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
Dust grain shattering in protoplanetary discs: collisional fragmentation or rotational disruption?
在原行星盘中，尘埃颗粒凝聚成大的聚集体仍然知之甚少。颗粒孔隙度似乎是一个有前途的解决方案，让晶粒生存和形成星子。此外，尘埃破碎一般被认为只来自碰撞碎裂;然而，最近引入了一个新的过程，旋转破裂。我们编写了一个一维代码，模拟了颗粒漂移时的生长和孔隙度演变，以研究包括两个破碎过程时的最终结果。在模拟再现观测的圆盘模型中的晶粒演化时，我们发现与碎裂和径向漂移相比，旋转破裂是不可忽略的。当湍流参数$α\lesssim 5\xtenpow{-4}$，如果径向漂移足够慢时，破坏成为主导。我们表明，在晶粒的生长历史中断的重要性强烈依赖于它们的抗拉强度。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
How hard is dust in debris disks?
Astrophysikalisches Institut und Universitäts-Sternwarte, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿大学天文物理研究所与大学天文台）
研究通过分析尘埃盘碰撞演化，推导出尘埃机械强度上限，表明反弹碰撞在尘埃盘中更为常见。
2026-02-13 astro-ph.EP
Impacts of viscous dissipation on collisional growth and fragmentation of dust aggregates
了解由亚微米大小的颗粒组成的尘埃聚集体的碰撞行为对于揭示星子如何在原行星盘中形成至关重要。已知单个尘埃粒子的碰撞行为强烈地依赖于粘性耗散力的强度，然而粘性耗散对尘埃聚集体碰撞行为的影响尚未得到详细研究，特别是对于斜碰撞的情况。在这里，我们研究了粘性耗散对尘埃聚集体碰撞行为的影响。我们进行了数值模拟的两个相同质量的尘埃聚集体之间的碰撞与不同的碰撞速度和碰撞参量。系统地改变了粘性耗散力的大小。当考虑斜碰撞时，尘埃凝聚体破碎的临界碰撞速度几乎不依赖于粘性耗散力的大小。当考虑粘性耗散力时，破片的尺寸分布发生了明显的变化。得到了强耗散情况下尘埃碎片尺寸分布的经验拟合公式，这对研究原行星盘中尘埃聚集体的尺寸和空间分布的演化具有重要意义.
2022-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR cond-mat.soft
A Pathway for Collisional Planetesimal Growth in the Ice-Dominant Regions of Protoplanetary Disks
本文通过半解析模型研究原行星盘中冰质颗粒的碰撞生长与碎裂条件，发现由0.1 μm单体组成的冰包裹聚集体可在广泛盘条件下避免碎裂并实现向星子尺度的有效生长。
2023-11-09 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
Water worlds in N-body simulations with fragmentation in systems without gaseous giants
我们分析了在没有气态巨星的情况下，太阳型恒星周围类地行星的形成和演化。特别是，我们专注于那些生存在系统的宜居带（HZ）的物理和动力学特性。本研究基于包括碎裂的N体模拟与将所有碰撞视为完美合并的其他模拟之间的比较研究。我们使用的N体代码，在以前的论文中，允许行星碎片。我们进行了三组24模拟4亿年。采用一种包括打了就跑的碰撞和行星碎裂的模型，开发了两套，每一套都有不同的碎片允许的最小质量值。对于第三组，我们认为所有的碰撞导致完美的合并。在N体模拟中产生的有和没有碎裂的系统大致相似，但有一些差异。在碎片化的运行中，形成的行星质量较低，因为它部分分布在碰撞碎片中。此外，这些行星的离心率较低，可能是由于与产生的碎片的动力摩擦。完美的合并和打了就跑的碰撞是最常见的结果。无论采用何种碰撞处理，大多数在HZ中幸存的行星在雪线之外开始模拟，具有非常高的最终水含量。碎片对其质量和含水量的贡献可以忽略不计。最后，单个碎片的最小质量可能在行星的碰撞历史中发挥重要作用。碰撞模型，包括碎片和打了就跑的碰撞导致更详细的描述的物理性质的类地行星形成。我们的结论是，行星碎片化是不是一个障碍，形成的水世界在HZ。
2020-08-08 astro-ph.EP
The "Breaking The Chains" migration model for super-Earths formation: the effect of collisional fragmentation
轨道周期小于100天的行星在1-4个地球半径之间非常常见。迁移模型提出，超级地球向内迁移，并在平均运动共振链中堆积在磁盘内边缘。在气体盘分散之后，模拟表明，超级地球的引力相互作用可以自然地打破它们的共振配置，导致巨大撞击的后期阶段。不稳定阶段是匹配观测系统轨道间距的关键。然而，大多数以前的模拟都将碰撞建模为完美的吸积事件，忽略了碎片化。在这项工作中，我们调查的影响，不完善的吸积上打破链的情况。我们进行了N体模拟从分布的行星胚胎和建模的影响卵石吸积和迁移的气体盘。我们的模拟也遵循了气体盘耗散后的长期动力学演化的超级地球。我们比较了碰撞被视为完美的合并事件与不完美的吸积和碎片被允许的模拟结果。我们的结论是，完美的吸积是一个合适的近似在这个制度，从动力学的角度来看。虽然碎裂事件很常见，但在典型的“后期不稳定阶段”，只有约10%的系统质量被碎裂，碎片大多被幸存的行星重新捕获。与忽略碎裂的模拟相比，碎片的这一有限的总质量证明不足以从质量上改变最终系统的动力学配置-例如促进强动力学摩擦或残余迁移。
2021-10-29 astro-ph.EP
Planetary Growth with Collisional Fragmentation and Gas Drag
随着行星胚胎的成长，胚胎对微行星的引力搅动强烈地增强了微行星的随机速度，并使微行星之间的碰撞具有破坏性。产生的碎片被连续的碰撞磨得粉碎。最后，最小的碎片由于气体阻力而向内漂移而被去除。因此，碰撞破坏耗尽了星子盘，抑制了胚胎的生长。我们提供了分析公式的最终质量的行星胚胎，考虑到由于碰撞破坏的星子耗尽。此外，我们对胚胎生长进行了统计模拟（如果忽略中断，则可以很好地再现直接$N$体模拟的结果）。这些分析公式与我们的统计模拟结果是一致的。结果表明，最小质量太阳星云中几个天文单位的最终胚胎质量在$10^7$年内可达到约$\sim 0.1$地球质量。这给气体巨行星的形成带来了另一个困难，它需要具有$\sim 10$地球质量的核心来进行气体吸积。然而，如果星云盘的质量比最小质量的太阳星云大10倍，并且初始的星子尺寸大于100公里，就像一些星子形成模型所建议的那样，最终的胚胎质量在3-4 AU时达到大约10个地球质量。胚胎的碰撞截面被大气层增强，可能会进一步增加它们的最终质量，形成太阳系中5-10 AU的气体巨行星。
2010-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Particle fragmentation inside planet-induced spiral waves
本文通过局部2D流体动力学模拟研究行星引发的螺旋波对盘中粒子运动和碰撞演化的影响，发现螺旋波内粒子碰撞速度远超碎裂阈值，可能导致粒子尺寸随径向距离减小而变小，进而影响缝隙过滤、卵石吸积和微行星形成等过程。
2024-11-18 astro-ph.EP
Turbulence induced collisional velocities and density enhancements: large inertial range results from shell models
为了了解行星形成的最早阶段，能够预测尘埃颗粒碰撞的速率和结果是至关重要的，无论是粘附和生长，反弹还是破碎。这种碰撞的结果取决于碰撞速度，因此我们需要对由连续性引起的尘埃颗粒碰撞的速率和速度分布有深入的了解。碰撞的速率取决于碰撞的速度和尘埃颗粒所经历的聚集程度，这是湍流的一个已知结果。我们发展的尘埃颗粒在模拟湍流，一种方法，允许一个大的湍流惯性范围，使人们有可能调查中尺度颗粒（毫米和厘米）湍流的影响。我们发现了三种尘埃颗粒：一种高度聚集，冷，无碰撞;一种温暖;第三种“热”。我们的研究结果可以通过一个简单的公式拟合，并预测显着较慢的典型碰撞速度为一个给定的湍流强度比以前考虑的，和适度有效的碰撞人口聚集，缓解困难与弹跳和碎片障碍尘埃颗粒生长。尽管如此，高速碰撞的速率仅随相对速度呈指数下降，因此仍会发生一些中速或高速碰撞，从而有可能产生一些碎裂。
2012-07-23 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Dynamical Constraints on Mercury's Collisional Origin
在太阳系的四颗类地行星中，水星的起源也许是最神秘的。现代的数值模拟旨在模拟类地行星形成的动力学，系统地无法复制水星;水星的质量只有地球的5%，轨道偏心率和倾角是行星中最高的。然而，水星的大铁丰富的核心和低挥发性库存脱颖而出的内行星，似乎暗示了一个激烈的碰撞起源。由于大多数用于模拟陆地吸积的算法不考虑碰撞碎裂的影响，因此很难在行星形成的更大背景下测试这些碰撞假设。在这里，我们分析了一个大的套陆地吸积模型，占碰撞机构的碎片。我们发现，在我们的模拟中，90%的行星的核心质量分数都是由于反复的碰撞而提高的。虽然这些行星中的许多在质量上与水星相似，但它们很少位于水星轨道上。此外，我们还进行了一批额外的模拟，旨在专门测试单一的巨型撞击起源场景。我们发现小于1%的概率，同时复制水星-金星动力学间距和地球系统的轨道激发度后，这样的事件。虽然动力学模型在理解火星的低质量方面取得了很大的进步，但它们无法形成准确的水星类似物仍然是一个突出的问题。
2019-04-03 astro-ph.EP
Importance of Giant Impact Ejecta for Orbits of Planets Formed during the Giant Impact Era
类地行星被认为是由火星大小的原行星的巨大撞击形成的。通过巨大撞击形成的行星具有高度偏心的轨道。行星周围的一群星子可能会通过随机能量的均分（动力学摩擦）导致行星的偏心阻尼。然而，动力摩擦增加了微行星的偏心率，导致微行星之间的高速碰撞。碰撞级联将星子研磨成尘埃，直到尘埃颗粒由于辐射压力而被吹出。因此，星子的总质量由于碰撞碎裂而减少，这削弱了动力学摩擦。我们研究了原行星在星子盘中的轨道演化，并考虑了星子的碰撞碎裂。对于100公里或更小的星子，动力摩擦是微不足道的偏心阻尼的行星，因为碰撞破碎。另一方面，巨大的撞击会喷射出碰撞碎片。虽然巨大的撞击喷出物的总质量是0.1 - 0.3个地球质量，但最大的撞击喷出物大小约为1，000公里。我们还研究了初始偏心率为0.1的单行星在一群这样巨大的撞击喷出物中的轨道演化。虽然巨大的撞击喷出物的总质量每3千万年减少3倍，但由于与巨大撞击喷出物的相互作用，行星的偏心率被阻尼到地球水平（~0.01）。因此，巨大的撞击喷出物对确定类地行星轨道具有重要意义。
2019-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Ncorpi$\mathcal{O}$N : A $\mathcal{O}(N)$ software for N-body integration in collisional and fragmenting systems
Ncorpi$\mathcal{O}$N是一款专为星子或小卫星碰撞与碎裂系统设计的N体积分软件，采用$\mathcal{O}(N)$复杂度的网格和FalcON树算法实现高效引力计算与碰撞检测，在同等精度下比REBOUND快25倍，并支持碎裂模拟。
2024-03-26 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Physical properties of terrestrial planets and water delivery in the habitable zone using N-body simulations with fragmentation
这项研究的目标是研究行星胚胎的碎裂如何影响太阳型恒星周围的类地行星的物理和动力学性质。我们的工作重点是行星的形成和演化以及宜居带中的水输送。我们区分A类和B类HZ行星，这有一个吸积种子最初位于内部和超出雪线，分别。我们开发了一个Nbody集成器，将碎片和打了就跑的碰撞，这是所谓的D3 N-body代码。由此，我们在拥有两颗气态巨星（如木星和土星）的系统中进行了46次行星吸积的数值模拟。我们比较了两组23 N体模拟，其中之一包括一个现实的碰撞处理和其他模型的所有影响完美的合并。在有碎裂的运行中形成的HZ行星的最终质量比没有碎裂的结果小15%~ 20%。至于A类HZ行星，那些在没有碎片化的模拟中形成的行星相对于它们的初始值在质量上有非常显着的增加，而那些在有碎片化的运行中产生的行星的增长则不那么相关。我们注意到碎片在A类HZ行星的质量中起次要作用，提供的最终值不到30%。在没有碎裂的运行中，A类HZ行星的水的最后分数保持初始值，因为它们没有吸积富含水的胚胎。在碎片化的运行中，这些行星的水的最终分数强烈依赖于每次碰撞后用于分配水的模型。B类HZ行星在有和没有碎片的情况下，其最终水含量没有显着差异。由此，我们发现碰撞碎裂并不是HZ中水世界生存的障碍。
2019-10-07 astro-ph.EP
Debris disc formation induced by planetary growth
数百颗年龄超过1000万年的恒星被观测到有红外线过剩。这些观测结果可以用隐藏的微行星碰撞碎裂形成的尘埃颗粒来解释。这种尘埃状的小行星盘被称为碎片盘。在一个动态冷的星子盘中，星子的碰撞凝聚产生行星胚胎，然后搅动周围剩余的星子。因此，由行星形成而产生的星子碰撞碎裂形成了一个碎片盘。我们的目标是通过数值模拟星子种群的凝聚和分裂来确定碎片盘中底层星子的属性。碎片盘的亮度和时间演化取决于星子盘的径向分布、内外边缘的位置、总质量和盘中星子的大小。我们发现，一个径向狭窄的星子盘是最有可能导致的碎片盘，可以解释的趋势，观察到的红外线过剩的碎片盘周围的G型恒星，行星形成只发生在1亿年前。早期的碎片盘形成是由行星形成引起的，而后期的演化则是由已经形成的行星周围剩余星子的碰撞衰变所解释的。在$\approx 30$ AU上，具有半径为$\sim 100\,$ km的基本星子的星子盘最容易解释斯皮策太空望远镜24和70 $ μ$ m来自G型恒星周围碎片盘的通量。
2014-06-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Clustering SPH Debris into N-body Fragments: A Collisional Code for Planet Formation
Center for Astrophysics and Space Science (CASS), New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校天体物理学与空间科学中心）
提出SHARD框架，通过插值SPH模拟结果并聚类碎片为N体粒子，在保持总质量和挥发分守恒的同时，实现碰撞后碎片的动态演化，为行星形成晚期吸积研究提供替代完美合并的方案。
2026-06-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
New asteroid clusters and evidence of collisional fragmentation in the L5 Trojan cloud of Mars
本研究基于新本征元素目录，在火星L5特洛伊云中识别出两个显著小行星聚类，分别源于尤里卡家族的旋转分裂和撞击喷射，并确认了辐射力驱动的轨道分布相关性。
2025-02-22 astro-ph.EP
Asteroid cratering families: recognition and collisional interpretation
我们继续研究仅使用小行星固有元素（Milani等人，2014年）确定的小行星动力学家族的整体性质，以提供合理的碰撞解释。我们专注于由大量母体和许多小碎片组成的陨石坑家族。我们提出了一个定量的定义的基础上的碎片的体积分数的母体的陨石坑家庭的碎片家庭以上的经验边界。我们评估的组成均匀性的家庭和他们的形状在适当的元素空间通过计算的差异相对于的主要机构的片段的适当的元素，寻找异常的不对称性所产生的形成后的动力学演化，或由多个碰撞/陨石坑事件，或失败的分层聚类方法（HCM）的家庭识别。我们确定了共有25个动态家庭，超过100名成员，从中度到重度陨石坑。对于三个家庭（4，15和283），我们确认发生了两个独立的陨石坑事件。对于家庭20，我们提出了一个双碰撞的起源，以前没有确定。在四种情况下（31，480，163和179），我们进行了专门的搜索动力学共振输运机制，可以大大改变家庭的形状。通过使用一种新的合成方法来计算长期频率，我们发现了族31、480和163的可能解，但没有发现族179的可能解，我们提出了一种新的解释，基于污染该族的长期共振：179族应该被分成两个独立的簇，一个包含（179）本身，另一个包含（9506）Telramund族，是碎裂型的，我们已经计算了它的年龄。
2018-12-18 astro-ph.EP
From dust to planetesimals: an improved model for collisional growth in protoplanetary disks
行星形成发生在原行星盘富含气体和尘埃的环境中。对这些物体的观测表明，原始亚微米尺寸的颗粒在盘的最早阶段就生长成更大的聚集体。然而，使用Smoluchowski方程来描述碰撞凝聚和碎裂的颗粒生长的理论模型迄今未能产生大颗粒，同时保持小颗粒的显著群体。这通常归因于存在两个障碍，由于碰撞粒子的反弹和破碎而阻碍生长。在本文中，我们表明，这些障碍的重要性已被人为膨胀，通过使用简化的模型，不考虑随机性质的气体盘内的粒子运动。我们提出了一种新的方法，其中两个粒子之间的相对速度描述的概率分布函数，模型确定性运动和随机运动。考虑到这两个因素，可能会得出与最近其他研究中所考虑的完全不同的结果。我们证明了两个“成分”的颗粒生长的重要影响：适当的实施速度分布函数，克服了弹跳障碍，并结合在高质量比碰撞的质量传递，提高了增长的更大的颗粒超出破碎障碍。我们模拟的一个强有力的结果是两个粒子群（小和大）的出现，可能同时解释了原行星盘中一些长期存在的问题，包括靠近中心恒星的星子形成，在盘中存在毫米到厘米大小的粒子，以及微米大小的颗粒持续数百万年。
2012-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
SPH/N-body simulations of small (D = 10 km) asteroidal breakups and improved parametric relations for Monte-Carlo collisional models
我们报告我们的研究小行星解体，即破碎的目标，随后的重力重新积累和形成的小行星家族。我们重点研究直径为$D_{\rm pb} = 10$ km的母体。模拟进行了平滑粒子流体动力学（SPH）代码结合一个有效的N体积分。我们假设了不同的射弹尺寸、撞击速度和撞击角度（总共125次）。所得的尺寸-频率分布与使用$D_{\rm pb} = 100$ km目标的按比例缩小的模拟显著不同（Durda等人，2007年）。我们推导出适合蒙特卡罗碰撞模型的描述碎片分布的新参数关系。我们还描述了碎片的速度场和角分布，这可以作为小行星族的N体模拟的初始条件。最后，我们讨论了一些SPH模拟相关的不确定性。
2018-03-28 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 outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? I. Mapping the zoo of laboratory collision experiments
从原行星尘埃到微行星的生长过程尚未完全了解。实验室实验和理论模型表明，尘埃聚集体之间的碰撞可能导致粘附，反弹和破碎。然而，迄今为止，还没有对原行星尘埃的碰撞结果进行系统的研究，因此，原行星盘中尘埃演化的物理模型仍然缺失。我们打算映射任意多孔尘埃聚集体的碰撞相互作用的参数空间。这个参数空间包括尘埃聚集体的质量，它们的孔隙度和碰撞速度。有了这样一个完整的映射的碰撞结果的原行星尘埃聚集体，它将有可能遵循的碰撞演化的尘埃在原行星盘的环境。我们使用文献数据，进行自己的实验室实验，并应用简单的物理模型，得到一个完整的图片的碰撞相互作用的原行星尘埃聚集体。在我们的研究中，我们发现了四种不同类型的粘附，两种类型的反弹和三种类型的碎片作为原行星尘埃聚集体之间碰撞的可能结果。我们区分八种孔隙度和质量比的组合。对于每一种情况，我们都给出了一个完整的碰撞模型，其尘埃-聚集体质量在10^-12 ~ 10^2 g之间，碰撞速度在10^-4 ~ 10^4 cm/s之间，且孔隙率为任意值。该模型包括碰撞结果、所产生的聚集体的质量及其孔隙度。我们提出了第一个完整的原行星尘埃碰撞模型。该碰撞模型可用于确定原行星盘中尘埃的生长速率。
2009-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revisiting collisional dust growth in Class 0/I protostellar disks: Sweep-up can convert a few $10 M_\oplus$ of dust into kg pebbles in 0.1 Myr
本文通过颗粒凝聚计算研究0/I类原恒星盘中的尘埃碰撞增长，发现扫掠式增长机制可在0.1 Myr内将约50个地球质量的尘埃转化为千克级卵石，远超碎裂势垒，且该卵石群体对星子形成和行星核心质量预算具有重要意义。
2023-02-09 astro-ph.EP
High Velocity Dust Collisions: Forming Planetesimals in a Fragmentation Cascade with Final Accretion
在实验室实验中，我们确定的质量增益和损失之间的中心碰撞厘米到dm大小的二氧化硅粉尘目标和子毫米到厘米大小的二氧化硅粉尘弹丸的不同质量，大小，形状，并在不同的碰撞速度高达~56.5米/秒。大于1毫米的尘埃弹只会对目标造成少量侵蚀，但分米级的目标不会破碎。碰撞产生的喷射物比入射的抛射物要小。小于1毫米的射弹即使在最高碰撞速度下也会被目标吸积。这意味着分米级和更大的天体可能净增加。无论所考虑的射弹的原始大小如何，经过几次碰撞后，所有碎片的大小都将小于毫米，然后在下一次与更大的物体碰撞时可能（重新）吸积。实验数据表明，碰撞增长通过碎裂和再吸积是一个可行的机制，形成星子。
2009-01-27 astro-ph.EP
From Planetesimal to Planet in Turbulent Disks. II. Formation of Gas Giant Planets
在核心吸积的情况下，气体巨行星是通过气体吸积形成的固体核心与几个地球质量。我们研究了这种核心的形成，通过碰撞生长从更大的大小的星子在湍流盘。形成核心的搅动导致碰撞碎裂，周围的微行星被碾碎，直到径向漂移。由于碰撞碎裂和径向漂移，周围的星子被耗尽，核心的生长因此停滞。星子的碰撞强度决定了星子耗尽的时间尺度，对于大的星子，这是延长。生长核心周围的星子的大小取决于失控生长开始时的星子大小分布。强烈的湍流延迟了失控增长的开始，导致大的微行星。因此，核心质量的演变取决于湍流参数$α$;形成足够大的核心，而不显着耗尽周围的星子需要强大的湍流$α\gtrsim 10^{-3}$。然而，强烈的湍流与$α\gtrsim 10^{-3}$导致一个显着的延迟失控增长的开始，并防止在磁盘的寿命内形成大量的核心。因此，在几百万年内形成足够大质量的核心需要固体表面密度的几倍增强，这是在内部圆盘$\lesssim 10$ AU中由于漂移的尘埃聚集体堆积而实现的。此外，碰撞强度$Q_{\rm D}^*$，即使是更大规模或更小的机构影响核心的增长; $Q_{\rm D}^* \gtrsim 10^7 \,{\rm erg/g}$机构$\lesssim 1$公里是可能的，这种气体巨星形成。
2018-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Planetesimal fragmentation and giant planet formation II: dependencies with planetesimal relative velocities and compositions
大多数包含星子碎裂的行星形成模型都考虑了在行星形成的整个过程中，玄武岩以3 km/s的恒定速度撞击地球的灾难性能量阈值。然而，随着行星的生长，周围微行星的相对速度从m/s增加到几km/s。此外，在形成巨行星的冰线之外，星子预计大约由50%的冰组成。我们的目标是研究星子碎裂在巨行星形成中的作用，考虑星子灾难性撞击能量阈值作为星子相对速度和成分的函数。我们改进了我们的模型的星子碎片纳入一个功能形式的灾难性的碰撞能量阈值与星子的相对速度和成分。我们还改进了我们的模型中的吸积小碎片的碰撞级联过程中产生的星子碎片考虑特定的卵石吸积率。我们发现，一个更准确和现实的模型计算的灾难性的冲击能量阈值往往会减缓大规模核心的形成。只有在行星包络处的颗粒不透明度值降低时，交叉质量才能在盘时标耗散之前达到。虽然星子碎裂有利于快速形成5-10个地球质量的大质量核心，但星子碎裂可能会抑制交叉质量。然而，颗粒不透明度降低或污染的吸积星子与星子破碎可以解释形成的巨行星与低质量的核心。
2019-03-28 astro-ph.EP
Hiding in the Shadows II: Collisional Dust as Exoplanet Markers
对最年轻的行星（过渡盘为$\sim$ 1- 1千万年）的观测将提高我们的行星形成模型的准确性。不幸的是，即使在理想的情况下，对这些行星的观测也是具有挑战性和耗时的。因此，我们建议确定一组标记，可以预先选择有前途的外行星托管候选磁盘。为此，进行了N体模拟，以研究嵌入木星质量的行星对周围微行星盘动力学的影响，以及由此产生的第二代碰撞尘埃。我们使用一个新的碰撞模型，允许星子的碎片和侵蚀，和灰尘大小的碎片模拟后处理步骤，包括非引力，由于恒星辐射和气体原行星盘。从我们的数值模拟合成图像显示，一个明亮的双环在850 $μ$ m的低偏心率的行星，而一个高偏心率的行星将产生一个典型的内环与不对称的磁盘。在第一代原始尘埃的存在下，这些标记在远离嵌入行星的轨道的地方很难被探测到，但在过渡盘中的行星起源的间隙内可以被探测到。
2016-01-14 astro-ph.EP
The influence of planetesimal fragmentation on planet formation
本文通过种群合成模拟研究星子碎裂对行星形成的影响，发现碎裂与径向漂移共同作用可增强或阻碍行星形成，且其效应与碎片尺寸及冰线位置密切相关。
2023-05-26 astro-ph.EP
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。
2024-11-21 astro-ph.EP
Colliding Decimetre Dust
碰撞演化是星子形成的关键过程，分米天体在不同的模型中起着关键作用。然而，两个尘土飞扬的分米物体之间的碰撞结果从未被实验研究过。因此，我们在不来梅落塔中进行了微重力碰撞实验。团聚体由具有不规则形状的微米级颗粒的石英组成，并且平均体积填充因子为0.437 $\pm$ 0.004。骨料为高12 cm、直径12 cm的圆柱体，典型质量为1.5 kg。这些是迄今为止在碰撞中研究的最大和最大的尘埃聚集体。在0.8 - 25.7 cm s $^{-1}$之间的速度范围内，我们观察到回弹和碎裂，但没有粘附。团聚体分裂的临界破碎速度为16.2 $\pm$ 0.4 cm s $^{-1}$。在较低的速度下，聚集体彼此反弹。在此速度范围内，恢复恢复系数随碰撞速度的增加而从0.8减小到0.3。虽然聚集体非常弱，但碎裂的临界比动能$Q_{μ=1}$比预期大6倍。大型天体在原行星盘中的碰撞应该快得多，并且很可能产生较小的碎片。在行星环中，碰撞速度大约为几厘米/秒$^{-1}$，因此在这些实验中研究的范围内。行星环中常见的尘埃团块和风化层覆盖的冰粒的恢复系数是相似的。
2013-05-27 astro-ph.EP
Collisions of CO$_2$ Ice Grains in Planet Formation
在原行星盘中，CO $_2$是位于$\sim 10 \rm AU$雪线之外的固态冰。由于它的高丰度，它对盘的这个区域的碰撞演化有很大的贡献。首次在实验室进行了80 K温度下CO $_2$冰粒与CO $_2$覆盖壁面的碰撞实验。碰撞速度在0 - 2.5米/秒之间。粒度为$\sim$ 100 $μ$ μ m的数量级。我们发现在0.04 m/s的粘附和弹跳制度之间的阈值速度。速度较大但低于1 m/s的粒子会从壁上反弹。对于更大的速度，发生碎裂。给出了与实验数据一致的恢复系数和破碎强度的分析模型。在上下文中，我们的数据显示，CO $_2$冰和硅酸盐尘埃的碰撞行为彼此相似。与水冰相比，粘附速度小一个数量级。例如，一个直接的结果是被CO $_2$冰覆盖的水冰颗粒失去了任何“粘附优势”。“在这种情况下，归因于水冰粘附特性的优先星子生长将限于H $_2$ O冰线和CO $_2$冰线之间的区域。
2016-01-19 astro-ph.EP
Planet formation in stellar binaries II: overcoming the fragmentation barrier in alpha Centauri and gamma Cephei-like systems
小间距（约20天文单位）的偏心双星，如仙王座γ或半人马座α，其行星形成被认为受到伴星存在的不利影响。偏心伴星对星子的强烈动力学激发可导致1-100公里天体的碰撞破坏（而不是增长），从而为行星形成产生“碎裂屏障”。我们修改了这个问题，使用一种新的描述的长期动力学的双星，占的偏心，共面原行星盘的重力，以及气体阻力的星子。通过对星子碰撞结果的研究，我们发现，只要原行星盘的质量大于10^{-2}M_（\odot），且只有弱偏心（盘偏心率<0.01），那么在约20个天文单位的分离双星中，在天文单位尺度的轨道上，星子的生长和随后的行星（包括气体巨星）的形成是可能的。这些要求与类仙后座系统中存在大质量行星（几个M_J）和最近对偏心双星中气体盘的模拟结果是一致的。类地行星和类海王星行星也可以在小半径（亚AU）的低质量盘中形成。我们发现，碎片障碍是一个问题，在偏心盘是apperially对准的双轨道。对齐产生了特殊的位置，在那里（1）相对星子速度低，（2）他们的阻力引起的径向漂移的时间尺度很长。这会导致星子堆积在盘中的这些位置，并促进它们的生长。
2014-08-20 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
mcdust: A 2D Monte Carlo code for dust coagulation in protoplanetary disks
本研究提出二维蒙特卡罗模拟代码mcdust，采用代表性粒子与自适应网格方法，可并行模拟原行星盘内尘埃的碰撞演化与二维输运，高效准确解析尘埃凝聚物理过程。
2025-07-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
The four-populations model: a new classification scheme for pre-planetesimal collisions
在碰撞增长的星子形成的情况下，从厘米大小的前星子到公里大小的星子的增长步骤仍然不清楚。从高度多孔的前星子中形成更大的物体可能会被破坏性碰撞中的碎片化和相互反弹与压实的结合所阻止。然而，适量的碎片是必要的，以解释所观察到的尘埃功能晚金牛座T光盘。因此，需要关于小行星碰撞前的结果的详细数据，而且必须以适当和精确的格式提出。我们提出并应用了一个新的分类方案的基础上的定量方面的四个片段的人口：最大和第二大的片段，幂律人口，和一个子分辨率人口的前星子碰撞。对于前星子碰撞的模拟，我们采用了扩展的SPH数值格式，用于多孔固体的模拟。通过实验室基准实验，该模型先前进行了校准和测试，以正确模拟宏观高度多孔二氧化硅粉尘聚集体的压实，弹跳和破碎行为。它表明，以前的尝试映射碰撞数据过于面向定性分类到坚持，弹跳，和碎片事件。我们表明，四种群模型包括所有以前的分类，并允许过渡。这是因为它基于每个群体的定量特征属性，例如质量、动能和填充因子。作为四种群模型的适用性和功率的演示，我们利用它来呈现中间孔隙度聚集体迎面碰撞中碰撞速度的影响的研究结果。
2011-05-19 astro-ph.EP physics.comp-ph physics.data-an
Compaction during fragmentation and bouncing produces realistic dust grain porosities in protoplanetary discs
本文为3D SPH代码Phantom开发孔隙率演化模块，研究原行星盘中孔隙率对尘埃演化的影响，发现碎片化过程中的压实作用使毫米级颗粒致密程度提高10到100倍，填充因子约0.1，与观测值匹配。
2024-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust coagulation and fragmentation in molecular clouds. I. How collisions between dust aggregates alter the dust size distribution
在密集的分子云中，尘埃颗粒之间的碰撞改变了ISM尘埃的尺寸分布。我们研究这个过程中插入的结果从详细的数值模拟两个碰撞的尘埃聚集到凝聚模型，计算随时间的尘埃粒度分布。所有碰撞的结果--粘附、破碎（破碎、断裂和侵蚀）--都包括在内，对聚集体内部结构的影响也列在表格中。尘埃聚集演化模型被应用于温度为10 K、气体密度在10^3 ~ 10^7 cm^-3之间的均匀静态云。在约10^7年的时间尺度上，局部跟踪了凝固过程。我们发现，增长可以分为两个阶段：增长为主的阶段和破碎为主的阶段。最初，质量分布相对较窄，并随时间推移而转变为较大的尺寸。在某一点上，取决于颗粒的材料性质以及气体密度，碰撞速度将变得足够有能量以使颗粒破碎，停止生长并补充较低质量的颗粒。最终，达到稳定状态，其中质量分布的特征在于每个对数尺寸箱的质量量大致相等的质谱。实现的增长量取决于云的生命周期。如果云存在于自由落体时间尺度上，则凝结对粉尘粒度分布的影响非常小。另一方面，如果云有长期的支持机制，凝聚的影响是重要的，导致显着降低的不透明度的时间尺度长于大颗粒之间的初始碰撞时间尺度。
2009-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Modeling the Formation of Giant Planet Cores I: Evaluating Key Processes
在理解行星形成的过程中，我们面临的最具挑战性的问题之一是，在太阳星云消散之前，木星和土星是如何形成的。最流行的巨型行星形成模型是所谓的“核心吸积”模型。在这个模型中，一个大的行星胚胎首先形成，主要是通过两体吸积。随后是一段星云气体直接流入成长中的行星的时期。核心吸积模型有一个阿喀琉斯之踵，即第一步。我们对这一进程进行了迄今为止最全面的研究。在这项研究中，我们数值积分嵌入在一群星子的行星胚胎的轨道。在这些实验中，我们包括：1）气动气体阻力，2）星子之间的碰撞阻尼，3）由于其大气层，4）星子碎裂，和5）星子驱动的迁移增强胚胎横截面。我们发现，胚胎和星子之间的引力相互作用导致了物质的大规模重新分配-区域被清除的材料和胚胎附近的间隙打开。事实上，在我们90%没有碎片化的模拟中，胚胎附近的区域在大量生长之前就被清除了。然而，剩下的10%的胚胎经历了一次向外迁移的爆发，这显着增加了生长。在大约10万年的时间尺度上，外胚可以迁移大约6个天文单位，并增长到大约30个地球质量。我们还发现，包括星子碎片往往抑制增长。
2009-12-16 astro-ph.EP
Global Modeling of Nebulae with Particle Growth, Drift and Evaporation Fronts. I: Methodology and Typical Results
我们在一个动荡的，粘性的原行星状星云模型粒子的增长，结合坚持，反弹，破碎，并在高速质量转移。我们对待小颗粒使用矩的方法和大颗粒使用传统的直方图分仓，包括碰撞速度的概率分布函数。颗粒的破碎强度取决于它们的组成（冰状聚集体比硅酸盐聚集体更强）。控制星云热结构的粒子不透明度随着粒子的增长和质量的重新分布而演变。在成长过程中，由于星云的逆风阻力，粒子会径向漂移。不同组成的颗粒在“蒸发前沿”（EF）蒸发，其中中平面温度超过它们各自的蒸发温度。我们跟踪每个组件的汽相和固相，考虑平流和径向和垂直扩散。我们目前的演变持续$2 \times 10^5$年的特征结果。一般来说，（a）质量从外部星云大量转移到内部星云，在EF处产生径向固体浓度，（b）颗粒尺寸受到碎裂、弹跳和漂移的组合的限制，（c）“幸运”的大颗粒永远不会代表大量的质量，以及（d）每个EF外部的受限径向区域在成分上富含相关挥发物。我们指出了毫米-亚毫米级的SEDs和星云质量的推断，径向带状，不透明度对产生湍流的新机制的作用，陨石中重氧同位素的富集，可变和非太阳氧化还原条件，硅酸盐和冰冷的星子的主要吸积，以及木星核心的构成。
2015-12-21 astro-ph.EP
Ring formation around giant planets by tidal disruption of a single passing large Kuiper belt object II: The dynamical fate of tidal fragments
ELSI（地球生命起源研究所以）
本文通过直接N体模拟研究了潮汐捕获碎片的动态路径和命运，探讨了轨道倾角和近心距对环形成的影响，发现低至中等倾角下可形成环，而高倾角下碎片会坠向行星。
2026-04-11 astro-ph.EP
Fragment properties from large-scale asteroid collisions: I: Results from SPH/N-body simulations using porous parent bodies and improved material models
了解碰撞碎裂和随后碎片的再积累对于研究小天体群的形成和演化至关重要。使用SPH /N体方法，我们调查的大小频率分布（SFD）造成的100公里直径的多孔材料组成的目标，包括孔破碎以及摩擦的影响中断。总的来说，多孔目标具有比先前研究的碎石堆母体显著更高的冲击强度（Q*D）（Benavidez等人，2012）并且显示出更类似于无孔整体靶的行为（Durda等人，2007年）。我们的研究结果还证实，对于一个给定的特定的冲击能量，SFD产生的母体破坏是强烈依赖于尺寸尺度。
2018-08-10 astro-ph.EP
Flux-Limited Diffusion Approximation Models of Giant Planet Formation by Disk Instability. II. Quadrupled Spatial Resolution
虽然碰撞积累几乎被普遍接受为岩石和冰世界的形成机制，但气体巨星行星形成的情况更为微妙。碰撞堆积形成的固体核心的气体吸积是普遍青睐的机制，但观测越来越多地表明，气体盘引力不稳定性可能至少解释了大质量或宽轨道气体巨行星的形成。本文继续一系列旨在完善三维（3D）流体动力学模型的磁盘不稳定性，其中气体热力学的处理是一个至关重要的因素。Boss（2017，2019，2021）使用$β$冷却近似（Gammie 2001）计算了初始质量为0.091 $M_\odot$，围绕1颗$M_\odot$原恒星从4到20 au延伸的盘的3D模型。在这里，我们采用3D限流扩散（FLD）近似模型相同的磁盘，为了提供一个优越的治疗磁盘气体热力学。与之前的3D FLD模型（Boss 2008，2012）相比，新模型在径向和方位球坐标上的空间分辨率提高了四倍，从而产生了迄今为止空间分辨率最高的3D FLD模型。新的模型继续支持这样的假设，即这些盘可以形成自引力的、致密的团块，这些团块能够收缩形成气态巨原行星，并表明FLD模型产生的团块数量与$β$冷却模型相似，$β\sim$ 1到$\sim$ 10，包括Gammie（2001）提出的碎裂临界值$β$ = 3。
2021-10-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Bonded-Particle Discrete-Element Model with Self-Gravity for the Collision and Reaccumulation of Rubble-Pile Asteroids: Formulation and Numerical Protocol
Independent research
本文提出一种带自引力的粘结颗粒离散元模型，模拟碎石堆小行星的碰撞与再累积，通过125次模拟发现56.8%的碰撞形成单一残余体，并揭示了内聚网络在不同无量纲强度下的破坏行为。
2026-09-28 astro-ph.EP cond-mat.soft
