Proces, při kterém se malé skalnaté nebo ledové objekty srážejí a tvoří větší protoplanety
1. Úvod: od prachových zrnek k planetesimálám
Když se formuje nová hvězda v molekulárním oblaku, okolní protoplanetární disk – složený z plynů a prachu – se stává hlavní surovinou pro tvorbu planet. Cesta od prachových zrnek o velikosti mikronů až po planety velikosti Země nebo dokonce Jupitera však rozhodně není jednoduchá. Akrece planetesimál spojuje ranou evoluci prachu (růst zrnek, fragmentaci a slepování) s konečným vznikem těles o velikosti kilometrů či stovek kilometrů, nazývaných planetesimály. Jakmile se planetesimály objeví, gravitační interakce a srážky jim umožňují vyrůst v protoplanety, které nakonec určují uspořádání vyvíjejících se planetárních systémů.
- Proč je to důležité: Planetesimály jsou „stavebními bloky“ všech kamenných a mnoha plynných planetárních jader. Přetrvávají i v dnešních tělesech, jako jsou asteroidy, komety a objekty Kuiperova pásu.
- Výzvy: Jednoduché schéma srážek a slepování selhává v rozsahu centimetrů až metrů kvůli škodlivým srážkám nebo rychlému radiálnímu driftu. Navrhovaná řešení – nestabilita proudění (streaming) nebo akrece „oblázků“ (pebble) – umožňují obejít tuto „bariéru velikosti metrů“.
Stručně řečeno, akrece planetesimál je klíčová fáze, která z malých, submilimetrových zrn disku vytváří zárodky budoucích planet. Porozumět tomuto procesu znamená odpovědět na otázku, jak světy jako Země (a pravděpodobně i mnoho exoplanet) vznikly z kosmického prachu.
2. První bariéra: růst od prachu k metrovým objektům
2.1 Koagulace a soudržnost prachu
Prachová zrna v disku začínají v mikrometrovém měřítku. Mohou se spojovat do větších struktur:
- Brownův pohyb: Malé srážky zrn probíhají pomalu, takže se mohou spojit díky van der Waalsovým nebo elektrostatickým silám.
- Turbulentní pohyby: V turbulentním prostředí disku se o něco větší zrna setkávají častěji, což umožňuje vznik shluků o velikosti mm–cm.
- Lodní částice: Za hranicí mrazu mohou ledové obaly podporovat efektivnější soudržnost, čímž urychlují růst zrn.
Takové srážky mohou vytvořit „volné“ shluky, které dorostou do milimetrových či centimetrických rozměrů. S růstem zrn však roste i rychlost srážek. Překročením určitých rychlostních nebo velikostních limitů mohou srážky shluky rozbít místo aby je zvětšovaly, což vede k částečné slepé uličce (tzv. „fragmentační bariéra“). [1], [2].
2.2 Bariéra velikosti metrů a radiální drift
I když se zrnkům podaří vyrůst do velikosti cm–m, čelí dalšímu velkému problému:
- Radiální drift: Kvůli tlaku jsou plyny v disku rotující o něco pomaleji než Keplerovská rychlost, takže pevné tělesa ztrácejí moment hybnosti a spirálovitě se pohybují ke hvězdě. Částice o velikosti metrů mohou být ztraceny hvězdě během ~100–1000 let, aniž by se vytvořily planetesimály.
- Fragmentace: Větší shluky se mohou rozpadnout kvůli vyšším rychlostem srážek.
- Odrážení: V některých situacích se částice pouze odrážejí, aniž by došlo k efektivnímu růstu.
Postupný růst zrn až do kilometrových planetesimál je tedy složitý, pokud převažují destruktivní srážky a drift. Řešení tohoto problému je jedním ze základních otázek moderní teorie formování planet.
3. Jak překonat překážky růstu: navrhovaná řešení
3.1 Nestabilita proudění (streaming)
Jedním z možných mechanismů je nestabilita proudění (angl. streaming instability, SI). V případě SI:
- Kolektivní interakce částic a plynu: Částice se částečně oddělují od plynu a vytvářejí lokální přetížení.
- Pozitivní zpětná vazba: Shromážděné částice lokálně urychlují proudění plynu, snižují odpor větru proti nim, takže koncentrace částic dále roste.
- Gravitační kolaps: Nakonec husté shluky mohou zkolabovat pod vlivem vlastní gravitace, čímž se vyhnou pomalým, postupným srážkám.
Takový gravitační kolaps rychle vytváří planetesimály o velikosti 10–100 km, které jsou klíčové pro počáteční formování protoplanet [3]. Numerické modely silně naznačují, že proudová nestabilita může být spolehlivou cestou ke vzniku planetesimál, zejména pokud je zvýšený poměr prachu k plynu nebo tlakové hrboly shromažďují pevné částice.
3.2 Akrece „kamínků“ (pebble)
Další způsob je akrece „kamínků“, kdy protoplanetární jádra (~100–1000 km) „sbírají“ mm–cm částice pohybující se v disku:
- Bondi/Hillův poloměr: Pokud je protoplaneta dostatečně velká, aby její Hillova sféra nebo Bondiho poloměr mohly „chytit“ kamínky, mohou být rychlosti akrece velmi vysoké.
- Efektivita růstu: Nízká relativní rychlost mezi kamínky a jádrem umožňuje velké části „kamínků“ přilnout, čímž se obejde nutnost postupných srážek mezi částicemi podobné velikosti [4].
Akrece „kamínků“ může být důležitější ve fázi protoplanet, ale souvisí také s primárními planetesimály nebo „semínky“, která zůstala.
3.3 Substruktury disku (tlakové „hrboly“, víry)
Struktury ve tvaru prstence objevené ALMA naznačují možné prachové „pastí“ (např. tlakové maxima, víry), kde se částice hromadí. Takové lokálně husté oblasti mohou kolabovat díky proudové nestabilitě nebo jednoduše rychle podporovat srážky. Tyto struktury pomáhají zabránit radiálnímu driftu tím, že „vytvářejí místa“ pro hromadění prachu. V těchto prachových pastích se během tisíců oběhů mohou formovat planetesimály.
4. Další růst nad planetesimály: vznik protoplanet
Jakmile jsou tělesa o velikosti kilometrů, díky gravitacímu „shlukování“ jsou srážky ještě častější:
- Nekontrolovaný (runaway) růst: Největší planetesimály rostou nejrychleji – začíná dominovat „oligarchický“ růst. Malý počet velkých protoplanet ovládá lokální zdroje.
- Zrychlení / „tlumení“: Vzájemné srážky a tření plynů snižují náhodné rychlosti, čímž více podporují akreci než rozpad.
- Časový rozsah: Vnitřní (terestrické) oblasti protoplanet mohou vzniknout během několika milionů let, přičemž zanechávají několik embryí, která se později srazí a vytvoří konečné skalnaté planety. Vnější oblasti vyžadují ještě rychlejší evoluci jader plynných obrů, aby stihly zachytit plyn z disku.
5. Pozorování a laboratorní důkazy
5.1 Zbývající objekty v naší Sluneční soustavě
V naší soustavě přetrvávají asteroidy, komety a objekty Kuiperova pásu jako nedokončené akreční planetesimály nebo částečně formovaná tělesa. Jejich složení a rozložení umožňuje pochopit podmínky formování planetesimál v raném slunečním systému:
- Pás asteroidů: V oblasti mezi Marsem a Jupiterem se nacházejí tělesa různých chemických složení (horninová, kovová, uhlíkatá), pozůstatky nedokončené evoluce planetesimál nebo orbit narušených Jupiterovou gravitací.
- Komet: Ledové planetesimály za sněžnou hranicí, uchovávající původní těkavé sloučeniny a prach z vnější části disku.
Jejich izotopové podpisy (např. izotopy kyslíku v meteoritech) odhalují lokální chemii disku a radiální míchací procesy.
5.2 Disky pozůstatků exoplanet
Pozorování prachových disků (např. pomocí ALMA nebo Spitzeru) kolem starších hvězd ukazují pásy, kde se planetesimály srážejí. Známým příkladem je systém β Pictoris s obrovským prachovým diskem a možnými "hrboly" (planetesimálními tělesy). Mladší protoplanetární systémy mají více plynů, zatímco starší méně, kde dominují procesy srážek zbývajících planetesimál.
5.3 Laboratorní experimenty a fyzika částic
Pády z věže nebo mikrogravitace testují srážky prachových zrnek – jak se zrnka k sobě lepí nebo odrážejí při určité rychlosti? Větší experimenty zkoumají mechanické vlastnosti sloučenin o velikosti cm. Mezitím HPC simulace integrují tato data, aby ukázaly, jak roste rozsah srážek. Informace o rychlostech fragmentace, prahových hodnotách slepení a složení prachu doplňují modely formování planetesimál [5], [6].
6. Časové škály a náhoda
6.1 Rychlé versus pomalé
V závislosti na podmínkách disku se planetesimály mohou tvořit rychle (během tisíců let) působením proudové nestability, nebo pomaleji, pokud růst omezují méně časté srážky. Výsledky se výrazně liší:
- Vnější část disku: Nízká hustota zpomaluje formování planetesimál, ale led usnadňuje slepování.
- Vnitřní část disku: Vyšší hustota podporuje srážky, ale vyšší rychlost zvyšuje riziko škodlivých nárazů.
6.2 „Náhodná cesta" k protoplanetám
Jak se začaly formovat planetesimály, jejich gravitační interakce způsobily chaotické srážky, slučování nebo vyhození. V některých oblastech se mohly rychle formovat velké embrya (např. protoplanety velikosti Marsu vnitřní části soustavy). Po nahromadění dostatečné hmoty se architektura soustavy mohla "zafixovat" nebo dále měnit kvůli obrovským srážkám, jak se předpokládá v scénáři srážky Země a Thei, vysvětlujícím původ Měsíce.
6.3 Různorodost systémů
Pozorování exoplanet ukazují, že v některých systémech se blízko hvězdy tvoří super-Země nebo horké Jupitery, zatímco jinde zůstávají široké oběžné dráhy nebo rezonanční řetězce. Různé rychlosti formování planetesimál a migrační procesy mohou vytvářet nečekaně odlišné planetární konfigurace i při malých rozdílech v hmotě disku, momentu hybnosti nebo metalicitě.
7. Hlavní role planetesimál
7.1 Jádra plynných obrů
Ve vnější zóně disku, když planetesimály dosáhnou ~10 hmot Země, mohou přitáhnout vrstvy vodíku a helia, tvořící Jupiteru podobné plynové obry. Bez planetesimálního jádra může být takové zachycení plynů příliš pomalé, než disk zmizí. Proto jsou planetesimály klíčové při formování obřích planet v modelu akrece jádra.
7.2 Těkavé sloučeniny
Planetesimály vzniklé za sněžnou hranicí obsahují hodně ledu a těkavých látek. Později, v důsledku vyhození nebo pozdních kolizí, mohou přinést vodu a organické sloučeniny do vnitřních kamenných planet, možná významně přispívajíc k obyvatelnosti. Zemská voda mohla částečně pocházet z planetesimál v pásu asteroidů nebo z komet.
7.3 Menší pozůstatky
Ne všechny planetesimály se spojí do planet. Některé zůstávají jako asteroidy, komety nebo objekty Kuiperova pásu a tělesa považovaná za Trojany. Tyto populace uchovávají primární materiál disku a poskytují „archeologické“ důkazy o podmínkách a rychlostech formování.
8. Budoucí výzkum planetesimální vědy
8.1 Úspěchy pozorování (ALMA, JWST)
Pozorování s vysokým rozlišením mohou odhalit nejen substruktury disků, ale i koncentrace či filamenty pevných částic odpovídající nestabilitě toku. Podrobná chemická analýza (např. CO izotopologové, složité organické sloučeniny) v těchto filamentách by pomohla potvrdit podmínky příznivé pro tvorbu planetesimál.
8.2 Kosmické mise k malým tělesům
Mise jako OSIRIS-REx (sběr vzorků z Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), nadcházející Lucy (trojští asteroidi) a Comet Interceptor rozšiřují porozumění složení a vnitřní struktuře planetesimál. Každý návrat vzorků nebo blízké průlety pomáhají zdokonalit modely kondenzace disku, kolizní historie a přítomnosti organických sloučenin, vysvětlující, jak se planetesimály formovaly a vyvíjely.
8.3 Teoretická a počítačová vylepšení
Lepší částicové nebo fluidně-kinetické modely poskytnou více možností pochopit proudové nestability, fyziku prachových srážek a procesy na různých škálách (od submm zrnek po vícekilometrové planetesimály). Využitím vysoce výkonných HPC zdrojů můžeme spojit mikroskopické nuance interakcí zrn a kolektivní chování planetesimálního hejna.
9. Shrnutí a závěrečná poznámka
Akrece planetesimál je klíčovým krokem, kdy se „kosmický prach“ mění v hmatatelné světy. Od mikroskopických interakcí prachových srážek až po proudové nestability podporující formování kilometrových těles, vznik planetesimál je zároveň komplexní i nezbytný pro růst planetárních embryí a nakonec plně vyvinutých planet. Pozorování v protoplanetárních a debris discích a vzorky z malých těles Sluneční soustavy ukazují chaotickou interakci srážek, driftu, kohezí a gravitačního kolapsu. V každé fázi – od prachu přes planetesimály až po protoplanety – se odhaluje pečlivě zaranžovaný (i když částečně náhodný) tanec materiálu řízený gravitací, orbitální dynamikou a fyzikou disku.
Spojujeme-li tyto procesy, propojujeme slepování nejjemnějšího prachu v disku s velkolepými orbitálními architekturami multiplanetárních systémů. Stejně jako Země, i mnoho exoplanet začíná shlukováním těchto drobných prachových zrnek – planetesimál, které vysévají celé rodiny planet, jež se časem mohou stát dokonce obyvatelnými.
Odkazy a další čtení
- Weidenschilling, S. J. (1977). „Aerodynamika pevných těles v sluneční mlhovině.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). „Mechanismy růstu makroskopických těles v protoplanetárních discích.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). „Rychlé formování planetesimál v turbulentních circumstelárních discích.“ Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). „Rychlý růst jader plynných obrů akrecí oblázků.“ Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). „Evoluce prachu a formování planetesimál.“ Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). „Překonání růstových bariér při formování planetesimál.“ Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). „Budování terestrických planet.“ Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.