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
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
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
"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
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
Rotational properties of the Haumea family members and candidates: Short-term variability
妊神星是最有趣和最吸引人的穿海王星天体之一。它是一个巨大、明亮、快速的旋转体，它的光谱表明表面上有几乎纯净的水冰。它至少有两颗卫星和一个动力学相关的十多个TNO家族，具有非常相似的固有轨道参数和相似的表面特性。Haumean家族是目前唯一已知的外海王星带中的家族。已经提出了各种模型，但家庭的形成仍然知之甚少。在这项工作中，我们已经调查了家庭成员和未经证实的家庭候选人的短期变异性研究的旋转特性，并报告迄今为止最完整的审查。我们提出的结果基于五年的观察和报告的短期变化的五个家庭成员，和七个候选人。从麦克斯韦拟合到频率分布的平均旋转周期，对于已确认的家族成员为6.27+/-1.19小时，对于候选者为6.44+/-1.16小时，对于其他TNO为7.65+/-0.54小时（与家族无关）。根据我们的研究，有一个建议，妊神星家庭成员的旋转速度比其他TNO，但家庭成员的样本仍然太有限，无法得出一个安全的结论。我们还强调了2002 GH 32的快速旋转。该天体的光变振幅为0.36+/-0.02等，自转周期约为3.98小时。假设2002 GH 32是一个处于流体静力平衡的三轴天体，我们推导出其密度下限为2.56 g·cm^-3。这个密度与妊神星相似，比其他小的TNO密度要高得多。
2016-03-14 astro-ph.EP
Tidal spin down rates of homogeneous triaxial viscoelastic bodies
我们使用数值模拟来测量一个均匀的三轴椭球体的潮汐自旋下降率的敏感性，其轴比通过比较在轨道半长轴上的漂移率，具有相同的质量，体积和模拟流变学的球体。我们使用一个质量弹簧模型近似的粘弹性体旋转其最短的身体轴，自旋与轨道自旋轴对齐，并在圆形轨道上的质点。如果乘以$0.5 (1 + b^4/a^4)(b/a)^{-4/3} (c/a)^{-α_c}$，则可以根据具有等效体积的球体的预测值来估计扭矩或漂移速率，其中$b/a$和$c/a$是体轴比，并且指数$α_c \approx 1.05$与随机晶格质量弹簧模型模拟一致，但$α_c = 4/3$由缩放估计建议。轴比为0.5和0.8的均匀天体，如妊神星，其轨道半长轴漂移速率大约是具有相同质量、体积和材料性质的球体的两倍。模拟一个主要由岩石组成的天体，但其20%的质量是集中在其两端的冰，其漂移速度比同等的均匀岩石球体快10倍。然而，这种漂移率的增加不足以让妊神星的卫星Hi'iaka潮汐地从妊神星漂移到它现在的轨道半长轴。
2016-08-23 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
The invisible threat: assessing the collisional hazard posed by the undiscovered Venus co-orbital asteroids
评估未发现的金星共轨道小行星对地球的碰撞威胁，并研究其从地球和空间的可探测性。
2025-05-21 astro-ph.EP
Is the Eureka cluster a collisional family of Mars Trojan asteroids?
我们探讨的假设，尤里卡家庭的亚公里小行星在L5区域的火星可能已经形成的碰撞。我们估计的家庭成员的现有信息的大小分布指数，碰撞碎片的轨道分散模型，并进行正式计算的碰撞寿命作为大小的函数。我们发现，正如Rivkin等人（2003）最初推测的那样，（5261）尤里卡大小的物体的碰撞寿命至少为几个陀螺，比类似大小的主带小行星显着更长。相比之下，观测到的轨道紧凑程度与所有能量最低的家庭形成碰撞不一致。因此，如果轨道因引力扩散和雅科夫斯基效应而逐渐分散，家族小行星可能是过去约1 Gyr的某个时候撞击事件的喷出物（Cuk等人，2015）。在这种情况下，最大系列成员的可比尺寸需要可忽略的目标强度或特定的撞击几何结构（Durda等人，2007; Benavidez等人，2012）。或者，该家族可能是由一系列YORP引发的裂变事件形成的（Pravec.et.al，2010）。该家族的浅尺寸分布与小型MBA相似（Gladman等人，2009年），解释为由于Eureka家族大小的小行星的这种机制占主导地位（Jacobson等人，2014年）。然而，我们的人口指数估计可能是一个下限，由于家庭小行星的数量很少，观测不完整。未来寻找更微弱的家族成员，进一步观察已知特洛伊人的物理特性以及轨道和旋转演化模型将有助于区分不同的形成模型。
2017-05-30 astro-ph.EP
An ancient and a primordial collisional family as the main sources of X-type asteroids of the inner Main Belt
近地小行星群表明存在一个属于光谱X复合体的小行星的内部主带来源，并具有中等的反射率。迄今为止还没有查明这种来源。我们认为，最有可能的来源是一个或多个碰撞小行星家族逃脱发现到现在。我们采用一种新的方法来寻找小行星家族的内部主带人口的小行星属于X-复杂的温和的pronado。我们的方法不是在轨道要素空间中寻找小行星群，当年龄超过数十亿年时，小行星群可能会严重分散，而是寻找轨道半长轴和小行星大小的倒数之间的相关性。这种相关性是碰撞家族成员的标志，它们在雅科夫斯基热效应的影响下从一个共同的中心漂移。我们确定了两个以前未知的家庭在内部的主带之间的温和的X-complex小行星。其中一颗编号最低的小行星是（161）Author，年龄约为3 Gyrs，而第二颗编号最低的小行星是（689）Zita，可能与太阳系一样古老。后一个家族的成员有轨道偏心率和倾角，分布在整个内部主带，这表明这个家族可能是原始的，也就是说，它在巨行星轨道不稳定之前形成。内主带的绝大多数中等偏高的X-复合小行星都有遗传上的相关性，因为它们可以被包括在少数小行星家族中。只有9颗X-复合小行星的内侧主带有中等的倾斜度，不能被列入小行星家族。我们认为，这些天体是由原行星盘中的固体物质直接吸积而成的，因而是幸存下来的星子。
2019-02-05 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
Orbital clustering of Martian Trojans: An asteroid family in the inner solar system?
我们报告在小行星中心的小行星名单中发现了新的火星特洛伊人。它们在10^8年的轨道演化显示出动力学寿命的特征（Scholl et al，2005），而它们的平均轨道与已知最大的火星特洛伊5261尤里卡相似。该组织在最稳定的特洛伊木马应该居住的区域内形成集群。基于组合分析和木星木马人口的比较，我们认为，这一特点和明显缺乏公里大小的火星木马（Trilling等人，2006年）与早期工作的预期相比，（Tabachnik和Evans，1999年）不是由于观测偏差，而是碰撞粉碎的自然结果（Jutzi等人，2010）或替代地，火星的祖先L5特洛伊的旋转裂变（Pravec等人，2010）。特别是在碰撞的情况下，新的火星特洛伊人在动态上是年轻的，与我们对这一“群集”年龄估计一致，2 Gyr基于Scholl等人的早期工作。这项工作突出了类地行星的特洛伊区域作为研究太阳系小天体演化过程的重要自然实验室，并为小行星轨道集群提供了第一个直接证据靠近地球。
2013-03-02 astro-ph.EP
Retrograde predominance of small saturnian moons reiterates a recent retrograde collisional disruption
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；Université Marie et Louis Pasteur, CNRS, Institut UTINAM (UMR 6213), OSU THETA（玛丽·路易·巴斯德大学，法国国家科学研究中心，UTINAM研究所）
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
Ground to Dust: Collisional Cascades and the Fate of Kardashev II Megaswarms
本文研究卡尔达肖夫 II 型巨型集群在制导失效后因碰撞级联、Lidov-Kozai 效应和 Yarkovsky 效应而迅速瓦解的问题，论证其宇宙尺度寿命短暂，并提出缓解策略及对巨型结构搜寻的启示。
2025-07-02 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
Did the Hilda collisional family form during the late heavy bombardment?
我们模拟了希尔达碰撞家庭位于3/2平均运动共振与木星的长期演变。它的偏心率分布的演变主要是由于Yarkovsky/YORP效应，并假设：（一）撞击破裂是各向同性的，（二）小行星的分布与大的一样，我们可以估计希尔达家族的年龄为$4_{-1}^{+0}\,{\rm Gyr}$。我们还计算了J3/2区的碰撞活动。我们的结果表明，目前的碰撞率是非常低的一个200\，km的母体，使预期的事件的数量在陀螺是远远小于一个。大年龄和碰撞破裂的低概率使我们得出结论，希尔达家族可能是在碰撞更加频繁的晚期重轰炸期间创建的。因此，希尔达家族可以作为LHB期间行星轨道行为的测试。我们测试了巨行星迁移对家庭成员分布的影响。与观察到的希尔达族一致的情况是那些具有快速迁移时间尺度$\simeq 0.3\,{\rm Myr}$到$3\,{\rm Myr}$的情况，因为较长的时间尺度产生了耗尽的族和偏心率的太多散布。此外，有迹象表明，在希尔达家族形成时，木星和土星不再处于紧凑的配置（周期比为$P_{\rm S}/P_{\rm J} > 2.09$）。
2011-09-06 astro-ph.EP
The "Breaking The Chains" migration model for super-Earths formation: the effect of collisional fragmentation
轨道周期小于100天的行星在1-4个地球半径之间非常常见。迁移模型提出，超级地球向内迁移，并在平均运动共振链中堆积在磁盘内边缘。在气体盘分散之后，模拟表明，超级地球的引力相互作用可以自然地打破它们的共振配置，导致巨大撞击的后期阶段。不稳定阶段是匹配观测系统轨道间距的关键。然而，大多数以前的模拟都将碰撞建模为完美的吸积事件，忽略了碎片化。在这项工作中，我们调查的影响，不完善的吸积上打破链的情况。我们进行了N体模拟从分布的行星胚胎和建模的影响卵石吸积和迁移的气体盘。我们的模拟也遵循了气体盘耗散后的长期动力学演化的超级地球。我们比较了碰撞被视为完美的合并事件与不完美的吸积和碎片被允许的模拟结果。我们的结论是，完美的吸积是一个合适的近似在这个制度，从动力学的角度来看。虽然碎裂事件很常见，但在典型的“后期不稳定阶段”，只有约10%的系统质量被碎裂，碎片大多被幸存的行星重新捕获。与忽略碎裂的模拟相比，碎片的这一有限的总质量证明不足以从质量上改变最终系统的动力学配置-例如促进强动力学摩擦或残余迁移。
2021-10-29 astro-ph.EP
Collisional damping in debris discs: Only significant if collision velocities are low
本文通过扩展动力学模型引入轨道倾角演化，研究碎片盘中碰撞阻尼的条件，发现碰撞阻尼仅在临界质量比Yc接近或大于1且碰撞速度低于约40 m/s时才显著，否则盘可长期保留初始倾角分布并呈现与波长无关的垂直厚度。
2024-11-21 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
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
A recent origin for Saturn's rings from the collisional disruption of an icy moon
数亿年前，一颗冰冷的卫星与一颗闯入的彗星相撞，这是形成土星环的一种简单方法。一个质量与土卫一相当的母卫星可能会被困在与土卫二和土卫四的平均运动共振中，其轨道靠近目前的环外缘，刚好在罗氏带之外。我目前的碰撞N体模拟彗星的影响，导致部分中断的分化月球岩石的核心和冰冷的地幔。地核可以基本上完好无损地保存下来，而来自地幔的碎片则沉降到一个主要由冰颗粒组成的环中，横跨母卫星的轨道半径。由于碰撞的粘性，新生的环呈放射状扩散，而质量重新积聚在残余的岩石核心上，形成了一个新的卫星，可以被确定为土卫一。冰碎片迁移到洛希区演变成土星的环系统。来自与土星的潮汐相互作用和与环的共振相互作用的扭矩将最近形成的土卫一向外推到它目前的位置，时间尺度是几亿年。这种情况解释了在土星环中观察到的高冰分数，并解释了为什么环质量与土卫一的质量相当。先前存在的母卫星环在平均运动共振的结果在潮汐加热率土卫二在最近的过去是显着大于目前的速度。
2018-11-30 astro-ph.EP
A new perspective on the irregular satellites of Saturn - I Dynamical and collisional history
巨行星的不规则卫星的动力学特征反对原地形成，并强烈暗示捕获起源。自从上一次对其动力学进行详细调查以来，卫星总数翻了一番，从50颗增加到109颗，土星系统几乎增加了两倍。我们对土星系统进行了一次新的动力学探索，以测试更大的天体样本是否可以提高我们对哪些动力学特征是原始的以及哪些是系统长期演化的结果的理解。我们使用现有的最佳轨道数据进行了详细的N体模拟，并分析了运动频率，以寻找共振和其他可能的扰动效应。我们利用分层雅可比辛算法，包括在系统的动力学模型也最外面的两个大质量的卫星，土卫六和土卫八的引力效应。我们的研究结果表明，土星的不规则卫星已经显着改变和形状的木星，土卫六，土卫八和太阳的引力摄动和碰撞的影响，菲比。特别是，对两颗大质量卫星系统的动力学演化的影响似乎是不可忽视的。木星通过它的直接引力和间接地通过大不等式的影响，即它与土星的几乎共振，来扰动卫星。最后，利用系统聚类方法，我们发现了碰撞族存在的线索，并将它们与现有的观测数据进行了比较。
2010-11-25 astro-ph.EP
Collisional family structure within the Nysa-Polana complex
Nysa-Polana复合体是一组低倾角小行星家族，位于主带的内侧，其半长轴以火星穿越区和木星3：1平均运动共振区为界。这一组是重要的OSIRIS-REx任务的目标，（101955）Bennu的最有可能的源区;然而，在该地区的家庭成员是复杂的存在几个动态重叠的家庭与一系列的表面性能。该区域的大型S型结构似乎与母体（135）赫塔有关，并显示出（$e_\text{P},a_\text{P}$）相关性，与约180度的真实异常附近的碰撞事件一致，喷出物速度为$v_\text{ej} \sim 285$ m/s。从这些轨道特性的碰撞喷出物分布预测有一个最大的半长轴分散$δa_{ej} = 0.005 \pm 0.008$ AU，这只构成了一个小部分（7\%）的观察到的半长轴分散，其余的是由于Yarkovsky效应。从Yarkovsky色散推断该家族的年龄为$300^{+60}_{-50}$ My。与赫塔族重叠的较小星团中的天体，其反射特性与X型（135）赫塔族比周围的S型赫塔族更一致。这些天体在（$a_\text{P},H$）空间形成了一个独特的亚尔科夫斯基“V”型特征，与最近的一次碰撞相一致，显然也与（135）赫塔有着动态的联系。Nysa-Polana复合体还包含一个与（142）Polana相关的低丰度家族（Walsh et al. 2013称为“New Polana”），以及另外两个与（…
2015-01-19 astro-ph.EP
Asteroid spin-states of a 4 Gyr collisional family
利用小行星在其固有轨道要素空间内的聚类方法，确定了由共同母体碰撞碎裂而产生的小行星族。已经开发了一种替代方法，以便根据小行星碎片大小与其距族系中心的适当半长轴距离（V形）之间的相互关系来确定碰撞族系。这种方法已经被证明是有效的情况下，非常分散的家庭，形成了数十亿年前。我们获得了小行星的光度观测，以构建它们的旋转光变曲线;我们将它们与文献光变曲线和稀疏时间光度学相结合;我们将这些数据输入光变曲线反演方法，以确定小行星的形状和自旋极，以评估物体是逆行还是逆行。最终目标是评估我们是否在通过V形方法确定的4 Gyr小行星家族的V形内侧发现了过量的逆行小行星。这种逆行旋转体的过剩是由小行星家族进化理论预测的。我们获得了55颗小行星的自旋极，这些小行星声称属于由低自旋小行星组成的内主带的4 Gyr碰撞家族。在重新评估了天体和光谱信息后，我们发现其中9颗小行星是4 Gyr家族的闯入者。在剩下的46颗小行星中，有31颗是逆行的，15颗是逆行的。我们还发现，这些逆行旋转子有一个非常低的概率（1.29%）是由于随机抽样从一个潜在的均匀分布的自旋极。我们的研究结果构成了确凿的证据，证明被确定为4 Gyr碰撞家族成员的小行星具有共同的起源，从而加强了它们的家族成员资格。
2022-10-05 astro-ph.EP
Eurybates - the only asteroid family among Trojans?
我们研究了木星特洛伊小行星的轨道和物理性质。我们试图辨别以前在文献中讨论过的所有家庭，但我们得出结论，特洛伊人中只有一个重要的家庭，即围绕小行星（3548）Eurybates的集群。它是唯一一个具有以下所有特征的星团：（一）它明显集中在固有元素空间;（二）大小-频率分布不同于背景小行星;（三）我们有一个合理的碰撞/动力学模型。我们可以把它看作是一个真正的碰撞族。我们还报告了在小行星（4709）Ennomos周围发现的一个可能的家族，主要由小行星组成。小行星（4709）Ennomos已知有一个非常高的$p_V \simeq 0.15$，这可能与假设的暴露冰的陨石坑事件有关（Fernández等人，2003年）。碰撞族与母体暴露表面之间的关系是研究撞击坑事件物理学的一个独特机会。然而，需要更多的数据来证实这个家庭的存在及其与Ennomos的关系。
2011-09-06 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
A Survey of Low-Velocity Collisional Features in Saturn's F Ring
在卡西尼号拍摄的图像中，从土星F环发出的小（约50公里尺度）、不规则的特征被Attree等人（2012年）称为迷你喷流。对一个特殊的微型喷流进行了半个轨道周期的跟踪，揭示了其随时间的演变，并表明其起源是与当地一颗小卫星的碰撞。除了这些数据之外，我们还在这里对800多个F环小型喷气机的完整目录进行了更详细的分析，研究了它们的分布，形态和寿命，以便对潜在的小卫星种群进行限制。我们发现迷你喷气机随机位于环周围的经度，与月球普罗米修斯几乎没有相关性，并且在时间上随机分布，在卡西尼号的整个旅程中。它们倾向于聚集在一起，形成复杂的“多重”结构，典型的寿命约为1d。对某些特征的重复观测显示出重大的演变，包括产生新的微型喷流，这意味着同一物体的重复碰撞。这表明有一群半径小于1公里的天体，具有一定的内部强度，轨道相对于F环的半长轴分布在100公里以上，但大多数在20公里以内。这些天体很可能是在普罗米修斯的扰动下形成的，随后被分散到不同的轨道上。这加强了F环作为一个在碰撞，破坏和吸积之间具有复杂平衡的区域的想法。
2013-09-12 astro-ph.EP
Orbital evolution of planetesimals in gaseous disks
行星是由原行星盘中的小天体碰撞生长而形成的。比$1$ \，m大得多的天体主要受主星引力的控制，并受到微弱的气体阻力;它们的轨道主要由轨道根数表示：半长轴$a$、偏心率$e$和倾角$i$，这些都受到气体阻力的调制。在先前的研究中，$\dot a$、$\dot e$和$\dot i$是针对$e \ll 1$和$i \ll H/a$分析得出的，其中$H$是椎间盘的刻度高度。他们的公式在行星形成的早期阶段是有效的。然而，一旦大质量行星形成，$e$和$i$就会大大增加。事实上，太阳系中的一些小天体有非常大的$e$和$i$。因此，在本文中，我解析地推导出用于$1-e^2 \ll 1$和$i \ll H/a$以及用于$i \gg H/a$的$\dot a$、$\dot e$和$\dot i$的公式。由这些有限方程组合的公式将代表轨道积分的结果，除非是$e \geq 1$或$i > π- H/a$。由于导出的公式不仅适用于原行星盘中的物体，而且适用于环行星盘中的物体，因此，我讨论了使用公式在环行星盘中捕获卫星的可能性。
2015-05-07 astro-ph.EP
Numerical Simulations of Collisional Cascades at the Roche Limits of White Dwarf Stars
我们考虑长期的碰撞和动力学演化的固体物质的轨道在一个狭窄的环附近的洛希极限的白矮星。当轨道速度为300公里/秒时，具有初始偏心率$e \gtrsim 10^{-3}$的固体系统产生碰撞级联，半径为$r \lesssim$ 100- 300公里的物体被磨成尘埃。这一过程在$10^2 - 10^6$年内将1-100公里的小行星转化为1个$μ$ m的粒子。在整个进化过程中，蜂群保持着最初较大的垂直尺度高度$H$。以$\dot{M}$的速率添加固体使系统能够找到固体质量大致恒定的平衡。这种平衡取决于$\dot{M}$和$r_0$，即添加到群中的最大固体的半径。当距离$r_0 \lesssim$ 10 km时，这种平衡是稳定的.对于较大的$r_0$，质量在高态和低态之间振荡;在高态中花费的时间分数范围从大$\dot{M}$的100%到小$\dot{M}$的远小于1%。在高态时，固体再处理后的恒星光度与许多金属线白矮星中观测到的过量红外辐射相当。
2017-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
An anisotropic distribution of spin vectors in asteroid families
目前的数量~500小行星模型来自光盘集成测光的光变曲线反演方法，使我们能够研究不仅是整个人口的MBA的自旋矢量特性，但也有几个单独的碰撞家庭。我们创建了一个数据集的152个小行星，被确定为10个碰撞家族的成员，其中有31个新衍生的独特的模型和24个新的模型，以及约束极黄道纬度的自旋轴的HCM方法。其余的模型采用DAMIT数据库或文献。我们修改了初步的家庭成员身份识别的HCM方法，根据几个额外的标准-分类类型，颜色，最大Yarkovsky半长轴漂移和一致性的大小频率分布的每个家庭，因此，我们删除闯入者。然后，我们提出了8个小行星家族的自旋矢量分布。我们使用一个相结合的轨道和自旋演化模型来解释所观察到的自旋矢量碰撞家庭之间的对象的属性。一般来说，我们观察到所研究的小行星族在（a_p，β）空间中的类似趋势：（i）较大的小行星位于族中心附近;（ii）β>0°的小行星通常位于族中心右侧;（iii）另一方面，β<0°的小行星位于族中心左侧;（iv）大多数小行星具有大的极黄道纬度（|β| \gtrsim 30°）;最后（v）有些族的β>0°或β<0°的小行星在统计学上显著过剩。我们的数值模拟的长期演化的碰撞家庭是能够再现以及所观察到的自旋矢量属性。使用这种模拟，我们还独立地限制家庭植物（1.0 \pm 0.5 Gyr）和Koronis（2.5-4 Gyr）的年龄。
2013-09-17 astro-ph.EP
Neptune Trojans and Plutinos: colors, sizes, dynamics, and their possible collisions
海王星特洛伊和冥王星是海王星外天体的两个子群，分别位于与海王星的1：1和3：2平均运动共振中，因此不会与海王星近距离接触。然而，这两种天体的轨道可能会经常交叉，使得它们之间的碰撞率比其他类型的海王星外天体更高，从而导致两个子群的大小分布发生变化。海王星特洛伊和冥王星的观测颜色和绝对星等表明：i）在小倾角处没有本质上明亮的（大）冥王星，ii）有明显过量的蓝色和本质上暗淡的（小）冥王星，iii）海王星特洛伊和冥王星在相同的（估计）尺寸范围内具有相同的蓝色。对于目前的亚群，我们分析了近距离相遇/碰撞的最有利条件，并解决了这些相遇与冥王星和海王星特洛伊的大小和/或颜色之间的任何联系。我们还进行了同步数值模拟的外太阳系超过1 Gyr的所有这些机构，以估计它们的碰撞率。我们的结论是海王星特洛伊和冥王星之间的轨道重叠是有利于冥王星与大天平动振幅，高偏心率，小倾角。此外，假设碰撞可能是破坏性的，产生较小的物体，不一定具有相似的颜色，因此，目前高度集中的小冥王星具有小倾角，因此可能是与海王星特洛伊碰撞相互作用的结果，这种假设应该进一步分析。
2009-12-02 astro-ph.EP
Stochastic orbital migration of small bodies in Saturn's rings
卡西尼号宇宙飞船在土星环中发现了许多小卫星，形成了螺旋桨结构。我们研究了嵌入土星环中的20- 50米大小的天体的动力学演化。我们估计的各种相互作用过程的重要性与环粒子的小卫星的偏心率和半长轴解析。对于低环表面密度，偏心率和半长轴的演变上的主要影响被发现是由于碰撞和引力与粒子在附近的小卫星的相互作用。对于大的表面密度，与自引力尾流的引力相互作用变得重要。我们还执行逼真的三维，碰撞N体模拟多达25万个粒子。一组新的伪剪切周期性边界条件的使用，减少了一个数量级的计算成本相比，以前的研究。我们的分析估计被证实在一个因素的两个。在短时间尺度上，演化总是由碰撞和与自引力环粒子的引力相互作用引起的随机效应主导。这导致了小卫星半长轴的随机行走。小卫星的偏心率很快达到平衡值，由于碰撞阻尼。在100个轨道周期后，小卫星的半长轴平均变化为10- 100米。这转化为在方位角方向上的几百公里的偏移。我们预计，这种转变很容易观察到。
2010-06-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
Dynamical evolution of the inner asteroid belt
确定小行星带的动态演变是困难的，因为小行星带自小行星形成以来一直在通过各种机制演变，其中包括：（1）灾难性碰撞;（2）旋转破裂;（3）混乱的轨道演变;（4）由亚尔科夫斯基辐射力驱动的轨道演变。这些损失机制的时间尺度是不确定的，需要更多的观测约束。在主带内部，非家族小行星的平均大小随着倾角的增加而增加。在这里，我们利用这一观测结果表明，所有的主带内小行星都来自已知的家族或幽灵家族，即具有分散轨道要素的古老家族。我们估计，幽灵家族中小行星的平均年龄比亚尔科夫斯基轨道演化时间尺度小1/3。然而，这一轨道演化时间尺度是一个长期的平均值，必须考虑到小行星的碰撞演化及其自旋方向的随机变化。通过应用这些限制的轨道演化时标的灶神星小行星家族的大小频率分布的演变，我们估计，这个家庭的年龄大于1.3 $Gyr$，可以与年龄的太阳系。通过估算幽灵族的数量，我们计算出作为陨石和近地小行星的根源的小行星数量约为20颗。
2021-04-04 astro-ph.EP
New asteroid clusters and evidence of collisional fragmentation in the L5 Trojan cloud of Mars
本研究基于新本征元素目录，在火星L5特洛伊云中识别出两个显著小行星聚类，分别源于尤里卡家族的旋转分裂和撞击喷射，并确认了辐射力驱动的轨道分布相关性。
2025-02-22 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
Physical and dynamical characterization of the Euphrosyne asteroid Family
Euphrosyne小行星家族在3.15天文单位附近的轨道要素空间中占据一个独特的区域，可能是低轨道近地天体的一个重要来源。这个家族的母体可能是一个星子，它将水和有机物质输送到成长中的类地行星上。我们的目标是表征的组成特性以及动力学性质的家庭。我们进行了系统的研究，通过低分辨率光谱仪使用IRTF望远镜的Euphrosyne家庭成员的物理特性。此外，我们进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟和N体模拟，以调查碰撞的起源，确定一个现实的速度场，研究轨道演化，并限制年龄的Euphrosyne家庭。我们的光谱调查表明，家庭成员表现出紧密的分类分布，这表明母体的均匀组成。我们的SPH模拟是一致的Euphrosyne家庭已经形成通过再积累过程，而不是一个陨石坑事件。最后，我们的N体模拟表明，该家族的年龄为2.8亿+1.8亿/-8.0亿，比之前的估计要年轻。
2020-09-09 astro-ph.EP
Discovery of 63 New Young Asteroid Families
本研究利用五维层次聚类法分析轨道元星表，复现40余个已知年轻小行星族并新发现63个，多数形成年龄小于100万年，为小行星带碰撞演化及星族形成机制研究提供新约束。
2025-08-01 astro-ph.EP
Origin of Hyperion and Saturn's Rings in A Two-Stage Saturnian System Instability
SETI Institute（SETI研究所）；Southwest Research Institute（西南研究院）；California Institute of Technology（加州理工学院）；LTE, Observatoire de Paris（巴黎天文台 LTE）
研究通过双阶段土星系统不稳定事件，解释了海王星的起源及土星环的形成机制。
2026-02-09 astro-ph.EP
Catalog of Proper Orbits for 1.25 Million Main Belt Asteroids and Discovery of 136 New Collisional Families
本文提出了一份包含125万颗主带小行星平近点角要素的新目录，并基于该目录系统搜索发现了136个新的小行星碰撞族，详细分析了若干年轻族的特性。
2024-07-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
