Modeling of Collisional Outcomes Based on Impact Simulations of Mars-sized Bodies
Nagoya University（名古屋大学）；Tohoku University（东北大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本文提出了一种基于SPH模拟的解析模型，用于描述火星大小天体碰撞结果，通过特征能量分析碰撞结果并改进了现有模型。
2025-12-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Collisional Formation and Modeling of Asteroid Families
在过去十年中，由于开发了复杂的数字代码，我们对大型母体灾难性分裂形成小行星家族的理解取得了重大突破。在这篇评论中，我们描述了小行星碰撞的数值模拟，再现了家庭的主要属性，占小行星在撞击时的碎片和随后产生的碎片的引力相互作用。模拟结果表明，直径大于几百米的天体的灾难性分裂会导致较小碎片的重力再积累而形成大的聚集体，这有助于解释小行星家族中存在大型成员的原因。因此，数值模拟第一次成功地再现了代表性家族成员的大小和喷射速度。此外，模拟家庭的动态历史和家庭成员及其母体的可能的内部结构提供了约束。
2015-02-13 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
Compaction and Melt Transport in Ammonia-Rich Ice Shells: Implications for the Evolution of Triton
氨，如果存在于冰冷的卫星的冰壳中，可以将融化开始的温度降低到176 K，并创造一个大的温度范围，其中部分融化是热稳定的。富氨部分熔融区域的演化对冰体的地质和热演化有着重要的影响。为了从部分熔融区域提取熔体，周围的固体基质必须变形和压实。富含氨的熔体是下沉到次表层海洋还是冻结成冰壳取决于压实速率和热演化。在这里，我们构建了一个模型的压缩和热演化的部分熔融，富含氨的冰壳在一维几何形状。我们用$10\%$氨模拟海洋上方最初较薄的冰壳的增厚。我们发现，富含氨的熔体可以冻结到上$5$到$10$公里的冰壳，当冰壳增厚是快速的压实率相比。近地表挥发物的捕获表明，在重新加热的冰壳，共晶融化事件是可能的。然而，随着冰壳增厚速率的降低，富含氨的熔体被有效地从冰壳中排除，并且冰壳的大部分是纯水冰。我们将我们的结果应用到海王星的卫星海卫一的热演化。随着海卫一的冰壳变厚，海卫一次表层海洋中氨浓度的逐渐增加有助于防止冻结，并将预测的最终海洋厚度增加至$50$ km。
2018-11-27 astro-ph.EP
Numerical Simulations of Collisional Disruption of Rotating Gravitational Aggregates: Dependence on Material Properties
我们对太阳系中小天体的强度的了解受到我们对其内部结构的不了解的限制，这反过来又影响了我们对这些天体的形成和演化的理解。对直径大于几百米的小行星的旋转状态的观测表明，它们受重力支配，大多数不太可能是整块的;然而，有各种各样的合理的内部结构。引力聚集体的形状和自旋极限及其碰撞演化的数值和解析研究表明，剪切强度有很强的依赖性。为了研究这种效果，我们进行了系统的探索的耗散和摩擦参数的组成机构的材料组件的碰撞结果的依赖。我们模拟灾难性的破坏（导致最大的残余物保留50%的原始质量）公里大小的小行星建模为引力聚集体使用pkdgrav，宇宙学N-体代码适应碰撞问题，最近增强了一个新的软球碰撞算法，包括更现实的接触力。我们发现，对于一系列的三种不同的材料，更高的摩擦和耗散值增加灾难性的破坏阈值约半个量级。此外，我们发现，无论目标的内部配置如何，撞击前的旋转都会系统地增加平均质量损失。我们的研究结果具有重要的影响，行星形成的效率，通过星子生长，也更普遍地估计灾难性的破坏的冲击能量阈值，因为这通常只被评估为非自旋机构没有详细考虑的材料特性。
2014-09-23 astro-ph.EP
Realistic collisional water transport during terrestrial planet formation: Self-consistent modeling by an N-body--SPH hybrid code
根据目前的证据，地球（也许还有类似的系外行星）的水存量是在行星形成的混乱最后阶段通过（巨大的）碰撞向内输送的。在动力学模拟中，水输送仍然几乎完全通过假设过于简化的完美合并（PM）来研究，即使它特别容易发生碰撞转移和损失。为了缩小这一差距，我们已经开发了一个框架，直接结合长期N体计算与专用的三维SPH模拟每次碰撞水输运模型。碰撞后的水库存是自相一致的进一步跟踪，在增生或侵蚀，以及打了就跑的遭遇。后者是原行星中常见的结果，除了碰撞损失外，还必须考虑相遇物体之间的水转移。这种混合的方法使我们能够第一次跟踪完整的动力学和碰撞演化的200机构在整个后期吸积阶段（几个100万年）。作为第一个应用程序，我们选择了一个类似太阳系的架构，已经形成的巨大行星的圆形或偏心轨道和碎片盘跨度从0.5 - 4 au。现实的碰撞处理导致了与PM相当不同的结果，质量较低的行星和水库存减少了两倍或更多。由于碰撞损失和相当长的吸积的结合，最终的水含量，特别是在圆形轨道上的巨行星，强烈减少到更像地球的值。向潜在的宜居行星输送水主要是由少数决定性的碰撞所决定的，大多数是胚胎大小或更大的天体。高频率的打了就跑，与水（和质量）传输效率普遍较低，是这个过程的一个关键部分，并在整个系统的发展。
2020-01-04 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
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
The early impact histories of meteorite parent bodies
我们已经开发了一个统计框架，使用碰撞演化模型，冲击物理建模和比例定律，以确定合理的碰撞历史的范围内个别陨石母体。很可能那些没有被灾难性破坏的母天体在其表面上持续了数百次撞击--压缩、加热和混合外层;很可能许多母天体在没有任何撞击的情况下逃离了外层几公里。从撞击次数和撞击引起的比内能增加两个方面来看，最初的1000 - 2000万年是撞击的最重要时期。该模型已被用于评估几个陨石母体的拟议撞击历史：在前1亿年中未被破坏的多达10个母体经历了一次蒸发碰撞，这种碰撞是在CB球粒陨石母体上产生金属包裹体和球粒所必需的;大约1 - 5%的天体在1200万年后遭受灾难性破坏，其持续撞击的时间与IAB/winonaite母体上记录的加热事件相匹配;超过75%的半径为100 km的母体在经历了1亿年之后没有被破坏，它们受到的撞击使其被挖掘到了H球粒陨石母体外层混合所需的深度;为了保护CV球粒陨石母体上的磁场，地壳必须很厚（约20公里），才能防止被撞击刺穿。
2013-09-10 astro-ph.EP
A new perspective on the irregular satellites of Saturn - II Dynamical and physical origin
巨行星的不规则卫星的起源自发现以来一直存在争议。它们的动力学特征反对原位形成，这表明它们是捕获的物体，但在捕获的基础上的物理过程上没有全球共识。在本文中，我们探讨碰撞捕获的情况下，实际的卫星起源于土星的影响范围内发生的影响。通过建立捕获反问题的模型，我们估计了可能的母天体的轨道族和捕获它们所需的比冲。这些假定的母天体的轨道进行了比较，外太阳系的小天体，以概述其可能的形成区域。最后，我们利用卡西尼号提供的主要撞击坑杰森的数据，对菲比的碰撞捕获假设进行了测试。我们的研究结果提出了一个现实的解决方案范围匹配的观测和动力学数据。
2010-11-25 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
Collisional and Rotational Disruption of Asteroids
小行星是行星形成时代遗留下来的碎片，有助于我们了解早期太阳系的状况。不像较大的行星体在其形成过程中和形成之后会受到全球性的热改造，这些小天体至少保留了一些来自太阳星云的未被改造的原始物质。然而，小行星的结构特性自其形成以来已经发生了相当大的变化。因此，我们可以在它们中间找到各种各样的物理构形和动力学历史。事实上，除了少数可能的例外，所有的小行星在太阳系的时代都被修改或完全破坏了很多次。这张照片得到了太空任务遇到的小行星的数据的支持，这些小行星显示出形状，体积密度，表面形态和其他特征的多样性。此外，这些天体的引力是如此之小，以至于某些物理过程的发生方式与我们在地球上的共同经历相去甚远。因此，每次访问一个小机构，提出的问题与回答的问题一样多。在这篇评论中，我们讨论了目前的状态研究小行星破裂过程，侧重于碰撞和旋转机制。我们发现，最近的进展，在模拟灾难性的破坏碰撞提供了重要的见解小行星内部结构和更深入的了解小行星家族。潮汐碰撞或热效应造成的旋转破坏，是许多较小小行星改变的原因，也是许多双小行星和形状奇特的天体的起源。
2009-06-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
Formation of bi-lobed shapes by sub-catastrophic collisions: A late origin of comet 67P/C-G's structure
像彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko（67 P/C-G）这样的小天体的特殊形状的起源是一个积极研究的主题。它如何以及何时获得其独特的特征，对太阳系的起源及其动力学有着明显的影响。我们研究了像彗星67 P/C-G这样的形状是如何由一种新型的低能量、亚灾难性的撞击造成的，这种撞击涉及细长的旋转物体。我们专注于可能导致双叶结构的参数。我们还估计了这种结构在随后的撞击中幸存下来的概率。我们使用一个光滑粒子流体动力学（SPH）冲击物理代码来模拟的影响，随后的重新积累的材料和重新配置成一个稳定的最终形状。在模拟中跟踪能量增加以及所产生的物体的压实程度。我们的模拟结果表明，像67 P/C-G这样的双叶结构的形成是这里考虑的低能量亚灾难性碰撞的自然结果。次灾难性的撞击有可能显著改变小型物体的形状，而不会导致严重的加热或压实。目前观测到的彗星核的形状，如67 P/C-G，可能是最后一次主要形状形成撞击的结果。
2016-11-08 astro-ph.EP
A Collisional Origin to Earth's Non-chondritic Composition?
有几条证据表明，块状地球的成分不是南极洲的。如果地球是由铁磁性物质的吸积形成的，那么它的非铁磁性成分，特别是超铁磁性的142 Nd/144 Nd和低的Mg/Fe比值，可能是由在其形成过程中分化的星子的碰撞侵蚀所解释的。在这项工作中，我们使用一个N体代码，其中包括一个国家的最先进的碰撞模型，按照原行星的形成，类似于原地球，从分化的星子（> 100公里）隔离质量（> 0.16 M_地球）。分化天体之间的碰撞有可能改变吸积原行星的核幔比。我们表明，足够的地幔物质可以剥离碰撞机构在失控和寡头增长，使最终的原行星可能有镁/铁和硅/铁比类似的散装地球，但只有当地球是一个极端的情况下，核心被假定为含有10%的硅质量。这可能表明，在巨大的影响阶段，如果地球形成的南极物质碰撞分化的重要作用。
2014-10-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Collisional study of Hilda and quasi-Hilda asteroids
本研究模拟Hilda小行星40亿年碰撞演化，发现其大尺寸SFD近乎原始，并评估Hilda与准Hilda撞击诱发彗星活动时标过长，非主要机制。
2025-01-18 astro-ph.EP
SPH/N-body simulations of small (D = 10 km) asteroidal breakups and improved parametric relations for Monte-Carlo collisional models
我们报告我们的研究小行星解体，即破碎的目标，随后的重力重新积累和形成的小行星家族。我们重点研究直径为$D_{\rm pb} = 10$ km的母体。模拟进行了平滑粒子流体动力学（SPH）代码结合一个有效的N体积分。我们假设了不同的射弹尺寸、撞击速度和撞击角度（总共125次）。所得的尺寸-频率分布与使用$D_{\rm pb} = 100$ km目标的按比例缩小的模拟显著不同（Durda等人，2007年）。我们推导出适合蒙特卡罗碰撞模型的描述碎片分布的新参数关系。我们还描述了碎片的速度场和角分布，这可以作为小行星族的N体模拟的初始条件。最后，我们讨论了一些SPH模拟相关的不确定性。
2018-03-28 astro-ph.EP
The gravitational instability of a stream of co-orbital particles
我们描述了一个等间距的宏观粒子流在轨道上围绕一个中心体（如行星或恒星）的动力学。小天体的共轨配置可能会受到引力不稳定性的影响，这会使系统处于扩散、无序和碰撞状态。我们详细的线性不稳定性的数学和物理特征，使用剪切片模型，随后跟踪其非线性演化与本地N体模拟。这个模型提供了一个方便的工具，以了解引力和碰撞动力学的狭窄带，如土星的F环和物质流wirs从潮汐中断机构。特别是，我们研究了这些系统形成长寿命粒子聚集体的趋势。最后，我们发现了一个意想不到的引力不稳定性和磁旋转不稳定性的线性动力学之间的联系。
2012-03-19 astro-ph.EP
Compaction during fragmentation and bouncing produces realistic dust grain porosities in protoplanetary discs
本文为3D SPH代码Phantom开发孔隙率演化模块，研究原行星盘中孔隙率对尘埃演化的影响，发现碎片化过程中的压实作用使毫米级颗粒致密程度提高10到100倍，填充因子约0.1，与观测值匹配。
2024-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragment properties from large-scale asteroid collisions: I: Results from SPH/N-body simulations using porous parent bodies and improved material models
了解碰撞碎裂和随后碎片的再积累对于研究小天体群的形成和演化至关重要。使用SPH /N体方法，我们调查的大小频率分布（SFD）造成的100公里直径的多孔材料组成的目标，包括孔破碎以及摩擦的影响中断。总的来说，多孔目标具有比先前研究的碎石堆母体显著更高的冲击强度（Q*D）（Benavidez等人，2012）并且显示出更类似于无孔整体靶的行为（Durda等人，2007年）。我们的研究结果还证实，对于一个给定的特定的冲击能量，SFD产生的母体破坏是强烈依赖于尺寸尺度。
2018-08-10 astro-ph.EP
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
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
Collisions Between Gravity-Dominated Bodies: 1. Outcome Regimes and Scaling Laws
碰撞是行星形成的核心动因。在这项工作中，我们推导出一个分析描述的动力学结果之间的任何碰撞引力主导的机构。我们进行高分辨率的模拟星子之间的碰撞，其结果被用来隔离不同的碰撞参量碰撞结果的影响。在从星子到行星的成长过程中，碰撞的结果跨越了多个领域：撞击坑、合并、破坏、超级灾难性破坏和打了就跑的事件。我们推导出方程（标度律）来划分碰撞制度之间的过渡，并描述碰撞后机构的大小和速度分布。的标度律被用来计算地图的碰撞结果作为质量比，影响角度和影响速度的函数，我们讨论了在行星形成的每个碰撞制度的概率的影响。本文提出的解析碰撞模型将极大地改善行星形成和碰撞演化的数值模拟中的碰撞物理。（摘要删节）
2012-01-05 astro-ph.EP
Erosive Hit-and-Run Impact Events: Debris Unbound
内太阳系行星胚胎之间的碰撞可能导致多个残留体，其质量、组成和剩余速度各不相同。一些较小的、未结合的碎片可能会成为主要小行星带的种子。这些碰撞产生的天体的组成与典型的铁-岩组成不同，在岩石/铁的比例方面，可能包含进一步的冲击处理材料。小行星带中的一些物质来源于较大行星体的碰撞，这可能有助于解释不同小行星群组成的多样性和奇怪性。
2016-10-31 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
1I/`Oumuamua as a Tidal Disruption Fragment From a Binary Star System
1 I/`Oumuamua是第一个已知的星际小天体，大小可能只有100米左右。与基于彗星的预期相反，'Oumuamua没有显示出任何活动，并且有一个非常细长的身影，并且还表现出无阻尼的旋转翻滚。相比之下，Oumuamua的轨迹表明它与当地的恒星一起移动，正如从相对较近的系统中低速喷射所预期的那样。在这里，我假设Oumuamua是典型的100米星际天体，并推测它的起源。我发现，巨行星在从主序星的内太阳系中喷射小天体时效率相对较低，而双星系统为喷射非挥发性天体提供了更好的机会。我还得出结论，`Oumuamua不是碰撞群的成员，这可以解释它与小型小行星的巨大差异。我观察到，预计100米的小天体在现实的碰撞种群中携带很少的质量，并且当整个行星在灾难性的遭遇中被破坏时的偶然事件可能主导100米碎片的星际种群。与太阳或木星不同，红矮星的密度非常大，能够彻底扰乱类地行星。我的结论是，'Oumuamua的起源是一颗行星的碎片，它被潮汐破坏，然后被一个双星系统的致密成员弹射出来，这可以解释它的特殊性。
2017-12-18 astro-ph.EP
A Census Before Rubin of Asteroid Families in the Main Belt
Southwest Research Institute（西南研究所）
研究通过普查主小行星带中的335个碰撞家族，揭示了碰撞家族形成年龄、母体大小与Yarkovsky效应的关系，提供了新的小行星家族目录。
2026-02-23 astro-ph.EP
Multiwavelength Vertical Structure in the AU Mic Debris Disk: Characterizing the Collisional Cascade
碎片盘是柯伊伯带的放大类似物，柯伊伯带中的尘埃是由微行星之间的碰撞产生的。在碎片盘的“碰撞级联”模型中，因辐射压力和风而流失的尘埃不断通过微行星之间的摩擦碰撞而补充。该模型假设碰撞是破坏性的，并涉及大的速度;这一假设尚未在我们的太阳系之外进行过测试。利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列对附近M矮星天文台附近的碎片盘进行了0“25（$\approx$ 2.4 au）分辨率的$λ$ = 450 $μ$ m尘埃连续辐射观测。我们使用参数模型来描述磁盘结构，并使用MCMC算法来探索模型参数的后验分布;我们将磁盘的结构与我们的数据和存档$λ= 1.3$ mm数据相匹配（Daley等人，2019），从中我们获得了1.3 mm处的两个纵横比测量值（$h_{1300}$ = 0.025 $^{+0.008}_{-0.002}$）和450 $μ$ m（$h_{450}$ = 0.019 $^{+0.006}_{-0.001}$），以及粒度分布指数$q =$ 3.03 $\pm$ 0.02。在Pan & Schlichting（2012）提出的建模框架内结合我们的纵横比测量，我们推导出AU Mic碎片盘的速度弥散指数作为粒度$p = 0.28 \pm 0.06$的函数。这一结果意味着较小的物体比较大的物体更容易被碰撞破坏，这与通常为这种小物体假设的强度状态不一致。这种差异的可能解释进行了讨论。
2022-07-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Erosion and accretion by cratering impacts on rocky and icy bodies
在行星形成期间，许多小的撞击体导致对大的目标体的撞击坑。目标表面的一部分被侵蚀，而撞击物材料的一部分附着在表面上。这些分数取决于撞击速度、撞击角度和目标的逃逸速度。本研究使用平滑粒子流体动力学模拟模型弹坑的影响，重力是主导力量和材料强度被忽略的平面冰目标。通过评估数值结果，标度律导出的逃逸质量的目标材料和吸积质量的撞击物材料到目标表面上。结合最近在一项同伴研究中得出的岩石天体的结果，得出一个结论，即除了水星上的陨石坑外，类地行星上的典型陨石坑撞击导致了净吸积，而巨行星的卫星上的陨石坑撞击，例如，土卫五和木卫二，导致了净侵蚀。我们新推导出的比例律将有助于预测从古至今的行星形成和碰撞演化过程中，大型岩石和冰质行星体上发生的各种撞击坑撞击的靶体侵蚀和撞击物吸积。
2021-04-11 astro-ph.EP
Comets as collisional fragments of a primordial planetesimal disk
罗塞塔任务及其精密的测量重新引发了关于彗星是原始星子还是碰撞演化物体的争论。我们在所谓的“尼斯模型”的背景下，研究了当前彗星核的前体在太阳系早期所经历的碰撞演化。我们考虑了两种碰撞演化的环境：（1）跨行星际的星子盘，从气体去除的时间，直到磁盘被分散的冰巨星的迁移，和（2）分散盘形成的时间，分散盘。在这两种情况下使用不同的方法进行了模拟，以确定半径为2公里的彗星核通常经历的破坏性碰撞次数。在广泛接受的假设中，星子盘的分散发生在大约4 Gy前的晚期重轰炸时期，彗星大小的星子在盘中的破坏性碰撞中生存的机会非常小。在极端的假设，即磁盘是直接分散在气体去除，有机会为一个显着的小行星的一部分保持完整。不过，这些幸存者身上，还是会留下许多非破坏性撞击的痕迹。因此，太阳系演化的尼斯模型预测，典型的公里大小的彗星核主要是较大母体碰撞产生的碎片。进一步研究的一个重要目标是调查彗星核的观测特性是否与这种碰撞起源相一致。
2015-04-17 astro-ph.EP
Dynamical Constraints on Mercury's Collisional Origin
在太阳系的四颗类地行星中，水星的起源也许是最神秘的。现代的数值模拟旨在模拟类地行星形成的动力学，系统地无法复制水星;水星的质量只有地球的5%，轨道偏心率和倾角是行星中最高的。然而，水星的大铁丰富的核心和低挥发性库存脱颖而出的内行星，似乎暗示了一个激烈的碰撞起源。由于大多数用于模拟陆地吸积的算法不考虑碰撞碎裂的影响，因此很难在行星形成的更大背景下测试这些碰撞假设。在这里，我们分析了一个大的套陆地吸积模型，占碰撞机构的碎片。我们发现，在我们的模拟中，90%的行星的核心质量分数都是由于反复的碰撞而提高的。虽然这些行星中的许多在质量上与水星相似，但它们很少位于水星轨道上。此外，我们还进行了一批额外的模拟，旨在专门测试单一的巨型撞击起源场景。我们发现小于1%的概率，同时复制水星-金星动力学间距和地球系统的轨道激发度后，这样的事件。虽然动力学模型在理解火星的低质量方面取得了很大的进步，但它们无法形成准确的水星类似物仍然是一个突出的问题。
2019-04-03 astro-ph.EP
The Growth of Protoplanets via the Accretion of Small Bodies in Disks Perturbed by the Planetary Gravity
行星通过小天体在原行星盘中的碰撞吸积而成长。这些小天体受到强烈的气体阻力，它们的轨道受到行星周围气体流动和大气结构的显著影响。利用三维流体动力学模拟方法研究了受行星引力扰动的原行星盘中的气体流动。然后，我们计算粒子的轨道演化的气体结构从流体动力学模拟。根据轨道计算，我们获得了行星与厘米到公里大小的粒子之间的碰撞率。我们的研究结果表明，由于大气气体阻力，米级或更大的颗粒有效地与行星碰撞，这显着提高了碰撞率。另一方面，气流对于较小的颗粒起着重要的作用。最后，考虑到大气和气流的影响，推导出了新的碰撞率解析公式，与模拟结果吻合较好。我们估计的增长时间尺度和吸积效率的漂移体形成的气体巨固体核心使用的公式。我们发现在最小质量太阳星云模型中，亚千米级天体的吸积在5 au时达到了短的增长时间尺度（~0.005百万年）和高的吸积效率（~1）。
2021-08-23 astro-ph.EP
Dynamical and collisional constraints on a stochastic late veneer on the terrestrial planets
鉴于它们在分化过程中倾向于被纳入地核，地球地幔中的高度亲铁元素被认为是在巨大撞击阶段结束后作为“晚期饰面”被增生的。Bottke等人（2010年）提出，如果晚期单板的特征是大型（D = 1000- 4000 km）撞击物，则可以解释大的地月HSE丰度比。在这里，我们模拟了类地行星在一个随机的晚期单板阶段从吸积结束，直到开始的晚期重轰击~ 5亿年后的演变。我们表明，由大型（D > 1000 km）天体主导的0.05地球质量的晚期单板种群自然地向地球提供了~0.01地球质量的单板，与约束一致。类地行星的偏心率和倾角是由与最大的晚期单板天体的近距离接触所激发的。我们发现，当a）类地行星的单板前角动量亏损AMD_0小于当前角动量亏损AMD_now的一半，或b）AMD_0 <= AMD_now且单板仅限于较小的天体（D_max <= 2000 km）时，它们的单板后轨道与理论值最吻合。单板对金星、地球和火星的影响主要是增生性的，但对水星和月球的影响主要是侵蚀性的。在约20%的模拟中，发生了一次高能撞击，可能会去除超过25%的水星质量，从而增加其铁的质量分数。我们表明，由于较大撞击的侵蚀性质，月球不能从大于500- 1000公里的物体上吸积任何物质。如果晚期的单板包括大型撞击物（D >= 500- 1000 km），而不管它们的大小分布，只要地球的单板大部分来自大型天体，就可以解释大的地球-月…
2013-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Collisional fragmentation and bulk composition tracking in REBOUND
我们提出了一个碎片模块和组成跟踪代码的$n$体代码REBOUND。我们的分段代码利用以前的半分析模型，并遵循类似于$n$体代码MERCURY的分段的实现方法。在我们的$n$体模拟与碎裂，我们减少碰撞和行星形成的时间尺度膨胀的粒子半径的膨胀因子$f$和实验的各种值的$f$，以了解膨胀因素如何影响碰撞的历史和最终的行星系。随着膨胀因子的增加，合并的速度也会增加，从而产生具有更多行星和更大轨道的行星的行星系。此外，我们提出了一个组成跟踪代码，它遵循的组成变化的同质机构作为质量交换的函数，并使用它来研究如何碎片化和使用的扩展因子影响挥发性交付的内部地球盘。我们发现，碎片增强径向混合相对于完美的合并，平均而言，作为$f$增加，所以这样做的平均水团分数的行星。径向混合随着$f$的增加而减少，因为碰撞发生在早期，在天体有时间增长到激发轨道并远离其原始位置之前
2022-01-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
A new code to study structures in collisionally active, perturbed debris discs. Application to binaries
碎片盘的传统研究使用两种不同类型的数值模型：统计粒子在一个盒子的代码，研究其碰撞和大小分布的演变，和动态N体模型，研究其空间结构。N体程序中没有碰撞是一个主要的缺点，因为碰撞过程预计会显著改变纯N体程序的结果。我们提出了一个新的数值模型，研究扰动碎片盘的空间结构在动力学和碰撞稳态。我们专注于引力扰动之间的竞争效应，由一个大质量的身体（行星或恒星），碰撞生产的小颗粒，和辐射压力放置这些颗粒在可能的动态不稳定的地区。我们认为一个磁盘的母体在动力学稳定状态，从一系列的运行，每个对应于一个不同的轨道位置的扰动，其中粒子被分配碰撞破坏概率的小辐射压力影响的颗粒被释放。这些碰撞运行产生连续的位置图，然后重新组合，遵循复杂的程序，以产生表面密度分布的扰动体的每个轨道位置。我们应用我们的代码的情况下，一个circumprimary光盘在一个二进制。我们发现明显的结构内部和外部的动态稳定区域。对于低$e_B$，盘的结构是随时间变化的，在动态“禁止”区域的螺旋臂与伴星进动。对于高$e_B$，光盘是强烈的不对称，但时间不变，与一个显着的密度下降，在二进制的近星点方向。（该文件的更高分辨率版本，见http：//lesia.obspm.fr/perso/philippe-thebault/theb2011.pdf）
2011-10-25 astro-ph.EP
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
Collisional damping in debris discs: Only significant if collision velocities are low
本文通过扩展动力学模型引入轨道倾角演化，研究碎片盘中碰撞阻尼的条件，发现碰撞阻尼仅在临界质量比Yc接近或大于1且碰撞速度低于约40 m/s时才显著，否则盘可长期保留初始倾角分布并呈现与波长无关的垂直厚度。
2024-11-21 astro-ph.EP
Collisional Stripping and Disruption of Super-Earths
行星形成的最后阶段主要是行星胚胎之间的碰撞。这一阶段的动力学决定了系统中行星的轨道结构、质量和组成。在太阳系中，水星、地球、火星和冥王星都曾被认为是巨型撞击的晚期。就水星而言，这次巨大的撞击可能显著改变了行星的整体组成。在这里，我们提出的平滑粒子流体动力学模拟结果的高速（高达~5 v_esc）碰撞1和10 M_地球行星的初始地球组成的调查的结束阶段的形成太阳系外超级地球。正如以前对较小物体之间碰撞的模拟所发现的那样，当碰撞能量超过简单合并时，巨大的碰撞分为两种状态：（1）破裂和（2）打了就跑（掠擦非弹性碰撞和抛射体逃逸）。当碰撞参量接近零时，当射弹质量与目标相比很小时，或以极高的速度时，就会发生破坏。在中断制度，我们推导出灾难性的中断（当一半的总碰撞质量丢失），吸积和侵蚀之间的过渡能，并在散装组合物（铁硅酸盐比）的变化的标度律碰撞剥离地幔的标准。
2009-07-02 astro-ph.EP
Ring dynamics around non-axisymmetric bodies with application to Chariklo and Haumea
最近在半人马座小天体Chariklo和矮行星Haumea周围发现了密集而狭窄的环，同时怀疑在半人马座凯龙星周围。它们是在太阳系中除巨行星外的其他地方观察到的第一个环。与后者类似的是，小天体的引力场可能表现出大的非轴对称项，在物体的自旋和环粒子的平均运动之间产生强烈的共振。在这里，我们展示了Chariklo和Haumea的适度地形特征或伸长解释了为什么它们的环相对远离中心体，当缩放到巨行星的时候。林德布拉德型共振实际上在十年时间尺度上清楚地表明，初始碰撞盘跨越了共转共振（粒子的平均运动与物体的自旋速率相匹配）。在共转半径内的圆盘物质迁移到物体上，而在共转半径外的物质被推到1/2共振之外，在1/2共振中，粒子完成一次旋转，而物体完成两次旋转。因此，非轴对称物体周围的环的存在要求1/2共振位于物体的罗氏极限内，有利于被环包围的快速旋转体。
2018-11-23 astro-ph.EP
Segregation on small rubble bodies due to impact-induced seismic shaking
本文提出一个结合随机碰撞历史与离散元模拟的框架，研究撞击诱发地震晃动如何驱动小碎石堆小行星上的表土粒度分层，并分析了影响分层质量的关键因素。
2023-09-20 astro-ph.EP physics.space-ph
The radial structure of planetary bodies formed by the streaming instability
彗星和小的星子被认为含有毫米到厘米大小的鹅卵石形式的原始建筑模块。形成这些小天体的可行的生长机制之一是通过流动不稳定性（SI），其中卵石聚集并在气体阻力的存在下引力坍缩向星子或彗星。然而，大多数SI模拟是全球性的，缺乏分辨率，以遵循其希尔半径内的卵石云的最后崩溃阶段。我们的目标是跟踪一个受相互碰撞和气体阻力的引力约束卵石云的崩溃与代表粒子的方法。我们确定的径向卵石粒径分布的崩溃核心和相互卵石碰撞的卵石粒径分布的影响。我们发现，维里平衡从来没有达到云的演变过程中，在一般情况下，卵石与给定的斯托克斯数（St）崩溃的顺序从空气动力学最大的空气动力学最小的光学厚的核心。我们表明，在该位置的核心变得光学厚，终极速度远低于碎裂阈值速度。虽然在云的演化过程中，碰撞过程可以忽略不计，但确实发生的碰撞是粘在一起的。这些结果支持了彗星和小行星体是由毫米到厘米大小的原始卵石组成的观测结果
2021-02-04 astro-ph.EP
Stochastic orbital migration of small bodies in Saturn's rings
卡西尼号宇宙飞船在土星环中发现了许多小卫星，形成了螺旋桨结构。我们研究了嵌入土星环中的20- 50米大小的天体的动力学演化。我们估计的各种相互作用过程的重要性与环粒子的小卫星的偏心率和半长轴解析。对于低环表面密度，偏心率和半长轴的演变上的主要影响被发现是由于碰撞和引力与粒子在附近的小卫星的相互作用。对于大的表面密度，与自引力尾流的引力相互作用变得重要。我们还执行逼真的三维，碰撞N体模拟多达25万个粒子。一组新的伪剪切周期性边界条件的使用，减少了一个数量级的计算成本相比，以前的研究。我们的分析估计被证实在一个因素的两个。在短时间尺度上，演化总是由碰撞和与自引力环粒子的引力相互作用引起的随机效应主导。这导致了小卫星半长轴的随机行走。小卫星的偏心率很快达到平衡值，由于碰撞阻尼。在100个轨道周期后，小卫星的半长轴平均变化为10- 100米。这转化为在方位角方向上的几百公里的偏移。我们预计，这种转变很容易观察到。
2010-06-08 astro-ph.EP astro-ph.IM
Measuring the Collisional Evolution of Debris Clusters in an Asteroid System
School of Aeronautic Science and Engineering, Beihang University（北京航空航天大学航空科学与工程学院）；China Academy of Aerospace System and Innovation（中国航天系统创新研究院）；School of Aerospace Engineering, Tsinghua University（清华大学航空航天学院）
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
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
Scattering of small bodies by planets: a potential origin for exozodiacal dust ?
在越来越多的主序星周围观测到高水平的黄外尘埃。这种尘埃的起源尚不清楚，因为它在碰撞和辐射力下的寿命很短。即使是一个碰撞级联与公里大小的母体，建议解释外部碎片盘，不能生存足够长的时间。在这项工作中，我们调查所观察到的exozodiacal灰尘是否可以起源于外星子带。我们调查的散射过程中稳定的行星系，以确定是否有足够的材料可以分散向内，以保持其目前观察到的水平的exozodiacal尘埃。我们使用N体模拟调查这种散射的效率和它对行星系结构的依赖。这些模拟的结果可以用来评估假设的行星链在观测系统中产生exozodi的能力。我们发现，对于年龄更大（> 1亿年）的恒星，如果有外黄道尘埃，则需要一个大质量、大半径（> 20天文单位）的外带和一系列紧密堆积的低质量行星，才能将尘埃保持在目前观测到的水平。这就产生了一个问题，如果有的话，有多少真实的系统拥有这样一个人为的结构，因此能够以足够高的速度散射，以保持长时间尺度的exozodi尘埃。
2012-09-26 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
Accretion among preplanetary bodies: the many faces of runaway growth
当行星前天体的体积达到~1 km或更大时，它们的吸积速率由于引力聚焦（GF）而增强。我们发展了一个新的数值模型来计算引力增强生长阶段的碰撞演化。我们验证我们的方法对现有的N体和统计代码。利用数值模型，我们探讨了从单个星子半径R 0的初始种群开始的失控生长和寡头生长吸积阶段的特征。在模型中，初始随机速度分散（源自它们的偏心率）开始低于微行星体的逃逸速度，系统经历失控的增长。我们发现，在失控的增长阶段的尺寸分布保持连续，但演变成幂律在高质量端，与以前的研究一致。此外，我们发现，最大的机构从所有的质量箱吸积，一个简单的两个组件的近似是不适用的，在这个阶段。然而，随着增长，逃逸体激起了它所吸积的小行星群体的随机运动。最终，这种反馈停止了快速增长，系统进入寡头政治，来自邻近地区的竞争对手在质量上迎头赶上。与以前的估计相比，我们发现，该系统离开失控的增长阶段在一个更大的半径。此外，我们评估的相关性小，单一大小的片段的生长过程。在经典模型中，物体的初始速度分散很小，在失控增长过程中这些不起关键作用;然而，在模型中，由于外部搅拌其随机运动，其特点是初始相对速度大，可能出现碎片占主导地位的情况。
2010-06-16 astro-ph.EP
New multi-part collisional model of the main belt: The contribution to near-Earth asteroids
目的。我们建立了主小行星带（MB）的六部分碰撞演化模型，并利用该模型研究了MB不同区域对近地小行星（NEAs）的贡献。方法.我们建立了一个名为ACDC的统计代码，它模拟了MB分裂成六个区域（即内部，中间，原始，外部，Cybele和高倾角带）的碰撞演化，根据那里存在的主要共振（$ν_{6}$，3：1J，5：2J，7：3J和2：1J）的位置。我们认为Yarkovsky效应和上述共振的主要机制，从MB的不同区域删除小行星，并将它们送到近地天体区域。我们计算了来自不同源区的近地小行星的演化，考虑到在近地小行星种群的共振和平均动力学时标交付的机构。结果我们的模型是在协议与MB的主要观测限制，如MB的不同区域的大小分布和大型小行星家族的数量。它还能够重现观测到的H < 16的近地小行星，并与最近对H < 20的估计一致，但对较小的尺寸有偏差。我们发现，大多数来源作出重大贡献的近地小行星，但内带和中间带脱颖而出，作为最重要的来源近地小行星其次是外带。原始和Cybele地区的贡献很小。在实际观测到的高倾角近地小行星中，高倾角带只是一小部分的来源，因为该区域存在使小行星能够增加和减少倾角的动力学过程。
2020-05-26 astro-ph.EP
An improved model of the Edgeworth-Kuiper debris disk
（节略）我们通过建模获得预期的EKB尘埃盘属性。我们把已知的穿海王星天体（TNOs）作为母体，用我们的碰撞代码产生尘埃。由此产生的尘埃分布进行修改，以考虑到引力散射和共振捕获的行星上迁移的尘埃颗粒的影响，以及升华的效果。一个困难是，尘埃的数量和分布在很大程度上取决于亚公里大小的物体。这些是直接不可观察的，它们的属性不能通过碰撞建模来访问，因为大于10的物体…在现今的EKB中，60米的区域不处于碰撞平衡状态。为了施加额外的限制，我们在20 AU内对新视野号航天器进行了现场测量。我们表明，TNO人口有一个中断的大小分布在s<70公里。然而，即使这样，我们仍然有几个模型，都正确地再现了一个几乎恒定的尘埃撞击率在该地区的巨行星轨道，并没有违反的限制，从非检测的EKB尘埃热辐射的COBE航天器。模型化的EKB尘埃盘，符合观测约束，可以是运输为主或运输为主和碰撞为主的制度之间的中间。这种盘的面内光学厚度为τ（r> 10 AU）~10^-6，其分光度为f_d~10^-7。行星和升华被发现对尘埃撞击通量和尘埃热发射的影响很小。EKB模拟物的光谱能量分布，从10 pc的距离可以看出，在40…50 \mum在F~0.5mJy，这是不到1%的光球通量在这些波长。因此，精确的EKB类似物不能用当今的仪器如Herschel/PACS检测。
2012-02-10 astro-ph.EP
I. Collisional evolution and reddening of asteroid surfaces: The problem of conflicting timescales and the role of size-dependent effects
空间风化是用于改变暴露于空间环境的无大气岩石体表面光学特性的过程的通用术语。当试图进行一些基本的定量估计时，关于空间风化对S-复合小行星光谱特性的影响的相关性的普遍一致意见失败了。特别是，有严重的分歧，关于典型的时间尺度显着的光谱红化发生，范围从1百万年至1千兆年。一般来说，单个物体的光谱红化可以被认为是三项的总和，一项（与统计分析相关）取决于物体在其寿命期间暴露于空间风化，第二项由于原始表面成分，第三项（“噪声”项）由于约束效果差（例如，表面的结构和纹理）。小行星的表面通常覆盖着风化层，风化层的存在和性质大概在风化过程中起着关键作用。在本文中，我们讨论了碰撞演化中发挥的作用，影响小行星的光谱特性和刷新的表面，由于形成喷出物，碰撞和风化过程的同时建模的必要性。我们引入了一个新的想法，基于一种饱和的刷新过程中的可能性，每当发生大规模的再积累的影响喷出物。在这种情况下，整体变红对小行星大小的依赖性自然会显现出来。我们表明，这一结论确实是支持可用的主带小行星光谱数据。
2011-10-11 astro-ph.EP
Orbital evolution of planetesimals in gaseous disks
行星是由原行星盘中的小天体碰撞生长而形成的。比$1$ \，m大得多的天体主要受主星引力的控制，并受到微弱的气体阻力;它们的轨道主要由轨道根数表示：半长轴$a$、偏心率$e$和倾角$i$，这些都受到气体阻力的调制。在先前的研究中，$\dot a$、$\dot e$和$\dot i$是针对$e \ll 1$和$i \ll H/a$分析得出的，其中$H$是椎间盘的刻度高度。他们的公式在行星形成的早期阶段是有效的。然而，一旦大质量行星形成，$e$和$i$就会大大增加。事实上，太阳系中的一些小天体有非常大的$e$和$i$。因此，在本文中，我解析地推导出用于$1-e^2 \ll 1$和$i \ll H/a$以及用于$i \gg H/a$的$\dot a$、$\dot e$和$\dot i$的公式。由这些有限方程组合的公式将代表轨道积分的结果，除非是$e \geq 1$或$i > π- H/a$。由于导出的公式不仅适用于原行星盘中的物体，而且适用于环行星盘中的物体，因此，我讨论了使用公式在环行星盘中捕获卫星的可能性。
2015-05-07 astro-ph.EP
The Collisional Evolution of the Primordial Kuiper Belt, Its Destabilized Population, and the Trojan Asteroids
本研究利用Boulder代码模拟原始柯伊伯带、失稳族群和木星特洛伊小行星的碰撞演化，约束碎裂定律并统一解释撞击坑、彗星SFD及行星撞击频率。
2023-07-13 astro-ph.EP
