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
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
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
Fomalhaut debris disk emission at 7 millimeters: constraints on the collisional models of planetesimals
我们提出了新的空间分辨观测尘埃热辐射在7毫米的北落师门碎片盘与澳大利亚望远镜紧凑型阵列。这些观测提供了迄今为止对北落师门碎片盘的最长波长探测。我们结合新的数据到文献的亚毫米数据调查的光谱指数的尘埃热发射在亚毫米和约束的$q$斜率的幂律粒度分布。我们推导出一个值为$q = 3.48 \pm 0.14$的颗粒尺寸约为1毫米。这是一致的碰撞级联在稳态的经典预测。同样的值不能用最近的星子碰撞模型来解释，在这些模型中，大型天体的速度分布或它们的拉伸强度是天体大小的强函数。
2012-01-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
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 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
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 disc formation induced by planetary growth
数百颗年龄超过1000万年的恒星被观测到有红外线过剩。这些观测结果可以用隐藏的微行星碰撞碎裂形成的尘埃颗粒来解释。这种尘埃状的小行星盘被称为碎片盘。在一个动态冷的星子盘中，星子的碰撞凝聚产生行星胚胎，然后搅动周围剩余的星子。因此，由行星形成而产生的星子碰撞碎裂形成了一个碎片盘。我们的目标是通过数值模拟星子种群的凝聚和分裂来确定碎片盘中底层星子的属性。碎片盘的亮度和时间演化取决于星子盘的径向分布、内外边缘的位置、总质量和盘中星子的大小。我们发现，一个径向狭窄的星子盘是最有可能导致的碎片盘，可以解释的趋势，观察到的红外线过剩的碎片盘周围的G型恒星，行星形成只发生在1亿年前。早期的碎片盘形成是由行星形成引起的，而后期的演化则是由已经形成的行星周围剩余星子的碰撞衰变所解释的。在$\approx 30$ AU上，具有半径为$\sim 100\,$ km的基本星子的星子盘最容易解释斯皮策太空望远镜24和70 $ μ$ m来自G型恒星周围碎片盘的通量。
2014-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
From Planetesimal to Planet in Turbulent Disks. II. Formation of Gas Giant Planets
在核心吸积的情况下，气体巨行星是通过气体吸积形成的固体核心与几个地球质量。我们研究了这种核心的形成，通过碰撞生长从更大的大小的星子在湍流盘。形成核心的搅动导致碰撞碎裂，周围的微行星被碾碎，直到径向漂移。由于碰撞碎裂和径向漂移，周围的星子被耗尽，核心的生长因此停滞。星子的碰撞强度决定了星子耗尽的时间尺度，对于大的星子，这是延长。生长核心周围的星子的大小取决于失控生长开始时的星子大小分布。强烈的湍流延迟了失控增长的开始，导致大的微行星。因此，核心质量的演变取决于湍流参数$α$;形成足够大的核心，而不显着耗尽周围的星子需要强大的湍流$α\gtrsim 10^{-3}$。然而，强烈的湍流与$α\gtrsim 10^{-3}$导致一个显着的延迟失控增长的开始，并防止在磁盘的寿命内形成大量的核心。因此，在几百万年内形成足够大质量的核心需要固体表面密度的几倍增强，这是在内部圆盘$\lesssim 10$ AU中由于漂移的尘埃聚集体堆积而实现的。此外，碰撞强度$Q_{\rm D}^*$，即使是更大规模或更小的机构影响核心的增长; $Q_{\rm D}^* \gtrsim 10^7 \,{\rm erg/g}$机构$\lesssim 1$公里是可能的，这种气体巨星形成。
2018-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Importance of Giant Impact Ejecta for Orbits of Planets Formed during the Giant Impact Era
类地行星被认为是由火星大小的原行星的巨大撞击形成的。通过巨大撞击形成的行星具有高度偏心的轨道。行星周围的一群星子可能会通过随机能量的均分（动力学摩擦）导致行星的偏心阻尼。然而，动力摩擦增加了微行星的偏心率，导致微行星之间的高速碰撞。碰撞级联将星子研磨成尘埃，直到尘埃颗粒由于辐射压力而被吹出。因此，星子的总质量由于碰撞碎裂而减少，这削弱了动力学摩擦。我们研究了原行星在星子盘中的轨道演化，并考虑了星子的碰撞碎裂。对于100公里或更小的星子，动力摩擦是微不足道的偏心阻尼的行星，因为碰撞破碎。另一方面，巨大的撞击会喷射出碰撞碎片。虽然巨大的撞击喷出物的总质量是0.1 - 0.3个地球质量，但最大的撞击喷出物大小约为1，000公里。我们还研究了初始偏心率为0.1的单行星在一群这样巨大的撞击喷出物中的轨道演化。虽然巨大的撞击喷出物的总质量每3千万年减少3倍，但由于与巨大撞击喷出物的相互作用，行星的偏心率被阻尼到地球水平（~0.01）。因此，巨大的撞击喷出物对确定类地行星轨道具有重要意义。
2019-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
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
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
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
Impact of planetesimal eccentricities and material strength on the appearance of eccentric debris disks
背景：由于碎片盘中的星周尘埃是短暂的，尘埃的补充需要一个星子库的存在。这些位于碎片盘母带中的微行星围绕其宿主恒星运行，并通过相互碰撞不断为盘提供细小的尘埃。目的：我们的目标是了解不同的碰撞参数对偏心碎片盘的观测外观的影响。方法：采用ACE数值模拟程序，对选定的碎片盘构型的碰撞演化过程进行了数值模拟。随后，选定的可观测量与我们新开发的代码DMS模拟。偏心率的影响，动态激励，和材料强度的讨论相对于颗粒尺寸分布，光谱能量分布，空间分辨图像的碎片盘系统。结果：在不同的碰撞演化过程中，最明显的特征如下。首先，碎片盘系统偏心带中动力激励的增加和尘埃颗粒的材料强度的降低导致较小颗粒的较高产生率。这就减少了盘的近星点和近星点两侧的表面亮度差异。对于非常低的材料强度，“近心辉光”现象减少，最终甚至被相反的效果“远心辉光”所取代。第二，它是可能的，以限制从磁盘的外观碰撞活动的水平，例如，波长依赖的远心近心通量比。在所考虑的参数空间内，材料强度对盘的外观的影响比系统的动力学激励的影响更强。最后，我们发现碰撞参数对净谱能量分布的影响很小。
2018-06-06 astro-ph.EP
Collisional mixing between inner and outer solar system planetesimals inferred from the Nedagolla iron meteorite
未分组的铁陨石Nedagolla是第一个具有大量Mo，Ru和Ni同位素组成的陨石，这些同位素组成介于非碳质（NC）和碳质（CC）陨石储层之间。Nedagolla的Hf-W年代学表明，这种混合的NC-CC同位素组成建立得相对较晚，在太阳系形成之后超过700万年。混合的NC-CC同位素组成与Nedagolla的化学组成一致，其在单一样品中结合了在更多氧化条件下（Mo和W的相对耗尽）的金属偏析特征（CC体的特征）和更多还原条件下（高Si和Cr含量）的金属偏析特征（某些NC体的特征）。这些数据结合起来表明，Nedagolla形成的NC和CC的核心材料，其中部分重新平衡与硅酸盐地幔材料，主要来自NC机构的碰撞混合的结果。这些混合过程可能发生在两个分化体之间的碰撞过程中，这也为Nedagolla的极端挥发性元素耗尽提供了可能的途径。因此，Nedagolla为NC和CC天体的早期碰撞混合提供了第一个同位素证据，预计这是木星增长的结果。
2021-09-09 astro-ph.EP physics.geo-ph
Conglomeration of kilometre-sized planetesimals
我们研究的效率，形成大型机构，从海洋的等大小的星子。这可能是行星形成的早期步骤之一，与小行星带、柯伊伯带和太阳外碎片盘的形成有关。在这里，我们考虑的情况下，种子星子碰撞不够频繁的动力学碰撞是重要的（碰撞限制），使用新构建的凝聚代码，并仔细比较数值结果与分析缩放。在没有碰撞冷却的情况下，随着大天体通过吸积小天体而生长，小天体的速度色散（$u$）越来越受激发。增长从众所周知的失控阶段（当$u$高于大天体的丘速度时）过渡到新发现的跨丘阶段（当$u$和大天体都增长，但$u$保持在大天体的丘速度时）。我们发现，与Lithwick（2014）的分析理解以及以前的数值研究一致，尺寸谱$dn/dR \propto R^{-4}$结果，以及形成效率，定义为远大于初始尺寸的物体的质量分数，是$\sim {\mathrm{ a \,\, few}}\times R_\odot/a$，或者在柯伊伯带的距离上是$\sim 10^{-3}$。我们认为，这种极端的低效率使我们的柯伊伯带和太阳外碎片盘形成的传统聚集模型无效。新的理论，可能涉及直接的引力坍缩，或强大的碰撞冷却的小行星，是必要的。
2015-01-13 astro-ph.EP
Debris Disc Constraints on Planetesimal Formation
在过去的几十年里，人们提出了两条形成星子的基本路线。一种是经典的“缓慢增长”情景。另一种是粒子集中模型，在这种模型中，小卵石在局部集中，然后在引力作用下坍缩形成微行星。这两种模型都对新生星子的大小谱和内部结构做出了一定的预测。我们使用这些预测作为输入来模拟气体扩散后留下的碎片盘的碰撞演化。碎片光盘排放作为一个系统的年龄在这些模拟计算的功能进行了比较与几个斯皮策和赫歇尔碎片光盘调查A型恒星周围。我们确认，大多数圆盘的观测亮度演变都可以通过经典模型重现。此外，我们发现，这是同样一致的颗粒浓度模型预测的星子的大小分布-提供的对象是松散的约束“卵石堆”，因为这些模型也预测。不管假设的星子形成机制如何，解释样本中最亮的碎片盘揭示了一个“盘质量问题”。“为了通过碰撞模拟再现这样的圆盘，需要高达1000地球质量的星子的总质量，这超过了碎片圆盘的原行星祖先中可用的固体总质量。这可能表明，在一些明亮的圆盘中，搅拌被延迟，其中一些最近发生了巨大的撞击，一些系统可能比以前认为的更年轻，或者非碰撞过程对尘埃的产生有很大的贡献。
2017-12-18 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
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
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
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
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
The primordial collisional history of Vesta: crater saturation, surface evolution and survival of the basaltic crust
这项工作探讨了木星早期轰击（JEB）的原始灶神星的演变，特别是在陨石坑饱和度，地壳挖掘和表面侵蚀方面的影响。这两种情况下，假设星子已经形成在一个静止的或动荡的星云进行了探讨，原始和碰撞演化的大小频率分布被认为是。获得的结果表明，如果灶神星的玄武岩表面已经形成，JEB将使其充满陨石坑，并可能将其侵蚀到数百米至数十公里的深度。在后一种情况下，由JEB引起的表面侵蚀将与灶神星的英质和闪长质层的厚度相当。然而，在全球表面侵蚀有限的情况下，大型撞击物如果太多，可以挖掘整个地壳并从vestan地幔中提取大量物质，这与目前对HED陨石的理解不一致。这似乎是这样的情况下，碰撞星子形成在一个动荡的星云和木星迁移了0.5 AU或更多。在全球范围内，所获得的结果表明，在一个静止的星云和木星经历了适度的迁移（即0.5 AU）的星子形成的情况下，是最符合我们对灶神星的理解，即使星子的情况下形成的湍流星云与木星经历有限的（即约0.25 AU）或没有迁移不能排除。然而，最近关于小行星分化的结果提出了灶神星最初拥有现在丢失的未分化地壳的可能性。在这种情况下，最受欢迎的情况是星子在静止星云中形成，木星经历了更大的迁移（即0.5 AU和1 AU之间）。
2013-09-05 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
Accretion in Protoplanetary Disks by Collisional Fusion
太阳系的形成被认为是围绕原恒星的多阶段过程。惠普尔首先注意到，微行星的成长受到气体阻力的强烈影响;在米尺度上，这样的天体会迅速螺旋进入中央恒星，而更小或更大的粒子则不会。因此，成功的行星吸积需要快速的小行星增长到公里级。一种普遍接受的观点是，对于高于某一阈值碰撞速度的碰撞速度$V_c$，${V_{th}} \sim$ 0.1-10 cm s $^{-1}$，颗粒团聚是不可能的;弹性回弹克服了表面吸引力和分子间力。然而，如果假设所有的碰撞都是完美的粘附，那么这个瓶颈可以通过快速的星子生长来克服。虽然以前的工作已经明确地处理了碰撞压力的影响和粒子断裂或渗透的可能性，物质的相行为的基本作用-相图，无定形物和多晶型物-被忽略了。在这里，它表明，新的方面的表面相变提供了一个物理基础，有效地坚持通过碰撞熔化或双晶/多晶化和融合，以延长初级吸积的碰撞速度范围为$ΔV_c \sim$ 1-100 m s $^{-1}$，这约束湍流RMS速度和巨石大小和小晶粒之间的速度差$\sim$ 1-50 m s $^{-1}$。因此，当吸入的米大小的物体在这种高速碰撞融合状态下与较小的粒子碰撞时，它们迅速增长到千米级，因此在光蒸发风清除源物质盘之前的$^5$ $\sim$ 10年内进入稳定的开普勒轨道。
2010-06-13 astro-ph.EP cond-mat.other
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
Four new PLanetesimals Around TYpical and Pre-main seqUence Stars (PLATYPUS) Debris Discs at 8.8mm
对碎片盘进行毫米级连续观测，可以深入了解这些盘中不可见的微行星的物理和动力学特性。微行星的物质性质和碰撞模型在其颗粒大小分布上留下了它们的特征，这可以通过毫米光谱指数来追踪。我们目前的碎片盘HD 48370，CPD 72 2713，HD 131488，和HD 32297使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的典型前主序星（PLATYPUS）调查周围的PLanetesimals的一部分，8.8毫米的观测。我们检测到所有四个目标的特征光束大小为5弧秒，并得出一个粒度分布参数，这是一致的碰撞级联模型和理论预测的父星子机构的约束力是占主导地位的自引力。我们结合我们的样品与其他19毫米波长检测碎片光盘从文献和计算加权平均粒度幂律指数，这是接近经典的稳态碰撞级联模型的分析预测。我们建议在我们的碎片盘样品的两种分布的可能性，一个广泛的分布（其中q约为3.2至3.7）的“典型”的碎片盘（气体贫/非检测），和一个狭窄的分布（其中q小于3.2）明亮的气体丰富的光盘。或者，我们认为，有一个观测偏差之间的粒度分布参数和绝对流量，这可能是由于微弱的碎片光盘在厘米波长的检测率。
2021-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
From dust to planetesimals: an improved model for collisional growth in protoplanetary disks
行星形成发生在原行星盘富含气体和尘埃的环境中。对这些物体的观测表明，原始亚微米尺寸的颗粒在盘的最早阶段就生长成更大的聚集体。然而，使用Smoluchowski方程来描述碰撞凝聚和碎裂的颗粒生长的理论模型迄今未能产生大颗粒，同时保持小颗粒的显著群体。这通常归因于存在两个障碍，由于碰撞粒子的反弹和破碎而阻碍生长。在本文中，我们表明，这些障碍的重要性已被人为膨胀，通过使用简化的模型，不考虑随机性质的气体盘内的粒子运动。我们提出了一种新的方法，其中两个粒子之间的相对速度描述的概率分布函数，模型确定性运动和随机运动。考虑到这两个因素，可能会得出与最近其他研究中所考虑的完全不同的结果。我们证明了两个“成分”的颗粒生长的重要影响：适当的实施速度分布函数，克服了弹跳障碍，并结合在高质量比碰撞的质量传递，提高了增长的更大的颗粒超出破碎障碍。我们模拟的一个强有力的结果是两个粒子群（小和大）的出现，可能同时解释了原行星盘中一些长期存在的问题，包括靠近中心恒星的星子形成，在盘中存在毫米到厘米大小的粒子，以及微米大小的颗粒持续数百万年。
2012-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs with dead zones
原行星盘中的吸积被认为是由[...]磁旋转不稳定性（MRI）。最近的工作表明，嵌入完全湍流盘中的星子群受到速度色散的强烈激发，导致半径R_p < 100 km的天体的碰撞破坏。星子半长轴的显著扩散也出现了，导致星子种群在原行星盘内部区域的大规模扩散，这显然与小行星在小行星带内的分布所提供的限制相矛盾。在本文中，我们研究的动力学的微行星嵌入在垂直分层的湍流盘，有无死区。我们的主要目的是检查的湍流激发的速度色散，和径向扩散，在这些光盘的星子。我们采用三维MHD模拟[.]，一个化学平衡模型[…]我们发现，星子在充分湍流光盘开发大的随机速度，将导致碰撞破坏/侵蚀的大小低于100公里的机构，并经历径向扩散的规模\sim 2.5 AU超过5万年光盘的寿命。但在死区中的星子经历的随机速度的激发大大减少，并且对于尺寸R_p < 100 km的弱聚集体和强聚集体，平衡速度分散位于破裂阈值之间。我们还发现，径向扩散发生在一个大大减少的长度尺度\sim 0.25 AU在光盘的寿命时间，这是一致的太阳系的限制。我们的结论是，通过较小的机构之间的相互碰撞的星子增长不能发生在一个完全动荡的磁盘。相比之下，死亡区可能提供一个安全的避风港，在那里公里大小的星子可以避免通过碰撞相互毁灭。
2011-06-22 astro-ph.EP
Fluffy dust forms icy planetesimals by static compression
背景：在星子形成理论中，已经提出了几个障碍，它们是弹跳、碎裂和径向漂移问题。了解尘埃聚集体的结构演化是研究星子形成的关键。尘埃颗粒在原行星盘中凝结而变得蓬松。然而，一旦它们变得蓬松，它们就不能被碰撞压缩而形成致密的微行星。目的：揭示尘埃结构从尘埃颗粒到致密星子的演化路径。研究方法：利用压缩强度公式，解析地研究了原行星盘中蓬松尘埃聚集体在盘内气体的冲压压力和聚集体自身重力的作用下如何被静态压缩。结果如下：我们揭示了尘埃颗粒通过蓬松的聚集体形成微行星的孔隙演化路径，绕过微行星形成的障碍。凝聚时聚集体被圆盘气体压缩到10^{-3} g/cm^3的密度，这比碰撞压缩的情况更致密。然后，当半径为10 km时，它们被自引力压缩到10^{-1} g/cm^3。虽然气体压缩使生长速度减慢，但在典型的盘中，当轨道半径< 6 AU时，它们的生长速度足以避免径向漂移势垒。结论：我们提出了从颗粒到星子的蓬松尘埃生长情景。它使冰质星子的形成在原行星盘的雪线以外的大范围内。这一结果为行星形成的后期阶段提供了一个具体的星子初始条件。
2013-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Birth Locations of the Kepler Circumbinary Planets
开普勒任务已经发现了大约12个环双星行星系，所有这些行星都在大约1个天文单位的轨道上。我们把边界的位置在环联原行星盘，这些行星可能已经形成了通过碰撞凝聚开始从小（公里大小或更小）的星子。首先，我们提出了一个长期的星子动力学模型，说明（1）由于偏心进动双星的扰动，以及（2）重力和（3）气体从一个进动偏心盘拖曳。它们的同时作用导致了丰富的动力学，在盘中出现了（多个）长期共振。我们推导出大小相关的微行星偏心率的解析结果，并证明了盘重力的环双星动力学的关键作用。然后，我们将这些结果与碰撞结果的一个简单模型相结合，发现在开普勒16这样的系统中，从10-100米的微行星开始的微行星增长可能在几个AU之外。发生这种情况的外部确切位置对磁盘偏心率，密度和岁差率以及第一代微行星的大小很敏感。来自盘内部双星的强烈扰动，加上几个天文单位的长期共振，抑制了双星2 - 4天文单位内千米大小的微行星的生长。在开普勒环双星系统中，只有在1天文单位处表面密度小于500 g/cm^2的低质量盘中的大型（几公里大小）天体才有可能原位生长出小行星。
2015-05-04 astro-ph.EP
Dust-to-gas ratio resurgence in circumstellar disks due to the formation of giant planets: the case of HD 163296
由于从微米大小的颗粒到微行星和行星的生长，星周盘中存在的尘埃量预计会随着年龄的增长而稳步减少。然而，可以观察到成熟的星周盘含有大量的尘埃，并具有很高的尘气比。使用HD 163296作为我们的案例研究，我们探索了巨行星在磁盘中的形成如何创造条件，使尘埃种群碰撞再生，停止或逆转预期的趋势。我们结合N-体模拟与统计方法和影响的比例律来估计的动力学和碰撞激发的星子由于HD 163296的巨行星的形成。我们发现，这个过程创造了一个暴力的碰撞环境，整个磁盘，可以注入碰撞产生的第二代尘埃到它，显着有助于观察到的尘埃-气体比。尘埃产生的空间分布可以解释观测到的HD 163296内部区域的局部富集。HD 163296的结果可以扩展到任何嵌入形成巨行星的盘，并可能表明这种拱星盘生命中的共同演化阶段。此外，由于撞击过程中冰的升华，星子的动力学激发可能导致释放出瞬态的非平衡气体物质，如H2O、CO2、NH3和CO，并且由于激发的星子相对于气体是超音速的，可能在后者中产生弓形激波，这可能加热气体并导致其发射谱线变宽。
2019-04-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collisional modelling of the debris disc around HIP 17439
我们提出了一个分析的碎片盘附近的K2 V星HIP 17439。在Herschel DUNES关键计划的背景下，用Herschel PACS和SPIRE仪器在远红外中观察和空间分辨圆盘。在第一个模型中，Ertel等人（2014）假设星周尘埃的大小和径向分布是独立的幂律。通过探讨一系列非常广泛的可能的模型参数，提出了能够解释观测结果的几种设想。在本文中，我们进行了后续的深入碰撞模拟这些情况下，试图进一步区分它们。在我们的模型中，我们考虑碰撞、直接辐射压力和阻力，即碎片盘中的实际物理过程。我们发现，Ertel等人讨论的所有场景都是物理上合理的，并且可以很好地再现所观察到的SED以及PACS表面亮度分布。在一个模型中，尘埃产生于120天文单位以外的一个狭窄的微行星带中，并通过坡印廷-罗伯逊和恒星风拖曳向内输送。要与观测到的径向分布很好地吻合，需要恒星风比太阳风强一个数量级，这一点虽然没有被观测所排除，但也没有得到支持。另一个模型由两个空间分离的微行星带组成，一个温暖的内部和一个寒冷的外部。这种情况可能意味着行星的存在，清除了两个组成部分之间的差距。最后，我们定性地表明，可以解释的意见，假设尘埃是在一个单一的，但广泛的星子盘与固体的表面密度向外上升，预期为一个扩展的磁盘，经历了一个自然的内-外碰撞耗尽。讨论了通过未来观测区分竞争情景的前景。
2014-04-24 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
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
MAMA: An Algebraic Map for the Secular Dynamics of Planetesimals in Tight Binary Systems
提出了一个代数映射（MAMA），描述了紧双星系统（TBS）中围绕主星运行的微行星群的动力学和碰撞演化。每个微行星的轨道演化是由次级恒星的长期扰动和气体阻力，由于与原行星盘的相互作用。假设气盘是偏心的，进动速率恒定。微行星之间的引力相互作用被忽略。假设所有实体共面。与完整N体模拟的比较表明，该映射速度快了100倍，同时保留了完整系统的所有主要特征。在工作的第二部分，我们将MAMA应用于γ-Cephei，寻找可能解释该系统中检测到的巨行星形成的友好场景。对于低质量的原行星盘，我们发现，一个低偏心率的静态磁盘对准的二进制产生的星子之间的碰撞速度低于破坏阈值。所有其他的情况似乎都不利于行星的形成。
2013-10-01 astro-ph.EP
Small Planetesimals in a Massive Disk Formed Mars
火星很可能是一个通过与星子碰撞形成的行星胚胎，这可以解释它的小质量和快速形成的时间尺度。在经典的行星形成理论中，最终的胚胎质量仅由固体表面密度决定。然而，胚胎可以搅动周围的星子，导致通过侵蚀（撞击坑）碰撞的碎片。我们发现，小碎片的径向漂移可以大大降低固体表面密度。另一方面，胚胎的生长是加速碎片的增生。由于碰撞破碎效率取决于星子的初始尺寸，因此最终胚胎质量及其生长时间取决于初始星子尺寸和盘表面密度。我们研究了这两个参数对火星质量的影响，并预测了火星地幔中182W的放射成因过剩。两种情况可以解释小火星的快速形成：（i）它是由大质量圆盘中的小微行星吸积而形成的，或者（ii）它是由大微行星形成的，但它的生长被木星向内然后向外的迁移所阻止。考虑到所有的限制，我们得出的结论是，火星很可能已经形成了一个巨大的磁盘约0.1太阳质量的小行星半径小于10公里。如此小的星子尺寸不能解释木星核心的吸积，这表明在太阳星云中可能存在着以日心说为中心的星子尺寸梯度。
2013-04-18 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
The effects of transport processes on the bulk composition of the first generation of planetesimals interior to the water iceline
本研究量化了动力学和碰撞输运对水冰线内星子成分的影响，发现非局域过程可导致氢硫富集达10原子百分比，促进成分均质化及更广泛的水蚀变。
2025-04-22 astro-ph.EP
The ALMA survey to Resolve exoKuiper belt Substructures (ARKS). X. Interpreting the peculiar dust rings around HD 131835
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与创新学院天文学与地球科学研究中心）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核心）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics Space Exploration (CIRAS), Universidad de Santiago, Chile（智利圣地亚哥大学跨学科天体物理空间探索研究中心）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, La Laguna, E-38200, Tenerife, Spain（拉帕尔马大学天体物理系）；Institute of Physics and Astronomy, ELTE Eötvös Loránd University, Pázmány Péter sétány 1/A, 1117 Budapest, Hungary（罗兰大学物理与天文学研究所）；Max-Planck-Insitut für Astronomie, Königstuhl 17, 69117 Heidelberg, Germany（马克斯·普朗克天文学研究所）；Institute of Physics Belgrade, University of Belgrade, Pregrevica 118, 11080 Belgrade, Serbia（贝尔格莱德大学物理研究所）；Institut für Astrophysik, Universität Wien, Türkensch（维也纳大学天体物理研究所）
ALMA观测揭示HD 131835尘埃环的异常亮度，探讨了行星esimal带碰撞和气体驱动两种可能的成因。
2026-01-16 astro-ph.EP
An Empirical Planetesimal Belt Radius - Stellar Luminosity Relation
对毫米级尘埃的解析观测，追踪较大的星子，已经确定了26个埃奇奥尔-柯伊伯带类似物的位置。我们报告说，一个带的距离$R$到它的主星与恒星的光度$L_{\star}$相关，以下$R\propto L^{0.19}_{\star}$与低的内在散射$\sim$ 17%。值得注意的是，我们在太阳系中的埃奇-柯伊伯带和在原行星盘中成像的两条CO雪线接近于$R$ - $L_{\star}$关系，暗示了原行星盘结构和带位置之间的内在关系。为了测试偏差对关系的影响，我们使用Monte Carlo方法并模拟带的不相关模型种群。我们发现，观测偏差可以产生$R$ - $L_{\star}$关系的斜率和截距，但不能再现其低分散性。然后，我们重复的模拟考虑到带的碰撞演化，以下的稳态模型，适合通过红外线过量观察到的带人口。这通过降低模拟的$R$ - $L_{\star}$关系的离散度而显著改善了拟合;然而，该离散度仅与观察到的离散度保持略微一致。单独的观测偏差和碰撞演化无法重现带半径和恒星亮度之间的紧密关系，这可能表明微行星带形成于原行星盘内的优先位置。CO雪线位置的类似趋势则表明，在行星系的外部区域形成的星子和/或行星与其组成部分的波动性有关，正如行星形成模型所假设的那样。
2018-04-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Application of gas dynamical friction for planetesimals: I. Evolution of single planetesimals
小的星子成长为大的行星胚胎发生在气体从原行星盘扩散之前很久。微行星-气体-盘的相互作用引起微行星/行星的迁移和轨道演化。小微行星主要是由空气动力学气体阻力。大型原行星$m\sim0.1M_{\oplus}$主要由I型迁移\emph{differential}扭矩控制。还有一个额外的质量范围，\emph{intermediate mass}微行星（IMP）的$m\sim10^{21}-10^{25}g$，在这个范围内，引力与盘的相互作用超过了气动气体阻力，但这种相互作用通常被忽略。在这里，我们使用\emph{gas dynamical friction}（GDF）的方法，以前用于研究在行星质量范围内的磁盘行星的相互作用，这些相互作用的模型。我们发现的临界尺寸GDF占主导地位的气体阻力，然后研究的影响，GDF上的单个IMP。我们发现，小倾角的星子迅速成为共面。偏心轨道在几百万年内形成圆形，前提是星子质量大（$m\gtrsim10^{23}g$），初始偏心率低（$e\lesssim0.1$）。质量更大的星子$m\sim10^{24}-10^{25}g$在几百万年的时间尺度上螺旋上升，导致\emph{an embryonic migration}进入内部圆盘。这可能导致内部原行星盘（$<1$ AU）中岩石物质（以IMP的形式）过多，并导致行星快速生长。这可以解释超级地球行星的起源。此外，G…
2015-08-17 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries I: planetesimal dynamics in massive protoplanetary disks
大约$20\%$的径向速度调查发现的系外行星居住在恒星双星。为了弄清它们的起源，我们必须了解双星系统内原行星盘中的微行星的动力学。标准的描述，只占气体阻力和引力的伴星已受到挑战，最近的原行星盘的引力被证明在星子动力学中起着至关重要的作用。另一个复杂的现象是双星系统中的原行星盘倾向于偏心，从而引起额外的星子偏心率激发。在这里，我们第一次解析地探讨了双星如$α$ Cen和$γ$ Cep在（1）偏心原行星盘的重力，（2）由于（共面）偏心伴星的扰动，和（3）气体阻力的联合作用下的星子的长期动力学。我们得到明确的解决方案的行为的星子偏心率${\bf e}_p$在非旋进磁盘（和旋进磁盘在一定的限制）。我们得到了星子相对速度分布的解析形式，这是理解它们碰撞演化的关键输入。盘引力强烈地影响相对速度，并且倾向于将以最高速度与可比物体碰撞的微行星的大小推到小值，$\sim 1$ km。我们还发现，在偏心的原行星盘approximally对齐的双星轨道的星子碰撞在较低的相对速度比在错位磁盘。我们的研究结果突出了一个决定性的作用，磁盘重力在双星的微行星动力学。
2014-08-21 astro-ph.EP
Linking planetary embryo formation to planetesimal formation I: The impact of the planetesimal surface density in the terrestrial planet zone
行星胚胎的生长时间尺度及其形成过程对于理解行星系的形成和发展具有重要意义。它们决定了拱星盘生命阶段的后续生长机制。我们量化的时间尺度和空间分布的行星胚胎通过碰撞生长和破碎的动态形成的100公里大小的微行星。在我们的研究中，粘性盘演化和星子形成的形成时间尺度与类地行星带行星胚胎的形成有关。我们连接一个一维模型的粘性气体演化，尘埃和卵石动力学和卵石流量调节的星子形成的N体代码LIPAD。我们的框架使我们能够研究的形成，生长，破碎和演化的星子的初始尺寸为100公里的直径为第一个百万年的粘性盘。我们的研究显示了星子表面密度演化对行星胚胎形成的优先位置和时间尺度的影响。提出了一个基于局部星子表面密度演化的一维胚状体形成模型。该模型能够以N体模拟的一小部分计算成本再现行星胚胎的空间分布、形成速率和总数。在类地行星带中，行星胚胎的形成与星子的形成同时发生。局部的星子表面密度演化和行星胚胎在寡头政权的轨道间距以及约束模型行星胚胎的形成分析。我们的胚胎形成模型将是一个宝贵的资产，在未来的研究有关行星形成。
2020-08-24 astro-ph.EP
A quantification of hydrodynamical effects on protoplanetary dust growth
上下文尘埃粒子在原行星盘中的生长过程可以通过数值尘埃凝聚程序来模拟。在这种方法中，控制尘埃生长过程的物理效应通常必须以参数化的形式实现。由于缺乏这些参数化，现有的粉尘凝聚的研究忽略了流体动力学气流可以对晶粒生长的影响，即使它经常被认为是流动可能显着的积极或消极的增长过程作出贡献。目的。我们打算提供一个量化的流体动力学效应的尘埃颗粒的生长，使这些影响可以被参数化，并在尘埃凝结代码中实现。方法.我们数值积分的小尘埃粒子的轨迹在磁盘气体流围绕原微行星，采样原微行星半径，逆风速度，和尘埃停止时间的大参数空间。结果气体流使大多数粒子偏离原微行星，使得其有效碰撞截面减小，因此质量吸积速率减小。然而，气流也降低了小尘埃颗粒对原微行星的撞击速度。这可能有利于其生长，因为已知大的冲击速度会导致侵蚀。我们还证明了为什么这样的气流不返回碰撞碎片的表面的原星子。结论.我们预测，一个层流流体动力流周围的原星子将有显着的影响，其增长。然而，我们不能轻易地预测碰撞速度的减小或后掠截面的减小哪个结果更重要。因此，我们提供了参数化准备实施到粉尘凝结代码。
2013-11-18 astro-ph.EP
Collisional modelling of the AU Microscopii debris disc
空间分辨的AU Mic碎片盘是最著名和研究最多的碎片盘之一。我们的目标是全面了解尘埃的生产和动态的光盘对象与深入的碰撞建模，包括恒星辐射和微粒力。我们的模型进行了比较，一套观测数据的热和散射光发射，范围从ALMA径向表面亮度分布在1.3毫米的偏振测量可见。大部分的数据都可以用一个外缘在40天文单位左右的微行星带和随后由恒星风向内输送的尘埃来重现。一个低的动力学激发的星子与偏心率高达0.03是优选的。星子带的径向宽度不能被严格限制。5au和17au宽的带，以及44au宽的带与观测结果一致。所有的模型都显示出表面密度分布随着与恒星距离的增加而增加，这是从观测中推断出来的。最好的模型是假设恒星的质量损失率超过太阳的50倍。虽然SED和ALMA轮廓的形状被很好地再现，但模型更强烈地偏离散射光数据。观测结果显示，在投影距离<40天文单位时，圆盘的颜色比模型预测的更蓝，偏振度也更低。这个问题可以通过不规则形状的尘埃颗粒来缓解，这些尘埃颗粒具有与所使用的米氏球不同的散射特性。从少数选定的粉尘材料的测试，我们得到的硅酸盐，碳和冰的中等孔隙度的混合物的偏好。我们解决的起源未解决的中央过量排放检测ALMA，并表明它不能单独从一个额外的内部带干。相反，它应该至少部分来自中央恒星的色球层。
2015-06-15 astro-ph.EP
The Debris Disk of Vega: A Steady-State Collisional Cascade, Naturally
有人认为，织女星周围典型碎片盘的光度数据和图像可能与盘演化的标准稳态碰撞情景相矛盾。在这里，我们执行物理建模的织女星磁盘“从源”。我们假设，尘埃是由一个“柯伊伯带”的母星子在~ 100 AU，并采用我们的碰撞和辐射转移代码一致模型的大小和径向分布的磁盘材料，然后热辐射的尘埃。在这样做的过程中，我们改变了广泛的参数，包括恒星的属性，确切的位置，扩展，和动力学激发的星子带，固体的化学成分，和碰撞处方。我们能够再现光谱能量分布在整个波长范围内，从近红外到毫米，以及中红外和亚毫米径向亮度分布的织女星磁盘。因此，我们的研究结果表明，织女星磁盘的观测是兼容的稳态碰撞尘埃生产，我们把重要的限制盘参数和物理过程，维持它。在小于100公里大小的机构的总磁盘质量估计约为10个地球质量。假设碰撞级联在织女星约3.5亿年的大部分时间里都在运作，那么在这段时间里，圆盘一定会失去一些地球质量的固体。我们还表明，使用中间光度的恒星之间的极和赤道，来自其快速旋转，需要重现碎片盘的意见。最后，我们表明，包括撞击坑模型是强制性的。
2009-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
From Planetesimals to Planets in Turbulent Protoplanetary Disks I. Onset of Runaway Growth
当微行星通过碰撞在湍流盘中生长时，通过湍流引起的密度波动的搅拌有效地增加了微行星之间的相对速度，这抑制了失控生长的发生。我们通过模拟计算星子的质量和速度演化，研究了湍流盘中失控生长的发生。当微行星很小时，微行星之间的平均相对速度$v_{\rm r}$远大于它们的表面逃逸速度$v_{\rm esc}$，因此不会发生失控生长。当微行星通过碰撞生长而变大时，$v_{\rm r}$接近$v_{\rm esc}$。当$v_{\rm r} \approx 1.5 v_{\rm esc}$，星子的失控增长发生。在失控生长之后的寡头生长期间，通过失控生长产生的少量行星胚胎通过与具有失控生长开始时的半径$r_{\rm p,run}$的星子碰撞而变得巨大。我们解析推导出$r_{\rm p,run}$作为湍流强度的函数。生长适合成为木星和土星核心的$\sim 10\,M_\oplus$胚胎需要$r_{\rm p,run} \sim 100$ \，km，这与主带小行星尺寸分布中的拟议化石特征相似。相比之下，火星的形成速度与Hf-W同位素研究所建议的一样快，需要在失控增长开始时有小的星子。因此，形成火星、木星和土星所需的条件以及主带小行星的大小分布表明，湍流的振幅随着与年轻太阳距离的增加而增加。
2015-12-22 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
