Proces, w którym małe skaliste lub lodowe ciała zderzają się i tworzą większe protoplanety
1. Wprowadzenie: od ziaren pyłu do planetesymal
Gdy nowa gwiazda formuje się w molekularnej chmurze, otaczający ją protoplanetarny dysk – złożony z gazów i pyłu – staje się głównym surowcem do powstawania planet. Jednak droga od pyłowych ziaren o rozmiarach mikronów do planet wielkości Ziemi czy nawet Jowisza jest daleka od prostej. Akrecja planetesymalna łączy wczesną ewolucję pyłu (wzrost ziaren, fragmentację i kohezję) z powstawaniem ostatecznych ciał o rozmiarach kilometrów lub setek kilometrów, zwanych planetesymalmi. Gdy tylko pojawią się planetesymale, oddziaływania grawitacyjne i zderzenia pozwalają im rosnąć do protoplanet, które ostatecznie determinują układ rozwijających się systemów planetarnych.
- Dlaczego to ważne: Planetesymale to „cegiełki” wszystkich planet skalistych i wielu gazowych jąder. Pozostają również w obecnych ciałach, takich jak asteroidy, komety i obiekty Pasa Kuipera.
- Wyzwania: Proste schematy kolizji i łączenia zatrzymują się w zakresie centymetrów–metrów z powodu szkodliwych kolizji lub szybkiego dryfu radialnego. Proponowane rozwiązania – niestabilność strumienia (streaming) lub akrecja „kamyków” (pebble) – pozwalają ominąć tę „barierę metrową”.
Krótko mówiąc, akrecja planetesymali to kluczowa faza, która z małych, submilimetrowych ziaren dysku tworzy zalążki przyszłych planet. Zrozumienie tego procesu to odpowiedź na pytanie, jak takie światy jak Ziemia (a prawdopodobnie wiele egzoplanet) powstały z kosmicznego pyłu.
2. Pierwsza bariera: wzrost od pyłu do obiektów metrowych
2.1 Koagulacja i łączenie pyłu
Pyłowe ziarna w dysku zaczynają się na mikrometrycznej skali. Mogą łączyć się w większe struktury:
- Ruch Browna: Niewielkie kolizje ziaren zachodzą powoli, dzięki czemu mogą się one łączyć przez siły van der Waalsa lub elektrostatyczne.
- Ruchy turbulentne: W turbulentnym środowisku dysku nieco większe ziarna częściej się spotykają, umożliwiając formowanie skupisk o rozmiarach mm–cm.
- Cząstki lodowe: Poza linią zamarzania powłoki lodowe mogą sprzyjać skuteczniejszemu łączeniu, przyspieszając wzrost ziaren.
Takie kolizje mogą tworzyć „luźne” skupiska, które rosną do rozmiarów milimetrowych lub centymetrowych. Jednak wraz ze wzrostem ziaren rośnie także prędkość kolizji. Po przekroczeniu pewnych granic prędkości lub rozmiaru, kolizje mogą rozbijać skupiska zamiast je powiększać, tworząc częściowy impas (zwany „barierą fragmentacji”). [1], [2].
2.2 Bariera metrowa i dryf radialny
Nawet jeśli ziarnom uda się urosnąć do rozmiarów cm–m, napotykają one kolejny poważny problem:
- Dryf radialny: Gaz dysku podtrzymywany przez ciśnienie obraca się nieco wolniej niż prędkość Keplera, dlatego ciała stałe tracą moment pędu i spiralnie przemieszczają się w kierunku gwiazdy. Cząstki o rozmiarze metrowym mogą zostać utracone przez gwiazdę w ciągu ~100–1000 lat, nie formując się w planetesymale.
- Fragmentacja: Większe skupiska mogą się rozpadać z powodu wyższych prędkości kolizji.
- Odbicie: W niektórych sytuacjach cząstki tylko odbijają się, nie powodując efektywnego wzrostu.
Zatem sam stopniowy wzrost ziaren do kilometrowych planetesymali jest trudny, jeśli dominują destrukcyjne kolizje i dryf. Rozwiązanie tego dylematu jest jednym z kluczowych zagadnień współczesnej teorii formowania planet.
3. Jak pokonać bariery wzrostu: proponowane rozwiązania
3.1 Niestabilność strumienia (streaming)
Jednym z możliwych mechanizmów jest niestabilność strumienia (ang. streaming instability, SI). W przypadku SI:
- Wspólna interakcja cząstek i gazu: Cząstki nieco oddzielają się od gazu, tworząc lokalne przeciążenia.
- Pozytywne sprzężenie zwrotne: Skupione cząstki lokalnie przyspieszają przepływ gazu, zmniejszając opór wiatru, więc koncentracja cząstek jeszcze bardziej rośnie.
- Grawitacyjny kolaps: W końcu gęste skupiska mogą się zapadać pod własną grawitacją, unikając powolnych, stopniowych zderzeń.
Taki grawitacyjny kolaps szybko daje planetesymale o rozmiarze 10–100 km, kluczowe dla początkowego formowania protoplanet [3]. Modele numeryczne silnie wskazują, że niestabilność strumieniowa może być wiarygodną drogą formowania planetesymal, zwłaszcza jeśli stosunek pyłu do gazu jest zwiększony lub wypukłości ciśnienia skupiają cząstki stałe.
3.2 Akrecja „kamyków” (pebble)
Inny sposób – akrecja „kamyków”, gdzie protoplanetarne zarodki (~100–1000 km) „zbierają” cząstki o rozmiarze mm–cm, poruszające się w dysku:
- Promień Bondi/Hill: Jeśli protoplaneta jest wystarczająco duża, aby jej sfera Hill lub promień Bondi mogły „złapać” kamyki, tempo akrecji może być bardzo wysokie.
- Efektywność wzrostu: Niska względna prędkość między kamykami a jądrem pozwala dużej części „kamyków” przyłączyć się, omijając konieczność stopniowych zderzeń między cząstkami o podobnych rozmiarach [4].
Akrecja „kamyków” może być ważniejsza w stadium protoplanet, ale wiąże się też z pierwotnymi planetesymalami lub „nasionami”, które przetrwały.
3.3 Podstruktury dysku (wypukłości ciśnienia, wiry)
Struktury w kształcie pierścieni wykryte przez ALMA wskazują na możliwe „pułapki” pyłu (np. maksima ciśnienia, wiry), w których cząstki się gromadzą. Takie lokalnie gęste obszary mogą zapadać się przez niestabilność strumieniową lub po prostu szybko sprzyjać kolizjom. Takie struktury pomagają uniknąć radialnego dryfu, „tworząc miejsca” dla nagromadzeń pyłu. W ciągu tysięcy orbit w tych pułapkach pyłowych mogą formować się planetesymale.
4. Dalszy wzrost poza planetesymale: formowanie protoplanet
Gdy tylko pojawią się ciała o rozmiarze kilometra, z powodu grawitacyjnego „skupienia” zderzenia stają się jeszcze częstsze:
- Nieograniczony (runaway) wzrost: Największe planetesymale rosną najszybciej – zaczyna dominować „oligarchiczny” wzrost. Niewielka liczba dużych protoplanet kontroluje lokalne zasoby.
- Przyspieszenie / „tłumienie”: Wzajemne zderzenia i tarcie gazu zmniejszają losowe prędkości, bardziej sprzyjając akrecji niż rozpadowi.
- Skala czasu: W wewnętrznych (lądowych) regionach protoplanety mogą powstawać w ciągu kilku mln lat, pozostawiając kilka embrionów, które później zderzając się tworzą ostateczne skaliste planety. W zewnętrznych obszarach jądrom gazowych olbrzymów potrzebna jest jeszcze szybsza ewolucja, aby zdążyć przyłączyć gazy dysku.
5. Dowody obserwacyjne i laboratoryjne
5.1 Pozostałe obiekty w naszym Układzie Słonecznym
W naszym układzie pozostały asteroidy, komety i obiekty Pasa Kuipera jako niedokończone planetesymale akrecyjne lub częściowo uformowane ciała. Ich skład i rozmieszczenie pozwalają zrozumieć warunki formowania planetesymal w wczesnym Układzie Słonecznym:
- Pasma asteroid: W obszarze między Marsem a Jowiszem znajdujemy ciała o różnym składzie chemicznym (skalnym, metalicznym, węglowym), pozostałe po niedokończonej ewolucji planetesymalnej lub orbitach zaburzonych przez grawitację Jowisza.
- Komet: Lodowe planetesymale spoza linii śniegu, zachowujące pierwotne lotne związki i pył z zewnętrznej części dysku.
Ich izotopowe sygnatury (np. izotopy tlenu w meteorytach) ujawniają lokalną chemię dysku oraz procesy mieszania radialnego.
5.2 Dyski pozostałości egzoplanetarnych
Obserwacje dysków szczątkowych (pyłowych) (np. za pomocą ALMA lub Spitzer) wokół starszych gwiazd pokazują pasma, gdzie planetesymale się zderzają. Znanym przykładem jest system β Pictoris z ogromnym dyskiem pyłowym i możliwymi „guzami” (planetesymalnymi) ciał. Młodsze, protoplanetarne systemy mają więcej gazu, a starsze mniej, gdzie dominują procesy kolizji między pozostałymi planetesymalami.
5.3 Eksperymenty laboratoryjne i fizyka cząstek
Eksperymenty z upadkiem wież lub mikro-grawitacyjne badają zderzenia ziaren pyłu – jak ziarna łączą się lub odbijają przy określonej prędkości? Większe eksperymenty badają mechaniczne właściwości związków o rozmiarze cm. Tymczasem symulacje HPC integrują te dane, aby zobaczyć, jak rośnie skala kolizji. Informacje o szybkościach fragmentacji, progach kohezji i składzie pyłu uzupełniają modele formowania planetesymali [5], [6].
6. Skale czasowe i przypadkowość
6.1 Szybko kontra wolno
W zależności od warunków dysku, planetesymale mogą powstawać szybko (w ciągu tysięcy lat) pod wpływem niestabilności strumieniowej lub wolniej, jeśli wzrost ograniczają mniej gwałtowne kolizje. Wyniki znacznie się różnią:
- Zewnętrzna część dysku: Niska gęstość spowalnia formowanie planetesymali, ale lód ułatwia ich zlepianie się.
- Wewnętrzna część dysku: Wyższa gęstość sprzyja kolizjom, ale większa prędkość zwiększa ryzyko szkodliwych uderzeń.
6.2 „Przypadkowa ścieżka" ku protoplanetom
Gdy planety zaczęły się formować, ich oddziaływania grawitacyjne powodowały chaotyczne kolizje, zlewania się lub wyrzuty. W niektórych regionach mogą szybko powstawać duże embriony (np. protoplanety wielkości Marsa w wewnętrznym układzie). Po zgromadzeniu wystarczającej masy, architektura układu może się "ustabilizować" lub dalej zmieniać z powodu gigantycznych kolizji, jak sądzono w scenariuszu zderzenia Ziemi i Thei, wyjaśniającym pochodzenie Księżyca.
6.3 Różnorodność systemów
Obserwacje egzoplanet pokazują, że w niektórych systemach blisko gwiazdy formują się super-Ziemie lub gorące Jowisze, a w innych zachowują się szerokie orbity lub łańcuchy rezonansowe. Różne tempo formowania planetesymali i procesy migracji mogą prowadzić do zaskakująco odmiennych konfiguracji planetarnych, nawet przy niewielkich różnicach masy dysku, momentu pędu czy metaliczności.
7. Główne role planetesymali
7.1 Jądra dla gazowych olbrzymów
W zewnętrznej strefie dysku, gdy planetesymale osiągają około 10 mas Ziemi, mogą przyciągać warstwy otoczenia wodoru i helu, formując gazowe olbrzymy typu Jowisza. Bez jądra planetesymalnego takie gromadzenie gazu może być zbyt wolne, zanim dysk się rozproszy. Dlatego planetesymale są kluczowe w modelu akrecji jądra formowania olbrzymich planet gazowych.
7.2 Lotne związki
Planetesymale powstałe poza linią śniegu zawierają dużo lodu i lotnych związków. Później, wskutek wyrzutu lub późnych kolizji, mogą dostarczać wodę i związki organiczne do wewnętrznych planet skalistych, być może istotnie przyczyniając się do ich zdolności do podtrzymywania życia. Woda na Ziemi mogła częściowo pochodzić z planetesymali pasa asteroidów lub komet.
7.3 Mniejsze pozostałości
Nie wszystkie planetesymale łączą się w planety. Część z nich pozostaje jako asteroidy, komety lub obiekty Pasa Kuipera oraz ciała uważane za Trojańczyków. Te populacje zachowują pierwotny materiał dysku, dostarczając „archeologicznych” dowodów na warunki i tempo formowania.
8. Przyszłe badania nauki o planetesymalach
8.1 Osiągnięcia obserwacyjne (ALMA, JWST)
Obserwacje o wysokiej rozdzielczości mogą ujawnić nie tylko substruktury dysków, ale także koncentracje lub filamenty cząstek stałych odpowiadające niestabilności przepływu. Szczegółowa analiza chemiczna (np. izotopologi CO, złożone związki organiczne) w tych filamentach pomogłaby potwierdzić warunki sprzyjające powstawaniu planetesymali.
8.2 Misje kosmiczne do małych ciał
Misje takie jak OSIRIS-REx (w celu przywiezienia próbek Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), nadchodzące Lucy (do asteroidów Trojańskich) oraz Comet Interceptor poszerzają zrozumienie składu i wewnętrznej struktury planetesymali. Każde przywiezienie próbek lub bliskie przeloty pomagają udoskonalić modele kondensacji dysku, historie kolizji oraz obecność związków organicznych, wyjaśniając, jak planetesymale się formowały i ewoluowały.
8.3 Teoretyczne i komputerowe ulepszenia
Geresni daleliniai ar fluidodinamikos-kinetiniai modeliai suteiks daugiau galimybių suprasti tekėjimo nestabilumą, dulkių susidūrimų fiziką bei įvairių mastelių procesus (nuo submm grūdelių iki daugiakilometrinių planetesimalių). Naudodamiesi aukštos efektyvumo HPC ištekliais, galime sujungti mikroskopinius grūdų sąveikos niuansus ir kolektyvinį planetesimalių spiečiaus elgesį.
9. Santrauka ir baigiamoji pastaba
Planetesimalių akrecija yra esminis etapas, kuriuo „kosminės dulkės“ virsta apčiuopiamais pasauliais. Pradedant mikroskopinėmis dulkių susidūrimų sąveikomis ir baigiant tekėjimo nestabilumu, skatinančiu kilometrinių kūnų formavimąsi, planetesimalių atsiradimas yra ir sudėtingas, ir būtinas norint auginti planetinius embrionus, o galiausiai ir pilnai išvystytas planetas. Stebėjimai protoplanetiniuose ir debris diskuose bei pavyzdiniai grįžimai iš mažų Saulės sistemos kūnų parodo chaotišką susidūrimų, dreifo, sukibimo ir gravitacinio kolapso sąveiką. Kiekviename etape – nuo dulkių iki planetesimalių ir protoplanetų – atsiskleidžia kruopščiai surežisuotas (nors ir šiek tiek atsitiktinis) medžiagos šokis, kurį lemia gravitacija, orbitinė dinamika ir disko fizika.
Sujungdami šiuos procesus, siejame smulkiausių dulkių sulipimą diske su didingomis daugiaplanetinių sistemų orbitinėmis architektūromis. Kaip ir Žemė, taip ir daugelis egzoplanetų prasideda nuo šių mažyčių dulkių gumulėlių susibūrimo – planetesimalių, sėjančių ištisas planetų šeimas, kurios per laiką gali net tapti tinkamos gyvybei.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Weidenschilling, S. J. (1977). „Aerodynamika ciał stałych w mgławicy słonecznej.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). „Mechanizmy wzrostu makroskopowych ciał w dyskach protoplanetarnych.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). „Szybkie formowanie planetozymali w turbulentnych dyskach okołogwiazdowych.” Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). „Szybki wzrost jąder gazowych olbrzymów przez akrecję żwiru.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). „Ewolucja pyłu i formowanie planetozymali.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). „Przełamywanie barier wzrostu w formowaniu planetozymali.” Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). „Budowanie planet skalistych.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.