Rotational Disruption of Porous Dust Aggregates due to Gas Flow in Protoplanetary Disks
介绍了尘埃粒子在行星形成中的一种可能的分裂机制--自转。这种机制已经被讨论为星际尘埃颗粒的旋转破裂。我们从理论上计算了多孔尘埃聚集体是否可以被它们的旋转运动破坏，以及它是否阻止了原行星盘中尘埃的生长。我们假设辐射扭矩和气流扭矩作为旋转运动的驱动源，假设尘埃聚集体达到稳态刚性旋转，并比较所获得的拉伸应力，由于离心力与它们的拉伸强度。我们通过引入一个参数，$γ_\mathrm{ft}$，模拟从力到扭矩的转换效率的不规则形状的灰尘聚集体建模。结果表明，在基准模型中，当多孔尘埃团的质量大于$\sim10^8$ g，体积填充因子小于$\sim 0.01$时，多孔尘埃团被气流诱导的旋转运动旋转破坏，而体积填充因子大于0.01的相对致密尘埃团则不存在这一问题.如果我们假设尘埃孔隙度的演化，我们发现，尘埃聚集体的斯托克斯数为$\sim0.1$，可以在其增长和压缩过程中旋转中断。我们的研究结果表明，尘埃聚集体的增长可能会停止由于旋转中断或其他压缩机制，需要避免it. We还注意到，尘埃聚集体不旋转中断时，$γ_\mathrm{ft}\leq0.02$在我们的基准模型和不规则形状的尘埃聚集体的建模是必不可少的，在未来的工作。
2021-04-08 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
Towards a Dynamical Collision Model of Highly Porous Dust Aggregates
近年来，我们已经进行了各种实验上的碰撞动力学的高度多孔的尘埃聚集体，虽然我们现在有一个全面的图片的微观力学这些聚集体，宏观的理解仍然缺乏。因此，我们正在开发一个力学模型来描述尘埃聚集体的宏观参数，如拉伸强度，压缩强度和剪切强度的碰撞。对于一个定义良好的粉尘样品材料，拉伸和压缩强度进行了测量，在静态实验和光滑粒子流体动力学（SPH）代码中实现。设计了一个实验室实验，将实验室结果与SPH模拟结果进行比较。在该实验中，将mm尺寸的玻璃珠滴入具有先前测量的强度参数的cm尺寸的粉尘聚集体中。我们通过高速成像确定玻璃珠的减速，并通过X射线显微断层扫描确定灰尘聚集体的压缩。利用实测的贯入深度、停留时间和玻璃珠下的压实度对SPH程序进行了标定和检验。我们发现，静态测得的抗压强度曲线是唯一适用的，如果我们调整到动态的情况下与“软”参数。在确定这个参数后，SPH代码能够再现实验结果，这些结果以前没有用于校准。
2009-04-29 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Collisional disruption of highly porous targets in the strength regime: Effects of mixture
高度多孔的小天体被认为在早期的太阳系中无处不在。因此，在研究太阳系原始小天体的碰撞演化时，了解高孔隙度天体的碰撞过程是至关重要的。到目前为止，已经进行了使用冰，浮石和玻璃制成的高孔隙率目标的冲击破坏实验，并进行了多孔体的冲击断裂的数值模拟。然而，高孔隙率主体的各种内部结构是可能的。因此，在较宽的参数空间内进行实验室试验和数值模拟是必要的。在这项研究中，高孔隙率的烧结空心玻璃微珠和目标的混合物与空心微珠制成的碰撞破坏实验中使用的混合物对高孔隙率体的碰撞破坏的影响。在相同烧结条件下制备的靶中，发现具有更多杂质的靶倾向于具有较低的抗压强度和较低的抗冲击破坏性。此外，破坏混合物靶需要比根据压缩强度预期的更多的冲击能量密度。很可能目标基质中的微晶晶粒抑制了穿过玻璃框架的裂纹生长。最大的碎片的质量分数崩溃到一个单一的功能的缩放参数的能量密度在强度制度（ε_s）时，假设的拉伸强度比压缩强度的基础上获得的冰硅酸盐混合物的关系。
2019-12-08 astro-ph.EP
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
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
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
Outgassing of icy bodies in the Solar System - II. Heat transport in dry, porous surface dust layers
在这项工作中，我们提出了一个新的模型，在真空中的多孔粉尘层的导热系数，现有的解决方案的单球接触的传热方程的基础上。该模型能够区分两种不同类型的灰尘层：由单个颗粒组成的灰尘层（简单模型）和由单个聚集体组成的灰尘层（复杂模型）。此外，我们描述了实验室实验，这是用来测量多孔粉尘层的导热系数，以测试模型。我们发现，模型的预测是在一个很好的协议与实验结果，如果我们在模型中包括辐射热传输。这意味着辐射在多孔材料的热传输中起着重要的作用。此外，该模型对赫兹因子的影响进行了论证，并讨论了该模型对彗星活动模拟的意义。最后，这种新模式的局限性进行了严格审查。
2012-03-09 astro-ph.EP
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
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
Growth and fragmentation of centimetre-sized dust aggregates: the dependence on aggregate size and porosity
我们进行三维光滑粒子流体动力学模拟球形均匀的二氧化硅粉尘聚集体的质量和孔隙率的聚集体如何影响他们的能力，在各种不同的碰撞速度（1 - 27.5米/秒之间）的影响。我们探讨了如何阈值速度的碎裂与这些参数的变化。至关重要的是，我们发现，孔隙度起着至关重要的一部分，在确定碰撞的结果。特别地，我们发现填充因子>37%的聚集体被显著地削弱，并且聚集体生长的速度区域被减小或甚至不存在（相反，聚集体彼此反弹或破裂）。在填充因子小于~37%时，我们发现更多的多孔物体更弱，但不如填充因子> 37%的高度致密物体那么弱。此外，我们发现，（对于一个给定的聚集密度）非常不同的质量物体之间的碰撞有更高的阈值速度比非常相似的质量物体之间的。我们发现，破碎速度高于典型值1米/秒，甚至可以发生增长的速度高达27.5米/秒。因此，虽然如果不同尺寸的物体之间发生碰撞或者如果聚集体是填充因子<37%的多孔的，则聚集体的生长更有可能，但是如果聚集体变得太致密，则也可能受到阻碍。
2013-08-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Porosities of Protoplanetary Dust Agglomerates from Collision Experiments
尘埃通过粘附碰撞聚集是行星形成的第一步。尘埃团聚体的基本物理性质，如机械强度、导热系数、气粒耦合时间等，与团聚体的孔隙度密切相关。进一步碰撞的结果也取决于碰撞聚集体的孔隙度。在实验室实验中，我们研究的增长的大聚集体的$\sim$ 3毫米至3厘米，通过连续的影响的小灰尘团聚体的100 $μ$ m大小，组成的$μ$ m颗粒在不同的冲击速度。实验表明，团聚体的生长既有直接粘附的方式，也有重力再吸积的方式。后者可以被认为是合适的模拟碎片的再吸积气体阻力在原行星盘。实验在1.5 m/s和7 m/s之间的速度范围内进行。随着冲击速度的增加，所得附聚物的体积填充因子从1.5 m/s的$ϕ= 0.2$增加到7 m/s的$ϕ= 0.32$。这些值与目标大小无关。外推的体积填充因子的测量速度的依赖性意味着较高的碰撞速度不会导致更紧凑的聚集体。因此，$ϕ= 0.32$标记了适于描述在$\rm v > 6\, m/s$处形成的结构的压实程度。在低于1 m/s的小碰撞速度下，将形成具有$ϕ\approx 0.10$的高度多孔结构。对于中等碰撞速度，孔隙率变化。根据圆盘模型和由此产生的相对速度，原行星盘中的物体可能会从高度多孔（$ϕ\approx 0.10$）演变为致密（$ϕ= 0.32$），具有更复杂的中等大小范围的不同孔隙度。
2011-08-05 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
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
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
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
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
Observed polarized scattered light phase functions of planet-forming disks
本研究利用VLT/SPHERE散射光图像首次提取多个行星形成盘的宽相位角偏振相函数，并结合T-Matrix模型区分多孔分形聚集体与致密聚集体。
2023-01-11 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
Study of light scattering properties of dust aggregates with a wide variation of porosity
我们研究的光散射性质的中等大小的灰尘聚集体（$0.8μm \lesssim R \lesssim 2.0μm$）的孔隙度（$\mathcal{P}$）从0.57到0.98的变化很大。使用具有BAM 2集群（$\mathcal{P} \sim 0.57-0.64$）、BAM 1集群（$\mathcal{P} \sim 0.74$）、BA或BPCA集群（$\mathcal{P} \sim 0.85-0.87$）和BCCA集群（$\mathcal{P} \sim 0.98$）的叠加T矩阵代码来执行计算。本研究探讨了聚集体尺寸参数（$X$）对具有不同孔隙率的聚集体（BA和BAM 2）的光散射性质的影响。我们发现，正极化最大值（$P_{max}$）、负极化幅度（$P_{min}$）和精确后向散射方向上的相函数（$S_{11}$（180 $^\circ$））与聚集体的孔隙度有关。当聚集体的特征半径（$R$）被认为是相同的时，致密聚集体显示出比多孔聚集体更深的负极化。孔隙度更低的聚集体显示出更高的$S_{11}$（180 $^\circ$），反之亦然。当$\mathcal{P}$在0.64至0.98的范围内增加时，${S}_{11}(180^\circ$（${S}_{11}(180^\circ$）和$P_{min}$均线性减少，而$_{max}$线性增加。我们还发现，聚集体的孔隙率起着至关重要的…
2017-09-27 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
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
A quantitative description of comet 67P's dust and gas production remains enigmatic
本研究针对彗核尘埃发射机制不明、热物理模型难以同时复现释气率与尘埃产生率的问题，通过不同模型假设模拟67P彗星的尘埃活动，发现现有模型仍无法完全匹配观测结果，尘埃发射机制仍待探明。
2023-06-12 astro-ph.EP
Collisions of inhomogeneous pre-planetesimals
在凝聚假设的框架中，尺寸从厘米到数百米的前星子随后碰撞形成了100微米大小的星子。前星子是蓬松、多孔的尘埃聚集体，由于它们的碰撞历史，它们是不均匀的。在毁灭速度阈值以上的前星子碰撞中，灾难性的破坏可以阻止星子的生长。我们开发了一个非均匀性模型的基础上的灰尘聚集体的密度分布，这是假定为一个高斯分布，具有一个定义良好的标准差。作为第二个输入参数，我们考虑一个不均匀的团块的典型大小。这些输入参数很容易通过实验室实验获得。对于模拟的灰尘聚集体，我们利用光滑粒子流体动力学（SPH）代码与扩展建模多孔固体。孔隙度模型以前校准的模拟硅尘，这通常作为一个模拟前星子材料。将不均匀性作为初始条件施加到SPH粒子分布上。我们进行厘米大小的尘埃聚集体的中间孔隙度的碰撞。我们在固定的典型团块大小下改变非均匀分布的标准差。碰撞结果根据四种群模型进行分类。我们发现，不均匀的前星子更容易破坏比均匀的聚集。即使是轻微的不均匀性也会降低灾难性破坏的门槛。对于一个固定的碰撞速度，碎片的大小随不均匀性的增加而减小。具有活跃碰撞历史的前星子往往较弱。这是碰撞增长的一个可能的障碍，需要考虑到在未来的研究凝固的情况。
2011-10-28 astro-ph.EP physics.comp-ph
The Influence of the Fractal Dimension on Dust Evolution in Protoplanetary Disks
Institut für Theoretische Astrophysik, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理中心理论天体物理研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安顿·潘内科克天文学研究所）
研究探讨了原行星盘中尘埃聚集体的孔隙率对尘埃演化的影响，重点分析了碎裂和碰撞屏障，并通过DustPy代码模拟了不同孔隙率假设下的尘埃动态。
2026-04-29 astro-ph.EP
The Physics of Protoplanetesimal Dust Agglomerates. IV. Towards a Dynamical Collision Model
近年来，我们对原行星尘埃碰撞演化的认识取得了许多进展。基于实验室中的各种尘埃碰撞实验，我们对原行星盘中尘埃聚集体生长的观点现在得到了对尘埃聚集体之间相互作用所涉及的物理学的更深入理解的支持。然而，决定碰撞结果的参数空间是巨大的，有时无法进入实验室实验。非常大或蓬松的尘埃聚集体和极低的碰撞速度超出了今天实验室的范围。因此，我们希望增加我们的经验知识的尘埃碰撞物理的数值方法来处理任意的聚集体尺寸，孔隙率和碰撞速度。在这篇文章中，我们实现实验确定的材料参数的高度多孔粉尘聚集成光滑粒子流体动力学（SPH）的代码，特别是一个全方位的压缩强度和拉伸强度的关系。给出了用压缩实验和低速碰撞实验对SPH程序进行校准的方法。在标定的过程中，我们开发了一个动态的压缩强度关系，并估计了剪切强度的关系。最后，我们定义并进行了一系列的基准测试，发现实验结果和数值模拟之间的协议是非常令人满意的。SPH程序过去曾用于研究高速碰撞。在这项工作的最后，我们展示了未来应用的例子在低速区的碰撞演化。
2009-05-30 astro-ph.EP
Ejected Particles after Impact Splash on Mars: Aggregates and Aerodynamics
本研究通过实验测量火星撞击飞溅喷出颗粒的沉降速度与形状，发现其为多孔聚集体，沉降速度低于球形颗粒，并指出直径达10 μm的聚集体可进入火星大气。
2023-10-13 astro-ph.EP
Modeling the Contact Surfaces Formed by Pebble Collisions: Application to Formation of Comet 67P/Churyumov--Gerasimenko
本文开发新模型模拟pebble碰撞接触面半径与接触点数量，结合数值模拟研究彗星67P形成，发现其低拉伸强度指向低速碰撞形成，估计内部pebble半径≤130μm。
2025-11-13 astro-ph.EP
The Physics of Protoplanetesimal Dust Agglomerates. X. Mechanical properties of dust aggregates probed by a solid-projectile impact
尘埃聚集体力学性质的动力学表征一直是定量讨论原行星盘中尘埃生长的重要问题之一。实验研究了固体弹丸低速（$\lesssim 3.2$ m s $^{-1}$）撞击下粉尘聚集体的动力学特性。在真空条件下，将由玻璃、钢或铅制成的球形冲击器落在填充部分$ϕ=0.35$的粉尘聚集体上。撞击导致尘埃聚集体的成坑或碎裂，这取决于撞击能量。陨石坑的形状可以近似为球形，没有观察到喷出物。为了了解撞击尘埃聚集体的基本物理学，固体抛射体的运动由高速相机获得。利用获得的撞击器位置数据，分析了撞击产生的阻力规律和动压。我们发现，有两个特征优势。一个是由撞击能量和凹坑体积之间的比率定义的，并且是$\simeq 120$ kPa。另一个强度指示动态压力的碎裂阈值，并且是$\simeq 10$ kPa。前者表征了明显的塑性形变，并且与负责撞击器减速的拖曳力一致。后者对应于产生裂纹的动态拉伸强度。利用这些结果，提出了一个简单的模型的压实和破碎的粉尘聚集体的阈值。此外，还比较了粉尘团聚体和松散颗粒物质的拖曳力规律，揭示了两种物质的异同。
2017-10-26 astro-ph.EP cond-mat.soft
Low-velocity collisions of centimeter-sized dust aggregates
厘米到分米大小的尘埃体之间的碰撞对于理解导致星子形成的机制非常重要。因此，我们进行了实验室实验，研究碰撞行为的尘埃聚集体在这个尺寸范围内的速度低于和周围的碎裂阈值。我们开发了两个具有相同目标的独立实验装置，以研究自由粒子-粒子碰撞中的弹跳、碎裂和质量传递的影响。第一个装置是一个真空落塔，自由落体高度为1.5米，为我们提供了0.56秒的微重力时间，使我们观察到的碰撞速度在8毫米/秒和2米/秒之间。第二个设置的目的是研究部分破碎的效果（当只有一个两个聚集体被破坏）和传质更详细。它允许测量吸积效率，因为样品在遭遇后被安全地回收。我们的结果是，对于非常低的速度，我们发现反弹，可以预期，而20厘米/秒的破碎速度显着低于预期。我们提出了临界能量的破坏性碰撞Q*，这表明是至少两个数量级低于文献中以前的实验。在弹跳和破坏性碰撞之间的广泛范围内，只有一个样本在碰撞中破碎，而另一个则获得了质量。颗粒质量百分之几数量级的吸积效率取决于撞击速度和样品孔隙率。我们的研究结果将对原行星盘中的尘埃演化模型以及大型多孔微行星体的强度产生影响。
2011-05-02 astro-ph.EP
Correlation among extinction efficiency and other parameters in an aggregate dust model
我们研究了高度多孔的BCCA尘埃聚集体在广泛的复折射率（$1.4 \le n \le 2.0$，$0.001 \le k \le 1.0$）和波长（$0.11μm \le λ\le 3.4μm$）范围内的消光特性。首次尝试研究了消光效率（$Q_{ext}$）、尘埃聚集体组成（$n, k$）、辐射波长（$λ$）和单体尺寸参数（$x$）之间的相关性。如果$k$固定在0.001和1.0之间的任何值，则$Q_{ext}$随着$n$从1.4增加到2.0而增加。当簇大小较小时，$Q_{ext}$和$n$通过\emph{linear}回归相关，而在中等和更高簇大小时，相关性为\emph{quadratic}。该特征在所有波长（UV到光学到红外）下都能观察到。我们还发现，当$λ$高时，$Q_{ext}$与$n$的变化非常小。当$n$固定在1.4和2.0之间的任何值时，观察到$Q_{ext}$和$k$通过多项式回归方程（次数为1、2、3或4）相关，其中方程的次数取决于簇大小、$n$和$λ$。对于小尺寸，相关性为线性，对于中等和更大尺寸，相关性为二次/三次/四次。我们还发现，对于$n$的所有值，$Q_{ext}$和$x$通过多项式回归（3、4或5次）相关。发现回归程度依赖于$n$和$k$。从我们的工作中获得的一组关系，可以用来模拟星际消光尘埃聚集体在很宽的波长范围和复杂的折射率。
2017-08-26 astro-ph.EP
The physics of protoplanetesimal dust agglomerates. VII The low-velocity collision behavior of large dust agglomerates
我们进行了微重力碰撞实验，在我们的实验室落塔使用5厘米大小的粉尘团聚体的体积填充因子为0.3和0.4，分别。这项工作是我们之前在Beitz等人（2011）中报道的实验的扩展。粉尘聚集体由微米级的二氧化硅颗粒组成，宏观上是均匀的。我们测量了碰撞速度从1 cm/s到0.5 m/s范围内的恢复恢复系数，并确定了碎裂速度。对于低速，恢复系数随着撞击速度的增加而减小，这与Beitz等人（2011年）的研究结果相反。在较高的速度下，恢复恢复系数的值变得恒定，在破碎开始时聚集体破碎之前。我们解释的恢复系数的质的变化，从固体为主的颗粒介质为主的行为。我们通过多孔聚集体的分子动力学模拟来补充我们的实验，并获得与实验数据的合理匹配。我们讨论了我们的实验的重要性原行星盘，碎片盘，行星环。这项工作是一个扩展的研究，以前的工作，我们的小组，并提供了一个新的见解的速度依赖性的恢复恢复系数由于改进的测量，更好的统计和理论方法。
2012-08-28 astro-ph.EP
Decimetre dust aggregates in protoplanetary discs
星子的生长是行星形成的重要步骤。分米大小的粉尘团块标志着这一增长过程的一个转折点。在实验室实验中，我们模拟了原行星盘中分米级尘埃体的形成、演化和性质。由微米级SiO $_2$颗粒组成的小亚毫米级粉尘聚集体在连续的独立碰撞序列中与不同初始条件的粉尘目标随机相互作用。撞击速度平均为7.7米/秒，在与原行星盘中分米物体碰撞的预期范围内。这些目标都是通过形成尘埃\emph{crusts}而形成的，这些尘埃的厚度可达几厘米，其独特的填充因子为31% $\pm$ 3%。一部分射弹直接粘在了一起。此外，有些抛射体碎片在重力作用下缓慢返回目标。所有表面最初的多孔部分，即由缓慢返回的碎片构成的部分，都被随后的撞击压实并牢固地附着在下面的灰尘层上。在0 $^{\circ}$（中心碰撞）到70 $^{\circ}$的碰撞角度下，增长是可能的。在较陡的灰尘表面上没有生长。我们测量了碰撞碎片的速度、角度和大小分布。平均恢复系数为3.8%或0.29m/s的喷射速度。喷出物的大小与抛射体的大小相当。高填充因子接近通过局部压缩的粉尘聚集体的最紧凑的配置（$\sim 33$ %）。这意味着表面形成和目标生长的历史被完全擦除。因此，31%的填充因子似乎是所有自洽演化靶在给定碰撞速度下的碰撞实验中的普适值。我们建议分米和可能更大的机构可以简单地由一个单一的填充因子。
2011-08-03 astro-ph.EP
Collisional growth efficiency of dust aggregates and its independence of the strength of interparticle rolling friction
由亚微米级颗粒组成的尘埃聚集体的成对碰撞生长是行星形成的第一步，因此了解尘埃聚集体的碰撞行为是必不可少的。已知主要的能量耗散机制是接触颗粒之间的切向摩擦，即滚动、滑动和扭转。然而，滚动摩擦的强度存在很大的不确定性，并且碰撞生长条件对滚动摩擦强度的依赖性知之甚少。在这里，我们进行了两个等质量的多孔聚集体之间的碰撞与不同的碰撞速度和碰撞参量的数值模拟，我们也改变了滚动摩擦的强度系统。我们发现，尘埃聚集体破碎的碰撞速度阈值几乎与滚动摩擦的强度无关。这是因为，即使滚动摩擦的强度变化，由切向摩擦引起的能量耗散的总量也几乎恒定。
2022-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A semi-analytic model of the bouncing barrier for protoplanetary dust aggregates
Center for Mathematical Science and Advanced Technology, Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术机构先进技术与数学科学中心）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球与行星科学系）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；Department of Applied Physics, Tokyo University of Science（东京理科大学应用物理系）
针对原行星盘中尘埃聚集体碰撞弹跳限制生长的问题，提出一种基于弹塑性接触和随机键网络断裂的半解析模型，预测弹跳边界，并与ALMA观测推断的尺寸-速度范围一致。
2026-06-26 astro-ph.EP cond-mat.soft
Geometrical structure and thermal conductivity of dust aggregates formed via ballistic cluster-cluster aggregation
本文报道了通过弹道簇-簇聚集（BCCA）形成的多孔粉尘聚集体的几何结构的理论研究。我们计算了回转半径$R_{\rm gyr}$和基于图的测地半径$R_{\rm geo}$作为组成粒子数$N$的函数。我们发现，$R_{\rm gyr} / r_{0} \sim N^{0.531 \pm 0.011}$和$R_{\rm geo} / r_{0} \sim N^{0.710 \pm 0.013}$，其中$r_{0}$是组成粒子的半径。此外，我们还定义了两个表征分形聚集体几何结构的常数：$D_{\rm f}$和$α$。$D_{\rm f}$和$α$的定义分别为$N \sim {( R_{\rm gyr} / r_{0} )}^{D_{\rm f}}$和${R_{\rm geo}} / {r_{0}} \sim {\left( {R_{\rm gyr}} / {r_{0}} \right)}^α$。我们的研究表明，$D_{\rm f} \simeq 1.88$和$α\simeq 1.34$的BCCA的集群。此外，我们还研究了静态压缩分形聚集体热导率的填充因子依赖性。从这项研究中，我们发现，静态压缩聚集体$k$的导热系数是由$k \sim 2 k_{\rm mat} {( r_{\rm c} / r_{0} )} ϕ^{(1 + α) / (3 - D_{\rm f})}$，其中$k_{\rm…
2019-08-08 astro-ph.EP cond-mat.soft
A panoptic model for planetesimal formation and pebble delivery
从尘埃颗粒到微行星的旅程涉及到从微米（聚集体的粘附和重组）到数百个天文单位（湍流原行星状星云的大小）的物理过程。同时考虑这些过程是必要的，当研究微行星的形成。我们开发了一种新的，全球性的，半解析模型的质量占主导地位的尘埃粒子在湍流原行星盘的演变，考虑到尘埃表面密度的演变，同时保留的多孔凝聚过程的基本特征。这个泛光模型被用来研究类太阳恒星周围的圆盘从亚微米到星子的生长。对于高度多孔的冰，不受碰撞破碎和侵蚀的影响，在一个延伸到${\sim}10\mathrm{~AU}$的区域中，快速增长到星子大小是可能的。当多孔凝聚受到侵蚀碰撞的限制时，通过直接凝聚形成星子是不可能的，但斯托克斯数接近1的大量聚集体的产生可能会引发流动不稳定性（SI）。然而，我们发现，达到SI所需的条件是困难的，仅限于灰尘丰富的磁盘，（非常）冷的磁盘，或磁盘弱湍流。在雪线后面，孔隙驱动的冰粒聚集导致了星子的快速（${\sim}10^{4}\mathrm{~yr}$）形成。如果侵蚀性碰撞阻止了这一点，则可能会针对特定的磁盘条件触发SI。在这项工作中介绍的数值方法是非常适合研究星子形成和卵石交付同时，将有助于建立一个连贯的图片开始的行星形成过程。
2015-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
