Prosessi, jossa pienet kiviset tai jääkappaleet törmäävät ja muodostavat suurempia protoplaneettoja
1. Johdanto: pölyhiukkasista planetesimaaleihin
Kun uusi tähti muodostuu molekyylipilvessä, sitä ympäröivä protoplanetaarinen kiekko – joka koostuu kaasuista ja pölystä – toimii planeettojen muodostumisen pääraaka-aineena. Kuitenkin matka mikronikokoisista pölyhiukkasista Maata tai jopa Jupiteria suurempiin planeettoihin ei suinkaan ole yksinkertainen. Planetesimaalien akkretio yhdistää varhaisen pölyn evoluution (hiukkasten kasvun, fragmentaation ja tarttumisen) lopulliseen kilometrien tai satojen kilometrien kokoisten kappaleiden, joita kutsutaan planetesimaaleiksi, muodostumiseen. Heti kun planetesimaalit ovat syntyneet, gravitaatiovuorovaikutukset ja törmäykset mahdollistavat niiden kasvun protoplaneetoiksi, jotka lopulta määräävät kehittyvien planeettajärjestelmien rakenteen.
- Miksi tämä on tärkeää: Planetesimaalit ovat "rakennuspalikoita" kaikkien kivisten ja monien kaasumaisten planeettojen ytimissä. Ne säilyvät myös nykyisissä kohteissa, kuten asteroideissa, komeetoissa ja Kuiperin vyöhykkeen kohteissa.
- Haasteet: Yksinkertaiset törmäys- ja tarttumismallit pysähtyvät sentti–metrin mittakaavassa haitallisten törmäysten tai nopean säteisdriftin vuoksi. Ehdotetut ratkaisut – virtaus (streaming) epävakaus tai "kivien" (pebble) akretio – mahdollistavat tämän "metrimitan esteen" kiertämisen.
Lyhyesti sanottuna planetesimaalien akretiovaihe on olennainen vaihe, joka pienistä, submillimetrin kokoisista jyvistä kiekossa luo tulevien planeettojen alkioita. Tämän prosessin ymmärtäminen tarkoittaa vastaamista siihen, miten sellaiset maailmat kuin Maa (ja todennäköisesti monet eksoplaneetat) syntyivät kosmisesta pölystä.
2. Ensimmäinen este: kasvu pölystä metrisiin kohteisiin
2.1 Pölyn koagulaatio ja tarttuminen
Pölyjyvät kiekossa alkavat mikromittakaavassa. Ne voivat liittyä suuremmiksi rakenteiksi:
- Brownin liike: Pienet jyvien törmäykset tapahtuvat hitaasti, joten ne voivat tarttua van der Waalsin tai elektrostaattisten voimien avulla.
- Turbulenttiset liikkeet: Turbulentissa kiekkoympäristössä hieman suuremmat jyvät kohtaavat useammin, mahdollistaen mm–cm kokoisten kokoonpanojen muodostumisen.
- Jäähiukkaset: Kylmän rajan ulkopuolella jääkuoret voivat edistää tehokkaampaa tarttumista, nopeuttaen jyvien kasvua.
Tällaiset törmäykset voivat muodostaa "hajoavia" kokoonpanoja, jotka kasvavat millimetrin tai senttimetrin kokoisiksi. Kuitenkin jyvien kasvaessa myös törmäysnopeus kasvaa. Tiettyjen nopeus- tai kokorajojen ylityttyä törmäykset voivat hajottaa kokoonpanoja sen sijaan, että ne kasvaisivat, aiheuttaen osittaisen umpikujaan (ns. "fragmentaatioesteen"). [1], [2].
2.2 Metrin kokoinen este ja säteisdrifti
Vaikka jyvät onnistuisivat kasvamaan sentti- tai metrimittoisiksi, ne kohtaavat toisen suuren haasteen:
- Säteisdrifti: Paineen tukemat kiekon kaasut pyörivät hieman hitaammin kuin Keplerin nopeus, joten kiinteät kappaleet menettävät kulmamomenttia ja liikkuvat spiraalimaisesti tähteä kohti. Metritason hiukkaset voivat kadota tähteen noin 100–1000 vuodessa muodostumatta planetesimaaleiksi.
- Fragmentaatio: Suuremmat kokoonpanot voivat hajota suurempien törmäysnopeuksien vuoksi.
- Pomppiminen: Joissakin tilanteissa hiukkaset vain pomppaavat, eivätkä aiheuta tehokasta kasvua.
Siten pelkkä jyvien asteittainen kasvu kilometriluokan planetesimaaleiksi on haastavaa, jos hallitsevat tuhoisat törmäykset ja drifti. Tämän dilemman ratkaisu on yksi nykyaikaisen planeettojen muodostumisteorian kulmakivistä.
3. Kuinka voittaa kasvun esteet: ehdotetut ratkaisut
3.1 Virtaus (streaming) epävakaus
Yksi mahdollisista mekanismeista on virtausepävakaus (engl. streaming instability, SI). SI-tapauksessa:
- Hiukkasten ja kaasun kollektiivinen vuorovaikutus: Hiukkaset irtoavat hieman kaasusta muodostaen paikallisia ylikuormituksia.
- Positiivinen takaisinkytkentä: Paikallisesti keskittyneet hiukkaset nopeuttavat kaasun virtausta, vähentäen vastatuulta, jolloin hiukkasten keskittyminen lisääntyy entisestään.
- Gravitaatioromahdus: Lopulta tiheät kokoonpanot voivat romahtaa oman gravitaationsa vaikutuksesta, välttäen hitaita, asteittaisia törmäyksiä.
Tällainen gravitaatioromahdus tuottaa nopeasti 10–100 km kokoisia planetesimaaleja, jotka ovat kohtalokkaita protoplaneettojen alkuperäiselle muodostumiselle [3]. Numeraaliset mallit osoittavat vahvasti, että virtausinstabiliteetti voi olla luotettava planetesimaalien muodostumisreitti, erityisesti jos pölyn ja kaasun suhde on kasvanut tai paineen harjut keräävät kiinteitä hiukkasia.
3.2 "Kivien" (pebble) akkretaatio
Toinen tapa on "kivien" akkretaatio, jossa protoplaneettiset siemenet (~100–1000 km) "keräävät" kiekossa liikkuvia mm–cm kokoisia hiukkasia:
- Bondi/Hillin säde: Jos protoplaneetta on tarpeeksi suuri, sen Hillin pallo tai Bondin säde voi "pyydystää" kiviä, jolloin akkretaation nopeudet voivat olla hyvin suuria.
- Kasvun tehokkuus: Pieni suhteellinen nopeus kivien ja ytimen välillä mahdollistaa suuren osan "kivistä" liittymisen, kiertäen asteittaisten törmäysten tarpeen saman kokoisten hiukkasten välillä [4].
"Kivien" akkretaatio voi olla tärkeämpää protoplaneettavaiheessa, mutta liittyy myös alkuperäisiin planetesimaaleihin tai säikeisiin, jotka ovat säilyneet.
3.3 Kiekon alirakenteet (paineen "harjut", pyörteet)
ALMA:n havaitsemat rengasmaiset rakenteet viittaavat mahdollisiin pöly"ansoihin" (esim. paineen maksimikohtiin, pyörteisiin), joissa hiukkaset kerääntyvät. Tällaiset paikallisesti tiheät alueet voivat romahtaa virtausinstabiliteetin vuoksi tai yksinkertaisesti edistää törmäyksiä nopeasti. Tällaiset rakenteet auttavat välttämään radiaalista vaippaa "luomalla tilaa" pölyn kertymille. Tuhansien ratojen aikana näissä pölyansoissa voi muodostua planetesimaaleja.
4. Planetesaimaalien jälkeinen kasvu: protoplaneettojen muodostuminen
Heti kun on kilometrin kokoisia kappaleita, gravitaatiokeskittymän vuoksi törmäykset lisääntyvät entisestään:
- Hallitsematon (runaway) kasvu: Suurimmat planetesimaalit kasvavat nopeimmin – alkaa "oligarkkinen" kasvu. Pieni määrä suuria protoplaneettoja hallitsee paikallisia resursseja.
- Kiihdytys / "vaimennus": Väliset törmäykset ja kaasujen kitka vähentävät satunnaisia nopeuksia, edistäen enemmän akkretaatiota kuin hajoamista.
- Aikaskaala: Sisäisillä (maanpäällisillä) alueilla protoplaneetat voivat muodostua muutamassa miljoonassa vuodessa, jättäen useita alkioita, jotka myöhemmin törmätessään muodostavat lopulliset kiviplaneetat. Ulommilla alueilla kaasujättiläisten ytimiin tarvitaan vielä nopeampaa evoluutiota, jotta ne ehtivät kerätä kiekon kaasuja.
5. Havainnot ja laboratoriotodisteet
5.1 Jäljelle jääneet kohteet aurinkokunnassamme
Järjestelmässämme on säilynyt asteroideja, komettoja ja Kuiperin vyöhykkeen kohteita keskeneräisinä planetesimaaleina tai osittain muodostuneina kappaleina. Niiden koostumus ja sijainti auttavat ymmärtämään planetesimaalien muodostumisen olosuhteita varhaisessa aurinkokunnassa:
- Asteroidivyö: Marsin ja Jupiterin välisellä alueella on erilaisia kemiallisia koostumuksia omaavia kappaleita (kivisiä, metallisia, hiilipitoisia), jotka ovat jäämiä kesken jääneestä planetesimaalien evoluutiosta tai Jupiterin gravitaation häiritsemiltä radoilta.
- Kometat: Jäiset planetesimaalit lumen rajan takaa, jotka säilyttävät alkuperäiset haihtuvat yhdisteet ja pölyn levyn ulko-osasta.
Niiden isotooppiset merkit (esim. hapen isotoopit meteoriiteissa) paljastavat levyn paikallisen kemian ja radiaalisen sekoittumisen prosessit.
5.2 Eksoplaneettojen jäänteiden levyt
Jätediskojen (pölylevyjen) havainnot (esim. ALMA:lla tai Spitzerillä) vanhempien tähtien ympärillä osoittavat vyöhykkeitä, joissa planetesimaalit törmäävät. Kuuluisa esimerkki on β Pictoris -järjestelmä suurella pölylevyllä ja mahdollisilla (planetesimaalisten) kappaleiden "kyhmyillä". Nuoremmilla protoplaneettajärjestelmillä on enemmän kaasuja, vanhemmilla vähemmän, jolloin jäljellä olevien planetesimaalien törmäysprosessit hallitsevat.
5.3 Laboratoriokokeet ja hiukkasfysiikka
Putousten tornien tai mikrogravitaatiokokeet tutkivat pölyhiukkasten törmäyksiä – miten hiukkaset tarttuvat toisiinsa tai kimpoavat tietyllä nopeudella? Suuremmat kokeet tutkivat senttimetrin kokoisten kokoonpanojen mekaanisia ominaisuuksia. Samaan aikaan HPC-simulaatiot yhdistävät nämä tiedot nähdäkseen, miten törmäysten mittakaava kasvaa. Tiedot fragmentaation nopeuksista, tarttumisrajoista ja pölyn koostumuksesta täydentävät planetesimaalien muodostumismalleja [5], [6].
6. Aikaskaala ja sattuma
6.1 Nopea vastaan hidas
Levyn olosuhteista riippuen planetesimaalit voivat muodostua nopeasti (tuhansissa vuosissa) streaming-instabiliteetin vaikutuksesta tai hitaammin, jos kasvu rajoittuu vähemmän nopeisiin törmäyksiin. Tulokset vaihtelevat suuresti:
- Levyn ulkoosa: Alhainen tiheys hidastaa planetesimaalien muodostumista, mutta jää helpottaa tarttumista.
- Levyn sisäosa: Korkeampi tiheys edistää törmäyksiä, mutta suurempi nopeus lisää haitallisten iskujen riskiä.
6.2 "Satunnainen polku" protoplaneettoihin
Kun planeetat alkoivat muodostua, niiden gravitaatiovuorovaikutus aiheuttaa kaoottisia törmäyksiä, yhdistymisiä tai poistumia. Joillakin alueilla voi nopeasti muodostua suuria alkukappaleita (esim. Marsin kokoisia protoplaneettoja sisäisessä järjestelmässä). Kun massa kasvaa riittävästi, järjestelmän arkkitehtuuri voi "lukkiutua" tai muuttua edelleen valtavien törmäysten vuoksi, kuten on ajateltu Maan ja Theian törmäysskenaariossa, joka selittää Kuun syntyä.
6.3 Järjestelmien monimuotoisuus
Eksoplaneettojen havainnot osoittavat, että joissakin järjestelmissä tähden lähellä muodostuu super-Maata tai kuumia Jupitereita, kun taas toisaalla säilyy laajoja ratoja tai resonanssiketjuja. Eri planetesimaalien muodostumisnopeudet ja migraatioprosessit voivat synnyttää yllättävän erilaisia planeettakonfiguraatioita, vaikka kiekon massa, kulmamomentti tai metallisuus eroaisivat vain vähän.
7. Planetisimaalien keskeiset roolit
7.1 Ytimet kaasujättiläisille
Kiekon ulommalla alueella, kun planetesimaalit saavuttavat noin 10 Maan massaa, ne voivat houkutella vety-helium-ympärökerroksia muodostaen Jupiter-tyyppisiä kaasujättiläisiä. Ilman planetesimaalien ydintä tällainen kaasun kerääntyminen voi olla liian hidasta ennen kiekon hajaantumista. Siksi planetesimaalit ovat erittäin tärkeitä jättiläisplaneettojen muodostumisessa ydinakkretion mallissa.
7.2 Haihtuvat yhdisteet
Planetesimaalit, jotka muodostuvat lumirajan ulkopuolella, sisältävät paljon jäätä ja haihtuvia aineita. Myöhemmin, levittäytymisen tai myöhäisten törmäysten seurauksena, ne voivat tuoda vettä ja orgaanisia yhdisteitä sisempiin kiviplaneettoihin, mahdollisesti merkittävästi vaikuttaen elinkelpoisuuteen. Maan vesi on osittain voinut saapua asteroidivyöhykkeen planetesimaaleista tai komeetoista.
7.3 Pienemmät jäänteet
Kaikki planetesimaalit eivät yhdisty planeetoiksi. Osa jää asteroideiksi, komeetoiksi tai Kuiperin vyöhykkeen kohteiksi ja Troijalaisiksi kutsutuiksi kappaleiksi. Nämä populaatiot säilyttävät alkuperäisen kiekkomateriaalin tarjoten "arkeologisia" todisteita muodostumisolosuhteista ja -nopeuksista.
8. Tulevaisuuden tutkimukset planetesimaalitieteessä
8.1 Havainnointien saavutukset (ALMA, JWST)
Korkean resoluution havainnot voivat paljastaa paitsi kiekkojen alirakenteita myös kovien hiukkasten konsentraatioita tai filamentteja, jotka vastaavat virtauksen epävakautta. Yksityiskohtainen kemiallinen analyysi (esim. CO-isotopologit, monimutkaiset orgaaniset yhdisteet) näissä filamenteissa auttaisi vahvistamaan planetesimaalien muodostumiselle suotuisat olosuhteet.
8.2 Avaruustehtävät pieniin kappaleisiin
Tällaiset tehtävät kuten OSIRIS-REx (Bennu-näytteiden tuomiseksi), Hayabusa2 (Ryugu), tulevat Lucy (Troijan asteroidit) ja Comet Interceptor laajentavat ymmärrystä planetesimaalien koostumuksesta ja sisäisestä rakenteesta. Jokainen näytteiden tuonti tai läheinen ohilento auttaa parantamaan kiekon kondensaatiomalleja, törmäyshistoriaa ja orgaanisten yhdisteiden esiintymistä, selittäen, miten planetesimaalit muodostuivat ja kehittyivät.
8.3 Teoreettiset ja laskennalliset parannukset
Paremmat partikkeli- tai fluidodynamiikka-kinematiikkamallit tarjoavat lisää mahdollisuuksia ymmärtää virtausinstabiliteettia, pölyhiukkasten törmäysfysiikkaa ja eri mittakaavojen prosesseja (submm-hiukkasista monikilometrisiin planetesimaaleihin). Käyttämällä tehokkaita HPC-resursseja voimme yhdistää mikroskooppiset hiukkasten vuorovaikutuksen vivahteet ja kollektiivisen planetesimaaliparven käyttäytymisen.
9. Yhteenveto ja loppuhuomautus
Planetesimaalien akkretion on olennainen vaihe, jossa ”avaruuspöly” muuttuu käsinkosketeltaviksi maailmoiksi. Mikroskooppisista pölyhiukkasten törmäyksistä aina virtausinstabiliteettiin, joka edistää kilometriluokan kappaleiden muodostumista, planetesimaalien synty on sekä monimutkainen että välttämätön planeettasikiöiden kasvattamiseksi ja lopulta täysin kehittyneiden planeettojen muodostamiseksi. Protoplanetaarisissa ja jäännöskiekoissa tehdyt havainnot sekä pienistä aurinkokunnan kappaleista saadut näytteet osoittavat kaoottisen törmäysten, ajelehtimisen, tarttumisen ja gravitaatiollisen romahduksen vuorovaikutuksen. Jokaisessa vaiheessa – pölystä planetesimaaleihin ja protoplaneettoihin – paljastuu huolellisesti ohjattu (vaikkakin hieman satunnainen) aineen tanssi, jota ohjaavat gravitaatio, radan dynamiikka ja kiekon fysiikka.
Yhdistämällä nämä prosessit liitämme kiekon pienimpien pölyhiukkasten tarttumisen upeisiin moniplaneettajärjestelmien radan arkkitehtuureihin. Kuten Maa, myös monet eksoplaneetat alkavat näiden pienten pölyhiukkasten kasaantumisesta – planetesimaaleista, jotka kylvävät kokonaisia planeettaperheitä, jotka ajan myötä voivat jopa tulla elinkelpoisiksi.
Linkit ja lisälukemista
- Weidenschilling, S. J. (1977). ”Kiinteiden kappaleiden aerodynamiikka aurinkonebulassa.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). ”Makroskooppisten kappaleiden kasvumekanismit protoplanetaarisissa kiekkoissa.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). ”Nopea planetesimaalien muodostuminen turbulenttisissa tähden ympärillä olevissa kiekkoissa.” Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). ”Kaasujättiläisten ytimen nopea kasvu helmien akkretion avulla.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). ”Pölyn kehitys ja planetesimaalien muodostuminen.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). ”Kasvukynnyksen murtaminen planetesimaalien muodostumisessa.” Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). ”Maapallon kaltaisten planeettojen rakentaminen.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.