نص LaTeX

مُلَخَّص

قُوَّةُ الضَّغْطِ هيَ المفتاحُ لفهمِ البُنيةِ الداخليةِ لتجمعاتِ الغُبارِ في أَقْراصِ الكَواكِبِ الأَوَّلِيَّةِ والأجسامِ الناتجةِ عنها، مثلَ المذنباتِ والكويكباتِ في المجموعةِ الشمسيةِ. لقد نمذَجَتِ الدراساتُ السابقةُ قُوَّةَ الضَّغْطِ لتجمعاتِ الغُبارِ شديدةِ المساميةِ ذاتِ عواملِ مِلْءِ الحَجْمِ الأقلِّ من 0.1. ومع ذلك، لا يزالُ الفهمُ الشاملُ لقوةِ الضغطِ من عواملِ ملءٍ منخفضةٍ (<0.1) إلى عواملِ ملءٍ عاليةٍ (>0.1) غيرَ مكتملٍ. في هذه الورقةِ، نستقصي قوةَ الضغطِ لتجمعاتِ الغُبارِ باستخدامِ محاكاةِ ضغطِ التجمعاتِ التي تُحاكي تفاعلاتِ الحبيباتِ وفقَ نظريةِ JKR، ونصيغُ قوةَ الضغطِ بشكلٍ شاملٍ. أجرينا سلسلةً من المحاكاةِ العدديةِ مع حدودٍ دوريةٍ متحركةٍ تحاكي سلوكَ الضغطِ. وكنتيجةٍ رئيسيةٍ، نجدُ أنَّ قوةَ الضغطِ تزدادُ بشكلٍ حادٍّ عندما يتجاوزُ عاملُ ملءِ الحجمِ 0.1. وقد صغنا قوةَ الضغطِ بصورةٍ موحَّدةٍ آخذينَ في الاعتبارِ حركةَ التدحرجِ عندَ عواملِ ملءٍ منخفضةٍ والتعبئةَ الأقربَ للتجمعاتِ عندَ عواملِ ملءٍ عاليةٍ. كما تتبيَّنُ أنَّ آلياتِ الضغطِ السائدةَ لعواملِ ملءِ الحجمِ العاليةِ هي حركاتُ الانزلاقِ والالتواءِ، بينما تهيمنُ حركةُ التدحرجِ عندَ عواملِ ملءٍ منخفضةٍ. وتتوافقُ نتائجنا جيدًا معَ الدراساتِ العدديةِ السابقةِ. نقترحُ أنَّ صيغتَنا التحليليةَ أيضًا متسقةٌ معَ النتائجِ التجريبيةِ السابقةِ إذا افترضنا أنَّ طاقةَ السطحِ للسيليكاتِ تُقدَّرُ بحوالي \(\simeq210\pm90\mathrm{\ mJ\ m^{-2}}\). وبذلك، يمكنُ تطبيقُ نتائجنا على خصائصِ الأجسامِ المدمجةِ الصغيرةِ مثلَ المذنباتِ والكويكباتِ وقطعِ الحصى.

مُقَدِّمَة

الخطوةُ الأولىُ في تكوينِ الكواكبِ هيَ تجمعُ حبيباتِ الغُبارِ الدقيقةِ (تحتَ الميكرونيةِ). تُعرفُ هذه التكتلاتُ باسمِ "تجمعاتِ الغُبارِ" (Smirnov1990, Meakin1991, Ossenkopf1993, Dominik1997, Wurm1998, Kempf1999, Blum2000, Krause2004, Paszun2006, Paszun2008, Paszun2009, Wada2007, Wada2008, Wada2009, Wada2013, Suyama2008, Suyama2012, Okuzumi2009dustagg, Geretshauser2010, Geretshauser2011). في المرحلةِ الأولى من نموِّ الغُبارِ، يصطدمُ تجمعُ غُبارٍ بآخرَ ويلتحمُ بهِ، مُنتجًا تجمعاتٍ هشةَ البنيةِ تُعرفُ باسمِ "تجمعاتِ الكتلِ الكرويةِ" (Mukai1992). تتطوَّرُ هذه التكتلاتُ لتكوِّنَ الكويكباتِ، وهي الكتلُ الرئيسيةُ بحجمِ الكيلومتراتِ للكواكبِ (Okuzumi2012, Kataoka2013L). يوجدُ سيناريوٌ آخرُ ينمو فيهِ تجمعُ الغُبارِ إلى حصىٍ مدمجةٍ بحجمِ المليمترِ، ثم تتجمعُ هذه الحصىُ لتشكيلِ الكويكباتِ عبرَ بعضِ أشكالِ عدمِ الاستقرارِ أو التصادماتِ (Johansen2007, Windmark2012b, Davidsson2016, WahlbergJansson2017, Yang2017, Lorek2018, Fulle2019). في هذا السيناريو، تكونُ الكويكباتُ عبارةً عن تجمعاتٍ من الحصىِ تختلفُ بنيتها الداخليةُ عن تلكَ الخاصةِ بتجمعاتِ الغُبارِ المذكورةِ في هذا العملِ.