Het proces waarbij kleine rotsachtige of ijzige lichamen botsen en grotere protoplaneten vormen
1. Inleiding: van stofdeeltjes tot planetesimalen
Een nieuwe ster vormt zich in een moleculair wolk, met daaromheen een protoplanetaire schijf – bestaande uit gas en stof – die de belangrijkste grondstof wordt voor de vorming van planeten. Toch is de weg van stofdeeltjes van micrometrische grootte tot planeten ter grootte van de Aarde of zelfs Jupiter verre van eenvoudig. Planetesimaalaccretie verbindt de vroege stofevolutie (de groei, fragmentatie en kleverigheid van de deeltjes) met de uiteindelijke vorming van objecten op kilometer- of honderden kilometerschaal, de zogenaamde planetesimalen. Zodra planetesimalen ontstaan, maken zwaartekrachtinteracties en botsingen het mogelijk dat ze uitgroeien tot protoplaneten, die uiteindelijk de rangschikking van zich ontwikkelende planetensystemen bepalen.
- Waarom dit belangrijk is: Planetesimalen zijn de "bouwstenen" van alle rotsachtige en veel gasplanetenkernen. Ze blijven aanwezig in huidige lichamen zoals asteroïden, kometen en Kuipergordelobjecten.
- Uitdagingen: Eenvoudige botsings- en hechtingsschema's stoppen in het centimeter–meter bereik door schadelijke botsingen of snelle radiale drift. Voorgestelde oplossingen – stromingsinstabiliteit of "steentjes" (pebble) accretie – maken het mogelijk deze "meter-grootte barrière" te omzeilen.
Kort gezegd is de accretie van planetesimalen een essentiële fase die uit kleine, submillimeterkorrels in de schijf de kiemen van toekomstige planeten vormt. Het begrijpen van dit proces betekent begrijpen hoe werelden zoals de Aarde (en waarschijnlijk vele exoplaneten) zijn ontstaan uit kosmisch stof.
2. De eerste barrière: groei van stof tot meterobjecten
2.1 Stofcoagulatie en hechting
Stofkorrels in de schijf beginnen op micrometerschaal. Ze kunnen zich verbinden tot grotere structuren:
- Brownse beweging: Kleine botsingen tussen korrels verlopen langzaam, waardoor ze kunnen samenklonteren via van der Waals- of elektrostatische krachten.
- Turbulente bewegingen: In een turbulente schijfomgeving botsen iets grotere korrels vaker, wat de vorming van mm–cm grote klonten mogelijk maakt.
- IJskorrels: Buiten de vriesgrens kunnen ijsomhulsels effectievere hechting bevorderen, waardoor de groei van korrels versnelt.
Dergelijke botsingen kunnen "losse" klonten creëren die tot millimeter- of centimeterformaat groeien. Maar naarmate de korrels groter worden, neemt ook de botsingssnelheid toe. Bij het overschrijden van bepaalde snelheids- of groottelimieten kunnen botsingen de klonten afbreken in plaats van laten groeien, wat leidt tot een gedeeltelijke impasse (de zogenaamde "fragmentatiebarrière"). [1], [2].
2.2 Metergrote barrière en radiale drift
Zelfs als korrels erin slagen om tot cm–m grootte te groeien, worden ze geconfronteerd met een andere grote uitdaging:
- Radiale drift: Door druk ondersteunde schijfgas draait iets langzamer dan de Kepler-snelheid, waardoor vaste lichamen hun impulsmoment verliezen en spiraalsgewijs naar de ster bewegen. Metergrote deeltjes kunnen binnen ~100–1000 jaar door de ster verloren gaan zonder zich tot planetesimalen te vormen.
- Fragmentatie: Grotere klonten kunnen uiteenvallen door hogere botsingssnelheden.
- Terugkaatsing: In sommige situaties kaatsen de deeltjes alleen terug zonder effectieve groei te veroorzaken.
Dus alleen geleidelijke groei van korrels tot kilometergrote planetesimalen is moeilijk als destructieve botsingen en drift overheersen. De oplossing van dit dilemma is een van de kernvragen van de moderne planeetvormings theorie.
3. Hoe groeibarrières te overwinnen: voorgestelde oplossingen
3.1 Stromingsinstabiliteit
Een van de mogelijke mechanismen is stromingsinstabiliteit (Engels: streaming instability, SI). In het geval van SI:
- Collectieve interactie tussen deeltjes en gas: Deeltjes raken enigszins los van het gas en vormen lokale overbelastingen.
- Positieve feedback: Geconcentreerde deeltjes versnellen lokaal de gasstroom, waardoor de tegenwind voor de deeltjes afneemt en de concentratie verder toeneemt.
- Gravitationele instorting: Uiteindelijk kunnen dichte klompen instorten door hun eigen zwaartekracht, waardoor langzame, geleidelijke botsingen worden vermeden.
Zo'n gravitationele instorting levert snel 10–100 km schaal planetesimalen op, cruciaal voor de initiële protoplanetaire vorming [3]. Numerieke modellen tonen sterk aan dat streaming-instabiliteit een betrouwbare route kan zijn voor planetesimale vorming, vooral als de stof-gasverhouding verhoogd is of drukheuvels vaste deeltjes concentreren.
3.2 "Steentjes" (pebble) accretie
Een andere manier is "steentjes"-accretie, waarbij protoplanetaire kernen (~100–1000 km) mm–cm grote deeltjes in de schijf "verzamelen":
- Bondi/Hill-radius: Als een protoplaneet groot genoeg is dat haar Hill-sfeer of Bondi-radius "steentjes" kan "vangen", kunnen de accretiesnelheden zeer hoog zijn.
- Efficiëntie van groei: Een lage relatieve snelheid tussen steentjes en kern maakt het mogelijk dat een groot deel van de "steentjes" wordt aangetrokken, waardoor de noodzaak van geleidelijke botsingen tussen deeltjes van vergelijkbare grootte wordt omzeild [4].
"Steentjes"-accretie kan belangrijker zijn in de protoplanetaire fase, maar is ook verbonden met primaire planetesimalen of overgebleven "zaden".
3.3 Substructuren in de schijf (druk"heuvels", wervelingen)
De door ALMA ontdekte ringvormige structuren wijzen op mogelijke stof"vallen" (bijv. drukmaxima, wervelingen) waar deeltjes zich ophopen. Dergelijke lokaal dichte gebieden kunnen instorten door streaming-instabiliteit of gewoon botsingen versnellen. Zulke structuren helpen radiale drift te voorkomen door "plaatsen te creëren" voor stofophopingen. In deze stofvallen kunnen planetesimalen zich vormen gedurende duizenden banen.
4. Verdere groei voorbij planetesimalen: vorming van protoplaneten
Zodra er objecten van kilometerschaal zijn, worden botsingen door gravitationele "concentratie" nog frequenter:
- Ongecontroleerde (runaway) groei: De grootste planetesimalen groeien het snelst – er ontstaat een "oligarchische" groei. Een klein aantal grote protoplaneten beheerst de lokale hulpbronnen.
- Versnelling / "demping": Onderlinge botsingen en gaswrijving verminderen willekeurige snelheden, wat meer accretie bevordert dan fragmentatie.
- Tijdschaal: In binnenste (terrestrische) regio's kunnen protoplaneten zich vormen in enkele miljoenen jaren, waarbij enkele embryo's achterblijven die later door botsingen de uiteindelijke rotsachtige planeten vormen. In de buitenste gebieden is voor de kernen van gasreuzen een nog snellere evolutie nodig om de schijfgassen te kunnen aantrekken.
5. Observatie- en laboratoriumbewijzen
5.1 Overgebleven objecten in ons zonnestelsel
In ons systeem zijn asteroïden, kometen en Kuipergordelobjecten overgebleven als onafgemaakte accretieplanetesimalen of deels gevormde lichamen. Hun samenstelling en verdeling helpen de vormingscondities van planetesimalen in het vroege zonnestelsel te begrijpen:
- Asteroïdengordel: In het gebied tussen Mars en Jupiter vinden we lichamen van diverse chemische samenstelling (rotsachtig, metallisch, koolstofrijk), overblijfselen van onvoltooide planetesimale evolutie of banen verstoord door Jupiter's zwaartekracht.
- Kometen: IJsachtige planetesimalen van buiten de sneeuwlijn, die primitieve vluchtige verbindingen en stof uit het buitenste deel van de schijf behouden.
Hun isotopische handtekeningen (bijv. zuurstofisotopen in meteorieten) onthullen de lokale chemie van de schijf en radiale mengprocessen.
5.2 Schijven van overblijfselen van exoplaneten
Waarnemingen van puin- (stof)schijven (bijv. met ALMA of Spitzer) rond oudere sterren tonen banden waar planetesimalen botsen. Een bekend voorbeeld is het β Pictoris-systeem met een enorme stofschijf en mogelijke "knobbels" van (planetesimale) lichamen. Jongere, protoplanetaire systemen bevatten meer gas, terwijl oudere systemen minder gas hebben en botsingen tussen overgebleven planetesimalen domineren.
5.3 Laboratoriumexperimenten en deeltjesfysica
Valtoren- of microzwaartekrachtproeven onderzoeken botsingen van stofdeeltjes – hoe klonteren de deeltjes aan elkaar of stuiteren ze af bij bepaalde snelheden? Grootschaligere experimenten bestuderen de mechanische eigenschappen van samengestelde deeltjes van cm-formaat. Ondertussen integreren HPC-simulaties deze gegevens om te zien hoe het botsingsschaal groeit. Informatie over fragmentatiesnelheden, hechtingsdrempels en stofsamenstelling vult de modellen voor de vorming van planetesimalen aan [5], [6].
6. Tijdschalen en toeval
6.1 Snel versus langzaam
Afhankelijk van de schijfcondities kunnen planetesimalen snel ontstaan (binnen duizenden jaren) door streaming-instabiliteit, of langzamer als de groei wordt beperkt door minder frequente botsingen. De resultaten variëren sterk:
- Buitenste deel van de schijf: Lage dichtheid vertraagt de vorming van planetesimalen, maar ijs vergemakkelijkt het samenklonteren.
- Binnenste deel van de schijf: Hogere dichtheid bevordert botsingen, maar hogere snelheid verhoogt het risico op schadelijke inslagen.
6.2 "De toevallige weg" naar protoplaneten
Toen planeten begonnen te vormen, veroorzaakte hun zwaartekrachtsinteractie chaotische botsingen, samensmeltingen of uitwerpen. In sommige regio's kunnen grote embryo's snel ontstaan (bijv. protoplaneten ter grootte van Mars in het binnenste systeem). Zodra er voldoende massa is verzameld, kan de systeemarchitectuur "vergrendelen" of blijven veranderen door enorme botsingen, zoals gedacht wordt in het scenario van de botsing tussen de Aarde en Theia, die de oorsprong van de Maan verklaart.
6.3 Diversiteit van systemen
Waarnemingen van exoplaneten tonen aan dat in sommige systemen super-Aardes of hete Jupiters dicht bij de ster worden gevormd, terwijl elders brede banen of resonantieketens behouden blijven. Verschillende vormingssnelheden en migratieprocessen van planetesimalen kunnen onverwacht diverse planetaire configuraties creëren, zelfs bij kleine verschillen in schijfmassa, impulsmoment of metalliciteit.
7. Belangrijke rollen van planetesimalen
7.1 Kernen voor gasreuzen
In de buitenste schijfzone, wanneer planetesimalen ongeveer 10 aardmassa's bereiken, kunnen ze waterstof-helioomgevingslagen aantrekken en Jupiter-achtige gasreuzen vormen. Zonder een planetesimale kern kan zo'n gasaccumulatie te traag zijn voordat de schijf verdwijnt. Daarom zijn planetesimalen cruciaal bij het vormen van reuzenplaneten in het kernaccretie-model.
7.2 Vluchtige verbindingen
Planetesimalen die buiten de sneeuwlijn zijn gevormd, bevatten veel ijs en vluchtige stoffen. Later kunnen ze door verstrooiing of late botsingen water en organische verbindingen naar de binnenste rotsachtige planeten brengen, mogelijk essentieel voor de bewoonbaarheid. Het water op aarde kan deels afkomstig zijn van planetesimalen of kometen uit de asteroïdengordel.
7.3 Kleinere overblijfselen
Niet alle planetesimalen smelten samen tot planeten. Sommige blijven als asteroïden, kometen of Kuipergordelobjecten en Trojaanlichamen bestaan. Deze populaties bewaren het oorspronkelijke schijfmateriaal en bieden "archeologische" bewijzen over de vormingsvoorwaarden en -snelheden.
8. Toekomstig onderzoek naar planetesimale wetenschap
8.1 Observatieprestaties (ALMA, JWST)
Hoge-resolutie observaties kunnen niet alleen substructuren in schijven onthullen, maar ook concentraties of filamenten van vaste deeltjes die overeenkomen met stromingsinstabiliteiten. Gedetailleerde chemische analyse (bijv. CO-isotopologen, complexe organische verbindingen) in deze filamenten zou de voorwaarden bevestigen die gunstig zijn voor de vorming van planetesimalen.
8.2 Ruimtemissies naar kleine lichamen
Missies zoals OSIRIS-REx (om Bennu-monsters terug te brengen), Hayabusa2 (Ryugu), de aankomende Lucy (voor Trojaanse asteroïden) en Comet Interceptor vergroten het begrip van de samenstelling en interne structuur van planetesimalen. Elke monsterterugkeer of nauwe passage helpt bij het verfijnen van schijfcondensatiemodellen, botsingsgeschiedenissen en de aanwezigheid van organische verbindingen, wat verklaart hoe planetesimalen zijn gevormd en geëvolueerd.
8.3 Theoretische en computationele verbeteringen
Betere deeltjes- of fluidodynamisch-kinetische modellen zullen meer mogelijkheden bieden om stromingsinstabiliteit, stofbotsingsfysica en processen op verschillende schalen (van submm-deeltjes tot meervoudig kilometers grote planetesimalen) te begrijpen. Met behulp van high-performance HPC-middelen kunnen we de microscopische nuances van korrelinteracties en het collectieve gedrag van planetesimale zwermen combineren.
9. Samenvatting en slotopmerking
Planetesimale accretie is een essentiële fase waarin "kosmisch stof" verandert in tastbare werelden. Beginnend met microscopische stofbotsingen en eindigend met stromingsinstabiliteit die de vorming van kilometergrote lichamen stimuleert, is het ontstaan van planetesimalen zowel complex als noodzakelijk om planetaire embryo's te laten groeien en uiteindelijk volledig ontwikkelde planeten. Waarnemingen in protoplanetaire en debris-schijven en voorbeeldige terugkeer van kleine zonnestelsellichamen tonen de chaotische interactie van botsingen, drift, hechting en gravitatie-instorting. In elke fase – van stof tot planetesimalen en protoplaneten – ontvouwt zich een zorgvuldig geregisseerde (hoewel enigszins toevallige) dans van materie, gedreven door zwaartekracht, orbitale dynamica en schijf-fysica.
Door deze processen te combineren, verbinden we het samenklonteren van de fijnste stofdeeltjes in de schijf met de indrukwekkende orbitale architecturen van multiplanetaire systemen. Net als de Aarde beginnen veel exoplaneten met het samenkomen van deze kleine stofklompjes – planetesimalen – die hele families van planeten zaaien, die in de loop van de tijd zelfs geschikt kunnen worden voor leven.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Weidenschilling, S. J. (1977). "Aerodynamica van vaste lichamen in de zonnenevel." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). "De groeimechanismen van macroscopische lichamen in protoplanetaire schijven." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). "Snelle vorming van planetesimalen in turbulente circumstellaire schijven." Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). "Snelle groei van gasreus-kernen door pebble-accretie." Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). "Stofevolutie en de vorming van planetesimalen." Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). "Het doorbreken van groeibarrières in de vorming van planetesimalen." Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). "Het bouwen van terrestrische planeten." Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.