Prosessen der små steinete eller isete legemer kolliderer og danner større protoplaneter
1. Innledning: fra støvkorn til planetesimaler
Når en ny stjerne dannes i molekylsk sky, blir den omkringliggende protoplanetariske skiven – sammensatt av gass og støv – hovedråvaren for planetdannelse. Likevel er veien fra støvkorn på mikronstørrelse til planeter på størrelse med Jorden eller til og med Jupiter langt fra enkel. Planetesimal akkresjon knytter tidlig støvevolusjon (kornvekst, fragmentering og agglutinering) til dannelsen av endelige legemer på kilometer- eller hundre kilometers skala, kalt planetesimaler. Så snart planetesimalene oppstår, gjør gravitasjonsinteraksjoner og kollisjoner det mulig for dem å vokse til protoplaneter, som til slutt bestemmer oppsettet av de utviklende planetsystemene.
- Hvorfor det er viktig: Planetesimaler er "byggesteiner" i kjernene til alle steinete og mange gassplaneter. De finnes fortsatt i dagens legemer som asteroider, kometer og Kuiperbelte-objekter.
- Utfordringer: Enkle kollisjons- og sammenklebingsmodeller stopper i centimeter–meter-området på grunn av skadelige kollisjoner eller rask radial drift. Foreslåtte løsninger – strømningsustabilitet eller "pebble"-akkresjon – lar oss omgå denne "meterstørrelsesbarrieren".
Kort sagt er akkresjon av planetesimaler en essensiell fase som skaper frøene til fremtidige planeter fra små, submillimeter korn i skiven. Å forstå denne prosessen er å svare på hvordan verdener som Jorden (og sannsynligvis mange eksoplaneter) ble født fra kosmisk støv.
2. Den første barrieren: vekst fra støv til meterstore objekter
2.1 Støvkoagulasjon og binding
Støvkorn i skiven starter i mikrometerskala. De kan binde seg til større strukturer:
- Brownsk bevegelse: Små kollisjoner mellom korn skjer sakte, så de kan binde seg via van der Waals- eller elektrostatiske krefter.
- Turbolente bevegelser: I en turbulent skive møter litt større korn hverandre oftere, noe som tillater dannelse av mm–cm store ansamlinger.
- Ispartikler: Utenfor frysepunktet kan isdeksler fremme effektiv binding og akselerere kornvekst.
Slike kollisjoner kan skape "porøse" ansamlinger som vokser til millimeter- eller centimeterskala. Men når kornene blir større, øker også kollisjonshastigheten. Når visse hastighets- eller størrelsesgrenser overskrides, kan kollisjonene bryte opp ansamlingene i stedet for å vokse dem, noe som skaper en delvis blindvei (kalt "fragmenteringsbarrieren"). [1], [2].
2.2 Meter-størrelsesbarrieren og radial drift
Selv om korn klarer å vokse til cm–m størrelse, møter de en annen stor utfordring:
- Radial drift: Gass i skiven, støttet av trykk, roterer litt langsommere enn Kepler-hastigheten, så faste legemer mister vinkelmoment og beveger seg spiralformet mot stjernen. Partikler på meter-størrelse kan gå tapt til stjernen i løpet av ~100–1000 år uten å danne planetesimaler.
- Fragmentering: Større ansamlinger kan brytes opp på grunn av høyere kollisjonshastigheter.
- Sprett: I noen situasjoner spretter partikler bare av hverandre uten å føre til effektiv vekst.
Dermed er gradvis vekst av korn til kilometerstore planetesimaler vanskelig hvis destruktive kollisjoner og drift dominerer. Løsningen på dette dilemmaet er et av de sentrale spørsmålene i moderne planetdannelsesteori.
3. Hvordan overvinne vekstbarrierer: foreslåtte løsninger
3.1 Strømningsustabilitet
En av mulige mekanismer er strømningsustabilitet (eng. streaming instability, SI). Ved SI:
- Partikkel- og gasskollektiv interaksjon: Partikler skiller seg noe fra gassen og danner lokale overbelastninger.
- Positiv tilbakekobling: Samlede partikler akselererer lokalt gassstrømmen, reduserer motvind, og øker dermed partikkelsamlingen ytterligere.
- Gravitasjonskollaps: Til slutt kan tette klumper kollapse på grunn av sin egen gravitasjon, og unngå langsomme, gradvise kollisjoner.
Slik gravitasjonskollaps gir raskt planetesimaler i størrelsesorden 10–100 km, avgjørende for den tidlige protoplanetdannelsen [3]. Numeriske modeller viser sterkt at streaming-instabilitet kan være en pålitelig vei for planetesimaldannelse, spesielt hvis støv-til-gass-forholdet er økt eller trykkknuter samler faste partikler.
3.2 «Stein»- (pebble) akkresjon
En annen metode er «stein»-akkresjon, hvor protoplanetære kjerner (~100–1000 km) «samler opp» mm–cm store partikler som beveger seg i disken:
- Bondi/Hill-radius: Hvis protoplaneten er stor nok til at dens Hill-sfære eller Bondi-radius kan «fange» steiner, kan akkresjonshastighetene bli svært høye.
- Veksteffektivitet: Lav relativ hastighet mellom steiner og kjerne tillater at en stor del av «steinene» akkumuleres, og unngår behovet for gradvise kollisjoner mellom partikler av lignende størrelse [4].
«Stein»-akkresjon kan være viktigere i protoplanetstadiet, men er også knyttet til primære planetesimaler eller gjenværende «frø».
3.3 Diskens substrukturer (trykk"knuter", virvler)
ALMA-observerte ringformede strukturer indikerer mulige støv"feller" (f.eks. trykkmaksima, virvler) hvor partikler samler seg. Slike lokalt tette områder kan kollapse gjennom streaming-instabilitet eller rett og slett fremme kollisjoner raskt. Slike strukturer hjelper til med å unngå radiell drift ved å "lage plass" for støvsamlinger. Over tusenvis av baner kan planetesimaler dannes i disse støvfellene.
4. Videre vekst utover planetesimaler: dannelse av protoplaneter
Så snart man har kilometerstore legemer, blir kollisjoner enda hyppigere på grunn av gravitasjons"fokusering":
- Ukontrollert (runaway) vekst: De største planetesimalene vokser raskest – «oligarkisk» vekst begynner å dominere. Et lite antall store protoplaneter kontrollerer lokale ressurser.
- Hurtighet / «demping»: Gjensidige kollisjoner og gassfriksjon reduserer tilfeldige hastigheter, og fremmer akkresjon mer enn fragmentering.
- Tidsramme: I indre (terrestriske) regioner kan protoplaneter dannes i løpet av noen millioner år, og etterlate flere embryoer som senere kolliderer og danner de endelige steinplanetene. I ytre områder krever kjernene til gassgigantene enda raskere utvikling for å kunne akkumulere gass fra disken.
5. Observasjons- og laboratoriebevis
5.1 Gjenværende objekter i vårt solsystem
I vårt system finnes asteroider, kometer og Kuiperbelte-objekter som ufullstendige akresjonsplanetesimaler eller delvis dannede legemer. Deres sammensetning og fordeling gir innsikt i planetesimaldannelsesforholdene i det tidlige solsystemet:
- Asterodebeltet: I området mellom Mars og Jupiter finner vi legemer med variert kjemisk sammensetning (steinete, metalliske, karbonrike), rester av ufullstendig planetesimalutvikling eller baner forstyrret av Jupiters gravitasjon.
- Kometer: Iskalde planetesimaler fra utenfor snølinjen, som bevarer primitive flyktige forbindelser og støv fra den ytre delen av disken.
Deres isotopiske signaturer (f.eks. oksygenisotoper i meteoritter) avslører lokal disk-kjemi og radiale blandingsprosesser.
5.2 Rester av eksoplanetdiske skiver
Observasjoner av debris (støv) disker (f.eks. med ALMA eller Spitzer) rundt eldre stjerner viser bånd hvor planetesimaler kolliderer. Et kjent eksempel er β Pictoris-systemet med en enorm støvskive og mulige (planetesimale) legemer "klumper". Yngre, protoplanetariske systemer har mer gass, mens eldre har mindre, dominert av kollisjonsprosesser mellom gjenværende planetesimaler.
5.3 Laboratorieeksperimenter og partikkelfysikk
Falltårn- eller mikrogravitasjonseksperimenter undersøker støvkornkollisjoner – hvordan korn fester seg eller spretter av hverandre ved bestemte hastigheter? Større eksperimenter undersøker mekaniske egenskaper til cm-størrelse sammensetninger. Samtidig integrerer HPC-simuleringer disse dataene for å se hvordan kollisjonsomfanget vokser. Informasjon om fragmenteringshastigheter, klebegrenser og støvsammensetning kompletterer modeller for planetesimaldannelse [5], [6].
6. Tidsrammer og tilfeldigheter
6.1 Rask mot langsom
Avhengig av diskens forhold kan planetesimaler dannes raskt (i løpet av tusenvis av år) ved streaming-instabilitet eller langsommere hvis veksten begrenses av mindre hyppige kollisjoner. Resultatene varierer sterkt:
- Ytre del av disken: Lav tetthet bremser dannelsen av planetesimaler, men is letter sammenklebingen.
- Indre del av disken: Høyere tetthet fremmer kollisjoner, men høyere hastighet øker risikoen for skadelige støt.
6.2 «Den tilfeldige veien» mot protoplaneter
Når planeter begynner å dannes, forårsaker deres gravitasjonsinteraksjoner kaotiske kollisjoner, sammensmeltinger eller utkastelser. I noen regioner kan store embryoer dannes raskt (f.eks. Mars-størrelse protoplaneter i det indre systemet). Når nok masse har samlet seg, kan systemets arkitektur "fryses" eller fortsette å endre seg på grunn av enorme kollisjoner, som antatt i kollisjonsmodellen mellom Jorden og Theia, som forklarer månens opprinnelse.
6.3 Systemmangfold
Observasjoner av eksoplaneter viser at i noen systemer dannes super-jorder eller varme Jupitere nær stjernen, mens andre beholder brede baner eller resonante kjeder. Ulike dannelseshastigheter og migrasjonsprosesser for planetesimaler kan skape overraskende forskjellige planetkonfigurasjoner, selv med små forskjeller i diskmasse, vinkelmoment eller metallisitet.
7. Hovedroller for planetesimaler
7.1 Kjerner for gasskjemper
I den ytre disksonen, når planetesimaler når ~10 jordmasser, kan de tiltrekke seg lag av hydrogen–helium-atmosfære og danne Jupiter-lignende gasskjemper. Uten en planetesimalkjerne kan slik gassakkresjon være for langsom før disken forsvinner. Derfor er planetesimaler avgjørende i dannelsen av gasskjemper i kjerneakkresjons-modellen.
7.2 Flyktige forbindelser
Planetesimaler som dannes utenfor snølinjen inneholder mye is og flyktige stoffer. Senere, på grunn av utkast eller sene kollisjoner, kan de bringe vann og organiske forbindelser til de indre steinete planetene, muligens med betydelig bidrag til beboelighet. Jordens vann kan delvis ha kommet fra planetesimaler i asteroidebeltet eller kometer.
7.3 Mindre rester
Ikke alle planetesimaler smelter sammen til planeter. Noen forblir som asteroider, kometer eller Kuiperbelte-objekter og legemer som regnes som Trojanere. Disse populasjonene bevarer det opprinnelige disk-materialet og gir «arkeologiske» bevis på dannelsesforhold og -hastigheter.
8. Fremtidige studier om planetesimalvitenskap
8.1 Observasjonsfremskritt (ALMA, JWST)
Høytoppløselige observasjoner kan avsløre ikke bare substrukturer i skiver, men også konsentrasjoner eller filamenter av faste partikler som tilsvarer strømningsinstabilitet. Detaljert kjemisk analyse (f.eks. CO-isotopologer, komplekse organiske forbindelser) i disse filamentene vil bidra til å bekrefte forhold som er gunstige for dannelse av planetesimaler.
8.2 Romoppdrag til små legemer
Slike oppdrag som OSIRIS-REx (for å hente prøver fra Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), kommende Lucy (for Trojan-asteroider) og Comet Interceptor utvider forståelsen av planetesimalers sammensetning og indre struktur. Hver prøvehenting eller nærpassasje bidrar til å forbedre modeller for disk-kondensasjon, kollisjonshistorikk og tilstedeværelsen av organiske forbindelser, og forklarer hvordan planetesimaler dannes og utvikles.
8.3 Teoretiske og datamaskinbaserte forbedringer
Bedre partikkel- eller fluiddynamisk-kinetiske modeller vil gi flere muligheter til å forstå strømningsinstabilitet, støvkollisjonsfysikk og prosesser på ulike skalaer (fra submm-partikler til flerkilometerstore planetesimaler). Ved å bruke høyytelses HPC-ressurser kan vi kombinere mikroskopiske nyanser av korninteraksjoner med kollektiv oppførsel i planetesimalflokker.
9. Sammendrag og avsluttende bemerkning
Planetesimalakkresjon er et avgjørende trinn der «romstøv» blir til håndgripelige verdener. Fra mikroskopiske støvpartikkelkollisjoner til strømningsinstabiliteter som fremmer dannelsen av kilometerstore legemer, er planetesimaldannelse både kompleks og nødvendig for å vokse planetariske embryoer og til slutt fullt utviklede planeter. Observasjoner i protoplanetariske og debris-skiver, samt prøver fra små legemer i solsystemet, viser en kaotisk samhandling av kollisjoner, drift, sammenklebing og gravitasjonskollaps. I hvert trinn – fra støv til planetesimaler og protoplaneter – utspiller det seg en nøye koreografert (om enn noe tilfeldig) dans av materiale styrt av gravitasjon, orbital dynamikk og skivefysikk.
Ved å kombinere disse prosessene knytter vi sammen sammenklumpingen av de fineste støvpartiklene i skiven med de storslåtte orbitale arkitekturene til flerplanetære systemer. Som Jorden begynner også mange eksoplaneter med samlingen av disse små støvklumpene – planetesimaler – som sår hele familier av planeter som over tid kan bli beboelige.
Lenker og videre lesning
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Aerodynamikk av faste legemer i solnebulaen.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). “Vekstmekanismene til makroskopiske legemer i protoplanetariske skiver.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). “Rask planetesimaldannelse i turbulente omløpsskiver.” Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Rask vekst av gasskjempekjerner ved steinakkresjon.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “Støvutvikling og dannelse av planetesimaler.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). “Bryte vekstbarrierene i planetesimaldannelse.” Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Bygging av terrestriske planeter.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.