Fates of hydrous materials during planetesimal collisions
含水矿物在小行星的表面被发现，但它们的起源尚不清楚。如果它们的起源是内生的，那么在星子（或母体）内部形成的含水矿物应该不会脱水就出现在表面。如果它们的起源是外生的，那么就需要有在小行星上堆积的含水矿物的来源。小行星带的碰撞与这两个起源有关，因为碰撞会挖掘表面并喷射物质。然而，在碰撞过程中的大型星子含水矿物的命运还没有得到很好的研究。在这里，我们探索星子碰撞使用iSALE-2D代码，并调查的影响，为目标星子含水矿物。我们的数值结果的基准情况下（5公里/秒的冲击速度）表明，含水矿物在碰撞过程中略有加热。这种适度的加热表明它们可以避免脱水反应并保持其原始组成。某些含水矿物的速度大于碰撞系统的逃逸速度。这意味着含水矿物可以从星子中逃逸出来，支持了小行星上含水矿物的外生成因理论。同时，其它含水矿物的速度小于体系的逃逸速度。这也表明了小行星上含水矿物的内生起源的可能性。我们的研究结果表明，小行星上的含水矿物可以通过小行星碰撞提供。
2019-03-12 astro-ph.EP
Effect of turbulence on collisions of dust particles with planetesimals in protoplanetary disks
气态原行星盘中的星子可能通过收集尘埃颗粒而生长。流体动力学研究表明，小颗粒通常会避免与微行星碰撞，因为它们被周围的气流夹带。这发生在$St$，斯托克斯数，定义为尘埃停止时间与微行星穿越时间的比值，变得比1小得多。然而，这些研究仅限于层流的情况下，而这些磁盘被认为是湍流。我们想估计气体湍流对尘埃-微行星碰撞速率和碰撞速度的影响。我们使用了三维直接数值模拟的一个固定的球体（微行星）面临的层流和湍流播种与小惯性粒子（灰尘）受到斯托克斯阻力。通过罚函数法建立了微行星表面的无滑移边界条件。我们发现，湍流可以显着增加尘埃粒子与星子的碰撞率。对于高湍流情况（当湍流波动的幅度与逆风速度相似时），我们发现碰撞概率保持等于$St\geq 0.1$的几何速率或甚至更高，即，对于比层流情况下小一个数量级的粉尘尺寸。我们推导出表达式来计算影响的概率作为一个功能的尘埃和微行星的大小和湍流强度。
2016-02-09 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Collisional evolution of eccentric planetesimal swarms
低偏心率微行星带的稳态碰撞演化模型将具有1AU热尘的碎片盘（如eta Corvi和HD 69830）确定为异常，因为碰撞处理应该在其>1 Gyr的寿命内消除大部分微行星质量。本文着眼于大的星子偏心率（e>>0.3）对它们的碰撞寿命和质量的数量，可以保留在后期时间M_{late}的影响。对于具有共同近心点和偏心率e的轴对称小行星盘，我们发现M_{late} \propto e^{-5/3}（1+e）^{4/3}（1-e）^{-3}.对于分散的盘状种群（即，在没有动力学演化的情况下，后期的质量演化就好像只有离心率最大的星子存在。尽管剩余质量增加，但更高的离心率不会增加碰撞级联的热辐射，直到e>0.99，部分原因是大多数碰撞发生在近心点附近，从而增加了尘埃吹出的直径。然而，在高偏心率（e>0.97）下，从近心点向外延伸的井喷人口可能在碰撞级联上方被检测到;更高的偏心率也增加了见证最近碰撞的可能性。所有的成像和光谱限制都可以用一个近心点在0.75天文单位，远心点在150天文单位，质量为5 M_ \oplus的小行星群来解释;然而，如此高偏心率的小行星群的起源仍然具有挑战性。中红外线超过HD 69830可以解释为在最近的一次偏心星子带碰撞中产生的碎片带正在被破坏，但缺乏远红外线辐射需要小的结合颗粒从母星子带中消失，可能是由于升华。
2009-10-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
The Properties of Planetesimal Collisions under Jupiter's Perturbation and the Application to Chondrule Formation via Impact Jetting
了解球粒的形成提供了有关太阳系起源的宝贵线索。最近的研究表明，小行星碰撞和由此产生的碰撞熔融有希望形成球粒。鉴于星子的动力学是基于撞击的球粒形成场景的关键，我们在这里进行直接的$N$体模拟，以研究木星的存在如何影响球粒形成碰撞的性质。结果表明：木星的存在/不存在显著改变了高速碰撞的性质，其碰撞速度大于2.5 km s $^{-1}$ ;对于没有木星的情况，高速碰撞是由于原行星和微行星之间的碰撞而发生的;对于有木星的情况，微行星的偏心率被木星的长期和共振扰动所提升.我们还对由此产生的小行星碰撞进行了分类，发现在这两种情况下，大多数高速碰撞都属于掠射碰撞。为了直接研究木星对球粒形成的影响，我们采用了撞击喷射方案，并计算了由此产生的球粒丰度。我们的研究结果表明，在没有木星的情况下，球粒的形成是以由内而外的方式进行的，在原行星的生长之后。如果木星存在，球粒形成的位置和时间取决于木星的偏心率，这在我们的模拟中被视为一个自由参数。因此，木星的存在是确定陨石球粒形成的时间和地点的关键参数。
2019-09-10 astro-ph.EP
Collision rates of planetesimals near mean-motion resonances
在星周盘中，星子的碰撞研磨产生了第二代尘埃。虽然目前还不清楚这是否会成为总尘埃含量的主要组成部分，这种尘埃的存在，以及潜在的内部结构，但它可以用来探索圆盘的物理条件。一颗扰动的行星会在尘埃中产生非轴对称的结构和间隙，而不管它的起源。然而，由于气体相互作用较弱，微行星的动力学与小尘埃颗粒的动力学有很大不同。因此，小行星碰撞可能会产生尘埃盘结构，否则就不会存在。在这项工作中，我们使用N-体模拟来研究平均运动共振附近的星子碰撞率分布。我们发现，一个独特的凸点或倾角功能产生的碰撞配置文件，其存在依赖于共振的振动宽度和共振的边缘之间的间距和远心距离。这两个特征之一的存在取决于行星的质量和偏心率。假设径向尘埃排放跟踪的小行星碰撞配置文件，在尘埃排放中的2：1平均运动共振的凸起或凹陷功能的存在下，可以限制扰动行星的轨道特性。只要径向漂移在碰撞级联过程中不起重要作用，这种假设是有效的。在这种假设下，这些特征的尘埃排放应在附近的原行星盘ALMA边缘观察。
2021-02-24 astro-ph.EP
Binary Formation in Planetesimal Disks I. Equal Mass Planetesimals
截至2010年4月，已经发现了48颗海王星外天体（TNO）双星，约占已知TNO的6%。然而，在以往对TNO区行星形成的理论研究中，双星形成的影响被忽略了。TNO双星的形成机制多种多样，如三体过程、两个大质量天体的动力学摩擦、两个天体之间的非弹性碰撞等。本文采用直接N体模拟方法研究了三体过程。我们系统地改变了与太阳的距离、微行星的数量密度和微行星的半径，并研究了双星对微行星碰撞率的影响。在TNO区，1/3 - 1/2的碰撞涉及双星，碰撞率比直接两体碰撞的理论估计增加了几倍。因此，通过三体过程形成的双星有可能显著提高碰撞率并减小生长时间尺度。在类地行星区域，双星不太重要，因为希尔半径和微行星的物理尺寸之间的比率相对较小。虽然我们的模拟时间尺度很短，但它们清楚地表明，TNO区域的吸积过程与类地行星区域的吸积过程有很大不同。为了得到更精确的吸积增强估计，需要更长时间尺度的模拟。
2011-02-04 astro-ph.EP
Post-Giant Impact Planetesimals Sustaining Extreme Debris Disks
本文通过数值模拟研究巨型撞击后形成的小行星体盘如何为极碎屑盘持续提供小颗粒尘埃，发现撞击半长轴显著影响盘的质量增量，而所有盘的碰撞率随时间以相似速率演化。
2023-11-19 astro-ph.EP
The role of planetesimal fragmentation on giant planet formation
在行星形成的标准场景中，类地行星和巨行星的核心是由星子吸积形成的。随着行星胚胎的成长，由于胚胎产生的引力激发，星子的速度色散增加。微行星相对速度的增加导致了微行星之间的碰撞破碎。我们研究了星子碎裂在巨行星形成中的作用。我们分析了星子碎片化如何改变大范围的星子大小和磁盘质量的巨行星的核心的增长。我们将一个模型的星子碎裂到我们的模型，在原地巨型行星形成。我们计算了固体表面密度（星子加碎片）的演变，由于行星吸积，迁移和破碎。微行星碎片的加入显著地改变了行星的形成过程。如果星子碰撞中的大部分质量损失分布在较小的碎片中，那么对于半径小于10 km的初始星子，星子碎片化会抑制胚胎的生长。只有初始的星子半径为100公里，盘大于0.06 Msun，胚胎达到质量大于地球的质量。然而，即使是这样大的星子和大质量的磁盘，星子碎裂诱导快速形成的大质量的核心，只有当大部分的质量损失在星子碰撞分布在较大的碎片。星子碎裂似乎在巨行星形成中起着重要作用。微行星碰撞中质量损失的分布方式导致了不同的结果，抑制或有利于大质量核心的形成。
2014-01-30 astro-ph.EP
SMACK: A New Algorithm for Modeling Collisions and Dynamics of Planetesimals in Debris Disks
我们提出了一种新的方法，同时模拟，在3-D，碰撞和动力学演化的星子在一个碎片盘与行星的柯伊伯带和碎片盘（SMACK）的碰撞的超粒子模型/算法。SMACK可以模拟方位角不对称性以及这些不对称性如何随时间演变。我们表明，SMACK在10^7年以上对数值粘性和数值加热是稳定的，并且它可以再现盘演化的解析模型。我们使用SMACK模型的碎片环包含一个行星的偏心轨道上的演变。随着环的演化，微分进动产生了一个螺旋结构，但随后的碰撞打破了螺旋，留下了一个更窄的偏心环。
2013-09-09 astro-ph.EP
High Velocity Dust Collisions: Forming Planetesimals in a Fragmentation Cascade with Final Accretion
在实验室实验中，我们确定的质量增益和损失之间的中心碰撞厘米到dm大小的二氧化硅粉尘目标和子毫米到厘米大小的二氧化硅粉尘弹丸的不同质量，大小，形状，并在不同的碰撞速度高达~56.5米/秒。大于1毫米的尘埃弹只会对目标造成少量侵蚀，但分米级的目标不会破碎。碰撞产生的喷射物比入射的抛射物要小。小于1毫米的射弹即使在最高碰撞速度下也会被目标吸积。这意味着分米级和更大的天体可能净增加。无论所考虑的射弹的原始大小如何，经过几次碰撞后，所有碎片的大小都将小于毫米，然后在下一次与更大的物体碰撞时可能（重新）吸积。实验数据表明，碰撞增长通过碎裂和再吸积是一个可行的机制，形成星子。
2009-01-27 astro-ph.EP
Tidal disruption versus planetesimal collisions as possible origins for the dispersing dust cloud around Fomalhaut
最近的分析表明，2004-2014年在北落师门周围观测到的微弱光学点源（北落师门b）正在逐渐衰减和扩大，支持了它可能是由微行星突然分裂造成的分散尘埃云的情况。这些类型的破坏可能是由微行星的灾难性碰撞引起的，微行星被附近的巨行星从它们在北落师门尘埃环中的原始轨道扰动。然而，当微行星经过最初扰动它们的行星的潮汐扰动场时，也会发生扰动，类似于在太阳系中观察到的舒梅克-列维事件。考虑到引力聚焦的巨行星有比微行星大得多的相互作用截面，潮汐扰动事件在参数空间的现实区域中可以匹配或超过微行星碰撞事件。有趣的是，北落师门尘埃云提供了一个直接区分这些场景的机会。一个潮汐破坏的情况下，导致一个非常具体的预测星历表的行星造成的事件。这颗行星最可能的质量为66 Mearth，半长轴为117 AU，系统年龄为400-500 Myr，可以用詹姆斯·韦伯太空望远镜轻易探测到。因此，这颗行星在预测的特定位置上的存在与否，是一个独特的指标，可以表明分散的云是来自两个星子的碰撞，还是来自一个巨大行星潮汐场中的星子的分裂。
2020-07-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collisions of planetesimals and formation of planets
我们提出了类地行星形成的初步结果，一方面使用CPU上数百个小天体的经典数值积分，另一方面-出于比较的原因-我们的GPU代码的结果与数千个小天体，然后合并到更大的。为了能够确定碰撞事件的结果，我们使用我们的光滑粒子流体动力学（SPH）代码，该代码跟踪水在此类事件中如何损失。
2015-05-27 astro-ph.EP
The role of pebble fragmentation in planetesimal formation II. Numerical simulations
一些微行星形成的场景经历了一个由毫米-厘米大小的鹅卵石组成的重力束缚云的崩溃阶段。例如，这种云可以通过原行星盘中的流动不稳定性形成。我们用统计模型模拟坍缩过程，以获得固体半径在10到1,000公里之间的微行星的内部结构。在坍缩过程中，卵石会发生碰撞，根据相对速度的不同，碰撞会产生不同的结果。微行星内部的颗粒大小的混合物导致更好的填充能力和更高的密度。在本文中，我们适用于新的实验室实验的尘埃聚集体碰撞（在配套文件）模型碰撞的结果。我们发现，一个小行星的内部结构是强烈依赖于它的质量和应用的碎裂模型。低质量的微行星在坍缩阶段没有/很少有破碎的卵石碰撞，最终成为多孔的卵石堆。碎裂碰撞的数量随着云质量的增加而增加，导致更宽的颗粒尺寸分布和更高的密度。然而，在碰撞速度被高碰撞频率阻尼的意义上，崩溃是“冷”的。这确保了除了最大质量的云之外，所有的大卵石中有相当一部分在坍缩中幸存下来。我们的研究结果是在广泛的协议与观察到的柯伊伯带物体的密度增加，随着尺寸的增加，例如最近的表征高度多孔彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko。
2016-09-22 astro-ph.EP
On the growth of pebble-accreting planetesimals
卵石吸积是一种快速生长行星核心的新机制。在卵石吸积中，重力和气体阻力共同作用，使原行星盘中的小粒子产生大的碰撞截面。然而，在卵石吸积开始之前，空气动力学偏转可能会阻止微行星变大，因为粒子倾向于跟随气体流线。我们导出了卵石吸积开始的星子半径，并通过小粒子的清扫确定了星子的生长时标。我们得到的碰撞效率因子的比率的数值获得的碰撞截面的星子表面积，从中我们得到的增长时标。积分是在势流极限（定常、无粘）和斯托克斯流态（定常、有粘）下进行的。只有停止时间为$t_s \ll t_X$的粒子，其中$t_X\approx10^3$经历气动偏转。即使在这种情况下，微行星的引力总是确保正面碰撞因素。最大的增长时间尺度通常发生在$R\approx100 \ \mathrm{km}$左右，但对于较冷的磁盘，对应于转移到Safronov聚焦制度的相互作用。对于颗粒$t_s \gg t_X$卵石吸积开始后，这一阶段，其特点是在增长的时间尺度急剧下降。因此，在超过~10天文单位的距离，清扫的增长时间尺度总是长于$10$百万年，而在内部磁盘（~<3天文单位）的清扫方案的可行性是由卵石-星子碰撞的结果在几何制度。我们提出了解析拟合碰撞效率因子和卵石吸积所需的最小星子尺寸。（节录）
2015-11-12 astro-ph.EP
On the filtering and processing of dust by planetesimals 1. Derivation of collision probabilities for non-drifting planetesimals
上下文已知星周盘含有大量尘埃，尺寸从微米到厘米不等。陨石是这样的证据：在年轻的太阳系中，这些大小的单个颗粒被收集并组装成星子。目的。我们评估了一群半径为1到$10^3$，km及以上的非漂移星子{ \rev}的尘埃收集效率。方法.我们计算尘埃漂移在磁盘上的碰撞概率，由于气体阻力的星子占几个制度的大小取决于星子，尘埃，和轨道距离：几何，Safronov，沉降，和三体制度。我们还包括一个流体动力学制度，以占的事实，即小颗粒往往是由周围的星子气流进行。结果我们提供了表达式的碰撞概率尘埃的星子和过滤效率的一群星子。对于标准湍流条件（即，一个湍流参数$α=10^{-2}$），过滤被发现是低效的，这意味着当穿越一个最小质量的太阳星云（MMSN）带的微行星延伸0.1 AU和35 AU大多数尘埃粒子最终吸积的中心恒星，而不是碰撞微行星。然而，如果盘是弱湍流的，（$α=10^{-4}$）滤波在两个区域变得有效：（i）当微行星的大小都小于10 km时，碰撞主要发生在几何区域;以及（ii）当行星胚胎的大小大于约1000公里时，其尺度高度小于气体尺度高度的十分之一，并且灰尘是毫米尺寸或更大，在这种情况下，大多数碰撞发生在沉降状态中。这两个制度有非常不同的属性：我们发现，局部过滤效率$x_{filter,MMSN}$规模与$r^{-7/4}$（其中$r$是轨道距离）的几何制度，但与$r^{-1/4}$到$r^…
2014-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact Angle Influence in High Velocity Dust Collisions during Planetesimal Formation
通过实验研究了小尘埃团与大尘埃靶碰撞中碰撞角的影响。靶由\mum大小的石英粉尘组成，孔隙率约为67%;射弹直径在1至5毫米之间，略致密（孔隙率为64%）。碰撞速度以20 m/s为中心，碰撞角度范围为0°至45°。在一个给定的影响角度，目标获得的质量小于阈值大小的弹丸，随着角度的增加，从约3毫米到1毫米，这将减少。事实上，增长是可能的最大角度研究支持的想法，通过清扫小尘埃聚集体的星子形成。
2011-08-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
Planetary Core Formation with Collisional Fragmentation and Atmosphere to Form Gas Giant Planets
巨大的行星核心（$\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
A second planetesimal collision in the Fomalhaut system
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Search for Extraterrestrial Intelligence Institute, Carl Sagan Center（搜寻地外文明研究所，卡尔·萨根中心）；Institute of Astrophysics, Foundation for Research and Technology Hellas（希腊研究基金会天体物理研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics, Northwestern University（西北大学天体物理学跨学科探索与研究中心）；Department of Physics and Astronomy, Northwestern University（西北大学物理与天文学系）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）；Observatoire de la Côte d’Azur, Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台，蔚蓝海岸大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）；Malaghan Institute of Medical Research（马拉甘医学研究所）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校物理与天文学系）
法厄同系统中发现第二个小天体碰撞产生的尘埃云，通过观测尘埃云的位置和运动约束了尘埃带中的碰撞动力学。
2025-12-17 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
Collisions of solid ice in planetesimal formation
我们目前厘米弹丸分米的目标，都是由固体冰，在速度$15\,\mathrm{m\,s^{-1}}$ $45\,\mathrm{m\,s^{-1}}$在平均温度为$\mathrm{T_{avg}}=255.8\pm0.7\,\mathrm{K}$的碰撞实验。在这些碰撞中，厘米物体被破坏，其中一部分粘在目标上。这种行为可以观察到的上限阈值，这取决于弹丸的大小，超过它没有传质。在小粒子的碰撞中，如由厘米射弹的分裂产生的，我们也发现质量转移到目标。以这种方式，较大的物体可以获得质量，尽管初始质量传递的效率相当低。这些碰撞的结果可以应用于雪线附近的星子形成，预计蒸发和冷凝会产生固体冰。在自由降落碰撞速度高达约$7\,\mathrm{m\,s^{-1}}$，我们调查的阈值破碎和恢复系数厘米冰球。
2016-01-18 astro-ph.EP
Fragmentation of colliding planetesimals with water content
我们调查谷神星大小的星子组成的岩石核心和水冰壳碰撞的结果。这些碰撞不仅与解释早期行星系中行星胚胎的形成有关，而且还提供了对小行星家族形成的深入了解，以及通过碰撞小天体可能进行的水传输。早期的研究表明，特征碰撞速度超过了天体的相互逃逸速度，而相互逃逸速度与碰撞角度的分布一起涵盖了碰撞结果的“部分吸积”、“侵蚀”和"打了就跑“，从而导致不同的预期碎裂情景。现有的碰撞模拟使用由无强度材料组成的物体;我们考虑完整的弹塑性连续介质力学方程（也包括脆性破坏和破碎）来研究碎片及其含水量的分布。
2014-09-08 astro-ph.EP
Episodic planetesimal disruptions triggered by dissipation of gas disk
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics in Ministry of Education, Nanjing University（教育部现代天文与天体物理重点实验室，南京大学）；State Key Laboratory of Critical Earth Material Cycling and Mineral Deposits & Lunar and Planetary Science Institute, School of Earth Sciences and Engineering, Nanjing University（南京大学地球科学与工程学院关键地球物质循环与矿床国家重点实验室及月球与行星科学研究所）；CAS Center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越创新中心）
研究通过分析木星和土星的长期共振与气体消散的耦合作用，揭示了星子在高速度碰撞中发生灾难性碎裂的间歇性触发机制。
2026-05-26 astro-ph.EP
Formation of pebble-pile planetesimals
行星形成的第一阶段是尘埃和冰粒堆积成毫米厘米大小的鹅卵石。这些卵石可以通过流动的不稳定性聚集在一起，形成引力约束的卵石“云”。在这样的云内的鹅卵石将经历相互碰撞，将能量耗散成热量。当云失去能量时，它逐渐收缩成固体密度。我们模拟这个过程，并调查两个重要的性质的崩溃：（i）崩溃的时间尺度和（ii）的时间演变的卵石尺寸分布。我们的数值模型的卵石云是零维的，并处理碰撞的统计方法。我们发现，半径大于100公里的星子崩溃的自由落体的时间尺度约为25年。质量较低的云有较长的卵石碰撞时间尺度，崩溃也慢得多，10公里尺度的微行星的崩溃时间为几百年，1公里尺度的微行星的崩溃时间为几千年。卵石云的质量也决定了由此产生的微行星的内部结构。小质量云中的卵石碰撞速度低于碎裂阈值，形成由来自原行星盘的原始卵石组成的卵石堆星子。另一方面，半径超过100公里的微行星由尘埃（卵石碎片）和卵石的混合物组成，这些混合物与尘埃和其他卵石发生了大量碰撞。前往67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的罗塞塔飞行任务和前往冥王星的新地平线飞行任务都将提供关于太阳系微行星结构的宝贵信息。我们的模型预测，67 P是一个由来自太阳星云的原始鹅卵石组成的鹅卵石堆小行星，而云中收缩形成冥王星的鹅卵石必须在坍缩过程中大量研磨。
2014-10-06 astro-ph.EP
Impact splash chondrule formation during planetesimal recycling
球粒陨石是南极陨石的主要硅酸盐成分，起源于太阳诞生后的第一个百万年期间的高能量局部过程。到目前为止，一个天体物理学上一致的球粒形成情景，解释主要的化学，同位素和纹理特征，仍然难以捉摸。在这里，我们研究的前景，形成陨石球粒从星子碰撞。我们表明，强烈熔融的机构与内部岩浆海洋迅速成为化学平衡和物理分化。因此，这些天体之间的碰撞相互作用会导致类似球粒但玄武质的小球，这在陨石记录中没有观察到。这种与预期的动力学相互作用的不一致暗示了对原行星盘阶段行星生长机制的不完全理解。为了解决这个难题，我们研究如何观察到的化学和同位素特征的球粒约束的动力学环境的球粒陨石母体的吸积解释陨石记录作为一个影响产生的代理的星子经历了反复的碰撞和再吸积周期。使用一个耦合的演化碰撞模型，我们证明了绝大多数的碰撞碎片喂养的小行星主带必须来自微行星的部分熔融在最大。因此，球粒陨石母体的前体要么主要形成小的，从次典型的铝-26水库，或碰撞破坏机制是足够有效的粉碎星子之前，他们达到了岩浆海洋阶段。最后，我们概述了在参数空间中的窗口，球粒形成的小行星碰撞可以调和与陨石记录，以及如何我们的研究结果可以用来进一步约束早期太阳系动力学。
2017-11-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
New HST data and modeling reveal a massive planetesimal collision around Fomalhaut
2008年宣布发现了一颗围绕北落师门运行的系外行星。然而，随后对北落师门b的观测提出了关于它的状态的问题：与其他系外行星不同，它在光学上很明亮，在红外线上没有被探测到，它的轨道似乎穿过恒星周围的碎片环，没有预期的引力摄动。我们重新审视了以前发表的数据，并分析了哈勃太空望远镜（HST）的额外数据，发现该源可能处于径向轨迹上，并且已经褪色并延伸。最近产生的尘埃云的动力学和碰撞建模产生的结果与观测一致。北落师门b似乎是太阳系外行星系中两个大的微行星发生灾难性碰撞的直接影像。在北落师门年龄的静止行星系中，类似的事件应该是非常罕见的，这表明我们可能正在目睹由于恒星周围的假想行星的轨道演化而引起的引力搅拌效应。
2020-04-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimals to Protoplanets II: Effect of Debris on Terrestrial Planet Formation
在本文中，我们扩展了Leinhardt和Richardson（2005年）模拟类地行星形成的数值方法，以包括未解决的碎片成分的动力学摩擦。在以前的工作中，我们实现了碎石堆星子碰撞模型到直接N体模拟的类地行星形成。新的碰撞模型处理了微行星的吸积和侵蚀，但不包括小于模拟分辨率极限的碎片颗粒的动力摩擦。通过扩展我们的数值模型，使之包括来自未解决碎片的动态摩擦，我们可以模拟碰撞过程中产生的碎片的动态效应，还可以研究初始碎片质量对类地行星形成的影响。我们发现，显着的初始碎片质量，10%或更多的总磁盘质量，改变了微行星的增长模式。具体来说，在这种情况下，星子不会经历失控的增长阶段。相反，它们同时增长，类似于寡头增长。除了包括未解决的碎片的动力学摩擦，我们已经实施了粒子跟踪作为监测成分混合的代理。虽然有少得多的混合，由于碰撞和重力散射时，动力摩擦的背景碎片包括在内，有显着向内迁移的最大的原行星在最极端的初始条件。
2009-03-13 astro-ph.EP
Chondrule formation by collisions of planetesimals containing volatiles triggered by Jupiter's formation
Graduate School of Earth and Environmental Sciences, Nagoya University（名古屋大学地球环境科学研究科）；Turin Astrophysical Observatory, National Institute of Astrophysics (INAF)（都灵天文台，国家天体物理研究所）
木星形成引发的高能碰撞产生富含挥发物的星子碰撞，导致硅酸盐熔体形成，解释了球粒的大小和冷却速率，并指出木星诞生时间在CAIs之后1.8百万年。
2025-11-24 astro-ph.EP
The role of material strength in collisions -- Comparing solid body and hydrodynamic physics for simulating collisions of planetesimals with icy shells
上下文我们研究了在多物质微行星碰撞中包含物质强度的影响。目标。在处理小行星大小的天体碰撞时，由于它们在早期行星系中经常发生，因此，论证了无强度材料模型与包括脆性破坏和碎裂的固体的完全弹塑性模型之间的差异。方法.我们研究了Ceres质量体与固体岩石撞击器和具有30重量%水含量的目标的影响。初始撞击速度和碰撞参量分别在逃逸速度$v_\mathrm{esc}$到大约6 $v_\mathrm{esc}$之间和从迎面碰撞到近距离飞越之间变化。我们模拟碰撞使用我们自己的SPH代码利用无强度材料和完整的弹塑性材料模型，包括脆性破坏。结果最突出的区别之一是固体模型中的碎裂和破碎碎片云程度较高。然而，在大多数碰撞情况下，最终结果非常相似，主要区别在于固体情况下的碎裂程度高出一个数量级。此外，在固体情况下，幸存者往往质量较小，这也预测了比强度较小的水力模型更高的水损失。这可能是能量相对较低的撞击造成的，因为这种撞击不能立即摧毁固体材料。与巨大的撞击相反，我们还观察到一些水冰在物体之间转移的迹象。
2014-07-30 astro-ph.EP
Modification of icy planetesimals by early thermal evolution and collisions: Constraints for formation time and initial size of comets and small KBOs
彗星和小型柯伊伯带天体被认为是太阳系中最原始的天体之一，因为像C/1995 O 1 Hale-Bopp这样的彗星富含像CO这样的高度挥发性冰。在这里，我们采用二维有限差分数值模型来研究这些对象的内部热演化，在那里我们改变形成时间，半径和岩石冰质量分数。此外，我们执行不同的碰撞参量的三维SPH碰撞模型，从而考虑到陨石坑和灾难性的破坏事件。结合这两个数值模型的结果，我们估计在何种条件下，高挥发性的冰，如CO，CO2和NH3可以保留在现今的彗星和柯伊伯带物体。我们的研究结果表明，对于目前的对象来自最大的碰撞后残留物的内部热演化控制剩余的高度挥发性冰的量，而从未绑定的碰撞后材料形成的对象的影响加热是占主导地位的。最后，我们将我们的结果应用到今天的彗星和柯伊伯带天体，如67 P/Churyumov-Gerasimenko，C/1995 O 1 Hale-Bopp和（486958）Arrokoth。
2021-03-31 astro-ph.EP
Failed Growth at the Bouncing Barrier in Planetesimal Formation
在实验室实验中，我们研究了紧凑的合奏（填充因子0.33）毫米灰尘聚集体组成的微米石英颗粒的碰撞。我们使用圆柱形聚集体、三角形聚集体、正方形聚集体和矩形聚集体。研究了等尺寸聚集体的集合以及嵌入较大聚集体的集合。典型的碰撞速度为10-20 mm $\rm s^{-1}$。高空间和时间分辨率成像明确显示，单独的碰撞导致粘附的概率高达20%。这导致聚集体的连接集群。两个聚集体之间的接触面积随着碰撞速度的增加而增加。然而，这种团簇增长只是暂时的，因为随后的聚集体和团簇的碰撞最终导致所有聚集体从团簇中分离。接触是非常脆弱的，因为在我们的实验条件下，聚集体不能进一步压缩或破碎，以提高接触稳定性。因此，系综的演化总是导致初始大小的个体聚集体的分布。这支持并扩展了早期的实验，表明在星子形成中的弹跳屏障对于形状和大小的变化是鲁棒的。
2016-09-02 astro-ph.EP
Signatures of hit and run collisions
类地行星是在一系列类似大小的碰撞中成长起来的，这些碰撞席卷了大多数次大的天体。根据理论，忒伊亚是被地球吸积形成月球的。类似地，微行星也可能在一系列的“小型巨型撞击”中完成了它们的吸积，在大小和速度上缩小了。这一章考虑了当星子成长到行星尺度时，成对吸积的复杂物理学，并考虑了这个过程的低效率如何影响星子的起源以及陨石和初级小行星的多样性。
2018-10-13 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
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
The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? I. Mapping the zoo of laboratory collision experiments
从原行星尘埃到微行星的生长过程尚未完全了解。实验室实验和理论模型表明，尘埃聚集体之间的碰撞可能导致粘附，反弹和破碎。然而，迄今为止，还没有对原行星尘埃的碰撞结果进行系统的研究，因此，原行星盘中尘埃演化的物理模型仍然缺失。我们打算映射任意多孔尘埃聚集体的碰撞相互作用的参数空间。这个参数空间包括尘埃聚集体的质量，它们的孔隙度和碰撞速度。有了这样一个完整的映射的碰撞结果的原行星尘埃聚集体，它将有可能遵循的碰撞演化的尘埃在原行星盘的环境。我们使用文献数据，进行自己的实验室实验，并应用简单的物理模型，得到一个完整的图片的碰撞相互作用的原行星尘埃聚集体。在我们的研究中，我们发现了四种不同类型的粘附，两种类型的反弹和三种类型的碎片作为原行星尘埃聚集体之间碰撞的可能结果。我们区分八种孔隙度和质量比的组合。对于每一种情况，我们都给出了一个完整的碰撞模型，其尘埃-聚集体质量在10^-12 ~ 10^2 g之间，碰撞速度在10^-4 ~ 10^4 cm/s之间，且孔隙率为任意值。该模型包括碰撞结果、所产生的聚集体的质量及其孔隙度。我们提出了第一个完整的原行星尘埃碰撞模型。该碰撞模型可用于确定原行星盘中尘埃的生长速率。
2009-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
A SMACK Model of Colliding Planetesimals in the $β$ Pictoris Debris Disk
我们提出了一个新的模型的$β$风景如画的磁盘和行星系统，模拟的星子碰撞和动力学所产生的尘埃颗粒，使我们能够模拟功能和不对称的热和散射光图像的磁盘。我们的两部分模型首先模拟的碰撞和动力学演化的星子在柯伊伯带碰撞的超粒子方法算法（SMACK），然后模拟产生的尘埃颗粒的动力学演化与标准Bulirsch-Stoer N体积分。考虑到观测到的$β$风景如画b行星的倾角和偏心率，该模型巧妙地将盘的几个特征联系在一起：亚毫米图像中的中心孔，散射光中看到的双盘“x”图案，甚至可能是ALMA看到的星团气体。我们还发现，在$β$风景如画的系统中，大部分的灰尘可能是在60-100 AU的环外产生的。这个圆盘在60-100 AU处有一个“搅拌环”，而不是出生环，那里集中了由行星发射的长期波产生的高速碰撞。双盘x图案的出现是因为碰撞在长期波的波峰和波谷处发生得更频繁。在这个区域中，圆盘的扰动产生了一个方位角和垂直不对称的碰撞空间分布，这可能会产生一个方位角的气体团，而不会引起共振或额外的行星。
2015-11-04 astro-ph.EP
Metal-silicate mixing in planetesimal collisions
本研究通过光滑粒子流体动力学模拟分化星子碰撞，发现熔融核促进金属-硅酸盐混合，低能吸积和高能侵蚀撞击可在最大残余体中产生大量混合物，且混合物多埋藏于深处，据此提出中铁陨石形成于侵蚀撞击、橄榄陨铁形成于吸积或擦碰撞击，并解释Psyche表面混合成分可能源于撞击。
2024-07-20 astro-ph.EP
The role of pebble fragmentation in planetesimal formation I. Experimental study
先前关于原行星尘埃增长的研究表明，由于在$\geq$ 0.1 $ms^{-1}$的速度下发生弹跳和在$\geq$ 1 $ms^{-1}$的速度下发生碎裂，在厘米级的大小下停止。为了克服这些障碍，空间集中的厘米大小的尘埃卵石和随后的引力坍缩已被提出。然而，数值研究表明尘埃聚集体在引力坍缩阶段可能经历碎裂。这种碎裂反过来又改变了固体的尺寸分布，因此必须考虑到，以了解形成的微行星的性质。为了探索尘埃卵石经历破碎碰撞的命运，我们进行了尘埃-聚集体碰撞的实验室实验，重点是建立这个阶段的星子形成的碰撞模型。在我们的实验中，我们分析了碰撞的尘埃聚集体的质量在1.4克和180克之间，目标和弹丸之间的质量比从125到1，在一个固定的孔隙率为65%，在1.5 $-$ 8.7 $ms^{-1}$的速度范围内，在低气压的$\sim 10^{-3}$毫巴和自由落体条件。我们推导出最大碎片的质量，碎片的大小/质量分布，以及质量传递的效率作为碰撞速度和抛射体/目标聚集体大小的函数。此外，我们给出了一个易于使用的碎片和质量传递模型的配方，以进一步用于建模工作。在另一篇论文中，我们利用实验结果和导出的尘埃-聚集体碰撞模型来研究尘埃卵石在引力坍缩过程中的命运。
2016-09-22 astro-ph.EP
Resolution Dependence of Disruptive Collisions between Planetesimals in the Gravity Regime
碰撞是行星形成的基本过程。如果碰撞的物体简单地合并，行星状物体就可以成长。然而，如果碰撞是破坏性的，行星的增长就被阻止了。因此，在何种撞击条件下，碰撞是破坏性的，这对理解行星形成是很重要的。到目前为止，已经研究了尺度从厘米到数千公里的各种类型的物体之间的碰撞的破坏性碰撞的临界比碰撞能量Q_D^*。虽然Q_D^* 的值已被数值计算，同时考虑到各种物理性质，如自重，材料强度，和孔隙度，Q_D^* 的依赖于数值分辨率还没有得到充分的研究。本文利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法，在不同的数值分辨率下（SPH粒子数从2 × 10^4到5 × 10^6），对微行星间的碰撞进行了数值模拟，并研究了由此产生的Q_D^* 的变化。Q_D^* 值随SPH粒子数的增加而减小，最低和最高分辨率的Q_D^* 值之间的差异约为2倍。虽然5 x 10^6 SPH粒子的结果并不完全收敛，但在撞击地点附近进行的高分辨率模拟表明，5 x 10^6 SPH粒子的情况下的Q_D^* 值接近预期的收敛值。虽然Q_D^* 与碰撞参量和材料参数有关，但我们的结果表明，在破裂碰撞的数值模拟中，至少需要5 × 10^6个SPH粒子才能得到误差在20%以内的Q_D^* 值。
2015-08-22 astro-ph.EP
Probabilities of collisions of planetesimals from different regions of the feeding zone of the terrestrial planets with the forming planets and the Moon
根据到太阳的距离将类地行星的摄食区划分为7个区域，模拟了星子从摄食区迁移的过程。所有行星引力的影响都被考虑在内。在某些情况下，我们考虑的是类地行星的胚胎，而不是行星本身;它们的质量被假定为当前行星质量的0.1或0.3。迁移的微行星的轨道根数阵列被用来计算它们与行星、月球或它们的胚胎碰撞的概率。根据我们的计算，我们得出了关于类地行星聚集过程的结论。质量不超过当前行星质量十分之一的类地行星的胚胎主要从其轨道附近积累星子。当星子从木星和土星的供给区落到类地行星的胚胎上时，这些胚胎还没有获得行星的当前质量，这一区域的物质（包括水和挥发物）可以积聚在类地行星的内层。每个类地行星的内层主要是由位于某个行星轨道附近的物质形成的。地球和金星的外层可以从类地行星的取食带的不同部分为这两颗行星积累相同的物质。地球和金星可以在500万年内获得一半以上的质量。火星质量的相对快速增长可以用火星胚胎的形成来解释（火星胚胎的质量比火星小几倍），这是由于稀薄的凝结收缩造成的。
2020-03-25 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
Chondrule Formation During Low-Speed Collisions of Planetesimals: A Hybrid Splash-Flyby Framework
本文提出大型星子低速碰撞的混合飞溅—飞掠框架，用内部岩浆能量加热表面原始碎屑，以解释球粒的瞬时升温与约30分钟冷却。
2024-02-19 astro-ph.EP physics.geo-ph
A panoptic model for planetesimal formation and pebble delivery
从尘埃颗粒到微行星的旅程涉及到从微米（聚集体的粘附和重组）到数百个天文单位（湍流原行星状星云的大小）的物理过程。同时考虑这些过程是必要的，当研究微行星的形成。我们开发了一种新的，全球性的，半解析模型的质量占主导地位的尘埃粒子在湍流原行星盘的演变，考虑到尘埃表面密度的演变，同时保留的多孔凝聚过程的基本特征。这个泛光模型被用来研究类太阳恒星周围的圆盘从亚微米到星子的生长。对于高度多孔的冰，不受碰撞破碎和侵蚀的影响，在一个延伸到${\sim}10\mathrm{~AU}$的区域中，快速增长到星子大小是可能的。当多孔凝聚受到侵蚀碰撞的限制时，通过直接凝聚形成星子是不可能的，但斯托克斯数接近1的大量聚集体的产生可能会引发流动不稳定性（SI）。然而，我们发现，达到SI所需的条件是困难的，仅限于灰尘丰富的磁盘，（非常）冷的磁盘，或磁盘弱湍流。在雪线后面，孔隙驱动的冰粒聚集导致了星子的快速（${\sim}10^{4}\mathrm{~yr}$）形成。如果侵蚀性碰撞阻止了这一点，则可能会针对特定的磁盘条件触发SI。在这项工作中介绍的数值方法是非常适合研究星子形成和卵石交付同时，将有助于建立一个连贯的图片开始的行星形成过程。
2015-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Secondary gas in debris discs released following the decay of long-lived radioactive nuclides, catastrophic or resurfacing collisions
本文通过建模研究碎片盘中彗星体释放CO气体的机制，揭示非灾难性碰撞和放射性核素衰变可主导气体释放且与尘埃释放不成正比，并强调大型星子在年轻行星系统气体来源中的关键作用。
2023-09-22 astro-ph.EP
Erosion and the limits to planetesimal growth
微观尘埃凝聚成星子是行星形成的第一步。生长的聚集体的大小和形状决定了这种早期生长的效率。有人提出，蓬松的冰聚集体可以非常有效地生长，较少受到弹跳和径向漂移障碍的影响。虽然类似大小的冰聚集体之间的碰撞速度被认为低于碎裂阈值，但它们可能会因与小得多的抛射体碰撞而损失质量。我们调查的影响，这些侵蚀性碰撞的多孔冰聚集体的能力，以跨越径向漂移障碍。我们开发了一个蒙特卡罗代码，计算不断增长的聚集体的演变，同时解决了整个质量分布在任何时候。骨料的孔隙度与其质量无关，并由碰撞、气体压实和最终的自重力压实决定。对于20-40米/秒的侵蚀临界速度，与小射弹的高速碰撞阻止了最大聚集体在开始漂移时的增长。在这些情况下，我们的本地模拟结果在一个稳态分布，与大多数的尘埃质量的粒子与斯托克斯数接近统一。只有考虑最高侵蚀阈值（60米/秒），多孔骨料管理跨越径向漂移障碍的内部10 AU的MMSN样磁盘。在限制增长方面，Escented碰撞比相似尺寸粒子之间的碎片碰撞更有效。可以想象，侵蚀限制了径向漂移障碍前的增长，虽然这种说法的鲁棒性取决于（不确定的）材料性能的冰聚集。如果侵蚀通过直接粘附抑制了星子的形成，那么${\sim}10^9$ g的海洋，高度多孔的颗粒似乎非常适合触发流动的不稳定性。
2014-12-11 astro-ph.EP
Planetesimal formation by sweep-up: How the bouncing barrier can be beneficial to growth
星子的形成通常被认为是尘埃颗粒的碰撞粘附。确切的过程是未知的，因为较大的聚集体之间的碰撞往往导致破碎或反弹，而不是粘在一起。然而，最近的实验室实验在理解和绘制尘埃碰撞所涉及的复杂物理学方面取得了很大进展。我们希望利用最新的实验室实验结果研究星子形成的可能性，特别是通过包括具有质量转移效应的碎裂，这可能导致即使在高撞击速度下也会增长。我们提出了一个新的实验和物理动机的尘埃碰撞模型能够预测任意质量和速度的两个粒子之间的碰撞的结果。它与一个连续的灰尘大小进化代码一起使用，该代码在执行时间方面非常快，并且能够很好地解决所有大小的灰尘，允许无偏见地研究所有类型的相互作用。我们发现，对于一般的尘埃人口，反弹碰撞阻止毫米以上的尺寸的增长。然而，如果引入少量cm尺寸的颗粒，例如由于垂直混合或径向漂移，它们可以充当催化剂并开始清扫较小的颗粒。在3天文单位的距离处，在1万年的时间尺度上形成了100米大小的天体。我们的结论是，直接生长的星子可能是一种可能性，由于存在的反弹障碍和破碎与质量转移效应相结合。在这里，弹跳屏障甚至是有益的，因为它防止了太多的大颗粒的生长，否则这些大颗粒只会彼此破碎，并创造了一个小颗粒的储存库，这些小颗粒可以被更大的物体扫走。然而，为了使这个过程起作用，必须引入几个cm或更大的种子。
2012-01-20 astro-ph.EP
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability of a Dust Layer in Laminar Gas Disk
利用局域$N$体模拟方法研究了尘埃层中微行星的形成过程。气体被建模为背景层流。我们研究了星子的形成过程及其对气体阻力强度的依赖性。我们的模拟结果表明，形成过程被定性地分为三个阶段：尾流状密度结构的形成，星子种子的创建，以及它们的碰撞生长。耗散引力不稳定性的线性分析表明，尽管Toomre的$Q$值大于1，尘埃层仍是长期不稳定的。但是，在初始阶段，重力不稳定性的增长时间比尘埃沉降和速度色散减小的时间要长。因此，速度色散减小，盘垂直收缩。当速度色散变得足够小时，引力不稳定性最终成为主导。引力不稳定性形成尾流状密度结构。这些结构分裂成星子种子。由于相互碰撞，种子生长迅速。
2010-06-15 astro-ph.EP
Experiments on centimeter-sized dust aggregates and their implications for planetesimal formation
原行星盘中的第一个宏观天体是尘埃聚集体。我们报告了一些实验研究与粉尘聚集体形成微米级石英颗粒。我们证实在实验室碰撞实验中的早期发现，产生宏观机构的随机影响的亚毫米骨料的结果在一个明确的上限填充因子为0.31 \pm 0.01。与早期的实验相比，我们将抛射体质量增加了约100倍。碰撞实验还表明，一个高度多孔的尘埃聚集体可以保留其高度多孔的核心，如果碰撞得到更大的能量和更密集的外壳上的多孔核心的形式。我们测量的机械性能的厘米大小的粉尘样品的不同填充因子之间的0.34和0.50。通过巴西试验测量的拉伸强度在1 kPa和6 kPa之间变化。声速由运行时间测量确定，范围在80 m/s和140 m/s之间，而杨氏模量由声速得出，并在7 MPa和25 MPa之间变化。对试样进行了准静态全方位和单向压缩，以确定其压缩强度和流动函数。应用于行星形成，我们的实验为未来的模拟提供了基本数据，解释了在早期实验中观察到的具体碰撞结果，并在一般情况下支持碰撞的星子增长是可能的。
2012-07-16 astro-ph.EP
Collisional Disruption of Planetesimals in the Gravity Regime with iSALE Code: Comparison with SPH code for Purely Hydrodynamic Bodies
在大多数以前的研究与碰撞中断的星子在重力制度，光滑粒子流体动力学（SPH）模拟已被使用。另一方面，使用网格为基础的流体动力学代码的影响模拟没有得到充分执行。在本研究中，我们使用冲击物理代码iSALE，这是一个基于网格的欧拉流体动力学代码在重力制度执行的影响模拟。我们研究了从破坏性碰撞到侵蚀性碰撞的宽范围的比撞击能（Q_R）下临界比撞击能Q_RD* 对撞击条件的依赖性，并将我们的结果与以前的研究进行了比较。我们发现碰撞的结果iSALE模拟吻合得很好，与SPH模拟。具体分析主要得出三个结论。(1)Q_RD* 的值取决于数值分辨率，并且随着数值分辨率的增加而接近收敛。iSALE代码和SPH代码之间的Q_RD* 的收敛值的差异在30%以内。(2)由总质量归一化的喷射质量（M_ej/M_tot）通常取决于各种冲击条件。然而，当Q_R由针对每次撞击模拟计算的Q_RD* 归一化时，M_ej/M_tot可以由Q_R/Q_RD* 缩放，并且与数值分辨率、撞击速度和目标尺寸无关。(3)Q_R/Q_RD* 的相似律在较宽的冲击比能范围内得到了证实。基于相似律和弹坑标度律，我们还导出了Q_RD* 的半解析公式。我们发现，半解析公式的情况下，与一个非多孔物体是一致的数值结果。
2018-05-30 astro-ph.EP
Impact Erosion Model for Gravity-Dominated Planetesimals
破坏性碰撞被认为是行星形成的重要过程，而非破坏性的小规模碰撞（以下称为侵蚀性碰撞）被许多研究低估或忽视。然而，最近的研究表明，侵蚀性碰撞对行星的生长也很重要，因为它们比破坏性碰撞频繁得多。尽管人们对破坏性碰撞的比碰撞能阈值（Q_RD^*）已经有了很好的研究，但对于侵蚀性碰撞还没有可靠的模型。本文采用光滑粒子流体动力学方法，系统地模拟了从破裂碰撞（Q_R ~ Q_RD^*）到侵蚀碰撞（Q_R << Q_RD ^*）的各种碰撞比能（Q_R）下引力支配的微行星的碰撞过程。我们发现，由总质量归一化的喷射质量（M_ej/M_tot）取决于数值分辨率、目标半径（R_tar）和撞击速度（v_imp），以及Q_R，但对于所研究的参数范围（R_tar = 30-300 km，v_imp = 2-5 km/s），它可以很好地由Q_RD^* 缩放。这意味着M_ej/M_tot仅取决于这些参数范围中的Q_R/Q_RD^*。我们证实了侵蚀性小得多的碰撞（Q_R < 0.01 Q_RD^*）的碰撞结果收敛于不同撞击角度撞击平面目标的结果，并且M_ej/M_tot = C * QR/QRD* 成立。对于分裂碰撞（Q_R ~ Q_RD^*），靶的曲率对Mej/Mtot有显著影响。我们还研究了M_ej/M_tot的角度平均值，发现数值得到的角度平均M_ej/M_tot和Q_R/Q_RD^* 之间的关系与45度碰撞的…
2017-03-08 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
N-Body Simulation of Planetesimal Formation through Gravitational Instability and Coagulation. II. Accretion Model
尘埃层的引力不稳定性是微行星形成的一种可能性。如果尘埃层的密度由于尘埃颗粒向原行星盘的中平面沉降而变得足够高，那么该层就会变得重力不稳定，并自发地分裂成星子。利用剪切盒方法，我们进行了局部$N$体模拟的引力不稳定性的尘埃层和随后的凝聚没有气体和研究的基本过程的星子。本文采用吸积模型作为碰撞模型。一对受引力束缚的粒子被一个具有这对粒子总质量的单个粒子所取代。这种吸积模型使我们能够进行长期和大规模的计算。我们用碎石堆模型证实了微行星的形成过程与前文相同。形成过程分为三个阶段：非轴对称结构的形成，星子种子的产生，以及它们的碰撞生长。我们研究了星子质量对模拟域大小的依赖性。我们发现，在模拟中形成的星子的平均质量与$L_y^{3/2}$成正比，其中$L_y$是旋转方向上的计算域的大小。然而，星子的平均质量与$L_x$无关，其中$L_x$是计算域在径向上的大小，如果$L_x$足够大。给出了考虑模拟区域大小的星子质量估算公式。
2009-08-25 astro-ph.EP
A Pathway for Collisional Planetesimal Growth in the Ice-Dominant Regions of Protoplanetary Disks
本文通过半解析模型研究原行星盘中冰质颗粒的碰撞生长与碎裂条件，发现由0.1 μm单体组成的冰包裹聚集体可在广泛盘条件下避免碎裂并实现向星子尺度的有效生长。
2023-11-09 astro-ph.EP
A Smoking Gun for Planetesimal Formation: Charge Driven Growth into a New Size Range
碰撞使颗粒带电，通过凝聚促进生长。我们目前的聚集实验与三个大合奏的玄武岩珠（$150\,μ\mathrm{m} - 180\,μ\mathrm{m})$，其中两个是带电的，而一个几乎保持中性的控制系统。在微重力实验中，以中等碰撞速度（$0 - 0.2 \,\mathrm{m\,s}^{-1}$）诱发这些样品内的自由碰撞。在控制系统中，凝结在（亚）mm尺寸处停止，而带电颗粒继续生长。最大团聚体尺寸达到5.cm，仅受自由体积中珠粒耗尽的限制。这是第一次，电荷驱动的生长以及到厘米范围内直接通过实验证明。在原行星盘中，这种凝聚物的尺寸远远超过流体动力学颗粒浓度所需的临界尺寸，例如，流的不稳定性。
2021-01-22 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.soft
