Protsess, mille käigus väikesed kivised või jääkehakesed põrkuvad kokku ja moodustavad suuremaid protoplaneete
1. Sissejuhatus: tolmuteraosakestest planetesimaalideni
Kui uus täht moodustub molekulaarses pilves, siis selle ümber olev protoplaneetide ketas – mis koosneb gaasist ja tolmust – muutub planeetide moodustumise peamiseks tooraineks. Kuid tee mikromeetrite suurustest tolmuteraosakestest Maa või isegi Jupiteri suuruste planeetideni ei ole sugugi lihtne. Planetesimaalide akretsioon ühendab varajase tolmu evolutsiooni (tera kasvu, fragmentatsiooni ja kokkuliimimist) lõpliku kilomeetrite või sadade kilomeetrite suuruste kehade, mida nimetatakse planetesimaalideks, moodustumisega. Niipea kui planetesimaalid tekivad, võimaldavad gravitatsioonilised mõjud ja kokkupõrked neil kasvada protoplaneetideks, mis lõpuks määravad arenevate planeedisüsteemide paigutuse.
- Miks see on oluline: Planetesimaalid on „ehitusplokid“ kõigi kiviste ja paljude gaasiliste planeetide tuumades. Need säilivad ka tänapäeva kehades, nagu asteroidid, komeedid ja Kuiperi vöö objektid.
- Väljakutsed: Lihtsad kokkupõrke- ja kleepumisskeemid peatavad kasvu sentimeetrite–meetrite vahemikus kahjulike kokkupõrgete või kiire radiaalse triivi tõttu. Pakutavad lahendused – voo (streaming) ebastabiilsus või „kruusakeste“ (pebble) akretsioon – võimaldavad selle „meetri suuruse barjääri“ möödumist.
Lühidalt öeldes on planetesimaalide akretsioon oluline faas, mis loob väikestest, submillimeetristest teradest ketas tulevaste planeetide alged. Selle protsessi mõistmine tähendab vastust küsimusele, kuidas sellised maailmad nagu Maa (ja tõenäoliselt ka paljud eksoplaneedid) tekkisid kosmilisest tolmust.
2. Esimene barjäär: kasv tolmust meetrilisteks objektideks
2.1 Tolmu koagulatsioon ja kokkukuulumine
Tolmuterad ketas algavad mikromeetrite suurusjärgus. Need võivad ühineda suuremateks struktuurideks:
- Brown'i liikumine: Väikesed terade kokkupõrked toimuvad aeglaselt, võimaldades neil van der Waalsi või elektrostaattsete jõudude abil kokku kleepuda.
- Turbulentsed liikumised: Turbulentses ketta keskkonnas kohtuvad veidi suuremad terad sagedamini, võimaldades moodustada mm–cm suuruseid kogumikke.
- Jääosakesed: Külmakihi all võivad jääkoorikud soodustada tõhusamat kokkupuudet, kiirendades terakeste kasvu.
Sellised kokkupõrked võivad tekitada „lahtiseid“ kogumikke, mis kasvavad millimeetri või sentimeetri suuruseks. Kuid terade kasvades suureneb ka kokkupõrke kiirus. Kui ületada teatud kiiruse või suuruse piirid, võivad kokkupõrked lagundada kogumikke, mitte neid kasvatada, tekitades osalise ummikseisu (nn „fragmentatsioonibarjäär“). [1], [2].
2.2 Meetri suurune barjäär ja radiaalne triiv
Isegi kui terad suudavad kasvada cm–m suuruseks, seisavad nad silmitsi teise suure väljakutsega:
- Radiaalne triiv: Rõhust tingitud ketta gaasid pöörlevad veidi aeglasemalt kui Kepleri kiirus, mistõttu tahked kehakesed kaotavad nurkimpulsi ja liiguvad spiraalselt tähe suunas. Meetri suurused osakesed võivad tähe poolt kaduda umbes 100–1000 aastaga, ilma et nad jõuaksid planetesimaalideks areneda.
- Fragmentatsioon: Suuremad kogumikud võivad suuremate kokkupõrke kiiruste tõttu laguneda.
- Tagasilöök: Mõnes olukorras põrkuvad osakesed lihtsalt tagasi, ilma tõhusa kasvuta.
Seega on terakeste järkjärguline kasv kilomeetrilisteks planetesimaalideks keeruline, kui valitsevad destruktiivsed kokkupõrked ja triiv. Selle dilemmaga tegelemine on üks kaasaegse planeetide tekketeooria põhiküsimusi.
3. Kuidas ületada kasvutõkkeid: pakutavad lahendused
3.1 Voo (streaming) ebastabiilsus
Üks võimalikest mehhanismidest on voo ebastabiilsus (ingl. streaming instability, SI). SI puhul:
- Osakeste ja gaaside kollektiivne vastastikmõju: Osakesed eralduvad veidi gaasist, moodustades kohalikke ülekoormusi.
- Positiivne tagasiside: Koondunud osakesed kiirendavad kohalikult gaaside voolu, vähendades neile vastupidist tuult, mistõttu osakeste koondumine suureneb veelgi.
- Gravitatsiooniline kokkuvarisemine: Lõpuks võivad tihedad klombid kokku variseda oma gravitatsiooni tõttu, vältides aeglasi, järkjärgulisi kokkupõrkeid.
Selline gravitatsiooniline kokkuvarisemine annab kiiresti 10–100 km suuruseid planetesimaale, mis on otsustava tähtsusega protoplaneetide algseks moodustamiseks [3]. Arvutuslikud mudelid näitavad tugevalt, et voolunestabiilsus võib olla usaldusväärne planetesimaalide tekkimise tee, eriti kui tolmu ja gaasi suhe on suurenenud või rõhu küngad koondavad tahkeid osakesi.
3.2 „Kivikeste“ (pebble) akretsioon
Teine viis on „kivikeste“ akretsioon, kus protoplaneedi tuumad (~100–1000 km) „koguvad“ mm–cm suuruseid osakesi, mis liiguvad ketas:
- Bondi/Hilli raadius: Kui protoplaneet on piisavalt suur, et tema Hilli sfäär või Bondi raadius suudaks „püüda“ kivikesi, võivad akretsioonikiirused olla väga suured.
- Kasvu efektiivsus: Madal suhteline kiirus kivikeste ja tuuma vahel võimaldab suurel osal „kivikestest“ liituda, vältides järkjärguliste kokkupõrgete vajadust sarnase suurusega osakeste vahel [4].
„Kivikeste“ akretsioon võib olla protoplaneetide staadiumis olulisem, kuid on seotud ka esmaste planetesimaalide või allesjäänud „seemnetega“.
3.3 Ketta alastruktuurid (rõhu „küngad“, keerised)
ALMA poolt avastatud rõngakujulised struktuurid näitavad võimalikke tolmu „lõkse“ (nt rõhu maksimumid, keerised), kus osakesed kogunevad. Sellised kohalikult tihedad alad võivad kokku variseda voolunestabiilsuse tõttu või lihtsalt kiirendada kokkupõrkeid. Sellised struktuurid aitavad vältida radiaalset triivi, „tehes ruumi“ tolmu kogunemistele. Tuhandete orbiitide jooksul võivad nendes tolmulõksudes tekkida planetesimaalid.
4. Edasine kasv planetesimaalidest kaugemale: protoplaneetide teke
Niipea kui on kilomeetrise suurusega kehakesed, muutuvad gravitatsioonilise „koondumise“ tõttu kokkupõrked veel sagedasemaks:
- Kontrollimatu (runaway) kasv: Suurimad planetesimaalid kasvavad kõige kiiremini – algab „oligarhiline“ kasv. Väike arv suuri protoplaneete kontrollib kohalikke ressursse.
- Kiirendus / „pidurdamine“: Omavahelised kokkupõrked ja gaaside hõõrdumine vähendavad juhuslikke kiirusi, soodustades pigem akretsiooni kui lagunemist.
- Aja skaala: Sisemistes (maapealsetes) piirkondades võivad protoplanetid tekkida mõne miljoni aastaga, jättes maha mitu embrüot, mis hiljem kokkupõrates moodustavad lõplikud kivised planeedid. Välimistes piirkondades gaasihiidude tuumade arenguks on vaja veel kiirendatud evolutsiooni, et jõuda ketta gaasidega liitumiseni.
5. Vaatlused ja laboratoorsed tõendid
5.1 Jäänud objektid meie Päikesesüsteemis
Meie süsteemis on säilinud asteroidid, komeedid ja Kuiperi vöö objektid kui lõpetamata akretsiooni planetesimaalid või osaliselt moodustunud kehad. Nende koostis ja jaotus võimaldavad mõista planetesimaalide moodustumistingimusi varases Päikesesüsteemis:
- Asteroidirõngas: Marsi ja Jupiteri vahelises piirkonnas leidub erineva keemilise koostisega kehi (kiviseid, metallilisi, süsinikurikkaid), mis on jäänud lõpetamata planetesimaalide evolutsioonist või Jupiteri gravitatsiooni häiritud orbiitidest.
- Komeedid: Jäised planetesimaalid lumepiirist väljaspool, mis säilitavad esialgsed lenduvad ühendid ja tolmu ketta välimisest osast.
Nende isotoopilised signatuurid (nt hapniku isotoobid meteoriitides) paljastavad kohaliku ketta keemia ja radiaalse segunemise protsessid.
5.2 Eksoplaneetide jäänukettad
Jäätmete (tolmu) ketaste vaatlus (nt ALMA või Spitzeriga) vanemate tähtede ümber näitab vöösid, kus planetesimaalid põrkuvad. Kuulus näide on β Pictoris süsteem suure tolmukettaga, võimalike (planetesimaalsete) kehade "muhkudega". Nooremad protoplanetaarsed süsteemid sisaldavad rohkem gaase, vanemad vähem, kusjuures domineerivad kokkupõrked allesjäänud planetesimaalide vahel.
5.3 Laboratoorsed katsed ja osakeste füüsika
Vabalt langevate tornide või mikrogravitatsioonikatsetega uuritakse tolmuosakeste kokkupõrkeid – kuidas osakesed üksteisega teatud kiirusega kleepuvad või põrkuvad? Suuremahulised eksperimendid uurivad cm-suuruste ühendite mehaanilisi omadusi. Samal ajal integreeritakse HPC simulatsioonides need andmed, et näha, kuidas kokkupõrgete ulatus kasvab. Informatsioon fragmentatsiooni kiiruste, kleepumise lävendite ja tolmu koostise kohta täiendab planetesimaalide moodustumise mudeleid [5], [6].
6. Aja skaalad ja juhuslikkus
6.1 Kiire vs aeglane
Sõltuvalt ketta tingimustest võivad planetesimaalid tekkida kiiresti (tuhandete aastate jooksul) streaming- ebastabiilsuse toimel või aeglasemalt, kui kasvu piiravad vähem intensiivsed kokkupõrked. Tulemused varieeruvad oluliselt:
- Kettta välimine osa: Madal tihedus aeglustab planetesimaalide moodustumist, kuid jää hõlbustab kokkukleepumist.
- Ketta sisemine osa: Suurem tihedus soodustab kokkupõrkeid, kuid suurem kiirus suurendab kahjulike löökide riski.
6.2 „Juhuslik tee" protoplanetide suunas
Planetide hakkamisel tekitab nende gravitatsiooniline vastastikmõju kaootilisi kokkupõrkeid, liitumisi või väljatõukamisi. Mõnes piirkonnas võivad kiiresti tekkida suured embrüod (nt Marsi suurused protoplanetid sisemises süsteemis). Kui mass koguneb piisavalt, võib süsteemi arhitektuur "fikseeruda" või jätkata muutumist tohutute kokkupõrgete tõttu, nagu arvatakse Maa ja Theia kokkupõrke stsenaariumis, mis selgitab Kuu päritolu.
6.3 Süsteemide mitmekesisus
Ekso-planeetide vaatlustest nähtub, et mõnes süsteemis moodustuvad tähe lähedal super-Maad või kuumad Jupiterid, teises säilitatakse laiad orbiidid või resonantsahelad. Erinevad planetesimaalide moodustumise kiirused ja migratsiooniprotsessid võivad tekitada ootamatult erinevaid planeedisüsteemide konfiguratsioone, isegi kui ketta massi, nurkimpulsi või metallilisuse erinevused on väikesed.
7. Peamised planetesimaalide rollid
7.1 Tuumad gaasihiiglastele
Ketta välimises tsoonis, kui planetesimaalid saavutavad umbes 10 Maa massi, võivad nad tõmmata ligi vesiniku- ja heeliumi kihte, moodustades Jupiteri tüüpi gaasihiiglasi. Ilma planetesimaalide tuumata võib selline gaaside kogunemine olla liiga aeglane, kuni ketas hajub. Seetõttu on planetesimaalid eriti olulised hiiglaste planeetide moodustumisel tuuma akretsiooni mudelis.
7.2 Lenduvad ühendid
Planetesimaalid, mis moodustusid jääjoone taga, sisaldavad palju jääd ja lenduvaid aineid. Hiljem, väljaheitmise või hiliste kokkupõrgete tõttu, võivad nad tuua vett ja orgaanilisi ühendeid sisemistele kivistele planeetidele, aidates tõenäoliselt oluliselt kaasa eluvõimele. Maa vesi võis osaliselt pärineda asteroidivöö piirkonna planetesimaalidest või komeetidest.
7.3 Väiksemad jäänused
Kõik planetesimaalid ei ühine planeetideks. Mõned jäävad asteroidideks, kometideks või Kuiperi vöö objektiivideks ning Trooja kehadeks. Need populatsioonid säilitavad algse ketta materjali, pakkudes „arheoloogilisi“ tõendeid moodustumistingimuste ja -kiiruste kohta.
8. Tuleviku uuringud planetesimaalide teaduses
8.1 Vaatluste saavutused (ALMA, JWST)
Kõrglahutusega vaatlused võivad paljastada mitte ainult ketta alastruktuure, vaid ka kõvade osakeste kontsentratsioone või filamentide vooluhäiretega vastavust. Põhjalik keemiline analüüs (nt CO isotopoloogid, keerulised orgaanilised ühendid) nendes filamentides aitaks kinnitada tingimusi, mis soodustavad planetesimaalide moodustumist.
8.2 Kosmosemissioonid väikeste kehade uurimiseks
Sellised missioonid nagu OSIRIS-REx (Bennu proovide toomiseks), Hayabusa2 (Ryugu), tulevased Lucy (Trooja asteroidid) ja Comet Interceptor laiendavad arusaama planetesimaalide koostisest ja sisemisest struktuurist. Iga proovide toomine või lähedane möödumine aitab täiustada ketta kondensatsiooni mudeleid, kokkupõrke ajalugu ja orgaaniliste ühendite olemasolu, selgitades, kuidas planetesimaalid moodustusid ja arenesid.
8.3 Teoreetilised ja arvutipõhised täiustused
Paremad osakeste või vedeliku-dünaamika-kinetilised mudelid annavad rohkem võimalusi mõista voolunõrkust, tolmuosakeste kokkupõrgete füüsikat ja protsesse erinevatel skaalaastmetel (alates submm osakestest kuni mitmekilomeetriliste planetesimaalideni). Kasutades kõrge jõudlusega HPC ressursse, saame ühendada mikroskoopilised osakeste koostoimed ja kollektiivse planetesimaalide parve käitumise.
9. Kokkuvõte ja lõppsõna
Planetesimaalide akretsioon on oluline etapp, mille käigus „kosmotolm“ muutub käegakatsutavateks maailmadeks. Alates mikroskoopilistest tolmuosakeste kokkupõrgetest kuni voolunõrkuse stimuleerimiseni kilomeetriste kehade moodustumisel on planetesimaalide teke nii keeruline kui ka hädavajalik planeedi embrüote ja lõpuks täisväärtuslike planeetide kasvatamiseks. Protoplaneedisüsteemide ja jäätmekettaste vaatlused ning väikeste Päikesesüsteemi kehade näidisproovid näitavad kokkupõrgete, triivimise, kleepumise ja gravitatsioonilise kollapsi kaootilist koostoimet. Igas etapis – tolmust planetesimaalideni ja protoplaneetideni – avaldub hoolikalt lavastatud (kuigi mõnevõrra juhuslik) mateeria tants, mida juhivad gravitatsioon, orbiitne dünaamika ja ketta füüsika.
Ühendades need protsessid, seome ketta peenimate tolmuosakeste kokkukleepumise suurejooneliste mitmeplaneedisüsteemide orbiitsete arhitektuuridega. Nii Maa kui ka paljude eksoplaneetide algus on nende väikeste tolmuklombide kogunemine – planetesimaalide teke, mis külvab terveid planeedisüsteeme, mis aja jooksul võivad muutuda isegi eluks sobivaks.
Viited ja täiendav lugemine
- Weidenschilling, S. J. (1977). „Tahkete kehade aerodünaamika päikesesüsteemi tolmupilves.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). „Makroskoopiliste kehade kasvumehhanismid protoplaneedisüsteemide ketastes.“ Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). „Kiire planetesimaalide moodustumine turbulentses ümbertäheketas.“ Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). „Gaasihiidtuumade kiire kasv kivikeste akretsiooni kaudu.“ Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). „Tolmu evolutsioon ja planetesimaalide moodustumine.“ Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). „Kasvutõkete murdmine planetesimaalide moodustumisel.“ Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). „Maapealsete planeetide ehitamine.“ Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.