Процес, під час якого малі кам'яні або крижані тіла стикаються і утворюють більші протопланети
1. Вступ: від пилових зерен до планетесималей
Коли нова зірка формується у молекулярній хмарі, навколо неї протопланетний диск – складений із газів і пилу – стає основною сировиною для формування планет. Проте шлях від пилових зерен розміром у мікрони до планет розміром із Землю чи навіть Юпітер далеко не простий. Акреція планетесималей поєднує ранню еволюцію пилу (зростання зерен, фрагментацію та злипання) із формуванням кінцевих тіл розміром у кілометри чи сотні кілометрів, які називаються планетесималями. Як тільки планетесималі з'являються, гравітаційна взаємодія та зіткнення дозволяють їм вирости у протопланети, які зрештою визначають розташування формуючихся планетних систем.
- Чому це важливо: Планетезималі – це «будівельні блоки» усіх кам'янистих і багатьох газових планетних ядер. Вони зберігаються і в сучасних тілах, таких як астероїди, комети та об'єкти поясу Койпера.
- Виклики: Прості схеми зіткнень і злипання зупиняються в діапазоні сантиметрів–метрів через шкідливі зіткнення або швидкий радіальний дрейф. Запропоновані рішення – нестабільність потоку (streaming) або акреція «камінчиків» (pebble) – дозволяють обійти цей «бар'єр метрів».
Коротко кажучи, акреція планетезималей – це ключова фаза, яка з маленьких, субміліметрових зерен диска створює зачатки майбутніх планет. Зрозуміти цей процес – означає відповісти, як такі світи, як Земля (а ймовірно, і багато екзопланет), народилися з космічного пилу.
2. Перший бар'єр: ріст від пилу до метрових об'єктів
2.1 Коагуляція та зчеплення пилу
Пилові зерна у диску починаються з мікромасштабів. Вони можуть з'єднуватися у більші структури:
- Браунівський рух: Невеликі зіткнення зерен відбуваються повільно, тому вони можуть зчіплюватися через ван дер Ваальсові або електростатичні сили.
- Турбулентні рухи: У турбулентному диску трохи більші зерна частіше зустрічаються, що дозволяє формувати скупчення розміром мм–см.
- Крижані частинки: За межами зони замерзання льодові оболонки можуть сприяти ефективнішому зчепленню, прискорюючи ріст зерен.
Такі зіткнення можуть створювати «пухкі» скупчення, що виростають до міліметрових або сантиметрових розмірів. Однак із збільшенням зерен зростає і швидкість зіткнень. Перевищуючи певні межі швидкості чи розміру, зіткнення можуть руйнувати скупчення, а не збільшувати їх, створюючи частковий глухий кут (так званий «бар'єр фрагментації»). [1], [2].
2.2 Бар'єр метрів і радіальний дрейф
Навіть якщо зернам вдається вирости до розмірів см–м, вони стикаються з іншою великою проблемою:
- Радіальний дрейф: Через тиск гази диска обертаються трохи повільніше за швидкість Кеплера, тому тверді тіла втрачають кутовий момент і рухаються спіраллю до зірки. Частинки розміром метр можуть бути втрачені для зірки приблизно за ~100–1000 років, так і не сформувавшись у планетезималі.
- Фрагментація: Великі скупчення через вищі швидкості зіткнень можуть розпадатися.
- Відскок: У деяких ситуаціях частинки лише відскакують, не сприяючи ефективному росту.
Отже, поступове зростання зерен до кілометрових планетезималей є складним, якщо домінують руйнівні зіткнення та дрейф. Вирішення цієї дилеми – одне з ключових питань сучасної теорії формування планет.
3. Як подолати бар'єри росту: запропоновані рішення
3.1 Нестабільність потоку (streaming)
Один із можливих механізмів – нестабільність потоку (англ. streaming instability, SI). У випадку SI:
- Колективна взаємодія частинок і газу: Частинки дещо відокремлюються від газу, формуючи локальні перевантаження.
- Позитивний зворотний зв’язок: Скупчені частинки локально прискорюють потік газу, зменшуючи опір вітру, тому концентрація частинок ще більше зростає.
- Гравітаційний колапс: Зрештою щільні скупчення можуть обвалитися через власну гравітацію, уникаючи повільних, поступових зіткнень.
Такий гравітаційний колапс швидко дає 10–100 км масштаб планетезималей, вирішальних для початкового формування протопланет [3]. Чисельні моделі сильно вказують, що streaming-нестабільність може бути надійним шляхом формування планетезималей, особливо якщо співвідношення пилу і газу підвищене або тиск горбів концентрує тверді частинки.
3.2 Акреція «камінців» (pebble)
Інший спосіб – акреція «камінців», коли протопланетні зародки (~100–1000 км) «збирають» частинки розміром мм–см, що рухаються диском:
- Радіус Bondi/Hill: Якщо протопланета достатньо велика, щоб її сфера Hill або радіус Bondi могли «захоплювати» камінці, швидкості акреції можуть бути дуже великими.
- Ефективність росту: Низька відносна швидкість між камінцями та ядром дозволяє великій частині «камінців» приєднуватися, обходячи необхідність поступових зіткнень між частинками подібного розміру [4].
Акреція «камінців» може бути важливішою на стадії протопланет, але пов’язана також із первинними планетезималями або «насінням», що залишилися.
3.3 Субструктури диска (тискові «горби», вихори)
ALMA виявила структури у вигляді кілець, що вказують на можливі пилові «пастки» (наприклад, максимуми тиску, вихори), де частинки накопичуються. Такі локально щільні області можуть колапсувати через streaming-нестабільність або просто швидко сприяти зіткненням. Такі структури допомагають уникнути радіального дрейфу, «створюючи місця» для накопичення пилу. Протягом тисяч орбіт у цих пилових пастках можуть формуватися планетезималі.
4. Подальший ріст за межами планетезималей: формування протопланет
Як тільки з'являються тіла кілометрового масштабу, через гравітаційне «зосередження» зіткнення стають ще частішими:
- Неконтрольований (runaway) ріст: Найбільші планетезималі ростуть найшвидше, – починає домінувати «олігархічний» ріст. Невелика кількість великих протопланет контролює локальні ресурси.
- Прискорення / «гальмування»: Взаємні зіткнення та газове тертя зменшують випадкові швидкості, більше сприяючи акреції, а не руйнуванню.
- Масштаб часу: У внутрішніх (наземних) регіонах протопланети можуть утворюватися за кілька млн років, залишаючи кілька ембріонів, які пізніше, зіткнувшись, формують кінцеві кам'янисті планети. У зовнішніх областях ядрам газових гігантів потрібна ще швидша еволюція, щоб встигнути приєднати гази диска.
5. Спостереження та лабораторні докази
5.1 Залишкові об’єкти в нашій Сонячній системі
У нашій системі збереглися астероїди, комети та об’єкти пояса Койпера як незавершені акреції планетезималей або частково сформовані тіла. Їхній склад і розташування дозволяють зрозуміти умови формування планетезималей на ранньому етапі Сонячної системи:
- Пояс астероїдів: У зоні між Марсом і Юпітером знаходяться тіла різного хімічного складу (кам'янисті, металеві, вуглецеві), що залишилися від незавершеної еволюції планетезималей або орбіт, порушених гравітацією Юпітера.
- Комети: Крижані планетезималі за межами снігової лінії, що зберігають первісні леткі сполуки та пил із зовнішньої частини диска.
Їх ізотопні підписи (наприклад, ізотопи кисню в метеоритах) розкривають локальну хімію диска та радіальні процеси змішування.
5.2 Диски залишків екзопланет
Спостереження за дисками уламків (пилу) (наприклад, за допомогою ALMA чи Spitzer) навколо старших зірок показують кільця, де планетезималі стикаються. Відомий приклад – система β Pictoris з величезним пиловим диском і можливими «горбами» (планетезимальних) тіл. Молодші, протопланетні системи мають більше газів, а старші – менше, де домінують процеси зіткнень між залишковими планетезималями.
5.3 Лабораторні експерименти та фізика частинок
Експерименти з падінням у вежах або мікрогравітаційні дослідження вивчають зіткнення пилових зерен – як зерна злипаються або відскакують один від одного на певній швидкості? Експерименти більшого масштабу досліджують механічні властивості сполук розміром у сантиметри. Тим часом HPC симуляції інтегрують ці дані, щоб побачити, як зростає масштаб зіткнень. Інформація про швидкості фрагментації, пороги зчеплення та склад пилу доповнює моделі формування планетезималей [5], [6].
6. Часові шкали та випадковість
6.1 Швидке проти повільного
Залежно від умов диска, планетезималі можуть формуватися швидко (протягом тисяч років) під впливом streaming нестабільності або повільніше, якщо зростання обмежене менш інтенсивними зіткненнями. Результати сильно варіюються:
- Зовнішня частина диска: Низька щільність уповільнює формування планетезималей, проте лід полегшує злипання.
- Внутрішня частина диска: Вищий щільність сприяє зіткненням, але більша швидкість збільшує ризик шкідливих ударів.
6.2 «Випадковий шлях» до протопланет
Коли планетеми починають формуватися, їх гравітаційна взаємодія викликає хаотичні зіткнення, злиття або викиди. У деяких регіонах можуть швидко формуватися великі ембріони (наприклад, протопланети розміром із Марс у внутрішній системі). При накопиченні достатньої маси архітектура системи може «закріпитися» або продовжувати змінюватися через величезні зіткнення, як вважалося у сценарії зіткнення Землі та Теї, що пояснює походження Місяця.
6.3 Різноманітність систем
Спостереження екзопланет показують, що в деяких системах біля зірки формуються супер-Землі або гарячі Юпітери, а в інших зберігаються широкі орбіти або резонансні ланцюги. Різні темпи формування планетезималей і процеси міграції можуть породжувати несподівано різні планетні конфігурації навіть при незначних відмінностях у масі диска, кутовому моменті чи металічності.
7. Основні ролі планетезималей
7.1 Ядра для газових гігантів
У зовнішній зоні диска, коли планетезималі досягають приблизно 10 мас Землі, вони можуть притягувати шари воднево-гелієвої атмосфери, формуючи газових гігантів типу Юпітера. Без ядра планетезималей таке захоплення газу може бути надто повільним, поки диск не розсіється. Тому планетезималі є надзвичайно важливими у формуванні гігантських планет за моделлю акреції ядра.
7.2 Леткі сполуки
Планетезималі, що сформувалися за межами снігової лінії, містять багато льоду та летких речовин. Пізніше, через розсіювання або пізні зіткнення, вони можуть доставляти воду та органічні сполуки до внутрішніх кам’янистих планет, можливо, суттєво сприяючи їх життєздатності. Вода на Землі частково могла походити з планетезималей поясу астероїдів або комет.
7.3 Менші залишки
Не всі планетезималі зливаються в планети. Частина з них залишається як астероїди, комети або об’єкти поясу Койпера та тіла, що вважаються троянами. Ці популяції зберігають первинний матеріал диска, надаючи «археологічні» докази умов і темпів формування.
8. Майбутні дослідження науки про планетезималі
8.1 Досягнення спостережень (ALMA, JWST)
Спостереження високої роздільної здатності можуть виявити не лише субструктури дисків, а й концентрації чи філаменти твердих частинок, що відповідають нестабільності потоку. Детальний хімічний аналіз (наприклад, ізотопологи CO, складні органічні сполуки) у цих філаментах допоможе підтвердити умови, сприятливі для формування планетезималей.
8.2 Космічні місії до малих тіл
Такі місії, як OSIRIS-REx (для повернення зразків Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), майбутні Lucy (для троянських астероїдів) та Comet Interceptor, розширюють розуміння складу планетезималей та їх внутрішньої структури. Кожне повернення зразків або близьке прольоти допомагають удосконалити моделі конденсації диска, історії зіткнень та наявність органічних сполук, пояснюючи, як формувалися та розвивалися планетезималі.
8.3 Теоретичні та комп'ютерні вдосконалення
Кращі часткові або гідродинамічно-кінетичні моделі нададуть більше можливостей для розуміння нестабільності потоку, фізики зіткнень пилу та процесів на різних масштабах (від субмм зерен до багатокілометрових планетезималей). Використовуючи високопродуктивні HPC ресурси, ми можемо поєднати мікроскопічні нюанси взаємодії зерен із колективною поведінкою скупчень планетезималей.
9. Підсумок і заключне зауваження
Акреція планетезималей є ключовим етапом, коли «космічний пил» перетворюється на відчутні світи. Від мікроскопічних зіткнень пилу до нестабільності потоку, що стимулює формування кілометрових тіл, виникнення планетезималей є одночасно складним і необхідним для росту планетних ембріонів і, зрештою, повністю сформованих планет. Спостереження протопланетних і debris-дисків, а також зразки, отримані з малих тіл Сонячної системи, демонструють хаотичну взаємодію зіткнень, дрейфу, зчеплення та гравітаційного колапсу. На кожному етапі – від пилу до планетезималей і протопланет – розгортається ретельно срежисований (хоч і дещо випадковий) танець матеріалу, керований гравітацією, орбітальною динамікою та фізикою диска.
Об’єднуючи ці процеси, ми пов’язуємо злипання найдрібнішого пилу в диску з величними орбітальними архітектурами багатопланетних систем. Як і Земля, багато екзопланет починаються з цих крихітних пилових грудочок – планетезималей, що сіють цілі сімейства планет, які з часом можуть навіть стати придатними для життя.
Посилання та подальше читання
- Weidenschilling, S. J. (1977). «Аеродинаміка твердих тіл у сонячній туманності.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). «Механізми росту макроскопічних тіл у протопланетних дисках.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). «Швидке формування планетезималей у турбулентних навколозоряних дисках.» Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). «Швидкий ріст ядер газових гігантів за рахунок акреції гальки.» Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). «Еволюція пилу та формування планетезималей.» Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). «Подолання бар'єрів росту у формуванні планетезималей.» Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). «Формування земних планет.» Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.