原行星盘中基于碰撞聚融的吸积

太阳系的形成被认为是围绕原恒星的多阶段过程。Whipple首先指出，由颗粒聚集形成的小行星生长受气体阻力强烈影响；在米尺度存在一个“瓶颈”，此类天体会迅速旋入中心恒星，而更小或更大的颗粒则不会。因此，成功的行星吸积需要小行星快速生长至千米尺度。一个普遍接受的观点是，当碰撞速度$V_c$超过特定阈值碰撞速度${V_{th}} \sim$ 0.1-10 cm s$^{-1}$时，颗粒聚集无法发生；弹性反弹克服了吸引性的表面力与分子间力。然而，如果假设所有碰撞均为完全粘附，则该瓶颈可通过小行星的快速生长来克服。尽管先前的工作明确探讨了碰撞压力的影响以及颗粒破裂或穿透的可能性，但物质相行为（相图、非晶态与多晶型）的基本作用却被忽视了。本文表明，表面相变的新特性为通过碰撞熔融或非晶化/多晶化及聚融实现高效粘附提供了物理基础，从而将初级吸积的碰撞速度范围扩展至$\Delta V_c \sim$ 1-100 m s$^{-1}$，该范围涵盖了湍流RMS速度以及巨石大小与微小颗粒之间的速度差$\sim$ 1-50 m s$^{-1}$。因此，当旋入的米级天体在这种高速碰撞聚融区域与较小颗粒碰撞时，它们会迅速生长至千米尺度，进而在光致蒸发风清除源物质盘之前约$10^5$年内稳定至开普勒轨道。