Will the Large Synoptic Survey Telescope detect extra-solar planetesimals entering the solar system?
小行星的形成是恒星形成过程的常见副产品。以太阳系的动力学历史为指导方针-其中由于巨行星的重力扰动，星子带被严重耗尽-并假设类似的过程在其他行星系中发生，人们会期望星间空间充满太阳系外的星子。然而，到目前为止，还没有发现任何一个这样的物体进入太阳系，尽管由于它的高度双曲线轨道，它显然可以与太阳系彗星区分开来。大型综合巡天望远镜（LSST）将以极高的灵敏度提供覆盖范围广的天空地图，非常适合探测活动和不活动的彗星等移动物体。在这些观测的预期中，我们估计在调查期间可能会探测到多少不活跃的“星际彗星”。计算考虑了（从观测和模型）恒星的数量密度，可形成微行星的固体数量，行星和微行星形成的频率，微行星喷射的效率，以及这些小天体可能的大小分布。
2009-09-14 astro-ph.EP
On the early thermal processing of planetesimals during and after the giant planet instability
在太阳系历史的早期阶段，彗星核作为富含冰的小行星诞生时，在巨行星动力学不稳定的过程中，被引力散射到柯伊伯带和奥尔特云的当前轨道上。在这里，我们模拟了在巨行星不稳定期间和之后的微行星的热演化。我们耦合一个适应的热演化模型提供的轨道轨迹\textit{N}体模拟占星子的轨道演化，迄今被忽略的参数以前的热演化研究。我们的模拟表明，激烈的热处理在所有的星子人口，主要是关于超挥发性的冰含量。与以前的预测不同，我们表明，在柯伊伯带和奥尔特云的大量星子超挥发性的生存是可能的。被抛射到星际空间中的微行星被证明是经过最多处理的，而在奥尔特云中结束的微行星是经过最少处理的种群。我们表明，人口之间的处理差异是其轨道演化模式的直接后果，他们提供了一个自然的解释所观察到的变化，在彗星人口和最近的观测远距离CO驱动的活动入境长周期彗星的丰度比。
2024-10-02 astro-ph.EP
Collisional parameters of planetesimal belts, precursor of debris disks, perturbed by a nearby giant planet
星子带被用来解释碎片盘的长期存在。模拟其碰撞演变和计算尘埃产生率的重要参数是碰撞的固有概率$P_i$和平均碰撞速度$U_c$。如果一颗行星的轨道靠近行星带，这两个参数的值会受到长期扰动的影响，从而在偏心率$e$和近心点经度$\varpi$之间产生很强的相关性。我们采用了一种新的算法来计算$P_i$和$U_c$的长期相关性，由于不同的比例之间的适当和强迫偏心率的存在。我们测试了这个算法在一个标准的情况下，木星大小的行星轨道内的一个假定的星子带发现，它是不太活跃的碰撞相比，自搅拌带，因为$e - \varpi$耦合。行星的偏心率是决定尘埃产生量的一个重要参数，因为当行星的偏心率从0.1增加到0.6时，侵蚀速度会快10倍。带的初始条件（无论是冷的还是热的）和它的平均倾角强烈地影响着$P_i$和$U_c$，进而影响着它在行星存在下的长期碰撞演化。最后，我们将我们的方法应用到星子带，推测重新填充围绕HD 38529和$ε$波江座的尘埃盘。在碰撞最活跃的构型中，预计只有一小部分小于100公里的天体会在4 Gyr的时间跨度内碎裂。
2017-01-07 astro-ph.EP
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
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
Effect of Stellar Encounters on Comet Cloud Formation
我们用经典冲量近似研究了恒星碰撞对奥尔特云形成和破裂的影响。我们计算了10 Gyr的小行星盘在经过恒星的扰动下演化为球形奥尔特云的过程。利用标准指数公式和Kohlrausch公式，得到了$e$折叠时间与奥尔特云彗星数的经验拟合，并将其作为恒星参数和星子初始半长轴的函数.解析推导了轨道根数的$e$折叠时间和演化时标。在一些计算中，银河潮汐的影响也被考虑在内。我们还显示了$e$折叠时间到奥尔特云的径向变化。从这些时间尺度，我们表明，如果初始的星子盘具有半长轴分布${\rm d}n/{\rm d}a\propto a^{-2}$，这是由行星散射产生的（Higuchi et al. 2006），在任何日心距离$r$，奥尔特云的星子的$e$折叠时间是$\sim$ 10 Gyr。这种在奥尔特云上均匀的$e$折叠时间意味着彗星从内部奥尔特云到外部奥尔特云的供应是足够有效的，以保持彗星分布为${\rm d}n/{\rm d}r\propto r^{-2}$。我们还表明，在奥尔特云的半长轴的最终分布近似成正比的$a^{-2}$的任何初始分布。
2015-07-02 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
How primordial is the structure of comet 67P/C-G? Combined collisional and dynamical models suggest a late formation
关于今天观测到的彗星的性质是否是原始的，或者它们是否是碰撞演化或其他过程的结果，存在着积极的辩论。我们研究了碰撞对具有类似67 P/C-G结构的彗星的影响。我们开发的缩放比例定律的一个显着的形状改变所需的临界特定的冲击能量。然后，这些被用于模拟彗星的动力学和碰撞演化，以研究具有67 P/C-G形状的原始形成物体的生存概率。用SPH激波物理程序研究了撞击对67 P/C-G彗星的影响。由此产生的临界比撞击能量定义了一个最小的弹丸尺寸，用于计算一组动态模拟中的变形碰撞次数。这些模拟遵循在巨行星不稳定期间海王星外盘的分散，形成分散盘，并产生87个物体，这些物体穿透到内部太阳系，其轨道与观测到的JFC人口一致。这里不考虑巨行星不稳定性之前的碰撞演化。因此，我们的研究是保守的估计碰撞的数量。我们发现，在这里考虑的任何情况下，彗星67 P/C-G将经历大量的形状变化碰撞，如果它最初形成的话。这也是通用双瓣形状的情况。我们的研究还表明，冲击加热是非常局部化的，碰撞处理的机构仍然可以有一个高孔隙率。我们的研究表明，观测到的67 P/C-G彗星的双叶结构可能不是原始的，但可能起源于一个相当近的事件，可能在过去的1 Gy。这可能是任何更大尺寸的双组分彗星核的情况。
2016-11-08 astro-ph.EP
Interstellar object 'Oumuamua as an extinct fragment of an ejected cometary planetesimal
Oumuamua被发现以双曲线轨道穿过我们的太阳系。它呈现出一个明显的矛盾，颜色类似于挥发性丰富的太阳系天体，但在接近太阳时没有可见的放气或活动。在这里，我们表明这种矛盾可以用巨行星喷射微行星的动力学来解释。我们认为，Oumuamua是一个类似彗星的微行星的灭绝碎片，它出生在一个行星形成盘中，该盘也形成了海王星到海王星质量的巨行星。在其弹射的过程中，Oumuamua的母体经历了与一颗巨大行星的近距离接触，并被潮汐分裂成小块，类似于彗星Shoemaker-Levy 9在接近木星后的分裂。我们使用动力学模拟表明，0.1-1%的彗星星子经历破坏性的遭遇之前，弹射。岩石小行星状微行星不太可能分裂，因为它们的密度更高。分裂后，大部分碎片经过足够近的通道到它们的宿主恒星失去它们的表面挥发物并灭绝。像“Oumuamua”这样的小行星碎片在星际天体中的质量很小，但在数量上占主导地位。我们的模型做出的预测将在未来十年由LSST进行测试。
2018-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Evidence for Pebbles in Comets
当EPOXI航天器飞过彗星103 P/哈特利2号时，它观察到彗星核周围漂浮的大颗粒。这些粒子可能是低密度的，厘米到分米大小的冰和尘埃团块。虽然这些天体的起源仍然有些神秘，但它们可能为我们提供了有关太阳系形成最早阶段的重要信息。行星形成理论的最新进展表明，星子（或彗星）可能直接来自空气动力学集中的小颗粒（通常被称为“卵石”）的引力坍缩。“在这里，我们表明，在103 P的彗发中观察到的粒子与预期在该彗星可能形成的区域有效形成星子的鹅卵石大小一致，而在大多数彗星中可能会出现较小的鹅卵石，其化学成分通常表明在原行星盘较冷的外部区域形成。
2015-09-02 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
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
Collisional evolution of eccentric planetesimal swarms
低偏心率微行星带的稳态碰撞演化模型将具有1AU热尘的碎片盘（如eta Corvi和HD 69830）确定为异常，因为碰撞处理应该在其>1 Gyr的寿命内消除大部分微行星质量。本文着眼于大的星子偏心率（e>>0.3）对它们的碰撞寿命和质量的数量，可以保留在后期时间M_{late}的影响。对于具有共同近心点和偏心率e的轴对称小行星盘，我们发现M_{late} \propto e^{-5/3}（1+e）^{4/3}（1-e）^{-3}.对于分散的盘状种群（即，在没有动力学演化的情况下，后期的质量演化就好像只有离心率最大的星子存在。尽管剩余质量增加，但更高的离心率不会增加碰撞级联的热辐射，直到e>0.99，部分原因是大多数碰撞发生在近心点附近，从而增加了尘埃吹出的直径。然而，在高偏心率（e>0.97）下，从近心点向外延伸的井喷人口可能在碰撞级联上方被检测到;更高的偏心率也增加了见证最近碰撞的可能性。所有的成像和光谱限制都可以用一个近心点在0.75天文单位，远心点在150天文单位，质量为5 M_ \oplus的小行星群来解释;然而，如此高偏心率的小行星群的起源仍然具有挑战性。中红外线超过HD 69830可以解释为在最近的一次偏心星子带碰撞中产生的碎片带正在被破坏，但缺乏远红外线辐射需要小的结合颗粒从母星子带中消失，可能是由于升华。
2009-10-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Bulk Densities of Small Solar System Bodies as a Probe of Planetesimal Formation
本文利用尘埃N体模拟的压缩强度公式建立小天体体密度-直径关系，提出原始尘埃直接凝聚与第一代星子碎裂再聚集两条形成路径，以解释TNOs、MBAs、彗星和NEAs的密度差异。
2024-07-31 astro-ph.EP
Formation of Comets
关于太阳系的彗星是多么原始或原始的问题一直是一个持续的争议。本文综述了彗星从太阳星云中的尘埃和冰粒到当代外太阳系中的小天体的物理演化。这包括尘埃凝聚的阶段，星子的形成，它们的热演化和碰撞过程的结果。我们使用的经验证据彗星，特别是从罗塞塔任务彗星67 P/丘留莫夫-格拉西缅科，得出结论的彗星可能的热量和碰撞演化。
2022-07-26 astro-ph.EP
Detectability of Planetesimal Impacts on Giant Exoplanets
在1994年苏梅克-列维9号彗星事件期间，可以用木星作为代理来测量对成像的系外行星的微行星撞击的可探测性。通过对有和没有撞击点的整个行星通量进行积分，揭示了2 - 4微米波长的撞击效应。木星的近红外反射光谱主要由甲烷不透明度所控制，包括2.3微米的深带。撞击后，通常会被木星大气中大量甲烷吸收的阳光被撞击产生的彗星物质反射。结果，在2.3微米处，这颗行星通常具有低反射率，它大幅变亮，并保持明亮至少一个月。
2015-09-09 astro-ph.EP
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
Can planetesimals form by collisional fusion?
作为研究原行星体在湍流拱星盘中生长的试验平台，我们采用直接数值模拟的方法研究了巨砾周围的粒子播种气体流动，并采用Peskin（2002）开创的浸没边界方法，在巨砾表面施加无滑移和非穿透边界条件，对流动进行了精确的描述。尘埃颗粒在湍流盘流的作用下与漂砾发生碰撞，计算了碰撞速度法向分量的概率密度函数。通过这种碰撞速度的统计检查，我们测试了最近开发的碰撞融合的概念，它提供了一个物理基础的范围内的碰撞速度表现出完美的坚持。一个巨砾可以足够快地成长，在圆盘演化的时间尺度上进入开普勒轨道。
2013-06-16 astro-ph.EP physics.flu-dyn
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
Secondary gas in debris discs released following the decay of long-lived radioactive nuclides, catastrophic or resurfacing collisions
本文通过建模研究碎片盘中彗星体释放CO气体的机制，揭示非灾难性碰撞和放射性核素衰变可主导气体释放且与尘埃释放不成正比，并强调大型星子在年轻行星系统气体来源中的关键作用。
2023-09-22 astro-ph.EP
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
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
Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko: Constraints on its origin from OSIRIS observations
欧空局罗塞塔飞行任务的主要目的之一是近距离探测67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星，研究太阳系的起源。本文在现有太阳系形成模型的框架内，结合彗星的起源和演化，讨论了67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的起源和演化。我们使用来自OSIRIS科学相机的数据作为基本约束。特别是，我们讨论了整体的双叶形状和存在的关键地质特征，如层和裂缝。我们还治疗的问题的碰撞演化的彗星核的粒子在一个盒子中的计算估计的生存概率为67 P/Churyumov-Gerasimenko在早期的时代的太阳系。我们认为，67 P/Churyumov-Gerasimenko核的两个裂片来自两个不同的对象，通过温和的合并形成了接触双星。这些裂片是独立的物体，尽管它们非常相似，形成于相同的环境。对原始跨行星际盘碰撞率的估计表明，大多数类似于67 P/丘留莫夫-格拉西缅科的彗星可能是碰撞碎片，尽管不能排除原始星子的幸存。碰撞起源的接触二进制的建议，低体积密度的聚合物和丰富的挥发性物种表明，一个非常温和的合并必须发生。因此，我们认为两个主要的情况：原始吸积的星子，并重新吸积的碎片后，一个充满活力的影响到一个更大的母体。我们指出，67 P/Churyumov-Gerasimenko和其他彗星核的碰撞演化的关键测试所表现出的原始签名。
2015-05-26 astro-ph.EP
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
Thermophysical evolution of planetesimals in the Primordial Disk
由小型冰质星子组成的原始盘，曾经位于距离太阳15-30 AU的位置，在早期的太阳系被巨大的行星迁移所破坏。原始圆盘因此成为现今柯伊伯带、离散圆盘和奥尔特云中天体的来源区域。我提出了热物理代码“数值冰小天体演化模拟器”，或NIMBUS，并使用它来研究原始磁盘的星子的热物理演化之前，其中断。为了了解来自奥尔特云的动态新彗星的行为以及来自散射盘的半人马座和短周期彗星的活动，这种建模是强制性的，这些彗星经过预处理后返回太阳附近。我发现，在原始磁盘中的直径范围为4-200公里的机构失去了所有的CO冰的时间尺度为0.1-10百万年，根据大小，通过结合原太阳和长寿命的放射性核素加热。因此，一氧化碳和其他高挥发性物质需要一个挥发性较低的主机来存储。我考虑了两种可能的宿主：无定形水冰和二氧化碳冰。由于原太阳的高光度，一些原始盘体可能在最高的几十米处持续了显著的结晶、CO：CO2分离和CO2升华。我将讨论如何这可能会影响昏迷丰度比和遥远的动态新彗星的活动。
2022-08-31 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
Properties of outer solar system pebbles during planetesimal formation from meteor observations
通过分析47个年轻流星雨观测，发现长周期彗星和木星族彗星的流星体密度、尺寸分布及致密物质比例差异显著，揭示了它们分别形成于温和吸积环境与靠近太阳的碎裂环境。
2024-08-21 astro-ph.EP
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
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
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
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
Spitzer's Solar System Science Legacy: Studies of the Relics of Solar System Formation & Evolution. Part 1 - Comets, Centaurs, & Kuiper Belt Objects
在16年的科学测量中，斯皮策太空望远镜对太阳系的远近物体进行了一些开创性的和关键的红外测量。目标范围从最小的微行星到巨行星，并帮助我们改革我们对这些物体的理解，同时也为未来的红外天基观测奠定了基础，例如詹姆斯韦伯太空望远镜将在2020年代进行的观测。在这第一篇论文中，我们描述了斯皮策太空望远镜是如何通过观测太阳系外的小行星，即，彗星，半人马座和柯伊伯带天体（KBO）。这些天体是我们太阳系早期形成时代的遗迹，它们保存着关于创造它们的过程的重要信息。斯皮策的主要观测结果可以分为3大类：新的太阳系天体（彗星D/ISON 2012 S1，C/2016 R2，1 I/`Oumuamua）的表征;已知天体大小的大规模人口调查（彗星，半人马座和KBO）;以及通过光谱测量物体表面和发射物质（彗星，半人马座和KBO）的成分研究。
2020-10-26 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
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
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
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
Radially resolved simulations of collapsing pebble clouds in protoplanetary discs
我们用一个统计模型来研究卵石云的坍缩，以发现彗星大小的微行星的内部结构。在坍缩过程中会发生卵石与卵石的碰撞，这些碰撞的结果会影响到星子的结构。我们扩展了我们以前的模型，允许个人卵石子云以不同的速度收缩，并包括气体阻力的收缩速度和能量耗散的影响。我们的研究结果产生的彗星是多孔的卵石堆，颗粒大小随深度而变化。在表层中有原始卵石和卵石碎片的混合物。另一方面，内部仅由具有较窄尺寸分布的原始卵石组成，在那里产生较高的孔隙度。我们的研究结果表明，在原行星盘的气体起着重要的作用，在确定卵石的径向分布的大小和内部微行星的孔隙度。
2017-06-12 astro-ph.EP
Bi-lobed Shape of Comet 67P from a Collapsed Binary
罗塞塔号太空船的观测显示，67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星的彗核由两个大小相似的裂片组成，它们由一个狭窄的颈部连接。在这里，我们评估了67 P是一个坍缩双星的可能性。我们假设67 P的前身是一颗双星，并考虑了可能将双星组合在一起的各种物理机制，包括小规模的撞击和与行星的引力相遇。我们发现67 P可能是一个原始体（即，如果外星子盘在被迁移的海王星驱散之前持续了<1000万年，那么它就不是碰撞碎片。对于紧密结合的双星，撞击导致双星崩溃的概率是30%。大多数千米级双星会在碰撞中溶解。大约有10%的幸存双星后来在星盘分散过程中进化成接触双星，当天体遭受海王星的引力时。总的来说，这项工作中描述的过程似乎不足以解释从航天器成像中推断出的大部分（约67%）双叶彗星核。
2018-04-23 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
Extrasolar Kuiper Belts
太阳系外碎片盘是在附近的主序星周围发现的尘埃盘，是由绕恒星运行的小行星和彗星分裂而成的。远红外勘测（例如，与赫歇尔）表明，约20%的恒星拥有可检测的尘埃水平。虽然尘埃温度表明，在10秒的Au与我们的柯伊伯带可比的位置，数量级更多的灰尘是必需的，这意味着一个星子人口更可比的原始柯伊伯带。高分辨率成像（例如，与ALMA一起绘制了最近和最明亮的磁盘，为底层行星系形成的结构提供了证据。其中一些类似于我们自己的柯伊伯带中的结构（例如，热的和冷的经典的、共振的、散射的盘和彗星种群），而其他的则没有太阳系的对应物。在一些碎片盘中可以看到CO气体，并推断其起源于与太阳系彗星相似的富含挥发物的微行星的破坏。本章回顾了我们对太阳系外柯伊伯带的理解，以及我们自己的柯伊伯带与邻近恒星的柯伊伯带的比较。
2019-09-26 astro-ph.EP
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
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
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
