Chondrule Formation via Impact Jetting Triggered by Planetary Accretion
球粒是最原始的元素之一，可以作为我们太阳系起源的基本线索。我们调查的陨石球粒的形成方案，涉及星子碰撞和由此产生的影响喷射。星子碰撞是调节行星吸积的主要因素，与类地行星和气体巨星核的形成相对应。这种情况的关键组成部分是，喷出的材料可以熔化时，碰撞的星子之间的碰撞速度超过约2.5公里秒$^{-1}$。先前的模拟表明，这一过程足够有效，可以重现陨石球粒的原始丰度。我们仔细研究这种情况下进行半解析计算，直接$N$体模拟的结果的基础上开发的。正如以前的工作所发现的，我们确认，在行星吸积过程中发生的星子碰撞可以在形成球粒中发挥重要作用。这是因为当原行星接近隔离质量（$M_{p,iso}$）时，原行星与小行星的碰撞可以达到约2.5 km/s $^{-1}$或更高的撞击速度。假设喷出的质量是一个分数（$F_{ch}$）碰撞星子的质量，我们表明，所产生的丰富的球粒是制定以及由$F_{ch}M_{p,iso}$，只要形成的原行星是在一个给定的磁盘寿命内完成。我们进行了参数研究，并检查如何丰富的球粒和它们的形成时间的变化。我们发现，冲击喷射的情况下，一般工作相当不错的一定范围内的参数，而更专门的工作将需要包括其他物理过程中被忽视的这项工作，并检查其对球粒形成的影响。
2015-11-11 astro-ph.EP
Chondrule formation by collisions of planetesimals containing volatiles triggered by Jupiter's formation
木星形成引发的高能碰撞产生富含挥发物的星子碰撞，导致硅酸盐熔体形成，解释了球粒的大小和冷却速率，并指出木星诞生时间在CAIs之后1.8百万年。
2025-11-24 astro-ph.EP
A New Mechanism for Chondrule Formation: Radiative Heating by Hot Planetesimals
我们认为，陨石球粒是由辐射加热预先存在的尘埃团在近距离飞越的星子与白炽熔岩在他们的表面。我们表明，所需的温度和冷却速率很容易实现在这种情况下，并讨论它是如何与大部分方面的南极陨石，包括互补性和混合的FeO贫和FeO富球粒。
2015-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on planetesimal accretion inferred from particle-size distribution in CO chondrites
微行星的形成是行星体组合的关键步骤，但它们形成的许多方面仍然缺乏约束。值得注意的是，陨石球粒-主导原始陨石的亚毫米球体-被纳入微行星的机制仍然知之甚少。在这里，我们分类和分析在阿塔卡马沙漠中发现的各种CO碳质方解石的粒度分布。结果表明，球粒的平均当量圆直径与岩石学品位呈正相关，反映了热变质作用在CO母体内的递进作用。我们表明，这种关系不能建立单独的热变质作用，而是在吸积过程中的空气动力学分选。通过模拟球粒团块的自引力收缩，我们表明：（i）CO母体的吸积会产生球粒尺寸随母体深度的逐渐变化，较大的球粒比较小的球粒更集中，（ii）随后由卵石吸积产生的任何增长都是微不足道的。这些发现为微行星通过引力坍缩形成的观点提供了实质性的支持。
2021-08-19 astro-ph.EP
How to form planetesimals from mm-sized chondrules and chondrule aggregates
由于观测到的小于$\sim$ 100公里的天体很少，太阳系中小行星和柯伊伯带天体的大小分布很难与自下而上形成的设想相一致。相反，星子似乎是自上而下形成的，大的$100-1000$ km天体是由小固体颗粒的致密团块快速引力坍缩形成的。本文研究了在原行星盘中固体粒子形成致密团块的条件。我们使用流体动力学代码来模拟固体颗粒和圆盘内剪切盒内气体之间的相互作用，考虑颗粒大小从亚毫米级球粒到米级岩石。我们发现，毫米大小的粒子可以形成密集的粒子云，通过径向漂移的失控收敛称为流动不稳定性。我们绘制了一张容易产生致密粒子团的条件范围图（湍流强度、粒子质量负载、盘质量和到恒星的距离）。最后，我们估计的mm尺寸的颗粒之间的碰撞速度的分布。我们计算的粘附碰撞的速度，并获得一个强大的上限上的粒子生长的时间尺度为$\sim$ $10^5$年。这意味着毫米大小的球粒聚集体可以在比盘吸积时间尺度（$\sim$ $10^6 - 10^7$年）小得多的时间尺度上生长。我们的研究结果表明，从原始陨石中发现的毫米大小的颗粒到完全形成的小行星存在一条路径。我们推测，小行星可能形成从一个正反馈回路中，凝聚导致粒子结块驱动的流动不稳定性。这种聚集反过来又降低了碰撞速度并增强了凝结。未来的模拟应该将凝血和流动不稳定性结合在一起，以进一步探索这种反馈回路。
2015-04-24 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
The dust-rich, gas-depleted protosolar disk as the birthplace of chondrules
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Tohoku University（东北大学）；University of Occupational and Environmental Health（职业和环境健康大学）；Marine Core Research Institute, Kochi University（高知大学海洋核心研究所）；Kurume University（久留米大学）；Nagoya University（名古屋大学）
本研究提出碎屑尘埃轰击偏心星子的新机制，解释气体匮乏原太阳盘中球粒的形成，将木星形成、原太阳盘演化与类地行星等天体起源关联，为太阳系形成提供新框架。
2026-08-18 astro-ph.EP
Planetesimal Impact Vapor Plumes and Nebular Shocks form Chondritic Mixtures
本文提出IVANS模型，用星子撞击蒸气羽流驱动的星云激波解释球粒形成及球粒陨石混合物的快速组装，将球粒成因纳入行星形成整体背景。
2025-03-07 astro-ph.EP
Fine-grained rim formation via kinetic dust aggregation in shock waves around evaporating icy planetesimals
细粒边缘（FGR）经常发现在原始陨石球粒周围。FGR的显著特征是其亚微米尺寸和无孔性质。球粒周围FGR的典型厚度为10- 100 $μ$ m。最近，一个新的想法被提出来解释FGR的起源：球粒和细小尘埃颗粒之间的高速碰撞，称为动力学尘埃聚集过程。实验研究表明，在真空中，当撞击速度约为0.1- 1 km/s时，（亚）微米尺寸的陶瓷颗粒可以粘附在陶瓷基底上。在这项研究中，我们研究的可能性FGR形成通过动力学尘埃聚集在球粒形成的冲击波。当未分化的冰质微行星产生冲击波时，由于冰质微行星的蒸发，细小的尘埃颗粒将从行星表面释放出来。我们考虑了冲击波阵面后面的球粒动力学，并基于简单的一维计算通过动力学尘埃聚集计算FGR的增长。我们发现，在蒸发的冰质星子周围的激波中，会形成厚度为10- 100 $μ$ m的无孔FGR。
2022-02-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Forming chondrules in impact splashes. I. Radiative cooling model
陨石球粒的形成是陨石学和行星形成中最古老的未解之谜之一。最近，一个古老的观点又被重新提出来：陨石球粒是由小行星之间的碰撞形成的，在碰撞中喷出的熔融物质形成小滴，这些小滴固化成陨石球粒。通过26 Al的放射性衰变来预熔化星子，即使在相对较低的撞击速度下也有助于产生熔体喷雾。在本文中，我们研究了从撞击点喷出的球粒状液滴的弹道膨胀球形云的辐射冷却。本文给出了一个数值辐射转移模型的结果以及解析近似解。我们发现云开始膨胀后的温度在时间t_cool内保持不变，然后随时间t下降，近似为T ~ T_0[（3/5）t/t_cool+ 2/5]^（-5/3）（t>t_cool）。温度开始下降的时间t_cool取决于云的质量、膨胀速度和球粒的大小。在早期等温膨胀阶段，密度仍然很高，我们预计挥发性元素的蒸气会饱和，因此预计不会有大的挥发性损失。
2015-01-23 astro-ph.EP
A Radiative Heating Model for Chondrule and Chondrite Formation
我们建议，球粒和陨石一起形成的一个简短的辐射加热事件所造成的密切接触的一个小的（米到公里尺度），原始的星子（SPP）与白炽熔岩的表面上的一个大的（100公里尺度）分化的星子（LDP）。在我们的方案中，球粒陨石石化发生热等静压（HIP）的同时球粒形成，根据互补性和集群的限制。在t=0附近形成的LDPs的热模型预测，将有一个非常窄的时间窗口，与球粒形成时期相一致，在此期间，地壳足够薄，经常因撞击、火山作用和/或地壳沉降而破裂，将热岩浆释放到其表面。我们计算的加热曲线比星云模型的“闪热”特征更平缓和对称，但符合实验岩石学的限制。SPP本身是一个合理的来源过剩的O，Na和Si蒸汽压（相比太阳星云的环境），这是所需的球粒观测。实验室实验表明，FeO贫斑状橄榄石球粒，最大的球粒，可以使用加热和冷却曲线预测的“飞越”模型。如果球粒陨石是球粒陨石石化的副产品，那么它们在良好石化的球粒陨石物质中的高体积丰度并不能证明它们曾经在太阳系中广泛分布。相对罕见的事件，如这里模拟的飞越，可以解释它们在陨石记录中的丰度。
2019-03-28 astro-ph.EP
Chondrules from high-velocity collisions: thermal histories and the agglomeration problem
我们评估是否陨石球粒，一旦熔化毫米大小的球体填充最古老的陨石，可以形成超公里/秒的碰撞之间的小行星在太阳星云。高速碰撞释放出热而稠密的硅酸盐蒸汽云，这些蒸汽云夹带并加热球粒前体。再现了半径为$\sim$ 10- 100公里的碰撞体CB球粒的热历史。非CB的斑状球粒冷却速率较慢，指向半径为$\gtrsim$ 500公里的碰撞机。陨石球粒如何碰撞分散到星云中，聚集成陨石母体仍然是一个谜。同样的轨道偏心率和倾角，使高能碰撞防止星子重新吸积球粒有效，而不受损害;因此，CB/CH球粒陨石Isheyevo的沉积层很难解释碰撞喷出物的直接回落。与此同时，小行星的表面可能散落着陨石球粒的碎片。从彗星81 P/Wild-2中发现的微米级的火成微粒可能来自原始柯伊伯带的原位碰撞和随后的吸积，从而避免了将火成固体运送到星云中的需要。从隼鸟2和OSIRIS-REx返回的小行星样本可能同样含有球粒碎片。
2021-03-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Free Collisions in a Microgravity Many-Particle Experiment. II. The Collision Dynamics of Dust-Coated Chondrules
在早期太阳系中的微行星的形成很难被理解，特别是超过毫米大小的尘埃聚集体的生长最近被证明是我们理解的一项困难的任务[Zsom et al. 2010，A & A，513，A57]。实验室实验表明，这些大小的尘埃聚集体只有在不合理的低速度下才能相互粘附。然而，在原行星盘中，毫米大小的粒子是普遍存在的。人们可以找到它们的遗迹，以固体球粒的形式作为陨石的主要成分。大多数陨石球粒被发现具有细粒边缘，这被假设是由太阳星云中的吸积尘埃颗粒形成的。为了研究这些尘埃覆盖的球粒对陨石和可能的星子形成的影响，我们进行了毫米大小的尘埃覆盖的球粒类似物之间的碰撞实验，速度为几厘米/秒。对于2和3毫米直径的球粒类似物覆盖的灰尘边缘的体积填充因子为0.18和0.35 - 0.58，我们发现坚持几厘米/秒的速度。这一速度高于相同尺寸的粉尘聚集体的粘附速度。因此，我们得出结论，陨石球粒可能是一个重要的一步，更深入地了解碰撞增长的大型机构。此外，我们分析了碰撞行为的尘埃聚集体和非涂层球粒类似物的合奏。虽然尘埃聚集体和固体球粒类似物都没有在它们的物种之间的碰撞中显示出粘附，但我们发现两种成分之间的碰撞具有增强的sicking效率，这使我们推测球粒可能充当年轻太阳系中较大天体生长的"催化剂"。
2011-12-05 astro-ph.EP
Collisions and compositional variability in chondrule-forming events
复合球粒，即融合在一起的球粒，是球粒形成环境中密度和成分多样性的有力探测器，但它们在主要斑状结构中的丰度可能被大大低估了。我在此报告的显微镜观察和LA-ICP-MS分析的裂片球粒在CO 3陨石米勒范围07193和07342。在一个给定的球粒的叶片显示相关的挥发性和中等挥发性元素丰度，但耐火元素的浓度基本上是独立的。这表明它们是由先前存在的液滴碰撞形成的，其难熔元素在封闭系统中表现，而其更易挥发的元素被相同的气体介质缓冲。否则，很难解释波瓣的存在，因为表面张力应该在温度峰值处迅速形成球形。事实上，由于球粒陨石群中的大多数球粒都是非球形的，大多数可能是各种各样的化合物向球形弛豫。联合化合物球粒组件之间的耐火元素的相关性的缺乏是不一致的陨石球粒从均匀化的熔体的破坏，在影响的情况下，而引起独立的毫米大小的星云聚集体的熔化的推导。然而，球粒形成的“星云”设置不仅需要增加固体浓度，例如通过沉降到中平面，而且还需要在球粒形成事件期间液滴之间的相对速度增加，以解释观察到的复合球粒频率。
2021-01-25 astro-ph.EP
Chondrule Formation During Low-Speed Collisions of Planetesimals: A Hybrid Splash-Flyby Framework
本文提出大型星子低速碰撞的混合飞溅—飞掠框架，用内部岩浆能量加热表面原始碎屑，以解释球粒的瞬时升温与约30分钟冷却。
2024-02-19 astro-ph.EP physics.geo-ph
Incorporation of a Late-forming Chondrule into Comet Wild 2
我们报告的岩石学，O同位素组成，和铝镁同位素系统的球粒碎片从彗星家族野生2，返回地球的美国宇航局的星尘任务。这个物体显示了II型球粒的特征，它是由一个演化的氧同位素库形成的。没有发现Al 26消失的证据，（26 Al/27 Al）0 < 3.0 x 10^-6。假设铝26在太阳星云中均匀分布，这种粒子的结晶至少比最早的太阳系天体晚300万年--与大多数陨石球粒相比相对较晚。我们解释这个对象在柯伊伯带机构的存在，作为晚，大规模运输的小天体之间的内部和外部太阳星云的证据。我们的观测结果限制了木星的形成（如果它比这个彗星球粒离太阳更远，那么它将成为向外运输的障碍），在富含钙铝的包裹体之后超过300万年。
2011-12-30 astro-ph.EP
Aggregate Growth and Internal structures of Chondrite Parent Bodies Forming from Dense Clumps
陨石的主要成分是球粒和基质。对Semarkona球粒中挥发物丰度的测量表明，球粒形成于一个致密的团块中，其固体密度高于太阳星云中的气体密度。我们调查的碰撞球粒和基质之间的致密团块的表面区域使用蓬松的聚集生长模型。我们的模拟表明，由球粒和基质组成的聚集体的碰撞生长发生在团块中，而在它们经历引力坍缩之前。球粒陨石母体（CPB）的内部结构可以通过聚集体的生长来确定。我们发现，总增长产生两个尺度内的CPBs。第一个尺度与球粒的小尺度分布有关，并由早期生长阶段决定，在早期生长阶段，球粒增生由基质颗粒组成的聚集体。这种吸积可以重现陨石中发现的球粒周围基质层的厚度。另一个尺度与球粒的大尺度分布有关。其属性（例如，球粒的丰度和总体尺寸）取决于团块内的气体运动，这在这项工作中被参数化。因此，我们的工作表明，CPBs的内部结构可能提供重要的线索，其形成条件和机制。
2019-11-24 astro-ph.EP
Cascade Model for Planetesimal Formation by Turbulent Clustering
我们使用一个新开发的级联模型的湍流浓度的粒子在原行星状星云计算几个感兴趣的性质的形成的原始星子和陨石记录。该模型遵循并纠正了Cuzzi等人（2010）对原始星子初始质量函数（IMF）的计算，其中使用了不正确的级联模型。在这里，我们使用Hartlep等人的模型。（2017），该模型已经过几种已发表的湍流中颗粒浓度的数值模拟的验证。我们发现，对于一系列的星云和粒子特性，星子可能是“天生的大”，形成的沙堆直径在10-100公里的范围内，直接从自由浮动的粒子。IMF具有模态性质，具有明确定义的峰值，而不是幂律大小依赖性。在这些方面，对内星云和外星云的预测表现相似，对内星云和外星云原始天体的观测支持这种模态IMF。此外，我们提出了预测的本地粒子浓度在几个长度尺度中的粒子“通常”发现自己，这有意义的陨石观测的氧化还原状态和同位素分馏的球粒形成的区域。这些结果与Cuzzi等人（2010年）的结果之间的一个重要区别是，颗粒粘附生长必须进行到至少1-几cm半径范围，以最大限度地满足IMF和陨石性质。也就是说，就内部星云而言，主要的“粒子”必须是球粒（或球粒大小的前体）的聚集体，而不是单个球粒本身。
2020-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Forming Chondrites in a Solar Nebula with Magnetically Induced Turbulence
球粒陨石为研究太阳系的起源提供了宝贵的机会。我们探讨影响喷射作为一种机制的球粒形成和随后的卵石吸积作为一种机制的吸积球粒到母体的陨石，并探讨如何这两个过程可以占目前可用的陨石数据。我们发现，当太阳星云是$\le 5$倍以上的最小质量的太阳星云在$a \simeq 2-3$ AU和陨石的母体是$\le 10^{24}$ g（$\le$ 500公里半径）的太阳星云，影响喷射和随后的卵石吸积可以再现的陨石数据的一些属性。这些性质包括目前的小行星带质量，球粒的形成时间尺度，以及来自Semarkona球粒的星云的磁场强度。由于这一假设需要第一代的星子引发撞击喷射并作为母体吸积球粒，母体质量的上限导致了以下含义：最初质量为$\ge 10^{24}$ g的原始小行星不太可能包含球粒，而质量较小的原始小行星可能具有富含球粒的表面层。因此，从撞击喷射和卵石吸积发展的方案可以提供新的见解太阳系的起源。
2016-03-12 astro-ph.EP
Forming chondrules in impact splashes - II Volatile retention
解决陨石球粒的起源之谜是陨石学领域最难以实现的目标之一。最近，行星碰撞释放熔岩滴飞溅的想法，长期以来被认为是失宠的，已经被几篇论文重新考虑为球粒的可能起源。这一想法的主要问题之一是缺乏定量和简单的模型，可以用来通过直接与许多已知的陨石球粒观测数据进行比较来测试这一情景。在本系列的第一篇论文中，我们提出了一个简单的热演化模型，该模型假设两个微行星之间的碰撞产生了一个球形对称的熔岩滴云。在本文中，本系列的第二篇，我们使用这个模型来计算挥发性元素，如Na和K是否会在这些液滴中保持丰富，或者它们是否会由于蒸发而耗尽。液滴云的高密度（例如，相邻液滴之间的小距离）导致蒸汽快速达到饱和压力，从而停止进一步蒸发。我们显示在何种程度上，在何种条件下，这保持了这些元素的丰度高，如在陨石球粒。我们发现，对于我们的模型的大多数参数（云质量，膨胀速度，初始温度）的挥发性元素Mg，Si和Fe仍然完全在球粒。由于蒸汽压的饱和，液滴内部的Na和K丰度最初将大部分停留在其初始值，但在某个点处由于云膨胀而开始下降。然而，一旦温度开始下降，大部分或全部蒸汽再次冷凝。最后，Na和K元素保留了它们最初的大部分丰度，尽管偶尔会有所减少，这取决于膨胀云模型的参数。
2016-08-11 astro-ph.EP
New Paradigms For Asteroid Formation
小行星和陨石提供了太阳系中微行星形成的关键证据。小行星传统上被认为是在一个自下而上的过程中形成的，它是在一群最初是公里级的星子中凝结而成的。然而，新的模型挑战了这一想法，它证明了大小从100到1000公里的小行星可以直接由小粒子的引力坍缩形成，这些小粒子在湍流气体中以密集的细丝和集群形式组织起来。颗粒被动地集中在涡流之间，直到湍流气流的最小尺度和大尺度压力隆起和涡流内部。流动的不稳定性导致颗粒在浓度中发挥积极作用，通过堆积在致密的细丝中，与孤立的颗粒相比，细丝对气体的摩擦减少了径向漂移。在本章中，我们将回顾小行星形成的新范式，并与小行星的观测特性以及陨石的限制进行批判性比较。典型尺寸为0.1至1毫米的球粒在原始陨石中无处不在，可能是小行星的主要组成部分。然而，球粒大小的颗粒通过摩擦与气体紧密耦合，因此难以在湍流气体中大量聚集。我们回顾了最近的进展，了解球粒纳入小行星，包括分层吸积模型，球粒在数百万年来吸积到小行星上。最后，我们强调了小行星形成中的十个未解决的问题，我们预计在未来十年内将取得进展。
2015-05-12 astro-ph.EP
Colliding in the shadows of giants: Planetesimal collisions during the growth and migration of gas giants
巨行星迁移是行星系演化过程中的重要现象。最近的工作表明，巨行星生长和迁移可以塑造小行星带，但这些工作没有考虑微行星之间的相互作用。我们计算了气体巨行星生长和迁移过程中星子盘的演化，包括星子-星子碰撞。这些碰撞的数量、位置和碰撞速度取决于具体的生长和迁移路径，我们发现巨行星生长本身对碰撞速度的影响很小，并且大部分被生长中的巨行星散射的星子在生长期间不会相互碰撞。与此相反，我们发现，巨行星迁移诱导大量的高速碰撞的星子。这些撞击有足够的速度引起冲击波引起的水冰和星子的硅酸盐成分的蒸发，并导致身体的灾难性破坏。撞击碎片可能会形成新的物体。碰撞演化降低了小行星通过巨行星生长和迁移注入小行星带的效率。植入小行星带的一小部分最大的星子可能是通过碰撞处理的。我们确定了重要的后果，行星吸积模型中没有考虑的星子碰撞。在巨行星迁移过程中高速碰撞的普遍性，以及它们与陨石性质和球粒形成的潜在联系，使得撞击蒸发成为一个至关重要的现象。小行星成分蒸发的后果需要进一步的详细研究。需要新的星云内碰撞结果模型和新的星子形成模型。
2020-08-12 astro-ph.EP
Constraints on Compound Chondrule Formation from Laboratory High-Temperature Collisions
在实验室实验中，将1 mm宽的球形玻璃和玄武岩颗粒加热，热颗粒以约1 m/s的速度与室温下的平板玻璃靶碰撞。当粒子被加热到低于900 K时，碰撞基本上是弹性的，恢复系数约为0.9，但高于900 K的碰撞变得越来越非弹性，恢复恢复系数随温度的升高而降低。在1100 K下，玻璃颗粒接近粘附，但同时，在相同温度下，颗粒以分钟的时间尺度熔化。玄武岩颗粒在1200 K时接近粘附。只有在1400 K以上，玄武岩颗粒才能彼此接触并融合在一起，在数小时的时间尺度上形成化合物，而在1500 K时，玄武岩颗粒完全融合在一起。因此，冷却的玄武岩颗粒只有100 K的化合物形成窗口，并且速度很可能必须低于1 m/s才能首先粘附。我们预测，这将限制复合球粒的形成和粒子密度的太阳星云。
2018-11-07 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming cold gas giants through planetesimal accretion
在轨道和质量上类似于木星和土星的冷气体巨星的形成对星子驱动的核心吸积模型来说是一个巨大的挑战，因为远离恒星的核心增长率很低。在这里，我们模拟了单个原行星的生长和迁移，这些原行星吸积了星子和气体。我们集成了核心的增长率，使用适合在文献中的$N$体模拟，它提供了吸积的星子，原行星迁移通过的效率。我们考虑了来自太阳系和原行星盘的三个约束：（1）海王星散射盘和奥尔特云中的类地行星和彗星库的质量与每AU几个地球质量的原始微行星群一致，（2）来自小行星带和柯伊伯带的证据表明，微行星的特征直径为100公里，（3）对原行星盘的观测表明，尘埃受到弱湍流的搅动，这种气体湍流也激发了微行星的倾斜。我们的名义模型建立在这些限制的结果在最大原行星质量的$0.1$地球质量。忽略上面的约束（1），我们表明，即使是1，000个地球质量（相当于每个AU 50个地球质量）的微行星群也无法产生冷气体巨星（尽管它成功地形成了热和暖气体巨星）。我们的结论是，一个巨大的星子水库本身是不足以产生冷气体巨人。通过星子吸积形成冷气体巨星还需要星子很小，湍流搅拌很弱，因此违反了上述所有三个限制。
2019-10-11 astro-ph.EP
Compound chondrule formation in optically thin shock waves
太阳星云内的冲击波加热是球粒形成事件的主要候选来源之一。在这里，我们研究通过光学薄冲击波的化合物球粒形成的可能性。复合球粒的几个特征表明，复合球粒是通过过冷前体碰撞形成的。我们评估是否可以通过碰撞的冲击波加热模型的框架内的过冷球粒前体形成的化合物球粒，通过使用半解析方法，并讨论是否大多数的结晶球粒可以避免破坏碰撞后的冲击区域。我们发现，当冲击波光学薄时，球粒前体立即转变为过冷液滴，它们可以保持过冷，直到蒸发的细小尘埃颗粒凝结。由于过冷熔体的大粘度，当温度低于$\sim 1400\ {\rm K}$时，过冷球粒前体可以经受$1\ {\rm km}\ {\rm s}^{-1}$量级的高速碰撞。从结晶球粒的存活性的角度来看，冲击波与空间尺度的$\sim 10^{4}\ {\rm km}$可能是球粒形成机制的有力候选人。根据我们的结果，从一维计算，一小部分的化合物球粒可以复制时，在冲击前区域的球粒与气体的质量比为$\sim 2 \times 10^{-3}$，这是大约一半的太阳金属丰度。
2019-04-21 astro-ph.EP physics.flu-dyn
High Velocity Dust Collisions: Forming Planetesimals in a Fragmentation Cascade with Final Accretion
在实验室实验中，我们确定的质量增益和损失之间的中心碰撞厘米到dm大小的二氧化硅粉尘目标和子毫米到厘米大小的二氧化硅粉尘弹丸的不同质量，大小，形状，并在不同的碰撞速度高达~56.5米/秒。大于1毫米的尘埃弹只会对目标造成少量侵蚀，但分米级的目标不会破碎。碰撞产生的喷射物比入射的抛射物要小。小于1毫米的射弹即使在最高碰撞速度下也会被目标吸积。这意味着分米级和更大的天体可能净增加。无论所考虑的射弹的原始大小如何，经过几次碰撞后，所有碎片的大小都将小于毫米，然后在下一次与更大的物体碰撞时可能（重新）吸积。实验数据表明，碰撞增长通过碎裂和再吸积是一个可行的机制，形成星子。
2009-01-27 astro-ph.EP
Against all odds? Forming the planet of the HD196885 binary
HD 196885 Ab是迄今为止发现的最“极端”的双星系统，其轨道使其处于轨道稳定性的极限。在这样一个高度扰动的区域存在一颗行星，对行星形成的假设提出了明显的挑战。我们调查这个问题，通过集中在行星形成阶段，可以说是最敏感的二进制扰动：相互吸积的小行星。为此，我们数值估计的影响速度$dv$之间的人口环主星子。我们发现大部分的环主星盘对星子吸积非常不利，特别是在2.6天文单位（行星所在位置）附近的区域，那里的双星扰动导致了超过1 km/s的星子破碎$dv$。对于在这种不利于吸积的区域中存在行星的悖论，可能的解决方案是：1）最初的星子非常大，至少250公里，2）双星的初始轨道至少是现在的两倍，后来由于早期的恒星遭遇而被压缩，3）星子不是通过相互碰撞而是通过尘埃的清扫而生长（谢等人确定的“雪球”生长模式，2010 b），或4）HD 196885 Ab不是由核心吸积，而是由盘的不稳定机制。然而，所有这4种情况仍然是高度危险的。
2011-03-20 astro-ph.EP
High Resolution Study of Planetesimal Formation by Gravitational Collapse of Pebble Clouds
本文利用GIZMO高分辨率模拟过密卵石云在自引力下的坍缩与相变，揭示角动量重分配导致多重碎裂，并给出星子初始质量函数及小行星带125千米的最可能尺寸。
2023-06-08 astro-ph.EP
Forming Planetesimals by Gravitational Instability: II. How Dust Settles to its Marginally Stable State
如果尘埃与气体的密度比μ足够高，星周盘中平面的尘埃会变得引力不稳定，并碎裂成微行星。我们模拟尘埃如何在被动磁盘中沉降，并询问mu可以达到多高。我们使用1D代码解决灰尘，并使用3D剪切盒代码测试动力稳定性。这个方案允许我们探索小粒子的行为，这些粒子在气体中具有短但非零的停止时间：0 < t_stop <<轨道周期。从而过滤掉流的不稳定性。尘埃沉降，直到尘埃层边缘的剪切不稳定性威胁到整个层。在这种边缘稳定状态下，对于一个整体（高度积分）金属丰度为太阳能的圆盘，mu=2.9。对于一个整体金属丰度是太阳的4倍的圆盘，mu达到26.4。这些取决于背景径向压力梯度的μ的最大值是如此之大，以至于小粒子的引力不稳定性在其体金属丰度仅为太阳的几倍（<4）的盘中是可行的。早期的研究假设尘埃沉降，直到理查森数Ri在空间上是恒定的。我们的模拟没有这个假设，但在尘埃层的边缘提供了支持，条件是Ri以与我们在论文I中发现的相同的方式随体金属丰度增加。直接从小颗粒中产生星子只需要适度地增强体金属丰度。
2010-10-01 astro-ph.EP
Forming Planetesimals by Gravitational Instability: I. The Role of the Richardson Number in Triggering the Kelvin-Helmholtz Instability
在气态星周盘的中平面上的富尘层的引力不稳定性（GI）是一种被提出的形成微行星的机制，微行星是岩石行星和气态巨核的基石。自重力与开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）竞争：尘埃含量的梯度驱动垂直切变，这有可能推翻尘埃子盘并阻止GI。为了了解磁盘可以抵抗KHI的条件下，我们进行3D模拟分层的子磁盘的限制，尘埃颗粒很小，空气动力学耦合到气体。该限制屏蔽了流不稳定性并隔离了KHI。假设每个子盘具有由空间恒定的Richardson数Ri给出的垂直密度分布。我们改变Ri和中平面灰尘-气体比μ，发现临界Richardson数划分KH-不稳定的KH-稳定的流动是不唯一的，而Ri_crit增长几乎与μ μ =0.3-10线性。只有太阳金属丰度盘的Ri_crit约为0.2，接近经典值。我们的研究结果表明，如果尘埃子层嵌入太阳金属丰度气体盘中，质量比最小质量太阳星云大4倍;或者嵌入具有3倍太阳金属丰度的最小质量盘中;或者嵌入这两种可能性的中间组合中，尘埃子层可以被引力破碎并可能产生星子。引力不稳定性似乎是可能的，而不必诉诸粒子的流动不稳定性或湍流浓度。
2010-10-01 astro-ph.EP
Probabilities of collisions of planetesimals from different regions of the feeding zone of the terrestrial planets with the forming planets and the Moon
根据到太阳的距离将类地行星的摄食区划分为7个区域，模拟了星子从摄食区迁移的过程。所有行星引力的影响都被考虑在内。在某些情况下，我们考虑的是类地行星的胚胎，而不是行星本身;它们的质量被假定为当前行星质量的0.1或0.3。迁移的微行星的轨道根数阵列被用来计算它们与行星、月球或它们的胚胎碰撞的概率。根据我们的计算，我们得出了关于类地行星聚集过程的结论。质量不超过当前行星质量十分之一的类地行星的胚胎主要从其轨道附近积累星子。当星子从木星和土星的供给区落到类地行星的胚胎上时，这些胚胎还没有获得行星的当前质量，这一区域的物质（包括水和挥发物）可以积聚在类地行星的内层。每个类地行星的内层主要是由位于某个行星轨道附近的物质形成的。地球和金星的外层可以从类地行星的取食带的不同部分为这两颗行星积累相同的物质。地球和金星可以在500万年内获得一半以上的质量。火星质量的相对快速增长可以用火星胚胎的形成来解释（火星胚胎的质量比火星小几倍），这是由于稀薄的凝结收缩造成的。
2020-03-25 astro-ph.EP
Cavitating bubbles in condensing gas as a means of forming clumps, chondrites, and planetesimals
本文提出冷凝气体中的辐射-冷凝不稳定性可引发空化式坍缩，将颗粒冷凝物压实成团块乃至星子，并通过模拟硅酸盐蒸气气泡的冷凝坍缩验证该机制，进而探讨其对 CB/CH 球粒陨石母体形成的意义。
2024-09-04 astro-ph.EP
Formation of super-Earths and mini-Neptunes from rings of planetesimals
本研究通过α黏度为4e-3的盘模拟提出，超级地球与迷你海王星分别由雪线内外的星子环经星子和卵石吸积形成，并解释多项系外行星统计特征。
2025-01-06 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
Formation of Lunar Basins from Impacts of Leftover Planetesimals
月球是研究太阳系早期演化的重要线索。在月球表面已确认约有50个撞击盆地（撞击坑直径D>300公里），这意味着早期的撞击通量比现在高得多。形成盆地的撞击物被怀疑是从主带（1.8-2.0 au）的内部延伸释放出来的小行星。在这里，我们表明，大多数撞击物，而不是岩石星子留下的0.5-1.5天文单位后，类地行星吸积。剩余的星子撞击产生的盆地数量大大超过了已知的月球盆地数量，这表明前2亿年的撞击在月球表面没有记录。在我们的模型中，Imperial盆地形成（年龄3.92 Gyr;撞击物直径d~100 km）的概率为15-35%。Imperial必须形成异常晚，只有两个较小的盆地（Orientale和Schrodinger）形成之后。该模型预测了2.5-3.5 Gyr ago（Ga）对地球的20 d>10 km的影响，这与晚太古代已知的小球床的数量相当。
2022-11-18 astro-ph.EP
Forming Earth-like and Low-Mass Rocky Exoplanets Through Pebble and Planetesimal Accretion
本研究通过修改版SyMBA模拟，发现卵石吸积可在0.49至1.00倍太阳质量恒星周围形成类地行星，但宜居带留存率低，且无法解释TRAPPIST-1系统形成。
2025-05-24 astro-ph.EP
Forming Planetesimals in Solar and Extrasolar Nebulae
行星是由星子构成的：大于一公里的固体，通过成对碰撞而生长。微行星本身不太可能通过两体碰撞形成;千米以下的物体单独的引力场太弱，静电引力太弱，无法生长到几厘米以外。我们审查的可能性，星子形成时，自引力带来了巨大的合奏小粒子。即使在自引力很弱的时候，空气动力学过程也会相对于气体积聚固体，为引力坍缩铺平道路。粒子在径向向内漂移时会堆积起来。气体湍流搅动粒子，但也可以通过聚集粒子来使种子坍塌。虽然固体对气体的反馈触发了阻碍自重力的垂直剪切不稳定性，但同样的反馈触发了强烈聚集颗粒的流动不稳定性。数值模拟发现，10-100厘米大小的固体重力崩溃的湍流盘。我们概述了进展的领域，包括更小的物体自引力的可能性。
2009-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The impact of pebble flux regulated planetesimal formation on giant planet formation
通过吸积直径100公里的微行星来形成气体巨行星，这是自引力辅助微行星形成的典型尺寸，通常被认为是效率低下的。因此，许多模型使用小公里大小的星子，或调用卵石的吸积。此外，基于星子吸积的模型经常使用星子以最小质量太阳星云方式径向分布的特别假设。我们希望通过一个微行星形成的动力学模型来研究微行星中各种初始径向密度分布对行星种群的影响。在这样做的时候，我们强调的指导作用的早期阶段的尘埃演化成卵石和星子在拱星盘以下行星的形成。我们已经实现了两个人口模型的固体演化和卵石流量调节模型的星子形成到我们的全球模型的行星人口合成。该框架用于研究星子形成对行星形成的全球影响。作为参考，我们比较了我们的动态形成的星子表面密度与ad-hoc集分布的不同径向密度斜率的星子。尽管需要，但它不仅是总的星子盘质量，而且是星子表面密度斜率和随后的星子形成机制，使行星能够通过星子吸积生长。在星周盘的内部区域，只有100公里大小的微行星的高度凝聚区域可以导致气体巨星的生长。卵石通量调节的星子形成强烈地促进了行星形成，因为它是一个非常有效的机制，以创建一个陡峭的星子密度分布。我们发现，这导致形成的巨行星内1天文单位100公里已经由纯粹的小行星吸积。
2020-04-07 astro-ph.EP
Forming Circumbinary Planets: N-body Simulations of Kepler-34
对轨道非常靠近中心恒星的环联星行星的观测表明，行星形成可能发生在非常恶劣的环境中，在那里，来自联星的引力对原始原行星盘的吸引力应该非常强。离心率振荡造成的碰撞速度和轨道交叉的提高，是导致高能、潜在破坏性碰撞的主要因素，这些碰撞抑制了有希望的行星的生长。在这项工作中，我们进行高分辨率，粒子间引力使N体模拟，调查在开普勒-34系统的星子生长的可行性。我们改进了以前的工作，包括星子盘自引力和广泛的碰撞模型，以准确地处理星际相互作用。我们发现，超级灾难性的侵蚀事件是占主导地位的机制，包括开普勒-34（AB）b的轨道半径，使原位生长不太可能。更有可能的是Kepler-34（AB）b来自1.5AU以外的区域。根据我们对开普勒-34所做的结论，似乎所有目前已知的环联星行星也都从它们的形成位置显著迁移，开普勒-47（AB）c可能是个例外。
2014-02-03 astro-ph.EP
The Mass Budget of Planet Forming Discs: Isolating the Epoch of Planetesimal Formation
在太阳系恒星中发现行星的比率很高，这表明行星形成是很普遍的。一般认为，行星形成于原行星盘中，就像在附近恒星形成区观察到的那样。从圆盘到行星的转变发生在什么时间尺度上？在这里，我们表明，目前的库存行星和原行星盘是足够敏感的时间尺度和行星形成过程的效率的基本限制。行星探测统计数据和测量的金牛座T盘中的固体储层的比较表明，行星形成可能已经在金牛座-御夫座盘的几百万年年龄进行，大部分固体已经转化为具有低毫米不透明度的大型物体和/或在小圆盘半径处被隔离，在毫米波长下难以检测到。
2014-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Angular Momentum Drain: Despinning Embedded Planetesimals
该研究通过陨石坑定标律分析盘风撞击对星子的角动量流失，发现该机制在特定条件下可促进星子坍缩，但总体效率较低。
2025-07-09 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
The effect of nonlocal disk processes on the volatile CHNOS budgets of planetesimal-forming material
本研究利用SHAMPOO追踪Class I盘中尘埃单体的非局部动力学、碰撞与冰过程，揭示CHNOS冰预算随盘位置变化，并发现冰线附近碰撞混合可导致聚集体内部冰显著耗减。
2024-02-29 astro-ph.EP
Forming Close-in Earth-like Planets via a Collision-Merger Mechanism in Late-stage Planet Formation
大量的系外行星被发现在非常接近的轨道上围绕着它们的宿主恒星运行，这极大地促进了我们对行星形成过程的理解。现在人们普遍认为，这样的短周期行星不可能形成{ \em in situ}，而是一定是从离主星更远的形成位置迁移到它们现在的轨道。在行星形成的后期，一旦原行星盘中的气体消散，迁移停止，在内部盘区域运行的气体巨星将激发星子和行星胚胎，导致轨道交叉和大撞击的速度增加。我们提出的动力学模拟的结果在这个后期阶段的行星形成的星子演化。我们发现，揭示了一种机制，通过这种机制，行星胚胎的碰撞合并可以将类地行星直接踢到非常接近其母星的轨道上。
2010-12-09 astro-ph.EP
Lunar and Terrestrial Planet Formation in the Grand Tack Scenario
我们从大量的N体模拟的巨大的影响阶段的类地行星形成的结论。我们重点讨论了最近提出的大塔克模型的新结果，该模型将气体驱动的巨行星迁移与类地行星的吸积耦合起来。巨型撞击阶段跟随着寡头生长阶段，在胚胎和星子的圆盘内建立了双峰质量分布。通过改变胚胎人口中的总质量的比例，在星子人口的总质量和单个胚胎的质量，我们探索不同的光盘条件如何控制最终的行星。胚胎与微行星的总质量比控制着最后一次巨大撞击（月球形成）的时间及其暴力程度。最初的胚胎质量决定了月球撞击物的大小和火星的生长速度。在将我们的模拟结果与类地行星的实际轨道进行比较后（角动量亏损、质量集中），并考虑到月球形成事件后地球吸积的质量和火星生长的时间尺度上的独立地球化学限制，我们的结论是，在巨大撞击阶段开始时，原行星盘的大部分质量都在火星上-大小的胚胎和只有一小部分的总光盘质量的星子人口。由此，我们推断月球形成事件发生在第一个固体形成后的$\sim$ 60和$\sim$ 130 My之间，并且很可能是由质量与火星相似的物体引起的。
2014-06-10 astro-ph.EP
Formation of pebble-pile planetesimals
行星形成的第一阶段是尘埃和冰粒堆积成毫米厘米大小的鹅卵石。这些卵石可以通过流动的不稳定性聚集在一起，形成引力约束的卵石“云”。在这样的云内的鹅卵石将经历相互碰撞，将能量耗散成热量。当云失去能量时，它逐渐收缩成固体密度。我们模拟这个过程，并调查两个重要的性质的崩溃：（i）崩溃的时间尺度和（ii）的时间演变的卵石尺寸分布。我们的数值模型的卵石云是零维的，并处理碰撞的统计方法。我们发现，半径大于100公里的星子崩溃的自由落体的时间尺度约为25年。质量较低的云有较长的卵石碰撞时间尺度，崩溃也慢得多，10公里尺度的微行星的崩溃时间为几百年，1公里尺度的微行星的崩溃时间为几千年。卵石云的质量也决定了由此产生的微行星的内部结构。小质量云中的卵石碰撞速度低于碎裂阈值，形成由来自原行星盘的原始卵石组成的卵石堆星子。另一方面，半径超过100公里的微行星由尘埃（卵石碎片）和卵石的混合物组成，这些混合物与尘埃和其他卵石发生了大量碰撞。前往67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的罗塞塔飞行任务和前往冥王星的新地平线飞行任务都将提供关于太阳系微行星结构的宝贵信息。我们的模型预测，67 P是一个由来自太阳星云的原始鹅卵石组成的鹅卵石堆小行星，而云中收缩形成冥王星的鹅卵石必须在坍缩过程中大量研磨。
2014-10-06 astro-ph.EP
A broken debris cascade as a possible source of hot dust emission in transitioning planet-forming disks
本文提出解析模型，说明过渡盘气体面密度降低可触发小星子碰撞并因级联中断而保存尘埃，从而解释热尘埃发射。
2024-05-07 astro-ph.EP
Metal-silicate mixing in planetesimal collisions
本研究通过光滑粒子流体动力学模拟分化星子碰撞，发现熔融核促进金属-硅酸盐混合，低能吸积和高能侵蚀撞击可在最大残余体中产生大量混合物，且混合物多埋藏于深处，据此提出中铁陨石形成于侵蚀撞击、橄榄陨铁形成于吸积或擦碰撞击，并解释Psyche表面混合成分可能源于撞击。
2024-07-20 astro-ph.EP
The Moon-forming Impact as a Constraint for the Inner Solar System's Formation
本文利用月球形成对卵石吸积模型施加约束，指出其概率极低且无法解释地月成分差异，从而支持内太阳系类地行星由混沌碰撞增长形成。
2024-11-22 astro-ph.EP
Did Earth eat its leftovers? Impact ejecta as a component of the late veneer
地幔中存在高度亲铁元素表明，地球质量的一小部分是在最后一次巨大撞击后的“晚期吸积”阶段产生的。“关于晚期增生物质的性质和晚期增生天体的大小，目前正在进行辩论。地球在同位素上看起来与顽火辉石、顽火辉石和无球粒陨石最为相似。有人认为，晚期的吸积作用一定是由起源于内部盘的类顽火辉石体所主导，而不是普通的或碳质的顽火辉石。在这里，我们研究的起源'剩余'星子存在于内盘吸积模拟的后期阶段。动力激发的行星形成产生了具有相似起源的行星和胚胎，这表明形成月球的撞击物可能具有与原始地球非常相似的稳定同位素组成。通常，一些与类地行星起源相似的小行星大小的天体在主要生长阶段结束时留下。化学性质最相似的微行星通常是数百万年前原行星的碎片。如果这些类似的起源天体后来被行星吸积，它们将代表与地球成分自然匹配的后期吸积质量。在巨大撞击阶段存在的小行星大小的天体可能具有大的核心质量分数，其核心起源与原始地球相似。这些机构是一个重要的潜在来源，高度亲铁元素。残留的星子的核心分数的范围复杂的简单推断的质量和起源晚吸积的基础上，在地幔中的高度亲铁元素。
2022-04-08 astro-ph.EP
Experimental Studies on the Aggregation Properties of Ice and Dust in Planet-Forming Regions
为了揭示星子的形成，了解它们形成的尘埃和冰聚集体的碰撞行为是非常重要的。本文提出了一个研究微重力条件下尘埃聚集体、固体冰和冰聚集体低速碰撞聚集特性的实验装置。欧空局第45次抛物线飞行试验的结果表明，在0.1 m/s < v_c <0.5 m/s的速度范围内，大多数碰撞都是由抛射体尘埃聚集体的反弹行为所支配的，碰撞后只有~ 5%的平动动能守恒。
2011-06-23 astro-ph.EP
The impact of serpentinization on the initial conditions of satellite forming collisions of large Kuiper belt objects
本研究模拟蛇纹石化放热对大型柯伊伯带天体内部结构的影响，表明其可在卫星形成撞击前显著改造甚至主导内部组成。
2023-12-08 astro-ph.EP
