Processen där små steniga eller isiga kroppar kolliderar och bildar större protoplaneter
1. Introduktion: från dammkorn till planetesimaler
När en ny stjärna bildas i moln av molekyler, blir den omgivande protoplanetära skivan – bestående av gas och damm – huvudråvaran för planetbildning. Vägen från dammkorn i mikronstorlek till planeter i storlek som Jorden eller till och med Jupiter är dock långt ifrån enkel. Planetesimal ackretion kopplar samman den tidiga dammevolutionen (kornens tillväxt, fragmentering och sammanfogning) med bildandet av slutliga kroppar i kilometer- eller hundratals kilometers storlek, kallade planetesimaler. Så snart planetesimalerna uppstår möjliggör gravitationella interaktioner och kollisioner att de växer till protoplaneter, vilka slutligen bestämmer arrangemanget av de utvecklande planetsystemen.
- Varför det är viktigt: Planetesimaler är "byggstenar" i alla steniga och många gasjätteplaneters kärnor. De finns kvar i dagens kroppar som asteroider, kometer och Kuiperbältesobjekt.
- Utmaningar: Enkla kollision- och sammanfogningsscheman stannar av i centimeter–meterområdet på grund av skadliga kollisioner eller snabb radiell drift. Föreslagna lösningar – streaminginstabilitet eller "pebble"-ackretion – möjliggör att kringgå denna "meterstora barriär".
Kort sagt är ackretion av planetesimaler en avgörande fas som från små, submillimeterkorn i skivan skapar frön till framtida planeter. Att förstå denna process är att svara på hur världar som jorden (och troligen många exoplaneter) föddes ur kosmiskt damm.
2. Den första barriären: tillväxt från damm till meterstora objekt
2.1 Dammkoagulation och sammanfogning
Dammkorn i skivan börjar i mikrometerskala. De kan förena sig till större strukturer:
- Brownsk rörelse: Små kollisioner mellan korn sker långsamt, så de kan sammanfogas via van der Waals- eller elektrostatisk krafter.
- Turbulenta rörelser: I en turbulent skivmiljö möts något större korn oftare, vilket möjliggör bildandet av mm–cm-stora kluster.
- Isiga partiklar: Utanför fryspunkten kan iskapslar främja effektivare sammanfogning och påskynda kornens tillväxt.
Sådana kollisioner kan skapa "porösa" kluster som växer till millimeter- eller centimeterskala. Men när kornen växer ökar också kollisionshastigheten. Om vissa hastighets- eller storleksgränser överskrids kan kollisionerna bryta sönder klustren istället för att bygga upp dem, vilket skapar en partiell återvändsgränd (kallad "fragmenteringsbarriären"). [1], [2].
2.2 Meterstora barriären och radiell drift
Även om korn lyckas växa till cm–m-storlek, möter de en annan stor utmaning:
- Radiell drift: Gasen i skivan, som stöds av tryck, roterar något långsammare än Keplers hastighet, vilket gör att fasta kroppar förlorar rörelsemängdsmoment och spiralar in mot stjärnan. Meterstora partiklar kan förloras till stjärnan på ~100–1000 år utan att bilda planetesimaler.
- Fragmentering: Större kluster kan brytas sönder på grund av högre kollisionshastigheter.
- Studsning: I vissa situationer studsar partiklar bara utan att leda till effektiv tillväxt.
Så en gradvis tillväxt av korn till kilometerstora planetesimaler är svår om destruktiva kollisioner och drift dominerar. Lösningen på detta dilemma är en av de centrala frågorna i modern planetbildningsteori.
3. Hur man övervinner tillväxthinder: föreslagna lösningar
3.1 Streaminginstabilitet
En möjlig mekanism är streaminginstabilitet (eng. streaming instability, SI). Vid SI:
- Partikel- och gasinteraktion: Partiklar separerar något från gasen och bildar lokala överbelastningar.
- Positiv återkoppling: Koncentrerade partiklar påskyndar lokalt gasflödet genom att minska motvinden, vilket ytterligare ökar partikelkoncentrationen.
- Gravitationell kollaps: Slutligen kan täta klumpar kollapsa på grund av sin egen gravitation, vilket undviker långsamma, gradvisa kollisioner.
En sådan gravitationell kollaps ger snabbt 10–100 km stora planetesimaler, avgörande för den initiala protoplanetbildningen [3]. Numeriska modeller visar starkt att streaminginstabilitet kan vara en pålitlig väg för planetesimalbildning, särskilt om damm-till-gas-förhållandet är förhöjt eller tryckknölar koncentrerar fasta partiklar.
3.2 "Sten" (pebble) ackretion
Ett annat sätt är "sten"-ackretion, där protoplanetära kärnor (~100–1000 km) "samlar in" mm–cm-stora partiklar som färdas i disken:
- Bondi/Hill-radie: Om protoplaneten är tillräckligt stor för att dess Hill-sfär eller Bondi-radie kan "fånga" stenar, kan ackretionshastigheterna bli mycket höga.
- Tillväxteffektivitet: Den låga relativa hastigheten mellan stenarna och kärnan tillåter en stor del av "stenarna" att ansluta, vilket undviker behovet av gradvisa kollisioner mellan partiklar av liknande storlek [4].
"Sten"-ackretion kan vara viktigare i protoplanetstadiet, men är också kopplad till primära planetesimaler eller "frön" som finns kvar.
3.3 Diskens substrukturer (tryck"knölar", virvlar)
ALMA-upptäckta ringformade strukturer visar möjliga damm"fällor" (t.ex. tryckmaxima, virvlar) där partiklar samlas. Sådana lokalt täta områden kan kollapsa genom streaminginstabilitet eller helt enkelt snabbt främja kollisioner. Dessa strukturer hjälper till att undvika radiell drift genom att "skapa platser" för dammsamlingar. Under tusentals omlopp kan planetesimaler bildas i dessa dammfällor.
4. Ytterligare tillväxt bortom planetesimaler: bildandet av protoplaneter
Så snart kroppar i kilometerstorlek finns, blir kollisioner ännu vanligare på grund av gravitationell "koncentration":
- Okontrollerad (runaway) tillväxt: De största planetesimalerna växer snabbast – "oligarkisk" tillväxt börjar dominera. Ett litet antal stora protoplaneter kontrollerar lokala resurser.
- Acceleration / "dämpning": Ömsesidiga kollisioner och gasfriktion minskar slumpmässiga hastigheter, vilket främjar ackretion snarare än fragmentering.
- Tidsram: I inre (terrestriska) regioner kan protoplaneter bildas på några miljoner år, vilket lämnar flera embryon som senare kolliderar och bildar slutliga stenplaneter. I yttre områden krävs en ännu snabbare utveckling för kärnorna i gasjättarna för att hinna samla in diskens gas.
5. Observations- och laboratoriebevis
5.1 Kvarvarande objekt i vårt solsystem
I vårt system finns kvar asteroider, kometer och Kuiperbältesobjekt som ofullständiga ackretionsplanetesimaler eller delvis bildade kroppar. Deras sammansättning och fördelning ger insikt i planetesimalbildningsförhållanden i det tidiga solsystemet:
- Asteroidbältet: I området mellan Mars och Jupiter finns kroppar av varierande kemisk sammansättning (steniga, metalliska, kolrika), kvar från ofullbordad planetesimalutveckling eller banor störda av Jupiters gravitation.
- Kometer: Isiga planetesimaler från bortom snölinjen, som bevarar ursprungliga flyktiga föreningar och damm från skivans yttre del.
Deras isotopiska signaturer (t.ex. syreisotoper i meteoriter) avslöjar lokal skivkemi och radiella blandningsprocesser.
5.2 Resterande skivor av exoplaneter
Observationer av debris (damm) skivor (t.ex. med ALMA eller Spitzer) runt äldre stjärnor visar band där planetesimaler kolliderar. Ett känt exempel är β Pictoris-systemet med en enorm dammskiva och möjliga "knölar" av (planetesimala) kroppar. Yngre protoplanetära system har mer gas, medan äldre har mindre, där kollisioner mellan kvarvarande planetesimaler dominerar processerna.
5.3 Laboratorieexperiment och partikelfysik
Falltornsexperiment eller mikrogravitationsförsök undersöker kollisioner mellan dammkorn – hur korn klibbar ihop eller studsar vid vissa hastigheter? Större experiment studerar mekaniska egenskaper hos cm-stora aggregat. Samtidigt integrerar HPC-simuleringar dessa data för att se hur kollisionernas skala växer. Information om fragmenteringshastigheter, kohesionsgränser och dammsammansättning kompletterar modeller för planetesimalbildning [5], [6].
6. Tidsramar och slumpmässighet
6.1 Snabbt mot långsamt
Beroende på skivans förhållanden kan planetesimaler bildas snabbt (på tusentals år) genom streaming-instabilitet eller långsammare om tillväxten begränsas av mindre frekventa kollisioner. Resultaten varierar kraftigt:
- Yttre del av skivan: Låg densitet bromsar bildandet av planetesimaler, men is underlättar sammanfogning.
- Inre del av skivan: Högre densitet främjar kollisioner, men högre hastighet ökar risken för skadliga stötar.
6.2 "Den slumpmässiga vägen" mot protoplaneter
När planeter börjar formas orsakar deras gravitationella samspel kaotiska kollisioner, sammanslagningar eller utslagningar. I vissa regioner kan stora embryon snabbt bildas (t.ex. Mars-stora protoplaneter i det inre systemet). När tillräcklig massa samlas kan systemets arkitektur "låsa sig" eller fortsätta förändras på grund av enorma kollisioner, som man tror i scenariot för kollisionen mellan Jorden och Theia, vilket förklarar månens ursprung.
6.3 Systemens mångfald
Observationer av exoplaneter visar att i vissa system bildas superjordar eller heta jupitrar nära stjärnan, medan andra behåller breda banor eller resonanskedjor. Olika bildningshastigheter och migrationsprocesser för planetesimaler kan skapa oväntat olika planetkonfigurationer, även vid små skillnader i diskens massa, rörelsemängdsmoment eller metallhalt.
7. Planetesimalers huvudroller
7.1 Kärnor för gasjättar
I den yttre diskzonen, när planetesimaler når ~10 jordmassor, kan de attrahera lager av väte–heliumatmosfär och bilda Jupiterliknande gasjättar. Utan en planetesimalkärna kan gasinfångningen vara för långsam innan disken försvinner. Därför är planetesimaler avgörande för bildandet av jättar i kärnackretions-modellen.
7.2 Flyktiga föreningar
Planetesimaler som bildas utanför snölinjen innehåller mycket is och flyktiga ämnen. Senare, på grund av spridning eller sena kollisioner, kan de leverera vatten och organiska föreningar till inre steniga planeter, vilket kanske bidrar väsentligt till livskraften. Jordens vatten kan delvis ha kommit från planetesimaler i asteroidbältet eller kometer.
7.3 Mindre rester
Inte alla planetesimaler sammanslås till planeter. Vissa förblir som asteroider, kometer eller Kuiperbältesobjekt och kroppar som kallas Trojaner. Dessa populationer bevarar det ursprungliga diskmaterialet och tillhandahåller "arkeologiska" bevis om bildningsförhållanden och hastigheter.
8. Framtida studier om planetesimalvetenskap
8.1 Observationsframsteg (ALMA, JWST)
Högupplösta observationer kan avslöja inte bara substrukturer i skivor utan även koncentrationer eller filament av fasta partiklar som motsvarar flödesinstabilitet. Detaljerad kemisk analys (t.ex. CO-isotopologer, komplexa organiska föreningar) i dessa filament skulle hjälpa till att bekräfta förhållanden gynnsamma för planetesimalbildning.
8.2 Rymduppdrag till små kroppar
Uppdrag som OSIRIS-REx (för att hämta prover från Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), kommande Lucy (för Trojan-asteroider) och Comet Interceptor utökar förståelsen av planetesimalers sammansättning och inre struktur. Varje provhämtning eller nära flygning hjälper till att förbättra modeller för disk-kondensation, kollisionshistorik och förekomst av organiska föreningar, vilket förklarar hur planetesimaler bildades och utvecklades.
8.3 Teoretiska och datorbaserade förbättringar
Bättre partikel- eller fluiddynamik-kinetiska modeller kommer att ge fler möjligheter att förstå flödesinstabilitet, fysiken bakom dammkollisioner och processer i olika skalor (från submm-korn till flerkilometers planetesimaler). Med hjälp av högpresterande HPC-resurser kan vi kombinera mikroskopiska nyanser av korninteraktioner med det kollektiva beteendet hos planetesimalflockar.
9. Sammanfattning och avslutande anmärkning
Planetesimalackretion är ett avgörande steg där "kosmiskt damm" förvandlas till påtagliga världar. Från mikroskopiska dammkollisioner till flödesinstabiliteter som främjar bildandet av kilometerstora kroppar, är uppkomsten av planetesimaler både komplex och nödvändig för att odla planetariska embryon och slutligen fullt utvecklade planeter. Observationer i protoplanetära och debris-skivor samt exemplariska återvändande från små kroppar i solsystemet visar på en kaotisk samverkan av kollisioner, drift, kohesion och gravitationell kollaps. I varje steg – från damm till planetesimaler och protoplaneter – avslöjas en noggrant koreograferad (om än något slumpmässig) dans av materia styrd av gravitation, orbital dynamik och skivfysik.
Genom att förena dessa processer kopplar vi samman sammanfogningen av de minsta dammpartiklarna i skivan med de storslagna orbitala arkitekturerna i multiplanetära system. Precis som jorden börjar många exoplaneter från dessa små dammkorn – planetesimaler – som sår hela familjer av planeter som med tiden kan bli beboeliga.
Länkar och vidare läsning
- Weidenschilling, S. J. (1977). "Aerodynamik för solida kroppar i solnebulosan." Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). "Tillväxtmekanismer för makroskopiska kroppar i protoplanetära skivor." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). "Snabb planetesimalbildning i turbulenta circumstellära skivor." Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). "Snabb tillväxt av gasjätte-kärnor genom pebble-accretion." Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). "Dammutveckling och bildning av planetesimaler." Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). "Bryter tillväxthinder i planetesimalbildning." Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). "Bygger terrestriska planeter." Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.