致密行星环中的热滞回与前沿传播

土星环由冰质颗粒组成，多数尺寸在毫米到米范围，每轨道经历数次碰撞。其集体行为在多个数量级上生成了引人注目的结构阵列，其中大部分尚不甚明了。另一方面，单个环粒子的碰撞特性与参数约束很差；通常N体模拟与动理论采用恢复系数 $\epsilon$ 为常数或随撞击速度递减的硬球模型。然而，由于表面风化层的塑性变形，很可能 $\epsilon$ 更为复杂，至少是非单调函数。我们使用REBOUND代码进行具有非单调 $\epsilon$ 律的N体模拟，以近似易碎但不粘连的表面。我们的模拟揭示此类环模型对同一(动力学)光学厚度可支持两种热稳定稳态：冷态与暖态。若环破裂为一种或另一种态的径向条带，我们发现暖态倾向于通过相干行波前沿迁入冷态。我们还发现了连接不同光学厚度但相同角动量通量的态的静止“粘性”前沿。我们讨论了这些初步结果，并推测其对土星B环与C环中结构形成的意义，尤其针对卡西尼图像中出现但掩星中未出现的结构。