Process, kurā mazi akmeņaini vai ledus ķermeņi saduras un veido lielākas protoplanētas
1. Ievads: no putekļu graudiņiem līdz planetesimālēm
Kad veidotos jaunas zvaigzne molekulārajā mākonī, apkārt esošais protoplanetārais disks – sastāv no gāzēm un putekļiem – kļūst par galveno izejvielu planētu veidošanai. Tomēr ceļš no putekļu graudiņiem, kuru izmērs ir mikronu līmenī, līdz Zemes vai pat Jupitera izmēra planētām tālu nav vienkāršs. Planetesimāļu akrecija apvieno agrīno putekļu evolūciju (graudiņu augšanu, fragmentāciju un saķeri) ar galīgo kilometru vai simtu kilometru lielu ķermeņu, ko sauc par planetesimālēm, veidošanos. Tiklīdz parādās planetesimāles, gravitācijas mijiedarbība un sadursmes ļauj tām izaugt par protoplanētām, kas galu galā nosaka attīstošo planētu sistēmu izvietojumu.
- Kāpēc tas ir svarīgi: Planetesimālas ir "celtniecības bloki" visu klinšu un daudzu gāzveida planētu kodolos. Tās saglabājas arī mūsdienu ķermeņos, piemēram, asteroīdos, komētās un Kuipera jostas objektos.
- Izaicinājumi: Vienkāršas sadursmes un salipšanas shēmas apstājas centimetru–metru diapazonā kaitīgu sadursmju vai ātras radiālā dreifa dēļ. Piedāvātie risinājumi – plūsmas (streaming) nestabilitāte vai "akmeņu" (pebble) akrecija – ļauj apiet šo "metru lieluma barjeru".
Īsumā, planetesimālu akrecija ir būtiska fāze, kas no maziem, submilimetru graudiem diskā rada nākotnes planētu aizmetņus. Saprast šo procesu nozīmē atbildēt uz jautājumu, kā tādi pasaules kā Zeme (un, iespējams, daudzas eksoplanētas) radās no kosmiskajiem putekļiem.
2. Pirmā barjera: augšana no putekļiem līdz metru lieliem objektiem
2.1 Putekļu koagulācija un saķere
Putekļu graudi diskā sākas mikrometra mērogā. Tie var savienoties lielākos veidojumos:
- Brauna kustība: Nelielas graudu sadursmes notiek lēni, tāpēc tie var saķerties, izmantojot van der Vālsa vai elektrostatiskās spēkus.
- Turbulentie kustības: Turbulentā diskā nedaudz lielāki graudi sastopas biežāk, ļaujot veidoties mm–cm lielām kopām.
- Aukstās daļiņas: Aiz sasalšanas robežas ledus apvalki var veicināt efektīvāku saķeri, paātrinot graudu augšanu.
Šādas sadursmes var radīt "pūkainas" kopas, kas izaugušas līdz milimetru vai centimetru izmēram. Tomēr, palielinoties graudu izmēram, palielinās arī sadursmes ātrums. Pārsniedzot noteiktas ātruma vai izmēra robežas, sadursmes var izjaukt kopas, nevis tās palielināt, radot daļēju strupceļu (saukts par "fragmentācijas barjeru"). [1], [2].
2.2 Metru lieluma barjera un radiālais dreifs
Pat ja graudiem izdodas izaugt līdz cm–m izmēram, tie saskaras ar citu lielu izaicinājumu:
- Radiālais dreifs: Diskā esošās gāzes, ko atbalsta spiediens, griežas nedaudz lēnāk nekā Keplera ātrums, tāpēc cietie ķermeņi zaudē leņķisko momentu un spirālveidā virzās uz zvaigzni. Metru lieluma daļiņas var tikt zaudētas zvaigznei aptuveni 100–1000 gadu laikā, tā arī nesakļaujoties planetesimālos.
- Fragmentācija: Lielākas kopa, pateicoties augstākām sadursmes ātruma vērtībām, var izjukt.
- Atšūšanās: Dažos gadījumos daļiņas tikai atsitas, neveidojot efektīvu augšanu.
Tātad pakāpeniska graudu augšana līdz kilometru lieliem planetesimāliem ir sarežģīta, ja dominē destruktīvas sadursmes un dreifs. Šīs dilemas risinājums ir viens no mūsdienu planētu veidošanās teorijas stūrakmeņiem.
3. Kā pārvarēt augšanas šķēršļus: piedāvātie risinājumi
3.1 Plūsmas (streaming) nestabilitāte
Viens no iespējamiem mehānismiem ir plūsmas nestabilitāte (angļu val. streaming instability, SI). SI gadījumā:
- Daļiņu un gāzu kolektīvā mijiedarbība: Daļiņas nedaudz atdalās no gāzēm, veidojot lokālas pārslodzes.
- Pozitīva atgriezeniskā saite: Koncentrētas daļiņas lokāli paātrina gāzu plūsmu, samazinot pretvēju, tādējādi daļiņu koncentrācija vēl vairāk palielinās.
- Gravitācijas sabrukums: Galu galā blīvi bloki var sabrukt savas gravitācijas dēļ, tā izvairoties no lēnām, pakāpeniskām sadursmēm.
Šāda gravitācijas sabrukšana ātri rada 10–100 km mēroga planetesimāles, izšķirošas sākotnējai protoplanētu veidošanai [3]. Skaitliskie modeļi spēcīgi liecina, ka straumēšanas nestabilitāte var būt uzticams planetesimāļu veidošanās ceļš, īpaši, ja putekļu un gāzu attiecība ir palielināta vai spiediena kalniņi koncentrē cietās daļiņas.
3.2 “Akmens” (pebble) akrecija
Cits veids – “akmeņu” akrecija, kur protoplanētu ķekari (~100–1000 km) “savāc” mm–cm izmēra daļiņas, kas riņķo diskā:
- Bondi/Hilla rādiuss: Ja protoplanēta ir pietiekami liela, lai tās Hilla sfēra vai Bondi rādiuss varētu “noķert” akmeņus, akrecijas ātrumi var būt ļoti lieli.
- Izaugsmes efektivitāte: Zems relatīvais ātrums starp akmeņiem un kodolu ļauj lielai daļai “akmeņu” pievienoties, apietot pakāpenisku sadursmju nepieciešamību starp līdzīga izmēra daļiņām [4].
“Akmens” akrecija var būt svarīgāka protoplanētu stadijā, taču saistīta arī ar primārajām planetesimālēm vai saglabātajām “sēklām.”
3.3 Diska substruktūras (spiediena “kalniņi”, virpuļi)
ALMA atklātās gredzena formas struktūras liecina par iespējamiem putekļu "slazdiem" (piemēram, spiediena maksimumiem, virpuļiem), kuros daļiņas uzkrājas. Šādi lokāli blīvi apgabali var sabrukt caur straumēšanas nestabilitāti vai vienkārši strauji veicināt sadursmes. Šādas struktūras palīdz izvairīties no radiālā dreifa, "radot vietas" putekļu uzkrāšanās vietām. Tūkstošiem orbītu laikā šajos putekļu slazdos var veidoties planetesimāles.
4. Turpmāka izaugsme pāri planetesimālēm: protoplanētu veidošanās
Tikai ar kilometra mēroga ķermeņiem gravitācijas "koncentrācijas" dēļ sadursmes kļūst vēl biežākas:
- Nekontrolēta (runaway) izaugsme: Lielākās planetesimāles aug visstraujāk – sāk dominēt "oligarhiskā" izaugsme. Neliels skaits lielu protoplanētu kontrolē lokālos resursus.
- Paātrinājums / "slāpēšana": Savstarpējās sadursmes un gāzu berze samazina nejaušos ātrumus, vairāk veicinot akreciju, nevis izjukšanu.
- Laika mērogs: Iekšējos (terestriskajos) reģionos protoplanētas var veidoties dažu miljonu gadu laikā, atstājot vairākus embrijus, kas vēlāk saduroties veido galīgās akmeņainās planētas. Ārējās zonās gāzveida milžu kodoliem nepieciešama vēl ātrāka evolūcija, lai paspētu piesaistīt diska gāzes.
5. Novērojumu un laboratorijas pierādījumi
5.1 Atlikušās struktūras mūsu Saules sistēmā
Mūsu sistēmā ir saglabājušies asteroīdi, kometas un Koipera joslas objekti kā nepabeigtas akrecijas planetesimālas vai daļēji veidojušies ķermeņi. To sastāvs un izvietojums ļauj izprast planetesimālu veidošanās apstākļus agrīnā Saules sistēmā:
- Asteroīdu josla: Starp Marsu un Jupiteru esošajā zonā atrodami dažādas ķīmiskās sastāva ķermeņi (iežu, metāla, ogļūdeņražu), kas ir palikuši no nepabeigtas planetesimālu evolūcijas vai Jupiteru gravitācijas izkropļotām orbītām.
- Kometas: Ledainas planetesimālas no aiz sniega līnijas, kas saglabā pirmatnējos gaistošos savienojumus un putekļus no diska ārējās daļas.
Tiem izotopu paraksti (piemēram, skābekļa izotopi meteorītos) atklāj vietējo diska ķīmiju un radiālos maisīšanās procesus.
5.2 Ekzoplanētu atliekas diski
Putekļu disku novērojumi (piemēram, ar ALMA vai Spitzer) ap vecākām zvaigznēm rāda joslas, kur planetesimālas saduras. Slavens piemērs ir β Pictoris sistēma ar milzīgu putekļu disku un iespējamiem (planetesimālu) ķermeņu "kūļiem". Jaunākām, protoplanētiskām sistēmām ir vairāk gāzu, bet vecākām – mazāk, dominējot sadursmju procesiem starp atlikušajām planetesimālām.
5.3 Laboratorijas eksperimenti un daļiņu fizika
Kritiena torņu vai mikrogravitācijas eksperimenti pēta putekļu graudu sadursmes – kā graudi savienojas vai atsitas noteiktā ātrumā? Lielāka mēroga eksperimenti pēta cm izmēra savienojumu mehāniskās īpašības. Tikmēr HPC simulācijās tiek integrēti šie dati, lai redzētu, kā sadursmju mērogs aug. Informācija par fragmentācijas ātrumiem, saķeres sliekšņiem un putekļu sastāvu papildina planetesimālu veidošanās modeļus [5], [6].
6. Laika skalas un gadījums
6.1 Ātrs pret lēnu
Atkarībā no diska apstākļiem planetesimālas var veidoties ātri (dažu tūkstošu gadu laikā) streaming nestabilitātes ietekmē vai lēnāk, ja izaugsmi ierobežo mazāk intensīvas sadursmes. Rezultāti ievērojami svārstās:
- Disku ārējā daļa: Zems blīvums palēnina planetesimālu veidošanos, taču ledus atvieglo salipšanu.
- Disku iekšējā daļa: Lielāka blīvuma dēļ palielinās sadursmes, bet lielāks ātrums palielina kaitīgo triecienu risku.
6.2 "Gadījuma ceļš" uz protoplanētām
Kad planētas sāktu veidoties, to gravitācijas mijiedarbība izraisa haotiskas sadursmes, saplūšanas vai izmešanas. Dažos reģionos var ātri veidoties lieli embriji (piemēram, Marsa izmēra protoplanētas iekšējā sistēmā). Kad masa ir pietiekama, sistēmas arhitektūra var "fiksēties" vai turpināt mainīties milzīgu sadursmju dēļ, kā uzskatīts Zemes un Tejas sadursmes scenārijā, kas izskaidro Mēness izcelsmi.
6.3 Sistēmu daudzveidība
Egzoplanētu novērojumi rāda, ka dažās sistēmās pie zvaigznes veidojas super-Zemes vai karstie Jupiteri, bet citur saglabājas plašas orbītas vai rezonanses ķēdes. Atšķirīgi planetesimālu veidošanās tempi un migrācijas procesi var radīt negaidīti dažādas planētu konfigurācijas, pat ja diska masa, leņķa moments vai metāliskums atšķiras nelielā mērā.
7. Galvenās planetesimālu lomas
7.1 Kodolus gāzes milžiem
Ārējā diska zonā, kad planetesimālas sasniedz aptuveni 10 Zemes masu, tās var piesaistīt ūdeņraža–hēlija apkārtējās slāņus, veidojot Jupitera tipa gāzes milžus. Bez planetesimālu kodola šāda gāzu piesaiste var būt pārāk lēna, līdz disks izkliedējas. Tāpēc planetesimālas ir īpaši svarīgas milžu planētu veidošanā kodolakrecijas modelī.
7.2 Lakie savienojumi
Planetesimālas, kas veidojušās aiz sniega līnijas, satur daudz ledus un lakumu. Vēlāk, izkliedes vai vēlu sadursmju dēļ, tās var nogādāt ūdeni un organiskos savienojumus uz iekšējām akmeņainām planētām, iespējams būtiski veicinot dzīvotspēju. Zemes ūdens daļēji varētu būt nācis no asteroīdu joslas planetesimālām vai komētām.
7.3 Mazākie atlikumi
Ne visas planetesimālas saplūst planētās. Daļa no tām paliek kā asteroīdi, komētas vai Koipera jostas objekti un Trojas ķermeņi. Šīs populācijas saglabā primāro diska materiālu, sniedzot „arheoloģiskus" pierādījumus par veidošanās apstākļiem un tempiem.
8. Nākotnes pētījumi par planetesimālu zinātni
8.1 Novērojumu sasniegumi (ALMA, JWST)
Augstas izšķirtspējas novērojumi var atklāt ne tikai disku substruktūras, bet arī cieto daļiņu koncentrācijas vai filaments, kas atbilst plūsmas nestabilitātei. Detalizēta ķīmiskā analīze (piemēram, CO izotopologi, sarežģīti organiskie savienojumi) šajos filamentus palīdzētu apstiprināt apstākļus, kas veicina planetesimālu veidošanos.
8.2 Kosmiskās misijas uz maziem objektiem
Tādas misijas kā OSIRIS-REx (lai atgūtu Bennu paraugus), Hayabusa2 (Ryugu), gaidāmā Lucy (Trojas asteroīdiem) un Comet Interceptor paplašina izpratni par planetesimālu sastāvu un iekšējo struktūru. Katrs parauga atgūšanas vai tuva pārlidojuma gadījums palīdz uzlabot diska kondensācijas modeļus, sadursmju vēsturi un organisko savienojumu klātbūtni, skaidrojot, kā planetesimāli veidojās un attīstījās.
8.3 Teorētiskie un datorizētie uzlabojumi
Labāki daļiņu vai plūsmu dinamikas-kinētiskie modeļi sniegs vairāk iespēju izprast plūsmas nestabilitāti, putekļu sadursmju fiziku un dažādu mērogu procesus (no submm graudiņiem līdz vairāku kilometru planetesimāliem). Izmantojot augstas veiktspējas HPC resursus, mēs varam apvienot mikroskopiskās graudu mijiedarbības nianses ar kolektīvo planetesimālu pulka uzvedību.
9. Kopsavilkums un noslēguma piezīme
Planetesimālu akrēcija ir būtisks posms, kurā “kosmiskie putekļi” pārvēršas taustāmos pasaules. Sākot no mikroskopisku putekļu sadursmju mijiedarbībām un beidzot ar plūsmas nestabilitāti, kas veicina kilometru lielu ķermeņu veidošanos, planetesimālu rašanās ir gan sarežģīta, gan nepieciešama, lai audzētu planētu embrijus un galu galā pilnībā attīstītas planētas. Novērojumi protoplanetārajos un debris diskos, kā arī paraugu atgriešanās no maziem Saules sistēmas objektiem atklāj haotisku sadursmju, dreifa, saķeres un gravitācijas sabrukuma mijiedarbību. Katrs posms – no putekļiem līdz planetesimāliem un protoplanētām – atklāj rūpīgi režisētu (lai gan nedaudz nejaušu) vielas deju, ko nosaka gravitācija, orbitālā dinamika un diska fizika.
Apvienojot šos procesus, mēs sasaistām smalkāko putekļu salipšanu diskā ar iespaidīgām daudzplanētu sistēmu orbitālajām arhitektūrām. Tāpat kā Zeme, arī daudzas eksoplanētas sākas no šo sīko putekļu kunkuļu saplūšanas – planetesimālu, kas sēj veselas planētu ģimenes, kuras laika gaitā var pat kļūt piemērotas dzīvībai.
Saites un turpmākā lasīšana
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Cietu ķermeņu aerodinamika Saules nebulā.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). “Makroskopisko ķermeņu izaugsmes mehānismi protoplanetārajos diskos.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). “Ātra planetesimālu veidošanās turbulentos apzvaigžņu diskos.” Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Ātra gāzes gigantu kodolu izaugsme, akrēcijai izmantojot oļus.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “Putekļu evolūcija un planetesimālu veidošanās.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). “Planetesimālu veidošanās izaugsmes barjeru pārvarēšana.” Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Zemes planētu veidošana.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.