Overview of initial results from the reconnaissance flyby of a Kuiper Belt planetesimal: 2014 MU69
NASA新视野号第一次柯伊伯扩展任务（KEM-1）的核心目标是近距离飞越柯伊伯带天体KBO）2014 MU 69，绰号Ultima Thule。2019年1月1日，这次飞越达到高潮，首次近距离观察了一个小型KBO。最初的飞越后轨迹重建表明，航天器在5：33：19 UT接近MU 69的约3500公里。在这里，我们总结了从那次成功飞越中获得的最早结果。在提交本报告时，只有4天的数据从飞越向下链接;到2019年3月的月球和行星科学大会演讲时，将有超过一个数量级的数据向下链接。因此，在提交本摘要时无法获得的许多其他结果将在本综述演讲中介绍。
2019-01-24 astro-ph.EP
The Formation of the Cold Classical Kuiper Belt by a Short Range Transport Mechanism
经典柯伊伯带由一组轨道倾角低、颜色微红的天体组成，通常属于双星系统。这个所谓的冷经典柯伊伯带被认为是由原始的冰卵石在原地形成的，这些冰卵石凝结成直径数百公里的星子。根据这种假设，卵石吸积成大的微行星可能是通过流动不稳定机制发生的，这种机制在原始的太阳系气体和固体盘中是有效的。然而，在与海王星的2：1平均运动共振之后，也可以遇到其他与冷经典柯伊伯带中发现的物体具有相同颜色特征的分散或分离物体。在这里，我提出了一个机制，可以解释冷的经典柯伊伯带的对象和其他红色的对象以外的经典柯伊伯带。根据所提出的设想，红色的物体主要位于微行星盘的外部，但在42 au以下的某个地方被截断。以这种方式，冷的经典柯伊伯带及其分散/分离的对应物分别被短距离向外输送或稍微分散到它们现在的位置。共振物体也是通过同样的过程形成的。这一机制旨在解释所有具有相同颜色特征的物体的分布，这些物体来自原始星子盘外部边界的共同起源。根据这里提出的设想，冷经典柯伊伯带将在其目前位置内约4 au形成，总质量是其目前值的20至100倍。
2020-09-26 astro-ph.EP
Planetesimals in Debris Disks of Sun-like Stars
对尘埃碎片盘的观测可以用来检验星子凝聚的理论。大小可达几千公里的微行星嵌入在这些圆盘中，它们的相互碰撞产生了我们观察到的小尘埃颗粒。尘埃光度，结合尘埃的空间范围和系统年龄的信息，可以用来推断在星子带的初始质量。对类太阳恒星周围的碎片盘样本进行这样的程序，我们得出以下两个结论。首先，如果我们假设碰撞的星子满足dn/ds~s ^{-q}形式的原始尺寸谱，观测到的圆盘强烈倾向于q值在3.5和4之间，而目前的理论预期和柯伊伯带天体的统计数据都倾向于更大的值。第二，对于相当大小的天体，在探测到的圆盘中，微行星的数量密度比柯伊伯带高出两到三个数量级。这对凝血模型来说是一个惊喜。这需要原始盘的固体表面密度比最小质量太阳星云的固体表面密度有类似的增加，这是不合理的。我们的两个结论都是由需要解释在几个陀螺的年龄明亮的碎片盘的存在。
2011-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Linking the formation and fate of exo-Kuiper belts within solar system analogues
对穿过太阳系和白矮星行星系的系外小行星及其被摧毁的残骸的观测不断增加，促使人们了解柯伊伯带和小行星盘的轨道历史和命运。在这里，我们探讨如何在一个40-1000 au环的微行星轨道内的太阳系模拟，本身是最初嵌入在一个星团环境的结构变化，通过其所有的恒星阶段的恒星演变。我们尝试这个计算上具有挑战性的链接在四个部分：（1）通过执行星团模拟持续1亿年，（2）通过对随后的静态11 Gyr主序列的演变的假设，（3）通过执行模拟整个巨型分支阶段的演变，和（4）通过对带的演变在白矮星阶段的假设。在这些阶段中，我们估计的星子的引力响应类似的四个太阳系巨行星，以及碰撞研磨，银河系潮汐，恒星飞掠，恒星辐射。我们发现，在恒星演化的所有阶段，除非剧烈的引力不稳定性被触发（1）之间的巨行星，或（2）由于一个密切的（$\ll 10^3$ au）恒星飞越的结构上的$\gtrsim 100$公里大小的外柯伊伯带星子的星团动力学的印记被保留。在没有这些不稳定性的情况下，这些小行星只是将它们的半长轴加倍，同时保持它们原始的后星团离心率和倾角分布，这对自由浮动的微行星群和金属污染的白矮星有影响。
2020-02-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
Neptune on tiptoes: dynamical histories that preserve the cold classical Kuiper belt
柯伊伯带目前的动力学结构是由巨行星，特别是海王星，在行星形成之后的轨道演化所形成的，当时巨行星可能经历了行星-行星散射和/或微行星驱动的迁移。这个过程的数值模拟，虽然再现了许多属性的带，未能产生高倾角和偏心率观察到的一些对象，同时保持观察到的动态“冷”人口。我们提出的第一个三部分的参数研究如何不同的动力学历史的海王星造型的星子盘。在这里，我们确定哪些动力学历史允许原位小行星盘保持动态冷，成为今天的冷柯伊伯带种群。我们发现，如果海王星经历了一个时期的偏心率和/或倾斜度升高，它secularly激发的偏心率和倾斜的星子盘。我们证明，有几个定义明确的制度，这种长期的激励，这取决于海王星的迁移，阻尼海王星的轨道倾角和/或偏心率的相对时间尺度，和长期的星子的演变。我们模拟这种长期的激励分析在每个政权，允许参数空间的一个彻底的探索。海王星的离心率和倾角可以在有限的时间内保持在较高的水平，而不会破坏冷经典带。在缓慢衰减和缓慢迁移的区域，如果海王星位于20天文单位，那么它的偏心率必须保持在0.18以下，倾角必须保持在6°以下。
2012-02-27 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
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
The Mineralogy and Structure of the Inner Debris Disk of β Pictoris
我们在双子座使用T-ReCS观察了β Picardiac的边缘，行星轴承盘，以澄清和扩展以前关于这个独特系统的观察和结论。我们的光谱学和光谱建模的10微米硅酸盐功能约束的空间分布的三个代表性的尘埃成分（0.1微米/2.0微米玻璃橄榄石和结晶镁橄榄石）在内部20 AU的磁盘。我们确认，2.0微米的玻璃橄榄石是强烈的磁盘中心达到峰值，而0.1微米的玻璃橄榄石没有显示这种浓度，而是双峰，与恒星的两侧的峰值。然而，我们没有看到先前研究中报告的这两个峰之间的亮度差异。虽然0.1微米尘埃的空间分布与嵌入盘中的尘埃补充星子带的情况一致，但我们注意到另一种解释，它可以同时解释0.1微米和2.0微米颗粒的空间分布，并且不需要星子带。除了光谱学，我们还获得了β Pic盘的新的11.7微米图像。通过与2003年获得的图像进行比较，我们确认了SW盘中52 AU处尘埃团的存在和整体形状。我们推测，在相隔7年的两个历元之间，该星团的投影空间位移约为2.0 AU（3.6-σ），这是由于该星团在$54.3^{+2.0}_{-1.2}$ AU轨道半径处的开普勒运动所致。
2012-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Runaway Growth During Planet Formation: Explaining the Size Distribution of Large Kuiper Belt Objects
跑道生长是行星形成的一个重要阶段，在此期间，大型原行星形成，而大部分初始质量仍保留在小星子中。转换成大型原行星的质量数量及其产生的大小分布还没有很好的了解。在这里，我们使用通过凝聚模拟确认的分析工作来描述失控的生长和相应的速度弥散演变。我们发现，失控的增长过程如下：最初所有的质量都存在于小的星子中，质量表面密度为σ，大型原行星开始通过吸积小的星子形成。这种增长一直持续到合并大型原行星的增长变得与星子吸积的增长相当。当Σ/σ~α^{3/4} ~ 10^{-3}时，这一条件成立，其中Σ是原行星在给定对数质量区间内的质量表面密度，α是天体大小与希尔半径之比。从那时起，原行星的生长和速度色散的演变变得自相似，并且由于小微行星的吸积而增加的速度色散被由于与大原行星合并而减少的速度色散所平衡，因此速度色散大致保持不变。我们发现，这种增长导致原行星的大小分布由N（>R）\propto R^{-3}给出，其中N（>R）是半径大于R的物体的数量（即，微分幂律指数为4）。我们将我们的结果应用于柯伊伯带，这是一个失控增长的遗迹。我们的结果成功地匹配了观测到的柯伊伯带尺寸分布，它们阐明了形成它的物理过程，并解释了今天大型柯伊伯带天体（KBO）中存在的总质量。这项工作表明，目前在大型KBO的质量是原始的，它还没有被显着耗尽。删节
2010-10-31 astro-ph.EP
Closing the Gap: A Test of the Streaming Instability Using Simulations and Observations of the Cold-Classical Kuiper Belt Size Distribution
Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本研究通过模拟与冷经典柯伊伯带观测的对比，验证流不稳定性理论可定量重现星子大小分布的高质量端，支持该星子形成模型。
2026-10-06 astro-ph.EP
Towards Initial Mass Functions for Asteroids and Kuiper Belt Objects
我们的目标是了解第一个星子的原始吸积。原始的陨石记录表明，小行星带在超过一百万年的时间内形成了相当大的星子，每个星子完全由一种不寻常的，但均匀的毫米大小颗粒的混合物组成。我们勾画了一个场景，其中10- 100公里大小的星子的主要吸积直接进行，如果零星的，从空气动力学分选毫米大小的颗粒（一般“球粒”）。这些小行星的大小与目前观测到的直径接近100公里的小行星质量峰值大体一致，后者被确定为侵蚀前、耗尽前小行星群的“化石”性质。我们扩展我们的主要吸积理论作出预测外太阳系星子，这也可能有一个首选的大小在100公里的直径范围。我们估计星子的形成率，并评估所需的条件，以匹配小行星和柯伊伯带天体（KBO）形成率的估计。对于满足观测到的百万年前原行星状星云的质量吸积率的星云参数，这种情况不仅与小行星的“化石”大小及其估计的生产率大致一致，而且与观测到的给定球粒陨石中球粒形成年龄的分布大致一致，在形成和增生之间的这段时间里，有相当小的径向扩散混合（该模型自然有助于解释此类天体中陨石球粒的特殊尺寸分布）。该方案还产生10- 100公里直径的初级KBO。然而，与太阳星云的“规范”模型相比，最佳参数范围代表了更高的气体密度和固体丰度分数，以及开普勒轨道速度和压力支持轨道速度之间更小的差异。我们讨论了这些差异的几种可能的解释。
2010-04-02 astro-ph.EP
Formation of Multiple Dynamical Classes in the Kuiper Belt via Disk Dissipation
本研究整合多类天体物理过程构建统一建模框架，证实盘耗散阶段可形成柯伊伯带三类动力学星子群，为外太阳系形成提供了新的可行路径。
2025-11-14 astro-ph.EP
The Edges of Planetary Systems: Falling Off the Kuiper Cliff in a Dissipating Gas Disk
University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）
通过一维时间演化模型，研究气体盘从内向外消散如何形成具有悬崖状外边缘的星子盘，并重现柯伊伯悬崖和冷经典柯伊伯带表面密度。
2026-09-09 astro-ph.EP
Trends in Silicates in the $β$ Pictoris Disk
虽然已知β Pic以环状结构存在硅酸盐，但这些硅酸盐尘埃的性质是否随星心距离而变化仍然是一个悬而未决的问题。我们重新分析的β Picardian碎片盘光谱从斯皮策红外光谱仪（IRS）和一个新的IRTF/SpeX光谱研究趋势的Fe/Mg比，形状和结晶度的晶粒作为波长的函数，代理星心距离。通过分析一个重新校准和重新提取的光谱，我们确定了一个新的18微米镁橄榄石发射功能，并恢复了23微米镁橄榄石发射功能，具有比以前报道的大得多的线-连续比。我们发现这些突出的光谱特征主要是由亚微米尺寸的小颗粒产生的，这些颗粒是从盘面中的小行星碰撞中不断产生和补充的，可以阐明其母体的组成。我们发现这些小颗粒的三个趋势：随着星心距离的增加，（1）小硅酸盐颗粒变得更加结晶（无定形），（2）它们变得更加不规则的形状，（3）对于结晶硅酸盐颗粒，Fe/Mg比降低。将这些趋势应用于β Pic的行星结构，我们发现β Pic b和c轨道外部的尘埃种群在结晶度和形状上有很大不同。我们还发现了一个暂定的3-5微米的尘埃过剩，由于空间未解决的热尘埃排放接近恒星。从我们的研究结果中，我们推断，大型星子的表面更富铁和碰撞处理更接近恒星，但更多的铁贫和原始远离恒星。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Search for Collisions and Planet-Disk Interactions in the Beta Pictoris Disk with 26 Years of High Precision HST/STIS Imaging
本研究利用1997至2023年的HST/STIS成像数据，对绘架座Beta星碎屑盘进行长基线时间分析，虽未发现微行星碰撞迹象，但探测到盘东南侧初步增亮，并基于耦合碰撞模型评估了探测灵敏度。
2024-08-22 astro-ph.EP
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
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
A Submillimetre Search for Cold Extended Debris Disks in the Beta Pictoris Moving Group
美如画β移动星群（Beta Picture Moving Group）是一个由年轻（1200万年）的共同移动恒星组成的邻近星协，其中包括经典的碎片盘星美如画β。由于它们的接近和年轻，它们是寻找柯伊伯带类盘碰撞产生的冷的、扩展的尘埃成分的亚毫米发射的绝佳目标。它们还允许作为其他恒星参数的函数的碎片盘属性的年龄独立的研究。我们观察到7红外过量的恒星在Beta Pictures-Moving Group与LABOCA测辐射热计阵列，在12米的亚毫米望远镜APEX的中心波长为870微米。这些波长的主要辐射来自大而冷的尘埃颗粒，它们构成了总尘埃质量的主要部分，因此，对于光学薄的情况，可以比早期的红外观测更好地估计总尘埃质量。结合光学和红外光度学拟合光谱能量分布，提供了关于盘的温度和径向范围的信息。从我们的样本中，β Pic，HD 181327和HD 172555被检测到至少3-sigma的确定性，而所有其他的都低于2-sigma，被认为是未检测到。β Pic的图像显示了位于盘西南延伸附近的偏移通量密度峰值，与JCMT的SCUBA先前发现的相似。我们目前的SED适合检测到的来源，并给出了未检测到的灰尘质量的上限。我们发现在t= 1200万年时，尘埃的平均分光度f_dust= 11 × 10 ^{-4}，这与最近在1亿年时的数据一起表明，f_dust相对于t^{-alpha}的辐射尘埃的衰减，α…
2009-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Argon in beta Pictoris -- entrapment and release of volatile in disks
本研究通过光电离模型解释绘架座β气体盘中ArII等观测，发现C、N、O、Ar相对其他金属富集约100倍，推断星子形成于20–35 K以下的寒冷环境。
2025-03-17 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
An Empirical Planetesimal Belt Radius - Stellar Luminosity Relation
对毫米级尘埃的解析观测，追踪较大的星子，已经确定了26个埃奇奥尔-柯伊伯带类似物的位置。我们报告说，一个带的距离$R$到它的主星与恒星的光度$L_{\star}$相关，以下$R\propto L^{0.19}_{\star}$与低的内在散射$\sim$ 17%。值得注意的是，我们在太阳系中的埃奇-柯伊伯带和在原行星盘中成像的两条CO雪线接近于$R$ - $L_{\star}$关系，暗示了原行星盘结构和带位置之间的内在关系。为了测试偏差对关系的影响，我们使用Monte Carlo方法并模拟带的不相关模型种群。我们发现，观测偏差可以产生$R$ - $L_{\star}$关系的斜率和截距，但不能再现其低分散性。然后，我们重复的模拟考虑到带的碰撞演化，以下的稳态模型，适合通过红外线过量观察到的带人口。这通过降低模拟的$R$ - $L_{\star}$关系的离散度而显著改善了拟合;然而，该离散度仅与观察到的离散度保持略微一致。单独的观测偏差和碰撞演化无法重现带半径和恒星亮度之间的紧密关系，这可能表明微行星带形成于原行星盘内的优先位置。CO雪线位置的类似趋势则表明，在行星系的外部区域形成的星子和/或行星与其组成部分的波动性有关，正如行星形成模型所假设的那样。
2018-04-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA resolves CI emission from the $β$ Pictoris debris disk
已知$β$ ~ Piccadilly周围的碎片盘含有气体。先前的ALMA观测显示，在$\sim$ 85 AU处有一个CO带，有一个明显的团块，被解释为天然气产量增加的位置。光解离在$\sim$ 50年内将CO转化为C和O。我们解决CI发射在492 GHz使用ALMA和研究其空间分布。CI显示出与CO相同的团块。这是令人惊讶的，因为C预计会在方位角上迅速扩散。我们得出一个低的C质量（$5\times10^{-4}$和$3.1\times10^{-3}$ M $_\oplus$之间），表明天然气生产只是最近才开始（在$\sim$ 5000年）。没有证据表明CO带内部存在原子吸积盘，可能是因为气体还没有时间径向扩散。C和CO具有相同的不对称性，这一事实与之前提出的一种假设相矛盾，即该团块是由于向外迁移的行星在共振中捕获了星子;也不能用行星长期强迫的偏心星子带来解释观测结果。相反，我们认为尘埃盘和气体盘应该是偏心的。我们进一步推测，这样的配置可能是由最近的潮汐破坏事件产生的。假设分裂体具有10%的CO质量分数，其总质量将为$\gtrsim$ 3 $M_\mathrm{Moon}$。
2018-06-29 astro-ph.EP
Modification of icy planetesimals by early thermal evolution and collisions: Constraints for formation time and initial size of comets and small KBOs
彗星和小型柯伊伯带天体被认为是太阳系中最原始的天体之一，因为像C/1995 O 1 Hale-Bopp这样的彗星富含像CO这样的高度挥发性冰。在这里，我们采用二维有限差分数值模型来研究这些对象的内部热演化，在那里我们改变形成时间，半径和岩石冰质量分数。此外，我们执行不同的碰撞参量的三维SPH碰撞模型，从而考虑到陨石坑和灾难性的破坏事件。结合这两个数值模型的结果，我们估计在何种条件下，高挥发性的冰，如CO，CO2和NH3可以保留在现今的彗星和柯伊伯带物体。我们的研究结果表明，对于目前的对象来自最大的碰撞后残留物的内部热演化控制剩余的高度挥发性冰的量，而从未绑定的碰撞后材料形成的对象的影响加热是占主导地位的。最后，我们将我们的结果应用到今天的彗星和柯伊伯带天体，如67 P/Churyumov-Gerasimenko，C/1995 O 1 Hale-Bopp和（486958）Arrokoth。
2021-03-31 astro-ph.EP
How the formation of Neptune shapes the Kuiper belt
在原行星盘的气相期间，通过流体动力学模拟预测了巨行星的向内迁移。该现象也被用来解释共振和近共振系外行星系统的结构。早期的向内迁移也可能影响了我们的太阳系，塑造了不同的小行星库。在这项研究中，我们将探索巨行星的早期向内迁移如何塑造柯伊伯带。我们测试了不同的场景，只有海王星和天王星，并与所有四个巨大的行星，包括一些模型与随后的外向星子驱动的海王星迁移后的气体扩散。我们发现，即使海王星和天王星根本不迁移或只向内迁移，物体也会填充平均运动共振。当行星被固定时，星子只是暂时地粘在平均运动共振上，而向内迁移产生了一个新的通道来填充共振，而不会引起收敛迁移。然而，在这些情况下，很难填充不穿过微行星盘的平均运动共振（如2：1和5：2），并且缺乏穿过海王星轨道的共振KBO。这些海王星穿越者是海王星向外迁移的明确标志。海王星的起始位置和生长速率关系到经典柯伊伯带区域受到邻近区域的污染。当把所有的巨行星都包括在内时，热经典行星的偏心率和倾角空间以及分散盘区域变得更加密集。与海王星的5：2共振随着海王星更深的向内迁移而变得越来越多。然而，整体倾斜度分布仍然比观测值窄，柯伊伯带人口模型通常就是这种情况。
2021-04-25 astro-ph.EP
The Debiased Kuiper Belt: Our Solar System as a Debris Disk
在碎片盘中测量的尘埃追踪了星子带的位置。在我们的太阳系中，我们也能够直接测量最大的星子，并可以推断出尘埃的估计。来自小行星带的黄道尘埃比柯伊伯带尘埃的仅有的初步测量更好地受到约束。因此，尘埃模型将以提供碰撞源的较大天体目前的轨道分布为基础。许多柯伊伯带天体的轨道分布受到与海王星的动力学相互作用的强烈影响，如果不考虑这一点，就无法理解其结构。本文介绍了加拿大-法国黄道面巡天（CFEPS）测量的去偏置柯伊伯带。这个模型包括直径大于100公里的天体的绝对数量、测量到的轨道分布和柯伊伯带各组成部分的尺寸分布：经典带（热、搅拌和核心组成部分）、散射盘、分离天体和共振天体（1：1、5：4、4：3、3：2，包括Kozai子组成部分、5：3、7：4、2：1、7：3、5：2、3：1和5：1）。由于大部分已知的碎片盘与距离主星柯伊伯带的尘埃一致，CFEPS柯伊伯带模型为碎片盘模型提供了一个很好的起点，因为与盘内部行星的动力学相互作用已经很好地理解，并且可以使用轨道积分精确建模。
2014-05-13 astro-ph.EP
Circularizing Planet Nine through dynamical friction with an extended, cold planetesimal belt
柯伊伯带以外的小天体轨道要素意外聚集，导致人们猜测我们的太阳系实际上拥有九颗行星，其中八颗已确定，另一颗假设的“第九行星”。最近的几项研究表明，一颗质量约为10个地球质量的行星，在一个遥远的偏心轨道上，近日点远远超出柯伊伯带，可以创造和维持这种集群。然而，导致第九行星轨道的进化路径并不容易解释。在这里，我们调查是否一颗行星分散远离巨行星区域可以提升到一个轨道类似于一个建议的第九行星通过动力学摩擦与寒冷，遥远的星子带。最近通过流动不稳定性对微行星形成的模拟表明，微行星可以在100天文单位以上容易地形成。我们探索这种循环的动态摩擦与一组数值模拟。我们发现，一颗行星从海王星附近的区域分散到偏心轨道上，有20-30%的机会在4.6 Gyr之后获得与第九行星相似的轨道。我们的模拟结果也在强大的或部分的星子集群，然而，这种集群是否是可观察到的取决于星子带的内边缘的位置。如果内边缘位于200 au处，则可观察对象之间的聚类程度是显著的。
2018-01-10 astro-ph.EP
Adding particle collisions to the formation of asteroids and Kuiper belt objects via streaming instabilities
通过小粒子过密区域的引力坍缩模拟超大公里大小的微行星的形成，需要能够同时处理流体力学、粒子动力学和粒子碰撞的数值算法。虽然径向收缩的初始阶段是由阻力和重力决定的，但随着细丝收缩超过罗氏密度，粒子碰撞逐渐变得更加重要。在这里，我们提出了一个新的数值算法来处理动量和能量交换的数值超粒子之间的碰撞代表了大量的物理粒子。我们采用蒙特卡罗方法，在一个网格单元中的超粒子对碰撞统计上的物理碰撞时间尺度。碰撞是通过增大粒子直到它们接触并求解碰撞结果而发生的，这说明了非弹性碰撞中的能量耗散。我们证明了超粒子碰撞可以在一个适度的计算成本一致地实现。在由流动不稳定性驱动的原行星盘湍流中，我们认为在碰撞计算中应减去相对开普勒剪切速度。如果不减去它，密度不均匀性会迅速扩散，因为膨胀的粒子会夸大碰撞速度。局部粒子密度达到中平面气体密度的几千倍。我们发现有效形成的引力约束的团块，与一系列的质量对应的收缩半径从100至400公里时，适用于小行星带和150至730公里时，适用于柯伊伯带，外推使用一个恒定的自引力参数。较小的微行星在低分辨率下无法观测到，但最大微行星的质量相对独立于分辨率和碰撞处理。
2011-11-27 astro-ph.EP
A solution for the density dichotomy problem of Kuiper Belt objects with multi-species streaming instability and pebble accretion
本研究通过多物种流体不稳定性与卵石吸积模型，解释柯伊伯带天体密度随质量增加的趋势，揭示冰质微行星优先吸积硅酸盐导致成分变化，解决$^{26}$Al衰变引发的时间问题，验证了该形成机制。
2024-01-09 astro-ph.EP
The solar nebula origin of (486958) Arrokoth, a primordial contact binary in the Kuiper belt
新视野号宇宙飞船与冷的经典柯伊伯带天体（486958）Arrokoth（前2014 MU69）的相遇揭示了一个接触双星微行星。我们调查了它是如何形成的，发现它是早期太阳系温和、低速合并的产物。它的两个透镜状叶表明在重力坍缩的固体粒子云中有许多较小的微行星低速聚集。叶瓣的几何排列表明，叶瓣是一个共轨双星，经历了角动量损失和随后的合并，可能是由于云内的动力学摩擦和碰撞或后来的气体阻力。阿罗科斯的接触双星的形状被冷的经典柯伊伯带的良性动力学和碰撞环境所保存，因此也为早期太阳系的吸积过程提供了信息。
2020-03-12 astro-ph.EP
The Scattered Disc of HR 8799
HR~8799是一颗年轻的F0型恒星，有四颗直接成像的巨行星和两个碎片带，一个位于行星轨道区域的外部，另一个位于行星轨道区域的内部。HR~ 8799的结构与我们的太阳系相似，但也揭示了不同之处，如大质量的行星，巨大的径向范围和大质量的外部碎片带，HR~8799被认为是测试行星系形成和演化模型的基准。在这里，我们重点关注外部碎片环及其与行星的关系。我们证明，模型的外盘，提出以前再现赫歇尔观测，是不一致的ALMA数据，反之亦然。在试图找到一个物理动机的模型，将同意这两个观测集，我们进行碰撞模拟。我们发现，一个狭窄的星子带和辐射压力引起的尘埃晕不能解释所观察到的径向亮度轮廓。一个单一的，宽的星子盘也不能复制数据。相反，我们提出了一个两个人口模型，包括一个柯伊伯带状结构的低偏心率的星子人口（“经典柯伊伯带”）和高偏心率的彗星人口（“分散盘”）。我们认为，这种结构的外柯伊伯带的HR~8799可以解释与行星迁移的情况类似的柯伊伯带的太阳系。
2018-11-23 astro-ph.EP
OSSOS finds an Exponential Cutoff in the Size Distribution of the Cold Classical Kuiper belt
冷的主要经典柯伊伯带是由轨道倾角小、轨道半长轴在42.4 ~ 47.7 au之间的非共振小太阳系天体组成。这些物体可能形成了\textit{in situ}，并且自形成以来，人口经历了最小的碰撞修改。利用外太阳系起源巡天（OSSOS）的集合样本和特征，结合来自更深巡天的约束条件，并得到小行星中心目录和深南极巡天证据的支持，我们确定了从$H_r\simeq5$到12（大约直径为400公里到20公里）的冷经典带的绝对星等$H_r$分布。我们得出结论，冷人口的$H_r$分布表现出指数截止在大尺寸。在大尺寸的指数截止不是成对粒子吸积的自然结果，但指数锥形幂律尺寸分布是通过流动不稳定性的星子形成的数值模拟的一个特征。我们的观察指数截止同意以前的观测推断，没有大的对象（$D \gtrsim 400$公里）存在于寒冷的人口。我们注意到，$H_r$分布的渐近斜率是一致的$α\sim 0.4$和这个渐近斜率也被发现在流动不稳定性模型的星子形成，因此不一定与实现碰撞平衡。对穿海王星区域的研究提供了参数，使今后的流线不稳定性研究能够确定太阳原行星盘$\approx$ 45 au区域内星子形成的初始条件。
2021-10-01 astro-ph.EP
Dust Spreading in Debris Discs: Do Small Grains Cling on to Their Birth Environment?
碎片盘是围绕主序星的微行星尘埃带，类似于我们太阳系中的小行星带和柯伊伯带。微行星不能被直接观测到，但它们在相互碰撞中产生了可探测的尘埃。通过观察尘埃，我们可以尝试推断看不见的微行星的性质。在这里，我们解决的问题是什么是最好的方式来测量的位置外行星带，包括太阳系外的行星系。一种标准的方法是使用毫米波长的分辨率图像，这些图像显示的尘埃颗粒的大小与观测波长相当。在红外线（IR）中看到的较小颗粒受到几种非引力的影响，这些力将它们从出生环中拖走，因此可能无法紧密跟踪母体。在这项研究中，我们研究是否在较短的波长的碎片盘成像可能使确定的空间位置的外柯伊伯带具有足够的精度。我们发现，在M型恒星周围，在中红外线下最清晰可见的尘埃被恒星风有效地从它们的诞生位置向内移动，导致圆盘在中红外线图像中看起来比实际上更紧凑。然而，在早期类型的恒星周围，大多数碎片盘被发现，在中红外区的出生环位置，盘仍然是最亮的。因此，具有良好角分辨率的敏感红外设施，例如JWST上的MIRI，将能够追踪附近碎片盘系统中的外柯伊伯带。
2019-06-17 astro-ph.EP
Dynamics of the Beta Pictoris planetary system and its falling evaporating bodies
本研究通过辛N体模拟验证Beta Pictoris双行星系统稳定性，发现FEBs源于1.5天文单位内与Beta Pic c的高阶共振，而非先前认为的4-5天文单位区域。
2024-01-01 astro-ph.EP
The hot main Kuiper belt size distribution from OSSOS
基于 OSSOS 数据，发现主柯伊伯带中冷热成分天体在 50-300 公里尺度共享相同大小分布，表明星子形成对盘条件不敏感。
2023-09-04 astro-ph.EP
Forming the Cold Classical Kuiper Belt in a light Disk
大型柯伊伯带天体通常被认为是由一个质量是其当前质量几千倍的巨大微行星带形成的。然而，这样一幅图景与多方面的证据不符。在这里，我们提出了一个新的模型，冷经典柯伊伯带天体的聚集，出一个固体带只有几倍，其目前的质量，或百分之几的固体密度在最小质量太阳星云。这是通过将大部分原始物质沉积在厘米或更小的颗粒中而实现的。这些颗粒经常碰撞，并保持一个动态冷带，其中大型物体有效地生长：固体质量的有序单位分数可以转化为大型物体，而传统模型的效率约为0.1%。这样的光带可能代表了太阳系真正的外缘，它可能有效地阻止了海王星的向外迁移。除了高效率，我们的模型还可以产生一个质谱，峰值在一个中间的大小，类似于观察到的冷经典，如果一个包括撞击坑的影响。特别是，在30公里处观察到的幂律断裂冷经典，一个已被解释为碰撞侵蚀的结果，可能是原始的起源。
2016-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical effects of stellar mass loss on a Kuiper-like belt
四分之一的DA白矮星是金属污染的，然而比氦重的元素以天为时间尺度通过恒星大气下沉。因此，这些白矮星目前必须吸积含有重元素的物质。在这里，我们考虑是否散射的彗星或小行星从外部行星系，恒星质量损失的渐近巨星分支，可以重现这些意见。我们使用N体模拟来研究恒星质量损失对一个简单系统的影响，该系统由内边缘被行星截断的微星带组成。我们的模拟发现，开始与所观察到的主序星演化相适应的星子带人口，足够的质量被分散到内部行星系来解释推断的重元素吸积率。这是假设一部分质量分散到内部行星系，最终进入掠星轨道，被潮汐破坏并吸积到白矮星上。模拟还再现了观测到的吸积率随冷却年龄的下降，并预测了老（> 1 Gyr）白矮星的吸积率，与观测结果一致。我们假设的物质分散到内部行星系的效率最终在掠星轨道上是基于类似太阳的行星系，因为模拟表明，一颗行星是不够的。虽然正确的吸积水平被再现，模拟预测吸积白矮星的比例比观察到的要高。这可能表明，演化的行星系在将天体散射到掠星轨道上的效率较低，或者恒星质量损失后的动力学不稳定性导致大部分系统的星子带快速耗尽。
2011-02-17 astro-ph.EP
Destruction of Binary Minor Planets During Neptune Scattering
在柯伊伯带的低倾角组成部分的存在非常广泛的双星提供了一个独特的处理这个人口的动态历史。一些流行的柯伊伯带形成框架认为，微行星是通过与海王星的散射相遇从较低的半长轴轨道移动到那里的。我们测试的影响，这样的事件会对二进制系统，并发现，广泛的二进制有效地摧毁了各种散射事件所需的创建柯伊伯带与这种机制。这表明冷柯伊伯带的含双星成分是通过一种较温和的机制侵位或就地形成的。
2010-09-17 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
Serpentinization in the thermal evolution of icy Kuiper belt objects in the early Solar system
本文提出了一种改进的算法来模拟太阳系早期星子的蛇形化过程。虽然人们假设类蛇纹化反应在星子的热演化中起着重要的作用，但在这一主题中可用的模型很少且有限。这些过程可能很重要，因为这些物体中所涉及的材料很丰富。我们的模型基于（Gobi & Kereszturi 2017）的模型，并在考虑热容和岩石圈压力以及计算界面水量方面进行了改进。将我们的结果与以前的计算结果进行比较表明，在例如蛇纹化时间（在特定初始条件下消耗大部分反应物所需的时间）或该过程产生的热量方面存在显着差异。在一个简单的应用程序中，我们表明，在冰冷的机构，在一些现实的条件下，低于水冰的熔点，使用界面水的蛇纹化反应可能能够进行，并最终推动当地的温度高于熔点开始一个'失控'蛇纹化。根据我们对半径为R $\gtrsim$ 200公里的天体的计算，在早期的太阳系中，蛇纹化作用可能迅速地改造了这些天体的几乎整个内部。
2022-02-03 astro-ph.EP
Dust size and spatial distributions in debris discs: predictions for exozodiacal dust dragged in from an exo-Kuiper belt
一些附近恒星的SED显示出来自温暖的宜居带尘埃（被称为外黄带尘埃）的中红外过度。这些尘埃可能起源于在被向内拖拽之前的小行星带碰撞。本文提出了一个分析模型，在这种情况下，在不同的径向位置的粒子的尺寸分布，考虑到由于破坏性碰撞和坡印廷-罗伯逊（P-R）阻力的演变。从更准确的，但计算昂贵的数值模拟这个过程的结果被用来验证模型，并适合其自由参数。该模型预测11 $μ$米过剩（$R_{11}$）光盘的范围内的尘埃质量和微行星带半径使用现实的晶粒特性。我们表明，P-R阻力应产生exozodiacal尘埃水平可检测的大型双目望远镜干涉仪（LBTI）（$R_{11} > 0.1\%$）在系统中与已知的外带;非检测可能表明尘埃耗尽，例如，由一个干预的行星。我们还发现，LBTI可以检测到从一个带拖进来的外黄道尘埃太微弱，在远红外波长检测，与分数光度$f\sim 10^{-7}$和半径$\sim 10-80$ au。应用LBTI观测系统表明，P-R阻力可能可以解释大多数（5/9）的exozodiacal尘埃探测系统与已知的外带;两个系统（$β$乌玛和$η$ Corvi）与明亮exozodi可能是由于exocomets。我们认为，这三个系统与exozodiacal尘埃检测，但没有已知的带可能有冷的星子带太微弱，在远红外线检测。即使没有外层辐射带探测的系统也可能有外黄道尘埃水平$R_{11} > 0.04\…
2020-07-02 astro-ph.EP
Neptune's Orbital Migration Was Grainy, Not Smooth
柯伊伯带是海王星轨道之外的一群冰冷天体。柯伊伯带复杂的轨道结构，包括与海王星共振内外的几类天体，是海王星迁移到外微行星盘的结果。现有迁移模型的一个突出问题是，它们总是预测过大的共振种群，而观测表明，非共振轨道实际上是常见的（例如，在3：2共振中，主带种群比Plutinos大2-4倍）。在这里，我们表明，这个问题可以解决，如果它是假设海王星的迁移是粒状的，预期从散射遇到海王星与大规模的星子。颗粒状的迁移行为使具有大振动振幅的共振体不稳定，其中一小部分最终在稳定的非共振轨道上。因此，非共振-共振比获得的粒状迁移是更高的，高达10倍以上的参数范围内研究，比在一个模型与平滑迁移。颗粒迁移导致在3：2共振的天平动振幅的分布较窄。当假设30天文单位以下的外行星盘包含1000-4000个冥王星，或约1000个质量是冥王星两倍的天体时，观测结果得到最佳拟合。我们发现，外盘天体最终在柯伊伯带中稳定轨道上的概率为~10^{-3}。总之，这些结果与今天柯伊伯带中只有两个（已知）冥王星质量的天体（冥王星和厄里斯）是一致的。原始盘中冥王星类天体的总质量约为2-8个地球质量（M_Earth），占估计盘质量（M_disk ~ 20 M_Earth）的10-40%。
2016-02-22 astro-ph.EP
Binary asteroid scattering around white dwarfs
对白矮星大气污染和扰乱微行星的观测越来越多，这推动了对后主序星周围系外小行星命运的研究。太阳系中的微行星群最有可能在主序后的剧烈演化中幸存下来，如柯伊伯带，显示出大量的双星，倾向于接近等质量的成分，并提供了以前未被探索过的微行星群，这些微行星群可能存在于白矮星周围。在这里，我们模拟了等质量的双小行星系统周围的白矮星的动力学演化使用N体积分器REBOUND为1 Gyr。我们证实，巨行星是有效的分离和喷射双小行星系统的偏心轨道，而地球质量的行星更好地保持在他们的行星系的星子。我们发现双星系统可以在百万年的时间尺度上解离并从它们的系统中弹出，产生星际物体。我们并不认为会有自由漂浮的双星系统，因为所有被弹射出的微行星都是相互没有引力约束的。此外，我们还讨论了小行星双星对白矮星污染过程的影响，发现对一个天体离恒星有多近几乎没有影响。然而，双小行星的轨道演化改变了白矮星行星系中可获得的星子的分布，使其进一步分散到白矮星污染轨道上。
2023-01-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solution to the debris disc mass problem: planetesimals are born small?
位于行星系外围的碎片带，包括行星轨道所占据的区域，是太阳系柯伊伯带的巨大类似物。它们是通过携带大部分碎片盘质量的无法直接观测的较大物体之间碰撞所释放的尘埃的热辐射来探测的。我们估计光盘的总质量外推的碰撞级联模型的帮助下发射尘埃的质量。由此产生的明亮的碎片盘的质量似乎是不切实际的大，超过了系统在前一个原行星阶段的固体质量。我们详细讨论了这个“质量问题”，并探讨了可能的解决方案，其中包括尘埃不透明度和星子强度的不确定性，体积密度随尺寸的变化，阻尼过程的尺寸分布的陡峭化，未知的“碰撞年龄”的光盘的作用，以及最近的巨大影响尘埃生产。虽然我们不能排除的可能性，这些组合可能会有所帮助，我们认为，最简单的解决办法是假设，在明亮的碎片盘系统的星子是“出生小”，在公里范围内的大小，特别是在大距离的恒星。这一结论将需要对现有的星子形成模型进行修正，并可能对行星形成产生一系列影响。我们还讨论了潜在的测试，以限制最大的星子大小和碎片盘质量。
2020-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Mass and Size Distribution of Planetesimals Formed by the Streaming Instability. I. The Role of Self-Gravity
我们研究了原行星盘中微行星的形成，它是由流动不稳定性产生的固体超密度的引力坍缩引起的。为了进行这些研究，我们实现和测试的粒子网格自引力模块的雅典娜代码，使气体和无碰撞的自引力固体粒子的空气动力学耦合系统的模拟。就业后，我们的算法的星子形成模拟，我们发现（当一个直接的比较是可能的）雅典娜模拟产生预测的星子性质，同意与先前的工作中发现的使用不同的数值技术。特别是，流束引发的团块的引力坍缩导致了初始的星子质量函数，其可用幂律dN/dM ~ M^{-p}表示，其中p = 1.6 +/- 0.1，这相当于微分尺寸分布dN/dR ~ R^{-q}，其中q = 2.8 +/- 0.1。通过对多达512^3个网格区域和Npar = 1.5x10^8个粒子的收敛研究，我们没有发现分辨率的显著趋势。同样，幂律斜率似乎对自重力和潮汐切变的相对强度的变化以及（出于数值经济的原因）自重力开启的时间无关紧要，尽管这些主张的强度受到少量统计数据的限制。对于一个典型假设的最小质量太阳星云固体的径向分布（这里假设无量纲停止时间τ= 0.3），我们的结果支持这样的假设，即大小行星或柯伊伯带天体尺度上的天体可能是作为原始微行星群的高质量尾部形成的。
2016-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Amateur telescopes discover a kilometre-sized Kuiper belt object from stellar occultation
柯伊伯带天体（KBO）被认为是早期太阳系的残留物，它们的大小分布为探索外太阳系的形成和演化提供了机会。特别是，三倍大小（半径= 1-10公里）的KBO的大小分布代表了行星形成时初始微行星大小的特征。这些三分之一大小的KBO非常微弱，不可能直接探测到它们。相反，监测恒星掩星事件是发现这些小KBO的一种可能方法。然而，迄今为止，还没有观测证据表明，掩星事件的KBO半径为1-10公里。在这里，我们报告的第一次检测到一个单一的掩星事件候选人的KBO半径为$\sim$ 1.3公里，这是同时提供的两个低成本的小型望远镜与商业CMOS相机。根据该检测，我们得出结论，半径超过$\sim 1.2$ km的KBO的表面数密度为$\sim 6 \times 10^5 \ {\rm deg^{-2}}$。这种表面数密度有利于在半径为1-2公里处具有过量特征的理论尺寸分布模型。如果这是一个真实的发现，这意味着星子在其失控的生长阶段之前，在原始的外太阳系中成长为三倍大小的物体，并成为当今柯伊伯带的主要群体。
2019-10-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
The History of the Solar System's Debris Disc: Observable Properties of the Kuiper Belt
Gomes et al.（2005）的Nice模型表明，巨行星的迁移导致了一次星子清除事件，导致了8.8亿年的晚期重轰炸（LHB）。在这里，我们调查的红外辐射从柯伊伯带在太阳系的尼斯模型所描述的历史。我们描述了一种方法，可以很容易地转换成观测特性的n体微行星模拟的结果（假设黑体颗粒和单一的尺寸分布），并进一步修改这种方法，以提高其现实性（使用现实的颗粒特性和三相尺寸分布）。我们将我们的结果与观察到的碎片盘进行比较，并评估在太阳系外系统中检测LHB样过程的可行性。最近的调查表明，4%的恒星表现出24微米的过剩和16%的表现出70微米的过剩。我们表明，太阳系将一直在这些系统中最明亮的LHB之前，在24和70微米。我们发现在LHB期间24 μ m的发射显著增加，其在3000万年内迅速下降并变得不可检测，而70 μ m的发射在LHB之后直到36000万年仍然可以检测到。与碎片盘演化统计数据的比较表明，这种耗尽事件必须是罕见的，发生在不到12%的类太阳恒星周围，并且在这种入射水平下，我们预计到目前为止检测到的413颗类太阳场恒星中大约有1颗目前正在经历LHB。我们还发现，碰撞过程是重要的，在太阳系之前的LHB和弱柯伊伯带天体的参数是不一致的尼斯模型解释的LHB。
2009-06-19 astro-ph.EP
Insights into planet formation from debris disks: I. The solar system as an archetype for planetesimal evolution
长期以来，星周盘一直被认为是了解行星系的窗口。亚毫米级高灵敏度、高分辨率成像技术的出现，可以探测到盘状物的固体和气体成分，这为了解这些系统的动力学历史开辟了新的可能性，因此，也为更好地了解我们自己的太阳系-其中有一个高度演变的碎片盘-提供了新的可能性。对原行星盘和碎片盘尘埃质量的比较显示，在恒星年龄为1000万年左右，表面上处于“过渡盘”阶段，毫米级颗粒的质量明显下降，这表明这些颗粒快速吸积到星子上。这一快速形成阶段与对太阳系柯伊伯带天体的放射性核素研究相一致。重要的是，这表明，在这个时代的盘的气体中的任何热梯度将被“冻结”到微行星，因为它们从附近的固体和冰中快速增生。因此，在热示踪剂，如DHO，DCN和其他示踪剂的径向梯度的测量可以提供洞察新生的太阳系的abundances。在对太阳系动力学演化的研究中，人们默认这种丰度可以揭示目前在小行星带和柯伊伯带发现的天体的形成位置。同样，从年轻碎片盘的碰撞演化中检测到气体的证据可能揭示这些系统中物体动态演化的速度，其中大多数将比太阳系年轻得多。
2016-03-21 astro-ph.EP
A Possible Divot in the Size Distribution of the Kuiper Belt's Scattering Objects
通过联合分析的校准望远镜的调查，发现散射柯伊伯带的对象，其预期的轨道分布模型，我们测量的散射对象的大小分布的形式。排除了一个单一的幂律大于99%的置信度，我们约束的大小分布的形式，并发现，令人惊讶的是，我们的分析有利于一个非常突然的减少（一个dilemma）的数量分布的直径减少到100公里以下，与较小的物体的数量，然后再次上升，通过碰撞平衡的预期。在这个碰撞平衡斜率上进行外推，产生了足够多的更大尺度的散射天体，可以供给附近的彗星族彗星。我们的解释是，这个dilemma功能是一个保存遗迹的大小分布所作出的星子形成，现在“冻结”部分柯伊伯带共享一个“热”的轨道倾角分布，解释了几个难题在柯伊伯带科学。此外，我们表明，以配合今天的散射物体的倾斜分布，供应源，分散向外必须已经垂直加热到10度的顺序。
2013-01-31 astro-ph.EP
A Non-Primordial Origin for the Widest Binaries in the Kuiper Belt
本文证明柯伊伯带冷经典带中的超宽双星并非原初形成，而是在海王星轨道迁移植入动力学种群时，通过星子近距离交会解离与拓宽产生，故不能直接约束早期太阳系。
2024-11-15 astro-ph.EP
In-Situ Formation of the Cold Classical Kuiper Belt
本研究通过尘埃与气体的三维数值模拟，证实冷经典柯伊伯带可在太阳星云末期原位形成，解释了其低质量、特征尺寸及双星比例等特性，并指出其他形成场景的局限性。
2025-10-30 astro-ph.EP
The Structure of the Distant Kuiper Belt in a Nice Model Scenario
这项工作探讨了外太阳系中小天体的轨道分布，这些小天体是Brasser和Morbidelli（2013年）模拟的尼斯模型迁移的结果。这个行星迁移分散了一个29-34天文单位的小行星盘，并将一群天体安置在柯伊伯带区域。从2：1海王星共振和向外，分析的测试粒子填充外共振与轨道分布一致的跨海王星对象（TNO）的检测在半长轴，倾斜度和偏心率，而捕获到最近的共振是太有效。在3：1和4：1共振中的模拟散射物体和共振物体的相对种群也与基于去偏TNO调查的观察到的种群一致，但是与调查结果的种群估计相比，5：1共振的种群严重不足。散射安置的结果在预期的轨道分布为大多数的TNO人口，但在5：1共振的大观察人口的起源仍然无法解释。
2017-01-24 astro-ph.EP
The Transition from the Kuiper Belt to the Jupiter-Family (Comets)
柯伊伯带天体（Kuiper Belt Objects），或更一般的海王星外天体（Trans-Neptunian Objects，TNO），是在海王星轨道之外发现的微行星。一些TNO进化到穿越海王星的轨道上，成为半人马座。许多半人马座，反过来，达到彗星交叉轨道，成为彗星家族彗星（JFC）。TNO是JFC的主要来源。与JFC相比，TNO提供了一个不同的窗口，可以看到更原始的天体，并且在不同的大小和温度范围内。本章正是在这种背景下写成的。在这里，我们讨论的动力学途径从外海王星区域的JFC，和TNO的最重要的属性，涉及到JFC人口，包括考虑其起源，成分，形态和大小分布。只要有可能，我们就将这些属性与JFC联系起来。我们反映了一些关键的悬而未决的问题，我们不完整的知识TNO，因为它们涉及到半人马和JFC人口。最后，我们简短地讨论了值得注意的新的和即将到来的设施，以及它们对这些悬而未决的问题的影响。
2022-10-28 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
