Initial velocity V-shapes of young asteroid families
小行星家族的抛射速度场在很大程度上是不受约束的，这是由于成员在百万年时间尺度上通过长期共振和雅科夫斯基效应相对较快地分散。在$a$中由雅科夫斯基效应引起的碎片扩散与由碎片初始喷射引起的扩散是不可区分的。通过检查家族$<$ 20万年的历史，我们可以使用V形识别技术，以分离家庭的形状，是由于初始喷射速度场和那些是由于Yarkovsky效应。$<$ 2000万年前的小行星家族提供了一个机会，在家族碎片变得过于分散之前对其速度场进行研究。只有Karin家族的初始速度场已经确定，并且与直径$D^{-1}$成反比。我们应用V形识别技术来约束年轻族的初始喷射速度场，通过测量它们的碎片在半长轴$a$与$D^{-1}$空间中的V形相关的曲率。从直线的曲率意味着从$D^{-1}$的缩放的偏差。我们测量了11个年轻小行星家族的V形曲率，包括\FYnospace，Aeolia，Brangane，Brasilia，Clarissa，Iannini，Karin，Konig，Koronis（2），Theobalda和Veritas小行星家族。我们发现，大多数小行星家族的初始弹射速度场与$\sim D^{-1}$支持实验室的影响实验和计算机模拟破坏小行星母体一致。
2017-09-26 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
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
New observational evidence of active asteroid P/2010 A2: Slow rotation of the largest fragment
我们报告了对活跃小行星P/2010 A2的新观测，该小行星在2010年首次发现后，于2017年1月最接近地球（1.06 au）。尽管旋转周期在澄清其喷射机制中起着至关重要的作用，但由于这个微小物体（直径$\sim$ 120米）的极端模糊，P/2010 A2的旋转特性尚未被研究。利用自发现以来最好的观测几何，我们成功地获得了最大碎片的旋转光变曲线与Gemini/GMOS-N。我们发现：（1）最大的碎片有一个$11.36\pm0.02$ hr的双峰周期，它的自旋比它的临界自旋周期慢得多;（2）最大的碎片是一个高度拉长的物体（$a/b\geqslant 1.94$），有效半径为$61.9^{+16.8}_{-9.2}$ m;（3）喷出物的粒径分布服从破幂律（4）尘埃和碎片的累积粒径分布的幂指数分别为$2.5\pm0.1$和$5.2\pm0.1$）：（4）最大碎片与总喷出物的质量比约为0.8;（5）尘埃云形态与Kim等人（2017）的各向异性喷射模型一致。这些新的喷出物特征支持了撞击破碎假说。
2017-06-13 astro-ph.EP
Olivine-dominated A-type asteroids in the Main Belt: Distribution, Abundance and Relation to Families
在主小行星带中，分化的小行星是罕见的，尽管在陨石记录中有大约100个不同的分化天体的证据。我们试图理解为什么主带小行星的差异如此之少，以及这些差异化的天体或碎片所在的位置。使用斯隆数字巡天（SDSS）搜索大海捞针，我们确定光谱A型小行星候选人，橄榄石为主的小行星，可能代表地幔物质的分化机构。我们已经进行了近红外光谱调查与SpeX的美国宇航局IRTF和火的麦哲伦望远镜。我们报告了已知A型小行星数量增加一倍的结果。我们推导出一个新的估计这类橄榄石为主的小行星的总体丰度和分布。我们发现A型小行星占所有大于2公里的主带天体的不到0.16%，估计总共有600颗A型小行星超过该尺寸。它们被发现相当均匀地分布在整个主带，甚至在Cybele地区的距离被发现，并且在任何小行星家族中没有统计学意义的集中。我们得出的结论是，最有可能的含义是，在主带的橄榄石为主的材料的几个片段并没有形成本地，而是作为碰撞碎片的身体，在其他地方形成植入。
2019-01-09 astro-ph.EP
Anisotropic Ejection from Active Asteroid P/2010 A2: An Implication of Impact Shattering on an Asteroid
我们重新审视了小行星P/2010 A2中发生的质量喷射现象，即尘埃颗粒和大碎片的动力学特性。我们构建了一个模型，假设在一个固体锥形射流各向异性喷射，并成功地再现了从2010年1月到2012年10月的约3年的档案观测图像中的时变特征。当我们假设尘埃粒子和碎片从一个在任何观测中都没有检测到物体的点以相同的方向喷出时，各向异性模型可以解释所有的观测，包括（i）独特的尘埃云形态，（ii）尾迹表面亮度和（iii）碎片的运动。我们的研究结果表明，原始的身体被粉碎的冲击与Q* <~ 350 J/kg的比能量，和残余的缓慢反足喷出物（即，在我们的模型中各向异性喷射）观察为P/2010 A2。观测到的数量与通过实验室撞击实验获得的数量一致，支持P/2010 A2事件是目前主要小行星带发生撞击破碎的第一个证据的观点。
2017-03-26 astro-ph.EP
Footprints of a possible Ceres asteroid paleo-family
谷神星是小行星主带中最大、质量最大的天体。黎明号航天器的观测数据显示，谷神星表面至少有两个直径约280公里的撞击坑，可能会喷出大量碎片。然而，用于识别动态小行星家族的标准技术没有检测到任何谷神星家族。在这项工作中，我们认为，线性长期共振与谷神星耗尽谷神星附近的对象的人口。此外，由于谷神星的高逃逸速度，家族成员预计非常分散，相当一部分公里大小的碎片应该能够到达主带的原始区域，即5 J：-2 A和7 J：-3 A平均运动共振之间的区域，在那里观测到的小行星数量很少。与其在谷神星附近寻找可能的谷神星家族成员，不如在原始地区进行搜索。我们确定了156颗小行星，它们的分类，颜色，亮度可能与谷神星的碎片兼容。值得注意的是，这些天体中的大多数都有接近谷神星本身的倾角。
2016-02-15 astro-ph.EP
The Physical Characterization of the Potentially-Hazardous Asteroid 2004 BL86: A Fragment of a Differentiated Asteroid
潜在危险小行星的物理特性对于撞击危险评估和评估减缓方案十分重要。近距离飞越PHA为研究其表面光度和光谱特性提供了机会，从而能够在主小行星带中确定其源区。我们于2015年1月26日在距离地球120万公里（0.0080 AU）的近距离飞越期间观察到PHA（357439）2004 BL 86，使用地面望远镜阵列来限制其光度和光谱特性。光变曲线观测表明，这颗小行星是一颗双星，随后的雷达观测证实了这颗双星的性质，并给出了一级直径为300米，二级直径为50 - 100米。利用我们的测光观测资料，导出了2004 BL 86在V波段的位相曲线。两种不同的光度函数被拟合到这个相位曲线，IAU H-G模型（Bowell等人，1989）和Shevchenko模型（Shevchenko 1996）。根据H-G函数的拟合，我们得到了绝对星等H = 19.51 +/-0.02和G = 0.34 +/-0.02。舍甫琴科函数得到的绝对星等为H = 19.03 +/-0.07，相位系数b = 0.0225 +/-0.0006。使用Belskaya和Schevchenko（2000）发现的关系，相位系数用于计算几何相位（Ag），在V波段获得Ag = 40 +/-8%的值。利用H-G函数和Shevchenko函数的几何星等和绝对星等，我们计算了2004 BL 86的直径（D），分别得到D = 263 +/-26和D …
2015-09-23 astro-ph.EP
Drifting Asteroid Fragments Around WD 1145+017
我们对被污染的白矮星WD 1145+017进行了广泛的测光观测，据报道，至少有一个，也许是几个，有尘埃排放的大小行星（或微行星）经过它。我们在37个夜晚进行了53次观测，共计192小时，这颗17等恒星的小型到中型望远镜覆盖了2015年11月1日至2016年1月21日的时间间隔。我们总共检测到约237次流量显著下降。数据的周期图揭示了4.5004小时的显著周期性，这与用K2检测到的主导（“A”）周期一致。在此期间的折叠光变曲线显示，有一个长达一小时的流量下降，平均深度接近10%。这个凹陷由一系列较短，有时更深的凹陷组成，这些凹陷并不总是发生在完全相同的轨道相位，并且无法用K2来解决。事实上，我们发现在其他轨道阶段的通量有许多下降。几乎所有与该活动相关的倾角似乎都相对于“A”期系统性地漂移，每天约2.5分钟，离散度约为0.5分钟/天，对应于4.4928小时的平均漂移期。我们总共可以追踪到大约15个这样的漂移特征。在K2中没有检测到“B”-“F”周期，但如果它们保持在K2水平，我们就不会期望看到它们。我们将漂移运动解释为从小行星上脱落的较小物体（“碎片”）进入比小行星轨道略小的轨道。如果我们的解释是正确的，我们可以使用漂移率来确定小行星的质量。在这种情况下，我们发现小行星的质量为M_a ~ = 10^23克，大约是谷神星质量的1/10，不确定性大约为2倍。
2016-03-19 astro-ph.EP
The Chelyabinsk superbolide: a fragment of asteroid 2011 EO40?
明亮的火球或火流星是由高速进入地球大气层的流星体引起的。2013年2月15日，在俄罗斯车里雅宾斯克附近的天空中观察到一个超级火流星。这样的流星可能是小行星衰变的结果，在这里，我们探索这种可能性应用多步骤的方法。首先，我们使用现有的数据和蒙特卡洛优化（验证使用2008年TC 3作为模板），以获得一个强大的解决方案的车里雅宾斯克撞击前的轨道（半长轴= 1.62天文单位，偏心率= 0.53，倾角= 3.82度，经度的升交点= 326.41度和近日点的参数= 109.44度）。然后，我们使用这个最可能的轨道和数值分析，挑选出候选人的成员，我们称之为车里雅宾斯克小行星家族。最后，我们进行N体模拟，以确认或拒绝候选人和撞击物之间的任何动态连接。我们发现可靠的统计证据车里雅宾斯克集群的存在。它似乎包括多个小行星和两个相对较大的成员：2007 BD 7和2011 EO 40。车里雅宾斯克超火流星最有可能的母体是2011 EO 40。这些物体的轨道受到相当大的扰动，因为它们不仅与地月系统发生近距离接触，而且还与金星、火星和谷神星发生近距离接触。在这种情况下，星团的年龄不可能超过20-40 kyr。
2013-08-10 astro-ph.EP
Nucleus of active asteroid 358P/Pan-STARRS (P/2012 T1)
来自活跃小行星的尘埃排放可能是由碰撞，快速旋转，嵌入冰的升华以及这些组合驱动的。确定这些过程的特征有助于更好地了解它们各自对小行星群演变的影响。我们研究了快速旋转在活动小行星358 P（P 2012/T1）中的作用。我们用SOAR/Goodman和VLT/FORS 2获得了两个晚上的358 P深度成像。我们从时间分辨光度学中推导出了旋转光变曲线，并在一张堆叠的超深图像中寻找大于8毫米的大碎片和碎片。其核心的绝对星等为m_R=19.68，对应于C型小行星的相位函数和相位函数的标准假设的直径为530米。我们没有探测到需要快速旋转以减少表面重力以便于逃逸的碎片或碎片。10小时光变曲线并没有显示出明确的周期性。
2018-05-28 astro-ph.EP
Asteroid cratering families: recognition and collisional interpretation
我们继续研究仅使用小行星固有元素（Milani等人，2014年）确定的小行星动力学家族的整体性质，以提供合理的碰撞解释。我们专注于由大量母体和许多小碎片组成的陨石坑家族。我们提出了一个定量的定义的基础上的碎片的体积分数的母体的陨石坑家庭的碎片家庭以上的经验边界。我们评估的组成均匀性的家庭和他们的形状在适当的元素空间通过计算的差异相对于的主要机构的片段的适当的元素，寻找异常的不对称性所产生的形成后的动力学演化，或由多个碰撞/陨石坑事件，或失败的分层聚类方法（HCM）的家庭识别。我们确定了共有25个动态家庭，超过100名成员，从中度到重度陨石坑。对于三个家庭（4，15和283），我们确认发生了两个独立的陨石坑事件。对于家庭20，我们提出了一个双碰撞的起源，以前没有确定。在四种情况下（31，480，163和179），我们进行了专门的搜索动力学共振输运机制，可以大大改变家庭的形状。通过使用一种新的合成方法来计算长期频率，我们发现了族31、480和163的可能解，但没有发现族179的可能解，我们提出了一种新的解释，基于污染该族的长期共振：179族应该被分成两个独立的簇，一个包含（179）本身，另一个包含（9506）Telramund族，是碎裂型的，我们已经计算了它的年龄。
2018-12-18 astro-ph.EP
Meteors: Light from Comets and Asteroids
在对最古老的太阳系天体-彗星和小行星-的研究中，正是它们的碎片-流星体-以尘埃颗粒或陨石的形式为详细的实验室分析提供了最容易获得的行星物质。航天器访问了一些小行星和彗星，并将行星际样本送回地球，而访问小行星Ryugu和Bennu的Hayabusa 2和OSIRIX-REx飞行任务正在进行中。然而，由于缺乏彗星和小行星的代表性样本，因此有可能从流星体的直接观测中获得更多的知识。在与地球大气层碰撞时，流星体产生称为流星的光现象。可以使用不同的方法来观察流星，使我们能够研究小的行星际碎片，否则这些碎片将无法被发现。在有记录的历史中，发生了无数令人印象深刻的流星雨、风暴和陨石撞击，现在可以更详细地预测和分析。通过了解流星体的动力学、组成和物理性质，我们能够研究太阳系的形成历史和动力学演化。这项工作介绍了流星天文学，其基本过程和当前研究课题的例子。
2020-07-08 astro-ph.EP
Accretion of tidally disrupted asteroids onto white dwarfs: direct accretion versus disk processing
在不同冷却年龄的超过四分之一的白矮星（WD）中观察到大气重元素，这表明小行星物质正在不断吸积，而只有百分之几的WD拥有尘埃盘，并且所有这些WD都在吸积金属。在这里，假设一个碎石堆小行星是分散在WD的洛希瓣内的行星，我们研究其潮汐破坏和长期演变的碎片。我们发现，在经过几次离心通道后，小行星被撕碎成其组成颗粒，形成一个扁平的薄环。在百万年的时间尺度上，百分之几十的粒子被散射到WD上，因此直接吸积而不首先通过一个圆形的近盘。碎片相互碰撞对于共面碎片是最有效的，因此只有在行星破坏轨道共面性之前的$10^3-10^4$年才是重要的。我们表明，对于一个碎石堆小行星的组成粒子的大小频率分布的近地天体，它必须大致至少10公里的半径，使足够的碎片产生和$\ge10\%$的质量是失去了相互碰撞。在几十公里/秒的相对速度下，这种碰撞将潮汐碎片磨成越来越小的尘埃颗粒。WD辐射力可能使这些颗粒的轨道收缩，形成尘埃盘。一颗整体小行星的潮汐破裂会产生公里大小的大碎片，只有$\ge100$ km的母体才能产生足够的碎片，使相互碰撞变得重要。因此，这些大的小行星在被吸积之前会经历一个盘状阶段。
2021-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disintegration of Active Asteroid P/2016 G1 (PANSTARRS)
我们报告了2016年4月活动小行星P/2016 G1（PANSTARRS）的灾难性解体。超过三个月的深度图像显示，该物体由一个细长的彗发包围的碎片中心集中组成，并呈现出以前未报道的尖锐弧形和狭窄的线性特征。这些特征的形态和演变独立地指向2016年3月6日的一个短暂事件。弧形和线性特征可以通过环上的大颗粒以约2.5 m/s的速度移动来再现。环的膨胀限定了具有约40度半开口的圆锥体。我们认为G1是被一个小物体撞击而导致其（部分或全部）破裂的，而环对应于在陨石坑形成的最后阶段喷射出的大碎片。
2019-07-01 astro-ph.EP
Collisional Growth and Fragmentation of Dust Aggregates. II. Mass Distribution of Icy Fragments
通过$N$体模拟，我们研究了由亚微米级冰尘埃单体组成的尘埃聚集体之间碰撞的基本过程。我们研究了碰撞结果中碎片的质量分布，在很宽的范围内的质量比和碰撞尘埃聚集体之间的碰撞速度。通过对模拟结果的数值拟合，推导出了大碎片和小碎片质量分布的解析表达式。我们的大型残留物质量分析公式可以再现从大型靶向小型抛射体的质量转移贡献，这发生在质量比为$\gtrsim 3$的情况下，并在先前的研究中显示（Hasegawa等人，2021）。我们发现，小碎片的累积质量分布的幂律指数是独立的质量比，只有弱依赖于碰撞速度。另一方面，单个尘埃单体的碎片的质量分数随着碰撞聚集体的总质量的增加而减小，对于固定的质量比。这种趋势意味着多个层次的破坏性冲突（即，碎片之间的碰撞、碎片的碎片之间的碰撞）是通过碰撞碎裂产生大量单个尘埃单体所必需的。我们的碎片模型表明，总的几何截面集成的碎片估计是大约相同的顺序的几何截面的目标。
2022-12-21 astro-ph.EP
Anticipating Formation Trends of Binary and Multiple Asteroids in the Main Asteroid Belt Due to Electric Discharge Effects by Using the relation of the Sun's Activity and Binary Asteroids Aggregation Statistics
小行星在太阳系中被归类为微小而轻的物体，然而其中一些拥有轨道卫星。根据调查，15%的近地小行星都有卫星。放电效应提供了一个新的模型，描述了太阳磁场活动影响下的单颗、双颗和三颗小行星的形成。在进一步的研究中，根据各种数据库、星表和航天器，根据小行星与太阳的平均距离，从小行星聚集图中提取了收集到的数据。结果表明，在太阳磁活动高的地区，双星小行星更容易聚集。然后，根据搜索小行星的形状，自旋和轨道类型的目录的结果，本文介绍了一个小行星的列表，可能会从单小行星转化为双（可能是多个小行星）取决于未来太阳磁场活动的增加。
2019-10-14 astro-ph.EP
Possible thermal evolutionary pathways of irregular shaped small asteroids and planetesimals
研究了早期太阳系中不规则形状小微行星的两种不同的热演化途径。我们对两颗S-型小行星进行了个案研究;（243）Ida和（951）Gaspra，这是根据美国航天局行星数据系统的Philip Stooke小天体三维形状模型获得的它们的精确物理尺寸进行的。这两颗小行星的三维形状模型是基于伽利略号航天器的飞越任务。基于我们对小行星精确形状的新的热演化代码，我们发现在最初的200 - 300万年（Myr）内吸积的小行星体经历了烧结，而之后形成的天体则没有固结，例如，就像一堆碎石前一组天体可能是由星云尘埃直接聚集而成的。大多数碎石堆型小行星体是由最初存在的微行星碎片聚集而成的。这些物体冷却了数千万年。在早期太阳系中，随着时间的推移，形成了一代代的小微行星，由于碰撞引起的碎裂和再吸积，它们从一个紧凑的固结体的集合体演变成碎石堆体。
2021-11-12 astro-ph.EP
The atmospheric fragmentation of the 1908 Tunguska Cosmic Body: reconsidering the possibility of a ground impact
1908年6月30日的通古斯事件（TE）是宇宙天体撞击地球的最佳研究案例之一，具有全球影响。然而，直到今天，由于缺乏可靠的信息和可用数据的不确定性，人们对不同的事件重建提出了重大的质疑。在目前的工作中，我们想重新考虑通古斯宇宙体（TCB）的大气层碎裂，考虑到一个米级的碎片可能导致Cheko湖的形成，位于约$9$ ~km西北从震中。我们利用经典的彗星/小行星大气动力学单体理论，加上Foschini（2001）提出的碎裂条件，进行了数量级计算。我们使用2013年2月15日车里雅宾斯克事件（CE）的数据校准了数值模型。我们的工作支持这样的假设，即TCB可能是一个由具有不同机械强度，密度和孔隙度的不同材料的巨石组成的碎石堆小行星。在撞击之前，与地球的一次近距离接触剥离了至少一块巨石，巨石掉到了主体旁边，挖出了切科湖。我们排除了一个单一的紧凑的小行星喷射一米大小的碎片在空中爆炸期间，或之前不久，因为没有合适的组合巨石质量和横向速度的假设。
2019-02-11 astro-ph.EP
On the stability of spinning asteroids
大多数直径大于$\sim 300 \ {\rm m}$的小行星都是碎石堆，即由一个以上的固体物体组成。所有的小行星都在旋转，但几乎所有大于$\sim 300 \ {\rm m}$的小行星的旋转周期都大于$2.3 \ {\rm hours}$，这是离心力等于引力的关键时期。这表明小行星碎片之间几乎没有粘附力。我们表明，这是由于小行星颗粒的表面粗糙度，减少了颗粒之间的范德华相互作用的一个因素的$100$为微米尺寸的颗粒，甚至更大的颗粒。我们表明，表面粗糙度的结果是独立的颗粒的大小的相互作用力，与预期的线性尺寸依赖性与光滑表面的颗粒。因此，大小为$100 \ {\rm nm}$的两个结石碎片以与大小为$10 \ {\rm m}$的两个碎片相同的非重力相互吸引。
2021-10-27 astro-ph.EP cond-mat.mes-hall cond-mat.soft
On future opportunities to observe gravitational scattering of main belt asteroids into NEO source regions
轨道共振被认为是将主带小行星送入内太阳系的原因。已经提出了几种可能性，将小行星及其碎片运送到平均运动和长期共振，包括非引力和引力散射。我们调查未来的共振交叉已知的小行星发生在主带在下一个世纪。我们的目标是查明可能观测到的小行星射入近地天体源区的情况，并确定主带小行星近距离相遇在这一过程中的作用。
2013-12-11 astro-ph.EP
SPH-based simulation of multi-material asteroid collisions
简要介绍了连续介质力学中的光滑粒子流体动力学方法。具体来说，我们提出了我们的三维SPH代码来模拟和分析碰撞的小行星组成的两种类型的材料：玄武岩和冰。我们考虑的影响，如脆性破坏，破碎，并在不同的影响方案合并。在验证我们的代码对以前发表的结果，我们提出了第一碰撞结果的基础上测量值的Weibull裂纹分布参数的玄武岩。
2013-06-27 astro-ph.EP
Discovery of the first olivine-dominated A-type asteroid family
本研究利用Gaia DR3光谱数据发现了首个以橄榄石为主的A型小行星族(36256) 1999 XT17，揭示了其可能起源于分异母体地幔碎片的破碎，解决了橄榄石小行星罕见之谜。
2024-02-16 astro-ph.EP
Observed asteroid surface area in the thermal infrared
热红外观测和小行星形状模型的迅速积累导致了对热物理建模的兴趣增加。这些红外观测中的大多数都没有得到解决。我们认为小行星的表面积的一小部分，有助于大部分的热通量的两个模型小行星的不同形状的热参数的范围内。在红外线中观察到的表面通常比在可见光波长中观察到的区域更分散，这表明对形状的高灵敏度。对于热参数值较低的物体，表面的一小部分贡献了大部分的热发射通量。通过计算观测面积，可以利用小行星的非分辨观测数据制作空间分辨热惯性图。
2016-12-06 astro-ph.EP
Ejecta cloud distributions for the statistical analysis of impact cratering events onto asteroids' surfaces: a sensitivity analysis
本文提出了一个喷射物云分布的模型，以描述由射弹撞击小行星表面产生的羽流。一个连续分布的基础上的概率密度函数的组合来描述的大小，喷射速度和喷射角度的碎片。喷出物的分布是用来统计分析喷出物的命运。通过将喷出物分布与空间填充采样技术相结合，我们从分布中抽取样本，并为它们分配若干\emph{representative fragments}，以便单个样本在时间上的演变代表碎片的集合。使用这种方法，我们分析喷出物的命运作为不同的建模技术和假设的函数。我们评估不同类型的分布，喷射速度模型，系数等的效果。结果表明，一些建模假设比其他人更有影响力，在某些情况下，它们会影响不同方面的喷出物的演变，如份额的影响和逃逸的碎片或小行星表面上的影响碎片的分布。
2023-01-11 astro-ph.EP cs.NA math.NA
Asteroid spin-states of a 4 Gyr collisional family
利用小行星在其固有轨道要素空间内的聚类方法，确定了由共同母体碰撞碎裂而产生的小行星族。已经开发了一种替代方法，以便根据小行星碎片大小与其距族系中心的适当半长轴距离（V形）之间的相互关系来确定碰撞族系。这种方法已经被证明是有效的情况下，非常分散的家庭，形成了数十亿年前。我们获得了小行星的光度观测，以构建它们的旋转光变曲线;我们将它们与文献光变曲线和稀疏时间光度学相结合;我们将这些数据输入光变曲线反演方法，以确定小行星的形状和自旋极，以评估物体是逆行还是逆行。最终目标是评估我们是否在通过V形方法确定的4 Gyr小行星家族的V形内侧发现了过量的逆行小行星。这种逆行旋转体的过剩是由小行星家族进化理论预测的。我们获得了55颗小行星的自旋极，这些小行星声称属于由低自旋小行星组成的内主带的4 Gyr碰撞家族。在重新评估了天体和光谱信息后，我们发现其中9颗小行星是4 Gyr家族的闯入者。在剩下的46颗小行星中，有31颗是逆行的，15颗是逆行的。我们还发现，这些逆行旋转子有一个非常低的概率（1.29%）是由于随机抽样从一个潜在的均匀分布的自旋极。我们的研究结果构成了确凿的证据，证明被确定为4 Gyr碰撞家族成员的小行星具有共同的起源，从而加强了它们的家族成员资格。
2022-10-05 astro-ph.EP
Coupled Spin and Shape Evolution of Small Rubble-Pile Asteroids: Self-Limitation of the YORP Effect
我们提出了第一个自洽模拟的影响下的YORP效应的小引力聚集体的自旋形状的耦合演化。由于YORP对表面形貌的敏感性，即使是小的离心驱动的聚集体的重新配置也可以显着改变YORP扭矩，导致自旋演化可以与刚体预测定性不同。我们的模拟的三分之一遵循一个简单的演变被描述为修改后的YORP周期。三分之二的人表现出三种不同行为中的一种或多种--随机的YORP，自主的YORP和停滞的YORP--这三种行为共同导致YORP自我限制。自限性将演化中聚集体的旋转速率限制在比经典的YORP循环中预期的更窄的范围内，大大延长了物体保持旋转感的时间。模拟的物体最初是随机堆积的，无序的聚集体，它们是处于旋转平衡的相同球体，具有低的内部摩擦角。它们的形状演变的特点是整个身体的重新排列，包括内部深处。它们不会演化成带有赤道脊的轴对称顶形。质量损失发生在三分之一的模拟，通常是在一个长轴三轴体的两端少量。我们推测，YORP自我限制可能会抑制形成的顶部形状，二进制文件，或两者兼而有之，通过限制的角动量，可以赋予一个可变形的身体。特别是，随机YORP将以可观察的方式影响碰撞族的演化，这些碰撞族的轨道在雅科夫斯基力的影响下漂移。
2014-12-10 astro-ph.EP
Impact disruption of Bjurböle porous chondritic projectile
研究了400 kg Bjurböle陨石以约200 m/s撞击海冰后的破碎特征，发现其分米级碎片呈幂律分布且形状更接近等轴状，与小行星巨石存在差异，并探讨了孔隙率、撞击速度等因素的影响。
2024-06-01 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
'Oumuamua as a Cometary Fractal Aggregate: the "Dust Bunny" Model
第一个已知的星际天体，1I/2017 U1 'Oumuamua，显示出如此不寻常的特性，以至于它的起源仍然是一个备受争议的话题。我们建议，'Oumuamua的属性可以解释为分形尘埃聚集体（"尘埃兔"）形成的内部昏迷的碎片外奥尔特云彗星。这些碎片可以作为吸积点，积聚尘埃颗粒，形成分形聚集体。分形聚集体最终由于流体动力学应力而从碎片中断裂。由于它们的低密度和微弱的轨道束缚，这些彗星分形聚集体中的大多数随后被辐射压力喷射到星际空间。
2020-08-23 astro-ph.EP
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
Yarkovsky V-shape identification of asteroid families
只有少数已知的主带（MB）小行星家族的年龄大于2 Gyr（Brodegan等人，2013年; Spoto等人，2015年）。基于产生碰撞率的家系的估计表明，缺乏>2 Gyr-old家系可能是由于目前用于鉴定家系的技术中的选择偏差。由于长期共振、与大质量小行星的近距离碰撞和非引力雅可夫斯基力，族碎片在其轨道要素、半长轴、$a$、偏心率、$e$和倾角、$i$上分散。这导致家庭片段与主带的背景难以区分，使得随着家庭年龄的增加，更难以用分层聚类方法（HCM）进行识别。内带的Eulalia和新的Polana家族的发现依赖于新的技术，因为Yarkovsky传播使他们过于分散，无法使用经典的HCM来识别。用于发现新的Polana和Eulalia家族的技术经过修改，通过搜索$a$与小行星直径$D$或绝对星等$H$之间的相关性来识别小行星家族。如果一组小行星在$a$与1/ $D$或$a$与$H$的平面上的边界具有特征性的V形，这是由于与大小相关的雅科夫斯基扩散造成的，那么这组小行星就被认为是一个碰撞家族。用两种不同的技术识别V形边界。第一种方法通过测量边界内外的对象数量之间的落差来识别边界。第二种方法通过测量$a$与1/ $D$、$H$空间中物体的数量密度来识别V形边界。V形技术在已知的科Erigone，Vesta，Koronis和难以通过HCM识别的科如Flora，Baptistina，new P…
2016-09-20 astro-ph.EP
Optical and acoustic ground effects simulations from terminal defense asteroid disruption via the PI method
University of California - Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业与技术学院）；Sandia National Laboratories（桑迪亚国家实验室）
该研究通过模拟验证，NASA的PI方法可在数小时至数年预警内破碎小行星，将2023 PDC这类威胁破碎为100万个碎片时，能大幅降低地面光学与声学效应，实现行星防御。
2026-08-03 astro-ph.EP astro-ph.IM
The role of pebble fragmentation in planetesimal formation I. Experimental study
先前关于原行星尘埃增长的研究表明，由于在$\geq$ 0.1 $ms^{-1}$的速度下发生弹跳和在$\geq$ 1 $ms^{-1}$的速度下发生碎裂，在厘米级的大小下停止。为了克服这些障碍，空间集中的厘米大小的尘埃卵石和随后的引力坍缩已被提出。然而，数值研究表明尘埃聚集体在引力坍缩阶段可能经历碎裂。这种碎裂反过来又改变了固体的尺寸分布，因此必须考虑到，以了解形成的微行星的性质。为了探索尘埃卵石经历破碎碰撞的命运，我们进行了尘埃-聚集体碰撞的实验室实验，重点是建立这个阶段的星子形成的碰撞模型。在我们的实验中，我们分析了碰撞的尘埃聚集体的质量在1.4克和180克之间，目标和弹丸之间的质量比从125到1，在一个固定的孔隙率为65%，在1.5 $-$ 8.7 $ms^{-1}$的速度范围内，在低气压的$\sim 10^{-3}$毫巴和自由落体条件。我们推导出最大碎片的质量，碎片的大小/质量分布，以及质量传递的效率作为碰撞速度和抛射体/目标聚集体大小的函数。此外，我们给出了一个易于使用的碎片和质量传递模型的配方，以进一步用于建模工作。在另一篇论文中，我们利用实验结果和导出的尘埃-聚集体碰撞模型来研究尘埃卵石在引力坍缩过程中的命运。
2016-09-22 astro-ph.EP
Creep stability of the proposed AIDA mission target 65803 Didymos: I. Discrete cohesionless granular physics model
作为拟议的小行星撞击和偏转评估飞行任务的目标，近地双星小行星65803 Didymos是一类特殊的双星小行星，其主星有旋转破裂的危险。为了更好地了解这些二元系统，并支持AIDA任务，本文研究了蠕变稳定性的Didymos主要代表它作为一个cohesionless自引力颗粒状骨料旋转加速度。为了实现这一目标，软球离散元模型（SSDEM）能够模拟颗粒系统在准静态状态的实施和准静态自旋的程序进行。我们设计了三个临界自旋极限的模拟聚集体，以表明其临界状态所触发的重塑和表面脱落，内部结构变形，剪切破坏，分别。骨料的破坏条件、破坏模式和抗剪强度都可以从三个临界旋转极限中推断出来。组成颗粒的排列和尺寸分布，堆积密度，自旋路径，和颗粒间摩擦的影响进行了数值研究。结果表明，自旋自重力骨料的抗剪强度与其内部结构和材料参数密切相关，其破坏模式和破坏机理主要受其内部结构的影响。此外，这项研究提供了一些限制的Didymos主要的观测数据的基础上可能的物理性质，并提出了一个合理的形成机制，这个二元系统。由于体积密度符合观测不确定性，接近小行星允许的最大密度，Didymos primary在某些配置中可以保持地球静力学稳定，而不包括凝聚力。
2017-03-05 astro-ph.EP
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
Mitigating potentially hazardous asteroid impacts revisited
本研究通过高精度N体模拟，发现轨道剪切使碎片云呈三轴椭球状，其取向决定撞击地球的碎片数量，提出在PHA轨道近心点拦截可最小化撞击后果。
2023-08-18 astro-ph.EP physics.space-ph
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
Why are Jupiter-family comets active and asteroids in cometary-like orbits inactive?
背景：在可见光和近红外光谱范围内进行的测量显示，在彗星状轨道上存在着低丰度小行星。与木星族彗星（JFC）不同，ACO是不活跃的，但具有相似的轨道参数。目的：在这项工作中，我们讨论了为什么ACO是不活跃的，而JFC显示气体驱动的尘埃活动，虽然两者都属于同一类原始太阳系机构。研究方法：我们假设，ACO和JFC的形成在相同的物理条件下，即通过引力坍缩的合奏冰和尘埃聚集。我们利用尘埃聚集层在重力压缩下的记忆效应来讨论在何种条件下这些天体的气体驱动尘埃活动是可能的。结果如下：由于其较小的尺寸，JFC可以维持气体驱动的尘埃活动比较大的ACO更长的时间，其次表面区域由于材料的重力压缩而具有增加的拉伸强度。增加的拉伸强度导致在相对短的活性时间后对粉尘活性的钝化。结论：星子形成的引力坍缩模型，以及次表层物质的引力压缩，同时解释了ACO的不活动和JFC的气体驱动的尘埃活动。它们最初较大的尺寸意味着ACO具有更高的次表面材料拉伸强度，这导致气体驱动的尘埃活动更快终止。大多数半径大于$2 \, \mathrm{km}$的天体由于其当前表面物质的重力压缩而已经失去了活动性。
2016-05-13 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
Fragment properties at the catastrophic disruption threshold: The effect of the parent body's internal structure
对小行星碎裂进行的数值模拟，包括母体的碎裂和碎片之间的引力相互作用，使我们能够从无孔母体开始，成功地再现在不同撞击能量状态下形成的小行星族的主要特性。在本文中，使用相同的方法，我们集中在一个单一的制度的影响能量，所谓的灾难性阈值通常指定为Q*D，这导致逃逸的一半目标的质量。由于我们最近实施的多孔材料的破碎模型，我们可以表征Q*D的多孔和非多孔目标的直径范围很广。然后，我们可以分析孔隙度对Q*D值的潜在影响，并通过计算重力区域中碰撞的重力相，我们可以根据碎片大小和喷射速度分布来表征碰撞结果，这是碰撞模型用于研究不同群体小天体演化的主要结果属性。我们还检查了Q*D对弹丸撞击速度的依赖性。在强度制度，这对应于目标的大小低于几百米，我们发现，多孔的目标是更难以破坏比非多孔的。在重力状态下，结果完全由重力和多孔性目标的情况下的孔隙度控制。在无孔目标的情况下，结果也取决于强度。然后，我们提出了一些幂律关系Q*D和目标的大小和碰撞速度，可用于碰撞演化模型。
2009-11-19 astro-ph.EP
Waiting to make an impact: A probable excess of near-Earth asteroids in 2018 LA-like orbits
上下文2018 LA的发现和跟踪标志着历史上第三次在火球最终在我们的大气层中解体之前确定了火球的母体。随后从2018 LA回收的陨石只是第二次从太空到达地面的材料可以与特定的小天体联系起来。然而，像2018 LA及其前身2008 TC 3和2014 AA这样的流星体可能是近地天体（NEO）群体中较大成员的碎片。由于导致产生这类碎片的过程不可能在每次事件中只产生一个流星体，因此必须确定观测到的流星体可能起源于哪些假定的兄弟流星体和可能的候选流星体。目标。在这里，我们研究了2018 LA撞击前的轨道演变，将这颗流星体置于遵循类似轨迹的其他近地天体的动力学背景中。方法.我们的统计分析是基于直接N体计算的结果，该计算使用最新的轨道测定，包括八大行星、月球、冥王星-冥卫一系统的重心和三个最大的小行星的扰动。使用了最先进的近地天体轨道模型来解释我们的研究结果，并采用了随机化检验来估计其统计意义。结果我们发现在2018年类似LA的轨道上有统计学上显著过量的近地天体;在这些天体中，我们发现了一个撞击物，2018 LA，以及第四个最近的已知过路人，2018 UA。一个可能的连接与Chi-Scorpiids流星雨也进行了讨论。已知轨道与2018 LA相似的最大近地天体是具有潜在危险的小行星（454100）2013 BO 73，我们推测它们都来自一个共同的前体，通过碰撞级联。
2019-01-08 astro-ph.EP
A closer look at individual collisions of dust aggregates: Material mixing and exchange on microscopic scales
本研究利用颗粒动力学模拟分析了原行星盘中尘埃聚合体碰撞的物质混合效率，发现充分混合的材料质量分数仅占3%至30%，证明聚合体碰撞在小尺度上混合不同来源物质的效率较低。
2024-09-26 astro-ph.EP
Dynamical Environment and Surface Characteristics of Asteroid (16) Psyche
雷达观测显示，（16）Psyche是位于主带的M级小行星中最大和质量最大的一颗，直径约为230公里。这一事实使普绪客成为一个独特的天体，因为观测表明它是由铁镍组成的。据信，这个天体可能是一颗早期行星的金属核心所留下的，由于剧烈的碰撞，该金属核心在数百万年的时间里已经支离破碎。在这项工作中，我们研究了与表面相关的各种动态方面，以及这颗小行星周围的环境。我们使用计算工具来探索这个天体所产生的引力场，假设它的密度和旋转周期为常数。然后，我们确定了一组物理和动力学特性在其整个表面。结果包括几何高度、位势高度、倾斜、坡度等。我们还探索了小行星（16）Psyche附近的平衡点的位置和线性稳定性，发现了四个外部平衡点，其中两个是线性稳定的。我们通过对小行星周围的无质量粒子进行数值模拟来证实这些点的稳定性，这也表明稳定区域的大小不对称。此外，我们在（16）Psyche附近积分粒子云，以验证粒子最有可能在其表面的哪些区域碰撞。
2020-03-23 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
Evaluating Short-Warning Mitigation via Intentional Robust Disruption of a Hypothetical Impact of Asteroid 2023 NT1
University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业技术学院）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；Sandia National Laboratories（桑迪亚国家实验室）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of Utah（犹他大学）
本文针对假想的2023 NT1小行星撞击事件，采用Pulverize It模型模拟分析，发现该类威胁可在撞击前1天内拦截，实现有效 mitigation。
2026-08-03 astro-ph.EP
A road-map to white dwarf pollution: Tidal disruption, eccentric grind-down, and dust accretion
很大一部分白矮星显示出金属线，表明行星物质的污染，但吸积过程仍然知之甚少。本文的主要目的是制作一个路线图，说明白矮星污染的几个潜在途径，并将这些途径与观测结果联系起来。我们提出的主要道路开始于一个分散的小行星的潮汐破坏和一个高度偏心的潮汐盘的形成，具有广泛的碎片大小。这些碎片的坡印廷-罗伯逊（PR）阻力单独的吸积太慢，无法解释所观察到的速率。相反，在第二阶段，包括差分拱点进动在内的几个过程导致偏心碎片之间的高速碰撞。大的小行星在分裂时会产生更多的碎片，导致快速研磨并产生短暂而强烈的尘埃爆发，而较小的小行星则会在较长的时间内研磨。在最后阶段，碰撞产生的尘埃通过阻力循环并吸积到白矮星上。我们表明，当吸积速率超过10^7 g/s时，由PR阻力引起的光学薄尘埃吸积会产生大的红外（IR）过量。我们假设周围的白矮星以高速率吸积，但没有检测到红外过量，尘埃循环需要增强阻力-例如，由于存在气体附近的磁盘的近心。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Misaligned circumbinary disks as efficient progenitors of interstellar asteroids
气体环双星盘（CBDs）是一种常见的自然观测到的高度倾斜的双星轨道。这些盘中的粒子，一旦气盘消散，由于波节的进动，可以达到很大的相互倾斜。与n体模拟，包括碎片，我们表明，错位盘的粒子可以是有效的祖先星际小行星（ISA）。相互倾斜度较大的粒子之间发生的碰撞具有较大的碰撞速度，这可能导致质量喷射，并且碎片尺寸和喷射速度的范围很广。我们探讨的二元参数，其中大部分的类地行星形成的材料被喷射，而不是吸积成行星。喷射大量材料所需的不对准随着二元偏心率而减小。如果双星偏心率的分布是均匀的，并且初始粒子CBD相对于双星轨道的取向是各向同性的，那么大约59%的双星更有可能通过高速体-体碰撞喷射出大部分CBD类地行星盘质量，而不是保留这些物质并构建类地行星。然而，在非零盘粘度的气体盘阶段的二元-盘相互作用将减少这一部分。Oumuamua的成分、小尺寸、高度细长的形状和翻滚运动与错位CBD产生的ISA一致。
2022-08-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Asteroid family ages
一个新的族分类，其基础是用$\sim 384,000$编号的小行星的固有元素目录和新方法。对于$45$动态家庭与$>250$成员在此分类中确定，我们提出了一种尝试，以获得统计上显着的年龄：我们成功地计算年龄的$37$碰撞家庭。我们使用了一个严格的方法，包括一个最小二乘拟合的两侧的V形图在适当的半长轴，反直径平面，以确定相应的斜率，一个先进的误差模型的小行星直径的不确定性，迭代离群拒绝计划和质量控制。使用最佳可用的Yarkovsky测量来估计每个家族的Yarkovsky效应的校准。结果分别为起源于碎裂或撞击坑事件的家庭，年轻的，紧凑的家庭和截断，片面的家庭。对于所有计算的年龄，提供了相应的不确定性。我们发现两种情况下，两个独立的动力学家族一起形成一个单一的V形兼容的斜率，从而表明一个单一的碰撞事件。我们还发现了3个包含多个碰撞族的动力学族的例子，加上一个可疑的情况。我们已经发现了2个包含一个明显的亚科的族，这样就有可能测量一个明显的V形的斜率，从而确定二次碰撞的年龄。我们还提供了一些家庭中出现的核心差距的数据。本文计算的年龄是用统一的方法获得的，因此可以比较不同族的年龄，为小行星主带碰撞年代学提供了第一个实例。
2015-04-27 astro-ph.EP
PF131010 Ciechanow fireball - the body possible related to Near Earth Asteroids 2010 TB54 and 2010 SX11
2010年10月13日，阿波罗型20米小行星2010 TB 54在距离地球6.1个月球的距离内通过。在同一天，但11.4小时前，正好在02：52：32 UT，波兰中部的天空被-8.6级PF 131010 Ciechanow火球照亮。利用波兰火球网（PFN）的多站数据计算了火球的轨迹和轨道。结果表明，造成PF 131010火球的流星体的轨道与2010 TB 54小行星的轨道相似，两者可能相关。此外，在切哈诺火球出现的两天前，另一颗被命名为2010 SX 11的小行星从地月系统附近经过。它的轨道比2010 TB 54更接近切哈诺火球母天体的轨道。PF 131010 Ciechanow以12.9 ± 0.2 km/s的速度进入地球大气层，并在82.5 ± 0.3 km的高度开始发光。在飞行的最初三秒后开始明显减速，流星的终极速度在29.3 ± 0.1公里的高度仅为5.8 ± 0.2公里/秒。如此低的终极速度值表明，总质量约为2公斤的碎片可以在大气层中幸存下来，并导致陨石坠落。预测的可能陨石撞击的区域被计算出来，它位于Ostroleka市南部的Grabowo村附近。
2015-07-30 astro-ph.EP
Survival of the impactor during hypervelocity collisions I: An analogue for low porosity targets
最近对小行星表面的观测表明，存在着与该天体的整体岩性不匹配的物质。对这些外源物质存在的一个可能解释是，它们是主带小行星间撞击的产物，因此，人们对了解超高速撞击期间抛射体的命运越来越感兴趣。为了深入了解撞击物的命运，我们开展了一个实验室方案，速度范围为0.38 - 3.50公里/秒，专门测量撞击物的存活性、碎裂和最终状态。使用肯特大学的轻气枪（LGG）将镁橄榄石和合成玄武岩射弹发射到低孔隙率（<10%）的纯水-冰靶上。我们开发了一种新的方法来识别在喷出物中发现并植入目标的撞击器碎片。我们应用天文测光技术，使用SOURCE EXTRACTOR软件，自动测量数千个碎片的尺寸。该程序使我们能够估计靶体上的植入质量，发现其为撞击器初始质量的百分之几。我们计算了橄榄石和玄武岩抛射体之间灾难性破裂的能量密度Q* 的数量级差异。然而，我们发现超高速射击（>1 km/s）的大小频率分布具有非常相似的行为。每次发射后，我们用拉曼光谱检查了最大的橄榄石碎片，没有观察到抛射体最终状态的熔化或改变。
2015-12-10 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
Spinup and Disruption of Interstellar Asteroids by Mechanical Torques, and Implications for 1I/2017 U1 (`Oumuamua)
第一颗星际小行星1 I/2017 U1（'Oumuamua）的发现为星际天体研究开启了一个新时代。本文研究了在星际气体中运动的不规则形状的星际小行星的旋转动力学。我们发现，定期的机械扭矩造成的不规则体上的气流的轰击可能是重要的动力学和破坏的ISA。机械扭矩可以使ISA旋转，当旋转速度超过临界频率时，原始ISA会分裂成小的双星小行星。我们发现，崩溃的时间尺度是短的ISA的高度不规则的形状和低拉伸强度。我们应用我们的研究结果的第一个观察到的ISA，'Oumuamua，并建议其极端细长的形状可能源于重新组装的二元碎片，由于重力沿其旅程中的星际介质。Oumuamua的翻滚可能是由于机械扭矩造成的旋转中断引起的。最后，我们讨论了高速小行星的生存可能性，可能是由银河系中心的黑洞潮汐破坏行星系统形成的。
2018-05-08 astro-ph.EP astro-ph.GA
