文|史说百家

编辑|史说百家

彗星被认为是我们太阳系中最原始的物体，它们由几种冰组成，虽然主要是水冰，但也有超挥发物，如一氧化碳冰或二氧化碳冰（也就是干冰），除此之外还有一些矿物、有机物和盐等耐火材料。

在我们对于物理学的基本理解当中，如果日照足够强烈，以彗星这种成分的天体，长期暴露在太空中显然会产生彗星气体和尘埃而最终消散。

然而事实却和我们想象的相反，在原则上，如果释气速率大到足以释放尘埃颗粒对抗重力和凝聚力，则彗星变得更加活跃。

为什么彗星不会在太空当中逐渐迅速消散？彗星又是怎样形成的呢？

在原行星盘与分子云引力坍缩之后，一般情况下会形成一个崭新的恒星，这个过程最初与高温有关，但是当来自圆盘的物质被恒星吸积时，温度和质量会降低。

对于大多数像太阳一样的恒星来说，这种从原恒星到原行星盘的转变持续约∼0.5 Myrs，并且由包层的完全分散决定，导致盘质量为中心恒星质量的百分之几。

圆盘的以下演化主要是物质在恒星上的持续吸积，光蒸发，尘埃聚集以及与恒星或银河系环境的动态相互作用。

原行星盘的性质传统上是通过光学或近红外方法观察的，随着阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的出现，观测原行星盘的新时代已经开始。

ALMA由于其高角分辨率和灵敏度，已经显示出PPD的详细子结构，即螺旋、间隙、轴对称环和内腔，这在PPD的传统观点中是出乎意料的，目前已经提出了一些想法来解释这些结构，例如与行星体的相互作用。

原行星盘质量可以通过使用不同方法的ALMA测量来约束，例如毫米大小的尘埃颗粒中的固体质量可以通过毫米通量密度结合有关光学深度、粉尘不透明度和圆盘温度的假设来估计。

另一种方法使用引力不稳定性摆动的振幅和波长，总尘埃质量和典型的PPD尺寸似乎相关，因为低质量圆盘通常比大质量圆盘小。

当PPD内部的温度充分下降时，亚微米到微米大小的固体颗粒开始凝结，冷凝顺序取决于盘中的局部温度和压力。

复杂的2D模型描述了PPD的化学演变以及圆盘不同区域中的不同材料成分，例如镁铝石、顽火石、橄榄石、辉石和石英是重要的矿物，其丰度可以与陨石和彗星尘埃成分相媲美。

对于水冰，冷凝的临界温度介于145K和170K，取决于假定的局部压力，然而由于圆盘中的几个过程，各种冰种的雪线位置可能会有所不同。

也有人认为，挥发性气体在各自雪线位置凝结到耐火颗粒上可能是固体的生长机制，作用于PPD中的尘埃和气体的过程是理解微行星形成的关键要素。

虽然气体主导PPD的质量，尘埃对于形成第一个较大的固体至关重要，PPDs的轨道气体速度降低到开普勒速度以下，因为负径向气体压力梯度抵消了恒星的引力。

由于固体物质不是压力支撑的，尘埃粒子应该以开普勒速度绕中心恒星运行，然而当它们由于旋转较慢的气体而遇到逆风时，拖曳力作用在粒子上。

对于小于气体平均自由程的粒子，这种阻力可以用爱泼斯坦阻力定律来描述，对于超过气体平均自由程的粒径，斯托克斯制度与气体阻力有关。

因此对于尘埃颗粒质量密度的固定值，斯托克斯数表示颗粒大小，具有不同大小的粒子在相同的日心距离下获得不同的速度，这导致固体粒子之间的相对速度，从而导致碰撞。

气体和尘埃的摩擦相互作用以及随后尘埃粒子的亚开普勒速度导致尘埃向内漂移，径向速度取决于斯托克斯数。

非常小和非常大的物体具有非常小的径向速度，灰尘颗粒达到最大径向速度OP=1。通常，粉尘会向更高的气体压力漂移，这也适用于向盘中背板或局部压力凸块垂直沉降。

湍流气体运动也会影响尘埃运动，从数量上讲，圆盘的湍流可以用湍流强度参数来描述；从质量上讲，气体湍流会导致尘埃颗粒之间的碰撞以及颗粒传输。

所以由于湍流，来自内盘的热处理颗粒可能会向内或向外输送，这导致在不同温度下形成的粉尘种类径向混合。

对于非常小的，即亚微米到微米大小的颗粒，布朗运动也可能是超低速碰撞的原因，由于晶粒平均热动能的麦克斯韦-玻尔兹曼分布，相同大小的粒子也可能由于布朗运动而碰撞。

当尘埃或冰颗粒碰撞时，结果取决于材料特性、颗粒大小和碰撞速度。晶粒之间的相对速度、给定尺寸的粒子数量和碰撞截面决定了单位时间内的碰撞次数。

碰撞速度是由引起灰尘和气体之间相对运动的过程引起的，对于径向、方位和垂直漂移，灰尘和气体之间的速度取决于颗粒大小。

所以只有不同大小的粒子才会碰撞，因为相同大小的粒子以相同的速度移动，在随机运动的情况下，相同大小的粒子可能会发生碰撞，如布朗运动或气体湍流引起的。

当类似大小的颗粒碰撞时，结果可能是粘附、弹跳、磨损或碎裂，碰撞能与形成的接触点的范德华结合能相比较小时，总是会发生粘连。

在较高冲击能量的碰撞中，结果由非弹性程度决定，非弹性程度可以是温度的函数，撞击和粘附过程可能伴随着变形和压实。

然而在超低速度状态下，不会发生压实，并且不断增长的团聚体形成分形结构，对于更高的碰撞速度，分形维数可能会达到极限，高速碰撞可导致团聚体碎裂。

最大碎片与初始质量的质量比随着碰撞速度的增加而降低，在相似大小的聚集体粘附和破碎之间的过渡状态中，会发生弹跳，弹跳碰撞是非弹性的，会导致压实。

连续的弹跳事件导致包装的体积填充系数为∼0.36，我们将这些颗粒称为多孔附聚物。当一个小的骨料（弹丸）击中一个较大的骨料（目标）时，质量传递、陨石坑和侵蚀也是可能的。

质量可以从弹丸转移到目标，而弹丸碎片，传质效率达到弹丸质量的百分之几到大约50%，传质过程导致目标压实，典型的体积填充系数为0.3至0.4。

对于弹丸和目标之间的较小尺寸比，发生陨石坑而不是净传质，在这种情况下，以喷射物形式损失的质量多于转移到目标的质量。

目标团聚体的相对质量损失主要取决于冲击能量和材料强度，最高可达弹丸质量的35倍，对于非常小的弹丸与目标尺寸比，已经通过实验观察到二氧化硅尘埃和水冰的侵蚀，并且还进行了数值研究。

侵蚀效率取决于冲击速度和弹丸质量，一般来说，所有提到的过程都取决于材料和圆盘特性，例如单体晶粒材料和尺寸分布、PPD 模型、湍流强度和到中心恒星的距离。

不同材料在粘附阈值或拉伸强度等性能上可能有很大差异，在“星际有机物类似物”的碰撞中也观察到了这一点，在250K左右显示出增强的粘性，但在较低或较高的温度下粘附较少。

除了材料的表面能（与抗拉强度密切相关）外，能量的粘弹性耗散是材料的基本特性，低温下水冰比其他两种材料大得多。

因此水冰的速度高于相同大小的二氧化碳或二氧化硅颗粒，与实验室结果一致，几个屏障阻止了尘埃团聚体进一步碰撞生长到公里大小的微行星。

由于弹跳过程的无弹性，骨料会发生压实，根据颗粒和圆盘的性质，在毫米至厘米的聚集体尺寸下达到弹跳屏障。由此产生的团聚物被称为“慧心”，最大的慧心是在最小质量太阳星云模型中实现的。

为了增加日心距离或增加尘冰比，最大慧心尺寸减小，慧心变得更加多孔，在PPD中观察到毫米到厘米大小的固体颗粒。

即使可以克服弹跳障碍，进一步的增长也会停止，因为碰撞会导致骨料的破坏，碎片通常发生在≳1 m/s的碰撞速度下。

最近有人在做侵蚀屏障是实验发现，当尘粒或其小骨料高速撞击较大的粉尘聚集体时，就会出现侵蚀。

在这种情况下，冲击从骨料表面释放出其他颗粒，从而使骨料的质量略有减少，数值模拟表明，即使假设所有其他碰撞都会导致粘连，这种侵蚀也是一种失控效应，由于侵蚀屏障，最大骨料尺寸约为0.1米。

弱电离盘中的粒子可以携带非零负电荷，这也会影响碰撞行为，由于电荷的不对称分布，排斥力作用于粒子之间，阻碍粘附。

这种效应称为静电屏障，它已经可以阻止分形团聚体大小的生长，当考虑到光电效应时，会积聚一层不带电的灰尘，这可能会克服静电屏障，然而在圆盘的低湍流区域，如死区，可以有效地抑制生长。

数值模型还表明，粒子的电荷会影响生长速率、尺寸和致密度，因为高电荷粒子会长到更大的尺寸并变得更致密，这会影响弹跳和碎裂阈值。

正如实验和数值工作所表明的那样，这可能导致流动不稳定所需的弹跳屏障和慧心尺寸之间的桥梁，因此也可能有利于生长。

除了内部加热，微行星之间的碰撞也会对它们的演化产生重大影响，碰撞可能发生在形成后的整个时间范围内，直到现在。

不过碰撞概率会随着时间的推移而变化，并取决于微行星的大小和轨道，所以具有不同大小和热演化的物体可能会相互碰撞。

这些碰撞的结果取决于微行星的物理性质、碰撞角度、撞击速度和碰撞体的大小，我们只考虑了对微行星有潜在全球影响的碰撞，并定义了三种可能的碰撞类型，定义如下：

1、首先，如果最大的碎片拥有较大天体初始质量的至少一半，碰撞可能是亚灾难性的，我们假设在这种情况下，微行星的机械体积特性基本上是守恒的。

2、其次，如果碎片较小，碰撞被认为是灾难性的，但是如果输入到碰撞体的能量不足以破坏鹅卵石结构，碎片仍然由鹅卵石组成，但原始的体积特性可能已经改变。

3、第三，碰撞可能是超级灾难性的，在这种情况下，鹅卵石结构和鹅卵石本身会被碰撞事件破坏。

一些研究人员已经对不同大小和撞击速度的微行星碰撞进行了模拟，有人研究了当今海王星外区域的碰撞概率，发现碰撞体的可能半径和速度范围很广，但倾向于低相对速度（<1公里/s）和主要的古典带作为碰撞地点。

海王星外地区的分散和分离种群显示出最小的碰撞概率，然而对于微行星大小的物体，实验结果需要从实验室尺度推断出来，且撞击角对感应加热也有重要影响。

同时冲击加热与每秒几公里的冲击速度最相关，并可能导致材料熔化，有趣的是，多孔物体通过碰撞比固体物体更有效地加热。

我们将碰撞后最大的碎片至少，具有两个碰撞体中较大物体的初始质量的一半的情况称为亚灾难性碰撞，这些包括陨石坑，侵蚀和碰撞导致质量增长。

有人研究了放射性加热和碰撞的综合效应，发现只有未结合的材料被显著加热，而保持结合的材料几乎没有受到影响。

如果碰撞后最大的碎片拥有不到初始质量的一半，我们将碰撞称为灾难性的，与超级灾难性碰撞的区别在于，灾难性碰撞的能量不足以压实或破坏慧心或显着减少挥发物量。

有学者提出了彗星67P的形成，就是由灾难性碰撞引起的，随后其当前质量的重新积累，具有挥发物守恒和低堆积密度。

同时还有研究表明，喷射而不是重新吸积的材料确实是原始物体中处理最多的部分，然而现有的模拟没有考虑碰撞微行星的慧心结构。

参考文献：

库尔特.凯勒：彗星表面结壳的形成。1994

古特勒.曼内尔，罗通迪.梅鲁安，富勒.博凯莱：彗星67P/Churyumov-Gerasimenko彗星尘埃形态描述的综合。2019

魏斯曼.莫比代利，戴维森.布鲁姆：彗星核的起源和进化。2016

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