彗星の形成

微粒子からアグラマレット、アグラマレットから小石、小石から微惑星と大きくなり衝突で小石に戻る。以下、機械翻訳。
彗星の形成
2022年7月27日
概要
太陽系の彗星がどれほど原始的または原始的であるかに関する質問は
進行中の論争。 このレビューでは、塵と氷からの彗星の物理的進化について説明します
原始太陽系星雲の粒子から、太陽系外の現代の小天体まで。 これも
塵の凝集の段階、微惑星の形成、それらの熱進化、そして衝突プロセスの結果。 彗星についての経験的証拠を使用します。
67P /チュリュモフゲラシメンコ彗星へのロゼッタミッション、可能性について結論を出す
彗星の熱的および衝突的進化。
キーワード　彗星; 微惑星の形成; 微惑星の進化

1はじめに
彗星は、私たちの太陽系の最も手付かずの物体であると信じられています。それらはいくつかの氷、主に水で構成されています
氷だけでなく、COやCO2氷などの超揮発性物質、鉱物、有機物、
塩。日射量が十分に強い場合、この組成は明らかに彗星のガスと塵をもたらします。原則として、
ガス放出率が、このような保持力に逆らってダスト粒子を放出するのに十分な大きさである場合、彗星はダスト活性になります。
重力と凝集として[1]。しかし、粉塵の放出の正確な物理的メカニズムはまだよく理解されていません。
さらに、彗星の形成と進化の経路のいくつかの側面はまだ議論中です。これで
作業では、原始惑星系円盤（PPD）で氷の微惑星がどのように形成されたかの詳細な概要を提供します。
彗星を含む現在の太陽系の物体に進化した可能性があります。図1に、グラフィックを示します
原始惑星の塵から現代の小天体までの形成と進化の段階の概要
太陽系;次のセクションでは、ステージについて詳しく説明します。図1のより詳細なバージョンは
https://www.tu-braunschweig.de/fileadmin/Redaktionsgruppen/Institute_Fakultaet_5/で見つけることができます
IGEP / AG_Blum / Comet_Formation.pdf（2022年5月5日にアクセス）および補足資料。セクション2では
原始惑星系円盤の概要から始めて、塵と氷の粒子の凝固過程を要約します。
ディスク。この作業では、Güttlerらによって提案された命名法を使用します。 2019[2]。粒子に言及するとき、それらの
サイズはそれ以上制約されません。ただし、（ほこりまたは氷）粒子は（サブ）マイクロメートルのサイズ範囲に制限されており、
1つの材料のみで均一に構成されていると想定されます。凝集体は粒子で構成されており、不均一である可能性があります
構成で。粒子のヒットアンドスティック成長は、ミリメートルからデシメータサイズの多孔質凝集体である小石が形成される成長障壁で停止します。セクション3では、ストリーミングを介した小石からの微惑星の形成について説明します
不安定性とそれに続く重力崩壊。粒子と原始惑星系円盤に必要な特性
ディスク、およびその他のシナリオについて簡単に説明します。形成されたものを変えることができるさまざまな進化の過程
次に、微惑星をセクション4に示します。進化的変化と組み合わせた形成プロセスにより、進化した微惑星の3つの異なるカテゴリが生成されます。氷のような小石の山、氷のような瓦礫/小石の山、および氷のない瓦礫です。
進化の過程に応じてさらに細分化することができる山。セクション5では、プロパティについて説明します
進化の可能性のある現代の最終製品の分析とそれらを太陽系の彗星の観測と比較する
それらを形成と進化の経路に接続します。最後に、論文を要約し、未解決の質問について話し合います
セクション6で。
もっともらしいシナリオを1つだけ提供しますが、
微惑星と彗星への進化。このモデルは、間接的な小石の存在に大きく依存しています。
証拠が存在します[3]。代替の微惑星形成モデルが存在し、Weissmanetal。によって詳細に議論されています。
2020年[4]。

2ほこりから小石へ
2.1原始惑星系円盤
分子雲の重力崩壊による星の形成に直接関係しているのは、その形成です。
原始星の円盤は、約104年以内にPPDに進化します[5、6]。このプロセスは最初に接続されています
高温ですが、ディスクからの物質が星によって付着する間、温度と質量は減少します。これ
原始星から原始惑星系円盤への遷移は、太陽型星の場合、約0.5 Myrs続き、次のように決定されます。
エンベロープの完全な分散により、中央の星の質量の数パーセントの円盤の質量が生じます[7]。
次のディスクの進化は、星への物質の継続的な降着、光蒸発、
塵の凝集と恒星または銀河環境との動的相互作用。原始惑星系円盤の性質
ディスクは伝統的に光学的または近赤外法で観察されます。アタカマラージミリ波/サブミリ波
原始惑星系円盤の観測の新時代、アレイ（ALMA）が始まりました。アルマは、その高いために示しています
角度分解能と感度、PPDの詳細な下部構造、つまりスパイラル、ギャップ、軸対称リング、および内部
PPDの従来の見方からは予想外だった空洞[8、9、10][11]。いくつかのアイデアが提案されています
このレビューの範囲を超えているこれらの構造、例えば惑星体との相互作用を説明してください。原始惑星系円盤
ディスクの質量は、さまざまな方法を使用したALMA測定によって制約できます。たとえば、
ミリメートルサイズのダスト粒子は、ミリメートルフラックス密度と次の仮定を組み合わせて推定できます。
光学的厚さ、ほこりの不透明度、ディスク温度（[12、13、14、15、16、17]など）。別の方法では、振幅と
重力不安定性の波長が揺れる[18]。総ダスト質量と典型的なPPDサイズは相関しているようですが、
低質量ディスクは一般に質量ディスクよりも小さいため[19、8、20]。
PPD内の温度が十分に下がると、サブマイクロメートルからマイクロメートルサイズの固体粒子
凝縮し始めます。凝縮シーケンスは、ディスク内の局所的な温度と圧力に依存します（[21]を参照）。
いくつかの要素の凝縮温度のリストについて）。複雑な2Dモデルは化学進化を説明します
ディスクの異なる領域におけるPPDおよび異なる材料組成の比較（例えば、[22]およびその中の参考文献）。
たとえば、フォルステライト、エンスタタイト、かんらん石、輝石、石英は重要な鉱物であり、その豊富さは次のようになります。
隕石および彗星の塵の組成と比較して（例えば、[23]の図11）。
水氷の場合、凝縮の臨界温度は、仮定に応じて145K[24]から170K[25]の間です。
局所的な圧力。ただし、さまざまな氷種の雪線の位置は、
ディスク[26、27、28]。揮発性ガスの耐火物粒子への凝縮は、
それぞれの雪線は、固体の可能な成長メカニズムである可能性があります[29]。ほこりに作用するプロセスと
PPDのガスは、微惑星の形成を理解するための重要な要素です。ガス（主にH2とHe）が支配的ですが
PPDの質量であるダストは、最初の大きな固体の形成に不可欠です。ほこりの成長の背後にある影響
以下に紹介します。
PPDの軌道ガス速度は、負の半径方向ガス圧力勾配のため、ケプラー速度よりも低くなります。
星の引力を打ち消します。固体材料は圧力で支えられていないため、ほこりの粒子は軌道を回る必要があります
ケプラー速度の中心星。しかし、ガスの回転が遅いために逆風が発生するため、ドラッグが発生します。
力は粒子に作用します。この抗力は、よりも小さい粒子のエプスタイン抗力法則によって説明できます。
ガスの平均自由行程。ガスの平均自由行程を超える粒子サイズの場合、ストークスレジームが適切になります
ガスドラッグ用。ダスト粒子に作用するガス抵抗は、停止時間によって最もよく説明されます。これは、次のように書くことができます。
τf=（Rρp/csρgエプスタイン状態では、4ρpR^2/9csρgλストークス状態で。（1）
ここで、R、ρp、cs、ρg、およびλは、粒子半径、粒子密度、ガス音速、ガス密度、および平均自由行程です。
それぞれ。 PPDの粒子サイズの一般的な尺度としてのストークス数は次のように定義されます。
St =Ωτf（2）
ケプラー周波数Ωで。同じストークス数のパーティクルは、空力的に同様に動作します。与えられた
PPDモデルと固定の地動説距離であるストークス数は、RρpまたはR2ρpの特定の値に対応します。
流動様式に応じて（式（1）を参照）。したがって、ダスト粒子の質量密度の固定値の場合、
ストークス数は粒子サイズを表します。したがって、サイズ（またはストークス数）が異なる粒子は、異なる
同じ地動説の距離で速度を上げます。これにより、固体粒子間の相対速度が発生し、その結果、速度が増加します。
衝突に。
ガスとダストの摩擦相互作用とそれに続くダスト粒子のケプラー以下の速度は、
ストークス数（つまり、粒子サイズ）に応じた視線速度でのダストの内向きドリフト。非常に小さく、非常に
大きな物体は非常に小さい視線速度を持っています。ダスト粒子の最大視線速度に達する
St =1。一般に、ダストはより高いガス圧に向かってドリフトします。これは、ディスクに向かって垂直に沈降する場合にも当てはまります。
ミッドプレーンまたは局所的な圧力バンプ。
乱流ガスの動きは、ダストの動きにも影響を与えます。定量的には、ディスクの乱流は次のように記述できます。
乱流強度パラメータα。定性的には、ガスの乱流は、ダスト粒子間の衝突だけでなく、
粒子輸送。したがって、内側のディスクからの熱処理された粒子は、
乱流。これにより、さまざまな温度で形成されたダスト種が放射状に混合します。
非常に小さい、つまりサブマイクロメートルからマイクロメートルサイズの粒子の場合、ブラウン運動も非常に低速の衝突の原因となる可能性があります。粒子の平均熱運動エネルギーのマクスウェル-ボルツマン分布により、
同じサイズの粒子もブラウン運動によって衝突する可能性があります[30]。


図1：この概要は、H2Oを超えた微惑星の形成と進化をグラフで表したものです。
雪線。 青と緑の背景は、それぞれオブジェクトとプロセスを示しています。 各ステップが説明され、
論文で議論されています。 詳細なバージョンはhttps://www.tu-braunschweig.de/fileadmin/で見つけることができます
Redaktionsgruppen / Institute_Fakultaet_5 / IGEP / AG_Blum / Comet_Formation_detailed.pdf（アクセス済み
2022年5月5日）および補足資料。


図2：このプロットは、さまざまなダストと氷の質量比と多孔度で得られたダスト密度を示しています。 緑色の領域は、適度なほこりの密度を示しています。 与えられたCO2パーセンテージは、総氷量。


図3：圧縮応力に対する粒状材料の応答関数。 緑の曲線は、
均質な、つまり非階層的な粒状材料であるのに対し、青い曲線は体積充填率を表しています
小石の山の構造、すなわち階層的な材料の。 どちらの機能も、図のようにS字型の曲線で表すことができます。
[216]による。 均質な材料は、単一の段階（遷移レジームI）でのみ圧縮できますが、
階層的な材料、最初に小石のパッキングが圧縮され（遷移レジームII）、次に高圧で
小石は変形して破壊されます（遷移レジームIII;破線の曲線）。