由流不稳定性形成的行星天体的径向结构

彗星和小行星被认为包含以毫米至厘米尺度卵石形式存在的原始构建块。形成这些小天体的一种可行增长机制是通过流不稳定性（SI），其中卵石在气体阻力存在下聚集并引力坍缩为星子或彗星。然而，大多数 SI 模拟是全球性的，缺乏分辨率来追踪卵石云在其希尔半径内的最终坍缩阶段。我们的目标是通过代表性粒子方法追踪受相互碰撞和气体阻力作用的引力束缚卵石云的坍缩。我们确定了坍缩核的径向卵石尺寸分布以及卵石相互碰撞对尺寸分布的影响。我们发现云演化过程中从未达到维里平衡，且一般而言，给定斯托克斯数（St）的卵石按从空气动力学最大到空气动力学最小的顺序坍缩为光学厚核。我们表明，在核变为光学厚的地点，终端速度远低于碎裂阈值速度。虽然碰撞处理在云演化过程中可忽略不计，但确实发生的碰撞是黏附性的。这些结果支持了彗星和小行星体由毫米至厘米尺寸范围的原始卵石组成的观测。