Retrograde predominance of small saturnian moons reiterates a recent retrograde collisional disruption
研究发现土星不规则卫星中逆行主导现象可能由近期灾难性碰撞形成，通过分析轨道分布和大小分布支持这一假设。
2025-12-11 astro-ph.EP
Planetary Growth with Collisional Fragmentation and Gas Drag
随着行星胚胎的成长，胚胎对微行星的引力搅动强烈地增强了微行星的随机速度，并使微行星之间的碰撞具有破坏性。产生的碎片被连续的碰撞磨得粉碎。最后，最小的碎片由于气体阻力而向内漂移而被去除。因此，碰撞破坏耗尽了星子盘，抑制了胚胎的生长。我们提供了分析公式的最终质量的行星胚胎，考虑到由于碰撞破坏的星子耗尽。此外，我们对胚胎生长进行了统计模拟（如果忽略中断，则可以很好地再现直接$N$体模拟的结果）。这些分析公式与我们的统计模拟结果是一致的。结果表明，最小质量太阳星云中几个天文单位的最终胚胎质量在$10^7$年内可达到约$\sim 0.1$地球质量。这给气体巨行星的形成带来了另一个困难，它需要具有$\sim 10$地球质量的核心来进行气体吸积。然而，如果星云盘的质量比最小质量的太阳星云大10倍，并且初始的星子尺寸大于100公里，就像一些星子形成模型所建议的那样，最终的胚胎质量在3-4 AU时达到大约10个地球质量。胚胎的碰撞截面被大气层增强，可能会进一步增加它们的最终质量，形成太阳系中5-10 AU的气体巨行星。
2010-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Debris Rings from Extrasolar Irregular Satellites
本文模拟系外巨行星不规则卫星碰撞产生尘埃并在辐射压作用下形成环恒星碎屑环的过程，解释薄而方位对称的窄环观测特征。
2023-04-26 astro-ph.EP
Direct Imaging of Irregular Satellite Disks in Scattered Light
直接的成像调查发现，长周期的超级彗星是罕见的。相比之下，ALMA最近对原行星盘中广泛存在的间隙进行的建模表明，在大的分离距离上，存在大量较小的海王星到海王星质量的行星。来自这些低质量行星的热辐射在光学和近红外波长处可以忽略不计，只在反射光中留下微弱的信号。行星在如此大的轨道距离上不会散射足够的光，但有一种自然的方法来增强其反射面积。在我们的太阳系中，四颗巨行星中的每一颗都拥有数十颗不规则卫星，这些卫星是被引力捕获的微行星，充满了它们的主行星的引力影响范围。我们今天所看到的是激烈碰撞演化的残余物。在早期，它们会产生明亮的环绕行星的碎片盘。我们调查的属性和可探测性，这样的不规则卫星盘（ISDs）的碰撞演化模型，从肯尼迪和怀亚特2011年。我们发现ISD亮度峰值在ALMA探测的$10-100$ AU范围内，并且可以使行星在即将到来的高对比度仪器的广泛参数范围内可检测。我们认为，未来的仪器具有广泛的视野，可以同时表征已知的近距离行星的大气，并揭示人口的长期$\sim$海王星木星质量系外行星无法进入其他检测方法。这提供了一个补充和令人信服的科学案例，将阐明行星系的早期生命。
2020-01-24 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
Properties of the irregular satellite system around Uranus inferred from K2, Herschel and Spitzer observations
在本文中，我们提出的不规则天王星卫星Sycorax，Caliban，普洛斯彼罗，费迪南德和Setebos采取的开普勒空间望远镜在K2任务的过程中可见光范围的光变曲线。热发射测量获得的Herschel/PACS和斯皮策/MIPS仪器Sycorax和Caliban的也进行了分析，并用于确定这些机构的大小，体积和表面特性。我们比较这些属性与其他巨行星系统中的不规则卫星的旋转和表面特性，也与主带和特洛伊小行星和跨海王星天体。我们的研究结果表明，天王星的不规则卫星系统可能经历了比木星和土星的不规则卫星更强烈的碰撞演化。天王星不规则卫星的表面特征似乎更像半人马座和海王星外天体，而不是其他巨行星周围的不规则卫星，这表明天王星轨道内年轻的太阳系存在成分不连续性。
2020-01-06 astro-ph.EP
Toward Understanding the Origin of Asteroid Geometries: Variety in Shapes Produced by Equal-Mass Impacts
主带中超过一半的小行星形状不规则，短轴与长轴长度之比小于0.6。形成这种形状的机制之一是小行星之间的碰撞。碰撞结果的形状与撞击速度等撞击条件之间的关系可提供关于这些小行星形成时的碰撞环境及其演变阶段的信息。在这项研究中，我们进行数值模拟的碰撞破坏的小行星半径为50公里，随后的重力再积累使用平滑粒子流体动力学的弹性动力学与自重力，岩石断裂模型，完全损坏的岩石摩擦模型。我们系统地改变冲击速度从50米/秒到400米/秒和冲击角度从5度到45度。我们调查形状的碰撞模拟产生的最大的残留物。结果，通过等质量和低速（50 - 400米/秒）撞击形成各种形状（双叶、球形、扁平、细长和半球形）。我们澄清了一个范围内的影响角度和速度，以形成每个形状。我们的研究结果表明，直径大于80公里的小行星的不规则形状，特别是扁平形状，可能是通过类似的质量和低速碰撞形成的，这可能发生在木星形成之前的原始环境中。
2018-10-11 astro-ph.EP
Formation of Comets
关于太阳系的彗星是多么原始或原始的问题一直是一个持续的争议。本文综述了彗星从太阳星云中的尘埃和冰粒到当代外太阳系中的小天体的物理演化。这包括尘埃凝聚的阶段，星子的形成，它们的热演化和碰撞过程的结果。我们使用的经验证据彗星，特别是从罗塞塔任务彗星67 P/丘留莫夫-格拉西缅科，得出结论的彗星可能的热量和碰撞演化。
2022-07-26 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
Capture of Irregular Satellites via Binary Planetesimal Exchange Reactions in Migrating Planetary Systems
通过记录星子和行星之间的相遇，我们计算了在一个数值积分的两行星系统，是由于迁移与外部星子带的相互作用遇到的分布。只有当双星微行星与行星缓慢而近距离相遇时，才有可能通过与双星微行星的交换反应捕获围绕行星运行的不规则卫星。在我们的模拟中，我们发现星子和行星之间的近距离缓慢相遇主要发生在最外层而不是最内层的行星上。考虑到行星轨道穿越双星微星首先会被潮汐破坏，我们估计了潮汐破坏和不规则卫星捕获的概率。我们估计，一个二进制的小行星被捕获，并成为一个不规则的卫星海王星质量外行星的概率是大约1/100的质量和分离类似的transneptunian小行星二进制的二进制。如果年轻的系外行星碎片盘上有一个双星小行星群，那么向外迁移的外行星应该有被捕获的不规则卫星群。我们讨论解释发射与系外行星北落师门b的碰撞演化捕获的不规则卫星人口补充，由于行星迁移。
2011-12-02 astro-ph.EP
From planetesimals to terrestrial planets: N-body simulations including the effects of nebular gas and giant planets
我们目前的结果从一套N体模拟，遵循吸积历史的类地行星使用一个新的并行树码，我们已经开发。我们首先将2000个大小相等的星子放在0.5- 4.0天文单位之间，然后进行碰撞生长，直到行星吸积完成（> 1亿年）。所有的重要影响的气体在层流磁盘考虑：气动气体阻力，磁盘行星的相互作用，包括I型迁移，和全球磁盘的潜力，导致长期共振的气体消散向内迁移。我们改变了初始的总质量和空间分布的星子，星云气体耗散的时间尺度，木星和土星的轨道。我们最终会在地球上发现一到五颗行星。为了在存在I型迁移的情况下在该区域保持足够的质量，气体消散的时间尺度需要为1- 200万年。最后的配置和碰撞的历史强烈地依赖于木星的轨道偏心率。如果使用今天木星的偏心率，那么由于长期共振的向内迁移，小行星区域的大多数天体都被卷入地球区域，原行星之间的巨大撞击最常见于1000万年左右。如果木星的轨道偏心率接近于零，就像尼斯模型所建议的那样，长期共振的影响可以忽略不计，大量的质量会在小行星区域停留很长一段时间。木星的轨道是圆形的，巨大的撞击通常发生在1亿年左右，与同位素记录显示的吸积时间尺度一致。然而，在这种情况下，我们不可避免地会有一个地球大小的行星在2 AU左右。很难获得空间上集中的类地行星以及非常晚的巨大撞击。
2010-07-04 astro-ph.EP
Global Modeling of Nebulae with Particle Growth, Drift and Evaporation Fronts. I: Methodology and Typical Results
我们在一个动荡的，粘性的原行星状星云模型粒子的增长，结合坚持，反弹，破碎，并在高速质量转移。我们对待小颗粒使用矩的方法和大颗粒使用传统的直方图分仓，包括碰撞速度的概率分布函数。颗粒的破碎强度取决于它们的组成（冰状聚集体比硅酸盐聚集体更强）。控制星云热结构的粒子不透明度随着粒子的增长和质量的重新分布而演变。在成长过程中，由于星云的逆风阻力，粒子会径向漂移。不同组成的颗粒在“蒸发前沿”（EF）蒸发，其中中平面温度超过它们各自的蒸发温度。我们跟踪每个组件的汽相和固相，考虑平流和径向和垂直扩散。我们目前的演变持续$2 \times 10^5$年的特征结果。一般来说，（a）质量从外部星云大量转移到内部星云，在EF处产生径向固体浓度，（b）颗粒尺寸受到碎裂、弹跳和漂移的组合的限制，（c）“幸运”的大颗粒永远不会代表大量的质量，以及（d）每个EF外部的受限径向区域在成分上富含相关挥发物。我们指出了毫米-亚毫米级的SEDs和星云质量的推断，径向带状，不透明度对产生湍流的新机制的作用，陨石中重氧同位素的富集，可变和非太阳氧化还原条件，硅酸盐和冰冷的星子的主要吸积，以及木星核心的构成。
2015-12-21 astro-ph.EP
Collisional Elongation: Possible Origin of Extremely Elongated Shape of 1I/`Oumuamua
对最近发现的星际天体1 I/`Oumuamua的光变曲线观测表明，该天体具有极细长的形状，轴比为0.3或更小。小行星碰撞可以产生不规则的形状，包括细长的形状。在本文中，我们认为1 I/'Oumuamua极其细长的形状可能是这种撞击的结果。为了找到形成极细长物体的详细碰撞条件，我们使用具有自引力和粒子间摩擦的弹性动力学的光滑粒子流体动力学方法对星子碰撞进行了数值模拟。对半径为50 m的无强度靶微行星进行了不同质量比q、摩擦角φ d、撞击速度v imp和撞击角θ imp的撞击实验，发现q \geq 0.5，φ d \geq 40 °，v imp \leq 40 °，θ_imp \leq 30度产生中间轴与长轴长度之比小于0.3的残余物。这种碰撞条件表明，在星子碰撞阶段，母原行星盘是弱湍流的（内盘α < 10^{-4}），由小于~ 7 km的星子组成，以确保较小的碰撞速度。
2019-03-15 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
Global Modeling of Nebulae With Particle Growth, Drift, and Evaporation Fronts. III. Redistribution of Refractories and Volatiles
第一个微行星的形成仍然是一个未解决的问题。粘附生长必须启动这一过程，但多项研究揭示了一系列可能减缓或停止生长的障碍，其中大部分是由于星云湍流造成的。在一个配套文件中，我们研究了这些障碍的影响模型的分形聚集体和固体，紧凑的颗粒生长在一个粘性演变的类太阳星云的湍流强度范围$α_{\rm{t}} = 10^{-5}-10^{-2}$。在这里，我们将研究这些相同模型中的磁盘组成如何随时间变化。我们发现，对流和扩散的小颗粒和蒸汽，以及径向向内漂移的较大的紧凑的颗粒和分形聚集体，自然导致不同的结果的星子组成。较大的颗粒在各种温度下碰撞破碎或部分蒸发之前，由于气体阻力，可以经历大量向内的径向迁移。这导致了内部蒸汽和外部固体中相关挥发物的增强，它们各自的蒸发前沿或“雪线”。在低$α_{\rm{t}}$的情况下，我们看到外层星云中形成了挥发性或超挥发性物质的狭窄带，这可能与ALMA看到的"鹅卵石”带有关。挥发带，向内迁移的磁盘冷却，可以持续很长的时间尺度，因为他们的气相继续平流或扩散向外跨越其蒸发锋。这些带可能是超挥发物丰富的星子形成的地方，例如罕见的富含CO和贫水的彗星;在H $_2$ O雪线外形成的巨行星可能在水中得到增强。
2022-07-26 astro-ph.EP
Spectroscopic Links Among Giant Planet Irregular Satellites and Trojans
本文通过对比木星、天王星不规则卫星与海王星特洛伊小行星的可见光及近红外光谱，发现其与木星特洛伊及柯伊伯带天体的相似性，并检测到水合特征，提出挥发分升华导致的风化层差异可解释光谱变化，为含水陨石起源提供线索。
2023-10-30 astro-ph.EP
Possible thermal evolutionary pathways of irregular shaped small asteroids and planetesimals
研究了早期太阳系中不规则形状小微行星的两种不同的热演化途径。我们对两颗S-型小行星进行了个案研究;（243）Ida和（951）Gaspra，这是根据美国航天局行星数据系统的Philip Stooke小天体三维形状模型获得的它们的精确物理尺寸进行的。这两颗小行星的三维形状模型是基于伽利略号航天器的飞越任务。基于我们对小行星精确形状的新的热演化代码，我们发现在最初的200 - 300万年（Myr）内吸积的小行星体经历了烧结，而之后形成的天体则没有固结，例如，就像一堆碎石前一组天体可能是由星云尘埃直接聚集而成的。大多数碎石堆型小行星体是由最初存在的微行星碎片聚集而成的。这些物体冷却了数千万年。在早期太阳系中，随着时间的推移，形成了一代代的小微行星，由于碰撞引起的碎裂和再吸积，它们从一个紧凑的固结体的集合体演变成碎石堆体。
2021-11-12 astro-ph.EP
Chondrules from high-velocity collisions: thermal histories and the agglomeration problem
我们评估是否陨石球粒，一旦熔化毫米大小的球体填充最古老的陨石，可以形成超公里/秒的碰撞之间的小行星在太阳星云。高速碰撞释放出热而稠密的硅酸盐蒸汽云，这些蒸汽云夹带并加热球粒前体。再现了半径为$\sim$ 10- 100公里的碰撞体CB球粒的热历史。非CB的斑状球粒冷却速率较慢，指向半径为$\gtrsim$ 500公里的碰撞机。陨石球粒如何碰撞分散到星云中，聚集成陨石母体仍然是一个谜。同样的轨道偏心率和倾角，使高能碰撞防止星子重新吸积球粒有效，而不受损害;因此，CB/CH球粒陨石Isheyevo的沉积层很难解释碰撞喷出物的直接回落。与此同时，小行星的表面可能散落着陨石球粒的碎片。从彗星81 P/Wild-2中发现的微米级的火成微粒可能来自原始柯伊伯带的原位碰撞和随后的吸积，从而避免了将火成固体运送到星云中的需要。从隼鸟2和OSIRIS-REx返回的小行星样本可能同样含有球粒碎片。
2021-03-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Craters on Charon: Impactors From a Collisional Cascade Among Trans-Neptunian Objects
我们考虑来自碰撞级联的平衡尺寸分布是否与从Charon上的New Horizo ns陨石坑计数中得出的撞击物频率相匹配（Singer等人，2019）。使用一个分析模型和一套数值模拟，我们表明，碰撞级联产生波浪形的尺寸分布，波的形态取决于固体的结合能$Q_d^\star$和碰撞速度$v_c$。对于所采用的固体最小尺寸，$r_{min}$ = 1微米，碰撞速度$v_c$ = 1-3 km/sec，波对$Q_d^\star$的引力分量相当不敏感。如果$Q_d^\star$的体积强度组分是半径为$r$的颗粒的$Q_s r^{e_s}$，则具有小$Q_s$的尺寸分布比具有大$Q_s$的尺寸分布波动更大;具有$e_s \approx -0.4$的系统比具有$e_s \approx 0$的系统具有更强的波动。与新视野号数据的详细比较表明，体积强度介于弱冰（Leinhardt & Stewart 2012）和正常冰（Schlichting et al 2013）之间的固体之间的碰撞级联产生的尺寸分布与Charon撞击物的尺寸分布非常相似。如果原太阳星云的表面密度$Σ$随半长轴$a$变化为$Σ\approx 30~{\rm g~cm^{-2}} (a / {\rm 1~au})^{-3/2}$，则级联产生近似平衡的时间尺度在45 au时为1亿~ 3亿年，在25 au时为1亿~ 3亿年。虽然有必要对柯…
2020-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Coagulation of Porous Dust Aggregates Outside the Snow Line: A Pathway to Successful Icy Planetesimal Formation
宏观尘埃粒子的快速轨道漂移是原行星盘中星子形成的主要障碍之一。我们重新审视这个问题，考虑孔隙度的尘埃聚集体的演变。我们应用最近的N体模拟聚集体碰撞的基础上的孔隙度模型，这使我们能够研究的孔隙度变化时，碰撞的影响范围很广的能量。作为第一步，我们忽略碰撞碎片，而是专注于尘埃的雪线外的演变，在那里的碎片已被建议是不太重要的雪线内，因为高粘附效率的冰粒。我们表明，即使考虑碰撞压缩，尘埃颗粒也可以演化成高度多孔的聚集体（内部密度远小于0.1 g/cm^3）。我们还表明，高孔隙率触发显着加速碰撞生长。这种加速度是粒子在低努森数下的空气动力学性质的自然结果，即，粒子半径大于气体分子的平均自由程。由于这种快速增长，高度多孔聚集体被发现克服径向漂移障碍，在轨道半径小于10 AU（假设最小质量的太阳星云模型）。这表明，如果碰撞碎裂真的微不足道，那么通过亚微米大小的冰粒子的直接碰撞生长，冰星子的形成是可能的。
2012-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collisional and Rotational Disruption of Asteroids
小行星是行星形成时代遗留下来的碎片，有助于我们了解早期太阳系的状况。不像较大的行星体在其形成过程中和形成之后会受到全球性的热改造，这些小天体至少保留了一些来自太阳星云的未被改造的原始物质。然而，小行星的结构特性自其形成以来已经发生了相当大的变化。因此，我们可以在它们中间找到各种各样的物理构形和动力学历史。事实上，除了少数可能的例外，所有的小行星在太阳系的时代都被修改或完全破坏了很多次。这张照片得到了太空任务遇到的小行星的数据的支持，这些小行星显示出形状，体积密度，表面形态和其他特征的多样性。此外，这些天体的引力是如此之小，以至于某些物理过程的发生方式与我们在地球上的共同经历相去甚远。因此，每次访问一个小机构，提出的问题与回答的问题一样多。在这篇评论中，我们讨论了目前的状态研究小行星破裂过程，侧重于碰撞和旋转机制。我们发现，最近的进展，在模拟灾难性的破坏碰撞提供了重要的见解小行星内部结构和更深入的了解小行星家族。潮汐碰撞或热效应造成的旋转破坏，是许多较小小行星改变的原因，也是许多双小行星和形状奇特的天体的起源。
2009-06-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
