偏心的微行星轨道变得错位和重叠，导致微行星碰撞时轨道交叉和相对速度高。这可能导致侵蚀性碰撞数量的增加，远远超过导致增长的碰撞数量。来自静态轴对称气体盘的引力聚焦是弱的，并且不显著改变来自无气体情况的碰撞结果。结论.由于气盘的不对称性，微行星受到强烈的扰动而进入高度偏心的轨道。在微行星轨道没有很好地对齐的地方，轨道交叉导致侵蚀性碰撞的数量增加。这使得在开普勒-16 b和开普勒-34 b的位置很难发生持续的小行星吸积，因此我们排除了原位生长。这进一步支持了我们最初的建议，即大多数环双星行星应该在盘的更远处形成并向内迁移。
2016-04-06 astro-ph.EP
Collisional formation of massive exomoons of super-terrestrial exoplanets
围绕类地或超类地系外行星运行的系外卫星尚未被发现;因此，它们的可能存在和性质仍然是一个悬而未决的问题。在这里，我们探索通过巨大的行星碰撞形成的系外卫星。我们利用光滑粒子流体动力学（SPH）碰撞模拟和调查一个大的相空间的地球/超地球行星碰撞。我们描述了这种碰撞的性质，发现一种罕见的情况下，其中一个exomoon形式通过一个放牧和捕获的情况下，除了一些放牧和合并或击中和运行的情况。然而，通常情况下，我们的碰撞形成巨大的环行星盘，为此，我们使用后续的N体模拟，以获得随后的系外卫星的下限质量估计。我们调查的质量，长期的潮汐稳定性，组成和起源的物质在光盘和exomoons。我们的巨型撞击模型通常会产生相对富含铁的卫星，这些卫星形成于行星的同步半径之外，因此会以稳定的轨道向外潮汐演化，而不是被摧毁。我们的研究结果表明，通过单一的巨大撞击，碰撞形成目前可探测到的绕超级类地行星运行的系外卫星是极其困难的。也许有可能通过多次撞击形成的较小的系外卫星的几次合并来形成大质量的、可探测的系外卫星，但需要更多的研究才能得出结论。鉴于目前的观测计划，搜索应主要集中在更大的行星类别。然而，我们的模型预测的大约四分之一的系外卫星大约是水星质量或更多，并且更有可能被检测到，因为未来仪器的检测能力提高了2倍，这为它们的发展提供了进一步的动力。
2020-01-28 astro-ph.EP
Collisional heating of icy planetesimals. I. Catastrophic collisions
本文利用热物理代码 NIMBUS 研究冰质星子在灾难性碰撞中的热演化，通过分析超挥发性物质损失约束参与碰撞级联的最大天体直径，并据此限制原初盘寿命或群体规模。
2023-09-19 astro-ph.EP
Probability of Collisional Capture of Irregular Satellites Around the Gas Giant Planets and Mass Constraints for the Solar Nebula
我们调查的可能性，非弹性碰撞的星子内的类木行星的希尔球可以解释的存在和轨道观察到的不规则卫星。通过这种机制捕获这些卫星不仅高度依赖于原行星盘的质量，而且还依赖于星子尺寸分布的形状。我们对积分时间间隔$\sim 2$ Myr进行了2000次模拟，发现给定当前公认的基于$\sim 2$尺寸分布$dN \sim D^{-1.8} dD$的最小质量太阳星云和星子数密度值，不同类木行星的碰撞率介于$\sim 60$和$\gtrsim 10^3 \, \Myr^{-1}$之间。此外，我们还发现，这些碰撞消除了足够的轨道能量以产生一个束缚轨道的概率是$\lesssim 10^{-5}$，并且对微行星的相对大小几乎没有依赖性。在这些碰撞中，对于半径为$\sim 100$ km的质量，两个质量之间的碰撞能量是$\gtrsim 10^3$乘以引力结合能。此外，碰撞耗散了足够的能量的组合是$\lesssim 10^{-6}$，碰撞能量与引力结合能的比率足够大，足以使碰撞的微行星分裂或完全消失，对于由于微行星碰撞而被捕获的不规则卫星来说，只有一小部分碰撞物质仍与行星结合在一起，很可能是由半径为$\sim 100$ km的大质量物体与半径为$\lesssim 20$ km的较小质量物体碰撞产生的。
2012-08-30 astro-ph.EP
Initial Planetesimal Sizes and the Size Distribution of Small Kuiper Belt Objects
我们表明，通过比较观测与理论模型，观测到的柯伊伯带的大小分布是很好地匹配的凝聚模型，从一个初始的小行星人口半径约为1公里，随后的碰撞演化。我们发现，在太阳系年龄段内，观测到的R > 30 km的尺度分布没有受到碰撞演化的影响，而R ~ 30 km以下的尺度分布受到了碰撞的影响，其斜率与使用已发表的强度定律的碰撞演化模型很好地匹配。我们详细地研究了从0.01公里到30公里的天体的尺寸分布，发现其斜率在接近R <0.1公里的物质强度主导的天体的平衡碰撞级联的预期值之前作为半径的函数变化了几次。与0.01 ~ 30 km范围内的单一幂律尺度分布相比，我们发现R ~ 10 km范围内的天体数量严重不足，而2km范围内的天体数量严重过剩。这种赤字和过剩是由在公里大小范围内的小微行星的过剩质量造成的，这是从失控的增长阶段遗留下来的，在4.5 Gyrs的碰撞演化后，在尺寸分布中留下了一个签名。因此，对小KBO尺寸分布的观测可以测试大KBO是否是由于失控生长而生长的，并限制初始的星子尺寸。我们发现，从最近的KBO掩星调查的结果和所观察到的KBO的大小分布可以最好地匹配的初始星子人口，包含约相等的质量，每个对数质量箱的机构，从0.4公里到4公里的半径。此外，我们发现，我们不能匹配所观察到的KBO的大小分布，如果大部分的星子质量包含在半径为10公里或更大的机构。
2013-04-02 astro-ph.EP
Revisiting collisional dust growth in Class 0/I protostellar disks: Sweep-up can convert a few $10 M_\oplus$ of dust into kg pebbles in 0.1 Myr
本文通过颗粒凝聚计算研究0/I类原恒星盘中的尘埃碰撞增长，发现扫掠式增长机制可在0.1 Myr内将约50个地球质量的尘埃转化为千克级卵石，远超碎裂势垒，且该卵石群体对星子形成和行星核心质量预算具有重要意义。
2023-02-09 astro-ph.EP
