Erken Güneş Sistemi Toz-agrega Çatışmayı Deneysel Simülasyon Laboratuvarı Bırak Towers
Summary
Biz laboratuvarda kırılgan toz agrega arasındaki ara-hız çarpışmalar düşük hız elde etmek için bir teknik mevcut. Bu amaçla, iki vakumlu damla kulesiz kurulumları izin geliştirilmiştir <0.01 ve ~ 10 m / san arasında çarpışma hızları. Çarpışma olaylar, yüksek hızlı görüntüleme ile kaydedilir.
Abstract
Erken Güneş Sistemi içinde toz agrega evrimini araştıran amaçla, biz boyutları ile kırılgan toz agrega ~% 70 10 cm ve gözenekler çarpıştı olabilir hangi iki vakum açılan kuleleri geliştirdi. Damla kulelerinden biri öncelikle aşağı m 0.01 aşağıda / sn çok düşük darbe hızları için kullanılan ve bir çift salma mekanizmasının kullanımı yapar. Çarpışmalar iki toz agrega merkez-kütle çerçeve içinde cam vakum tüp boyunca düşüş iki yüksek hızlı kameralar ile stereo-görünümde kaydedilir. Diğer serbest düşme kulesi yavaşça kadar 5 m / sn 'ye toz agrega hızlandırma yeteneğine sahip bir elektromanyetik hızlandırıcı kullanır. Serbest düşme başka toz agreganın serbest bırakılması ile birlikte, çarpışma ~ 10 m / sn elde edilebilir hızlandırır. Burada, iki sabit yüksek hızlı kameralar çarpışma olayları kaydetmek. Onlar ağırlıksız ve maç için her iki damla kuleleri, toz agrega çarpışma sırasında serbest düşme vardırErken Güneş Sistemi'ndeki koşullar.
Introduction
Genellikle gezegen oluşumu (Blum & Wurm tarafından inceleme) 1 büyük toz agrega içine mikroskobik küçük toz tanelerinin yerçekimi olmayan birikimi ile başladığı kabul edilmektedir. Toz parçacıkları nedeniyle Brown hareketi, göreli kayma hareketleri ve bulutsu gaz türbülans kendi protoplanetary diskler içinde çarpışır (ark Johansen Değerlendirmenizi görmek.) 2.. Çarpışma hızı yeterince düşük ise, toz parçacıkları büyük yığınlar oluşturmak için beraber hareket. Geçtiğimiz yıllarda laboratuvar ölçümlerinin bir zenginlik keyfi kitleler ve çarpışma hızlarının 3 ile toz agrega bir çift sonucunu tahmin toz-agrega çarpışma modeline yol açmıştır. Temel çarpışma sonuçları (küçük agrega kitleler ve düşük çarpışma hızlarında için genel olarak) yapışmasını sıçrayan ve parçalanma (yüksek darbe hızları için) vardır. Ancak, bu fazlar arasındaki geçişler keskin değildir ve diğer vardırçıktıları gibi, örneğin kütle transferi veya erozyon. Tipik bir protoplanetary diske bu modeli uygulayarak birkaç bin yıl içinde 4 cm büyüklüğünde toz agrega büyüme öngörüyor. Cm boy toz agrega varlığı yaygın son yıllarda astronomik gözlemler tarafından incelenmiş ve kurulmuş gibi şimdi biz sonuçlandırmak 5 böylece ile (Testi ve diğ. Değerlendirmenizi görmek) kabul edilebilir olduğunu ilke hangi mekanizma ile ilk makroskopik organları genç gezegen sistemlerinin form tespit edilmiştir.
Ancak, en azından kilometrelik boyutlarda organlarına daha fazla büyüme o kadar açık değildir. Karasal gezegen bölge için, iki hipotez şu anda (.. Ayrıca Johansen ve arkadaşları tarafından bu konuda son yorumları 2 ve Testi vd 5) ele alınmıştır: by cm büyüklüğünde toz agrega (i) konsantrasyonu, örneğin akarsu istikrarsızlık 6 ve daha sonraki gravitilli çöküşü 7,8 ve kütle-transfer süreci 9,10,11 tarafından daha sonraki kütle toplanma ile daha büyük boyutlarda bir kaç "şanslı kazananlar" (ii) büyüme. Her iki modelde de, cm büyüklüğünde toz agrega orta hızlarda düşük karşılıklı çarpışmaları büyük bir sayı tabi. Bu (zıplatma dışında) bu çarpışmalar olası sonuçları nelerdir belirsizdir.
Güttler vd. 3 oranında toz toplam çarpışma modeli geliştirmek ve ilgili hız rejimlerinde makroskopik toz agrega arasında daha ayrıntılı çarpışmalar araştırmak için, biz hangi bireysel agrega-agrega çarpışmalar can, bizim laboratuvarda iki damla kuleleri kurmak vakum ve mikrogravite koşullar altında çok detaylı olarak incelenecektir. Her iki damla kuleleri gözlem zamanı ~ 0.5 sn sınırlar 1,5 m serbest düşme yüksekliği, sahip. Böylece, yüksek hızlı megapiksel formatında kameralar ve saniyede 7.500 kare ile çarpışmaları gözlemlemek.Maksimum kontrast ve yüksek kayıt hızları için, parlak alan aydınlatma seçilir. Aydınlatma ve böylece yüksek yoğunluklu LED panel tarafından sağlanan ve difüzör ekranlar ile homojenize edilir. Böylece, yüksek hızlı kameralar çarpışan toz ışıklı bir ekranın önünde karanlık nesneleri toplayan görüntüleyebilirsiniz. Titremeyi önlemek için, LED'ler DC güç vardır.
Düşük çarpışma hızları elde etmek için, her iki toz agrega bir çift serbest bırakma mekanizması içinde, birbirleri üzerine yerleştirilir. G, v = gt bir nispi hızındaki düşük bir sonuç daha önce üst agrega t bir bırakma süresi = 9.81 m / sn 2 Dünya'nın yerçekimi ivmesi olmak. İki yönden ayrı 90 ° 'den çarpışma görüntülemek iki yüksek hızlı kameralar, genellikle iki toz büyüklükler arasında yayımlanan (genellikle üst parçacığın sonra / 2 t). Kameralar kamera etkisi ile sonlandırılır sürekli kayıt modunda, çalıştırmakkum kova içine sahipleri. Bu çalışma modunda maksimum kare hızı megapiksel çözünürlükte saniyede 1.000 görüntülerdir. Bu kurulum ile, m / sn elde edilmiştir 0.01 altına kadar hızlar. Nedeniyle çift salma mekanizmasının mekanik kurulum sınırlamaları, maksimum bağıl çarpışma hızı ~ 3 m / sn 'dir. Boyutu kadar 5 cm toz agrega içeren Çarpışmalar bu açılan kulede incelenmiştir. Yüksek çarpışma hızları için yukarı düzgün toz dikey yukarı yönde 5 m / sn 'ye kadar agrega hızlandırmak için yetenekli bir elektromanyetik hızlandırıcı ile donatılmıştır ~ 10 m / san, ikinci bir damla kule kullanılır için. Diğer toz agrega bir çift kanat trap-kapak açma mekanizması ile düzenlenen ve herhangi bir zamanda serbest düşüşe dönüşünü serbest bırakılabilir. İşte, o serbest düşen kameralar kullanmak mantıklı değil. Biz oldukça saniye ve megapiksel çözünürlüğe başına kadar 7.500 kare ile iki sabit yüksek hızlı kameralar kullanıyoruz. Nedeniyle büyük Diamet içinBu açılan kulenin er, toz (ve muhtemelen yukarıda) boyutu 10 cm kullanılabilecek kadar toplar.
Protocol
Representative Results
Discussion
Nedeniyle yüksek mekanik hassas, iki damla kuleleri başarısızlık oranı son derece düşüktür. Numune hazırlama boyut, şekil ve istenilen toz agrega emiciliği bağlı olarak, birkaç saate kadar sürebilir, çünkü bu, büyük önem taşımaktadır. Bu, çok yüksek bir gözeneklilik ile büyük toz agrega, ve böylece, kullanımı zor ve son derece kırılgan olduğu belirtilmelidir. Bu toz agrega açılan kuleye kalıp veya aktarımı kapalı çıkarılması sırasında zarar meydana gelebilir. Bu durumda, yeni bir numune hazırlanmalıdır. Bu nedenle, küçük bir damla kule güvenilir (ve tahmin edilebilir) çarpışma hızları, aşağı 0.01 m / sn '11,13 sağlar önemlidir. Şimdiye kadar elde düşük darbe hızı 0.004 m / sn idi. Bu küçük darbe hızının sadece bir mikrogravite ortamında ücretsiz parçacıkların ulaşılabilir. Laboratuvar damla kule böyle bir mikrogravite tesisin ucuz ve çok yönlü bir hayata geçirilmesidir.
Alternatidüşük darbe hızları (elektromanyetik ya da aerodinamik havalanma ile) ama genellikle çarpışmalar analizinde hesaba katılması gereken çarpışan parçacıklar arasında bir kuvvet sebep kaldırma teknikleri 14,15 yararlanmak elde edilmesi için yöntemler ve. Ayrıca, kaldırma genellikle istenmeyen ise, dönme içermeyen çarpışmalar izin vermez, ancak, diğer taraftan, daha da döner parçacıklar arasındaki çarpışmalar gerçekçi simülasyonlar izin verebilir, dönme hareketi 14 neden olur. Aerodinamik havalanma durumunda, çarpışma sırasında hava yastığı etkisi protoplanetary disklerde bu eşleşmiyor istenmeyen koşulları neden olabilir. O zaman sınırlaması gerekli ise damla kuleye bir alternatif olarak kabul edilmesi gerekir böylece Ancak, kaldırma sınırsız gözlem süresi ve tekrarlanabilir deneyler sağlar. Tüm çabalarımız bugüne kadar karasal-gezegen oluşumu r silikat bir temsilcisi olarak SiO 2 konsantre edilmişGenç Güneş Sistemleri egion. Protoplanetary disklerin kütlesinin çok su buz yoğunlaşma noktasının ötesinde konsantre edilir olarak, aynı zamanda um boyutlu H 2 O-buz danelerden oluşan agrega çarpışma davranışını incelemek için gereklidir. Biz şu anda bu amaç için bir cryo-vakum damla kule kuruyorsanız. Bu tür deneylerde simülasyon sıcaklıklar altındaki "kar hattı" su buharı olan iç bölge böler protoplanetary disklerde sözde "kar çizgi" (sıcaklığıdır ~ 150 K, olması gerektiğini belirtmek gerekir o) bir katı buz su olarak bulunan dış bölgelerinden aşaması. Bu mikron büyüklüğünde buz-su parçacıkların oluşumu mümkündür ve bir sonraki 1-2 yıl içinde çarpışma davranışı ilk sonuçlar için olumlu olduğu kadar büyüklükler bunların 16 üretilebildiğini göstermiştir.
Offenlegungen
The authors have nothing to disclose.
Acknowledgements
The authors thank the Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), the Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG), and the TU Braunschweig for continual support of our laboratory activities. The low-velocity drop tower has been established under DLR grant 50WM0936, the high-velocity drop tower has been developed under DFG grant INST 186/959-1 as part of the CRC 963 “Astrophysical Flow Instabilities and Turbulence”.
Materials
| Monodisperse SiO2 particles | Micromod | 43-00-153 | Particle diameter 1.52 ± 0.06 µm; particle shape spherical |
| Polydisperse SiO2 particles | Sigma-Aldrich | S5631 | Particle diameter 0.1 – 10 µm; particle shape irregular |
Referenzen
- Blum, J., Wurm, G. The Growth Mechanisms of Macroscopic Bodies in Protoplanetary Disks. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46, 21-56 (2008).
- Johansen, A., Blum, J., Tanaka, H., Ormel, C. W., Bizzarro, M., Rickman, H. The Multifaceted Planetesimal Formation Process. Protostars & Planets VI. University of Arizona Space Science Series. , (2014).
- Blum, J., Zsom, A., Ormel, C. W., Dullemond, C. P. The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? I. Mapping the zoo of laboratory collision experiments. Astronomy and Astrophysics. 513, (2010).
- Zsom, A., Ormel, C. W., Güttler, C., Blum, J., Dullemond, C. P. The outcome of protoplanetary dust growth: pebbles, boulders, or planetesimals? II. Introducing the bouncing barrier. Astronomy and Astrophysics. 513, (2010).
- Testi, L., et al. Dust Evolution in Protoplanetary Disks. Protostars & Planets VI. University of Arizona Space Science Series. , (2014).
- Youdin, A. N., Goodman, J. Streaming Instabilities in Protoplanetary Disks. The Astrophysical Journal. 620, 459-469 (2005).
- Johansen, A., Youdin, A. N., Klahr, H. Particle Clumping and Planetesimal Formation Depend Strongly on Metallicity. The Astrophysical Journal Letters. 704, (2009).
- Bai, X. N., Stone, J. M. Dynamics of Solids in the Midplane of Protoplanetary Disks: Implications for Planetesimal Formation. The Astrophysical Journal. 722, 1437-1459 (2010).
- Windmark, F., Birnstiel, T., Güttler, C., Blum, J., Dullemond, C. P., Henning, T. h. Planetesimal formation by sweep-up: How the bouncing barrier can be beneficial to growth. Astronomy and Astrophysics. 540, (2012).
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., Dullemond, C. P. Breaking through: The effects of a velocity distribution on barriers to dust growth. Astronomy and Astrophysics. , 544 (2012).
- Garaud, P., Meru, F. From Dust to Planetesimals: An Improved Model for Collisional Growth in Protoplanetary Disks. The Astrophysical Journal. 764, 146 (2013).
- Schräpler, R., Blum, J., Seizinger, A., Kley, W. The physics of protoplanetesimal dust agglomerates. VII. The low-velocity collision behavior of large dust agglomerates. The Astrophysical Journal. 758, 35 (2012).
- Beitz, E., Güttler, C., Blum, J., Meisner, T., Teiser, J., Wurm, G. Low-velocity collisions of centimeter-sized dust aggregates. The Astrophysical Journal. 736, 34 (2011).
- Beitz, E., Blum, J., Mathieu, R., Pack, A., Hezel, D. C. Experimental investigation of the nebular formation of chondrule rims and the formation of chondrite parent bodies. Geochimica et Cosmochimica Acta. 116, 41-51 (2013).
- Jankowski, T., et al. Crossing barriers in planetesimal formation: The growth of mm-dust aggregates with large constituent grains. Astronomy and Astrophysics. 542, (2012).
- Gundlach, B., Kilias, S., Beitz, E., Blum, J. Micrometer-sized ice particles for planetary-science experiments – I. Preparation, critical rolling friction force, and specific surface energy. Icarus. 214, 717-723 (2011).
