Scaling laws for the oblique impact cratering on an inclined granular surface
虽然大量的天文陨石坑实际上是由倾斜表面上的倾斜撞击产生的，但大多数模拟撞击陨石坑的实验室实验都是通过垂直撞击水平目标表面来进行的。在以往的斜撞击和倾斜地形效应的研究中，实验中只改变了撞击角$φ$或目标倾角$θ$中的一个。因此，我们通过系统地改变$φ$和$θ$来进行撞击坑实验。用直径为$D_{\rm i}=6$ ~mm的固体弹丸撞击砂土表面，撞击速度范围为$v_{\rm i}=7$ -- $97$ ~m~s $^{-1}$。根据实验结果，我们在$Π$ -群标度的基础上发展了弹坑尺度的标度律。因此，弹坑的尺寸，如空腔体积、直径、纵横比和深径比，可以通过$\sin φ$和$\cos θ$以及通常的撞击参数（$v_{\rm i}$、$D_{\rm i}$、射弹密度和表面重力）来换算。最后，我们考虑了所获得的标度律在估计撞击条件（例如，撞击速度和撞击角度）。
2019-07-14 astro-ph.EP cond-mat.soft
Ceres and the Terrestrial Planets Impact Cratering Record
矮行星谷神星是主小行星带中最大的天体，它的表面有一系列的陨石坑密度，陨石坑直径范围为5-300公里。在所有区域，陨石坑的大小-频率分布的形状与类地行星上最古老的重陨石坑表面非常相似。谷神星上陨石坑最多的地形覆盖了其表面的15%，陨石坑密度与月球高地上最高的陨石坑密度相似。谷神星上这个陨石坑密度较高的区域可能记录了早期的高撞击率，并表明谷神星的其他85%在~ 4Ga的晚期重轰炸（LHB）后部分重新浮出水面。谷神星的撞击坑记录强烈地表明，晚期重轰炸时期起源于一个撞击物群体，其大小频率分布类似于主带小行星。
2018-04-04 astro-ph.EP
The origin of the cratering asymmetry on Triton
能够在海卫一上产生不对称陨石坑的撞击物的来源是有争议的。虽然双曲线彗星可能是撞击物的来源，但理论上预测的彗星撞击造成的陨石坑分布与海卫一上观测到的陨石坑分布不一致。在这项研究中，我们采用了动力学的方法来调查的陨石坑分布所产生的三个来源的撞击物：海王星为中心的撞击物上的海王星，低倾角轨道，海王星为中心的撞击物上的高倾角轨道，如其不规则的卫星，和日心撞击物与双曲线轨道。我们采用N体模拟，考虑到动态的影响。我们发现，没有一个撞击源能够单独与海卫一上的陨石坑分布相一致。低倾角海王星为中心的源产生的陨石坑分布狭窄地集中在海卫一的前半球，而日心撞击器产生太多的陨石坑相比，观察到的陨石坑分布在后半球。所有三个撞击物群体都在海卫一的后半球上产生了陨石坑。我们得出的影响分布的混合人口的撞击物使用蒙特卡罗方法，并发现，如果人口主要由日心撞击（70%），所产生的影响分布符合所观察到的撞击坑分布海卫一的领先半球。
2019-04-17 astro-ph.EP
Numerical Simulation of Impact Cratering and Induced Seismic Waves in Sand Targets
针对小天体低内聚性表岩屑的撞击问题，以沙子为模型构建数值模型，结合光滑粒子流体动力学模拟撞击坑形成及诱发地震波，复现实验声速、撞击坑半径等数据，为未知小天体撞击坑预测提供支撑。
2025-11-12 astro-ph.EP
The Cratering History of Asteroid (2867) Steins
利用2008年9月5日罗塞塔号飞越期间获得的OSIRIS图像，对主带小行星（2867）Steins的撞击坑历史进行了研究。为此目的，我们采用了目前的模型描述的形成和演变的主带小行星，提供率和速度分布的撞击。这些模型加上适当的陨石坑比例定律，使陨石坑的历史进行估计。因此，我们推导出Steins的陨石坑保留年龄，即自其形成或全球表面重置以来所经历的时间。我们还研究了各种因素的影响-如体积结构和陨石坑擦除-估计的年龄，跨度从几百万年到超过1Gyr，这取决于所采用的标度律和小行星的物理参数。此外，还发现了一个明显缺乏小于0.6公里的陨石坑，并解释为斯坦陨石坑记录的特殊演变的结果，可能与南极附近2.1公里宽的撞击坑的形成或YORP重塑有关。
2010-03-29 astro-ph.EP
Constraining surface properties of asteroid (162173) Ryugu from numerical simulations of Hayabusa2 mission impact experiment
隼鸟2号飞行任务对小行星Ryugu的撞击实验意外地造成了一个大弹坑。到目前为止，与之相关的低重力、低强度撞击坑仍然基本上未被探索，因为这些撞击条件无法在地球上的实验室实验中重现。在这里，我们表明，目标的凝聚力可能是非常低的影响可能发生在过渡的陨石坑制度，强度和重力之间。在这样的条件下，我们的数值模拟能够再现对Ryugu的影响的结果，包括最初位于撞击点附近的巨石的影响。与最近对Ryugu和Bennu的分析一致，从我们的结果中得出的陨石坑比例定律表明，小行星的表面必须非常年轻。然而，我们的结果还表明，极少量凝聚力的存在会强烈影响弹坑效率。因此，不同地质表面单元的年龄不同，可能是由于凝聚力的影响。
2022-12-08 astro-ph.EP
A tale of clusters: No resolvable periodicity in the terrestrial impact cratering record
Rampino和Caldeira（2015年）对过去2.6亿年（Ma）的陆地撞击坑记录进行了圆谱分析（CSA），并提出撞击事件的周期约为26 Ma。对于该分析中的一些影响，最近发表了新的准确和高精度（“稳健”; 2SE<2%）的40 Ar-39 Ar年龄，导致了显着的年龄变化。在经更新的撞击年龄清单的自我评估中，周期性大大降低。在CSA的列表只包含强大的年龄的影响，我们发现没有显着的周期性为过去的500 Ma。我们表明，如果我们放松的假设，一个完整的周期性的影响记录，假设它是一个混合的周期性和随机组件，而不是，我们应该找到一个周期性的组件，如果它贡献了超过80%的影响，在过去的260马。我们的CSA与Rampino & Caldeira（2015）的CSA之间的差异源于“集群”影响的子集（即，年龄重叠）。如果对年龄的随机分布进行测试，这些集群似乎携带的~26 Ma周期性是非常显著的，但如果对包含（随机间隔）集群的分布进行测试，这种意义就消失了。一些撞击年龄组的存在（例如，因此，在其他随机撞击记录中，小行星解体事件）可能会在CSA中产生假周期峰值。目前没有证据表明撞击记录具有周期性。
2017-01-31 astro-ph.EP
Impact cratering mechanics: A forward approach to predicting ejecta velocity distribution and transient crater radii
撞击坑是行星上最突出的地形特征之一。陨石坑的比例定律使我们能够提取有关宿主身体的影响历史的信息。基于点源近似、量纲分析和碰撞实验的结果，构造了π群标度律。然而，最近的碰撞实验表明，缩放参数本身表现出复杂的行为对碰撞条件和目标属性的变化。在这里，我们提出了一种替代的，充分的分析方法来预测影响的影响结果的基础上影响成坑力学。该方法基于Maxwell Z模型和剩余速度。我们提出了解析表达式（1）喷射速度和喷射位置之间的比例关系，（2）作为时间的函数，和（3）瞬态弹坑半径的一个增长的弹坑半径。由于我们专注于获得解析解，因此采用了一些简化。由于强度模型的简化，强度主导状态下的预测精度相对较低。我们的模型再现了幂律行为的喷出物的速度分布和近似的时间变化的一个不断增长的陨石坑。典型撞击条件下的预测半径大多收敛于两个典型比例线之间的区域，这有力地支持了新方法是预测撞击结果的最简单方法之一的观点，因为它提供了解析解。我们的模型可以作为一个快速查看的工具，以估计在一组给定的条件下的影响结果，它可能会提供新的见解影响挖掘过程的性质。
2018-06-20 astro-ph.EP
Analytical formulation of lunar cratering asymmetries
我们制定了月球陨石坑分布和验证的陨石坑不对称所产生的主带小行星（MBA）以及近地天体（NEO）。基于一个平面模型，排除了地球和月球引力的影响，并假设撞击器遇到地球的速度$v_{\rm{enc}}$高于月球轨道速度$v_{\rm{M}}$，我们严格整合月球陨石坑分布，并推导出其近似的一阶$v_{\rm{M}}/v_{\rm{enc}}$。在地月距离为$a_{\rm{M}}$ = 20- 60地球半径的情况下，对后期重撞击期间MBA撞击月球的五种情况进行了数值模拟。分析模型直接证明了存在的领先/落后的不对称性和近/远不对称的情况下。前/后不对称的近似形式是$(1 + A_1 \cosβ)$，其随着顶点距离$β$的增加而减小。数值模拟结果表明，极/赤道不对称性以及领先/落后的不对称性的证据，和前者的经验描述为$(1 + A_2 \cos2φ)$，随着纬度模量$|φ|$增加而减少。振幅$A_{1,2}$是不对称性的可靠测量。我们的分析明确指出了撞击坑分布和轰击条件（撞击器属性和月球轨道状态）之间的定量关系，如$A_1 \propto v_{\rm{M}}/v_{\rm{enc}}$，从而产生了一种通过测量不对称性来再现轰击条件的方法。分析模型与数值模拟结果在弹坑分布及其随$a_{\rm{M}}$的变化方面相互印证。对撞击坑和近地天体形成的撞击坑密度分布的估计值$A_1$分别为0.101- …
2016-08-12 astro-ph.EP
Ejecta cloud distributions for the statistical analysis of impact cratering events onto asteroids' surfaces: a sensitivity analysis
本文提出了一个喷射物云分布的模型，以描述由射弹撞击小行星表面产生的羽流。一个连续分布的基础上的概率密度函数的组合来描述的大小，喷射速度和喷射角度的碎片。喷出物的分布是用来统计分析喷出物的命运。通过将喷出物分布与空间填充采样技术相结合，我们从分布中抽取样本，并为它们分配若干\emph{representative fragments}，以便单个样本在时间上的演变代表碎片的集合。使用这种方法，我们分析喷出物的命运作为不同的建模技术和假设的函数。我们评估不同类型的分布，喷射速度模型，系数等的效果。结果表明，一些建模假设比其他人更有影响力，在某些情况下，它们会影响不同方面的喷出物的演变，如份额的影响和逃逸的碎片或小行星表面上的影响碎片的分布。
2023-01-11 astro-ph.EP cs.NA math.NA
Bayesian time series analysis of terrestrial impact cratering
彗星和小行星的巨大撞击可能对陆地生物进化产生了重要影响。我们知道地球上大约有180个高速撞击坑，年龄可达2400万年，直径可达300公里。一些研究发现，它们的年龄分布具有周期性，周期从1300万年到5000万年不等。有人进一步声称，这种周期可能与太阳系在银河平面上的周期性运动有因果关系。然而，这些研究中有许多存在方法学问题，例如对p值的误解、对周期图中的显著性的高估或未能考虑合理的替代模型。在这里，我开发了一个贝叶斯方法，在这个问题中的影响被视为一个随机现象。模型的影响概率的时间变化的定义和证据，他们在地质记录中使用贝叶斯因子进行比较。这种概率方法避免了对特别统计的需要，并且还明确使用了年龄的不确定性。我发现了强有力的证据，在过去的2.5亿年中，对于大于5公里的陨石坑，记录的撞击率呈单调下降趋势。在过去的1.5亿年里，当包含有年龄上限的陨石坑时，也发现了同样的情况。这与陨石坑的保存/发现偏差是一致的，这种偏差调节了原本恒定的撞击率。大于35公里（因此受侵蚀和填充的影响较小）和小于4亿年的陨石坑最好用恒定撞击概率模型来解释。在所有的数据集中，成坑率的周期性变化都是非常不利的。也没有证据表明周期性叠加在恒定的速率或趋势上，尽管这种更复杂的信号更难区分。
2011-10-16 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.data-an
Lunar ejecta as the missing piece to resolve the lunar cratering asymmetry
State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学月球与行星科学国家重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics in Ministry of Education, Nanjing University（南京大学现代天文学与天体物理教育部重点实验室）
研究通过数值模拟发现，约25%的逃逸喷射物在3百万年内会再次撞击地球-月球系统，其中约1.2%撞击月球，导致极端的前后不对称比值为5.9，表明月球喷射物可能是解释月球撞击不对称性的关键因素。
2026-05-11 astro-ph.EP
Impactor flux and cratering on Ceres and Vesta: Implications for the early Solar System
我们研究了小行星主带的碰撞和动力学演化引起的谷神星和灶神星的撞击通量和撞击坑。我们开发了一个统计代码的基础上，一个久经考验的模型的主带和NEA尺寸分布的同时演变。这个代码包括灾难性的碰撞和非碰撞的去除过程，如雅科夫斯基效应和轨道共振。该模型假设早期主带的动力消耗非常强烈，因此，大多数主带粉碎发生在其动力结构与现在相似的时候。结果表明，在太阳系历史上，撞击谷神星和灶神星的D > 1 km主带小行星数量分别约为4600颗和1100颗。预计撞击谷神星和灶神星的最大主带小行星直径分别为71.7公里和21.1公里。谷神星上直径大于0.1公里的陨石坑数量为\sim 3.4 \times 10^8，灶神星上为6.2 \times 10^7。D > 100公里的陨石坑在谷神星上有47个，在灶神星上有8个。我们的研究表明，在灶神星上观测到的D = 460 km的陨石坑是由D \sim 66.2 km的抛射体撞击形成的，在太阳系历史上发生\sim的概率为30%。如果我们关于谷神星和灶神星上的陨石坑的结果与黎明任务获得的数据之间存在显着差异，那么它们应该与早期主带期间更高程度的碰撞演化和/或后期重轰炸的存在有关。在早期阶段碰撞活动的增加，可能提供了一个初始配置的巨行星符合，例如，尼斯模型。由此，黎明号任务将能够为我们提供有关早期太阳系的初始结构及其随后的动力学演化的线索。
2011-09-12 astro-ph.EP
Reconciling the dawn-dusk asymmetry in Mercury's exosphere with the micrometeoroid impact directionality
结合动力学模型的尘埃从木星家族彗星和哈雷型彗星，我们表明，在水星的尘埃/流星体环境的季节性变化是负责生产黎明黄昏不对称的信使号航天器观测到的水星的外逸层。我们最近根据地面和空间测量结果校准的最新模型提供了前所未有的统计数据，使我们能够研究撞击水星表面的流星体的纵向和横向分布。我们预测，微流星体的影响蒸发源，预计将在水星的表面上进行显着的运动，在水星的办法远日点和向昼面时，地球正在接近太阳。
2017-06-14 astro-ph.EP
Scaling of microcraters with molten rims derived from laser-induced cratering experiments
The University of Osaka（大阪大学）；Nihon University（日本大学）
本研究通过激光模拟撞击实验推导标度关系，明确带熔融边缘微陨石坑形成于10²至10³ m/s撞击速度范围，为其形成机制提供实验约束，契合次级撞击起源及相关流体动力学不稳定性的结论。
2026-08-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Impacts on Ceres and Vesta: Source regions, cratering, and fragmentation
我们对谷神星和灶神星的影响进行了研究。我们的目标是确定的大小频率分布（SFD）的撞击，并确定和量化的贡献，每个源区，以及在这些影响事件中产生的陨石坑和碎片喷射。我们使用的MB称为ACDC（小行星碰撞和动力学计算），模拟MB的碰撞演化，这是分为六个区域（即内，中，原始，外，Cybele和高倾角带）的多部分碰撞演化模型。此外，它包括Yarkovsky效应作为一个动态的去除机制。MB的六个区域或多或少地提供了谷神星和灶神星的撞击物。外带是谷神星上小于10公里的撞击物的主要来源，提供了一半以上的撞击，而中间带是次要来源。在灶神星上，内带、中带和外带的相对撞击物贡献几乎相等。我们能够重现灶神星上大于100公里的陨石坑，并确定谷神星上的两个大凹陷为撞击陨石坑：一个称为Vendimia Planitia，900公里，另一个570公里。由于这些影响，谷神星和灶神星将碎片喷射到MB中。我们得到的碎片率几十个碎片大于1米，每年两个机构，几十个碎片大于100米每百万年的灶神星和谷神星的4倍以上。我们发现，在谷神星和灶神星的历史上，
2021-07-08 astro-ph.EP
Spin-orbit evolution of Mercury revisited
虽然水星的偏心率（0.206）有利于捕获到3：2的自旋轨道共振，但问题是如何以及何时捕获发生。Makarov（2012）最近的一项工作表明，如果偏心率大于0.2，则陷入这种共振是肯定的，只要我们使用一个现实的潮汐模型，该模型基于潮汐扭矩的Darwin-Kaula展开。基于物理学的潮汐模型极大地改变了可能的最终自旋状态的统计。首先，我们发现，只有一次遇到自旋轨道3：2共振后，这种共振成为最可能的最终状态。第二，如果发生了一个捕获到这个（或任何其他）共振中，这个捕获就变成了最终的，我们的模型禁止了同一个状态的几次交叉。第三，在我们的模型中，水星被捕获的速度比以前认为的要快得多：对于大多数历史来说，1000 - 2000万年就足够了。第四，即使是固体地幔和熔融的地核之间的微弱层流摩擦，也很可能导致2：1甚至更高共振的捕获。因此，我们的论文的主要新颖之处在于，3：2的最终状态是更古老的比相同的最终状态时，采用恒定的时间滞后模型。如此迅速的捕获证明了我们将水星视为一个均匀的、未分层的天体，其液态核心在捕获时尚未形成。我们还对Wieczorek等人（2012）的假设进行了批判性分析，即早期的水星可能已经逆行，之后它同步了它的自旋，然后加速到3：2共振。精确处理现有的数据上的陨石坑不支持这一假设，而就业的一个现实的流变学无效的假设，一个中间的伪同步状态需要自旋到3：2的共振的一个关键要素。
2014-08-24 astro-ph.EP
The inner solar system cratering record and the evolution of impactor populations
我们回顾以前发表的和新获得的陨石坑的大小频率分布在内部太阳系。这些数据表明，月球和类地行星曾受到两类天体的轰击。星群1在早期占主导地位，其大小分布与现今的小行星带几乎相同，并产生了具有复杂、多斜面陨石坑大小-频率分布的严重陨石坑表面。星群2自约3.8-3.7 Ga以来一直占主导地位，其大小分布与近地天体相同，撞击通量低得多，形成的陨石坑大小分布在陨石坑直径0.02公里至100公里范围内呈微分-3单斜率幂律。结合大量的月球和陨石样品测年工作和太阳系动力学理论工作的结果，对这些数据的合理解释如下。近地天体群是群2的来源，在过去约3.7-3.8千兆年中一直处于接近稳定状态;这些天体来自主小行星带，其原因是大小不同的非引力效应有利于较小的小行星被抛射。然而，星族1是主带小行星，可能是在巨行星轨道迁移期间通过重力共振扫掠，以与大小无关的方式从它们的源区弹射出来;这导致了所谓的晚期重轰炸（LHB）。LHB在~3.9 Ga之前开始，在接下来的~100 - 300百万年中达到峰值并迅速下降，并且可能在大约3.8-3.7 Ga到~2 Ga之间更慢。第三个陨石坑群（S群）由次级撞击坑组成，它们可以在小直径的陨石坑记录中占主导地位。
2014-07-16 astro-ph.EP
Cratering Experiments on the Self Armoring of Coarse-Grained Granular Targets
最近发表的小行星25143 Itokawa和433 Eros的陨石坑统计数据显示，在大约1000年的时间里，陨石坑的数量明显减少。直径100米。人们提出的解释这种缺乏陨石坑的可能机制是地震陨石坑擦除和粗糙的自我装甲，巨石覆盖的小行星表面。虽然地震震动已经在这方面进行了研究，但装甲的概念缺乏更深入的检查和实验基础。因此，我们提出了玻璃珠弹丸撞击颗粒玻璃珠目标，其中弹丸和目标的晶粒尺寸在一个相似的范围内的弹坑实验。冲击速度在200至300 m/s的范围内。我们发现，弹坑变得暗淡和不规则的形状，只要目标颗粒大于弹丸的尺寸和颗粒的弹坑很少形成时，弹丸和目标颗粒之间的尺寸比约为1：10或更小。在这种情况下，我们观察到在第一次撞击的目标颗粒中形成强度确定的弹坑。我们提出了一个简单的模型的基础上转移的动量从弹丸到这个第一个目标颗粒，这是能够解释我们的结果，只有一个单一的自由参数，这是而且很好地确定了以前的实验。基于对Itokawa和Eros上典型的弹丸尺寸和巨石尺寸的估计，考虑到我们的结果对于km/s的撞击速度也具有代表性，铠装应该在它们的演变中发挥重要作用。
2012-06-25 astro-ph.EP
Effects of early intense bombardment on megaregolith evolution and on lunar (and planetary) surface samples
太阳系前5亿年的撞击率对了解月球地质历史至关重要，但一直存在争议。被广泛接受的，后阿波罗早期月球撞击坑的范例（约。1975-2014）提出了从吸积（>4.4 Ga）到大约4.0 Ga前的非常低或可忽略的撞击坑，随后是长达1.7亿年的灾难性撞击坑，在此期间，最突出的多环撞击盆地形成于大约3.9 Ga。最近的动力学模型表明，非常早期的强烈的影响率，下降的整个时期，从吸积，直到年龄约3.0 Ga。这些模型去除了盆形成的尖峰。这种转变对陨石演化和今天可以在月球表面收集的岩石样本的性质有重要影响。我们采用Morbidelli等人（2018）早期强烈轰击的“吸积尾”模型，随着时间的推移而下降。我们发现不同的影响，从以前的模型：早期火山口饱和度和过饱和度;岩浆海洋凝固的干扰;深早期megalgolith;和侵蚀破坏最早的多环盆地，他们的影响熔体，和他们的喷出物毯。我们的研究结果解释了观测结果，如早期月球撞击熔体的数量与早期火成岩地壳岩石的数量，高地角砾岩包含的影响熔体年龄为4.35 Ga，没有一个170万年长的峰值在3.9 Ga的月球和小行星陨石之间的影响熔体年龄，以及月球地壳结构的GRAIL观测。
2020-10-27 astro-ph.EP physics.geo-ph
Forming Mercury by Giant Impacts
水星的高铁岩比的起源仍然未知。在这项工作中，我们调查水星的形成，通过巨大的影响，并考虑一个单一的巨大的影响，一个打了就跑，在一个理论框架和多个碰撞的可能性。我们研究了标准碰撞参数（碰撞速度，质量比，碰撞参量），以及冲击器的组成和冷却的目标。研究发现，撞击物的成分对行星内的铁分布和目标的最终质量的影响高达15%，尽管由此产生的平均铁分数是相似的。我们认为，一个有效的巨大的影响，需要以高速度迎面而来，而在打了就跑的情况下，影响可以发生更接近最可能的碰撞角（45 $^{\circ}$）。它还表明，水星目前的铁岩比可能是多次碰撞的结果，其确切数量取决于碰撞参数。质量损失被发现是更显着的碰撞时，时间紧。
2018-08-07 astro-ph.EP
Explaining Mercury via a single giant impact is highly unlikely
类地行星形成的经典情景的特征是月球到火星质量行星胚胎之间的巨大撞击阶段。虽然经典的模型和它的修改已经产生了足够的类似物的外部三个类地行星，水星的起源仍然难以捉摸。与地球相比，水星的高核心质量分数特别突出。在碰撞假说中，这一特征长期以来被解释为两颗大质量原行星之间高能巨大撞击的结果。在这里，我们重新审视了经典的类地行星形成的场景，重点是巨大的影响的结果。我们已经进行了大量的N体模拟考虑不同的初始分布的行星胚胎和星子。我们的模拟测试了不同巨行星配置的影响，从几乎圆形到非常偏心的配置。我们比较了巨大的影响，在我们的模拟与那些更有可能占水星和月球的形成，根据平滑的流体动力学模拟。在我们所有的模拟中，都观察到了可能导致月球形成的撞击事件，占所有巨大撞击的20%，与预期的月球形成事件条件范围一致。另一方面，通过单一的巨型撞击形成汞的事件是非常罕见的，占所有巨型撞击的不到1%。我们的研究结果表明，产生水星作为一个单一的巨大的影响，剥离地幔的分化行星物体与地球一样的铁硅酸盐比例是具有挑战性的，可能需要替代方案（例如多次碰撞）。
2022-07-29 astro-ph.EP
The Solar wind prevents re-accretion of debris after Mercury's giant impact
水星拥有一个巨大的铁核，以及相应的高体积密度。为了解释如此大的铁含量，已经提出了许多假设。一个长期存在的观点认为，水星曾经拥有一个更大的硅酸盐地幔，在太阳系历史早期的一次巨大撞击中被移除。这个想法的一个核心问题是，从水星喷出的物质通常会在很短的（~百万年）时间尺度后重新聚集到行星上。在这里，我们表明，原始的太阳风将提供足够的阻力后，喷射碎片，以消除他们从水星交叉轨道之前，重新影响行星的表面。具体来说，年轻的太阳可能拥有更强的风，快速旋转和强大的磁场。根据大撞击发生的时间，与这股风相关的冲压压力会将粒子向外推入太阳系，或者向内推向太阳，在亚百万年的时间尺度上，这取决于喷射碎片的大小。因此，巨型撞击假说仍然是一个可行的途径，以消除行星地幔，无论是在水星和太阳系外行星，特别是那些接近年轻恒星的强风。
2020-02-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Cratering History of Asteroid (21) Lutetia
2010年7月10日，欧洲航天局的罗塞塔号航天器经过了主带小行星（21）鲁特西亚。Lutetia的大小约为100公里，是航天器拍摄到的最大的小行星之一。在飞越过程中，机载OSIRIS成像系统获得了鲁特西亚北半球的壮观图像，揭示了一个由众多撞击坑组成的复杂表面，最大尺寸约为55公里。在本文中，我们评估了小行星的撞击历史。为此目的，我们应用当前的模型描述的形成和演变的主带小行星，提供率和速度分布的撞击。这些模型，再加上适当的陨石坑的比例法则，使我们能够解释所观察到的陨石坑的大小频率分布（SFD）和约束的陨石坑的历史。由于这种方法，我们得到的陨石坑保留年龄的几个地区的Lutetia，即时间流逝，因为它们的形成或全球表面重置。我们还调查了各种因素的影响-如Lutetia的散装结构和陨石坑闭塞-上观察到的陨石坑SFD和估计的表面年龄。从我们的分析中可以看出，Lutetia经历了复杂的碰撞演化，直到最近才发生重大的局部表面重塑事件。最年轻和最古老的陨石坑密度的差异意味着年龄的差异超过10倍。最年轻的单位（Beatica）估计有几十到几百万年的年龄，而最古老的一个（Achaia）形成于小行星撞击比现在更强烈的时期，大概在3.6 Gyr前或更早。
2011-11-15 astro-ph.EP
The role of breccia lenses in regolith generation from the formation of small, simple craters: Application to the Apollo 15 landing site
撞击坑可能是无空气物体上风化层生成的主要因素。自阿波罗时代以来，通过撞击坑产生的风化层一直是研究的一个关键课题。然而，由于撞击坑的形成，风化层的演变还没有得到很好的理解。需要一个更好的公式来帮助量化风化层的形成机制和时间尺度的演变。在这里，我们提出了一个解析推导的随机模型，描述了小，简单的陨石坑所产生的风化层的演变。我们占喷出物覆盖以及风化层填充的瞬态火山口空腔。结果表明，风化层充填在风化层形成中起着关键作用。我们的模型表明，由于撞击坑的随机性，风化层厚度横向变化，这与早期的工作是一致的。我们应用这个分析模型的风化层的演变在阿波罗15号网站。考虑到观测到的小型简单月球陨石坑的陨石坑尺寸-频率分布（喷出物覆盖半径< 381米，风化层填充半径< 100米），计算了风化层厚度。考虑到一些来自该地区外部的风化层，我们的结果与阿波罗15号地震实验的经验结果一致。最后，我们发现，风化层的增长的时间尺度比陨石坑的平衡，这意味着，即使观察到陨石坑的表面上的陨石坑平衡，它很可能是风化层的厚度仍在发展，由于额外的撞击坑。
2018-02-10 astro-ph.EP
Origin and evolution of Mercury's circumsolar dust ring
最近在水星轨道附近发现了一个环绕太阳的尘埃环。目前在文献中还没有关于这个环起源的假设，所以我们在这里探索了四种不同的起源场景：尘埃起源于（1）零星的流星体复合体，包括黄道带云的主要部分，（2）最近的小行星/彗星活动，（3）假设的尘埃产生机构锁定在水星以外的平均运动共振，（4）与水星共轨的机构。我们发现，只有情景（4）再现了观测到的水星尘埃环的结构和位置。然而，由于动力学不稳定性和流星体撞击，水星的共轨寿命（<20 Ma）排除了共轨源群的原始起源，要求最近的事件为观测到的尘埃环提供食物。我们发现，对水星的影响可以喷射碎片进入共轨共振。我们估计年龄的六个候选人的影响，形成直径大于40公里的陨石坑使用高分辨率的航天器数据信使号，并找到两个陨石坑估计表面年龄小于50 Ma。我们发现，从水星的表面到共轨共振从这两个影响的质量传输量是几个数量级小于所需的解释水星的环推断从遥感的大小。因此，我们认为，许多更年轻，更小的影响共同促成了环的起源。我们的结论是，最近的影响假说水星的尘埃环的起源是一个可行的方案，其有效性可以限制未来的内太阳系的任务。
2023-01-24 astro-ph.EP
Impacts of thrusting, extensional faulting, and glaciation on cratering records of Pluto's largest moon Charon: Implications for the evolution of Kuiper belt objects
利用新视野号航天器获得的最高分辨率图像进行的系统地貌测绘和详细地貌分析显示，冥王星最大的卫星卡戎上存在一系列可区分的地形，这些地形在早期研究中没有详细研究。我们的工作最重要的发现包括（1）截断和遗漏大陨石坑（直径> 30-40 km）及其环形山边缘脊，沿奥兹地几个向北、向东凸起的弧形山脉的东部边缘，（2）类似地球上冰碛地貌的叶状脊、叶状丘列和叶状裙，（3）包含悬谷的树枝状通道系统，（4）由平行的脊、节列和沟槽限定的局部条纹状表面，长度> 40-50 km。上述观测结果和卡戎所遇到的半球的地形二分法可以用一个碎片演化模型来解释，该模型涉及：（i）一次巨大的撞击，造成了火神平原盆地和沿其北部边缘的伸展断层带，（ii）一个瞬态大气层，能够驱动N2-冰冰川对水冰基岩的侵蚀，并将水冰碎片输送到沉积盆地，（iii）区域冰川侵蚀和早期侵位的撞击喷出物沉积物从奥兹地高地迁移到火神平原的低地盆地，（iv）同冰川作用北向逆冲，解释为由Charon的扩张引起，和（v）在全球冰川消退期间，在Vulcan Planitia下面的次表层N2冰上形成水冰碎屑覆盖层。火神平原的填充可能伴随着冰火山作用。撞击坑的广泛修改意味着，从Charon陨石坑的大小频率分布应该只作为一个下限时，用来测试柯伊伯带天体的形成机制。
2022-09-28 astro-ph.EP
Main Belt Asteroid Histories: Simulations of erosion, cratering, catastrophic dispersions, spins, binaries and tumblers
这是一项关于主小行星带中小行星历史的研究。碰撞是主要的过程。每一颗小行星都曾多次受到其他小行星的撞击，造成了陨石坑、侵蚀、旋转增量、碎片化以及偶尔的灾难性破坏和分散。关于小行星的轨道、大小、形状、组成和旋转速率的大量信息现在都可以获得。这些都是其历史的结果，但要解释它们，就需要了解其过程。这种理解可以通过模拟历史来改善。模拟需要动力学和碰撞事件的鲁棒模型。这种模式在过去几十年中有了很大的发展。在这里，我目前的模型，方法和代码“SSAH”的随机模拟的历史的主带。该代码提供了一个框架，现有和未来的模型可以基于此。这些结果为小行星的历史提供了新的范例，包括自旋的分布;强度自旋极限的无关性; 2001年OE 84的“不寻常”自旋;以及大型慢速旋转翻滚物体（Mathilde）;自旋与直径图中的“V形”;给定直径范围内自旋的非麦克斯韦分布;预期翻滚物体的数量等等。与此同时，模拟暴露了我们知识中的差距，需要进一步研究。SSAH代码可供他人免费使用。
2022-03-12 astro-ph.EP physics.geo-ph
Impact Plasma Amplification of the Ancient Mercury Magnetic Field
本研究通过撞击模拟证实，水星古代撞击产生的等离子体可放大磁场并以冲击剩余磁化形式记录在地壳中，解释了水星地壳剩余磁化的成因，为重建水星发电机历史提供了新机制。
2025-10-02 astro-ph.EP physics.space-ph
Cratering and age of the small Saturnian satellites
土星的小卫星（平均半径为$\le$ 135公里）与土星环密切相关，它们共同构成了一个复杂的动力系统，形成和破坏机制相互竞争。我们模拟了半人马座天体在土星小卫星上的撞击坑形成过程，并将我们的结果与旅行者号和卡西尼号任务获得的观测撞击坑计数进行了比较。使用以前开发的理论模型，我们计算这些卫星上的陨石坑生产考虑两个斜率的大小频率分布（SFD）的较小的物体的半人马座人口和比较我们的结果与现有的观测。此外，我们认为这些卫星和半人马座天体之间的灾难性碰撞的情况下，并计算这些卫星的形成年龄遭受一个或多个中断。在一般情况下，我们发现，所观察到的陨石坑的分布是最好的模拟陨石坑的大小分布对应的$s_2 = 3.5$指数的SFD的直径小于60公里的撞击物。然而，对于直径$D \lesssim 3-8$公里（相当于撞击物直径$d \sim 0.04 - 0.15$公里），观察到的分布变得更平坦，偏离我们的结果，这可能证明侵蚀和/或陨石坑饱和过程中的小陨石坑尺寸或可能中断的SFD的撞击物在$d \sim 0.04 - 0.15$公里到一个更浅的差异斜率$\sim -1.5$。我们的研究结果表明，潘，达夫尼，阿特拉斯，Aegaeon，Methone，Anthe，Pallene，Calypso和Polydeuces在太阳系的年龄遭受了一次或多次灾难性的碰撞，年轻的被关联到弧年龄为$\sim10^8$年。我们还计…
2019-10-02 astro-ph.EP
Exogenous delivery of water to Mercury
雷达和航天器的观测显示，水星北极周围的永久阴影区域含有水冰和复杂的有机物质。这种物质的一个可能来源是行星际尘埃颗粒、小行星和彗星的撞击。我们已经进行了数值模拟的动力学演变的小行星和彗星在几个百万年，并检查其影响与水星。我们使用N体积分器RMVS/Swifter从太阳和八大行星的当前位置传播它们。我们根据彗星和小行星目前的轨道分布，将它们作为无质量的测试粒子添加到模拟中。根据测量的分类类型分布情况，小行星撞击物被分配为富水（C级）的概率。对于彗星，我们假设水的比例是恒定的。对于IDP，我们使用一个动力学流星体模型来计算水星上的尘埃通量。相对于以前的工作小行星和彗星的影响（摩西等人，1999年），我们利用20年的进展，在小天体调查。撞击后立即喷射到太空的撞击物质被考虑在内，因为是水的迁移效率通过水星的表面到极地冷阱。我们发现，小行星提供$\sim 1 \times 10^{3}$公斤/年的水到水星，彗星提供$\sim 1 \times 10^{3}$公斤/年和IDP提供$\sim 16 \times 10^{3}$公斤/年的几个因素。在$\sim 1$陀螺仪的时间尺度上，这足以提供雷达和信使号观测所需的最小水量。虽然我们的分析没有排除水星上的其他水源，但我们表明，它们不需要解释目前可用的观测下限。
2022-04-25 astro-ph.EP
The current cratering rate on the regular satellites of Jupiter, Saturn, and Uranus
本研究结合外太阳系动力学模拟与海王星外天体观测约束，计算直径1 km以上天体对木星、土星和天王星规则卫星的当前撞击速率，发现木星绝对撞击率较既往估计低3–6倍。
2025-01-29 astro-ph.EP
Mid-Infrared spectroscopy of impactites from the Noerdlinger Ries impact crater
这项研究是为MERTIS（水星辐射计和热红外光谱仪）建立中红外光谱数据库（7- 14微米）的努力的一部分，MERTIS是欧空局/JAXA BepiColombo空间探测器上的一种仪器，将于2017年发射到水星。水星在其历史上曾多次受到撞击。对陆地撞击岩的这项研究可以估计冲击变质作用对行星物质中红外光谱特性的影响。在这项研究中，我们专注于德国南部的Noerdlinger Ries陨石坑，这是一个保存完好且易于进入的撞击坑，拥有丰富的苏埃维特撞击岩。对来自Otting和Aumuehle的Suevite和熔融玻璃块体样品以及来自Polsingen的红色Suevite进行了表征，并获得了它们在中红外范围内的反射光谱。此外，原位中红外光谱由薄切片中的玻璃和基质区域制成。结果表明，类似的，但可区分的光谱散装苏埃维特和熔融玻璃样品，以及在原位测量。来自Aumuehle和Otting的冲击熔融玻璃具有由9.3-9.6微米处的Reststrahlen带主导的光谱。来自Polsingen的大块熔融岩石和大块苏埃维特和细粒基质在9.4至9.6微米之间具有最强的带。还存在与结晶相相关的8.5 - 9微米和12.5 - 12.8微米之间的特征。在细粒基质中有风化产物的证据，如蒙皂石。水星在其历史上经历了各种大小的撞击物的多次撞击。因此，对于像里斯撞击事件那样只在一次撞击中形成的撞击岩所观察到的光谱特征，可以…
2023-01-04 astro-ph.EP physics.geo-ph
Transport of water in a Transient, Impact-Generated Atmosphere on Mercury
The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；John Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰霍普金斯大学应用物理实验室）
利用PLANET DSMC代码模拟1 km半径彗星撞击水星北极，发现水分子经历四个演化阶段，最终14%的水进入冷阱，显著高于月球类似撞击的~5%。
2026-06-03 astro-ph.EP
Crater production on Titan and surface chronology
土星卫星上的撞击坑数量是估计其表面年龄和限制撞击物数量的关键因素。卡西尼号任务的雷达观测允许对土卫六表面的陨石坑进行计数，揭示了意外的撞击坑稀缺，显示出高度的退化。根据以前对土星卫星撞击坑率的研究，我们对土卫六上的撞击坑过程进行了建模，以限制其表面年表，并评估半人马座天体作为其主要撞击物的作用。以前开发的一个理论模型被用来计算土卫六上的陨石坑的产生，考虑到半人马座天体是主要的撞击物，并包括其源群中较小成员的大小频率分布的两个不同斜率。大气屏蔽效应的一个简单的模型被认为是在陨石坑的过程中，我们的结果进行了比较，与其他合成陨石坑分布和更新的观测陨石坑计数。这个比较然后被用来计算土卫六的陨石坑保留年龄为每个陨石坑直径。累积的陨石坑分布所产生的SFD的微分指数$s_2 = 3.5$一致预测大陨石坑（D > 50公里）的土卫六的表面上，而它高估了小陨石坑的数量。由于大气屏蔽，模型和观测到的分布平坦的陨石坑与$D \lesssim 25 $公里，它们之间的差异可以被认为是一个代理的规模侵蚀过程中的土卫六表面上的整个太阳系年龄。我们对土卫六表面年代学的研究结果表明，D > 50 km的陨石坑可以在太阳系年龄中占主导地位，而较小的陨石坑可能由于全球侵蚀过程而完全消失。
2022-05-28 astro-ph.EP
Impacts into rotating targets: angular momentum draining and efficient formation of synthetic families
大约10%的小行星的自转周期低于P = 3 h，它们似乎相对接近自旋势垒。然而，在小行星碰撞的模拟中，旋转经常被忽略。为了确定旋转的影响，我们进行了大量的SPH/N体与旋转目标的碰撞模拟。我们开发了一个新的统一SPH/N体程序，适用于模拟碎裂相和重力再积累。该代码已验证对以前的（奔驰和Asphaug 1994年），但我们也测试了新的功能，如旋转稳定性，拉伸稳定性，等使用新的代码，我们运行模拟D_pb = 10公里和100公里的单片目标和比较合成小行星家庭创建这些影响与家庭相应的非旋转目标。旋转主要影响斜撞击角度的撞击坑事件。对于旋转的目标来说，这些碰撞喷射出的总质量可以高达五倍。我们进一步计算角动量的转移，并确定条件下的影响加速或减速的目标。虽然单个撞击坑的碰撞既可导致加速，也可导致减速，但平均而言，减速占主导地位，因此，碰撞会导致小行星群的系统性自旋下降。
2019-08-08 astro-ph.EP
Dynamical avenues for Mercury's origin I: The lone survivor of a primordial generation of short-period proto-planets
水星内部行星的缺失继续困扰着类地行星的形成模型，特别是与类太阳恒星周围短周期行星相对较高的出现率相比。最近的研究表明，大多数拥有热超级地球的系统在形成准稳定，紧密堆积的配置后，通过动力学不稳定的时期达到其轨道结构。同位素证据似乎表明，超地球质量体系中的天体不太可能在太阳系中形成，因为地球形成盘被认为在CAI之后的200万年左右开始明显缺乏质量;这是木星增长或内在盘特征的结果。然而，类地行星的形成模型和对气盘阶段的微行星动力学的高分辨率研究偶尔会发现，质量与火星相当的准稳定原行星出现在水星现代轨道附近。在本文中，我们调查是否有可能为这样的对象的原始配置被灾难性地摧毁的方式，留下水星作为唯一的幸存者，而不干扰其他地球世界。我们使用数值模拟来证明这种情况是合理的。在许多情况下，幸存的汞类似物经历了一系列的侵蚀性影响，从而提高了其铁/硅比。我们提出的水星起源方案的一个警告是，金星通常会经历至少一次晚期的巨大撞击。
2021-04-22 astro-ph.EP
Exploring the role of the Sun's motion in terrestrial comet impacts
地球和月球上的陨石坑记录表明，我们的星球在其存在的大部分或全部时间内都受到高速撞击。其中一些陨石坑是由长周期彗星（LPC）的撞击产生的。这些天体可能起源于奥尔特云，并通过银河潮汐和恒星相遇所产生的引力扰动而进入它们现在的轨道，这两种扰动都受到太阳绕银河系运动的调制。在这里，我们构建这些机制的dynamicalmodels，以预测随时间变化的撞击率的LPC和它们的近日点的角分布（这是观察到的是不均匀的）。比较这些动力学模型与其他模型的预测，我们的结论是，彗星的影响引起的太阳运动在过去的2.5亿年地球撞击坑的贡献只有一小部分。在这个时间尺度上，表观撞击坑率主要是由一个长期增加到现在，这可能是一个大的小行星分裂的结果。我们的动力学模型，连同太阳的顶点运动，预测一个不均匀的角度分布的近日点，而不需要调用外部奥尔特云中存在一个巨大的机构。我们的结果是合理的稳健的银河系模型，奥尔特云，恒星遭遇的参数的变化。
2014-06-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
Modeling the Historical Flux of Planetary Impactors
月球和类地行星的撞击坑记录为太阳系的形成和演化提供了重要线索。特别有趣的是3.8-3.9 Gyr ago（Ga）的时代，被称为Late Heavy Bombardment（LHB），当最年轻的月球盆地如Imperial和Orientale形成时。LHB被认为起源于缓慢下降的撞击物通量或晚期动力学不稳定性。在这里，我们开发了一个大型小行星撞击的历史通量模型，并讨论了它如何取决于各种参数，包括行星迁移/不稳定的时间和性质。我们发现，小行星撞击通量下降了1至2个数量级，在第一个1 Gyr，并保持相对不变，在过去的3 Gyr。早期的撞击是由在行星迁移/不稳定期间轨道变得兴奋的小行星和来自主带内部延伸的小行星（E带;半长轴1.6<a<2.1 au）造成的。行星不稳定性的早期和晚期版本的轮廓最初不同，但最终是相似的后~3 Ga。因此，不稳定性的时间只能通过考虑在太阳系历史的第一个~1.5 Gyr期间的撞击坑和其他限制来确定。我们对撞击通量的绝对校准表明，小行星可能不是造成LHB的原因，无论不稳定性发生的早或晚，因为校准的通量不足以解释Imperial/Orientale和大月球陨石坑的显著份额。彗星和类地行星形成的残余物提供了额外的，可能是早期撞击的主要来源。
2016-12-27 astro-ph.EP
Interpretations of family size distributions: The Datura example
年轻小行星家族是关于碎裂物理学及其母体结构的独特信息来源，因为它们的物理性质自诞生以来没有太大变化。族具有不同的性质，如年龄、大小、分类、碰撞严重程度等，了解这些性质对我们观测族碎片的大小-频率分布的影响，可以使我们对超高速碰撞过程有重要的了解，而超高速碰撞过程的规模是我们在实验室中无法达到的。在这里，我们作为一个例子，非常年轻的曼陀罗家庭，与一个小的8公里的母体，并比较其大小分布与其他家庭，与大型和小型的母体，并创造了灾难性和陨石坑形成事件。我们的结论是，最有可能的解释较浅的大小分布相比，较大的家庭是一个更明显的观察偏差，因为它的小尺寸。当考虑到母体的大小时，其大小分布是完全正态的。我们还讨论了其他一些可能性。此外，我们还研究了另一个常见的功能：分布中的偏移或“凸点”，这发生在一些较大的元素上。我们假设，这可以解释为一个新描述的制度的陨石坑，“剥落陨石坑”，它控制了大多数的小行星，如曼陀罗的表面上的撞击坑。
2017-05-31 astro-ph.EP
The origin of the terrestrial planets
本文提出类地行星形成的新模型：忒伊亚撞击地球形成火星和月球，并解释地球海洋盆地、板块构造及宜居条件；水星被弹射进太阳对流区，解释太阳自转异常，结果由质量平衡和轨道特征定量支持。
2023-05-29 astro-ph.EP
The effects of the target material properties and layering on the crater chronology: the case of Raditladi and Rachmaninoff basins on Mercury
在本文中，我们提出了一个陨石坑的年龄测定与Raditladi和拉赫玛尼诺夫盆地的几个地形。这些盆地分别是在信使号第一次和第三次飞越水星时发现的。这两个盆地最有趣的特征之一是它们相对较新的外观。这两个盆地的年轻年龄证实了我们的分析的基础上，通过陨石坑年代测定。拉赫玛尼诺夫和Raditladi盆地模式年龄分别为3.6 Ga和1.1 Ga。此外，我们还限制了盆地底部平坦平原的年龄。这项分析表明，水星火山活动，直到最近的时间，可能约1 Ga或less.We发现，一些火山口的大小频率分布调查表明存在一个分层的目标。因此，在这项工作中，我们解决的重要性，考虑地形参数，地质力学性能和分层，到年龄确定的过程中。我们还评论的可能性，能够形成盆地的大小拉赫玛尼诺夫和Raditladi在相对较近的时间的冲击。
2011-05-25 astro-ph.EP
Modeling and Analysis of Main-Belt Asteroidal Dust Flux and Velocity Distribution at Inner Planets
Planetary Sciences Division, Physical Research Laboratory（物理研究实验室行星科学部）；Department of Physics, Indian Institute of Technology Gandhinagar（印度戈达纳加尔理工学院物理系）
本文通过N体模拟研究小行星尘在内太阳系的动力学演化，量化了火星、金星和水星的尘流量，并分析了撞击速度分布及其对行星表面改造的影响。
2026-05-12 astro-ph.EP
Dynamical Evolution of Sodium Anysotropies in the Exosphere of Mercury
外逸层是围绕水星的稀薄的无碰撞气体云，它仍然是一个鲜为人知的物体，因为它是表面、行星际介质（太阳风、光子和流星体）、行星和行星际磁场之间许多各种相互作用的结果。许多地面观测已经能够在全球和地方空间尺度上探测到强烈和可变的钠排放，后者主要集中在极纬度地区。这些区域确实是地球表面太阳风降水的首选位置。本文利用THEMIS太阳望远镜在加那利群岛获得的高分辨率Na观测资料，分析了钠散逸层在1小时时间尺度上的变化，并探讨了解释钠散逸层分布及其动力学的可能机制。我们的解释与观察到的钠不对称的等离子体和光子的影响到水星的表面和钠扩散通过表面的上层的综合效应。数据和模拟之间的比较似乎证明，类似于发生在地球上，脉冲或准稳态重联的磁重联制度可能发生在水星上，并负责所观察到的钠短期变化。除此之外，一个渐进的扩大的峰值区域连同赤道区域的增加似乎证实了光子激发解吸的作用的想法，与离子溅射和全球钠迁移汞周围的Na外逸层的观测到的演变的原因。
2012-09-21 astro-ph.EP
Has the impact flux of small and large asteroids varied through time on Mars, the Earth and the Moon?
在过去的3 Ga内太阳系的冲击通量通常被假定为随时间的推移是恒定的。然而，在主带的小行星解体事件可能是负责陨石坑尖峰在过去的2 Ga的地月系统。我们在这里调查的521个直径大于20公里的火星撞击坑的小陨石坑的记录的撞击物的大小频率分布的可能变化。我们发现，49个陨石坑（出521）对应于完整的陨石坑人口的这种规模的形成在过去的600马。我们在火星上的研究结果表明，在过去的600 Ma中，小型（> 5米）和大型小行星（> 1公里）的通量是耦合的，彼此之间没有变化。分析了地球和月球上大陨石坑的现有数据集，并与我们在火星上的结果进行了比较。在地球上，我们推断出一组撞击坑的形成位置，由于板块构造重建，并表明在奥陶纪时期，约470 Ma前，形成的一组陨石坑似乎是一个保存偏见。在月球上，陨石坑年龄信号的后期增加可能是由于用于确定这些撞击日期的不确定校准方法（即月球撞击喷出物中的岩石丰度），其他校准与恒定的陨石坑产生率一致。我们的结论是耦合的陨石坑的生产率之间的陨石坑大小的陨石坑和直径下降到100米的内太阳系。这与将小行星送入跨行星轨道的传统模式是一致的：亚尔科夫斯基效应缓慢地将小行星解体产生的大碎片推向轨道共振，而较小的碎片则通过碰撞级联被磨碎。这表明过去小行星分裂对D > 100 m的陨石坑率的影响有限或不存在。
2021-12-31 astro-ph.EP
Investigation of boulder distribution in (1) Ceres and insight into its surface evolution
本研究利用Dawn任务高分辨率图像分析Ceres表面巨石分布，发现其主要由撞击成坑形成，且巨石尺寸分布和寿命受机械强度与微陨石撞击破坏机制控制。
2024-06-05 astro-ph.EP
Recent collisional jet from a primitive asteroid
在这里，我们展示了一个年轻的小行星群位于一个动态稳定的区域，这是由一个约30公里大小的原始体部分分裂产生的。我们估计它的年龄只有1.9 +/- 0.3百万年，因此它的撞击后演变应该是非常有限的。最大的天体和其他星团成员之间的巨大差异意味着这是一次撞击事件。母体的轨道倾角很大，发生碰撞时的典型撞击速度比主带中最常见的情况高出两倍。我们第一次掌握了最近一次事件的可观测结果，以研究涉及原始小行星的高速碰撞，为这些事件的数值模拟和实验室实验提供了非常有用的限制。
2012-06-09 astro-ph.EP physics.space-ph
Scheila's Scar: Direct Evidence of Impact Surface Alteration on a Primitive Asteroid
小行星（596）Scheila是第一个观测到小行星间碰撞直接后果的天体。2010年12月，这颗113公里大小的小行星被一颗直径不到100米的小行星撞击。撞击器的规模是通过观测逐渐消失的喷出物羽流确定的。通过比较撞击前后的光变曲线，我们可以评估谢拉的表面发生了多大的变化。根据撞击物大小得出的撞击坑物理学结果表明，受影响区域的大小比预期的要大（有效半径为3.5至10公里，取决于表面倾角的变化）。在灶神星和火星的卫星上也观察到了类似但更局部化的日冕变化，但还不清楚。然而，描述喷出物覆盖层的经验法则表明，在距离陨石坑3.5 - 10公里处，Scheila的表面将被2毫米至2厘米厚的薄层覆盖。这种尘埃，可能与明亮的撞击物混合，可能足以解释观察到的亮度增加。我们的研究结果表明，次临界撞击可能在处理小行星表面方面发挥重要作用。小撞击对小行星光变曲线的巨大影响使形状建模复杂化。
2013-11-02 astro-ph.EP
Three-dimensional SPH simulations of the Caloris basin-forming impact: basin scaling, the gravity anomaly, and antipodal effects
University of Zurich（苏黎世大学）；University of Bern（伯尔尼大学）
通过pkdgrav3代码开展三维SPH模拟，明确卡路里盆地的形成条件、正重力异常的地幔抬升起源及对跖地形的形成机制，揭示喷出物汇聚的关键作用。
2026-08-28 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
The shape and structure of small asteroids as a result of sub-catastrophic collisions
小行星和彗星等小天体的总体形状、内部结构和表面形态在很大程度上取决于最近一次全球规模的撞击或破坏事件。根据具体的能量，影响会导致各种各样的结果。次灾难性破坏发生在撞击坑和灾难性破坏之间的能量范围内。虽然能量不如灾难性事件，但它们仍然可以显著改变目标物体的整体形状和结构。最近在双叶彗星核的情况下证明了这一点（Jutzi和Benz，2017）。在这里，我们提出的结果，随后研究的形状小行星造成的这种碰撞。考虑的尺寸范围从几百米到几公里。我们表明，细长的旋转小行星的影响经常导致接触双星的形成。我们的研究结果证实，这种机制是强大的，适用于大范围的小行星大小和撞击速度。成功的双瓣形成所需的尺寸和速度依赖的比能量的预测的比例律。根据这些比例定律，这种次灾难性的影响的预期频率进行了计算，并进行比较的灾难性中断，这需要更高的比能量和更罕见的。我们的分析表明，今天观测到的大部分小行星的形状和结构可能是最后一次重大的亚灾难性撞击的结果。
2019-10-28 astro-ph.EP
Boulders on asteroid Toutatis as observed by Chang'e-2
在太阳系内的小岩石体表面，巨石随处可见，它们的空间和大小分布有助于了解地质演化和母体的碰撞历史。利用嫦娥二号航天器获得的图像，在近地小行星Toutatis的成像区域发现了200多个巨石。累积巨砾尺寸频率分布（SFD）显示出-4.4 $\pm$ 0.1的陡斜率，这表明破碎程度很高。与丝川类似，图塔蒂斯可能有一个碎石堆结构，因为它表面的大多数巨石不能仅仅用撞击坑来解释。与Itokawa相比，Toutatis巨石SFD的坡度明显更陡，这可能意味着不同的保存状态或不同的地层情况。此外，累积陨石坑SFD已被用来估计表面陨石坑保留年龄约为1.6 $\pm$ 0.3 Gyr。
2015-11-03 astro-ph.EP
The spatial distribution of impact craters on Ryugu
小行星162173 Ryugu有许多陨石坑。Sugita等人（2019年）对Ryugu撞击坑的初步测量是基于Hayabusa 2 ONC在2018年6月到达后的第一个月内获得的图像。利用2019年2月之前拍摄的新图像，我们构建了一个全球撞击坑目录，其中包括Ryugu表面直径大于20米的所有撞击坑。结果，我们在Ryugu表面发现了77个陨石坑。龙谷陨石坑密度的变化不能用陨石坑的随机性来解释;低纬度的陨石坑较多，高纬度的陨石坑较少，西部隆起（东经160度至290度）的陨石坑少于子午线周围地区（东经300度至30度）。这种变化意味着龙谷的地质历史复杂。陨石坑密度的纵向变化似乎只是表明了陨石坑年龄的变化;子午线周围的陨石坑地形似乎在地质学上是古老的，而西部的凸起相对年轻。陨石坑密度的纬度变化表明，龙谷的赤道脊是一个地质上古老的结构;然而，这也可以用龙谷过去短暂的旋转期间与许多裂变碎片的碰撞来解释。
2022-05-12 astro-ph.EP
Dynamical Evolution of the Earth-Moon Progenitors - Whence Theia?
我们提出了一个模型太阳系与五个类地行星（开始~30-50万年后形成的原始太阳系机构）的整合，以确定参数空间的首选区域，导致巨大的影响，导致月球的形成。我们的研究结果表明，选择半长轴和偏心忒伊亚（原月球）在这个时代可以产生一个后期的巨大的影响，假设水星，金星和火星是在目前的轨道附近。我们发现，在我们的模拟开始的那个时代，忒伊亚可能的半长轴取决于假设的地月祖先的质量比（8/1，4/1或1/1）。类地行星的低离心率通常是在我们的整合开始的时代，当祖先有相似的半长轴时产生的。此外，我们表明，平均运动之间的共振类地行星和巨行星的扰动可以影响系统的动力学演化，导致后期的巨撞击。
2014-10-27 astro-ph.EP
