An N-body approach to modeling debris and ejecta off small bodies: Implementation and application

旋转引起的小天体II的YORP分裂的主序后碎片：多重裂变、内部强度和二元产生

Post-main-sequence debris from rotation-induced YORP break-up of small bodies II: multiple fissions, internal strengths and binary production

超过四分之一的白矮星含有可观测到的来自系外小行星分裂的金属碎片。了解这些碎片的物理和轨道历史将使我们能够自洽地将行星系的形成和命运联系起来。一个主要的碎片库是在恒星演化的巨分支阶段由YORP引起的旋转裂变产生的，在这个阶段恒星的光度可以超过太阳四个数量级。在这里，我们确定的功效的巨大分支YORP效应的小行星与非零的内部强度，和模型裂变后的演变施加简单的分析碎片处方。我们发现，即使是最高的现实内部强度不能防止小行星的广泛碎片和生产的碎片场超过100 AU的大小。我们计算连续的裂变事件的数量，因为它们发生在逐渐变小的时间间隔，因为恒星上升的巨大分支，提供了一种方法来生成小行星碎片的大小分布。结果是非常不敏感的祖恒星质量。我们还得出结论，巨大的分支YORP分裂可以产生二进制小行星子系统的容易程度是强烈依赖于内部强度。形成的二进制子系统反过来可能是短暂的，由于所产生的亮度增强BYORP效应。

碎片盘组成：行星形成和迁移的诊断工具

Debris Disk Composition: A Diagnostic Tool for Planet Formation and Migration

碎片盘是包含行星、小天体（如小行星和彗星）和碎片尘埃的系外行星系统。据推测，看不见的行星会干扰小天体进入交叉轨道，产生通过遥感检测到的小尘埃颗粒。在各种年龄（从1000万年到几个Gyr）和恒星光谱型（从早期A型到M型）的主序星周围发现了碎片盘。因此，它们是了解我们太阳系的结构和演化是常见还是罕见的绝佳实验室。本白皮书解决了碎片盘科学中两个突出的问题：（1）碎片盘小天体是否类似于我们太阳系中的小行星和彗星？(2)在行星迁移过程中，行星是否将星周物质分离成不同的储存库和/或混合物质？我们预计SOFIA/HIRMES，JWST和WFIRST/CGI将大大提高我们对碎片盘组成的理解，使天文学界能够回答这些问题。然而，我们注意到，尽管这些设施具有观测能力，但它们不会提供大量的探测或对外海王星带的冷冰和硅酸盐的详细描述。起源太空望远镜需要彻底改变我们对系外行星系统的整体组成和混合的理解。

逃逸地球抛射物动力学及其与不同太阳系天体碰撞概率

Dynamics of escaping Earth ejecta and their collision probability with different Solar System bodies

有人认为，在大撞击中加速的地球地壳物质向行星际空间的喷射可能导致地球与太阳系其他天体之间的生物物质交换。在本文中，我们分析的命运碎片从地球上喷出的大量测试粒子的动力学数值模拟的手段。这使我们能够确定喷出物与太阳系其他行星碰撞的概率和条件。我们还估计了粒子在被喷射后作为时间的函数落回地球的数量。我们发现，在一般情况下，地球喷出物与金星和月球的碰撞率，以及回落率，与文献报道的结果是一致的。通过考虑比以前所有计算中更多的粒子，我们还直接确定了与火星的碰撞概率，并首次计算了与木星的碰撞概率。我们发现，与火星的碰撞概率是大于碰撞截面估计先前报道确定的值。

由解析的垂直结构推知AU碎片盘中搅拌体的质量

The Mass of Stirring Bodies in the AU Mic Debris Disk Inferred from Resolved Vertical Structure

尘埃在碎片盘中的垂直分布对动态搅动盘的大微行星的数量和大小很敏感，因此非常适合限制其他不可观测的天王星和海王星类似物的流行。以前曾从碎片盘垂直结构的红外线和光学观测中推断出有关搅动物体的信息，但理论工作预测，短波长观测所追踪到的小颗粒将因辐射压力而“膨胀”，仅得出上限。在毫米波长的圆盘辐射中占主导地位的大颗粒对恒星辐射或恒星风的影响不太敏感，因此可以更直接地追踪潜在的质量分布。在这里，我们提出了ALMA 1.3毫米尘埃连续观测附近的M星AU Mic周围的碎片盘。观测的3 au空间分辨率，结合系统的有利边缘几何形状，使我们能够测量盘的垂直厚度。我们报告了$h = 0.031_{-0.004}^{+0.005}$的尺度高度与半径的纵横比，半径为$\sim 23$ au和$\sim 41$ au。比较这个长宽比的碰撞级联中的速度分布的大小相关的理论模型，我们发现，嵌入在本地磁盘的扰动体必须大于约400公里，最大的扰动体必须小于约1.8 M $_\odot$。这些测量排除了在碎片环的$\sim 40$外缘附近存在气体巨星或海王星类似物的可能性，但暗示有大型微行星或地球大小的行星搅动着尘埃分布。

成长中的行星产生极端尘埃特征

Growing Planets Produce Extreme Dust Signatures

研究行星体碰撞难观测问题，通过极端碎片盘这一间接特征，发现产生尘埃的碰撞天体质量比尘埃大得多，且质量更大的碎片盘需要更大天体碰撞，揭示了与太阳系岩石行星大小相当的行星正在形成。

Fomalhaut的碎片盘并非由原始冥王星体主导

Fomalhaut's debris disc is not dominated by primordial Plutos

通过N体动力学和碰撞理论，证明Fomalhaut碎片盘质量不可能由原始冥王星体主导，而应由半径在5至300公里之间的较小天体主导，为碎片盘质量分布提供了动力学约束。

微行星碎片环的另一种起源

An alternative origin for debris rings of planetesimals

核心吸积，最广泛接受的行星形成的方案，假设存在公里大小的固体物体，称为星子，在行星形成的早期阶段，安排在一个剃刀薄盘。在潮汐缩小假说中，行星的形成、颗粒生长、沉积和行星核心的形成发生在由引力不稳定性在外部冷盘中形成的致密和巨大的气体团内部。当一个团块向内迁移时，恒星的潮汐力会将团块中的所有或大部分气体带走，使其缩小为一个行星质量体。在这里，我们认为，这样一个团块不仅可以形成行星的核心，而且还可以形成许多较小的天体。作为一个例子，我们考虑最简单的情况下，机构的圆形轨道周围的行星核心的中心的气体集团。小于1公里的天体会受到足够强的空气动力阻力，迅速螺旋进入并吸积到固体核心上;在行星大小范围内的天体失去离心力的支持非常缓慢。我们发现，微行星轨道的原行星核心密切保持引力约束它，这些可能是有关的形成卫星的巨行星。在主星系团内较远轨道上的微行星与原行星没有联系，它们被设置在轻度偏心的日心轨道上，通常形成宽环。这些可能对应于主序星和太阳系柯伊伯带周围的碎片盘。特别是对于后者，我们的假设自然解释了柯伊伯带观察到的尖锐外缘和“质量赤字”。

2026年猎鹰9号上面级月球撞击的预测喷射动力学和可观测性

Predicted Ejecta Dynamics and Observability of the 2026 Falcon 9 Upper Stage Lunar Impact

研究2026年猎鹰九号上面级月球撞击，通过模拟得出碎片羽流高度、横向延伸距离、尘埃柱密度等数据，以及撞击后不同时间和高度的I/F值，展现撞击后碎片场情况及亮度变化。

双小行星动力学撞击次级小行星的喷出物云：I。力学环境与动力学模型

Ejecta Cloud from a Kinetic Impact on the Secondary of a Binary Asteroid: I. Mechanical Environment and Dynamic Model

了解撞击后喷出物云的动态对于规划对小行星的动能撞击飞行任务至关重要，而且对行星形成史也有重大影响。本文的目的是跟踪AIDA任务产生的喷出物的演变，该任务的目标是在2022年动力学撞击近地双小行星65803 Didymos的次级，并反馈必要的信息，AIDA正在进行的A阶段研究。我们提出了一个详细的动态模型，从一个二进制的小行星，综合所有相关的力量的基础上，以前的力学环境分析的喷出物云的模拟。我们应用我们的方法来深入了解Didymos对AIDA影响的预期反应，包括碎片和尘埃的后续演变。实验室实验的火山口比例关系被用来近似的喷出物质量和发射速度的分布。碎片的大小组成的模型与幂律拟合从实际小行星表面的观测。使用飞行任务规定的参数模拟全尺寸演示。我们报告的模拟结果，其中包括计算的喷出物云的传播和记录的历史喷出物吸积和逃逸。喷出物演化的剧烈期很短，随后是一个剩余喷出物逐渐被清除的阶段。太阳辐射压力在清除尘埃大小的喷出物方面证明是有效的，两周后的模拟结果表明，极轨道（垂直于双星轨道平面）上的大碎片比较小的喷出物和留在低纬度的喷出物具有生存优势。

利用宜居世界天文台（Habitable Worlds Observatory）研究碎屑盘及其性质

Debris disks and their properties with the Habitable Worlds Observatory

本研究指出当前碎屑盘观测多局限于恒星系统外区、缺乏类地行星区信息的问题，提出利用Habitable Worlds Observatory的高分辨率、小内工作角和高灵敏度，研究碎屑盘内区结构成分并搜寻形成中的岩质行星。

高速巨石与DART喷出物中的碎片场

High-Speed Boulders and the Debris Field in DART Ejecta

本研究分析DART撞击Dimorphos产生的喷出物，发现高速巨石群携带超3倍航天器动量，可能改变其轨道和自旋，供Hera任务验证。

MINDS：探测HD 172555周围由蒸发天体导致的内气体盘

MINDS: Detection of an inner gas disk caused by evaporating bodies around HD 172555

本文利用JWST MIRI/MRS在HD 172555碎片盘中首次探测到由近邻岩质天体蒸发形成的内气体盘，并检测到中性氯、硫及电离镍、铁等谱线，揭示其组成与beta Pic存在显著差异。

HD 181327周围尘埃盘中的水冰

Water ice in the debris disk around HD 181327

HD 181327尘埃盘中发现水冰，揭示了水冰的动态变化及可能与太阳系柯伊伯带天体的关联。

Multiwavelength Vertical Structure in the AU Mic Debris Disk: Characterizing the Collisional Cascade

Debris disks are scaled-up analogs of the Kuiper Belt in which dust is generated by collisions between planetesimals. In the "collisional cascade" model of debris disks, dust lost to radiation pressure and winds is constantly replenished by grinding collisions between planetesimals. The model assumes that collisions are destructive and involve large velocities; this assumption has not been tested beyond our Solar System. We present 0"25 ($\approx$2.4 au) resolution observations of the $λ$ = 450 $μ$m dust continuum emission from the debris disk around the nearby M dwarf AU Microscopii with the …

Did Earth eat its leftovers? Impact ejecta as a component of the late veneer

The presence of highly siderophile elements in Earth's mantle indicates that a small percentage of Earth's mass was delivered after the last giant impact in a stage of 'late accretion.' There is ongoing debate about the nature of late-accreted material and the sizes of late-accreted bodies. Earth appears isotopically most similar to enstatite chondrites and achondrites. It has been suggested that late accretion must have been dominated by enstatite-like bodies that originated in the inner disk, rather than ordinary or carbonaceous chondrites. Here, we examine the provenances of 'leftover' plan…

The influence of Equation of State on impact dynamics between Pluto-like bodies

Impacts between planetary-sized bodies can explain the origin of satellites orbiting large ($R>500$~km) trans-Neptunian objects. Their water rich composition, along with the complex phase diagram of water, make it important to accurately model the wide range of thermodynamic conditions material experiences during an impact event and in the debris disk. Since differences in the thermodynamics may influence the system dynamics, we seek to evaluate how the choice of an equation of state (EOS) alters the system's evolution. Specifically, we compare two EOSs that are constructed by different approa…

大质量白矮星碎片盘中的系外行星再循环

Exoplanet recycling in massive white-dwarf debris discs

已知有几十颗白矮星拥有由尘埃碎片组成的星周盘，这些尘埃碎片被认为是由恒星残余行星系中的岩石体的潮汐破裂产生的。这篇论文研究了这种圆盘的演化，如果它们非常巨大，就像它们的祖先是类地行星、卫星或矮行星一样。假设圆盘是薄而平的，就像土星环一样，它们的演化是由坡印廷-罗伯逊阻力或粘性扩散控制的，其中圆盘的有效粘性是由于自重力尾流。对于质量大于10^26 g的盘，位于潮汐破裂区的外部，粘性扩散主导着演化，质量既向内又向外输送。当向外扩散的物质流动超过洛希极限时，它会凝结成新的（小）行星，其过程类似于土星环外缘正在形成的小卫星。新形成的天体通过与圆盘交换角动量向外迁移，并通过相互碰撞合并成更大的物体。最后，圆盘的罗奇极限溢出会超过原始圆盘质量的百分之几十;大多数最终形成一个单一的大型物体，与圆盘的外缘接近2：1的平均运动共振。因此，例如，潮汐中断的超级地球的再循环可能会产生一颗地球质量的行星，其轨道约为10 h，位于2至10 Gr年龄的白矮星的宜居带。循环过程也会在洛希极限之外产生一群较小的天体，这可能解释了最近假设的围绕WD 1145+017运行的小行星。

靠近太阳的小行星破裂碎片

Debris of asteroid disruptions close to the Sun

在近日点距离较小的轨道上，小行星的丰度不足，这表明热驱动的破坏可能是太阳系中岩石天体移动的一个重要过程。在这里，我们报告我们的研究如何产生的碎片流从可能的热驱动中断在近太阳区域。我们计算出，一个直径为$\gtrsim0.5$ km的小天体可以产生足够数量的物质，使地球上的碎片能够被探测为流星雨，而且这种大小的天体每隔$\sim2$ kyrs就会对$\sim2$产生热干扰。我们还发现，来自小行星带内部的天体比来自外部的天体更有可能接近太阳。我们模拟了从Granvik等人（2016）的近地天体种群模型中提取的一组合成干扰小行星产生的碎片流的形成和演变，发现它们的演变速度比普通太阳距离产生的碎片流快10- 70倍。我们比较模拟结果的一个目录上的已知流星雨太阳接近轨道。我们表明，有一个明确的过剩接近太阳的流星雨，这是最好的解释，彗星污染和延长的解体阶段，持续了几个千年的综合效应。我们认为，事实上，一些小行星状的太阳接近物体，在近日点通道显着增亮，可能会扰乱小行星。长时间的热破裂也可以解释为什么在系外行星系统中广泛探测到凌日碎片。生成本工作的数字和主要结果的数据和代码可在10.5281/zenodo.2547298和https://github.com/Yeqzids/near-sun-disruptions上公开获取。

超小行星的聚集

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。

含大尺寸夹杂颗粒靶撞击诱导喷出物的形态

Pattern of Impact-Induced Ejecta from Granular Targets with Large Inclusions

我们进行了影响实验，以观察图案的喷出物幕与目标组成的小沙粒和大夹杂物可比或小于弹丸的大小。在火山口形成的早期阶段的喷出物中的空间强度分布取决于夹杂物的大小。我们对不同尺寸的径向扩散颗粒的数值模拟支持了这一结果。根据这些结果，我们提出了一个从空间撞击实验获得的喷出物幕图像中评估天体地下结构的程序。

火卫一和火卫二通过巨大撞击形成

Formation of Phobos and Deimos via a Giant Impact

虽然火星的两颗卫星火卫一和火卫二长期以来一直被认为是被捕获的小行星，但最近对其组成和轨道的观测表明，它们可能是由一个或多个约0.01倍目标质量的天体的巨大撞击产生的碎片形成的。最近的研究既对巨大撞击火星产生的碎片进行了分析估计，又对环绕火星的碎片盘的演变进行了数字研究。我们进行了一个数值研究（平滑粒子流体动力学模拟）的碎片保留从巨大的影响到火星，特别是与一个北极光规模的巨大的影响（E ~ 3 × 10^29 J）能够产生北极光盆地。我们发现，北极光尺度的撞击能够产生质量约为5 x 10^20 kg（约为撞击物质量的1 - 4%）的圆盘，根据最近对火星碎片圆盘演化的数值研究，这些碎片足以形成至少一个火星卫星。虽然北极光级的撞击可能产生足够的碎片形成火卫一和火卫二，但仍有必要对碎片盘的演变进行进一步研究。我们的研究结果可以作为未来研究火星碎片盘演化的输入。

White dwarf planetary debris dependence on physical structure distributions within asteroid belts

White dwarfs which exhibit transit signatures of planetary debris and accreted planetary material provide exceptional opportunities to probe the material composition and dynamical structure of planetary systems. Although previous theoretical work investigating the role of minor body disruption around white dwarfs has focussed on spherical bodies, Solar System asteroids can be more accurately modelled as triaxial ellipsoids. Here we present an analytical framework to identify the type of disruption (tidal fragmentation, total sublimation or direct impact) experienced by triaxial asteroids appro…

行星系统中的非引力作用力

Non-Gravitational Forces in Planetary Systems

本文系统介绍了行星系统中非引力作用力的数量级特征及其在彗星、小行星、系外行星系统和碎片盘等场景中的关键应用，揭示其对小型天体运动与性质的重要影响。

受相互引力作用的星子驱动的原行星盘到碎屑盘的子结构演化及其对开普勒共振和自由漂浮行星的启示

Substructure evolution from protoplanetary to debris disks driven by mutually gravitating planetesimals and implications on Kepler resonances and free-floating planets

该研究提出相互引力星子的径向扩散演化图景，重现原行星盘环分布，揭示碎屑盘演化对开普勒共振链破坏及类地行星大小自由漂浮天体形成的启示。

碎片盘中缺乏小颗粒：能量约束的最小碎片尺寸

A dearth of small particles in debris disks: An energy-constrained smallest fragment size

在对碎片盘和行星环等一系列天体物理系统进行建模时，必须对尘埃颗粒碰撞产生的碎片大小分布作出规定。虽然碎片尺寸分布的斜率和最大碎片的尺寸是众所周知的，但在小尺寸端的分布的行为在理论上和实验上知之甚少。这导致碎片盘代码通常假定一个极限等于或低于辐射爆发的大小。我们使用能量守恒的分析推导出一个较低的边界的碎片尺寸分布的对撞机质量比的范围。专注于大小相等的机构之间的碰撞，我们适用于碎片盘的方法。对于一个给定的对撞机质量，最小的碎片的大小被发现取决于碰撞速度，材料参数，和最大的碎片的大小。我们提供了一个物理动机的配方计算的最小片段，这可以很容易地实现在代码中建模碰撞系统。对于合理的参数，我们的研究结果是一致的观察到的优势颗粒远大于吹出的尺寸在北落师门的主带和赫歇尔冷碎片磁盘。

主序星周围的碎片盘

Debris disks around main-sequence stars

本文介绍主序星周围的碎片盘，涵盖其探测方法、观测特征、演化过程及与行星的相互作用，并总结该领域未解问题。

各向同性Gamma-Ray背景：太阳系碎片中Cosmic-Ray诱导的反照率？

Isotropic Gamma-Ray Background: Cosmic-Ray Induced Albedo from Debris in the Solar System?

我们计算的伽马射线的宇宙射线与碎片（小岩石，灰尘和谷物）在奥尔特云的相互作用。我们表明，在合理的假设下，所谓的“河外伽玛射线背景”的一个显着的比例可以产生在太阳系的外边界，并可能被大面积望远镜，费米伽玛射线太空望远镜的主要仪器检测。如果被探测到，它可以提供关于奥尔特云中物质总柱密度的独特直接信息，这是任何其他方法都难以获得的。同样的伽马射线产生过程也发生在太阳系的其他小天体中，如主带小行星、木星和海王星特洛伊以及柯伊伯带天体。对这些碎片的探测可用于限制这些系统中碎片的总质量。

从实验室测量洞察碎片盘中的尘埃

Insight from laboratory measurements on dust in debris discs

本文利用实验室尘埃测量再现HR 4796碎片盘的近红外光偏振特性，以突破现有尘埃模型在同时复现相位函数、偏振度和光谱反射率方面的局限。

Ton 345周围气态行星碎片盘的观测和NLTE模拟

Observations and NLTE Modeling of the Gaseous Planetary Debris Disk around Ton 345

单个白矮星周围的碎片盘被认为是被潮汐力破坏的行星体的残骸。由此产生的尘埃的持续吸积允许检测白矮星光球中的行星物质，并得出其化学成分的结论。作为替代方案，组成原则上可以直接从盘的有时另外观察到的气体组分的发射谱线确定。为此，我们进行光谱建模与我们的非LTE代码的吸积盘。我们已经获得了Ton 345的新观测结果，以寻找盘线轮廓的长期和短期变化。我们发现，突出的红紫不对称的钙II红外三线态几乎消失。毫无疑问，一夜之间的线轮廓变化是看不到的。

利用高分辨率ALMA观测约束北落师门行星系

Constraining the Planetary System of Fomalhaut Using High-Resolution ALMA Observations

行星系的动力学演化在碎片盘中留下了可观察到的特征。光学图像跟踪微米大小的颗粒，这些颗粒受到恒星辐射的强烈影响，不需要与它们的母体人口相一致。对毫米大小颗粒的观测准确地追踪了母体，但以前的图像缺乏描述环形态所需的分辨率和灵敏度。在这里，我们提出ALMA 350 GHz观测北落师门碎片环。这些观察结果表明，母体种群宽13-19 AU，具有清晰的内外边界。我们讨论了三种可能的起源环，并建议碎片被牧羊人行星限制是最符合环的形态。

尘埃在碎屑盘中的扩散：小颗粒会附着在它们的出生环境上吗？

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。

土星的G和D环提供了附近碎片盘的几乎完整的测量散射/相位函数

Saturn's G and D rings provide nearly complete measured scattering/phase functions of nearby debris disks

遥远恒星周围的碎片盘的外观取决于盘中物质的散射/相位函数（SPF）。然而，描述这些太阳系外碎片盘的SPF是具有挑战性的，因为地球观测者只能看到有限范围的散射角。相比之下，土星的稀薄环可以在更广泛的几何形状范围内观察到，因此它们的SPF可以更好地受到限制。由于这些环是由从较大物体表面释放的小颗粒组成的，它们与碎片盘有合理的相似之处，因此它们的SPF可以提供对碎片盘似乎合理的散射特性的了解。这项工作检查了土星的两个尘埃环：G环（距离土星中心167，500公里）和D 68小环（距离67，600公里）。利用卡西尼号航天器上的摄像机提供的数据，我们能够估计出光环在170到0.5度散射角范围内的亮度。我们发现，这两个环表现出非常强的前向散射峰，但散射角超过60度，其亮度几乎是恒定的。这些SPFs可以很好地近似由三个Henyey-Greenstein函数的线性组合，并大致一致的不规则颗粒的SPFs从实验室测量。将这些数据与Fraunhofer和Mie模型进行比较，突出了单独从SPF中提取颗粒组成和粒度分布信息所涉及的几个挑战。这些环的SPFs还表明，碎片盘中向前散射的程度可能被大大低估。

近地小行星Kamo`oalewa的月球 ejecta 起源与罕见轨道路径兼容

Lunar ejecta origin of near-Earth asteroid Kamo`oalewa is compatible with rare orbital pathways

针对近地小行星Kamo`oalewa源于月球的假设，通过数值模拟不同位置和速度的月球喷射粒子动力学演化，发现少数发射条件（尤其后缘半球略超逃逸速度）与该小行星轨道兼容。

测量小行星系统中尘埃团块的碰撞演化

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。

V形碰撞碎片的动态演化

Dynamical Evolution of V-Shaped Collision Debris

本文通过分析和N体模拟研究了碰撞碎片在a-e平面的长期演化，发现碎片在V形区域内因角动量差异发生相互碰撞，最终向碰撞半径区域重新凝聚，推翻了环状结构由碰撞产生的传统观点。

水蒸气作为碎片盘中气体起源的探针

Water vapor as a probe of the origin of gas in debris disks

本文提出通过观测冷的水蒸气来区分碎片盘中气体来自原行星盘残留还是冰体碰撞，并指出未来远红外空间天文台的必要性。

固体毁灭能解释行星状星云丰度的差异吗？

Can solid body destruction explain abundance discrepancies in planetary nebulae?

在行星状星云中，来自光学复合线的氧和其他重元素的丰度系统地高于来自碰撞激发线的丰度。我们调查的假设，固体的破坏可能会产生口袋的冷，高金属含量的气体，可以解释这些丰度的差异。在最大效率的辐射烧蚀的假设下，我们推导出两个基本的约束，固体必须满足，以使它们的蒸发在行星状星云阶段应产生足够高的气相金属丰度。局部约束意味着天体必须大于几十米，而全局约束意味着固体水库的总质量必须超过太阳质量的百分之几。这一质量大大超过了任何彗星或大碎片粒子的质量，这些粒子预计将被发现绕着演化的低质量到中等质量的恒星运行。因此，我们的结论是，同时期的固体破坏不能解释行星状星云中观测到的丰度差异。然而，类似的论点适用于升华的固体机构在前面的渐近巨星分支（AGB）阶段不导致这样一个明确的结论。在这种情况下，所需的挥发性固体储存量仅为太阳质量的万分之一，这与在太阳型恒星周围观察到的最大质量的碎片盘相当，这意味着这种机制可能会导致至少一些行星状星云的丰度差异，只要高金属含量气体的混合效率低下。

Possible thermal evolutionary pathways of irregular shaped small asteroids and planetesimals

Two distinct thermal evolutionary pathways of irregular shaped small planetesimals in the early solar system have been studied. We have taken a case study of two S-type asteroids; (243) Ida and (951) Gaspra, on the basis of their precise physical dimensions accessed by the Philip Stooke small body 3-D shape models of the NASA Planetary Data System. The 3- D shape models for the two asteroids are based on the Galileo spacecraft fly-by mission. Based on our novel thermal evolutionary code for the precise shape of the asteroids we found that the small planetary bodies that accreted within the ini…

Solution to the debris disc mass problem: planetesimals are born small?

Debris belts on the periphery of planetary systems, encompassing the region occupied by planetary orbits, are massive analogues of the Solar system's Kuiper belt. They are detected by thermal emission of dust released in collisions amongst directly unobservable larger bodies that carry most of the debris disc mass. We estimate the total mass of the discs by extrapolating up the mass of emitting dust with the help of collisional cascade models. The resulting mass of bright debris discs appears to be unrealistically large, exceeding the mass of solids available in the systems at the preceding pr…

土星卫星灾变后碎片盘的动力学演化

Dynamical Evolution of the Debris Disk after a Satellite Catastrophic Disruption around Saturn

关于土星环和中等大小卫星起源于最近的假说正在积极辩论中。有人认为，一颗原土卫五和一颗原土卫四可能在最近发生了碰撞，从而产生了现代中等大小的卫星系统。也有人认为，碎片的快速粘性扩散可能在土星的洛希极限内注入了质量，从而产生了现代土星环系统。然而，目前只以非常简单的方式研究了这种情况。本文详细研究了它，以评估其可扩展性，通过使用$N$体模拟和分析参数。当碎片盘被其最大的残余物所支配时，$N$-天体模拟表明，该系统迅速重新吸积成一颗卫星，而没有明显的扩散。另一方面，如果圆盘是由小粒子组成的，分析论证表明，圆盘经历三个步骤的动力学演化。盘在碰撞后开始显著地被激发，并且碰撞阻尼在粘性扩散上占主导地位。当粒子小于$\sim$ 100 m时，系统在引力作用下会变得不稳定。然而，颗粒的生长速度比扩散速度快。然后，系统再次变得引力稳定，吸积以较慢的速度继续，但扩散受到抑制。因此，碎片预计会重新聚集成几个大的天体。总之，我们的研究结果表明，这种情况可能不会形成今天的环系统。相比之下，我们的研究结果表明，今天的中等大小的卫星可能是从这样一个灾难性的事件中重新吸积的。

极端碎片盘变率--探索类地行星形成时期大小行星撞击的不同结果

Extreme Debris Disk Variability -- Exploring the Diverse Outcomes of Large Asteroid Impacts During the Era of Terrestrial Planet Formation

类地行星形成的最戏剧性阶段被认为是寡头和混乱的增长，在长达1亿至2亿年的时间尺度上，当大到原行星大小的大型星子之间发生剧烈碰撞时。这些事件的特点是产生大量碎片，正如在一些异常明亮和年轻的碎片盘（称为极端碎片盘）中所观察到的那样。在这里，我们报告了斯皮策五年来对两颗年轻的太阳型恒星ID8和P1121周围的这种系统的测量。盘的短期（每周至每月）和长期（每年）变化与涉及小行星大小的大型天体的大型撞击的后果一致。我们证明了碰撞产生的光学厚尘埃的团块，在动态和观看几何效应的影响下，可以产生短期调制的光盘光变曲线。长期磁盘通量变化与碰撞产生的碎片一旦释放到环星轨道内的碰撞演变有关。在P1121系统中观察到的随时间变化的行为与2012年之前的超高速撞击一致，该撞击产生的蒸汽冷凝物是主要的撞击产物。ID8系统中的两种不同的短期调制表明在不同的时间和地点发生了两次剧烈的撞击。它的长期变化是一致的碰撞演变的两个不同群体的影响产生的碎片为主的蒸汽冷凝物或逃逸的巨石。在极端碎片盘的大规模撞击中产生的尘埃发出的明亮、可变的辐射为研究类地行星形成时期的暴力事件提供了一个独特的机会。

A星碎片盘的后主序星演化

Post-main sequence evolution of A star debris discs

虽然主序星碎片盘的数量受到很好的限制，但人们对演化恒星周围的碎片盘知之甚少。本文提供了一个理论框架，考虑恒星演化对碎片盘的影响，特别是其中的尘埃的产生和损失。在这里，我们重复一个稳态模型适合光盘演化统计的主序星，这一次使用现实的粮食光学性质，然后发展人口，以考虑其在以后的时代的可探测性。我们的模型预测，巨星周围的碎片盘比主序星更难探测，因为辐射压力在去除高光度恒星周围的小尘埃方面更有效。只有12%的第一次上升的巨星在100 pc内被预测有赫歇尔在160微米处可探测到的圆盘。然而，这是受不确定的影响升华的光盘，我们建议，因此可以约束与这样的意见。我们的模型还发现，恒星光度的快速下降导致只有非常年轻的白矮星具有发光盘。由于这样的系统平均距离更远，所以很难被探测到，但我们预测最有可能探测到圆盘的恒星参数是一颗200 pc的白矮星，冷却年龄为0.1Myr，与对哈勃星云的观测一致。我们的模型并没有预测到在某些白矮星中观测到的近距离（<0.01天文单位）尘埃，但是我们发现在AGB阶段结束时，恒星风拖曳会在圆盘内部留下相当大的质量（~10^{-2}Msolar），直径可达~ 10米，可能会补充这些圆盘。

从碎片盘洞察行星形成：I.作为小行星演化原型的太阳系

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。

DART撞击抛射物向火星和地球的输送：流星观测的机会

Delivery of DART Impact Ejecta to Mars and Earth: Opportunity for Meteor Observations

本研究通过模拟DART撞击抛射物的动力学，发现其抛射物可能在7至13年内到达火星和地球，为流星观测提供了预测和特征信息。

$β$ Picture碎片盘中产生的气体演化的自洽模型

A self-consistent model for the evolution of the gas produced in the debris disc of $β$ Pictoris

本文提出了一个描述$β$ Picture碎片盘气体演化的自洽模型。我们的模型提出，原子碳和氧是从CO的光解，这本身是释放的挥发物丰富的机构在碎片盘由于颗粒颗粒碰撞或光解吸。当CO持续不到一个轨道时，原子气体通过粘性扩散而演化，导致母带内部的吸积盘和外部的递减盘。的温度，电离分数和人口水平的碳和氧的光解离区域模型多云，这是耦合到一个动态粘性$α$模型。我们提出了新的气体观测的$β$ Pic，C I观察到的APEX和O I观察到的赫歇尔，并表明，这些随着公布的C II和CO的观测都可以解释这个新的模型。我们的模型需要一个粘度$α$ > 0.1，类似于发现在充分电离的光盘的其他天体，我们建议，磁旋转的不稳定性是在发挥这种高度电离和稀释介质。这个新模型可以用高分辨率ALMA观测的CI的预报来检验。我们还对$β$图中的星子的含水量进行了约束。这里提出的设想可能适用于所有碎片盘，这种模式可更普遍地用于所有探测到碳、氧或一氧化碳的碎片盘。

长寿命放射性核素衰变、灾难性或表面重塑碰撞后碎片盘中释放的次级气体

Secondary gas in debris discs released following the decay of long-lived radioactive nuclides, catastrophic or resurfacing collisions

本文通过建模研究碎片盘中彗星体释放CO气体的机制，揭示非灾难性碰撞和放射性核素衰变可主导气体释放且与尘埃释放不成正比，并强调大型星子在年轻行星系统气体来源中的关键作用。

行星对小天体的散射：一种可能的外黄道尘的起源？

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。

HD61005周围碎片盘的方位不对称性

Azimuthal asymmetries in the debris disk around HD61005

碎片盘提供了有价值的见解的最新阶段的拱星盘的演变，并可能帮助我们跟踪行星形成过程的结果。在10到100万年的年龄范围内，大部分气体预计已经从系统中移除，巨行星（如果有的话）必须已经形成，类地行星的形成可能正在进行中。冥王星大小的微行星及其碎片在碰撞级联中释放出来，受到它们之间的相互引力影响，这可能导致碎片盘中的非轴对称结构。需要高角分辨率观测来研究这些影响并限制碎片盘的动态演变。此外，多波长观测可以通过探测不同的粒度提供有关尘埃动力学的信息。在这里，我们提出了新的VLT/SPHERE和ALMA观测的碎片盘周围的40亿岁的太阳型恒星HD\，61005。我们在近红外（散射光和偏振光）和毫米波长下都以前所未有的分辨率解决了磁盘问题。由于新的观察，我们提出了一个解决方案的径向和方位角分布的尘埃颗粒的碎片盘。我们发现，磁盘有一个中等的偏心率（$e \sim 0.1$），尘埃密度是两倍大的近心相比，远心。由于我们的观测中没有检测到巨行星，我们研究了除了行星盘相互作用之外的其他解释来解释推断的盘形态。我们推测，该盘的形态可能是$\sim$ \，1000\，km大小的天体在$\sim$\，61\，au的大规模碰撞的结果。如果这种解释成立，它将对距离恒星很远的大质量微行星的形成施加严格的限制。

$\ u_6$ 长期共振附近碰撞碎片的演化及其在地球水起源中的作用

The evolution of collision debris near the $ν_6$ secular resonance and its role in the origin of terrestrial water

本研究通过SPH和N体代码模拟$\ u_6$长期共振附近谷神星大小天体的碰撞，评估碎片输水至地球的量，支持外部污染模型解释地球水的来源。

碎片盘中的碰撞阻尼：仅在碰撞速度较低时才显著

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。

潮汐演化能否导致白矮星周围存在近距行星天体 II：火山活动与凌星

Can tidal evolution lead to close-in planetary bodies around white dwarfs II: volcanism and transits

研究白矮星周围行星天体的潮汐演化，发现潮汐作用可改变小行星轨道并诱发火山活动产生尘埃，该机制在广阔参数空间内适用，可能解释观测到的光学凌星现象。

岩屑盘的近红外偏振度。迈向模拟散射光观测的自洽方法

The near-infrared degree of polarization in debris disks. Toward a self-consistent approach to model scattered light observations

本文利用四个年轻岩屑盘的近红外散射光观测，约束了尘埃颗粒的线偏振度，提出包含未结合颗粒的自洽模型，发现高折射和吸收材料及未结合颗粒对解释偏振度随距离增加至关重要。

来自暗能量光谱仪第一次数据发布（DESI DR1）的首批星子：12颗高度富金属白矮星

First planetesimals from DESI DR1: 12 highly metal-rich white dwarfs

研究基于暗能量光谱仪第一次数据发布分析12颗高度富金属白矮星，确定其恒星参数和光球金属丰度，识别多种元素，结论是吸积体组成类似内太阳系成分，确立了DESI识别富金属目标及得出可靠组成的作用。

白矮星高偏心率轨道小行星和小行星的混沌旋转和演化

Chaotic rotation and evolution of asteroids and small planets in high-eccentricity orbits around white dwarfs

观测到的白矮星大气中的行星碎片主要来自高偏心率（$>0.99$）轨道上的小天体的破坏。尽管它们很重要，但这些小行星的物理和轨道演化在很大程度上仍未被探索。在这里，我们提出了一种新的方法来估计快速混沌旋转对高偏心率三轴小行星的轨道演化的影响，并正式表征其角旋转速度和轨道要素的随机时间过程的传播。通过采用冲量近似，我们证明了在近星点通过期间，剧烈的引力相互作用在轨道和小行星的旋转之间传递能量。如果自旋脉冲的分布是围绕零对称的，那么最终的结果将是半长轴的长期减小和离心率的进一步增加。然而，我们发现的证据表明，混乱的旋转可能是自我调节的方式，这些影响减少或无效。我们发现，在高偏心轨道上的小行星可以打破自己除了-在一种类型的YORP-less旋转裂变-而实际上没有进入罗氏半径，具有潜在的重大后果的碎片的分布和能量需求的引力散射在金属污染的白矮星行星系统。这种机制提供了一个稳定的物质流冲击白矮星，而不会迅速耗尽恒星系统中的小天体。