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
Primordial porous structure of chondrite parent bodies due to self-gravity
在研究我们的太阳系通过小天体的演变以及规划减缓战略以避免小行星撞击造成的灾害时，小行星的孔隙度很重要。我们对小行星孔隙度的了解很大程度上依赖于地球上的陨石样本。然而，建议对地球上的岩石样品按强度进行分类。在这项研究中，我们获得了最原始的“粒状”球粒陨石母体的多孔结构的球粒陨石组分类似物的压实行为的测量的基础上的估计。我们测量了粉尘和粉尘珠混合物样品的压实曲线。尘埃样品由直径约为10^0-10^1 $μ$ m的各种球形和不规则颗粒组成。混合物样品由具有不同粉尘体积分数（~0.2-1）的粉尘和珠粒组成。我们使用1.5和4.8 $μ$ m颗粒作为粉尘作为第一步，尽管基质中材料的典型尺寸可能小得多。我们用幂律形式近似了每个样品的压实曲线，并利用实验结果计算了原始球粒陨石母体的孔隙结构。我们的研究结果表明，原始母体可能具有较高的孔隙度比方解石。此外，相对较高的基质体积分数可能是大多数高孔隙度陨石是碳质陨石的原因之一。
2021-03-01 astro-ph.EP cond-mat.soft
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
Thermal Tomography of Asteroid Surface Structure
了解小行星表面的热惯性可以提供对表面结构的深入了解：多孔材料的热惯性比岩石低。我们开发了一种方法来估计小行星的热惯性值，并用它来表明，热惯性出现的情况下，主带小行星（MBA）的自旋周期增加。在对近地天体进行热物理建模的基础上发现了类似的行为。我们解释了我们的研究结果，在快速增加的材料密度和热导率与深度，并提供证据表明，热惯性增加的10倍（MBA）到20（近地天体）的深度仅为10厘米。我们的研究结果与小行星最上层风化层物质性质迅速变化的一般情况相一致，并对计算Yarkovsky效应具有重要意义，包括其对潜在危险物体轨道的扰动和解体事件后小行星家族成员轨道的扰动。热惯性随深度迅速增加的证据也是行星防御中撞击飞行器（“动能撞击器”）喷射物增强动量转移研究的一个重要结果。
2016-08-24 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
Evidence of surface heterogeneity on active asteroid (3200) Phaethon
热红外辐射和热物理模拟技术是破译小行星表面性质的有力工具。近地小行星（3200）法厄同是一颗近日点距离非常小的活跃小行星，很可能是双子座流星雨的源头。我们估计和解释这个非凡的小行星的热惯性使用的观测跨越十个不同的目击。在这些目击热惯性的变化是不一致的预期温度依赖的热惯性从风化层内的辐射热传递理论。因此，我们测试是否可以解释的变化，在热惯性的基岩和两个空间异质性的情况下，通过模拟风化层。我们发现，Phaethon的南北半球具有明显不同的热物理性质的模型可以充分解释这里确定的热惯性。特别是，我们发现，位于纬度-30度和+10度之间的边界分离细粒南半球的北半球，主要是粗粒风化和/或高覆盖率的多孔巨石。我们讨论了与法厄同的活动和潜在的关联与2005年UD的影响。
2022-07-19 astro-ph.EP
Satellite formation around the largest asteroids
本文通过模拟多孔低密度小行星的撞击、碎裂、再吸积与卫星长期稳定性，揭示了自转致细长变形可将深部碎片直接送入偏心轨道形成卫星的机制，并解释了卫星与大型小行星族之间缺乏相关性的观测现象。
2025-05-06 astro-ph.EP
Origin of Interplanetary Dust through Optical Properties of Zodiacal Light
本研究借由黄道光的光学性质、光谱梯度及反射率来探讨行星际尘埃粒子的起源。将其光学性质与太阳系中可能的母天体进行了比较，这些母天体包括D型（类似于彗星核）、C型、S型、X型和B型小行星。我们应用贝叶斯推断的混合物模型，从这些来源的分布，并发现，>90%的行星际尘埃粒子来自彗星（或其光谱类似物，D-型小行星）。虽然某些类别的小行星（C型和X型）可能会有一定的贡献，但来自S型小行星的普通类陨石粒子在行星际尘埃云复合体中所占的比例可以忽略不计。黄道光的整体光学性质与南极多孔IDPs相似，支持彗星粒子在黄道光云中占主导地位。
2015-09-23 astro-ph.EP
The cumulation of debris clouds around a fast-rotating asteroid
本文研究快速自转小行星周围碎屑云的堆积演化，通过半解析模型和大规模DEM模拟，发现大块碎屑主导稳定碎屑云堆积，脱落颗粒遵循共同迁移趋势决定质量分布，并证实脱落后可形成具一定强度和吸附能力的蓬松多孔团簇结构。
2024-08-28 astro-ph.EP
Dust productivity and impact collision of the asteroid (596) Scheila
小行星（596）Scheila在2010年爆发期间和之后获得了测光观测。用不同方法估计的天体半径（小行星天体的球面近似值）分别为51.2公里和50.67公里。根据不同的方法，小行星喷出的尘埃质量从2.5* 10^7到3.4*10^7千克不等。触发Scheila的活动的影响机制进行了讨论。在撞击前几天，谢拉穿过了两条潜在彗星流的走廊。
2020-12-15 astro-ph.EP
Modelling the brightness increase signature due to asteroid collisions
我们已经开发了一个模型来预测碰撞后亮度增加的小行星之间的亚灾难性碰撞，并评估的可能性调查检测到这些事件。该模型基于Holsapple和Housen（2007年）的成坑比例定律，并将撞击后喷出物的膨胀模拟为在离散壳层中发生，每个壳层都有自己的速度。我们估计一系列的目标/撞击物对之间的幅度变化，假设它是由增加在一个光度孔径内的反射表面积，由于所产生的喷出物。正如预期的那样，光度信号随着撞击物的大小而增加，但我们也发现，由于引力回落，光度信号随着目标小行星直径的增加而迅速减小。我们已经使用模型的结果，以估计D=49- 65米的（596）谢拉碰撞的撞击物的直径取决于撞击物的分类，这与以前的估计大致一致。我们改变了强度制度（高度多孔和砂/粘性土壤）和分类类型（S-，C-和D-型），以检查对幅度变化的影响，发现它在早期阶段是显着的，但只有一个小的影响，对光度信号的整体寿命。将这一模型的结果与Bottke等人（2005年）对碰撞频率的估计相结合，我们发现，如果依靠测光探测，大约每个阴历月访问一次的低节奏调查对D<20公里的小行星的撞击不敏感。
2015-04-23 astro-ph.EP
A six-part collisional model of the main asteroid belt
在这项工作中，我们构建了一个新的模型的碰撞演化的主小行星带。我们的目标是测试Benz和Asphaug（1999）的标度律，并确定它是否可以用于整个带。我们希望找到所考虑的带的六个部分（内部，中间，“原始”，外部，Cybele带，高倾角区域）的初始大小频率分布（SFD），并验证在模拟过程中创建的合成小行星家族的数量是否与观测到的家族数量相匹配。我们使用了来自WISE卫星的新观测数据（Masiero等人，2011年）来构建所观察到的SFD。我们模拟小行星的相互碰撞与修改版本的博尔德代码（Morbidelli等人，2009），其中包括Durda等人（2007）和Benavidez等人（2012）的流体动力学（SPH）模拟结果。由于物质特性会显著影响解体，因此我们创建了两个模型--单体小行星模型和碎石堆模型。为了解释所观察到的SFD的大小范围D = 1至10公里，我们还必须考虑由于雅科夫斯基效应的动力学耗尽。（纯粹）碎石堆小行星的假设导致与观测数据的拟合明显更差，因此我们可以得出结论，大多数主带小行星都是相当单一的。我们的工作也可以作为进一步的SPH模拟破坏较小的目标（与母体大小的顺序为1公里）的动机。
2014-07-23 astro-ph.EP
SPH calculations of asteroid disruptions: The role of pressure dependent failure models
我们提出了最近的改进建模的强度占主导地位的机构使用光滑粒子流体动力学（SPH）技术的中断。改进包括更新的强度模型和摩擦模型，这是成功地通过与实验室实验的比较测试。在模拟小行星的灾难性破裂时，新旧强度模型之间的比较表明，对于最初无孔、完全完整和结构均匀的目标（如Benz和Asphaug（1999年）研究中使用的目标），没有重大偏差。然而，对于许多情况（例如，最初部分或完全损坏的目标，碎石堆结构等），我们发现考虑摩擦是至关重要的，并且材料具有压力相关的剪切强度。我们的调查的灾难性的破坏阈值$Q^*_{D}$作为目标的属性和目标的大小高达几百公里的函数表明，一个完全损坏的目标建模没有摩擦有一个$Q^*_{D}$这是显着（5-10倍）小于在摩擦的情况下。当也考虑由于压实（孔隙破碎）引起的能量耗散的影响时，目标变得甚至更强（$Q^*_{D}$增加2-3倍）。另一方面，凝聚力被发现有一个可以忽略不计的影响，在大尺度上，只有在$\lesssim$ 1公里的尺度是重要的。我们的研究结果表明，强度，摩擦和孔隙度的结果之间的碰撞小（$\lesssim$ 1000公里）机构的相对影响。这些结果将用于未来的研究，以改善现有的碰撞结果的比例律（例如Leinhardt&Stewart，2012）。
2015-02-06 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
Measuring the Collisional Evolution of Debris Clusters in an Asteroid System
研究通过模拟小行星尘埃云的碰撞演化，揭示了颗粒迁移、碰撞速度分布及团块结构形成机制。
2025-12-13 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
High-Resolution Simulations of Catastrophic Disruptions: Resultant Shape Distributions
小行星家族的成员有各种形状。我们调查的起源，他们的形状高分辨率的影响模拟灾难性的中断使用平滑粒子流体动力学代码。通过我们对灾变破裂的模拟，产生的碰撞残留物主要是球形或双叶形的。然而，没有形成短轴长度与长轴长度之比c/a < 0.5的平坦残留物。模拟结果提供了各种形状的小行星，并解释了小行星家族中的大多数形状，这些形状被认为是通过灾难性的破坏产生的。然而，目前的模拟并不能解释明显平坦的小行星。我们认为，这些扁平的小行星可能是闯入者或通过成员小行星之间的低速碰撞形成的。
2019-11-21 astro-ph.EP
Comparison of the Oxidation State of Fe in Comet 81P/Wild 2 and Chondritic-Porous Interplanetary Dust Particles
南极多孔行星际尘埃颗粒（CP-IDP）的脆弱结构和它们最小的母体变化使研究人员相信这些颗粒起源于彗星，而不是发生水和热变化的小行星。CP-IDP的太阳元素丰度和进入大气层的速度也表明了彗星的起源。随着彗星族彗星81 P/Wild 2的星尘样本的回归，这一假设可以得到验证。我们已经测量了铁的氧化态的15 CP-IDP和194星尘碎片使用同步加速器为基础的X射线微探针。我们分析了约300纳克的野生2材料-比比较野生2和CP-IDP的其他分析多三个数量级的材料。这两种材料样品的Fe氧化态相差>2σ：CP-IDP比Wild 2晶粒更氧化。我们的结论是，彗星野生2包含的材料，形成在一个较低的氧逸度比母体，或母体，CP-IDPs。如果所有的彗星家族都是相似的，它们似乎与CP-IDP的起源不一致。然而，由不同的星云物质混合形成的彗星，比Wild 2更氧化，可能是CP-IDP的来源。
2010-05-20 astro-ph.EP
Modeling (Sub-)millimeter Scattering Properties of Fractal and Consolidated Porous Particles: Applications to Protoplanetary Disks
Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Université Rouen Normandie（鲁昂诺曼底大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）
通过数值模拟比较两种尘埃模型（致密多孔颗粒和高度多孔聚集体）的散射特性，发现孔隙率增强前向散射和极化，并影响尘埃质量推断。
2026-05-22 astro-ph.EP
Towards a Dynamical Collision Model of Highly Porous Dust Aggregates
近年来，我们已经进行了各种实验上的碰撞动力学的高度多孔的尘埃聚集体，虽然我们现在有一个全面的图片的微观力学这些聚集体，宏观的理解仍然缺乏。因此，我们正在开发一个力学模型来描述尘埃聚集体的宏观参数，如拉伸强度，压缩强度和剪切强度的碰撞。对于一个定义良好的粉尘样品材料，拉伸和压缩强度进行了测量，在静态实验和光滑粒子流体动力学（SPH）代码中实现。设计了一个实验室实验，将实验室结果与SPH模拟结果进行比较。在该实验中，将mm尺寸的玻璃珠滴入具有先前测量的强度参数的cm尺寸的粉尘聚集体中。我们通过高速成像确定玻璃珠的减速，并通过X射线显微断层扫描确定灰尘聚集体的压缩。利用实测的贯入深度、停留时间和玻璃珠下的压实度对SPH程序进行了标定和检验。我们发现，静态测得的抗压强度曲线是唯一适用的，如果我们调整到动态的情况下与“软”参数。在确定这个参数后，SPH代码能够再现实验结果，这些结果以前没有用于校准。
2009-04-29 astro-ph.EP
The appearance of a 'fresh' surface on 596 Scheila as a consequence of the 2010 impact event
2010年12月，在主带小行星596 Scheila上探测到尘埃排放，这是由于一个几十米长的抛射体在小行星表面碰撞造成的。在这种撞击中，碰撞体喷出的物质预计主要来自其新鲜的、未风化的地下。因此，预计596的表面在2010年的撞击中部分或全部刷新。通过结合文献中的596个光谱和我们自己的观测结果，我们表明，2010年的撞击事件导致小行星近红外（0.8至2.5 μm）光谱的显著斜率变化，从撞击前的中等红色（T型）到撞击后的红色（D型）。这提供了证据表明，红色碳质小行星由于空间风化而随着时间的推移变得不那么红，这与对原始塔吉什湖陨石进行实验室实验得出的预测一致，该陨石与596相似。这一发现首次通过望远镜证实了小行星的预期风化趋势，这些小行星在光谱上类似于塔吉什湖和/或无水南极多孔行星际尘埃颗粒。我们的研究结果还表明，来自外太阳系的植入物体的数量比以前在主带中估计的要大得多，但其中许多物体隐藏在它们的太空风化表面之下。
2021-12-09 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
White dwarf planetary debris dependence on physical structure distributions within asteroid belts
白矮星具有行星碎片和吸积行星物质的凌日特征，为探测行星系的物质组成和动力学结构提供了绝佳的机会。虽然以前的理论工作调查的作用，小机构中断周围的白矮星已集中在球形机构，太阳系小行星可以更准确地模拟为三轴椭球。在这里，我们提出了一个分析框架，以确定类型的中断（潮汐碎片，总升华或直接影响）所经历的三轴小行星接近白矮星上的极偏心（e \sim 1）轨道。这个框架，然后用于确定简化的主带类似物的100个机构在五个不同的白矮星温度的结果。我们还提出了冷却年龄和有效温度之间的经验关系，DA和DB白矮星，以确定这里考虑的白矮星的年龄。我们发现，使用一个纯粹的球形模型可以低估的物理尺寸和径向距离，在这一点上，小行星是受到完全升华，这些差异增加更大的身体伸长。相反，碎裂总是发生在物体的最大半轴上，因此可以用该半径的球体来模拟。碎裂和升华都受到天体物质组成的极大影响，因此也受到其前身小行星带组成的极大影响。白矮星的温度以及由此产生的冷却年龄会影响预期的碎片分布：温度越高，大型细长小行星就会升华，而温度越低，则会产生更多的直接撞击。
2021-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Physical and dynamical characterization of the Euphrosyne asteroid Family
Euphrosyne小行星家族在3.15天文单位附近的轨道要素空间中占据一个独特的区域，可能是低轨道近地天体的一个重要来源。这个家族的母体可能是一个星子，它将水和有机物质输送到成长中的类地行星上。我们的目标是表征的组成特性以及动力学性质的家庭。我们进行了系统的研究，通过低分辨率光谱仪使用IRTF望远镜的Euphrosyne家庭成员的物理特性。此外，我们进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟和N体模拟，以调查碰撞的起源，确定一个现实的速度场，研究轨道演化，并限制年龄的Euphrosyne家庭。我们的光谱调查表明，家庭成员表现出紧密的分类分布，这表明母体的均匀组成。我们的SPH模拟是一致的Euphrosyne家庭已经形成通过再积累过程，而不是一个陨石坑事件。最后，我们的N体模拟表明，该家族的年龄为2.8亿+1.8亿/-8.0亿，比之前的估计要年轻。
2020-09-09 astro-ph.EP
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
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
Numerical Simulations of Highly Porous Dust Aggregates in the Low-Velocity Collision Regime
一个非常有利的星子形成机制是碰撞生长。在原行星盘中跟随气流的单个尘埃颗粒相互碰撞，由于范德华力而粘在一起，并形成高达厘米大小的蓬松聚集体。进一步增长的机制尚不清楚，因为在相关的速度和大小制度的聚集碰撞的结果不能在实验室中的原行星盘条件下进行研究。对于超过分米大小的尘埃聚集体碰撞的结果，缺乏现实的统计数据，无法更深入地了解行星的生长。加入实验和数值计算的努力，我们要校准和验证的计算机程序，是能够正确模拟的宏观行为的高度多孔尘埃聚集体。在彻底测试其数值限制后，我们将检查程序，特别是对各种基准实验的真实再现。我们采用光滑粒子流体动力学（SPH）数值方案与扩展的模拟固体和修改版本的Sirono孔隙度模型。实验测得的宏观材料性质的二氧化硅粉尘。标定并测试了抗压强度关系式和体积模量。SPH已经被证明是一个合适的工具，以模拟碰撞在相当高的速度。在这项工作中，我们证明了它的应用领域不仅可以扩展到低速实验和碰撞。它也可以被用来模拟的行为，高度多孔性的物体在这个速度regime到一个非常高的accuracy.The结果的校准过程中，这项工作是一个SPH代码，可以用来调查的碰撞结果的多孔尘埃在低速政权。
2010-01-11 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
Threshold velocity for collisional growth of porous dust aggregates consisting of cohesive frictionless spheres
了解尘埃聚集体的碰撞结果以及对组成粒子的材料性质的依赖性对于理解行星形成具有重要意义。最近的数值模拟表明，颗粒间的切向摩擦起着至关重要的作用，在能量耗散在多孔尘埃聚集体之间的碰撞过程中，然而，尘埃聚集体的碰撞增长的摩擦的重要性仍然知之甚少。在这里，我们展示了颗粒间切向摩擦的尘埃聚集体的碰撞增长的影响。我们进行了数值模拟等质量的多孔尘埃聚集体之间的碰撞组成的粘性和无摩擦的球体。系统地改变了碰撞速度和碰撞角度，计算了碰撞生长效率随碰撞速度的变化。我们发现，碰撞增长的阈值速度降低时，尘埃聚集体的摩擦球相比，无摩擦的球体。我们的研究结果突出了切向相互作用对尘埃聚集体碰撞行为的重要性，并指出，阈值速度的预测方程应重建。
2023-02-01 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.soft
The collisional evolution of undifferentiated asteroids and the formation of chondritic meteoroids
大多数陨石是最近在小行星带经历的碰撞的碎片。在这种超高速碰撞中，较小的碰撞伙伴被摧毁，而小行星上的陨石坑也会形成或完全破裂。小行星带目前的大小分布表明，在太阳系存在期间，半径大于10厘米的物体会遇到半径为100公里的小行星$10^{14}$次;形成的陨石坑覆盖小行星表面约100次。我们提出了一个蒙特卡洛代码，考虑到统计轰击个别无限小的表面元素，随后压实的底层材料，形成一个陨石坑和风化层。对于整个小行星，计算10，000个单独的表面元素。我们比较喷射的物质从计算出的陨石坑与低岩石类型的陨石的冲击阶段，并发现这些最有可能来自较小的母体，不具有显着的风化层。对于较大的物体，其中加积风化层，厚度取决于最大的可见陨石坑可以作出预测。此外，我们还将一个半径最初为100公里的天体的陨石坑分布与小行星（21）Lutetia的形状模型进行了比较，假设它最初形成为球形，半径等于其目前最长的椭球体长度。在这里，我们发现两个物体的形状显示出彼此的相似之处。
2016-04-08 astro-ph.EP
Structural stability of China's asteroid mission target 2016 HO3 and its possible structure
本研究使用DEMBody软球离散元模型代码模拟发现，小行星2016 HO3在快速旋转下会发生破坏模式转变，预测其需要较高内聚强度，更可能是单体结构而非碎石堆结构，表面可能存在松散风化层供Tianwen-2任务采样。
2024-01-04 astro-ph.EP
Asymmetric impacts of near-Earth asteroids on the Moon
最近对月球陨石坑的研究揭示了月球表面放射状陨石坑的不对称分布。这种不对称性与月球的同步旋转有关：与后半球相比，前半球上的射线陨石坑密度更高。放射状陨石坑通常代表最年轻的撞击。本文的目的是检验以下假设：（一）近地小行星群是造成射线状陨石坑的撞击物的来源，以及（二）这一抛射体群的撞击定量地解释了观测到的不对称性。我们对代表近地小行星的大量试验粒子的轨道演变进行了数值模拟，以便直接确定它们对月球的撞击通量。模拟分两个阶段进行。在第一阶段中，我们获得了近地小行星在地球活动范围内的遭遇统计数据。在第二阶段，我们计算了月球表面相遇粒子的直接撞击通量;后一阶段的计算被限制在地球活动范围内。根据已知近地小行星的去偏轨道分布产生了稳态合成近地小行星群。我们发现，近地小行星确实有一个不对称的影响流量在月球上：顶点到antapex比为1.32 +/- 0.01。然而，观察到的射线坑分布的不对称性明显更明显：顶点与前顶点的比率为1.65 +/- 0.16。我们的研究结果表明，存在一个未被发现的人口较慢（低冲击速度）的弹丸，如人口的对象几乎与地球共轨;年轻的月球陨石坑需要更多的观测研究，以确保这一结论。
2010-05-27 astro-ph.EP
Toward Understanding the Origin of Asteroid Geometries: Variety in Shapes Produced by Equal-Mass Impacts
主带中超过一半的小行星形状不规则，短轴与长轴长度之比小于0.6。形成这种形状的机制之一是小行星之间的碰撞。碰撞结果的形状与撞击速度等撞击条件之间的关系可提供关于这些小行星形成时的碰撞环境及其演变阶段的信息。在这项研究中，我们进行数值模拟的碰撞破坏的小行星半径为50公里，随后的重力再积累使用平滑粒子流体动力学的弹性动力学与自重力，岩石断裂模型，完全损坏的岩石摩擦模型。我们系统地改变冲击速度从50米/秒到400米/秒和冲击角度从5度到45度。我们调查形状的碰撞模拟产生的最大的残留物。结果，通过等质量和低速（50 - 400米/秒）撞击形成各种形状（双叶、球形、扁平、细长和半球形）。我们澄清了一个范围内的影响角度和速度，以形成每个形状。我们的研究结果表明，直径大于80公里的小行星的不规则形状，特别是扁平形状，可能是通过类似的质量和低速碰撞形成的，这可能发生在木星形成之前的原始环境中。
2018-10-11 astro-ph.EP
Impacts into rotating targets: angular momentum draining and efficient formation of synthetic families
大约10%的小行星的自转周期低于P = 3 h，它们似乎相对接近自旋势垒。然而，在小行星碰撞的模拟中，旋转经常被忽略。为了确定旋转的影响，我们进行了大量的SPH/N体与旋转目标的碰撞模拟。我们开发了一个新的统一SPH/N体程序，适用于模拟碎裂相和重力再积累。该代码已验证对以前的（奔驰和Asphaug 1994年），但我们也测试了新的功能，如旋转稳定性，拉伸稳定性，等使用新的代码，我们运行模拟D_pb = 10公里和100公里的单片目标和比较合成小行星家庭创建这些影响与家庭相应的非旋转目标。旋转主要影响斜撞击角度的撞击坑事件。对于旋转的目标来说，这些碰撞喷射出的总质量可以高达五倍。我们进一步计算角动量的转移，并确定条件下的影响加速或减速的目标。虽然单个撞击坑的碰撞既可导致加速，也可导致减速，但平均而言，减速占主导地位，因此，碰撞会导致小行星群的系统性自旋下降。
2019-08-08 astro-ph.EP
Interparticle normal force in highly porous granular matter during compression
本研究通过数值模拟和理论推导发现，单分散球体高孔隙尘埃聚集体在压缩时，平均粒子间法向力与填充因子及平均配位数成反比，且该关系适用于任意结构的此类颗粒物质。
2024-01-26 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.geo-ph
Ground-based Characterization of Hayabusa2 Mission Target Asteroid 162173 Ryugu: Constraining Mineralogical Composition in Preparation for Spacecraft Operations
作为航天器任务目标的小行星很有趣，因为它们为我们提供了验证地面光谱观测的机会。其中一个天体是近地小行星（NEA）（162173）Ryugu，它是日本航天局（JAXA）隼鸟2号采样返回飞行任务的目标。我们于2016年7月13日在夏威夷莫纳克亚使用3米NASA红外望远镜设施（IRTF）观测Ryugu，以限制该物体的表面成分，陨石类似物，并与主带和NEA种群中的其他小行星联系起来。我们还利用档案数据对其光度特性进行了建模。使用Lommel-Seeliger模型，我们计算了Ryugu在各种各样的观察几何形状以及诸如几何势、相位积分和球面键势等势量的预测通量。我们计算出的双相量与Ishiguro et al.（2014）的结果一致。我们的光谱分析发现我们的Ryugu光谱与NEA（85275）1994 LY和火星穿越小行星（316720）1998 BE 7的光谱几乎完美匹配，这表明它们的表面风化层具有相似的成分。我们将Ryugu的光谱与主带小行星（302）Clarissa的光谱进行了比较，Clarissa是Clarissa小行星家族中最大的小行星，Campins等人（2013）认为Ryugu可能是其来源。我们发现Clarissa的光谱与我们的Ryugu光谱有显著差异，但与Moskovitz等人（2013）获得的光谱相似。我们对Ryugu光谱的最佳可能的陨石类似物是两个CM 2碳质陨石，Migh…
2017-12-09 astro-ph.EP
Lessons learned from NASA's DART impact about disrupting rubble-pile asteroids
本研究通过SPH数值模拟发现，碎石堆小行星的内部巨石填充率显著影响撞击瓦解效果，该结构起到整体剪切强度作用，为未来小行星偏转或瓦解任务提供关键参考。
2024-03-01 astro-ph.EP
Porous dust grains in debris disks
在对碎片盘的密度和粒度分布进行建模时，最小粒度往往明显大于相应的爆裂粒度。虽然灰尘颗粒通常被建模为紧凑，均匀的球体，我们反而研究孔隙率的影响。测定了多孔颗粒的光学性质，并研究了孔隙率对井喷尺寸和粉尘温度的影响。利用离散偶极子近似方法，计算了多孔粒子的散射和吸收截面，导出了爆炸尺寸和尘埃温度的变化规律。我们研究对β比率的影响。井喷的大小计算各种恒星的光度和孔隙度，并推导出一个近似方程来估计井喷的大小作为这些参数的函数。此外，我们还研究了孔隙率对粉尘平衡温度的影响。爆发的大小随粒子孔隙度和恒星光度的增加而增加。多孔颗粒的粉尘温度低于致密球体的粉尘温度，尤其是爆裂颗粒的温度降低。
2013-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asteroid 1566 Icarus's size, shape, orbit, and Yarkovsky drift from radar observations
近地小行星（NEA）1566伊卡洛斯（$a=1.08$ au，$e=0.83$，$i=22.8^{\circ}$）于2015年6月以22个月球距离（LD）接近地球。它在1968年接近（16 LD）期间的探测是小行星雷达天文学历史上的第一次。1996年的一次后续方法（40 LD）没有产生雷达图像。我们描述了2015年在阿雷西博天文台和戈德斯通的DSS-14天线获得的伊卡洛斯雷达观测结果的分析。这些数据表明，小行星是一个中等扁平的球体，等效直径为1.44公里，不确定性为18%，解决了长期存在的关于小行星大小的问题。我们还解决了伊卡洛斯的自旋轴方向（$λ=270^{\circ}\pm10^{\circ}, β=-81^{\circ}\pm10^{\circ}$），这是不一致的估计基于1968年的光变曲线观测。伊卡洛斯有着强烈的镜面散射行为，是小行星雷达观测中测得的最高散射行为之一，雷达散射系数为$\sim$ 2\%，是小行星雷达观测中测得的最低散射行为之一。低横截面显示出高孔隙率的表面，推测与伊卡洛斯的陨石坑，自旋和热历史有关。最后，我们提出了第一次使用我们的轨道确定软件的观测星历的生成，我们证明了它的能力，以确定微小的扰动近地天体轨道的测量伊卡洛斯的轨道平均漂移在半长轴（$(-4.62\pm0.48) \times 10^{-4}$ au/My，或$\sim$ 60米每转）。我们的Ya…
2017-01-13 astro-ph.EP
Outgassing of icy bodies in the Solar System - II. Heat transport in dry, porous surface dust layers
在这项工作中，我们提出了一个新的模型，在真空中的多孔粉尘层的导热系数，现有的解决方案的单球接触的传热方程的基础上。该模型能够区分两种不同类型的灰尘层：由单个颗粒组成的灰尘层（简单模型）和由单个聚集体组成的灰尘层（复杂模型）。此外，我们描述了实验室实验，这是用来测量多孔粉尘层的导热系数，以测试模型。我们发现，模型的预测是在一个很好的协议与实验结果，如果我们在模型中包括辐射热传输。这意味着辐射在多孔材料的热传输中起着重要的作用。此外，该模型对赫兹因子的影响进行了论证，并讨论了该模型对彗星活动模拟的意义。最后，这种新模式的局限性进行了严格审查。
2012-03-09 astro-ph.EP
Impact Excitation of a Seismic Pulse and Vibrational Normal Modes on Asteroid Bennu and Associated Slumping of Regolith
我们考虑一个小行星上的影响，是足够的能量，以引起地震混响和刚刚低于灾难性的破坏阈值，假设地震波没有迅速衰减的表面重塑。在直径小于1公里的小行星，我们确定了一个制度，罕见的高能撞击物可以激发地震波的频率附近的小行星的最慢的正常模式。在这种情况下，地震混响的分布不是均匀地分布在整个身体表面。与质量弹簧模型弹性模拟，我们模拟的冲击激励的地震波的力脉冲施加在表面上，并使用三个不同的小行星形状的模型。模拟表现出对映聚焦和正常模式激发。如果脉冲激发的振动能量持续很长时间，则在撞击点、其对极和高表面海拔（如赤道脊）处振动最高。近赤道的撞击在非球形物体上发射地震脉冲，该脉冲可以集中在赤道脊上的两个额外点上。我们探索简单的流动模型的振动引起的表面滑塌的形态。我们发现，最初的地震脉冲是不太可能造成大的形状变化。近赤道撞击在本努造成的长期地震回响可能使其赤道脊的高度提高了几米，并在其上升起了两个山峰，一个靠近撞击地点，另一个靠近其对极。
2018-09-23 astro-ph.EP
Dynamics of Large Fragments in the Tail of Active Asteroid P/2010 A2
我们研究了活动小行星P/2010 A2尘埃尾头部大碎片的运动。在以前的工作中，我们表明，这些碎片是在2009年初从主核中喷出的，要么是在超高速撞击之后，要么是通过旋转引起的分裂。在这里，我们通过一系列哈勃太空望远镜在2010年上半年拍摄的图像来跟踪他们的位置。每个碎片的轨道演化使我们能够在离开其引力影响范围后限制其相对于主核的速度。我们发现，构成突出的X形尾部特征的碎片是在与小行星运动方向相反的方向上发射的，并朝向其轨道平面的南部。这些初级碎片的发射速度在0.02和0.3米/秒之间，相当于从核的引力逃逸速度约0.08米/秒。它们的尺寸在分米或更大的量级上。我们得到最适合我们的数据与弹射速度矢量躺在一个平面，包括核。这可能表明P/2010 A2的破裂是由于旋转破裂。
2013-04-05 astro-ph.EP
Asteroid body-fixed hovering using nonideal solar sails
本文研究了小行星定体悬停问题，采用了一种具有可控帆面积的紧凑型非理想太阳帆模型。建立了球对称小行星悬停问题的非线性动力学方程。用打靶法从上述方程中求解出定体悬停的可行域。通过数值模拟，研究了理想帆模型、光学帆模型、参数帆模型和太阳光子帆模型对可行域的影响。讨论了小行星自转速率和帆面质量比对可行域的影响。针对不同的悬停半径，给出了所需的帆向及其相应的变亮度数，以确定机身固定悬停的可行性。介绍了一种有吸引力的任务场景，以增强太阳帆悬停任务的优势。
2014-07-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
A parallel-GPU code for asteroid aggregation problems with angular particles
本文给出了非球形物体间具有接触相互作用的引力N体问题的数值实现。这项工作建立在以前的代码实现的基础上，并扩展了它的功能。通过使用CUDA/GPU并行八叉树结构，处理的物体数量显著增加。实现的代码进行了讨论，其性能进行了比较，对直接N $^2$集成。该代码具有平滑（基于力）和非平滑（基于脉冲）方法，以及粘弹性非平滑方法，以处理物体之间的接触相互作用。研究了小行星“碎石堆”引力聚集过程的数值模拟问题。我们讨论了问题的特点，并从引力-碰撞组合问题的动力学约束出发，导出了建立数值模拟的准则。最后介绍了可从这种实施中受益的小行星聚集情景的实例。
2019-12-09 astro-ph.EP cs.CE
Tensile & shear strength of porous dust agglomerates
背景：在行星形成的连续吸积过程中，行星是通过一系列的粘附碰撞形成的。多孔尘埃聚集体之间的碰撞结果对于从非常小的尘埃颗粒到星子的生长是非常重要的。在这项工作中，我们确定了必要的材料性质的灰尘聚集体作为一个功能的孔隙度。目标：能够模拟宏观尘埃聚集体碰撞的SPH等连续体模型需要一套材料参数。其中一些参数如抗拉强度和抗剪强度很难通过室内试验获得。本工作的目的是确定这些参数从头计算分子动力学模拟。研究方法：我们模拟多孔粉尘聚集体的行为，使用一个详细的微观物理模型的相互作用的球形颗粒，包括粘附力，滚动，扭曲和滑动。使用不同的方法制备样品，我们研究了我们的样品的强度行为与不同的孔隙率和配位数的材料。结果：抗张强度与实验数据吻合较好。对于剪切强度，没有可用的实验数据。从我们的模拟结果显着不同，从以前的理论模型，这表明，后者可能不足以描述多孔粉尘聚集体。结论：我们已经提供了多孔尘埃聚集体的拉伸和剪切强度的功能行为作为孔隙度的函数，可以直接应用于连续模拟这些对象中的行星形成的情况。
2013-08-23 astro-ph.EP cond-mat.soft
Laboratory Impact Splash Experiments to Simulate Asteroid Surfaces
被小行星的低重力束缚的粒状物质会因低速撞击而移动。撞击产生的这些飞溅物可能在塑造小行星表面方面发挥重要作用。在实验室实验中，我们的特点所产生的喷出物球形150 $\rm μm$直径玄武岩颗粒冲击颗粒床在0.8米/秒。我们发现，这样的影响通常会导致不到10个颗粒被喷射的颗粒床，与典型的喷出物的轨迹上升到小于一个颗粒直径以上的表面。也就是说，观察到的撞击是高度耗散的，只有一小部分撞击能量被传递到喷出物上。虽然撞击物本身仍然会反弹，但它通常会显著减慢至其撞击速度的平均约20%。按小行星的比例计算，沙粒大小的颗粒撞击产生的撞击物和喷出物无法遍布小行星的表面，但会留在撞击地点附近。因此，这些高度非弹性的冲击到软颗粒床有效地捕获颗粒，与裸露的岩石表面上的弹性冲击形成对比，证实了Shinbrot（2017）的建议。这也与小行星上观察到的特征一致，因为这种拓扑弹性偏差表明颗粒的重新分布导致了尺寸分离。
2020-07-02 astro-ph.EP cond-mat.soft
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
Experimental constraints on the ordinary chondrite shock darkening caused by asteroid collisions
已知与撞击或行星碰撞有关的普通球粒陨石中的冲击引起的变化能够改变其光学特性。因此，我们可以假设，普通球粒陨石物质的很大一部分可能隐藏在观测到的暗C/X小行星群中。冲击波致暗化的精确压力-温度条件没有很好的约束。因此，我们实验研究的球粒陨石材料的光学性质的冲击压力的函数的逐渐变化。用车里雅宾斯克LL 5进行了球形激波实验，以研究其光学性质的变化。球形激波实验的几何形状允许激波压力从边缘处的$\sim$ 15 GPa逐渐增加到中心处的数百吉帕斯卡。随着冲击载荷的增加，观察到四个不同的区域。在高达$\sim$ 50 GPa时，光学变化最小。在$\sim$ 50- 60 GPa范围内，由于陨硫铁熔体注入硅酸盐中，发生了冲击变暗。由于硅酸盐开始熔化，该过程在$\sim$ 60 GPa的压力下突然停止。在高于$\sim$ 150 GPa的压力下，发生再结晶，并与第二阶段冲击变暗有关，这是由于细的铁镍合金-金属共晶晶粒。冲击波暗化影响紫外、可见和近红外（UV、VIS和NIR）区域，而对MIR光谱的变化很小。激波暗化是由两种具有特征压力区的不同机制引起的，这两个压力区被暗化停止的间隔所分隔。这意味着在小行星碰撞过程中产生的冲击变暗物质的数量减少。
2020-04-01 astro-ph.EP astro-ph.IM
A Bonded-Particle Discrete-Element Model with Self-Gravity for the Collision and Reaccumulation of Rubble-Pile Asteroids: Formulation and Numerical Protocol
Independent research
本文提出一种带自引力的粘结颗粒离散元模型，模拟碎石堆小行星的碰撞与再累积，通过125次模拟发现56.8%的碰撞形成单一残余体，并揭示了内聚网络在不同无量纲强度下的破坏行为。
2026-09-28 astro-ph.EP cond-mat.soft
The Material Point Method (MPM) for simulating hypervelocity impact on asteroids
Tsinghua University（清华大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange UMR7293（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；IFAC-CNR（意大利国家研究委员会控制与人工智能研究所）；Department of Systems Innovation, School of Engineering, University of Tokyo（东京大学工学部系统创新系）；Hangzhou Synjoz Micro-Nano Technology Co., Ltd.（杭州星卓微纳科技有限公司）；Department of Earth and Planetary Science, University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校地球与行星科学系）
本文提出利用材料点法模拟小行星超高速撞击，改进材料模型并验证其在实验室实验和SPH模拟中的鲁棒性，成功复现了(433) Eros的碎片形成，为行星科学提供了新的工具。
2026-04-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Full-field modeling of heat transfer in asteroid regolith: Radiative thermal conductivity of polydisperse particulates
确定小行星表面物质的特征对于了解其地质和为飞行任务的决定提供信息（如选择采样点）十分重要。昼夜地面温度幅值与地表物质的热性质直接相关。本文描述了一个研究真空中颗粒风化层导热系数的数值模型。热扩散和表面到表面的辐射计算进行使用有限元（FE）方法在三维网格几何形状的随机堆积的球形颗粒。我们验证的测试情况下，在稳态热条件下确定的总固体和单分散粒径频率分布（SFD）的颗粒的辐射传导率值的模型。然后，我们使用该模型来研究多分散的，累积的幂律粒子SFD的颗粒体辐射导热系数。我们发现，对于每个多分散颗粒几何形状测试，有一个相应的单分散几何形状与一些有效的粒径，具有相同的辐射导热系数。发现这些有效直径非常好地对应于Sauter平均粒径，其基本上是表面积加权平均值。接下来，我们表明，颗粒材料的热导率可以对颗粒的热导率的辐射分量有重要的影响，特别是如果颗粒材料的热导率非常低或球体相对较大，由于每个颗粒中的非等温性。我们提供了一个经验相关性来预测非等温辐射导热系数在单分散和多分散颗粒的影响。
2020-02-23 astro-ph.EP physics.geo-ph
Shallow Encounters' Impact on Asteroid Deflection Prediction and Implications on Trajectory Design
本研究对比解析模型与数值模拟，揭示远距离浅近摄动交会会显著改变小行星偏转轨迹，并为任务轨迹规划提供设计准则。
2024-04-04 astro-ph.EP cs.SY eess.SY
