Quantifying hazards: asteroid disruption in lunar distant retrograde orbits
小行星重定向任务（ARM）计划回收一颗近地小行星，并将其定位在月球远距离逆行轨道（DRO）上，以供后续研究、载人探索和最终资源开发。在加州理工学院空间挑战赛期间，最近的一次研讨会设计了一个载人任务，以DRO捕获小行星，很明显，小行星的低逃逸速度（<1厘米秒$^{-1}$）将允许小行星粒子在与宇航员或机器人探测器进行任何有意义的互动时逃逸。本说明发现，多达5%的逃逸小行星碎片将穿越地球同步轨道，并估计了粒子逃逸或松散结合的碎石堆完全破坏对卫星的风险。
2015-05-14 astro-ph.EP physics.space-ph
Newly Disrupted Main Belt Asteroid P/2010 A2
大多数主带小行星都是原始的岩石和金属天体，位于火星和木星之间的太阳轨道上。通过高速碰撞或旋转加速产生的分裂被认为是产生和毁灭小行星的主要机制，也是太阳黄道带云中尘埃的一个贡献者，而其他恒星周围的类似碰撞则将尘埃送入其碎片盘。不幸的是，由于事件很少，缺乏关于破坏机制或破坏率的直接证据。在这里，我们提出了对P/2010 A2的观测，这是一颗以前未知的内带小行星，具有奇特的彗星状形态，很可能是最近小行星破裂的残余物。高分辨率哈勃太空望远镜的观测显示，2009年2月/3月形成了一个直径约120米的核，其尾部由毫米大小的尘埃颗粒组成，所有这些尘埃颗粒都在太阳辐射压力的作用下缓慢演变。
2010-10-13 astro-ph.EP
Signatures of recent asteroid disruptions in the formation and evolution of solar system dust bands
我们已经进行了详细的动力学模拟的结构，在黄道纬度17 $^{\circ}$，令人信服地表明，这是一个相对较新的（显着小于1马）的小行星的破坏，并仍在形成的过程中，在coadded IRAS数据观察到的微弱的尘埃带。我们在这里表明，年轻的尘埃带保留的信息的大小分布和横截面积的灰尘释放在原来的小行星破坏，之前，它是失去了轨道和碰撞衰变。我们发现Emilkowalski星团是这个部分带的来源，并且在破裂中释放的尘埃将对应于$\sim$ 10 km直径源体表面上3 m深的风化层$\sim$。在这条带中的灰尘是由一个累积的大小分布逆幂律指数与下限为2.1（意味着占主导地位的横截面积的小颗粒）的灰尘颗粒直径范围从几个$μ$ m到几厘米。观测结果表明，尘埃能带结构的热辐射主要由大颗粒（mm-cm）组成。我们发现，尘埃粒子的喷射速度需要几倍的逃逸速度的Emilkowalski团源体提供一个很好的适合的倾斜分散的意见。我们讨论的影响，这样一个显着的释放过程中的破坏物质的时间演变的结构，组成和规模的黄道带云。
2015-10-02 astro-ph.EP
Instantaneous thermally-driven erosion can explain dearth of dark near-Sun asteroids
Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）
研究通过真空实验表明，太阳辐射可快速破坏CI陨石模拟物，解释了近日点距离小于0.2天文单位的暗色碳质小行星的匮乏。
2026-01-12 astro-ph.EP
Collisional and Rotational Disruption of Asteroids
小行星是行星形成时代遗留下来的碎片，有助于我们了解早期太阳系的状况。不像较大的行星体在其形成过程中和形成之后会受到全球性的热改造，这些小天体至少保留了一些来自太阳星云的未被改造的原始物质。然而，小行星的结构特性自其形成以来已经发生了相当大的变化。因此，我们可以在它们中间找到各种各样的物理构形和动力学历史。事实上，除了少数可能的例外，所有的小行星在太阳系的时代都被修改或完全破坏了很多次。这张照片得到了太空任务遇到的小行星的数据的支持，这些小行星显示出形状，体积密度，表面形态和其他特征的多样性。此外，这些天体的引力是如此之小，以至于某些物理过程的发生方式与我们在地球上的共同经历相去甚远。因此，每次访问一个小机构，提出的问题与回答的问题一样多。在这篇评论中，我们讨论了目前的状态研究小行星破裂过程，侧重于碰撞和旋转机制。我们发现，最近的进展，在模拟灾难性的破坏碰撞提供了重要的见解小行星内部结构和更深入的了解小行星家族。潮汐碰撞或热效应造成的旋转破坏，是许多较小小行星改变的原因，也是许多双小行星和形状奇特的天体的起源。
2009-06-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
Supercatastrophic disruption of asteroids in the context of SOHO comet, fireball and meteor observations
Granvik等人（2016年）报告说，在太阳附近的近日点轨道上没有小行星，他们将其归因于这些天体的“超级灾难性破坏”。在这里，我们调查是否有证据表明这一过程中的其他机构具有类似的低近日点：近地小行星，SOHO彗星，以及米级和毫米级流星体。我们确定没有已知的近地小行星在过去（过去10^4年）的历史中显著位于Granvik等人（2016）的极限内，间接支持破坏假说。例外的是小行星（467372）2004 LG，它在这个极限内度过了2500年，因此对该理论提出了挑战。法厄同的近日点距离刚好在极限之上，可能正在经历缓慢的分裂，这可能是其尘埃复合体的来源。我们发现，未分组的SOHO彗星的观察率是一致的注入到近太阳区域的小（25米）类小行星的预期利率，并建议这部分SOHO观察到的彗星人口实际上可能是小行星的起源。我们还发现，有一个米大小的机构与近太阳近日点的情况下，但毫米大小的流星体过剩。这意味着，如果近太阳小行星分裂，它们不会简单地分裂成一米大小的块，而是最终分裂成毫米大小的颗粒。我们认为，近太阳小行星的破坏以及影响SOHO彗星的异常增亮和破坏过程是通过流星体侵蚀发生的，也就是说，通过高速近太阳流星体的撞击去除物质。
2020-01-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cascade disruptions in asteroid clusters
我们研究了小行星群，这表明它们在最近的历史（<500万年）中至少有两次破坏事件的可能性。我们搜寻了已知小行星对和星团的新成员，并验证了它们的成员资格。我们发现了四个小行星群，即（11842）Kap'bos，（14627）Emilkowalski，（63440）2001 MD 30和（157123）2004 NW 5，它们显示至少有两次发生在明显不同时间的二次分离事件。我们考虑了这些星团的一种可能形成机制：小行星星团的母体旋转到其临界旋转频率，经历了旋转裂变，并因新形成的次级星团的逃逸而减速。然后，YORP效应再次使初级粒子旋转起来，它达到了临界旋转频率，并经历了另一次裂变。我们创建了一个简单的模型来测试这种情况是否适用于四个集群。对Kap'bos和（63440）团簇，我们得到了模型与团簇性质的良好一致性。对于Emilkowalski星系团来说，在第一次裂变事件之后，主辐射达到临界频率所需的时间被预测为几倍。我们怀疑，考虑到它的D型分类和与星团相关的尘埃带的存在，小行星Emilkowalski实际上可能是彗星核。对于（157123）星系团，我们的模型预测的最后一次裂变事件后原初粒子的最终转动频率与观测到的（157123）星系团的转动频率符合得很好。然而，在我们的模型中，由于逃逸大次级所需的自由能不足，旧次级的分离是不可能的。这可能是由于次级的H值错误，或者我们没有找到这个集群的真正的…
2019-11-27 astro-ph.EP
Spinup and Disruption of Interstellar Asteroids by Mechanical Torques, and Implications for 1I/2017 U1 (`Oumuamua)
第一颗星际小行星1 I/2017 U1（'Oumuamua）的发现为星际天体研究开启了一个新时代。本文研究了在星际气体中运动的不规则形状的星际小行星的旋转动力学。我们发现，定期的机械扭矩造成的不规则体上的气流的轰击可能是重要的动力学和破坏的ISA。机械扭矩可以使ISA旋转，当旋转速度超过临界频率时，原始ISA会分裂成小的双星小行星。我们发现，崩溃的时间尺度是短的ISA的高度不规则的形状和低拉伸强度。我们应用我们的研究结果的第一个观察到的ISA，'Oumuamua，并建议其极端细长的形状可能源于重新组装的二元碎片，由于重力沿其旅程中的星际介质。Oumuamua的翻滚可能是由于机械扭矩造成的旋转中断引起的。最后，我们讨论了高速小行星的生存可能性，可能是由银河系中心的黑洞潮汐破坏行星系统形成的。
2018-05-08 astro-ph.EP astro-ph.GA
Formation of planetary debris discs around white dwarfs I: Tidal disruption of an extremely eccentric asteroid
25%-50%的白矮星（WD）拥有可观测的和动态活跃的残余行星系，这是基于近距离的星周尘埃和气体以及光球金属污染的存在。目前被接受的理论解释包括小行星在au尺度的距离上幸存于恒星的巨大分支演化，随后在恒星质量损失后被扰动到WD掠食轨道上。在这项工作中，我们调查这些高偏心（e > 0.98）小行星的潮汐破坏，因为他们的方法和潮汐周围的WD中断。我们解析计算的破坏时间尺度和比较的结果与完全自洽数值模拟的碎石桩使用N体程序PKDGRAV。我们发现，这个时间尺度是高度依赖于轨道的近心点，并在很大程度上独立于其半长轴。我们确定，球形小行星很容易打破，并形成高度偏心碰撞环，不吸积到WD没有额外的力量，如辐射或升华。这一发现突出了这种力量在WD行星系物理学中的至关重要性。
2014-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal disruption of planetary bodies by white dwarfs II: Debris disc structure and ejected interstellar asteroids
我们利用一种新的混合方法来模拟长期的，多轨道盘的形成，通过潮汐破坏的岩石体的白矮星，在高分辨率和现实的半长轴。我们进行了最大的模拟矮行星和类地行星，跨越四个数量级的质量，各种近心点距离和半长轴之间的3 AU和150 AU。这种大的相空间的潮汐中断的条件下，还没有访问通过使用以前的代码。我们分析的统计和结构特性的新兴碎片盘，以及喷射的未绑定碎片有助于人口的星际小行星。与以往的潮汐破裂的小行星，形成环状结构的原始轨道上的研究，我们发现，较大的机构的潮汐破裂通常形成分散的结构交错的椭圆形偏心环上较紧的轨道。我们的特点（通常是幂律）的大小分布的喷射星际机构，以及它们的组成，旋转速度和喷射速度。我们发现它们对潮汐扰动的深度（碰撞参量）很敏感。最后，我们简要地讨论了我们的结果在解释塔比星的特殊变化，ZTF J0139+5245的凌日事件的起源和SDSS J1228+1040周围的行星核的形成的可能影响。
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resonant mechanisms that produce near-Sun asteroids
本研究通过数值模拟开发算法识别驱动近地小行星靠近太阳的共振机制，发现木星平均运动共振及长期共振是降低近日点距离的主因，并量化了不同机制下的演化时间尺度。
2023-04-02 astro-ph.EP
Explaining the variability of WD 1145+017 with simulations of asteroid tidal disruption
后主序星行星科学已经被亮度转换曲线的显著变化、深度和形状所激发，这是由围绕白矮星WD 1145+017运行的天体引起的，这颗恒星也有尘埃碎片盘和星周气体，并显示出强烈的金属大气污染。然而，从观测结果来看，正在释放解体碎片的可能小行星的物理特性基本上没有受到限制。这一过程尚未用数字模拟。在这里，我们使用N体代码PKDGRAV计算不同自旋，密度，质量和偏心率的小行星的耗散特性。我们模拟均匀和分化的小行星，长达两年，并发现中断时标是强烈依赖于密度和偏心率，但弱依赖于质量和自旋。我们发现，在近圆形轨道（e <~ 0.1）上，体积密度适中（~3-4 g/cm^3）的岩石型分异天体可以保持完整，偶尔会从地幔中脱落质量。这些结果表明，围绕WD 1145+017运行的小行星是不同的，其体积密度位于罗氏半径之外，但地幔密度位于罗氏半径之内，并且在物理上更类似于灶神星而不是丝川。
2016-10-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evaluating Short-Warning Mitigation via Intentional Robust Disruption of a Hypothetical Impact of Asteroid 2023 NT1
University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业技术学院）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；Sandia National Laboratories（桑迪亚国家实验室）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of Utah（犹他大学）
本文针对假想的2023 NT1小行星撞击事件，采用Pulverize It模型模拟分析，发现该类威胁可在撞击前1天内拦截，实现有效 mitigation。
2026-08-03 astro-ph.EP
Asteroid Evolution: Role of Geotechnical Properties
本文简要回顾了行星科学界为了解粒状小行星（通常称为“碎石堆”小行星）的岩土特性在其形成、演变和可能的破坏中的作用而开展的工作并介绍了最新成果。因此，我们将涉及与此目标一起使用的理论和数值工具的各个方面，以及所获得的结果与观测到的小行星的比较。
2015-11-26 astro-ph.EP
Active Asteroids: Main-Belt Comets and Disrupted Asteroids
自从主带彗星被确认以来，近年来对活动小行星的研究引起了人们极大的兴趣（它在主小行星带轨道上运行，但由于挥发性冰的升华而表现出彗星般的活动）作为一类新的彗星，并在2006年发现了第一颗分裂的小行星。（与MBC不同，由于撞击或旋转不稳定等物理破坏而表现出彗星般的活动，而不是升华）。在本文中，我将简要讨论在活动小行星研究中感兴趣的关键领域。
2015-11-05 astro-ph.EP
Constraining the cometary flux through the asteroid belt during the late heavy bombardment
在尼斯模型中，晚期重撞击（LHB）与巨行星的轨道不稳定性有关，这种不稳定性导致了穿海王星彗星盘的快速动力学色散。我们研究这些假设的彗星抛射体对主带小行星产生的影响。特别是，我们要检查所观察到的碰撞家庭是否提供了一个下限或上限的彗星流量在LHB。我们提出了一个更新的列表中所观察到的小行星家庭的空间中确定的合成适当的元素的层次聚类方法，颜色数据，数据和动力学的考虑，我们估计他们的物理参数。我们根据动态年龄筛选出12个可能与LHB有关的家系。然后，我们使用碰撞模型和N体轨道模拟，以深入了解超过4 Gyr的合成LHB家族的长期动力学演化。我们占相互碰撞，彗星的物理破坏，Yarkovsky/YORP漂移，混乱的扩散，或可能的巨行星迁移的扰动。假设原始彗星的“标准”尺寸-频率分布，我们预测了母体尺寸D_PB >= 200 km的族数，这似乎与观测相符。然而，应该同时产生100多个D_PB >= 100 km的小行星家族，这些家族没有被观测到。然而，这种差异可以用以下过程来解释：i）小行星家族被粉碎（通过碰撞级联）有效地摧毁，ii）低于某个临界近日点距离（q <~ 1.5 AU）的彗星破裂是常见的。考虑到彗星分裂定律的自由度，我们无法对彗星通量提供严格的限制，但我们可以得出结论，观测到的小行星家族的分布与彗星LHB并不矛盾。
2013-01-26 astro-ph.EP
Tidal disruption of NEAs - a case of Příbram
这项工作研究了沿着Padíbram陨石轨道的可能流星流的动态演变，该流星流起源于在接近地球期间对假定的碎石堆状母体的潮汐破坏。我们假设当母轨道的上升或下降节点接近地球轨道时发生破裂。在过去的5000年里，Pabríbram轨道已经两次穿过地球轨道。它发生在大约4200年和3300年前。在这两种情况下，我们模拟了从旋转小行星的简化模型中释放的粒子，并追踪了它们各自的轨道演变到目前的日期。释放的流星体沿着母体的整个轨道扩散需要几百年的时间。即使在今天，这条河流也会相对狭窄。考虑到具有小行星Itokawa物理参数的模型母体，该物体的完全解体产生了3.8个直径为$\geq$ 1厘米的$\times10^{11}$流星体粒子。揭示了从地球观测到的流星活动，并讨论了在4月头两周建议的流星雨活动期间进行后续观测的理由。地球的潮汐力会将小行星群的一小部分分解成更小的物体。我们评估了小行星平均寿命内解体的小行星的质量上限和破碎物质对小行星尺寸分布的贡献。
2011-03-22 astro-ph.EP
Fragment properties from large-scale asteroid collisions: I: Results from SPH/N-body simulations using porous parent bodies and improved material models
了解碰撞碎裂和随后碎片的再积累对于研究小天体群的形成和演化至关重要。使用SPH /N体方法，我们调查的大小频率分布（SFD）造成的100公里直径的多孔材料组成的目标，包括孔破碎以及摩擦的影响中断。总的来说，多孔目标具有比先前研究的碎石堆母体显著更高的冲击强度（Q*D）（Benavidez等人，2012）并且显示出更类似于无孔整体靶的行为（Durda等人，2007年）。我们的研究结果还证实，对于一个给定的特定的冲击能量，SFD产生的母体破坏是强烈依赖于尺寸尺度。
2018-08-10 astro-ph.EP
Slowly increasing elongations of non-spherical asteroids caused by collisions
小行星经常与小型抛射体相撞。虽然每一次小碰撞都不是很重要，但它们的累积效应可以大大改变地形和小行星的整体形状。我们运行随机碰撞到一个单一的目标小行星三轴椭球表示的模拟。我们调查了直径在几百米到18公里之间的小行星，我们假设碰撞所挖掘的所有物质都是为了逃离小行星。这些碰撞的累积效应是小行星的形状越来越长。然而，这一过程的估计时间比小行星碰撞的寿命长得多。因此，我们得出结论，小型碰撞可能不是小行星整体形状的原因。
2015-09-14 astro-ph.EP
Irregular satellites of Jupiter: Capture configurations of binary-asteroids
巨行星的不规则卫星的起源是太阳系形成理论这一巨大“谜题”的重要组成部分。这是公认的，他们不是“原位”形成的物体，在地球周围，因为被认为是定期的。那么，解释它们起源的最合理的假设是它们在其他地方形成并被行星捕获。然而，限制性三体问题动力学的捕获具有暂时性，这就需要辅助捕获机构的作用。然而，并不存在一个完善的捕获机制。在这项工作中，我们试图了解双星小行星捕获机制的哪些方面可能有利于永久捕获双星小行星中的一个成员。我们考虑四体动力系统太阳、木星、双小行星，对捕获轨迹进行了八千多次数值模拟。我们将问题限制在圆平面的椭圆形情况下，积分时间为10^4年。关于二进制特征，我们注意到1）更紧密的二进制比大分离的二进制更容易产生永久捕获。我们还发现，2）次要成员的永久捕获概率比主要成员的永久捕获概率更有表现力。另一方面，在捕获破坏过程的各个方面中，4）伪东正交被认为是二元破坏瞬间非常可能的捕获角配置。此外，我们还发现，在与木星交会时发生分裂的双星小行星被捕获的几率更高。这些结果表明，太阳对双星小行星的捕获动力学起着非常重要的作用。
2010-02-11 astro-ph.EP
SPH-based simulation of multi-material asteroid collisions
简要介绍了连续介质力学中的光滑粒子流体动力学方法。具体来说，我们提出了我们的三维SPH代码来模拟和分析碰撞的小行星组成的两种类型的材料：玄武岩和冰。我们考虑的影响，如脆性破坏，破碎，并在不同的影响方案合并。在验证我们的代码对以前发表的结果，我们提出了第一碰撞结果的基础上测量值的Weibull裂纹分布参数的玄武岩。
2013-06-27 astro-ph.EP
SPH/N-body simulations of small (D = 10 km) asteroidal breakups and improved parametric relations for Monte-Carlo collisional models
我们报告我们的研究小行星解体，即破碎的目标，随后的重力重新积累和形成的小行星家族。我们重点研究直径为$D_{\rm pb} = 10$ km的母体。模拟进行了平滑粒子流体动力学（SPH）代码结合一个有效的N体积分。我们假设了不同的射弹尺寸、撞击速度和撞击角度（总共125次）。所得的尺寸-频率分布与使用$D_{\rm pb} = 100$ km目标的按比例缩小的模拟显著不同（Durda等人，2007年）。我们推导出适合蒙特卡罗碰撞模型的描述碎片分布的新参数关系。我们还描述了碎片的速度场和角分布，这可以作为小行星族的N体模拟的初始条件。最后，我们讨论了一些SPH模拟相关的不确定性。
2018-03-28 astro-ph.EP
Physical Analysis of Bennu Samples Reveals Regolith Production by Collisional Disruption on Near-Earth Asteroids
Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；Vatican Observatory（梵蒂冈天文台）；Hopkins Extreme Materials Institute, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学霍普金斯极端材料研究所）；Jacobs-JETS, NASA Johnson Space Center（NASA约翰逊航天中心雅各布斯-JETS）；University of Calgary（卡尔加里大学）；EAPS, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院地球、大气与行星科学系）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；National Air and Space Museum, Smithsonian Institution（史密森尼学会国家航空和航天博物馆）；Astromaterials Research and Exploration Science (ARES), NASA Johnson Space Center（NASA约翰逊航天中心天体物质研究与探索科学部）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；INAF, Astronomical Observatory of Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；University of Rochester（罗切斯特大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Department of Geology, Rowan University（罗恩大学地质系）；Department of Earth and Planetary Sciences, American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆地球与行星科学系）
研究通过分析贝努样本和实验室实验发现，碰撞碎片在微重力环境下被保留，表明碰撞破坏是松散层形成的主要机制，适用于其他高孔隙率的近地小行星。
2026-04-21 astro-ph.EP physics.geo-ph
Impact disruption of Bjurböle porous chondritic projectile
研究了400 kg Bjurböle陨石以约200 m/s撞击海冰后的破碎特征，发现其分米级碎片呈幂律分布且形状更接近等轴状，与小行星巨石存在差异，并探讨了孔隙率、撞击速度等因素的影响。
2024-06-01 astro-ph.EP physics.geo-ph
Main-belt comets: sublimation-driven activity in the asteroid belt
自1996年发现第一颗已知的主带彗星133 P/Elst-Pizarro以来，我们对主带彗星（MBC）的了解大大增加，这些主带彗星表现出彗星般的活动，可能是由于挥发性冰的升华，但轨道位于主小行星带，并在2005年发现另外两颗MBC后被确认为一类新的太阳系天体。我回顾了过去10年来所做的工作，以提高我们对这些神秘物体的理解，包括开发系统的发现方法和诊断方法，以区分MBC和被破坏的小行星（由于撞击或旋转不稳定等物理破坏而表现出彗星般的活动）。我还讨论了努力了解这些对象的动力学和热性能。
2015-11-05 astro-ph.EP
Asteroid Disruption and Deflection Simulations for Multi-Modal Planetary Defense
University of California - Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业理工学院）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Sandia National Laboratories（桑迪亚国家实验室）
该研究针对小行星行星防御的终端场景问题，采用PI方法结合ALE3D模拟，证实20-100米级碎石堆小行星可通过特定参数的超高速钨侵彻体撞击有效减缓，为多模态行星防御提供可行方案。
2026-08-10 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.app-ph
On the role of resonances in polluting white dwarfs by asteroids
白矮星大气层的污染可能是由来自行星系中长期和平均运动共振位置的小行星造成的。在这些位置的小行星经历了增加的离心率，导致白矮星的潮汐破坏。我们研究如何$ν_6$长期共振向外转移到一个以前稳定的区域的小行星带，作为恒星演变成一个白矮星。分析长期模型需要一颗行星被吞没，以改变共振。我们通过数值模拟表明，当行星被演化的恒星吞没时，长期共振变化和潮汐破坏事件的速率会随着被吞没行星的质量和轨道距离而增加。我们还研究了平均运动共振的行为。平均运动共振的宽度随着恒星失去质量而变大，变成白矮星。与木星的平均运动共振相比，$ν_6$长期共振在驱动潮汐破坏方面更有效。通过检查230个观测到的系外行星系统，其中心恒星将演变成白矮星，我们发现，随着地球质量的行星在$1\,\rm au$，在半长轴$a\gtrsim 0.05\,\rm au$和超级地球的质量$10\,\rm M_\oplus$在$a\gtrsim 0.3\,\rm au$代表行星类型的吞噬转移共振足以造成污染的白矮星在一定程度上与观测一致。
2021-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
SPH simulations of high-speed collisions between asteroids and comets
我们研究了碰撞过程的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。该方法被应用到建模形成的主带家庭在彗星轰击（无论是早期或晚期，${\sim}\,3.85\,{\rm Gy}$前）。如果像尼斯模型预测的那样，小行星受到彗星的轰击，应该会产生数百个小行星家族（直径为$D \ge 100\,{\rm km}$的天体的灾难性破坏），但观察到的数量只有20个。因此，我们计算了一组标准的125个代表性的$D = 100\,{\rm km}$小行星和高速冰冷的抛射体（彗星）之间的碰撞模拟。根据我们的研究结果，最大残留质量$M_{\rm lr}$与低速碰撞相似，这是由于有效强度$Q_{\rm eff}$的适当缩放，但最大碎片质量$M_{\rm lf}$表现出系统性差异-它通常较小的陨石坑和较大的超级灾难性事件。然而，这一趋势并不能解释为什么不存在老年家庭。相应的参数关系可用于其他统计（蒙特卡罗）模型，以更好地了解小行星群和彗星群之间的碰撞。
2022-05-28 astro-ph.EP
SPH Simulations for Shape Deformation of Rubble-Pile Asteroids Through Spinup: The Challenge for Making Top-Shaped Asteroids Ryugu and Bennu
隼鸟2号和OSIRIS-REx航天器最近分别访问了小行星Ryugu和小行星Bennu，它们正在旋转顶部形状的瓦砾堆。地面雷达观测到了其他轴对称的顶部形状的近地小行星，其中大多数旋转接近解体旋转周期约3小时。这表明，通过旋转自旋引起的小行星变形产生了顶部形状。虽然以前的一些模拟使用离散元方法表明，旋转的碎石桩可能会产生扁圆形的顶部形状，它仍然不清楚什么样的条件，如组成材料的摩擦角和旋转的时间尺度所需的顶部形状的形成。本文通过对不同速率旋转颗粒体的光滑粒子流体动力学模拟，表明球形碎石桩在破碎前的旋转变形可以根据摩擦角θ d分为三种模式：当θ_{d} < 40 °时为准静态和内部变形，当θ_{d} <50 °时为动态和内部变形，地表滑坡的发生率为φ_{d} > 70度。注意，如果我们考虑在弱重力下碎石桩块体之间的粘聚力的影响，这些明显较大的内摩擦角值是可以接受的。θ_{d} < 60度的天体通过内部变形演化为扁球体，但从未形成定义顶形的明显赤道。相反，如果自旋上升的时间尺度小于几天，则θ_{d} > 70 °的天体通过轴对称表面滑坡变形为轴对称顶部形状。此外，通过时间尺度> 1个月的缓慢自旋上升，θ_{d} > 70度的天体通过局部滑坡变形为非轴对称形状。我们认为，快速自旋机制是最好的轴对称顶部形状的形成。
2021-04-28 astro-ph.EP
The spherical Brazil Nut Effect and its significance to asteroids
许多小行星可能是碎石堆，是由重力和可能的凝聚力结合在一起的较小物体的集合。这些小行星因撞击而产生地震震动，导致其组成粒子的激发。因此，有人建议，它们的表面和次表面内部可能是由一个大小排序机制称为巴西坚果效应。我们研究了一个模型小行星的行为，这是一个球形的，自引力聚集与应用地震震动的作用下的粒子的二进制大小分布。我们发现，以上的地震阈值，较大的颗粒上升到表面时，摩擦是存在的，与以前的研究集中在圆柱形和矩形盒配置。与以前的作品，我们还发现，即使在零摩擦的大小排序发生，虽然摩擦的存在确实有助于地震阈值以上的排序过程。此外，我们发现，虽然强大的大小排序可以发生在表面附近，即使是最剧烈的震动下，最里面的区域仍然未排序。
2016-08-18 astro-ph.EP
Constraining the origin of the planetary debris surrounding ZTF J0139+5245 through rotational fission of a triaxial asteroid
白矮星包含轨道微行星或其碎片是重要的基准，通过这些基准可以校准后主序星行星系统的理论研究。在ZTF J0139+5245白矮星系统中，可能是行星碎片的测光凌日特征的轨道周期约为110天。一颗小行星分裂产生这些碎片，可能会在不进入其洛希半径的情况下，在不受白矮星光度影响的情况下，通过与恒星的反复近距离接触而自行旋转毁灭。在这里，我们把耦合约束的轨道pericentre（$q$）和比例（$β$）的中间最长的半轴的三轴小行星的破坏外，这白矮星的罗氏半径（$r_{\rm Roche}$）后不久，达到其110天的轨道。我们发现，当$β\lesssim 0.6$和$q\approx 1.0-2.0r_{\rm Roche}$，以及当$β\lesssim 0.2$到$q\approx 2.5r_{\rm Roche}$时，几十年内的中断是可能的。分析ZTF J0139+5245周围三轴小行星的长时间尺度破裂是可取的，但可能需要依赖于遍历理论或新的数值技术的分析方法。
2020-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Optical and acoustic ground effects simulations from terminal defense asteroid disruption via the PI method
University of California - Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业与技术学院）；Sandia National Laboratories（桑迪亚国家实验室）
该研究通过模拟验证，NASA的PI方法可在数小时至数年预警内破碎小行星，将2023 PDC这类威胁破碎为100万个碎片时，能大幅降低地面光学与声学效应，实现行星防御。
2026-08-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
Anatomy of an Asteroid Break-Up: The Case of P/2013 R3
我们对P/2013 R3的新数据和已发表的数据进行了分析，这是第一颗在解体时被发现的小行星。在UT 2013年10月1日至2014年2月13日之间的时间间隔内测量了13个分立元件。我们确定的平均值，成对的速度分散在这些组件之间的$Δv = 0.33\pm0.03$ m s $^{-1}$，并发现他们的分离时间是交错的间隔为$\sim$ 5个月。在第一次观测中，包裹着系统的尘埃的横截面为$\sim$ 30 km $^2$，但以与辐射压扫描一致的速率单调衰减。个别成分表现出彗星般的形态，也褪色，除非二次碎裂伴随着额外的尘埃释放。我们发现，只有上限的半径的任何嵌入固体核，通常$\sim$ 100至200米（几何半径0.05假设）。结合起来，P/2013 R3的组成部分将形成一个半径为$\lesssim$ 400米的单一球体，这是我们对前身物体大小的最佳估计。观测结果与旋转破坏弱（内聚强度$\sim$ 50至100 N m $^{-2}$）母体，$\sim$ 400 m半径。估计辐射（YORP）自旋的时间这一父$\lesssim$ 1百万年，短于碰撞寿命。如果存在，在低至10 $^{-3}$ kg s $^{-1}$下升华的水冰可在母体上产生与YORP扭矩相当的扭矩。根据对类似破坏频率的保守假设，推断出的小行星碎片产生率为$\gtrsim$ 10 $^3$ kg·s $^{-1}$，这至少…
2017-03-28 astro-ph.EP
A road-map to white dwarf pollution: Tidal disruption, eccentric grind-down, and dust accretion
很大一部分白矮星显示出金属线，表明行星物质的污染，但吸积过程仍然知之甚少。本文的主要目的是制作一个路线图，说明白矮星污染的几个潜在途径，并将这些途径与观测结果联系起来。我们提出的主要道路开始于一个分散的小行星的潮汐破坏和一个高度偏心的潮汐盘的形成，具有广泛的碎片大小。这些碎片的坡印廷-罗伯逊（PR）阻力单独的吸积太慢，无法解释所观察到的速率。相反，在第二阶段，包括差分拱点进动在内的几个过程导致偏心碎片之间的高速碰撞。大的小行星在分裂时会产生更多的碎片，导致快速研磨并产生短暂而强烈的尘埃爆发，而较小的小行星则会在较长的时间内研磨。在最后阶段，碰撞产生的尘埃通过阻力循环并吸积到白矮星上。我们表明，当吸积速率超过10^7 g/s时，由PR阻力引起的光学薄尘埃吸积会产生大的红外（IR）过量。我们假设周围的白矮星以高速率吸积，但没有检测到红外过量，尘埃循环需要增强阻力-例如，由于存在气体附近的磁盘的近心。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Numerical Simulations of Collisional Disruption of Rotating Gravitational Aggregates: Dependence on Material Properties
我们对太阳系中小天体的强度的了解受到我们对其内部结构的不了解的限制，这反过来又影响了我们对这些天体的形成和演化的理解。对直径大于几百米的小行星的旋转状态的观测表明，它们受重力支配，大多数不太可能是整块的;然而，有各种各样的合理的内部结构。引力聚集体的形状和自旋极限及其碰撞演化的数值和解析研究表明，剪切强度有很强的依赖性。为了研究这种效果，我们进行了系统的探索的耗散和摩擦参数的组成机构的材料组件的碰撞结果的依赖。我们模拟灾难性的破坏（导致最大的残余物保留50%的原始质量）公里大小的小行星建模为引力聚集体使用pkdgrav，宇宙学N-体代码适应碰撞问题，最近增强了一个新的软球碰撞算法，包括更现实的接触力。我们发现，对于一系列的三种不同的材料，更高的摩擦和耗散值增加灾难性的破坏阈值约半个量级。此外，我们发现，无论目标的内部配置如何，撞击前的旋转都会系统地增加平均质量损失。我们的研究结果具有重要的影响，行星形成的效率，通过星子生长，也更普遍地估计灾难性的破坏的冲击能量阈值，因为这通常只被评估为非自旋机构没有详细考虑的材料特性。
2014-09-23 astro-ph.EP
Necroplanetology: Simulating the Tidal Disruption of Differentiated Planetary Material Orbiting WD 1145+017
WD 1145+017系统显示出不规则的凌日特征，这与体积密度为$< 4$ g cm $^{-3}$和体积质量为$\lesssim 10^{21}$ kg的分化小行星的潮汐破裂相一致（Veras等人，2017; arXiv：1610.06926）。我们使用开源的N体代码REBOUND（Rein and Liu，2011; arXiv：1110.4876）来模拟这种具有不同内部结构的破坏：改变内核体积分数，地幔/内核密度比，以及存在/不存在薄的低密度地壳。我们允许碎石堆部分中断和捕获光变曲线在特定的点，在中断的节奏可比的地面测光。作为概念验证，我们表明，随着小行星被破坏，改变这些结构参数对过境光变曲线有观测上可区分的影响，并将模拟生成的光变曲线与Gary等人的数据进行比较，2017年（arXiv：1608.00026）。需要说明的是，我们的模拟没有详细模拟升华或解释其对轨道演化的影响，我们发现低核心分数和低地幔/核心密度比的小行星与2016年4月左右存在多周的稳定过境特征最一致（在Gary等人中称为G6121，2017（arXiv：1608.00026）和Hallakoun等人的A1，2017（arXiv：1702.05483）.将潮汐扰动模拟与测光相结合，可以揭示出系外行星体的内部结构和组成特征，这些信息只有在我们观测到行星系正在死亡时才有可能。像TESS和LSST这样的全天巡天任…
2020-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Catastrophic disruption of asteroid 2023 CX1 and implications for planetary defense
本研究首次对 L 型球粒陨石撞击进行了从太空到实验室的全面表征，发现小行星 2023 CX1 在约 28 km 高空发生灾难性碎裂并集中释放能量，这种球形冲击波碎裂模式增加了地面破坏风险，为行星防御策略和疏散规划提供了重要启示。
2025-09-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
Disruption of exo-asteroids around white dwarfs and the release of dust particles in debris rings in co-orbital motion
本文利用CRTBP中的1:1共振周期轨道、稳定性图和N体模拟，研究极端质量比白矮星-小行星-尘埃三体系统中共轨碎片的稳定位置、轨道偏差与寿命。
2024-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR nlin.CD
Fragment properties at the catastrophic disruption threshold: The effect of the parent body's internal structure
对小行星碎裂进行的数值模拟，包括母体的碎裂和碎片之间的引力相互作用，使我们能够从无孔母体开始，成功地再现在不同撞击能量状态下形成的小行星族的主要特性。在本文中，使用相同的方法，我们集中在一个单一的制度的影响能量，所谓的灾难性阈值通常指定为Q*D，这导致逃逸的一半目标的质量。由于我们最近实施的多孔材料的破碎模型，我们可以表征Q*D的多孔和非多孔目标的直径范围很广。然后，我们可以分析孔隙度对Q*D值的潜在影响，并通过计算重力区域中碰撞的重力相，我们可以根据碎片大小和喷射速度分布来表征碰撞结果，这是碰撞模型用于研究不同群体小天体演化的主要结果属性。我们还检查了Q*D对弹丸撞击速度的依赖性。在强度制度，这对应于目标的大小低于几百米，我们发现，多孔的目标是更难以破坏比非多孔的。在重力状态下，结果完全由重力和多孔性目标的情况下的孔隙度控制。在无孔目标的情况下，结果也取决于强度。然后，我们提出了一些幂律关系Q*D和目标的大小和碰撞速度，可用于碰撞演化模型。
2009-11-19 astro-ph.EP
Thermal radiation pressure as a possible mechanism for losing small particles on asteroids
上下文最近对包括（3200）法厄同在内的活跃小行星的尘埃喷射的观测引起了行星天文学家的极大兴趣，他们研究小行星上小尘埃颗粒的产生和去除。目标。在这项工作中，我们的目标是调查的重要性，热辐射压力从小行星风化层（AR）作用于小尘埃颗粒表面的AR。特别是，我们的目标是了解热辐射在近太阳环境中的作用。方法.除了小行星的旋转和引力场外，我们还描述了辐射场（太阳直射、反射（散射）太阳和热辐射）内AR上粒子的加速。使用米氏理论是因为感兴趣的粒子具有与热波长（~1-100 μm）相当的尺寸，因此几何近似不适用。一套新的形式主义的目的是开发。结果研究发现，当小行星处于近日环境（日心距rh < 0.8 au）时，球半径< 1 μm ~10 μm的粒子的加速主要由来自AR的热辐射决定。在热辐射占主导地位的情况下，净加速度朝向空间，即从AR向外。这种向外的加速度对于半径约为1 μm的粒子是最强的，而不考虑其他参数。利用类法厄同模型的初步轨道积分表明，这种粒子在大约10分钟内从引力场逃逸。我们的结果与以前对法厄同的观测研究一致，因为喷出的尘埃粒子具有约1 μm的球形半径。
2021-08-09 astro-ph.EP
Rapid formation of binary asteroid systems post rotational failure: a recipe for making atypically shaped satellites
本研究通过模拟碎石堆小行星旋转失效后的碎片盘演化，提出潮汐遭遇与合并机制可快速形成扁球或双瓣状卫星，解释了观测到的非典型卫星形状。
2024-07-22 astro-ph.EP
Internal Structure of Asteroids Having Surface Shedding due to Rotational Instability
小行星的表面脱落是一种失效模式，表面材料由于超过临界旋转期的强大离心力而飞离，而内部结构不会发生显著变形。本文提出了小行星内部的一种可能结构，这种结构会因快速旋转而导致表面脱落。一个碎石堆小行星被模拟成一个球体，由一个表面壳和一个同心的内核组成，整个组件称为测试体。假设试验体绕恒定旋转轴均匀旋转。我们还假设，当体积密度和摩擦角不变时，表层壳的凝聚力不同于内核的凝聚力。首先，建立了基于极限分析的分析模型，给出了实际表面脱落条件的上、下限。其次，我们使用软球离散元法（SSDEM）研究由于准静态自旋的测试体的动态变形。在本文中，我们展示了这两种方法的一致性。此外，SSDEM模拟表明，初始故障总是发生在局部，而不是全局。此外，随着型芯变大，放样构件的尺寸变小。这些结果意味着，如果祖细胞体内有足够强的核心，表面脱落是最可能的失效模式。
2015-06-10 astro-ph.EP
Tidal disruption of planetary bodies by white dwarfs I: A hybrid SPH-analytical approach
我们介绍了一种新的混合方法来执行高分辨率的潮汐中断模拟，在任意轨道。一个SPH代码是用来模拟潮汐中断仅在立即的空间域的恒星，即，在那里的潮汐力占主导地位的重力，然后在碎片化阶段，其中出现的潮汐流可能会崩溃下，其自身的重力，形成碎片。在每个流体动力学模拟之后，然后应用分析处理以在迭代过程中将每个碎片瞬间转移回潮汐球以进行随后的破坏。我们验证的混合模型进行比较，它的分析脉冲近似模型的单一潮汐中断，以及全尺寸的SPH模拟跨越整个磁盘的形成。混合模拟基本上是无法区分的全尺寸SPH模拟，而计算性能优于其同行的数量级。因此，我们的新的混合方法独特地使我们能够遵循长期的形成和连续的潮汐破坏的行星/星子碎片，没有以前的研究的分辨率和轨道配置的限制。此外，我们描述了各种未来的方向和应用，我们的混合模型，这是在原则上适用于任何恒星，而不仅仅是白矮星
2020-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Reshaping and ejection processes on rubble-pile asteroids by impacts
上下文大多数小行星（直径小于50公里）是较大母体分裂的结果，通常被认为是碎石堆物体。类似的结构预计将用于小型小行星双星，包括Dimorphos，65803 Didymos双星系统的较小组成部分，以及NASA的双小行星重定向测试（DART）和欧空局的赫拉任务的目标。DART撞击发生在2022年9月26日，它将改变Didymos周围的Dimorphos的轨道周期。目标。在这项工作中，我们假设Dimorkes一样的机构与碎石堆结构，并量化的影响，在其内部的巨石包装后的形态，形状变化的程度和材料喷射过程。方法.我们使用伯尔尼SPH激波物理代码对超高速撞击直径为160米的碎石堆小行星进行了数值模拟，这些小行星具有各种巨石分布。结果我们发现，撞击后的目标形态是最敏感的巨石在目标中的质量分数，而小行星偏转效率取决于巨石在目标中的质量分数和巨石的大小分布接近的影响点。我们的研究结果也可能对小行星的结构产生重要影响。
2022-09-16 astro-ph.EP
The role of fragment shapes in the simulations of asteroids as gravitational aggregates
远程测量和现场观测证实了这样一种想法，即大小达数百米的小行星可能是碎石堆。这些物体的动力学可以使用引力聚集的N体模拟来研究。我们调查的N体模拟引力聚集粒子形状的作用。我们研究了接触相互作用机制和参数的影响，如表面摩擦，颗粒的尺寸分布和数量的集料。本文讨论了无旋转、无外力作用下碎石桩在自重作用下的整形问题。我们实现了N体引力聚集问题与不规则的，非球形的粒子之间的接触和碰撞。接触相互作用采用软接触方法，考虑了颗粒表面的粘弹性行为。我们进行了数值模拟，比较的行为的球形机构与不规则的角机构。从非平衡态的聚集体开始进行模拟。我们允许粒子通过重塑沉降，直到它们达到平衡态。初步的测试研究，以调查颗粒介质的定量和定性行为。颗粒的形状在碎石堆骨料的沉降过程中起着重要的作用，影响着骨料在平衡状态下的瞬态动力学和整体特性。从长远来看，颗粒形状主导了模拟参数，如表面摩擦，颗粒尺寸分布和聚集体中的颗粒数量。球形粒子不适合于精确地模拟N体聚集模拟的粒子之间的接触相互作用的物理。为了更真实和准确地表示接触相互作用机制，需要不规则颗粒。
2020-05-28 astro-ph.EP
Rotationally induced failure of irregularly shaped asteroids
许多小行星是形状不规则的碎石堆。虽然大型小行星的不规则形状可能是碰撞事件造成的，但小型小行星的不规则形状不仅可能是撞击事件造成的，也可能是旋转引起的故障造成的，这是太阳辐射压力等造成的小扭矩的长期后果。更好地理解这种小扭矩引起的形状变形将使我们能够对小行星及其结构的演化过程进行约束。然而，没有定量研究报告提供了小行星的形状和其故障模式之间的关系，由于其快速旋转。在这里，我们使用有限元模型（FEM）技术来分析24个直径小于30 - 40公里的小行星的故障模式和条件，这些小行星是由地面雷达或小行星探测任务以高分辨率观测到的。假设物质分布是均匀的，我们研究这些小行星如何在不同的自旋速率下结构失败。我们的有限元模拟描述了每个不规则形状的小行星在快速旋转的详细变形模式。失败的区域取决于原始形状。球形物体从内部发生结构失效，而细长物体在垂直于其结构中间最小转动惯量轴的平面上发生结构失效。接触二元物体在其最敏感的截面上具有结构失效。我们进一步调查，如果我们的有限元分析是一致的，从理论上探讨了一个均匀旋转的三轴椭球体的早期作品。结果表明，全球形状的变化可能会显着改变小行星的故障条件。我们的工作表明，考虑小行星的实际形状以详细探索其故障模式至关重要。
2018-08-07 astro-ph.EP
Application and Evaluation of the Material Point Method for Low-Velocity Asteroid Collisions Involving Large Deformations
Chiba University（千叶大学）；Nagoya University（名古屋大学）
本研究采用物质点法模拟等质量低速小行星碰撞，与SPH结果对比验证其适用性，表明MPM能有效重现碰撞产物的形状与质量趋势，支持两种方法的交叉验证。
2026-09-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
Effects of non-spherical symmetry on binary orbits of asteroids and comets
我们开发了一个理论框架，用于计算由球形物体和非球形物体组成的系统的轨道，然后将其专门用于长椭球体。特别的轨迹，说明了一个强烈的对比熟悉的椭圆轨道的球形双星系统和周围的长椭球体的轨迹。我们还显示在这里，并在媒体视频表示的计算轨道，如何球形卫星的瞬时轨道平面和偏心率的演变。我们还明确验证了系统的总角动量和能量守恒，长轴加卫星，而固有的旋转角动量和能量的长轴随时间的变化而牺牲的轨道能量和角动量的球体。然后，我们考虑一个特定的轨道，其中一个最初绑定的卫星获得足够的轨道能量，并最终逃脱，其总能量现在为正。逆过程中，卫星被捕获的一个长，也被认为是，我们确定这个事件发生的概率，作为一个函数的初始相对速度和系统的影响参数。最后，我们讨论了一个合理的情况下，逃逸卫星在奥尔特云可能会结束一个新的日心地球交叉轨道。在附录中，我们发展了将上述形式应用于绕一般均匀椭球轨道的必要方程。
2012-12-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Obliquity dependence of the tangential YORP
上下文切向YORP是一种热物理效应，它可以改变小行星的自转速率，与“正常”的YORP效应不同，但迄今为止只对零曲率的小行星进行了研究。目的。本文研究了球形漂砾在具有任意曲率的小行星表面上产生的切向YORP力。方法.首先用有限元法模拟了巨砾内部的导热系数，得到了巨砾受到的反冲力，然后考虑了均匀覆盖巨砾的椭球小行星，并对巨砾表面的扭矩进行了数值积分。结果切向YORP被发现在非零结晶度上操作，并且对于增加结晶度减小2倍。
2016-05-23 astro-ph.EP
Speeding past planets? Asteroids radiatively propelled by giant branch Yarkovsky effects
通过吸积碎片的白矮星了解行星系的命运，关键在于追踪恒星演化巨分支阶段期间系外小行星的轨道和物理特性。巨分支的光度超过太阳的三个数量级，导致小行星上的Yarkovsky和YORP效应显着增强。在这里，我们放置在Yarkovsky引起的小行星和行星之间的差异迁移的界限，在巨大的分支质量损失建模一个外海王星与内部和外部外柯伊伯带。在我们的边界模型中，小行星在经过行星时移动得太快，以至于无法改变它们最终的命运，其范围可以是：（i）在10^4-10^5天文单位的系统外部区域中居住，（ii）被宿主恒星吞没，或者（iii）经历了雅可夫斯基引起的轨道倾角翻转，而没有任何雅可夫斯基引起的半长轴漂移。在这些剧烈的极限情况下，行星对半径小于10公里的小行星的暂时共振捕获是微不足道的，在行星的希尔球内捕获需要微调耗散。这里介绍的各种各样的结果表明，有必要在今后的研究中采用复杂的结构和辐射外小行星模型。确定金属污染小行星在白矮星周围的位置取决于对极端Yarkovsky物理学的理解。
2019-02-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
SHINeS: Space and High-Irradiance Near-Sun Simulator
我们提出SHINeS，空间模拟器，可用于复制的热环境在太阳附近的日心距离r~0.06 AU。该系统由三个主要部分组成：内部设计和建造的太阳模拟器、真空室以及监测实验程序所需的探测和记录设备。我们建造这个实验系统的动机是研究当小行星的近日点距离小于水星轨道的半长轴时，强烈的太阳辐射对小行星表面的影响。观测数据与近地小行星群最近的轨道和大小-频率模型之间的比较表明，小行星在接近太阳时会遭到超级灾难性的破坏。鉴于目前的模型是不可知的中断机制，SHINeS的开发是为了研究机制或机制负责。然而，该系统可以用于需要研究高太阳辐射对其他自然或人造物体的影响的其他应用。
2022-04-25 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
