Tensile Strength of Porous Dust Aggregates
彗星被认为拥有我们太阳系形成过程的信息。最近，罗塞塔号航天器任务发现了关于67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星的详细信息。值得注意的是，它的抗拉强度估计。在本文中，我们测量和制定的多孔尘埃聚集体的拉伸强度的数值模拟，激发了多孔尘埃聚集模型的星子形成。我们使用具有周期性边界条件的单体相互作用模型进行三维数值模拟。我们伸展出一个尘埃聚集体与不同的初始体积填充因子之间的$10^{-2}$和0.5。我们发现，拉应力采取的最大值时，体积填充因子减少到约一半的初始值。最大应力被定义为拉伸强度。我们取10个不同初始形状的结果的平均值，以消除骨料初始形状的影响。最后，数值计算得到了尘埃聚集体的拉伸强度与初始体积填充因子之间的关系。我们还使用了一个简单的半解析模型，并成功地再现了数值结果，这使我们能够适用于广泛的参数范围和不同的材料。得到的关系是一致的，与以前的实验和数值模拟硅酸盐粉尘聚集。我们估计彗星67 P的单体半径约为3.3 - 220 $\mathrm{μm}$，才能用我们的模型再现其抗拉强度。
2019-02-22 astro-ph.EP
Gravitational instability of a dust layer composed of porous silicate dust aggregates in a protoplanetary disk
星子形成是行星形成理论中尚未解决的重要问题之一。特别是，岩石星子的形成是困难的，因为硅酸盐尘埃颗粒在碰撞时很容易破碎。最近，有人提出，当它们的单体半径小于$\sim$ 10 nm时，它们可以作为多孔聚集体生长，这也可以避免向中心恒星的径向漂移。然而，由这种多孔硅酸盐粉尘聚集体组成的层的稳定性尚未被研究。因此，我们研究这个尘埃层的引力不稳定性。为了评估磁盘的稳定性，我们计算Toomre的稳定性参数$Q$，我们需要评估的尘埃聚集体的平衡随机速度。我们计算的平衡随机速度考虑重力散射和尘埃聚集体之间的碰撞，气体的平均流量，气体湍流搅拌，气体密度波动由于湍流和重力散射的阻力。我们推导出的引力不稳定性的条件，使用磁盘质量，尘埃气体比，湍流强度，轨道半径，尘埃单体半径。我们发现，对于1 au的最小质量太阳星云模型，当湍流强度$α\lesssim10^{-5}$。当尘气比增大两倍时，$α\lesssim10^{-4}$出现引力不稳定性。我们还发现，尘埃层是更不稳定的磁盘与较大的质量，更高的尘气比，和较弱的湍流强度，在较大的轨道半径，并与较大的单体半径。
2018-02-09 astro-ph.EP
Numerical Simulations of Highly Porous Dust Aggregates in the Low-Velocity Collision Regime
一个非常有利的星子形成机制是碰撞生长。在原行星盘中跟随气流的单个尘埃颗粒相互碰撞，由于范德华力而粘在一起，并形成高达厘米大小的蓬松聚集体。进一步增长的机制尚不清楚，因为在相关的速度和大小制度的聚集碰撞的结果不能在实验室中的原行星盘条件下进行研究。对于超过分米大小的尘埃聚集体碰撞的结果，缺乏现实的统计数据，无法更深入地了解行星的生长。加入实验和数值计算的努力，我们要校准和验证的计算机程序，是能够正确模拟的宏观行为的高度多孔尘埃聚集体。在彻底测试其数值限制后，我们将检查程序，特别是对各种基准实验的真实再现。我们采用光滑粒子流体动力学（SPH）数值方案与扩展的模拟固体和修改版本的Sirono孔隙度模型。实验测得的宏观材料性质的二氧化硅粉尘。标定并测试了抗压强度关系式和体积模量。SPH已经被证明是一个合适的工具，以模拟碰撞在相当高的速度。在这项工作中，我们证明了它的应用领域不仅可以扩展到低速实验和碰撞。它也可以被用来模拟的行为，高度多孔性的物体在这个速度regime到一个非常高的accuracy.The结果的校准过程中，这项工作是一个SPH代码，可以用来调查的碰撞结果的多孔尘埃在低速政权。
2010-01-11 astro-ph.EP
Light scattering by fractal dust aggregates: I. Angular dependence of scattering
在原行星盘中，微米大小的尘埃颗粒凝聚形成高度多孔的尘埃聚集体。由于这些聚集体的光学性质尚未完全了解，因此研究多孔尘埃聚集体如何散射光是很重要的。在这项研究中，多孔尘埃聚集体的光散射特性的计算使用严格的方法，T-矩阵方法，并与瑞利-甘斯-德拜（RGD）理论和Mie理论与有效介质近似（EMT）得到的结果进行了比较。RGD理论适用于由几乎透明的单体组成的中等大小的聚集体。本研究考虑了两种类型的多孔粉尘聚集体，弹道簇团团聚体（BCCAs）和弹道颗粒簇团团聚体（BPCA）。首先，散射强度的角度依赖性反映了尘埃聚集体的层次结构;聚集体的大尺度结构决定了小散射角下的强度，而聚集体的小尺度结构决定了大散射角下的强度。其次，确定EMT低估了多个数量级的后向散射强度，特别是在BCCA中，因为EMT平均了聚集体尺寸内的结构。结果表明，RGD理论是计算BCCAs光学性质的一种非常有用的方法。
2016-03-24 astro-ph.EP
Thermal conductivity of porous aggregates
$\mathit{Context.}$多孔尘埃聚集体的导热性是行星科学中许多学科的关键参数;然而，它尚未完全理解。$\mathit{Aims.}$在这项研究中，我们调查填充因子小于$10^{-1}$的蓬松灰尘聚集体的导热系数。$\mathit{Methods.}$利用$N$ -体模拟方法计算了周期性边界条件下多孔尘埃团的温度结构和热通量。$\mathit{Results.}$我们推导出了一个经验公式的导热系数通过固体网络$k_{\rm sol}$作为填充因子的灰尘聚集体$ϕ$的函数。结果表明，$k_{\rm sol}$是近似成比例的$ϕ^{2}$，和通过固体网络的热导率是显着低于以前假设的。根据这些发现，我们必须重新考虑小行星体的热历史。
2017-11-16 astro-ph.EP cond-mat.soft
Static compression of porous dust aggregates
背景：在原行星盘中，尘埃颗粒彼此凝聚并生长形成聚集体。随着这些聚集体通过凝结生长，它们的填充因子ε减小到ε << 1。然而，彗星，这些早期微行星的残余物，有大约0.1。因此，静态压缩的多孔尘埃聚集体是重要的星子形成。然而，仅对相对高密度的骨料（ε> 0.1）的静态抗压强度进行了研究。目的：研究和确定多孔骨料的抗压强度.方法：我们进行了三维N体模拟的聚集体压缩与粒子-粒子相互作用模型。本文介绍了一种新的静态压缩方法：采用周期性边界条件，边界以低速移动，使边界靠近。尘埃聚集体在周期性边界上被均匀各向同性地压缩。结果：根据经验推导出了高孔隙度（ε << 1）的骨料抗压强度公式.我们检查的有效性的压缩强度公式的数值参数，如初始骨料的大小，边界速度，法向阻尼力，和材料的范围很广。我们还将我们的结果与以前在相对高密度区域（ε> 0.1）的静态压缩研究进行了比较，并确认我们的结果与高密度区域的结果一致。推导了抗压强度的解析公式。
2013-03-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Formation of Gas-giant Planets via Collisional Coagulation from Dust Grains to Planetary Cores. II. Dependence on Pebble Bulk Density and Disk Temperature
本研究利用DTPSs探讨非多孔卵石体如何形成气态巨行星核，发现非多孔天体同样能在几十万年内通过碰撞凝聚形成小行星并促成核形成，且其形成区域比多孔卵石体更宽。
2023-07-28 astro-ph.EP
Porous dust grains in debris disks
在对碎片盘的密度和粒度分布进行建模时，最小粒度往往明显大于相应的爆裂粒度。虽然灰尘颗粒通常被建模为紧凑，均匀的球体，我们反而研究孔隙率的影响。测定了多孔颗粒的光学性质，并研究了孔隙率对井喷尺寸和粉尘温度的影响。利用离散偶极子近似方法，计算了多孔粒子的散射和吸收截面，导出了爆炸尺寸和尘埃温度的变化规律。我们研究对β比率的影响。井喷的大小计算各种恒星的光度和孔隙度，并推导出一个近似方程来估计井喷的大小作为这些参数的函数。此外，我们还研究了孔隙率对粉尘平衡温度的影响。爆发的大小随粒子孔隙度和恒星光度的增加而增加。多孔颗粒的粉尘温度低于致密球体的粉尘温度，尤其是爆裂颗粒的温度降低。
2013-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Compression Behaviour of Porous Dust Agglomerates
早期的星子成长是通过一系列尘埃团块的粘附碰撞进行的。在相对速度状态下，增长而不是破坏可能发生，这一点仍然非常不确定。碰撞的结果取决于多孔粉尘团块的整体性质。粉尘团聚体的连续介质模型需要一组材料参数，这些参数通常难以从实验室实验中获得。在这里，我们的目的是确定这些参数从头计算分子动力学模拟。我们的目标是改进现有的描述单个单体相互作用的模型。我们使用分子动力学的方法，具有详细的微观物理模型的相互作用的球形颗粒。该模型考虑了尘埃颗粒间的法向力、滚动、扭转和滑动等作用。我们提出了一种新的处理壁粒子相互作用，使我们能够执行定制的模拟，直接对应于实验室实验。我们发现，现有的相互作用模型由Dominik和Tielens导致一个太软的抗压强度行为的单向和全向压缩。在使滚动和滑动系数刚性，我们发现在这两种情况下非常一致。此外，我们发现，压缩强度曲线依赖于样品被压缩的速度。两个单独的尘埃颗粒之间的相互作用强度的改变将导致整个尘埃团聚体的不同行为。这将影响微行星的粘附概率，从而影响微行星的生长。新的参数集可能导致增强的粘附，因为更多的能量可以在分裂之前存储在系统中。
2012-03-16 astro-ph.EP
Formation of rims around chondrules via porous aggregate accretion
球粒通常被细粒边缘或火成边缘包围。这些轮辋的属性反映了他们的形成历史。虽然细粒边缘的形成是通过尘埃颗粒在球粒上的吸积来模拟的，但由于尘埃颗粒的生长时间尺度比吸积要短，因此吸积之后应该是尘埃颗粒的生长。在本文中，我们调查的轮辋的形成，考虑到多孔尘埃聚集体的增长。我们估计的边缘厚度作为一个函数的球粒分数在一个时间时，尘埃聚集体吸积到球粒被切换到这些球粒之间的碰撞。我们的估计是一致的，在普通花岗岩细粒边缘的测量厚度。然而，那些火成的边缘比我们估计的要厚。在重熔事件中，岩浆边缘的厚度会增大。
2021-05-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Support for fragile porous dust in a gravitationally self-regulated disk around IM Lup
本研究针对IM Lup原行星盘构建统一物理模型，证实易碎中等孔隙度尘埃的存在，揭示吸积加热内区的100 au级阴影与观测吻合，并指出100 au处行星的形成需依赖局部尘埃富集或其他替代途径。
2024-07-13 astro-ph.EP
Threshold velocity for collisional growth of porous dust aggregates consisting of cohesive frictionless spheres
了解尘埃聚集体的碰撞结果以及对组成粒子的材料性质的依赖性对于理解行星形成具有重要意义。最近的数值模拟表明，颗粒间的切向摩擦起着至关重要的作用，在能量耗散在多孔尘埃聚集体之间的碰撞过程中，然而，尘埃聚集体的碰撞增长的摩擦的重要性仍然知之甚少。在这里，我们展示了颗粒间切向摩擦的尘埃聚集体的碰撞增长的影响。我们进行了数值模拟等质量的多孔尘埃聚集体之间的碰撞组成的粘性和无摩擦的球体。系统地改变了碰撞速度和碰撞角度，计算了碰撞生长效率随碰撞速度的变化。我们发现，碰撞增长的阈值速度降低时，尘埃聚集体的摩擦球相比，无摩擦的球体。我们的研究结果突出了切向相互作用对尘埃聚集体碰撞行为的重要性，并指出，阈值速度的预测方程应重建。
2023-02-01 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.soft
Tensile & shear strength of porous dust agglomerates
背景：在行星形成的连续吸积过程中，行星是通过一系列的粘附碰撞形成的。多孔尘埃聚集体之间的碰撞结果对于从非常小的尘埃颗粒到星子的生长是非常重要的。在这项工作中，我们确定了必要的材料性质的灰尘聚集体作为一个功能的孔隙度。目标：能够模拟宏观尘埃聚集体碰撞的SPH等连续体模型需要一套材料参数。其中一些参数如抗拉强度和抗剪强度很难通过室内试验获得。本工作的目的是确定这些参数从头计算分子动力学模拟。研究方法：我们模拟多孔粉尘聚集体的行为，使用一个详细的微观物理模型的相互作用的球形颗粒，包括粘附力，滚动，扭曲和滑动。使用不同的方法制备样品，我们研究了我们的样品的强度行为与不同的孔隙率和配位数的材料。结果：抗张强度与实验数据吻合较好。对于剪切强度，没有可用的实验数据。从我们的模拟结果显着不同，从以前的理论模型，这表明，后者可能不足以描述多孔粉尘聚集体。结论：我们已经提供了多孔尘埃聚集体的拉伸和剪切强度的功能行为作为孔隙度的函数，可以直接应用于连续模拟这些对象中的行星形成的情况。
2013-08-23 astro-ph.EP cond-mat.soft
Experiments on cometary activity: ejection of dust aggregates from a sublimating water-ice surface
气体驱动的彗星尘埃活动仍然是彗星科学中一个悬而未决的问题。在过去，人们认为彗星是肮脏的雪球，当冰退缩时，尘埃被喷射出来。然而，由于对彗星的各种空间任务，很明显彗星的尘埃与冰的比例比以前想象的要高得多，而且大多数尘埃质量都是以大颗粒的形式喷射出来的。在这里，我们报告了新的彗星模拟实验，致力于研究固体水冰升华引起的尘埃聚集体的喷射。我们发现，当冰面上方的水蒸气的压力超过覆盖灰尘层的拉伸强度加上重力载荷时，灰尘喷射正好发生。此外，我们观察到的尘埃聚集体，其大小增加的覆冰尘埃聚集层的厚度增加的集群喷射。此外，喷射聚集体的轨迹表明，大多数聚集体从喷射事件中获得了非零的初始速度。
2018-11-23 astro-ph.EP
'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
Unveiling Dust Aggregate Structure in Protoplanetary Disks by Millimeter-wave Scattering Polarization
尘埃在原行星盘中的凝聚是星子形成的第一步。然而，从尘埃聚集到星子的路径仍然不清楚。无论是数值模拟还是实验室实验都表明了尘埃结构在星子形成中的重要性，但它并没有很好地受到观测的约束。我们研究如何尘埃结构和孔隙度改变偏振图像在毫米波进行三维辐射转移模拟。骨料具有不同的孔隙率和分形维数被认为是。因此，我们发现，尘埃聚集体具有较低的孔隙度和/或较高的分形维数是有利的解释所观察到的毫米波散射偏振的磁盘。具有极高孔隙度的聚集体无法解释观察结果。此外，我们还表明，具有中等孔隙度的颗粒表现出弱的散射偏振的波长依赖性，这表明多波长偏振测量是有用的约束灰尘孔隙度。最后，我们讨论了尘埃演化和星子形成磁盘的影响。
2019-09-19 astro-ph.EP
Bouncing Behavior of Microscopic Dust Aggregates
背景：原行星内部尘埃聚集体的反弹碰撞可能对星子的生长过程产生重大影响。然而，导致反弹的条件还没有很好地理解。现有的研究弹跳行为的模拟使用具有人工的、非常规则的内部结构的聚集体。目的：在这里，我们研究的反弹行为的亚毫米粉尘聚集体，采用不同的样品制备方法构建。我们分析了聚集体的内部结构如何改变碰撞结果，并确定聚集体尺寸、孔隙率、碰撞速度和碰撞参量的影响。研究方法：我们使用分子动力学模拟，其中单个聚集体被视为由数十万个单个单体组成的球体。模拟在GPU上运行。结果：统计散装性能，从而弹跳行为的亚毫米粉尘聚集体在很大程度上取决于制备方法。特别是，平均体积填充因子和骨料的配位数之间没有唯一的关系。只有当它们的体积填充因子超过0.5并且碰撞速度低于0.1 m/s时，真实的聚集体才会反弹。结论：对于原行星状星云中的尘埃颗粒，我们认为，反弹障碍可能不是这样一个强大的障碍，在尘埃团块的生长阶段，至少在0.1毫米的尺寸范围内。
2013-01-16 astro-ph.EP
Low-velocity collision behaviour of clusters composed of sub-mm sized dust aggregates
提出的实验旨在测量亚毫米大小的原行星尘埃聚集体类似物之间碰撞的结果。我们还观察了这些聚集体形成的团簇及其碰撞行为。实验在不来梅的落塔中进行。原行星尘埃模拟材料是由单分散和多分散的SiO $_2$颗粒组成的聚集体，粒径在120~ $μ$ m和250~ $μ$ m之间。其中一个灰尘样本含有以前通过反复弹跳压实的聚集体。在三次每次9秒的微重力飞行中，观察到聚集体之间的单独碰撞和最大几毫米大小的聚集体的形成。此外，还记录了团簇与实验细胞壁的碰撞导致的致密化或碎裂。我们观察到尘埃聚集体之间的碰撞和尘埃团与细胞铝壁之间的碰撞，速度范围从约0.1厘米/秒至20厘米/秒。对于由单分散性粉尘组成的聚集体，发生粘附的速度范围为0.18至5.0 cm/s，对于约化质量范围为1.2 × 10 -6至1.8 × 10 -3 g的平均值为2.2 × 10 -4 g的平均值为2.1 cm/s。从尘埃聚集体与铝细胞壁碰撞所形成的团簇的重组和碎裂，我们根据Dominik \& Thielens（1997）为微观粒子开发的模型推导出尘埃聚集体（$\sim$ 100 $μ$ m）的碰撞配方。我们测量了100 $μ$ m大小的非压实骨料的临界滚动能为1.8 × 10 - 13 J，临界断裂能为3.5 × 10 -13 J。
2017-06-22 astro-ph.EP
Comparison of the Oxidation State of Fe in Comet 81P/Wild 2 and Chondritic-Porous Interplanetary Dust Particles
南极多孔行星际尘埃颗粒（CP-IDP）的脆弱结构和它们最小的母体变化使研究人员相信这些颗粒起源于彗星，而不是发生水和热变化的小行星。CP-IDP的太阳元素丰度和进入大气层的速度也表明了彗星的起源。随着彗星族彗星81 P/Wild 2的星尘样本的回归，这一假设可以得到验证。我们已经测量了铁的氧化态的15 CP-IDP和194星尘碎片使用同步加速器为基础的X射线微探针。我们分析了约300纳克的野生2材料-比比较野生2和CP-IDP的其他分析多三个数量级的材料。这两种材料样品的Fe氧化态相差>2σ：CP-IDP比Wild 2晶粒更氧化。我们的结论是，彗星野生2包含的材料，形成在一个较低的氧逸度比母体，或母体，CP-IDPs。如果所有的彗星家族都是相似的，它们似乎与CP-IDP的起源不一致。然而，由不同的星云物质混合形成的彗星，比Wild 2更氧化，可能是CP-IDP的来源。
2010-05-20 astro-ph.EP
Porous Dust Particles in Protoplanetary Disks: Application to the HL Tau Disk
本研究通过考虑多孔尘埃的不透明度与自散射偏振特性，并用贝叶斯方法拟合HL Tau盘的ALMA与VLA观测，解释连续谱与偏振约束的颗粒尺寸矛盾。
2023-05-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Submillimetre-sized dust aggregate collision and growth properties
测量了由原行星尘埃模拟材料组成的亚毫米级聚集体的碰撞和粘附特性，包括粘附和弹跳的统计阈值速度、聚集体的表面能和聚集体团簇的抗拉强度。我们在REXUS 12亚轨道火箭上进行了一项实验。原行星尘埃类似物材料是微米级的单分散和多分散SiO2颗粒，它们被制备成尺寸分别约为120 $μ$ m和330 $μ$ m的聚集体，体积填充因子约为0.37。在重力降低条件下进行150秒的实验期间，观察到聚集体的粘附以及尺寸高达几毫米的簇的形成和破碎。亚毫米级粉尘聚集体的粘附概率可以从22到3厘米/秒的速度下降。从弹跳到粘附碰撞的过渡发生在12.7 cm/s的单分散颗粒组成的较小的聚集体和在11.5和11.7 cm/s的单分散和多分散的灰尘颗粒组成的较大的聚集体，分别。利用亚毫米大小的粉尘聚集体从团簇中的拉脱力，由单分散粉尘组成的聚集体的表面能被导出为1.6 × 10 -5 J/m2，对于微米大小的单体颗粒，其可以按比例缩小到1.7 × 10 -2 J/m2，并且与先前对二氧化硅颗粒的测量结果良好一致。这些聚集体的集群内的拉伸强度被推导为1.9 Pa和1.6 Pa的小和大的灰尘聚集体，分别。这些值是在最近的拉伸强度测量毫米大小的二氧化硅聚集体的良好协议。使用我们的数据上的粘弹阈值，估计的最大聚集体的大小可以给出。对于最小质量的太阳星云模型，聚集体的大小可以达到1厘米。
2017-06-22 astro-ph.EP
Rapid Coagulation of Porous Dust Aggregates Outside the Snow Line: A Pathway to Successful Icy Planetesimal Formation
宏观尘埃粒子的快速轨道漂移是原行星盘中星子形成的主要障碍之一。我们重新审视这个问题，考虑孔隙度的尘埃聚集体的演变。我们应用最近的N体模拟聚集体碰撞的基础上的孔隙度模型，这使我们能够研究的孔隙度变化时，碰撞的影响范围很广的能量。作为第一步，我们忽略碰撞碎片，而是专注于尘埃的雪线外的演变，在那里的碎片已被建议是不太重要的雪线内，因为高粘附效率的冰粒。我们表明，即使考虑碰撞压缩，尘埃颗粒也可以演化成高度多孔的聚集体（内部密度远小于0.1 g/cm^3）。我们还表明，高孔隙率触发显着加速碰撞生长。这种加速度是粒子在低努森数下的空气动力学性质的自然结果，即，粒子半径大于气体分子的平均自由程。由于这种快速增长，高度多孔聚集体被发现克服径向漂移障碍，在轨道半径小于10 AU（假设最小质量的太阳星云模型）。这表明，如果碰撞碎裂真的微不足道，那么通过亚微米大小的冰粒子的直接碰撞生长，冰星子的形成是可能的。
2012-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of porous dust grains in protoplanetary discs -- I. Growing grains
行星形成的一个主要问题是所谓的径向漂移障碍，它阻碍了小尘埃成长为星子。厘米到分米大小的卵石被认为在原行星盘上径向漂移的速度比它们长大的速度要快，因此会丢失到恒星中。为了克服这一障碍，漂移必须减慢或停止，或者需要加速生长。在本文中，我们调查的作用，孔隙度的漂移和增长。我们已经开发了一个模型，孔隙度的演变过程中的晶粒生长，并将其应用到原行星盘的数值模拟。我们发现，多孔晶粒的生长速度更快，使他们能够过渡到斯托克斯阻力制度，从气体中解耦，并生存的径向漂移障碍。在圆盘的大面积上，由多孔尘埃直接形成小的星子是可能的。
2020-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
The tensile strength of dust aggregates consisting of small elastic grains: Constraints on the size of condensates in protoplanetary disks
关于星子形成的共识现在面临着威胁，因为最近对尘埃聚集体力学性质的数值研究倾向于质疑亚微米大小的颗粒在原行星盘中聚集成星子的概念图。随着精确的实验室实验和广泛的计算机模拟的弹性球体之间的相互作用，包括灰尘聚集体，我们重新审视的模型由小的弹性颗粒组成的灰尘聚集体的拉伸强度。在接触力学和断裂力学的框架下，我们研究了粉尘聚集体拉伸强度的计算机模拟和实验室实验的结果。我们提供了一个新的分析公式，明确纳入了抗拉强度的体积效应，即，抗拉强度的粉尘聚集体的体积的依赖性。我们发现，我们的尘埃聚集体的拉伸强度模型很好地再现了计算机模拟和实验室实验的结果，如果采用适当的值的弹性参数在模型中使用。此外，亚微米级颗粒尘埃聚集体的模型与天文观测得出的彗星尘埃和流星体的拉伸强度是一致的。因此，我们重申了普遍认为的观点，即星子的形成始于原行星盘中凝聚的亚微米级颗粒的聚集。
2020-07-08 astro-ph.EP
Experiments on centimeter-sized dust aggregates and their implications for planetesimal formation
原行星盘中的第一个宏观天体是尘埃聚集体。我们报告了一些实验研究与粉尘聚集体形成微米级石英颗粒。我们证实在实验室碰撞实验中的早期发现，产生宏观机构的随机影响的亚毫米骨料的结果在一个明确的上限填充因子为0.31 \pm 0.01。与早期的实验相比，我们将抛射体质量增加了约100倍。碰撞实验还表明，一个高度多孔的尘埃聚集体可以保留其高度多孔的核心，如果碰撞得到更大的能量和更密集的外壳上的多孔核心的形式。我们测量的机械性能的厘米大小的粉尘样品的不同填充因子之间的0.34和0.50。通过巴西试验测量的拉伸强度在1 kPa和6 kPa之间变化。声速由运行时间测量确定，范围在80 m/s和140 m/s之间，而杨氏模量由声速得出，并在7 MPa和25 MPa之间变化。对试样进行了准静态全方位和单向压缩，以确定其压缩强度和流动函数。应用于行星形成，我们的实验为未来的模拟提供了基本数据，解释了在早期实验中观察到的具体碰撞结果，并在一般情况下支持碰撞的星子增长是可能的。
2012-07-16 astro-ph.EP
Numerical Modeling of the Coagulation and Porosity Evolution of Dust Aggregates
尘埃聚集体的孔隙度演化是理解原行星盘中尘埃演化的关键。在这项研究中，我们提出了有用的工具来研究凝聚和孔隙度的灰尘聚集体的演变。首先，我们提出了一个新的数值方法模拟粉尘凝聚和孔隙度的演变作为传统的Smoluchowski方程的扩展。该方法遵循每个聚集体质量的平均孔隙度的演变，同时伴随质量分布函数的演变。该方法再现了以前的蒙特卡罗模拟的结果，具有更少的计算费用。其次，我们提出了一个新的多孔尘埃聚集体的碰撞模型的基础上，我们的N体实验的聚集体碰撞。我们首先获得的经验数据之间的经典极限的弹道集群集群和颗粒集群聚集的孔隙度变化。利用这些数据，我们构建了一个配方的孔隙度变化，由于一般的打和坚持碰撞以及公式的空气动力学和碰撞截面。简单的凝聚模拟使用扩展Smoluchowski方法表明，我们的碰撞模型解释了在一个完整的N体模拟和实验室实验中观察到的多孔聚集体的分形维数。此外，我们发现，聚集在高质量的分布端可以有一个相当小的空气动力学截面每单位质量的聚集体相比，较低的质量。我们指出这一发现对原行星盘中尘埃生长的重要意义。
2009-11-24 astro-ph.EP
Self-scattering on large, porous grains in protoplanetary disks with dust settling
在亚毫米波段对原行星盘（PPD）的观测表明，偏振是由热辐射的散射引起的。大多数用来解释这些观测结果的尘埃模型都有主要的缺点：它们要么使用比尘埃演化模型预期的要小得多的颗粒，要么导致比观测到的更低的偏振。我们调查的尘埃颗粒孔隙度的偏振由于散射在亚毫米波长所产生的颗粒的尺寸高达毫米的影响，因为他们预计将存在于中平面的PPD。利用有效介质理论，我们计算了多孔尘埃的光学性质，并用它们来预测散射偏振的行为。随后，对带有多孔尘埃的PPD进行了辐射转移模拟，以分析光学深度结构的附加影响，从而分析多次散射事件和不均匀温度分布对偏振的影响。我们发现，多孔粉尘与约10%的中等填充因子相比，紧凑的颗粒增加极化。对于较高的颗粒孔隙率，即填充因子为1%或更低的颗粒，消光不透明度降低，具有恒定质量的盘的光学深度也降低。因此，非偏振的直接辐射占主导地位的散射通量，偏振迅速下降。即使模拟的极化高于致密颗粒的情况下，它仍然低于典型的观察值的正面磁盘。然而，当来自磁盘和尘埃演化理论的关键模型假设（例如尘埃沉降和毫米大小的尘埃颗粒）被丢弃时，极化可能会增加。然而，在倾斜圆盘的情况下，我们的参考模型能够实现约1%的偏振度，并且使用更高的圆盘质量，甚至比这更高。
2021-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Aggregate dust particles at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
彗星被认为保存了几乎原始的尘埃颗粒，因此提供了早期太阳星云性质的独特样本。在太阳系的形成过程中，这些尘埃的微观特性在粒子聚集中发挥了关键作用。根据对可见光和红外线远程观测的解释以及对球粒多孔行星际尘埃颗粒的研究，彗星尘埃以前被认为是由不规则、蓬松的聚集体组成的，这些尘埃被认为但未被证明起源于彗星。虽然早期任务返回的尘埃提供了81 P/Wild彗星颗粒的详细矿物学，但细颗粒聚集体成分在收集过程中发生了强烈的变化。在这里，我们报告在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko尘埃颗粒的现场测量。颗粒是较小的细长颗粒的聚集体，具有不同尺寸的结构，表明分级聚集。选定的尺寸从1微米到几十微米的尘埃颗粒的地形图像显示出各种形态，包括致密的单颗粒和大的多孔聚集颗粒，类似于南极多孔行星际尘埃颗粒。测得的颗粒伸长与星际尘埃的推断值相似，并支持这样的想法，即这些颗粒可能代表彗星的一小部分组成部分。在随后的增长阶段，分层凝聚可能是一个主要的过程，并会产生聚集体，更容易粘在更高的质量和速度比均匀的灰尘颗粒。在67 P彗星核的近表面存在的分级尘埃聚集体也提供了一种降低尘埃层拉伸强度和帮助尘埃释放的机制。
2017-04-03 astro-ph.EP
Collisional Growth and Fragmentation of Dust Aggregates with Low Mass Ratios. I: Critical Collision Velocity for Water Ice
通过对亚微米级冰尘单体进行N体模拟，研究了尘埃聚集体碰撞粘附和破碎的基本过程。我们研究了两个碰撞尘埃聚集体的碰撞增长的条件，在很宽的范围内的质量比，1-64。我们发现，在质量比为2-30、碰撞速度为\approx 30-170 m·s^-1的碰撞中，从较大尘埃聚集体到较小尘埃聚集体的质量传递是主要过程。因此，在这种不等质量碰撞中，最大物体碎裂的临界速度v_fra大大降低;质量比为3的碰撞的v_fra约为等质量碰撞的一半。由于在原行星盘的典型条件下径向漂移速度之间的差异，具有较高质量比的尘埃聚集体之间的碰撞的冲击速度通常较高。因此，不等质量碰撞降低的v_fra将延缓原行星盘内部区域尘埃颗粒的生长。
2021-04-14 astro-ph.EP
Light Scattering by Fractal Dust Aggregates. II. Opacity and Asymmetry Parameter
尘埃聚集体的光学性质在不同的天体物理环境中是重要的。为了找到一种可靠的尘埃聚集体光学性质的近似方法，我们采用严格的数值方法--T矩阵方法（TMM）计算了尘埃聚集体的不透明度和非对称性参数，并将计算结果与近似方法--Rayleigh-Gans-Debye（RGD）理论、有效介质理论（EMT）和空心球分布方法（DHS）的计算结果进行了比较.首先，我们确认，当多重散射是重要的，RGD理论崩溃。此外，我们发现，无论是EMT和DHS无法再现的光学性质的尘埃聚集体的分形维数为2时，入射波长短于聚集体半径。为了解决这些问题，我们测试的平均场论（MFT），其中多次散射可以考虑。我们发现，尘埃聚集体的消光不透明度可以很好地再现MFT。然而，它也表明，MFT是不能够再现的散射和吸收不透明度时，多次散射是重要的。我们成功地解决了这个弱点的MFT，通过新开发的修改平均场论（MMF）。因此，我们可以得出结论，MMF可以是一个有用的工具，研究各种天体物理环境的辐射转移的性质。我们还指出了增强的吸收不透明度的尘埃聚集在瑞利域，这将是重要的解释大毫米波不透明度推断从观测的原行星盘。
2018-06-19 astro-ph.EP
Oxygen Isotope Exchange Between Dust Aggregates and Ambient Nebular Gas
本研究针对太阳星云中尘埃以宏观团聚体存在的情况，理论估算尘埃团聚体与周围气相的氧同位素交换时间尺度，划分四个交换过程并确定速率控制步骤，发现团聚体半径小于临界值时交换时间尺度与组成颗粒相当。
2024-09-04 astro-ph.EP
The Morphological, Elastic, and Electric Properties of Dust Aggregates in Comets: A Close Look at COSIMA/Rosetta's Data on Dust in Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
欧空局罗塞塔轨道飞行器上的彗星二次离子质量分析仪（COSIMA）显示，67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星彗发中的尘埃颗粒是小颗粒的聚集体。我们研究了彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko彗发中尘埃聚集体的形态，弹性和电特性，使用COSIMA仪器拍摄的光学显微镜图像。COSIMA图像中的尘埃聚集体被很好地表示为分形，与罗塞塔号上MIDAS（显微成像尘埃分析系统）和GIADA（颗粒撞击分析仪和尘埃累积器）的形态数据相协调。COSIMA的图像，以及来自罗塞塔其他仪器如MIDAS和GIADA的数据，并不与太阳星云中$10~μ\mathrm{m}$大小的粒子的所谓雨出增长相矛盾。由COSIMA测量的尘埃聚集体的弹性和电性质表明，彗星尘埃的表面化学性质很好地代表了碳质物质，而不是硅酸盐或冰，与质谱一致，有机物质在一定程度上被太阳辐射覆盖，从各种彗星的光学和红外观测中推断。彗星尘埃在其母彗星的终结点处被强烈的电场静电蓬松是不可能的，除非尘埃的表面化学性质从电介质变成导体。我们的发现与我们目前对彗星形成和演化的理解并不冲突，彗星的形成和演化始于太阳星云中凝聚物的积累，随后是太阳系内部尘埃地幔的形成。
2020-01-06 astro-ph.EP
Thermal conductivity measurements of porous dust aggregates: I. Technique, model and first results
我们提出了一种非侵入性的技术，用于测量脆弱和敏感材料的热导率。在行星形成研究的背景下，对多孔尘埃聚集体的热导率的研究提供了关于加热过程的影响的重要知识，例如通过短寿命核（例如26 Al）的放射性衰变的内部加热对星子的演化和生长的影响。导热系数的测定是通过实验室实验和数值模拟相结合来进行的。红外摄像机测量的样品表面的温度分布加热的一个良好的特征激光束。精确模拟实验的模型计算中作为自由参数的热导率不断变化，直到实验和数值温度分布显示出最佳一致性。因此，我们确定了三种类型的多孔粉尘样品，由球形，微米级的SiO2颗粒，体积填充因子在15%至54%的范围内，热导率为0.002至0.02 W/（m*K），分别。从我们的结果，我们可以得出结论，导热系数主要取决于体积填充因子。计划针对不同材料和不同接触面积尺寸（通过烧结产生）进行的进一步研究将更详细地证明相关性。
2011-05-05 astro-ph.EP physics.class-ph
Free Collisions in a Microgravity Many-Particle Experiment III: The Collision Behavior of sub-Millimeter-Sized Dust Aggregates
我们进行了微重力实验，以研究由微米级SiO2单体颗粒组成的亚毫米级粉尘团聚体在几厘米/秒的速度下的碰撞结果。在实验之前，我们使用X射线计算机断层扫描（nano-CT）成像来研究这些灰尘团块的内部结构，并没有发现边缘压实，因此它们的碰撞行为不受压实引起的伪影的影响。我们发现，这些尘埃聚集体之间的碰撞可能导致粘附或反弹，这主要取决于撞击速度。虽然以前的碰撞模型从接触物理学中推导出两种制度之间的过渡，但我们使用了这些和早期实验中的经验数据，推导出两种碰撞结果之间阈值的灰尘聚集体质量和碰撞速度之间的幂律关系。与早期的实验一致，我们表明两种状态之间的过渡并不明显，但遵循比先前模型预测的更浅的幂律（Güttler et al. 2010）。此外，我们发现，粘在尘埃聚集体之间可以导致更大的结构的形成。聚集体的聚集体之间的碰撞可以导致比均匀灰尘聚集体更高速度的增长。
2013-03-05 astro-ph.EP
Collisional Growth of Icy Dust Aggregates in Disk Formation Stage: Difficulties for Planetesimal Formation via Direct Collisional Growth outside the Snowline
高度多孔的尘埃聚集体可以突破径向漂移障碍，但以前的研究假设磁盘在其后期阶段，其中磁盘具有非常小的质量和低温。相比之下，灰尘凝结应该在非常早期的阶段开始，例如盘形成阶段，因为如果没有抑制灰尘的碰撞生长的过程，灰尘的生长时间尺度比盘形成时间尺度短。我们研究了在原行星盘的极早期阶段通过直接碰撞生长形成星子的可能性。我们发现，在原行星盘的早期阶段，冰尘埃聚集体遭受径向漂移和耗尽，而不形成小行星大小的物体。这是因为在盘形成阶段，由于盘温度很容易通过粘性加热而升高，因此灰尘可以突破径向漂移障碍的区域仅限于雪线内部。这表明，在盘形成阶段，通过尘埃的直接碰撞生长形成冰状微行星是困难的。
2018-09-18 astro-ph.EP
Experiments on the Photophoretic Motion of Chondrules and Dust Aggregates - Indications for the Transport of Matter in Protoplanetary Disks
在一组16个落塔实验中，观察到了亚毫米至毫米大小的颗粒在微重力下的运动。用卤素灯照明，由于电泳引起粒子加速。研究了无尘球粒、覆盖有SiC粉尘的球粒、玻璃球和金属球以及纯SiC粉尘聚集体的光泳现象。这是首次对毫米级颗粒的电泳运动进行实验研究。电泳力的绝对值与球形颗粒的理论预期一致。球粒、尘埃覆盖颗粒和纯尘埃的电泳力的强度分别从低到强变化。这些测量结果支持了这样一种观点，即早期太阳系的电泳可以有效地将固体颗粒向外输送。
2010-03-15 astro-ph.EP
Geometrical Cross Sections of Dust Aggregates and a Compression Model for Aggregate Collisions
尘埃聚集体的几何截面决定了它们与盘状气体的耦合，而盘状气体又控制着尘埃聚集体在原行星盘中的运动。碰撞结果还取决于初始聚集体的几何截面。在前一篇论文中，我们进行了三维N-体模拟的连续碰撞的聚集体组成的一些亚微米大小的冰粒和检查半径的回转（和堆积密度）所获得的聚集体。我们发现，聚集体的碰撞压缩是没有效率的，聚集体保持蓬松。在本研究中，我们研究几何截面的聚集体。它们的截面由于压缩以及它们的回转半径而减小。研究发现，Okuzumi等人提出的压缩团聚体的截面与回转半径之间的关系式是有效的。我们还改进了在我们以前的论文中提出的压缩模型。改进后的模型使我们能够计算两个旋转半径和截面的增长聚集体的演变和再现我们的连续聚集体碰撞的数值结果。改进后的模型既能描述等质量碰撞，也能描述非等质量碰撞。虽然我们没有考虑斜碰撞在本研究中，斜碰撞将进一步阻碍压缩的骨料。
2012-05-09 astro-ph.EP
Comet dust as a mixture of aggregates and solid particles: model consistent with ground-based and space-mission results
最成功的彗星尘埃模型将彗星颗粒描述为亚微米颗粒的聚集体。它定性地解释了彗星亮度和偏振的光谱和角度变化，并与{ \it in situ}为彗星1 P/Halley获得的彗星尘埃的热红外数据和成分一致。然而，它遇到了一些困难，在提供一个定量的适合的观测数据。在这里，我们提出了一个模型，认为彗星尘埃的混合物的聚集体和紧凑的颗粒。该模型基于乔托和星尘任务的发现，即彗星尘埃中存在聚集体（主要由有机物、硅酸盐和碳组成）和固体硅酸盐颗粒。我们模拟聚集体{ \bf弹道导弹集群聚集体（BCCA）}和紧凑的颗粒作为多分散球体与一些分布的纵横比。这些粒子遵循幂律尺寸分布，其幂为-3，接近于在对星尘号返回的样品进行研究时获得的彗星尘埃{ \it in situ}的结果，以及彗星地面观测的结果。该模型提供了一个很好的拟合角极化曲线。它还再现了偏振的正光谱梯度、尘埃的红色和{ \bf}的低偏振度。它也有一个紧密的蓬松颗粒的比例接近一个发现{ \it原位}为彗星1 P/哈雷}和硅酸盐的质量比碳质材料等于1，这是根据乔托任务发现的哈雷尘埃的元素丰度。
2009-10-25 astro-ph.EP
Analytic expressions for geometric cross-sections of fractal dust aggregates
在原行星盘和行星大气中，尘埃颗粒凝聚形成分形尘埃聚集体。这些聚集体的几何截面是表征空气动力学摩擦、碰撞率和不透明度的关键参数。然而，横截面的数值测量通常是耗时的，因为骨料呈现复杂的形状。在这项研究中，我们推导出一个新的解析表达式的几何截面的分形聚集体。如果聚集体由半径为$R_0$的$N$单体组成，则其几何横截面$G$表示为\begin{equation} \frac{G}{NπR_0^2}=\frac{A}{1+(N-1)\tildeσ}, \nonumber \end{equation}，其中$\tildeσ$是重叠效率，并且$A$是将解析表达式与小的非分形簇极限连接的数值因子。重叠效率取决于集料的分形维数、分形前因子和集料的$N$，并导出了其解析表达式。解析表达式成功地再现数值测量的聚集体的截面。我们还发现，我们的表达式是兼容的平均场光散射理论的聚集体在几何光学限制。该解析表达式大大简化了繁琐的计算，并将有助于原行星盘和行星大气中分形颗粒生长的模型计算。
2021-04-14 astro-ph.EP
Modeling (Sub-)millimeter Scattering Properties of Fractal and Consolidated Porous Particles: Applications to Protoplanetary Disks
Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)（安达卢西亚天体物理研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Université Rouen Normandie（鲁昂诺曼底大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）
通过数值模拟比较两种尘埃模型（致密多孔颗粒和高度多孔聚集体）的散射特性，发现孔隙率增强前向散射和极化，并影响尘埃质量推断。
2026-05-22 astro-ph.EP
The Physics of Protoplanetesimal Dust Agglomerates. III. Compaction in Multiple Collisions
为了研究原行星尘埃聚集体的演化，我们进行了多达2600次的实验，这些实验是在单一的、高度多孔的尘埃聚集体和固体板之间进行的。粉尘聚集体由直径为1.5 $μ$ m的球形SiO $_2$颗粒组成，初始体积填充因子（材料的体积分数）为$ϕ_0=0.15$。将骨料放在振动基板上，并因此以0.2 m s $^{-1}$的平均速度与板进行多次碰撞。通过高速摄像机观察灰尘聚集体，以测量它们的尺寸，其尺寸随着时间的推移明显减小，作为它们压实的量度。在1000次碰撞后，体积填充因子增加了2倍，而在$\sim2000$碰撞后，它收敛到$ϕ\approx0.36$的平衡。在少数实验中，聚集体碎裂，虽然碰撞速度远低于$\sim1$ m s $^{-1}$的典型碎裂阈值。聚集体的致密化影响着原行星状星云中尘埃聚集体的表面积与质量比，从而影响着尘埃聚集体的动力学行为和相对速度。此外，宏观材料参数，即拉伸强度，剪切强度和压缩强度，改变了压实的聚集体，这对它们的进一步碰撞行为的影响。发生碎裂需要重新评估碎裂阈值速度。
2009-02-18 astro-ph.EP
How large are the monomers of dust aggregates in planet-forming disks?: Insights from quantitative optical and near-infrared polarimetry
内容：尘埃聚集体的组成粒子（单体）的大小是最不确定的参数之一，直接影响行星形成盘中聚集体的碰撞生长。尽管它的重要性，单体的大小还没有被有意义地限制磁盘的意见。目的：我们试图从行星形成盘的光学和近红外（IR）偏振观测中获得单体尺寸。研究方法：我们进行了全面的参数调查尘埃聚集体散射光的线偏振度，使用精确的数值方法称为$T$矩阵法。我们调查的单体大小，聚集体大小，孔隙率和组合物的极化程度的影响。所得到的结果进行比较，观察到的偏振分数的几个行星形成磁盘在光学和近红外波长。结果如下：结果表明，除非单体尺寸参数小于1或2，聚集体的极化程度敏感地依赖于单体尺寸。将模拟结果与圆盘观测结果进行比较，发现单体半径不大于$0.4~μ$ m。因此，推断的单体尺寸类似于太阳系尘埃聚集体的亚单位尺寸和星际颗粒的最大尺寸。结论：光学和近红外定量偏振测量将为尘埃凝聚的初始条件提供观测依据，从而在行星形成盘中形成星子。
2022-04-18 astro-ph.EP
Intrinsic polarisation of elongated porous dust grains
ALMA观测揭示了最近几个原行星盘在（亚）毫米波长范围内的极化辐射。除了大颗粒的自散射外，细长颗粒的热发射是检测到的偏振信号的潜在来源。我们使用离散偶极近似计算了球形、微米和亚毫米级尘埃颗粒的波长依赖吸收和内禀偏振。特别是，我们分析了尘埃颗粒孔隙度的影响，这似乎是存在于磁盘时，小颗粒凝聚形成较大的聚集体。对于第一次，我们的研究结果表明，（a）的固有极化降低增加晶粒孔隙度和（b）的偏振取向翻转90度的波长与晶粒尺寸的某些比率。我们提出了一种新的方法来限制颗粒孔隙度和颗粒大小的原行星盘使用多波长偏振观测在远红外毫米波长。最后，我们发现，中度晶粒孔隙率（$\mathcal{P}\lesssim0.7$）可能解释所观察到的极化分数在系统HD 142527，而高度多孔晶粒（$\mathcal{P}>0.7$）失败，除非晶粒的轴比是非常大的。
2019-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Crossing barriers in planetesimal formation: The growth of mm-dust aggregates with large constituent grains
毫米大小的尘埃聚集体的碰撞在行星形成的早期阶段起着至关重要的作用。我们开发了一个实验室装置，以观察在毫巴压力和800 K的高温下悬浮的尘埃聚集体的碰撞。我们报告的玄武岩尘埃聚集体之间的碰撞，从0.3至5毫米的大小在0.1和15厘米/秒之间的速度。单个颗粒的尺寸小于25 \mum。我们发现，在研究范围内的所有冲击能量粘发生的概率为32.1 \pm 2.5%的平均。一般而言，粘附概率随碰撞参量的增大而减小。粘附概率随着能量密度（单位接触面积的冲击能量）而增加。我们还观察到由两个较大的聚集体先前粘附形成的聚集体的碰撞。这些聚集体的配偶体可以通过第二次碰撞分离，平均概率为19.8 \pm 4.0%。与其他实验结果相比，测得的吸积效率是非常高的。我们把这归因于相对论。在我们的实验中使用的大尘埃颗粒，这使得聚集体更容易重组和能量耗散。由于骨料已经非常致密，孔隙率仅为54 \pm 1%，因此可能不会发生压实导致的碰撞硬化。在碰撞中，先前生长的聚集体的分解可能会阻止进一步的聚集体生长。然而，由于悬浮技术和有限的数据统计，还不能给出关于这方面的结论性声明。我们发现，剥离效率随速度的增加而降低，在较高的速度范围内，吸积占主导地位。对于高吸积效率，我们的实验表明，在mm范围内继续生长较大的组成颗粒将是一种可行的方式来产生较大的聚集体，这可能反过来形成种子，继续生长星子。
2012-07-05 astro-ph.EP
Multiwavelength optical properties of compact dust aggregates in protoplanetary disks
在原行星盘中，微米大小的尘埃颗粒凝聚形成形状和成分复杂的较大结构。凝聚过程以显著的方式改变了盘中颗粒的吸收和散射特性。为了正确解释原行星盘的观测结果，并将这些观测结果置于行星形成的第一步的背景下，理解这些复杂结构的光学特性至关重要。我们得出的光学性质的尘埃聚集体使用详细的计算聚集体的结构和比较这些计算要求的结果与近似的方法，更便宜的计算在实践中。通过这种方式，我们希望了解近似方法的优点和问题，并定义它们可以或不能用于分析发生显着晶粒生长的对象的观察的上下文。对于详细的计算，我们使用离散偶极子近似（DDA），一种能够计算光与形状复杂的非均匀粒子相互作用的方法。我们比较了使用球形和不规则，均匀和不均匀的颗粒所获得的结果。虽然没有近似方法可以正确再现大尘埃聚集体的所有特征，但可以使用形状不规则、多孔、不均匀的颗粒来分析尘埃的热特性。散射相函数的不对称性是聚集体尺寸的良好指标，而偏振度可能由组成颗粒的尺寸决定。来自聚集体的光学性质与最常用的标准（球形颗粒中的“天文硅酸盐”）显著不同。我们概述了一个计算速度快，相对准确的方法，可用于多波长分析的聚集尘埃在原行星盘。
2015-10-19 astro-ph.EP
Dust growth in protoplanetary disks - a comprehensive experimental/theoretical approach
十多年来，对原行星尘埃碰撞物理学的专门实验工作使我们达到了这样一个点，即尘埃聚集体的生长可以-第一次-自我一致和可靠地建模。本文综述了Güttler等（2010）提出的原行星盘尘埃凝聚体的涌现碰撞模型以及Zsom等（2010）提出的原行星盘尘埃凝聚体演化的数值模型。事实证明，在蓬松的尘埃聚集体快速碰撞增长到几厘米大小的短暂时间后，原行星尘埃颗粒受到反弹碰撞，其中它们的孔隙度大大降低。模型结果还表明，低速破碎可以减少尘埃聚集体的最终质量，但它不会引发一个新的增长模式，如前所述。根据我们的模型的当前阶段，碰撞粘附直接形成更大尺寸的星子似乎是不可能的，因此集体效应，如原行星盘尘埃增强区的流动不稳定性和引力不稳定性，是导致星子的过程的最佳候选者。
2010-08-30 astro-ph.EP
Erosion of dust aggregates
目的：这项工作的目的是更深入地了解有多少不同的骨料类型受到侵蚀。特别是研究撞击弹丸的速度对撞击过程的影响是非常重要的。我们也想提供原行星盘中尘埃生长的模型，并用简单的方法来解释侵蚀效应。研究方法：为了研究尘埃聚集体的侵蚀，我们采用了分子动力学的方法，具有详细的微观物理模型的相互作用的球形颗粒。第一次，该模型已被扩展，通过引入一个新的粘弹性阻尼力，需要适当的校准。之后，使用不同的样本生成方法来覆盖广泛的聚集体类型。结果：在这项工作中引入的粘弹性阻尼力是至关重要的再现实验室实验获得的结果。经过适当的校准，我们发现，发生腐蚀的冲击速度为5米/秒及以上。虽然在第一生长阶段形成的分形聚集体是最容易受到侵蚀，我们观察到侵蚀的聚集体，而紧凑的表面。结论：我们发现，轰击一个较大的目标聚集与小弹丸的结果在侵蚀的影响速度低至几米/秒。较致密的骨料受侵蚀较小。随着弹丸尺寸的增加，从吸积到烧蚀的转变转移到更高的速度。这使得更大的物体能够通过与更小的聚集体的高速碰撞而生长。
2013-10-16 astro-ph.EP
Detailed Model of the Growth of Fluffy Dust Aggregates in a Protoplanetary Disk: Effects of Nebular Conditions
尘埃凝聚在行星的形成过程中起着重要作用，对原行星盘的演化具有重要意义。粉尘的特性，如颗粒大小、孔隙度、电荷的多样性以及粉尘与湍流气体耦合的方式，影响碰撞结果和粉尘生长的速率。在这里，我们提出了一个数值模型，结合所有这些影响的PPD内的尘埃种群的演变。任何两个粒子碰撞的概率取决于粒子的电荷、横截面积和它们的相对速度。实际的碰撞结果是由一个详细的碰撞模型，该模型考虑到了聚集形态，轨迹，方向，和带电颗粒之间的静电力。在这项研究中获得的数据揭示了不同环境中的尘埃种群的特点，在碰撞和坚持的增长，这为下一个增长阶段的反弹，传质和破碎变得重要的开始奠定了基础。对于给定的湍流水平，中性和弱带电粒子碰撞更频繁，并且比高带电粒子增长更快。然而，高度带电的粒子在到达反弹势垒之前会生长到更大的尺寸，并表现出“失控”的生长，其中一些大粒子通过吸积较小的粒子而快速生长，而其余的粒子则生长得非常缓慢。通常，高电荷聚集体具有更紧凑的结构，并且由比中性/弱电荷聚集体更大的单体组成。颗粒结构/组成的差异不仅影响弹跳和碎裂的阈值速度，而且还改变灰尘的散射和吸收不透明度，从而影响PPD的外观。
2019-11-11 astro-ph.EP
Erosion and the limits to planetesimal growth
微观尘埃凝聚成星子是行星形成的第一步。生长的聚集体的大小和形状决定了这种早期生长的效率。有人提出，蓬松的冰聚集体可以非常有效地生长，较少受到弹跳和径向漂移障碍的影响。虽然类似大小的冰聚集体之间的碰撞速度被认为低于碎裂阈值，但它们可能会因与小得多的抛射体碰撞而损失质量。我们调查的影响，这些侵蚀性碰撞的多孔冰聚集体的能力，以跨越径向漂移障碍。我们开发了一个蒙特卡罗代码，计算不断增长的聚集体的演变，同时解决了整个质量分布在任何时候。骨料的孔隙度与其质量无关，并由碰撞、气体压实和最终的自重力压实决定。对于20-40米/秒的侵蚀临界速度，与小射弹的高速碰撞阻止了最大聚集体在开始漂移时的增长。在这些情况下，我们的本地模拟结果在一个稳态分布，与大多数的尘埃质量的粒子与斯托克斯数接近统一。只有考虑最高侵蚀阈值（60米/秒），多孔骨料管理跨越径向漂移障碍的内部10 AU的MMSN样磁盘。在限制增长方面，Escented碰撞比相似尺寸粒子之间的碎片碰撞更有效。可以想象，侵蚀限制了径向漂移障碍前的增长，虽然这种说法的鲁棒性取决于（不确定的）材料性能的冰聚集。如果侵蚀通过直接粘附抑制了星子的形成，那么${\sim}10^9$ g的海洋，高度多孔的颗粒似乎非常适合触发流动的不稳定性。
2014-12-11 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
Interparticle normal force in highly porous granular matter during compression
本研究通过数值模拟和理论推导发现，单分散球体高孔隙尘埃聚集体在压缩时，平均粒子间法向力与填充因子及平均配位数成反比，且该关系适用于任意结构的此类颗粒物质。
2024-01-26 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.geo-ph
The rotational disruption of porous dust aggregates from ab-initio kinematic calculations
本研究通过从头算运动学计算与三维N体模拟，探究多孔尘埃聚集体加速旋转下的动力学特性，揭示其形变规律、旋转破裂最大角速度及结构影响，提出拟合公式并发现大型聚集体破裂特性与理论预测的差异。
2023-01-30 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
The structure of dust aggregates in hierarchical coagulation
星际空间和原行星盘中的尘埃凝聚通常被视为两种极端情况之一：粒子-团簇凝聚和尘埃-团簇凝聚。在本文中，我们研究的过程中，层次的增长，聚集体是建立从显着较小的聚集体（但不是单体）。我们表明，这个过程可以被理解为一个修改后的，PCA-样的过程，产生多孔的，但非分形颗粒的填充因子主要是由建筑块的孔隙率。我们还表明，在凝聚的环境中，相对速度是由湍流驱动的，一个grammically平坦的质量分布（每质量十年相等的质量），因为它通常是在环境中发现的破碎小颗粒，导致小颗粒和聚集体占主导地位的大的增长的情况。因此，在这样的环境中，层级增长应被视为常态。因此，我们预测，在这样的环境中的聚集体是不是分形与极低的密度，因为它们会导致从外推分形定律大尺寸。聚集体的致密化不仅仅是由于具有足够能量的碰撞来重构聚集体-它已经通过用有助于生长的较小颗粒填充颗粒中的空隙而更早地开始。
2016-11-01 astro-ph.EP
Experimental Studies on the Aggregation Properties of Ice and Dust in Planet-Forming Regions
为了揭示星子的形成，了解它们形成的尘埃和冰聚集体的碰撞行为是非常重要的。本文提出了一个研究微重力条件下尘埃聚集体、固体冰和冰聚集体低速碰撞聚集特性的实验装置。欧空局第45次抛物线飞行试验的结果表明，在0.1 m/s < v_c <0.5 m/s的速度范围内，大多数碰撞都是由抛射体尘埃聚集体的反弹行为所支配的，碰撞后只有~ 5%的平动动能守恒。
2011-06-23 astro-ph.EP
