彗星の前身 微惑星は極寒の領域で、水氷、ドライアイス、メタン氷などが融着しているイメージがあるんですが、小石がミクロンサイズのダストの集合体。小石の集合体が彗星。と階層が積み重なって大きな天体が出来上がる。その過程で自己重力で圧縮される。内からは放射性同位体の崩壊熱、外からは小天体の衝突による加熱が伝導されるのですが熱伝導率に接触半径が大きく影響するようです。以下、機械翻訳。
彗星核内の小石間接触半径
2023年3月21日受理
概要
近年、太陽系初期の小石の塊が重力によって崩壊するというシナリオが考えられてきた。
彗星の起源。 ここで「小石」とは、（サブ）ミクロンサイズのダストで構成されるmm～cmサイズのダストの集合体を指します。
km サイズの彗星の構造は、小石の集合体であると考えられています。 pebble-pebble の接触半径
連絡先は以前の研究でモデル化されました。 ただし、小石間接触半径の圧力依存性は考慮されていません。
ここで、彗星核の小石間接触半径を再検討します。 JKRに基づいて小石間の接触半径を計算しました
接触理論、および静石圧の影響を考慮しました。 小石間の接触半径が
表面からの深さによって変化し、以前のモデルは彗星核の中心でそれを1桁過小評価していました。
キーワード: 彗星: 一般 – 惑星と衛星: 形成
1 はじめに
彗星は、揮発性の氷と耐火物で構成される km サイズの小さな天体です。 それらは太陽の外側の領域で形成されました
温度がH2O氷の昇華温度よりも十分に低いシステム。 それらの起源と進化は、初期の太陽系の環境に関する重要な手がかり。
近年、小石塊の重力崩壊を提唱する彗星形成モデルが精力的に研究されている。
(例: Blum et al. 2014, 2017; Johansen et al. 2014; Wahlberg Jans son & Johansen 2014; Lorek et al. 2016; Visser et al. 2021)。 の中に
彗星形成の文脈では、「小石」という言葉は、（サブ）ミクロンサイズのダスト粒子で構成されるmm〜cmサイズのダスト凝集体を意味します
星間媒体に由来します。 乱流原始惑星系円盤では、ミクロン サイズのダスト粒子が対衝突によって巨視的な小石に成長することがあります (例: Blum & Wurm 2008; Arakawa et al.2022a、b、2023)。 小石の半径がミリメートルからセンチメートルに達すると、それらの衝突による成長は終了します (例えば、Zsom et al. 2010; Lorekら。 2018)、継続的な非粘着衝突は丸めにつながります
小石の圧縮 (e.g., Weidling et al. 2009, 2012)。 の
ガス原始惑星系円盤、小石は局所的に蓄積することができます
空力プロセス (例: Johansen et al. 2014; Drazkowska
ら。 2022)、km サイズの彗星は、自己重力小石の塊の崩壊によって形成されます (例: Skorov & Blum 2012)。 小石の重力崩壊によって形成されたkmサイズの彗星の構造
塊は「階層的」集合体、つまり、小石 (例: Skorov & Blum 2012; Arakawa & Ohno 2020)。
ペブルパイル彗星の物理的性質は、実験室での実験を使用して広範に研究されてきました (例えば、Krause et al.2011; ブルム等。 2014; シュレープラー等。 2015; ウィジン等。 2017;
葛城＆ブルム 2018; マラマッド等。 2022年）。 クラウゼ等。 (2011)
高真空条件下での階層的凝集体の熱伝導率を測定し、Gundlach & Blum (2012) が開発しました。
の実験結果を再現できる理論モデル
クラウゼ等。 （2011）。 Gundlach & Blum (2012) は、小石間の評価のために小石の実効表面エネルギーを導入しました。
小石間の接触による熱伝達を制御する接触半径 (Weidling et al. 2012 も参照)。 ブルム等。 (2014) を研究した
mm サイズの小石の階層的な集合体の引張強度。 彼ら
階層集合体の引張強度が増加することを明らかにした
分解前の圧縮圧力で。 入江ら。 (2021)
を使用して、接触している2つの小石間の凝集力を報告しました
遠心分離された階層的凝集体の自由表面変形。
2つの小石間の凝集力は、小石内の接触面積とともに増加します（例：Arakawa 2020）。 シュレープラー等。 (2015)
階層集合体の圧縮曲線を調査し、彼らは、次の場合、充填率がほぼ一定であることを発見しました。
圧縮圧力は 10＾4 Pa 未満です (Heinisch et al. も参照)。
2019; マラマッド等。 2022年）。 階層化されたチカル凝集体の圧縮挙動は、いくつかの研究によって調査されました（例えば、町井
ら。 2013; パチェコ・バスケス 他 2021年）。
階層構造の熱伝導率の理論モデル
骨材は Gundlach & Blum (2012) によって開発されました。 このモデル
ペブルパイル彗星の熱物理モデリングで広く使用されています
(例: Capria et al. 2017; Skorov et al. 2017; Hu et al. 2019; Gundlach
ら。 2020; ビショフ等。 2021; マラマッド等。 2022年）。 モデルでは
Gundlach & Blum (2012) では、小石同士の接触がモデル化されています。
表面エネルギーを持つ弾性球の接触理論に基づいて、
これは JKR 接触理論 (Johnson et al. 1971) と呼ばれます。 そうして
小石間の接触半径は、有効表面エネルギーの関数です。
小石の弾性特性と小石の半径。 私たちは、ただし、小石間接触の圧力依存性
Gundlach & Blum (2012) では半径は考慮されておらず、彼らの
フォロワー。 小石間の接触半径が
表面からの深さから、熱と熱の両方が想像できます。
彗星核の機械的性質も深さによって変化します。
この研究では、彗星核の小石間接触半径を再検討します。
JKRに基づいて小石間の接触半径を計算します。
接触理論、および岩石静圧の影響を考慮に入れます。 小石間の接触半径は
表面からの深さによって異なります。 小石の有効表面エネルギーが Gundlach & Blum (2012) の有効表面エネルギーと等しい場合、
静水圧の影響が地下にとって重要になる
深さが 10–10^2cm より大きい領域、小石の半径。
セクション 2 では、粒子と粒子、および小石と小石の接触を説明する理論モデルを確認します。
セクション内3 では、km サイズのいくつかの計算例の結果を示します。
小石の山彗星。 いくつかの不確実性と注意事項について簡単に説明します
セクション4の小石と小石の山の物理的特性について。
要約はセクション 5 に示されています。
5。結論
ペブルパイルの物理的性質は実験室実験により広く研究されてきました。 これらの研究は重要性を強調しました
小石と小石の物理モデリングのための小石と小石の接触
彗星。 小石と小石の接触の接触半径がモデル化されました
Gundlach & Blum (2012); ただし、圧力依存性
彼らのモデルでは、小石間の接触半径は考慮されていませんでした。
この研究では、彗星の小石間接触半径を再検討しました。
核 (セクション 2 を参照)。 小石間の接触半径を計算しました
JKR 接触理論 (Johnson et al. 1971) に基づいて、
静水圧の影響を考慮します。 私たちは、
小石間の接触半径は、表面からの深さによって異なります。
以前のモデルは、彗星核の中心 (セクション 3.1 を参照)。
また、小石の間の増加の影響を評価しました
ペブル パイル彗星の熱伝導率の接触半径 (を参照)
セクション 3.2)。 私たちは、小石がcmサイズで、でできているとき、
結晶氷、小石間の接触による熱伝導率
を通る放射による熱伝導率よりも大きい
小石の間の隙間。 この場合、熱伝導率は
ペブルパイル彗星は、小石同士の接触半径に比例し、深さとともに増加します。 対照的に、小石が mm サイズの場合、
無定形の氷でできており、小石の山ほどの熱伝導率です。
コメットは深さにほとんど依存しません。 変更の影響
彗星の初期熱進化における熱伝導率の研究
私たちの将来の研究で議論されるでしょう。
小石の有効表面エネルギーとヤング率の両方がまだ議論中であることに注意してください（セクション4.2を参照）。 これらのパラメータは、小石の多くの物理パラメータに依存する必要があります。
それらの構成粒子、およびいくつかの予測モデルがされています
提案されています (例: Gundlach & Blum 2012; Schräpler et al. 2022)。 最近、シュレープラー等。 （2022）は、説明する新しいモデルを提案しました
有効表面エネルギーの充填率依存性と
小石のヤング率。 彼らが提案したモデルは、動的小石 - 小石に関する実験結果の解釈
衝突。 彼らのモデルはもともとケースのために派生したものですが、
𝜙peb < 0.33 の場合、準静的を調査する価値があるかもしれません
将来の研究におけるモデルに基づく小石の堆積の挙動。
また、太陽系の彗星は小石でできているはずなのに、サブミクロンサイズの粒子からなる小石の物性が実験室でほとんど調べられていないことも問題です。
サブミクロンサイズの粒子で構成されています。 サブミクロンサイズの粒子は通常、数値シミュレーションで使用されるため、将来のコラボレーション
数値シミュレーションと実験室での実験の間には、ペブルパイル彗星の性質を明らかにする鍵。
彗星核内の小石間接触半径
2023年3月21日受理
概要
近年、太陽系初期の小石の塊が重力によって崩壊するというシナリオが考えられてきた。
彗星の起源。 ここで「小石」とは、（サブ）ミクロンサイズのダストで構成されるmm～cmサイズのダストの集合体を指します。
km サイズの彗星の構造は、小石の集合体であると考えられています。 pebble-pebble の接触半径
連絡先は以前の研究でモデル化されました。 ただし、小石間接触半径の圧力依存性は考慮されていません。
ここで、彗星核の小石間接触半径を再検討します。 JKRに基づいて小石間の接触半径を計算しました
接触理論、および静石圧の影響を考慮しました。 小石間の接触半径が
表面からの深さによって変化し、以前のモデルは彗星核の中心でそれを1桁過小評価していました。
キーワード: 彗星: 一般 – 惑星と衛星: 形成
1 はじめに
彗星は、揮発性の氷と耐火物で構成される km サイズの小さな天体です。 それらは太陽の外側の領域で形成されました
温度がH2O氷の昇華温度よりも十分に低いシステム。 それらの起源と進化は、初期の太陽系の環境に関する重要な手がかり。
近年、小石塊の重力崩壊を提唱する彗星形成モデルが精力的に研究されている。
(例: Blum et al. 2014, 2017; Johansen et al. 2014; Wahlberg Jans son & Johansen 2014; Lorek et al. 2016; Visser et al. 2021)。 の中に
彗星形成の文脈では、「小石」という言葉は、（サブ）ミクロンサイズのダスト粒子で構成されるmm〜cmサイズのダスト凝集体を意味します
星間媒体に由来します。 乱流原始惑星系円盤では、ミクロン サイズのダスト粒子が対衝突によって巨視的な小石に成長することがあります (例: Blum & Wurm 2008; Arakawa et al.2022a、b、2023)。 小石の半径がミリメートルからセンチメートルに達すると、それらの衝突による成長は終了します (例えば、Zsom et al. 2010; Lorekら。 2018)、継続的な非粘着衝突は丸めにつながります
小石の圧縮 (e.g., Weidling et al. 2009, 2012)。 の
ガス原始惑星系円盤、小石は局所的に蓄積することができます
空力プロセス (例: Johansen et al. 2014; Drazkowska
ら。 2022)、km サイズの彗星は、自己重力小石の塊の崩壊によって形成されます (例: Skorov & Blum 2012)。 小石の重力崩壊によって形成されたkmサイズの彗星の構造
塊は「階層的」集合体、つまり、小石 (例: Skorov & Blum 2012; Arakawa & Ohno 2020)。
ペブルパイル彗星の物理的性質は、実験室での実験を使用して広範に研究されてきました (例えば、Krause et al.2011; ブルム等。 2014; シュレープラー等。 2015; ウィジン等。 2017;
葛城＆ブルム 2018; マラマッド等。 2022年）。 クラウゼ等。 (2011)
高真空条件下での階層的凝集体の熱伝導率を測定し、Gundlach & Blum (2012) が開発しました。
の実験結果を再現できる理論モデル
クラウゼ等。 （2011）。 Gundlach & Blum (2012) は、小石間の評価のために小石の実効表面エネルギーを導入しました。
小石間の接触による熱伝達を制御する接触半径 (Weidling et al. 2012 も参照)。 ブルム等。 (2014) を研究した
mm サイズの小石の階層的な集合体の引張強度。 彼ら
階層集合体の引張強度が増加することを明らかにした
分解前の圧縮圧力で。 入江ら。 (2021)
を使用して、接触している2つの小石間の凝集力を報告しました
遠心分離された階層的凝集体の自由表面変形。
2つの小石間の凝集力は、小石内の接触面積とともに増加します（例：Arakawa 2020）。 シュレープラー等。 (2015)
階層集合体の圧縮曲線を調査し、彼らは、次の場合、充填率がほぼ一定であることを発見しました。
圧縮圧力は 10＾4 Pa 未満です (Heinisch et al. も参照)。
2019; マラマッド等。 2022年）。 階層化されたチカル凝集体の圧縮挙動は、いくつかの研究によって調査されました（例えば、町井
ら。 2013; パチェコ・バスケス 他 2021年）。
階層構造の熱伝導率の理論モデル
骨材は Gundlach & Blum (2012) によって開発されました。 このモデル
ペブルパイル彗星の熱物理モデリングで広く使用されています
(例: Capria et al. 2017; Skorov et al. 2017; Hu et al. 2019; Gundlach
ら。 2020; ビショフ等。 2021; マラマッド等。 2022年）。 モデルでは
Gundlach & Blum (2012) では、小石同士の接触がモデル化されています。
表面エネルギーを持つ弾性球の接触理論に基づいて、
これは JKR 接触理論 (Johnson et al. 1971) と呼ばれます。 そうして
小石間の接触半径は、有効表面エネルギーの関数です。
小石の弾性特性と小石の半径。 私たちは、ただし、小石間接触の圧力依存性
Gundlach & Blum (2012) では半径は考慮されておらず、彼らの
フォロワー。 小石間の接触半径が
表面からの深さから、熱と熱の両方が想像できます。
彗星核の機械的性質も深さによって変化します。
この研究では、彗星核の小石間接触半径を再検討します。
JKRに基づいて小石間の接触半径を計算します。
接触理論、および岩石静圧の影響を考慮に入れます。 小石間の接触半径は
表面からの深さによって異なります。 小石の有効表面エネルギーが Gundlach & Blum (2012) の有効表面エネルギーと等しい場合、
静水圧の影響が地下にとって重要になる
深さが 10–10^2cm より大きい領域、小石の半径。
セクション 2 では、粒子と粒子、および小石と小石の接触を説明する理論モデルを確認します。
セクション内3 では、km サイズのいくつかの計算例の結果を示します。
小石の山彗星。 いくつかの不確実性と注意事項について簡単に説明します
セクション4の小石と小石の山の物理的特性について。
要約はセクション 5 に示されています。
5。結論
ペブルパイルの物理的性質は実験室実験により広く研究されてきました。 これらの研究は重要性を強調しました
小石と小石の物理モデリングのための小石と小石の接触
彗星。 小石と小石の接触の接触半径がモデル化されました
Gundlach & Blum (2012); ただし、圧力依存性
彼らのモデルでは、小石間の接触半径は考慮されていませんでした。
この研究では、彗星の小石間接触半径を再検討しました。
核 (セクション 2 を参照)。 小石間の接触半径を計算しました
JKR 接触理論 (Johnson et al. 1971) に基づいて、
静水圧の影響を考慮します。 私たちは、
小石間の接触半径は、表面からの深さによって異なります。
以前のモデルは、彗星核の中心 (セクション 3.1 を参照)。
また、小石の間の増加の影響を評価しました
ペブル パイル彗星の熱伝導率の接触半径 (を参照)
セクション 3.2)。 私たちは、小石がcmサイズで、でできているとき、
結晶氷、小石間の接触による熱伝導率
を通る放射による熱伝導率よりも大きい
小石の間の隙間。 この場合、熱伝導率は
ペブルパイル彗星は、小石同士の接触半径に比例し、深さとともに増加します。 対照的に、小石が mm サイズの場合、
無定形の氷でできており、小石の山ほどの熱伝導率です。
コメットは深さにほとんど依存しません。 変更の影響
彗星の初期熱進化における熱伝導率の研究
私たちの将来の研究で議論されるでしょう。
小石の有効表面エネルギーとヤング率の両方がまだ議論中であることに注意してください（セクション4.2を参照）。 これらのパラメータは、小石の多くの物理パラメータに依存する必要があります。
それらの構成粒子、およびいくつかの予測モデルがされています
提案されています (例: Gundlach & Blum 2012; Schräpler et al. 2022)。 最近、シュレープラー等。 （2022）は、説明する新しいモデルを提案しました
有効表面エネルギーの充填率依存性と
小石のヤング率。 彼らが提案したモデルは、動的小石 - 小石に関する実験結果の解釈
衝突。 彼らのモデルはもともとケースのために派生したものですが、
𝜙peb < 0.33 の場合、準静的を調査する価値があるかもしれません
将来の研究におけるモデルに基づく小石の堆積の挙動。
また、太陽系の彗星は小石でできているはずなのに、サブミクロンサイズの粒子からなる小石の物性が実験室でほとんど調べられていないことも問題です。
サブミクロンサイズの粒子で構成されています。 サブミクロンサイズの粒子は通常、数値シミュレーションで使用されるため、将来のコラボレーション
数値シミュレーションと実験室での実験の間には、ペブルパイル彗星の性質を明らかにする鍵。
