Процес, при който малки скални или ледени тела се сблъскват и образуват по-големи протопланети
1. Въведение: от прахови зърна до планетезимали
Когато нова звезда се формира в молекулно облаче, около нея се образува протопланетен диск – съставен от газове и прах – който става основната суровина за формирането на планети. Въпреки това пътят от прахови зърна с размери под микрона до планети с размерите на Земята или дори Юпитер далеч не е лесен. Акрецията на планетезимали свързва ранната еволюция на праха (растеж, фрагментация и слепване на зърната) с образуването на крайни тела с размери от километри до стотици километри, наречени планетезимали. Веднага щом се появят планетезималите, гравитационното взаимодействие и сблъсъците им позволяват да нараснат до протопланети, които в крайна сметка определят разпределението на развиващите се планетни системи.
- Защо е важно: Планетезималите са „строителните блокове“ на всички скалисти и много газови планети. Те съществуват и в настоящите тела като астероиди, комети и обекти от пояса на Кайпер.
- Предизвикателства: Простите схеми за сблъсък и слепване спират в диапазона от сантиметри до метри поради вредни сблъсъци или бърз радиален дрейф. Предложените решения – нестабилност при текене (streaming) или акреция на „камъчета“ (pebble) – позволяват да се заобиколи тази „бариера при размери от метри“.
Накратко, акрецията на планетезимали е съществен етап, който от малки, субмилиметрови зърна в диска създава зачатъците на бъдещите планети. Разбирането на този процес означава да отговорим как светове като Земята (а вероятно и много екзопланети) са се родили от космически прах.
2. Първата бариера: растеж от прахови до метрови обекти
2.1 Коагулация и сцепление на прахови частици
Прахови зърна в диска започват на микрометрово ниво. Те могат да се свързват в по-големи образувания:
- Брауново движение: Леките сблъсъци между зърната протичат бавно, затова те могат да се свържат чрез ван дер Ваалсови или електростатични сили.
- Турбулентни движения: В турбулентна дискова среда малко по-големите зърна се срещат по-често, позволявайки формирането на скупчвания с размери мм–см.
- Ледени частици: Над границата на студа ледени обвивки могат да стимулират по-ефективно сцепление, ускорявайки растежа на зърната.
Такива сблъсъци могат да създадат „пухкави“ скупчвания, достигнали до милиметрови или сантиметрови размери. Но с увеличаването на зърната се увеличава и скоростта на сблъсъците. При превишаване на определени граници на скорост или размер, сблъсъците могат да разрушат скупчванията, вместо да ги увеличават, създавайки частичен задънена улица (наречена „бариера на фрагментацията“) [1], [2].
2.2 Бариера при размери от метри и радиален дрейф
Дори ако зърната успеят да нараснат до размери от см до м, те се сблъскват с друго голямо предизвикателство:
- Радиален дрейф: Поради налягането газовете в диска се въртят малко по-бавно от Кеплеровата скорост, затова твърдите тела губят ъглов момент и се движат по спирала към звездата. Частици с размери от метър могат да бъдат изгубени за звездата за ~100–1000 години, без да се формират в планетезимали.
- Фрагментация: По-големите скупчвания могат да се разпаднат поради по-високи скорости на сблъсък.
- Отскачане: В някои ситуации частиците просто отскачат, без да довеждат до ефективен растеж.
Следователно постепенният растеж на зърната до километрови планетезимали е труден, ако доминират разрушителни сблъсъци и дрейф. Решението на този проблем е един от ключовите въпроси на съвременната теория за формирането на планети.
3. Как да преодолеем пречките пред растежа: предложени решения
3.1 Нестабилност при текене (streaming)
Един от възможните механизми е нестабилност при текене (англ. streaming instability, SI). При SI:
- Колективно взаимодействие на частици и газ: Частиците леко се отделят от газа, формирайки локални претоварвания.
- Положителна обратна връзка: Концентрираните частици локално ускоряват газовия поток, намалявайки въздушното съпротивление, което още повече увеличава концентрацията на частици.
- Гравитационен колапс: Накрая плътните клъстери могат да се срутят под собствената си гравитация, избягвайки бавните, постепенни сблъсъци.
Такъв гравитационен колапс бързо дава планетезимали с размер 10–100 км, които са решаващи за първоначалното формиране на протопланети [3]. Числените модели силно показват, че streaming нестабилността може да е надежден път за формиране на планетезимали, особено ако съотношението прах/газ е повишено или налягането „бугри“ концентрират твърдите частици.
3.2 Акреция на „камъчета“ (pebble)
Друг начин е акреция на „камъчета“, при която протопланетарните ядра (~100–1000 км) „събират“ частици с размери мм–см, движещи се в диска:
- Bondi/Hill радиус: Ако протопланетата е достатъчно голяма, нейната Hill сфера или Bondi радиус могат да „уловят“ камъчета, като скоростите на акреция могат да бъдат много високи.
- Ефективност на растежа: Ниска относителна скорост между камъчетата и ядрото позволява голяма част от „камъчетата“ да се присъединят, заобикаляйки необходимостта от постепенни сблъсъци между частици с подобен размер [4].
Акрецията на „камъчета“ може да е по-важна в стадия на протопланетите, но е свързана и с първичните планетезимали или „семена“, които остават.
3.3 Подструктури в диска (налягане „бугри“, вихри)
Структурите под формата на пръстени, открити от ALMA, показват възможни прахови „капани“ (напр. максимуми на налягането, вихри), където частиците се натрупват. Такива локално плътни области могат да колапсират чрез streaming нестабилност или просто да ускорят сблъсъците. Тези структури помагат да се избегне радиалният дрейф, „създавайки места“ за натрупване на прах. През хиляди орбити в тези прахови капани могат да се формират планетезимали.
4. По-нататъшен растеж отвъд планетезималите: образуване на протопланети
Веднага щом има тела с размери от порядъка на километри, поради гравитационното „събиране“ сблъсъците стават още по-чести:
- Неконтролируем (runaway) растеж: Най-големите планетезимали растат най-бързо – започва да доминира „олигархичният“ растеж. Малък брой големи протопланети контролират локалните ресурси.
- Ускорение / „потискане“: Взаимните сблъсъци и триенето на газа намаляват случайните скорости, като по-скоро насърчават акрецията, отколкото разрушаването.
- Времеви мащаб: Във вътрешните (терестриални) региони протопланетите могат да се образуват за няколко милиона години, оставяйки няколко ембриона, които по-късно при сблъсък формират крайните скалисти планети. В по-външните области ядрата на газовите гиганти изискват още по-бърза еволюция, за да успеят да привлекат газа от диска.
5. Наблюдения и лабораторни доказателства
5.1 Останали обекти в нашата Слънчева система
В нашата система са останали астероиди, комети и обекти от пояса на Кайпер като незавършени планетезимални акреции или частично формирани тела. Техният състав и разпределение позволяват да се разберат условията за формиране на планетезимали в ранната слънчева система:
- Пояс на астероиди: В областта между Марс и Юпитер се намират тела с различен химичен състав (скални, метални, въглеродни), останали от незавършената еволюция на планетезималите или орбити, нарушени от гравитацията на Юпитер.
- Комети: Ледени планетезимали отвъд снежната линия, запазващи първични летливи съединения и прах от външната част на диска.
Техните изотопни отпечатъци (например кислородни изотопи в метеорити) разкриват локалната химия на диска и процесите на радиално смесване.
5.2 Дискове от останки на екзопланети
Наблюденията на дискове от отломки (прах) (например с ALMA или Spitzer) около по-стари звезди показват ленти, където планетезималите се сблъскват. Известен пример е системата β Pictoris с огромен прахов диск и възможни (планетезимални) "бучки". По-младите, протопланетни системи имат повече газове, а по-старите – по-малко, като доминират процесите на сблъсък между останалите планетезимали.
5.3 Лабораторни експерименти и физика на частиците
Експерименти с падащи кули или микрогравитационни тестове изследват сблъсъците на прахови зърна – как зърната се слепват или отскачат при определена скорост? По-големи експерименти изследват механичните свойства на съединения с размери в сантиметри. Междувременно HPC симулациите интегрират тези данни, за да видят как расте мащабът на сблъсъците. Информацията за скоростите на фрагментация, праговете на сцепление и състава на праха допълва моделите за формиране на планетезимали [5], [6].
6. Времеви мащаби и случайност
6.1 Бързо срещу бавно
В зависимост от условията в диска, планетезималите могат да се образуват бързо (за хиляди години) под въздействието на нестабилност на потока или по-бавно, ако растежът е ограничен от по-малко интензивни сблъсъци. Резултатите варират значително:
- Външна част на диска: Ниската плътност забавя формирането на планетезимали, но ледът улеснява слепването.
- Вътрешна част на диска: По-високата плътност насърчава сблъсъците, но по-високата скорост увеличава риска от вредни удари.
6.2 „Случаен път" към протопланетите
След като планетите започнат да се формират, тяхното гравитационно взаимодействие предизвиква хаотични сблъсъци, сливане или изхвърляне. В някои региони могат бързо да се образуват големи ембриони (например протопланети с размерите на Марс във вътрешната система). След като се натрупа достатъчно маса, архитектурата на системата може да "закрепи" или да продължи да се променя поради гигантски сблъсъци, както се смята в сценария за сблъсък между Земята и Тея, обясняващ произхода на Луната.
6.3 Разнообразие на системите
Наблюденията на екзопланети показват, че в някои системи близо до звездата се формират супер-Земни или горещи Юпитери, а в други се запазват широки орбити или резонансни вериги. Различните темпове на формиране и миграция на планетесималите могат да породят неочаквано различни планетарни конфигурации, дори при малки разлики в масата на диска, ъгловия момент или металичността.
7. Основни роли на планетесималите
7.1 Ядра за газови гиганти
В външната зона на диска, когато планетесималите достигнат ~10 маси на Земята, те могат да привлекат слоеве от водородно-хелиева обвивка, формирайки газови гиганти тип Юпитер. Без ядро от планетесимали, такова присъединяване на газ може да е твърде бавно, докато дискът се разсее. Затова планетесималите са изключително важни при формирането на гигантски планети в модела на акреция на ядро.
7.2 Летливи съединения
Планетесималите, формирани отвъд снежната линия, съдържат много лед и летливи вещества. По-късно, поради разпръскване или късни сблъсъци, те могат да доставят вода и органични съединения на вътрешните скалисти планети, вероятно съществено допринасяйки за обитаемостта. Водата на Земята може частично да е дошла от планетесимали в астероидния пояс или от комети.
7.3 По-малки остатъци
Не всички планетесимали се сливат в планети. Част от тях остават като астероиди, комети или обекти от пояса на Кайпер и тела, считани за троянци. Тези популации съхраняват първичния материал на диска, предоставяйки „археологически“ доказателства за условията и темповете на формиране.
8. Бъдещи изследвания в науката за планетесималите
8.1 Постижения в наблюденията (ALMA, JWST)
Наблюдения с висока резолюция могат да разкрият не само субструктури в дисковете, но и концентрации или филаменти от твърди частици, съответстващи на нестабилност в потока. Подробен химичен анализ (напр. CO изотополози, сложни органични съединения) в тези филаменти би помогнал да се потвърдят условия, благоприятни за формирането на планетесимали.
8.2 Космически мисии към малки тела
Мисии като OSIRIS-REx (за връщане на проби от Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), предстоящите Lucy (за троянски астероиди) и Comet Interceptor разширяват разбирането за състава и вътрешната структура на планетесималите. Всяко връщане на проби или близко преминаване помага за усъвършенстване на моделите за кондензация на диска, историята на сблъсъците и наличието на органични съединения, обяснявайки как планетесималите са се формирали и развивали.
8.3 Теоретични и компютърни подобрения
По-добрите частични или флуидодинамично-кинетични модели ще предоставят повече възможности за разбиране на нестабилността на потока, физиката на сблъсъците на прахови частици и процесите на различни мащаби (от субмм частици до многокилометрови планетезимали). Използвайки високоефективни HPC ресурси, можем да свържем нюансите на микроскопичните взаимодействия на частици с колективното поведение на струпванията от планетезимали.
9. Обобщение и заключителна бележка
Акрецията на планетезимали е съществен етап, при който „космическият прах“ се превръща в осезаеми светове. Започвайки с микроскопични взаимодействия при сблъсъци на прахови частици и завършвайки с нестабилност на потока, която стимулира формирането на километрови тела, появата на планетезимали е както сложен, така и необходим процес за отглеждане на планетни ембриони и в крайна сметка напълно развити планети. Наблюденията в протопланетни и debris дискове, както и примерни проби от малки тела в Слънчевата система, показват хаотично взаимодействие на сблъсъци, дрейф, сцепление и гравитационен колапс. На всеки етап – от прах до планетезимали и протопланети – се разкрива внимателно режисиран (макар и донякъде случаен) танц на материя, движен от гравитацията, орбиталната динамика и физиката на диска.
Свързвайки тези процеси, ние свързваме слепването на най-фините прахови частици в диска с грандиозните орбитални архитектури на многопланетни системи. Както Земята, така и много екзопланети започват от събирането на тези малки прахови топчета – планетезимали, които засяват цели семейства планети, които с времето могат дори да станат подходящи за живот.
Връзки и допълнително четене
- Weidenschilling, S. J. (1977). „Аеродинамика на твърди тела в слънчевата мъглявина.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). „Механизми на растеж на макроскопични тела в протопланетни дискове.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). „Бързо формиране на планетезимали в турбулентни околозвездни дискове.“ Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). „Бърз растеж на ядрата на газови гиганти чрез акреция на камъчета.“ Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). „Еволюция на праха и формиране на планетезимали.“ Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). „Пробиване на бариерите за растеж при формирането на планетезимали.“ Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). „Изграждане на земеподобни планети.“ Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.