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
Ejection and Dynamics of Aggregates in the Coma of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
本研究基于罗塞塔任务OSIRIS图像，识别出彗星67P上超过3万条大型聚合体轨迹，确定其平均半径约5厘米、密度与彗核一致，并发现其源区多位于地形边界，为彗星活动模型提供约束。
2024-05-14 astro-ph.EP
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
Thermal inertias of pebble-pile comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
罗塞塔彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的任务提供了新的数据，以更好地了解彗星是由什么组成的。彗星表面物质的弱拉伸强度表明，彗星是一个分层的尘埃聚集体，是由气态太阳星云中一团被称为"卵石“的小尘埃聚集体通过引力坍缩形成的。由于卵石是彗星的组成部分，而彗星是太阳星云中星子的幸存者，因此结合热观测和数值计算来估计卵石的大小对于了解外太阳系的行星形成具有重要意义。在这项研究中，我们计算的热惯性和热趋肤深度的分层聚集体的卵石，昼夜和轨道变化的温度。我们发现，彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的热惯性是一致的厘米至dm大小的鹅卵石的层次聚合。我们的研究结果表明，这些冰冷的星子可能是通过太阳星云中厘米到分米大小的鹅卵石的吸积而形成的。
2020-07-06 astro-ph.EP
Cometary surface dust layers built out of millimetre-scale aggregates: dependence of modelled cometary gas production on the layer transport properties
研究由毫米级团聚体构成的彗星表面尘埃层的释气特性，提出考虑辐射热导率的扩展模型，证明其对演化彗星更逼真且计算复杂度相当。
2023-10-19 astro-ph.EP
Acceleration of Individual, Decimetre-sized Aggregates in the Lower Coma of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
我们提出了OSIRIS/NAC观测分米大小的，可能含冰的聚集体从彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko表面上的一个封闭区域喷射。这些图像是在2016年1月获得的，当时彗星距离太阳2 AU，从近日点出发。我们通过两个小时的图像系列来测量单个集合体的加速度。大约50%的聚集体被加速远离核，50%朝向核，并且同样朝向任一水平方向。加速度比当地重力强一个数量级，最简单的解释是气体阻力加速所有聚集体向上的综合效应，以及来自不对称放气的反冲力，无论是来自旋转聚集体的随机取向的自旋轴和足够的热惯性，以转移温度最大值远离聚集体的太阳下区域，或来自具有可变冰含量的聚集体。至少有10%的聚集体会逃离彗核的重力场，并进入彗星的碎片轨迹，而其他的聚集体可能会落回彗星表面，并形成覆盖北半球部分地区的沉积物。火箭力在将这些聚集体推回表面方面起着至关重要的作用。我们的观测显示了未来在喷射过程中的回落物质，并提供了彗星最里面的彗发（<2公里）中聚集体加速度的第一个直接测量，其中气体阻力仍然很大。
2016-08-29 astro-ph.EP
Modelling polarization properties of comet 1P/Halley using a mixture of compact and aggregate particles
最近，从“星尘”飞行任务获得的结果表明，81 P/Wild 2彗星的致密颗粒与聚集颗粒的总体比例为65：35（或13：7）（Burdham等人，2008年）。在目前的工作中，我们提出了一个模型，认为彗星尘埃作为一个混合物的紧凑和聚合颗粒，与硅酸盐和有机物的组成。我们把致密颗粒看作球形颗粒，把聚集体看作具有一定尺寸分布的BCCA和BAM 2聚集体。为了模拟彗星1 P/ Halley，采用幂律尺寸分布n（a）= a^{-2.6}，对于致密颗粒和聚集颗粒。我们采用BAM 2和BCCA聚集体的混合物，其具有约0.20 $μm$和1 $μm$的下限和上限截止尺寸。我们还采取了一个混合物的扁长，球形和扁球形紧凑的颗粒与轴比（E）从0.8至1.2，其中的下限和上限的截止尺寸约0.1 $μm$和10 $μm$。使用T矩阵程序，生成了平均模拟偏振曲线，它能最好地拟合在四个波长处的观测偏振数据：$λ$ = 0.365 $μm$，0.485 $μm$，0.670 $μm$和0.684 $μm$ .从本建模中出现的骨料的合适混合百分比对应于50%BAM 2和50%BCCA颗粒，并且硅酸盐与有机物的混合百分比对应于78%硅酸盐和22%有机物，以体积计。本模型成功地再现了观测到的偏振数据，特别是负分支，更有效地相比，在过去所做的其他工作。研究发现，在这些聚集体中，BAM 2聚集体起着决定负极化分支交叉角和深度…
2011-06-13 astro-ph.EP
What drives the dust activity of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko?
我们使用的引力不稳定性形成的慧星的情况下，得到的总尺寸，可以释放的气体压力从彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的核心为不同的日心距离和不同的挥发性冰。为了得到喷射的聚集体的大小，我们开发了一个模型的基础上的假设，即由表面吸收的全部热量消耗的升华过程中的一个挥发性物种。计算了彗星中三种最主要的挥发性物质：H_20冰、CO_2冰和CO冰。我们发现，尘埃聚集体的大小范围能够逃脱的核心进入太空的彗星接近太阳时，缩小日心距离的增加，因为聚集体的拉伸强度随着聚集体的大小而减小。与H_20冰相比，CO冰的活性能够从表面分离出小约一个数量级的聚集体。由于CO冰的较高升华速率，较大的聚集体另外能够从核的重力场逃逸。我们的模型可以解释OSIRIS相机在日心距离3.4 AU和3.7 AU之间观测到的67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星内彗发中的大颗粒（半径从2 cm到1 m）。此外，该模型预测释放的分米大小的聚集体（trail粒子）接近日心的距离，气体驱动的尘埃活动消失。然而，气体驱动的尘埃活动不能解释彗发中小于1毫米的颗粒的存在，因为将这些颗粒从表面分离所需的高拉伸强度不能通过挥发性冰的蒸发来提供。这些较小的颗粒可以例如通过喷射的较大聚集体的旋转和离心质量损失来产生。
2015-06-29 astro-ph.EP
Comets formed in solar-nebula instabilities! -- An experimental and modeling attempt to relate the activity of comets to their formation process (corrigendum included)
当彗星核接近太阳时，通过表面层的能量通量增加，导致底层冰的升华和随后的脱气，促进了观察到的气体和尘埃的排放。尘埃的喷射需要尘埃颗粒与彗星核的结合力必须被升华过程引起的力所克服。这涉及到覆盖灰尘层的抗拉强度有多大的问题。微米级灰尘颗粒的均匀层达到的拉伸强度通常为$10^3$至$10^4$ Pa。这远远超过了彗星中水冰的最大升华压力。因此，尚不清楚彗星尘埃活动是如何驱动的。为了解决这个悖论，我们使用了Skorov和Blum（Icarus 221，1-11，2012）的模型，他们假设彗星是由尘埃云和冰聚集体的引力不稳定性形成的，并计算了尘埃聚集体层的彗星核拉伸强度的相应结构为1 Pa。在这里，我们提出的证据表明，发射的彗星尘埃颗粒确实是聚集体与正确的属性，以适应模型的斯科罗夫和布卢姆。然后，我们实验测量层的实验室灰尘聚集体的拉伸强度，并确认由模型推导出的值。为了解释彗星活动的水冰的蒸发驱动，我们推导出的最小尺寸为$\sim 1$毫米的尘埃聚集，在太阳星云的流星体观测和尘埃凝聚模型的协议。最后，我们得出结论，彗星必须形成的引力不稳定性，因为所有替代的形成模式导致更高的抗拉强度的表面层。
2014-11-21 astro-ph.EP
Polarization of light scattered by large aggregates
对宇宙尘埃和行星气溶胶的研究表明，其中一些含有大量聚集体，其大小明显超过可见光的波长。在某些情况下，这种大的聚集体可能在形成灰尘的光散射特性中占主导地位。在本文中，我们提出的结果，包含超过1000个单体的亚微米尺寸的聚集体的光散射的计算机建模和研究他们的光散射特性，特别是偏振，相位角和波长的变化。由于开发了用于并行计算的新版本的MSTM（多球T矩阵）代码，这样的建模成为可能。建模的结果被应用到彗星偏振观测的结果，以检查大的聚集体是否占主导地位，形成光散射彗星尘埃。我们比较了不同结构和孔隙度的聚集体。我们发现，大于98%的孔隙率（如弹道簇-簇聚集体）的大聚集体具有几乎相同的瑞利极化的角度依赖性。大的致密聚集体（孔隙率小于80%）展示了固体颗粒的典型曲线。这就排除了典型彗星尘埃颗粒过于多孔和过于致密的聚集体。我们发现，大的聚集体不仅可以解释相位角依赖性的彗星偏振在近红外，但也可能是负责偏振的波长依赖性，这可以与它们的孔隙率。
2012-06-27 astro-ph.EP
Dust release and tensile strength of the non-volatile layer of cometary nuclei
我们开发了一个彗星核的热物理模型，这是基于这样的假设，即彗星的形式由尘埃和冰聚集体的合奏引力不稳定性。在这种情况下，可以使用Weidling等人（2011年）的尘埃-聚集体碰撞和粘附模型计算彗星核无冰外层的拉伸强度。基于现有的实验室数据的气体渗透性和导热性的无冰粉尘层，我们推导出的温度和压力在尘冰界面的纯水和纯二氧化碳冰。尘埃壳下面的蒸汽压与其抗拉强度的比较可以预测彗星表面的尘埃释放。我们的模型预测了纯CO2冰和日心距离<3 AU的尘埃活动，而纯H2O冰不能解释尘埃排放
2011-11-03 astro-ph.EP
Dust in Comet C/2007 N3 (Lulin)
我们报告的光学成像，光学和近红外偏振，和斯皮策中红外光谱彗星C/2007 N3（鹿林）。在R（0.676微米）中以0.44度至21度的相位角获得偏振观测，同时在H（1.65微米）中以4.0度进行观测，探索偏振中的负分支。彗星C/2007 N3（Lulin）在光学上表现出典型的负偏振，在近红外波段也有类似的负分支。10微米的硅酸盐特征在发射方面仅是微弱的，并且根据我们的热模型，与来自硅酸盐和碳材料的混合物的发射一致。我们认为，大，低孔隙度（类似于弹道粒子簇聚集体），而吸收总尘埃粒子最好的解释偏振和中红外光谱能量分布。
2011-03-18 astro-ph.EP
On the dust of tailless Oort-cloud comet C/2020 T2 (Palomar)
我们报告了我们对奥尔特云彗星C/2020 T2（Palomar）（T2）的新分析，该彗星在近日点前两周距离太阳2.06 au（相位角为28.5度）。在散射光中，T2缺乏明显的尘埃尾，显示出整个幻影中强烈的彗发中心凝聚，让人想起所谓的马恩岛彗星。它的偏振光光谱斜率分别在J（1.25 um）和H（1.65 um）波段增加和减少，导致整体负（蓝色）斜率（-0.31+/-0.14% um^-1），与在类似几何形状下观测到的活动彗星的红色偏振形成对比。T2的平均偏振度对于J带为2.86+/-0.17%，对于H带为2.75+/-0.16%。鉴于近红外波长对彗星尘埃的中等尺度结构（即，尘埃聚集体），我们对具有不同孔隙度和成分的弹道聚集体的光散射建模表明，T2的偏振特性与低孔隙度（~ 66%）相容，在10- 100 μ m（密度~652 kg m^-3）的尺度上吸收了冰含量可忽略不计的尘埃聚集体。这一点得到了T2的彗发形态的支持，它的β值（太阳辐射压对尘埃的相对重要性）范围小于~10^-4。长期演变的R-波段活动的T2从档案数据显示，其亮度的增加加速约2.4金前近日点，其整体的尘埃生产率~100倍小于活跃的奥尔特云彗星。我们还发现了一个明显的集中T2和马恩岛彗星向黄道轨道。本文强调了奥尔特云彗星的异质性，可以在不久的将来进行调查，专门研究其尘埃特性。
2022-10-24 astro-ph.EP
The Dust Mantle of Comet 9P/Tempel 1: Dynamical Constraints on Physical Properties
从彗星喷出的尘埃粒子的轨迹受太阳辐射压的影响，它是辐射压截面与质量之比的函数。因此，对辐射压力引起的粒子轨道演化的研究揭示了彗星核表面尘埃的物理性质。在美国宇航局的深度撞击任务过程中，喷出物羽流在辐射压力的影响下演变。从羽流的演化和形状，我们成功地获得了$β\approx 0.4$，其中$β$是辐射压力与太阳重力的比值。考虑到$β\approx 0.4$以及高色温和小硅酸盐特征强度的观测限制，从彗星9 P/坦普尔1号表面喷射出的尘埃颗粒可能是尺寸为$\approx 20\,μ$ m（质量为$\sim 10^{-8}$ \，g）的致密尘埃聚集体。这与从现场测量和理论考虑中推断的1 P/哈雷彗星（$\sim 10μ$ m）表面的主要尘埃相当。由于这种带有$β\approx 0.4$的尘埃聚集体必须在表面上抵抗由于冰升华而产生的喷流，因此核中冰的温度必须保持在145 K以下，这比由太阳辐射和热发射确定的平衡温度低得多。这些事实表明，9 P/坦普尔1有一个尘埃地幔组成的$20\,μ$ m大小的尘埃聚集体具有低的热导率$\sim 1 \, {\rm erg\, cm}^{-1} \, {\rm K}^{-1}\,{\rm s}^{-1}$。
2012-12-04 astro-ph.EP
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
Sublimation of icy aggregates in the coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko detected with the OSIRIS cameras onboard Rosetta
从2014年3月开始，OSIRIS（光学、光谱和红外远程成像系统）相机开始使用广角相机（WAC）和窄角相机（NAC）拍摄彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的彗核和彗发（气体和尘埃）的图像。自2014年7月以来进行的许多观测已被用于研究彗星尘埃喷流的形态，位置和时间变化。我们分析了2015年5月30日和31日南方春分后不久的尘埃监测观测，WAC位于日心距离Rh = 1.53 AU，在那里可以观察到喷流随核旋转。我们发现，作为喷流距离的函数的亮度下降比背景彗差陡得多，这是升华的第一个迹象。我们采用了一个模型的升华冰聚集体和研究的效果作为一个功能的聚集体的物理性质（组成和大小）。这篇文章的主要发现是，通过脏颗粒聚集体的升华（半径在5微米和50微米之间），我们能够完全再现距离核4公里以外的喷流的径向亮度分布。为了重现数据，我们需要分别注入8.5 x $10^{13}$和8.5 x $10^{10}$之间的聚集体，a = 5微米和50微米，或者初始质量约为22 kg的$H_2O$冰。
2016-08-31 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
1I/`Oumuamua As Debris of Dwarf Interstellar Comet That Disintegrated Before Perihelion
如Bortle（1991）所示，近日点距离远小于1天文单位的近抛物线轨道内的暗弱彗星，在近日点前不久突然解体的倾向很强。从对这类彗星的现有观测中得到的证据表明，解体事件通常始于爆发，碎片通常是一团巨大的尘埃颗粒云，只存在一段有限的时间。然而，最近的CCD观测显示，幸存下来的可能是一个相当大的碎片，类似于松散结合的尘埃颗粒的脱挥发性聚集体，可能具有异国情调的形状，独特的旋转特性，以及极高的孔隙度，所有这些都是在解体事件的过程中获得的。鉴于1 I/`Oumuamua的母星的亮度不可能等于或超过博尔特的生存极限，有理由相信它遭受了与脆弱彗星相同的命运。因此，近日点后的观测结果并不是指2017年初进入内太阳系的物体，而是指它的碎片。与C/2017 S3和C/2010 X1的比较表明，作为最近爆炸事件中释放的巨大蓬松尘埃聚集体，'Oumuamua应该具有强烈的不规则形状，翻滚，不放气，并受到太阳辐射压力的影响，与观测一致。解体事件的未知时间可能会危及对母恒星系统的研究。建议对该物体的可能图像进行有限的搜索，以限制（可能是较小的）爆发的时间。
2019-01-30 astro-ph.EP
Outward Motion of Porous Dust Aggregates by Stellar Radiation Pressure in Protoplanetary Disks
我们研究了原行星盘表层的尘埃运动。在恒星辐射压力的作用下，表面层的尘埃颗粒通过气体拖曳力进行角动量输运，向外迁移。在本研究中，我们利用辐射压力计算了致密颗粒和多孔尘埃团向外运动的质量通量。本文用球簇的T矩阵方法计算了多孔尘埃聚集体的辐射压力。首先，我们确认，多孔尘埃聚集体被迫强辐射压力，即使他们成长为更大的聚集体相比，均匀和球形紧凑的颗粒，辐射压力的效率变得较低，当他们的尺寸增加。此外，我们还发现，当尘埃粒子的尺寸为几微米时，在半径为1 AU时，单体尺寸为0.1 $μ$ m的多孔尘埃粒子的向外质量通量比致密粒子的向外质量通量大一个数量级。这意味着像富含钙铝的包裹体（CAIs）这样的大的致密颗粒很难通过恒星辐射压力被输送到外部区域，而像南极多孔行星际尘埃颗粒（CP-IDPs）这样的多孔尘埃聚集体则被有效地输送到彗星形成区域。晶体硅酸盐可能是在恒星辐射压力的作用下，以多孔尘埃聚集体的形式从原太阳星云的内部热区向外部冷彗星区迁移的。
2014-11-18 astro-ph.EP
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
Interpebble contact radius in a comet nucleus
本文基于JKR接触理论并引入静岩压力效应，重新计算彗核中卵石间接触半径，发现其随深度变化，且此前模型在彗核中心低估了一个数量级。
2023-03-22 astro-ph.EP
An Update of the Correlation between Polarimetric and Thermal Properties of Cometary Dust
我们提出了一个可能的散射和热辐射从灰尘和负责这种关系的主要灰尘特性之间的相关性。为此，我们使用NASA/PDS档案偏振数据彗星尘埃在红色（0.62--0.73 $μ$米）和K（2.00--2.39 $μ$米）域利用相对过剩的偏振度的彗星的平均趋势在给定的相位角（$P_{\rm excess}$）作为度量的尘埃的散射光特性。通量过剩的硅酸盐排放量的连续约10 $μ$米（$F_{\rm Si}/F_{\rm cont}$）通过从以前的研究作为度量的尘埃的MIR功能。当在K域中测量$P_{\rm excess}$时，这两个度量显示正相关。在红域中未发现显著相关性。富含气体的彗星的$F_{\rm Si}/F_{\rm cont}$比富含尘埃的彗星弱，但两组彗星都保持着相同的整体趋势，但斜率值不同。观察到的两个指标之间的正相关性表明，组合物是一个外围因素，在表征粉尘的偏振和硅酸盐排放特性。富气彗星和富尘彗星在$F_{\rm Si}/F_{\rm cont}$上的系统性差异与它们尘埃大小分布的差异相对应。因此，我们的研究结果表明，目前的彗星尘埃的MIR光谱模型应优先考虑尘埃的大小和孔隙度的组成。由于光散射对两个波段的不同尺度敏感，我们希望K域偏振法对尘埃聚集体的性质敏感，如尺寸和孔隙度，这可能受到进化过程的影响。另一方面，红域偏振反映了聚集体中亚$μ$ m组分的特征。
2021-05-27 astro-ph.EP
Dust of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko collected by Rosetta/MIDAS: classification and extension to the nanometre scale
彗星尘埃最小亚单位的性质包含了它们起源的信息，以及星子和行星形成的线索。与星尘任务期间收集的IDPs或粒子相比，罗塞塔任务期间在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的彗发中收集的尘埃提供了一种已知来源的最小改变材料资源，其结构特性可用于进一步研究我们早期的太阳系。提出了一种新的方法，以实现最高的空间分辨率的成像可能与MIDAS原子力显微镜上罗塞塔。分析分辨率低至8 nm的三维形貌图像，以确定纳米尺度上颗粒的亚单元尺寸。可以确定三种形态学类别，即（i）尺寸大于约10 μ l的易碎团聚颗粒，$\mathrm{μm}$由微米尺寸的亚单位组成，其可以再次聚集并在颗粒表面上显示中等的堆积密度;（ii）易碎的团块，其大小约为数十微米，由以下微米组成─大小的亚基建议再次聚集体和安排在一个结构中的分形维数小于2;（iii）小，微米级的颗粒所包含的亚基在数百纳米的尺寸范围内，显示表面特征建议再次代表亚基。它们的微分粒径分布服从对数正态分布，平均值约为100 nm，标准偏差在20 ~ 35 nm之间。所有微米级的颗粒都是由更小的亚单元组成的分级尘埃团块。最小确定的表面特征的排列，外观和尺寸分布让人想起CP IDP中发现的那些，它们代表了67 P彗星最小的直接检测到的亚基。
2019-07-02 astro-ph.EP
A comprehensive model of morphologically realistic Cosmic Dust particles: an application to mimic the unusual Polarization properties of the interstellar Comet 2I/Borisov
本文首次提出结合粗糙分形聚集体与凝聚碎屑的逼真宇宙尘埃模型，通过复现星际彗星 2I/Borisov 的多波长偏振-相位曲线，揭示其异常偏振特性源于约 80% 的高多孔原始尘埃颗粒。
2023-02-26 astro-ph.EP physics.comp-ph
Evidence for the formation of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko through gravitational collapse of a bound clump of pebbles
导致太阳系中行星体形成的过程仍然没有完全了解。使用欧空局罗塞塔任务上的一整套仪器获得的结果，我们提出的证据表明，彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko可能是通过毫米大小的尘埃聚集体（“卵石”）的结合团块的温和引力坍缩形成的，与微观冰粒混合。这一形成设想导致彗星的组成同时符合全球孔隙度、均匀性、抗拉强度、热惯性、垂直温度分布、释放尘埃的大小和孔隙度，以及随着日心距离的减小而急剧增加的水蒸气产生率，这些都是由罗塞塔号航天器和菲莱号着陆器上的仪器测量的。我们的研究结果表明，在年轻恒星周围的原行星盘中观察到的大量鹅卵石为彗星和其他小型天体提供了建筑材料。
2017-10-21 astro-ph.EP
Preperihelion Outbursts and Disintegration of Comet C/2017 S3 (Pan-STARRS)
一系列的事件，占主导地位的两个爆发和结束的近日点前解体的彗星C/2017 S3，检查。爆发的开始时间是由第二次爆发后核凝聚消失前的光变曲线确定的。虽然凝结的亮度急剧下降，但在STEREO-A的HI 1图像中，总亮度继续增长，直到近日点前两天。这些图像中测量到的红色星等是指投影面积为2200平方公里的均匀核碎片云，在第二次爆发时，它开始以76 m s^（-1）的速率膨胀。在一些STEREO-A图像中探测到的尾部延伸，由远离太阳释放的尘埃组成。对地面观测的轨道分析表明，这颗彗星是从奥尔特云沿引力轨道抵达的。治疗位置的残差作为一个分裂的彗星的同伴的偏移，我们确认存在的云的辐射压力驱动的毫米大小的尘埃颗粒从核在第二次爆发。我们探测到一个类似的，但紧凑和更微弱的云（或相当大的蓬松尘埃聚集碎片）在第一次爆发时释放。- -碎片将形成一个直径140米的球体，其动能相当于100吨无定形水冰释放的结晶热。对分裂彗星和1 I `Oumuamua的短命伴星的分支进行了讨论。
2019-01-28 astro-ph.EP
Acceleration of cometary dust near the nucleus: Application to 67P/Churyumov-Gerasimenko
我们提出了一个模型的彗星尘埃能够模拟的动态范围内的彗星表面的前几十公里。罗塞塔上的GIADA和COSIMA仪器的最新测量表明，该核发出蓬松的尘埃颗粒，孔隙率超过50%，尺寸至少达到mm（Schulz et al. 2015，Rotundi et al. 2015，Fulle et al. 2015）。这些粒子的物理性质的检索需要一个有效的力量控制其动力学模型。在这里，我们提出了一个模型，能够模拟现实的，大的和多孔的颗粒使用分级聚集体，这表明以前的外推是不够的。我们的方法的主要优点是，我们可以模拟非常大的（毫米级）非球形团聚体，并可以准确地确定它们的1）有效截面和截面与质量的比率，2）气体阻力系数，和3）光散射特性。在实践中，我们发现，一个更详细的处理的尘埃结构的结果在3-5倍更高的速度为大的尘埃粒子在内部彗发比以前估计使用相同质量的球形粒子。我们将我们的模型应用于彗星67 P的核附近的尘埃动力学，并成功地再现了早期报告的尘埃速度，当时彗星距离太阳约3.5 AU。在这个阶段，我们采用一个简单的球形彗星核，我们的模型活动作为恒定速度的气体膨胀从一个均匀的活动表面，并使用米氏散射。我们讨论了未来改进这些简化的途径。
2016-06-27 astro-ph.EP
CCD polarimetry of distant comets C/2010 S1 (LINEAR) and C/2010 R1 (LINEAR) at the 6-m telescope of the SAO RAS
我们提出了遥远的彗星C/2010 S1（线性）和C/2010 R1（线性）在日心距离r= 5.9 - 7.0 AU的线性偏振度的第一次测量。在SAO RAS的6米望远镜上用SCORPIO-2缩焦器进行了观测。这两颗彗星都显示出相当高的活动水平，超出了水冰升华可以忽略不计的区域（高达5 AU）。在这两颗彗星的强度和偏振显着的空间变化。强度的径向剖面的斜率随着离光心的距离逐渐变化：从核附近的-0.7到更大距离（10万公里）的-1.3。偏振分布的变化表明彗差上偏振分布的不均匀性。彗星C/2010 S1（LINEAR）和彗星C/2010 R1（LINEAR）的光心距分别从-1.9%和-2.5%增加到-3.5%。这些偏振值明显高于日心距小于5天文单位的彗星的全彗发偏振的典型值（-1.5%）。所获得的光度和偏振数据进行了比较，与其他彗星在较小的日心距离早期派生。对由不同折射率、形状和尺寸的颗粒组成的介质进行了光散射特性的数值模拟。计算采用叠加T矩阵法。对C/2010 S1彗星（LINEAR），尘埃是由N = 1000个半径a = 0.1 μm，折射率m = 1.65 + i = 0.05的球形单体组成的总半径R ~ 1.3 μm的聚集体，其偏振观测结果与计算结果符合较好。
2015-06-26 astro-ph.EP
Dust photophoretic transport around a T Tauri star: Implications for comets composition
越来越多的证据表明彗星中存在晶体物质。这些晶体被认为是在原始太阳星云的内部退火的，而彗星应该是在外部区域形成的。为了调和这两个事实，人们提出了几种迁移过程，其中一种是由电泳驱动的迁移。这项工作的主要目标是评估前主序星的辐射是否会影响盘的电泳运输。要做到这一点，我们已经实现了一个不断发展的1+1D模型的吸积盘，包括先进的数值技术，经历了随时间变化的照射，与原太阳沿前主序列的演变。使用在以前的几个作品中介绍的形式主义描述的电泳。采用这些以前的研究中使用的不透明度处方，我们发现，磁盘照射增强了电泳运输：假设一个磁盘中心孔的几个天文单位的半径不再严格要求，而需要一个特设的光蒸发的引入减少。然而，我们发现，小颗粒的残留痕迹可以通过它们对不透明度的影响来消除电泳驱动的运输。我们还证实了被输送的聚集体的热导率是一个关键参数，它可以限制甚至抑制电泳迁移，并产生一些分离效应。
2016-01-09 astro-ph.EP
Flattened loose particles from numerical simulations compared to Rosetta collected particles
彗星尘埃颗粒是在太阳系形成的初始阶段，由原始的难熔物质堆积而成的残余物。了解它们的物理结构有助于限制它们的吸积过程。我们已经开发了一个简单的数值模拟聚集体的冲击压扁来解释COSIMA收集的颗粒的属性。从模拟和观测的扁平颗粒的纵横比进行比较，以区分不同的分形维数$D_f$为特征的聚集体的初始家庭。这个维度可以区分某些增长模式。由COSIMA测量的纵横比的多样性与具有不同初始$D_f$的聚集体的两个家族（具有接近2.5-3的分形维数的紧凑聚集体家族和具有约2的分形维数的一些蓬松聚集体）是一致的。或者，COSIMA观察到的形态分布可能源于单一类型的聚集过程，如DLPA，但为了解释COSIMA观察到的纵横比范围，需要大范围的尘埃颗粒内聚强度。此外，内聚强度和速度的变化可能在检测到的较高纵横比范围（>0.3）中起作用。我们的工作使我们能够解释COSIMA观察到的粒子形态和实验室实验产生的一致的框架。考虑到所有的观察，从三个尘埃仪器上罗塞塔，我们赞成我们的模拟解释的基础上，两个不同的家庭的尘埃颗粒具有显着不同的分形维数喷出的彗星核。
2019-03-04 astro-ph.EP
The interstellar object 'Oumuamua as a fractal dust aggregate
第一个已知的星际物体Oumuamua表现出非重力加速度，似乎与彗星的释气不一致，使辐射压力成为最有可能的力量。除了外星光帆假说之外，由于分形结构导致的超低密度也可以解释辐射压力对'Oumuamua的加速作用（Moro-Martin 2019）。在本文中，我们报告了减少'Oumuamua的旋转周期的基础上，地面观测，并表明，这种自旋下降可以解释的YORP效应，如果'Oumuamua确实是一个分形体的超低密度$10^{-2}$千克米$^{-3}$。我们还研究了Oumuamua作为一个分形体受到旋转和潮汐力的机械后果，并表明，分形结构可以生存这些机械力。
2019-10-16 astro-ph.EP
Modeling Porous Dust Grains with Ballistic Aggregates. II. Light Scattering Properties
我们研究了Shen等人（论文I）中构建的无规弹道聚集体的光散射性质。使用离散偶极近似，我们计算散射相函数和线性偏振随机聚集体与各种尺寸和孔隙率，并与两种不同的组合物：100%硅酸盐和50%硅酸盐-50%石墨。我们调查的光散射特性的波长，集群的大小和孔隙率使用这些聚集模型的依赖关系。我们发现，而相函数的形状主要取决于聚集体的尺寸参数，线性极化取决于聚集体的尺寸参数和孔隙率，随着孔隙率的增加，极化程度增加。与以前的研究相反，我们认为，单体的大小有弹道聚集体的光散射性能的影响可以忽略不计，只要构成单体小于入射波长高达2*pi*a_0/λ \sim 1.6，其中a_0是单体半径。先前关于这种单体尺寸效应的说法实际上是尺寸参数和孔隙率的组合效应。最后，我们提出了聚合模型，可以再现的相位函数和偏振的散射光从AU Mic碎片盘和彗星尘埃，包括观察到的彗星在散射角160<θ <180度的负偏振。这些聚集体具有中等孔隙率，P \sim 0.6，并且对于碎片盘的情况是亚微米尺寸，或者对于彗星的情况是微米尺寸。
2009-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Towards a coupled activity-fallback model for comets I) 67P/Churyumov-Gerasimenko's water activity from a microphysics model with dynamic dust-depth
Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC)（安达卢西亚天体物理学研究所）；Technische Universität Braunschweig（布伦瑞克工业大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（马赛大学）；Brown University（布朗大学）；University of Bern（伯尔尼大学）
本研究采用具有动态尘埃深度的两层热物理模型模拟67P彗星的水出气率、尘埃抛射及非引力力与力矩，该模型可重现罗塞塔任务的相关观测数据，是耦合活动-回落模型的首个阶段。
2026-10-12 astro-ph.EP
Water Ice and Dust in the Innermost Coma of Comet 103P/Hartley 2
2010年11月4日，深度撞击扩展调查（DIXI）成功地遇到了彗星103 P/哈特利2，当时它在日心距离为1.06 AU。使用HRI-IR光谱仪在1.05-4.83微米波长范围内获得了哈特利2号彗星的空间分辨近红外光谱。我们目前的光谱图内~10公里的彗发收集7分钟和23分钟后，最近的方法。所提取的反射光谱包括在1.5、2.0和3.0微米附近的位置、带宽和形状与水冰粒的存在一致的定义明确的吸收带。使用Hapke的辐射转移模型，我们表征的混合类型（区域与亲密），相对丰度，粒度，水冰和耐火材料的空间分布。我们的模型表明，尘埃，占主导地位的最内层的彗发哈特利2，并在300 K的温度，是热和物理解耦的细粒水冰粒，这是在1微米的大小。水冰、尘埃和CO2空间分布之间的强相关性支持了CO2气体将水冰和尘埃颗粒从核中拖走的概念。一旦进入昏迷状态，水冰开始升华，而尘埃则不断流出。如果速度接近0.5 m/s，则导出的水冰尺度长度与1 AU处1微米纯水冰粒的预期寿命相容。这样的速度比孤立的1微米水冰粒的膨胀速度低三个数量级[Hanner，1981; Whipple，1951]，表明观察到的水冰粒可能是聚集体。
2014-06-12 astro-ph.EP
The halo around HD 32297: $μ$m-sized cometary dust
我们在碎片盘中观察到的第二代尘埃的光学性质仍然非常难以捉摸，无论是毫米波长的吸收效率还是近红外波长的（非）偏振相位函数。值得庆幸的是，相同的粒子正在经历大小相关的力（例如，辐射压力），并且利用高角分辨率观测，我们可以利用这种自然的空间分离。在不同波长下的观测探测不同的尺寸范围，因此在多波长观测中存在很大的协同作用，以更好地约束颗粒的光学性质。我们提出了一种同时对SPHERE和ALMA观测进行建模的新方法，并将其应用于HD\，32297周围的碎片盘，重点关注具有不同$β$值的颗粒的空间分布。这种建模方法几乎不需要对颗粒的实际尺寸进行假设，因此可以进行后验解释。我们发现，ALMA的观察是最好的再现与小和大$β$值（$0.03$和$0.42$）的组合，而SPHERE的观察需要几个间隔的$β$值。我们讨论了ALMA观测中以前报道的晕的性质，并假设它可能是由过度丰富的$μ$ m大小的颗粒（过度丰富的结果，其寿命延长）。我们在近红外波长和蓬松的聚合物大于几个$μ$ m的偏振相函数模型提供了最佳的解决方案。将我们的结果与太阳系的彗星进行比较，我们假设圆盘中释放的粒子来自相当原始的彗星体（以避免蓬松的聚集体的压缩），然后被设置在高度偏心的轨道上，这可以解释在长波长下检测到的晕。
2022-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Comet 67P outbursts and quiescent coma at 1.3 AU from the Sun: dust properties from Rosetta/VIRTIS-H observations
我们提出了2-5 $μ$ m光谱观测67 P/Churyumov-Gerasimenko的尘埃彗发获得的VIRTIS-H仪器在罗塞塔在两个爆发期间，发生在2015年9月13日13.6小时UT和9月14日18.8小时UT在1.3 AU从太阳。在爆发前测量的散射和热特性是中等活动彗星测量值的平均值。色温过高（或过热因子）可以归因于由吸收材料组成的亚微米尺寸的颗粒或多孔分形状聚集体，例如罗塞塔原位尘埃仪器收集的那些聚集体。粉尘粒度分布的幂律指数在2-3之间。与爆发相关的红外辐射的突然增加与色温的大幅增加（从300 K到高达630 K）和2-2.5 $μ$ m处的尘埃颜色从红色到蓝色的变化相关，揭示了爆发物质中存在非常小的颗粒（$\leq$ 100 nm）。此外，测得的大的热辐射剂量（$\sim$ 0.7）表明在喷出物中的明亮的颗粒，这可能是硅质颗粒，这意味着碳质材料的热降解，或冰颗粒。水冰的3- $μ$ m吸收带在爆发期间获得的光谱中没有检测到，而在发射中观察到3.4 $μ$ m附近的有机化合物的特征。H $_2$ O 2.7- $μ$ m和CO $_2$ 4.3- $μ$ m振动带在爆发过程中没有表现出任何增强。
2017-08-01 astro-ph.EP
Formulating Compressive Strength of Dust Aggregates from Low to High Volume Filling Factors with Numerical Simulations
本文通过基于JKR理论的数值模拟，系统研究了尘埃聚集体在低至高体积填充因子下的抗压强度，发现填充因子超过0.1时强度急剧增大，并综合滚动运动与最密堆积机制构建了与实验一致的抗压强度公式。
2023-06-15 astro-ph.EP cond-mat.soft
A comprehensive study of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko in the 2021/2022 apparition. II. Colorimetry, polarimetry, modeling
Astronomical Observatory of Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学天文台）；Astronomical Institute of Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Main Astronomical Observatory of National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）
该研究对2021 - 2022年彗星67P进行多技术观测，通过望远镜成像和测量，结合数值模拟，研究彗发尘埃颜色与偏振，发现其属于高偏振类别，且2015/16年后尘埃特性或有变化。
2026-07-23 astro-ph.EP
Interpretation through experimental simulations of phase functions revealed by Rosetta in 67P dust coma
内容：罗塞塔号航天器上搭载的OSIRIS相机在67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星（67 P）的彗发内测量的尘埃亮度相位曲线呈现出一个显著的U形。目的：我们的目标是比较这些相位曲线与那些暂时模拟灰尘样品，以评估可能导致这种形状的关键灰尘属性。研究方法：在实验室和微重力条件下，用PROGRA 2仪器对可能代表彗星尘埃颗粒的不同物理性质和组成的样品进行了光散射测量。结果如下：我们发现，最近开发的一系列行星际尘埃类似物的亮度相位曲线（以适应内部黄道云的偏振特性及其随日心距离的变化）是相当的67 P。粉尘的关键特性似乎与成分和孔隙度有关。结论：我们的结论是，67 P的亮度相位曲线的形状必须与存在大量的有机化合物（至少50%的质量）和蓬松的聚集体（10至200微米的尺寸范围）。我们还确认了这颗彗星家族的尘埃颗粒和内部黄道带云内的颗粒之间的相似性。
2019-07-09 astro-ph.EP
Dust Properties of the Interstellar Object 3I/ATLAS Revealed by Optical and Near-Infrared Polarimetry
Seoul National University（首尔大学）；University of Hyogo（兵库大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究所）
通过光学和近红外偏振测量，发现星际天体3I/ATLAS的尘埃特性与太阳系彗星不同，其偏振特性反映顽火成尘埃颗粒的固有光学性质。
2026-02-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
Post-perihelion dust activity and a candidate icy-grain halo in long-period comet C/2023 A3 (Tsuchinshan--ATLAS)
Macau University of Science and Technology（澳门科技大学）；Shenzhen Campus of Sun Yat-sen University（中山大学深圳校区）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
该研究分析长周期彗星C/2023 A3的近日点后彗发，揭示其尘埃活动规律，发现候选冰粒彗发晕的存在，明确冰粒参数及演化特征，为彗星冰粒活动研究提供观测依据。
2026-10-16 astro-ph.EP
JWST Reveals Refractory-Rich Water Ice in Interstellar Comet 3I/ATLAS: Evidence for a Continuum of Grain Properties across Protoplanetary Disks
Southwest Research Institute（西南研究院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Auburn University（奥本大学）；Universität Bern（伯尔尼大学）
JWST观测星际彗星3I/ATLAS，发现其富含耐火材料的水冰聚集体，连接了太阳系彗发与海王星外天体，表明原行星盘冰颗粒性质存在连续谱。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA
The dust environment of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko from Rosetta OSIRIS and VLT observations in the 4.5 to 2.9 au heliocentric distance range inbound
欧空局的罗塞塔号航天器目前正围绕67 P彗星运行，它已经通过几种仪器，特别是OSIRIS和GIADA提供了尘埃颗粒特性的现场测量结果。我们建议通过将这些测量与地面观测尘埃尾部相结合来监测总体的、随时间变化的尘埃产生率和粒度分布，从而增加这些测量的价值。为了限制尘埃颗粒的性质，我们考虑到罗塞塔OSIRIS和GIADA的结果，并将OSIRIS数据在接近阶段（2014年4月下旬至6月上旬）与ESO甚大望远镜（VLT）从2014年2月至11月获得的大型地面图像数据集相结合。一个蒙特卡罗尘埃尾代码已被应用到检索尘埃参数。颗粒的关键特性（密度、速度和粒度分布）是从罗塞塔观测中获得的：这些参数被用作代码的输入，以大大减少自由参数的数量。通过这种方法，可以准确地获得尘埃总质量损失率及其与日心距的关系。由OSIRIS和GIADA的内彗发测量和使用VLT数据的远距离成像得到的尘埃参数是一致的，除了粒度分布函数的幂指数为$α$ =--3，而不是小于1 mm的颗粒的$α$ =--2。彗星活动的开始发生在大约4.3 au，尘埃产生率为0.5 kg/s，在2.9 au时增加到15 kg/s。这意味着一个灰尘与气体的质量比在3.8和6.5之间变化的最佳拟合模型时，结合水的生产率从MIRO实验。
2016-02-05 astro-ph.EP
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
Models of Rosetta/OSIRIS 67P dust coma phase function
利用Rosetta/OSIRIS卫星的\citep{Bertini17}图像，确定了67 P彗星尘埃彗发的相位函数。该函数在接近100 $^\circ$的相位角处显示出深的最小值，以及强的后向散射增强。这两种特性不能被常规的彗星尘埃模型所再现，大多数模型都是基于波长大小和随机取向的聚集颗粒。然而，我们发现，一个ensamble的取向细长粒子的各种各样的纵横比，半径$r \gtrsim$ 10 $μ$ m，其长轴垂直于太阳辐射的方向，能够再现所观察到的相函数。这些颗粒必须是吸收性的，折射率的虚部约为0.1以匹配预期的几何折射率，并且孔隙率在60- 70%的范围内。
2018-09-27 astro-ph.EP
Multi-Wavelength Post-Perihelion Polarimetry of Interstellar Comet 3I/ATLAS
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文研究所与国家天文台）；Armagh Observatory & Planetarium（阿马天文台与天文馆）；University of Maryland（马里兰大学）；TU Braunschweig（布伦瑞克工业大学）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（图卢大学ESO芬兰天文学中心）；Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）
本研究对星际彗星3I/ATLAS开展多波长近日点后偏振观测，扩大相位角覆盖范围，约束其最小偏振度，揭示偏振的波长依赖性，通过数值模拟解释其特殊偏振特性的成因。
2026-09-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Inbound Gas and Dust Evolution of Interstellar Comet 3I/ATLAS from Optical Spectroscopy and Multi-band Photometry
Universidad de Alicante（阿利坎特大学）；Universitat de Barcelona (UB)（巴塞罗那大学）；V.N. Karazin Kharkiv National University（哈尔科夫国立大学）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台）；Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Main Astronomical Observatory of the National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院主天文台）；Adam Mickiewicz University（亚当·密茨凯维奇大学）；TU Braunschweig（布伦瑞克工业大学）
本研究通过多波段监测、光谱分析等技术，揭示星际彗星3I/ATLAS入途时的气体与尘埃演化，确认其稳定激活阶段及特殊组成，为研究系外行星系统提供关键数据。
2026-08-20 astro-ph.EP astro-ph.GA
Optical polarized phase function of the HR\,4796A dust ring
来自碎片盘的尘埃的散射特性仍然知之甚少。然而，对散射光的分析是一种强大的遥感工具，可以用来了解围绕其他恒星运行的尘埃粒子的物理特性。散射光确实被广泛地用于研究太阳系中彗星尘埃的性质。我们的目标是在偏振光下测量HR 4796 A周围碎片环中尘埃的形态和散射特性。我们用甚大望远镜上的SPHERE / ZIMPOL仪器获得了HR 4796 A在600- 900 nm波长范围内的高对比度偏振图像。我们测量了第一次的偏振相位函数的灰尘在碎片系统在很宽的范围内的散射角的光学。我们确认，这是不兼容的尘埃粒子是紧凑的球体下的假设米氏理论，并提出了替代方案与观测兼容，如颗粒与不规则的表面粗糙度或聚集颗粒。
2019-05-09 astro-ph.EP
Inferring the interplanetary dust properties from remote observations and simulations
由于现场研究和行星际尘埃收集只能提供空间有限的关于行星际尘埃性质的信息，因此完成这些研究具有重要意义，这些研究的性质是从散射和发射光的远程观测中推断出来的，并通过模拟进行解释。近黄道对称面上行星际尘埃的物理性质，如局部偏振、温度和成分，以及它们的日心变化，可以从散射光和发射光观测中得到，从而为粒子源的各自贡献提供线索。由球形颗粒及其聚集体构成的固体颗粒云的光散射模型用于解释局部光散射数据。相同粒子的平衡温度使我们能够解释温度日心变化。对于硅酸盐和吸收性更强的有机物（质量分数为$\approx$ 40%）的混合物，以及0.2 ~ 200 μ m尺度范围内的行星际尘埃典型的真实尺度分布，在距太阳1.5~AU附近，获得了局部偏振相位曲线$P_α$的良好拟合。彗星起源的尘埃颗粒的贡献至少是质量的20%。粒子的相同尺寸分布给出了太阳距离$R$，与典型的黑体行为不同，$R$依赖于$R^{-0.45}$中的温度。$P_{α=90°}$的日心依赖性被解释为固体有机物（如HCN聚合物或无定形碳）向太阳逐渐消失。
2016-09-16 astro-ph.EP
Constraints on the Occurrence of 'Oumuamua-Like Objects
目前，天文学界对星际天体1 I/2017 U1（'Oumuamua）的整体组成或形成机制还没有达成共识。为了评估已经提出的解释Oumuamua的外观和观察到的属性的各种方案的优点，我们报告了一些新的分析，并提供了一个最新的审查目前的假设。我们考虑的解释，可以调和Oumuamua的观察到的非开普勒轨迹与传统的彗星挥发物的非检测。我们研究了这些拟议的形成途径的能力，以填充星系与足够的星际物体，这样的检测'Oumuamua的泛星将是非常有利的。我们认为两个外来冰，氢和氮，表明前者的寒冷的温度要求和后者的必要的形成效率造成严重的困难，这些解释。通过数量级参数和流体动力学撞击坑模拟，我们表明，对太阳系外柯伊伯带类似物的影响预计不会产生像Oumuamua那样大的N2冰碎片。此外，我们还讨论了观测测试，以确认这些冰在未来的星际物体的存在。接下来，我们将研究将Oumuamua的特性归因于其他成分的解释：超多孔尘埃聚集体和由太阳辐射压力驱动的薄膜等。虽然这些假设都不是完全令人满意的，但我们做出的预测将由Vera Rubin天文台进行测试，以解决'Oumuamua引入的紧张局势。
2021-08-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
