Procesas, kurio metu maži uoliniai ar ledo kūnai susiduria ir sudaro didesnes protoplanetas
1. Įvadas: nuo dulkių grūdelių iki planetesimalių
Kai nauja žvaigždė formuojasi molekuliniame debesyje, aplink ją esantis protoplanetinis diskas – sudarytas iš dujų ir dulkių – tampa pagrindine žaliava planetų formavimuisi. Vis dėlto kelias nuo po mikroninius dydžius turinčių dulkių grūdelių iki Žemės ar net Jupiterio dydžio planetų toli gražu nėra paprastas. Planetesimalių akrecija sujungia ankstyvąją dulkių evoliuciją (grūdelių augimą, fragmentaciją ir sukibimą) su galutiniu kilometrinių ar šimtų kilometrų masto kūnų, vadinamų planetesimalėmis, susidarymu. Vos tik atsiradus planetesimalėms, gravitacinė sąveika ir susidūrimai leidžia joms išaugti į protoplanetas, kurios galiausiai nulemia besivystančių planetinių sistemų išsidėstymą.
- Kodėl tai svarbu: Planetesimalės – tai „statybiniai blokai“ visų uolinių ir daugelio dujinių planetų branduoliuose. Jos išlieka ir dabartiniuose kūnuose, tokiuose kaip asteroidai, kometos ir Koiperio juostos objektai.
- Iššūkiai: Paprastos susidūrimo ir sulipimo schemos sustoja centimetrų–metrų diapazone dėl žalingų susidūrimų ar greito radialinio dreifo. Siūlomi sprendimai – tekėjimo (streaming) nestabilumas ar „akmenėlių“ (pebble) akrecija – leidžia apeiti šią „metrų dydžio kliūtį“.
Trumpai tariant, planetesimalių akrecija yra esminė fazė, kuri iš mažų, submilimetrinių grūdelių disko sukuria būsimų planetų užuomazgas. Suprasti šį procesą – tai atsakyti, kaip tokie pasauliai kaip Žemė (o tikriausiai ir daugybė egzoplanetų) gimė iš kosminių dulkių.
2. Pirmasis barjeras: augimas nuo dulkių iki metrinių objektų
2.1 Dulkių koaguliacija ir sukibimas
Dulkių grūdeliai diske prasideda mikrometriniais mastais. Jie gali jungtis į didesnius darinius:
- Brauno judėjimas: Menki grūdelių susidūrimai vyksta lėtai, todėl jie gali sukibti per van der Vals ar elektrostatines jėgas.
- Turbulentiniai judesiai: Turbulentiškoje disko aplinkoje šiek tiek didesni grūdeliai susitinka dažniau, leidžiant susiformuoti mm–cm dydžio sankaupoms.
- Ledinės dalelės: Už šalčio ribos ledo apvalkalai gali skatinti efektyvesnį sukibimą, spartindami grūdelių augimą.
Tokie susidūrimai gali sukurti „purias“ sankaupas, išaugusias iki milimetrinių ar centrimetrinių dydžių. Tačiau didėjant grūdams, kyla ir susidūrimų greitis. Viršijus tam tikras greičio ar dydžio ribas, susidūrimai gali suardyti sankaupas, o ne jas auginti, taip susidarant dalinei aklavietei (vadinamai „fragmentacijos barjeru“) [1], [2].
2.2 Metrų dydžio barjeras ir radialinis dreifas
Net jei grūdams pavyksta išaugti iki cm–m dydžio, jie susiduria su kitu dideliu iššūkiu:
- Radialinis dreifas: Dėl slėgio palaikomos disko dujos sukasi truputį lėčiau nei Kelperio greičiu, todėl kietieji kūnai praranda kampinį momentą ir spirale juda žvaigždės link. Metrinės dalelės gali būti prarastos žvaigždei per ~100–1000 metų, taip ir nesusiformuodamos į planetesimales.
- Fragmentacija: Stambesnės sankaupos dėl didesnių susidūrimo greičių gali suirti.
- Atšokimas: Kai kuriose situacijose dalelės tik atšoka, nesulemdamos efektyvaus augimo.
Tad vien laipsniškas grūdelių augimas iki kilometrinių planetesimalių yra sudėtingas, jei vyrauja destruktyvūs susidūrimai ir dreifas. Šios dilemos sprendimas yra vienas iš šiuolaikinės planetų formavimosi teorijos kertinių klausimų.
3. Kaip įveikti augimo kliūtis: siūlomi sprendimai
3.1 Tekėjimo (streaming) nestabilumas
Vienas galimų mechanizmų yra tekėjimo nestabilumas (angl. streaming instability, SI). SI atveju:
- Dalelių ir dujų kolektyvinė sąveika: Dalys kiek atsiplėšia nuo dujų, suformuodamos lokalius perkrovimus.
- Teigiamas grįžtamasis ryšys: Susitelkusios dalelės lokaliai paspartina dujų tekėjimą, sumažindamos joms priešpriešinį vėją, tad dalelių sutelkimas dar labiau didėja.
- Gravitacinis kolapsas: Galiausiai tankūs gniužulai gali sugriūti dėl savo gravitacijos, taip išvengdami lėtų, laipsniškų susidūrimų.
Tokia gravitacinė griūtis greitai duoda 10–100 km masto planetesimalių, lemtingų pradiniam protoplanetų formavimui [3]. Skaitmeniniai modeliai stipriai rodo, kad tekėjimo nestabilumas gali būti patikimas planetesimalių formavimosi kelias, ypač jei dulkių ir dujų santykis padidėjęs arba slėgio gūbriai sutelkia kietąsias daleles.
3.2 „Akmenėlių“ (pebble) akrecija
Kitas būdas – „akmenėlių“ akrecija, kur protoplanetiniai gemalai (~100–1000 km) „susirenka“ mm–cm dydžio daleles, skriejančias diske:
- Bondi/Hill spindulys: Jei protoplaneta pakankamai didelė, kad jos Hill sfera ar Bondi spindulys galėtų „pagauti“ akmenėlius, akrecijos greičiai gali būti labai dideli.
- Augimo efektyvumas: Mažas santykinis greitis tarp akmenėlių ir branduolio leidžia didelei daliai „akmenėlių“ prisijungti, apeinant laipsniškų susidūrimų tarp panašių dydžių dalelių būtinybę [4].
„Akmenėlių“ akrecija gali būti svarbesnė protoplanetų stadijoje, tačiau susijusi ir su pirminėmis planetesimalėmis ar „sėklomis“ išlikus.
3.3 Disko substruktūros (slėgio “gūbriai”, sūkuriai)
ALMA aptiktos žiedo pavidalo struktūros rodo galimus dulkių „spąstus“ (pvz., slėgio maksimumus, sūkurius), kuriuose dalelės kaupiasi. Tokie lokaliai tiršti plotai gali kolapsuoti per streaming nestabilumą arba tiesiog sparčiai skatinti kolizijas. Tokios struktūros padeda išvengti radialinio dreifo „pridarydamos vietas“ dulkių sankaupoms. Per tūkstančius orbitų šiuose dulkių spąstuose gali formuotis planetesimalės.
4. Tolimesnis augimas už planetesimalių: protoplanetų susidarymas
Vos tik turint kilometrinio masto kūnus, dėl gravitacinio „sutelkimo“ susidūrimai tampa dar dažnesni:
- Nekontroliuojamas (runaway) augimas: Didžiausios planetesimalės auga sparčiausiai, – pradeda vyrauti „oligarchinis“ augimas. Nedidelis skaičius didelių protoplanetų valdo lokalius išteklius.
- Greitėjimas / „slopinimas“: Tarpusavio susidūrimai ir dujų trintis sumažina atsitiktinius greičius, labiau skatinant akreciją, o ne suirimą.
- Laiko mastas: Vidiniuose (terestriniuose) regionuose protoplanetos gali susidaryti per keletą mln. metų, palikdamos keletą embrionų, kurie vėliau susidūrę suformuoja galutines uolines planetas. Išorinėse srityse dujinių milžinių branduoliams reikia dar spartesnės evoliucijos, kad spėtų prisijungti disko dujas.
5. Stebėjimų ir laboratoriniai įrodymai
5.1 Likusieji objektai mūsų Saulės sistemoje
Mūsų sistemoje išliko asteroidų, kometų ir Koiperio juostos objektų kaip nebaigtos akrecijos planetesimalių ar iš dalies susiformavusių kūnų. Jų sudėtis ir išsidėstymas leidžia suprasti planetesimalių formavimosi sąlygas ankstyvame saulės ūkelyje:
- Asteroidų juosta: Tarp Marso ir Jupiterio esančioje srityje randame įvairios cheminės sudėties kūnų (uolinių, metalinių, anglingų), likusių iš neužbaigtos planetesimalių evoliucijos ar Jupiterio gravitacijos išderintų orbitų.
- Kometos: Ledinės planetesimalės iš už sniego ribos, išlaikančios pirmykščius lakiuosius junginius bei dulkes iš disko išorinės dalies.
Jų izotopiniai parašai (pvz., deguonies izotopai meteorituose) atskleidžia vietinę disko chemiją bei radialių maišymosi procesus.
5.2 Egzoplanetų liekanų diskai
Debris (dulkių) diskų stebėjimai (pvz., su ALMA ar Spitzer) aplink vyresnes žvaigždes rodo juostas, kur planetesimalės susiduria. Garsus pavyzdys – β Pictoris sistema su didžiuliu dulkių disku, galimais (planetesiminių) kūnų „guzais“. Jaunesnės, protoplanetinės sistemos turi daugiau dujų, o senesnės – mažiau, dominavus susidūrimo tarp likusių planetesimalių procesams.
5.3 Laboratoriniai eksperimentai ir dalelių fizika
Kritimo bokštų ar mikrogravitaciniai bandymai tiria dulkių grūdelių susidūrimus – kaip grūdeliai vieni su kitais sulimpa ar atšoka tam tikru greičiu? Didesnio masto eksperimentai tiria cm dydžio junginių mechanines savybes. Tuo tarpu HPC simuliacijomis integruojami šie duomenys, norint pamatyti, kaip auga susidūrimų mastas. Informacija apie fragmentacijos greičius, sukibimo slenksčius bei dulkių sudėtį papildo planetesimalių formavimosi modelius [5], [6].
6. Laiko skalės ir atsitiktinumas
6.1 Greitas prieš lėtą
Priklausomai nuo disko sąlygų, planetesimalės gali susidaryti greitai (per tūkstančius metų) veikiant streaming nestabilumui arba lėčiau, jei augimą riboja ne tokie spartūs susidūrimai. Rezultatai smarkiai varijuoja:
- Išorinė disko dalis: Nedidelis tankis lėtina planetesimalių formavimąsi, tačiau ledas palengvina sulipimą.
- Vidinė disko dalis: Didesnis tankis skatina susidūrimus, bet didesnis greitis didina žalingų smūgių riziką.
6.2 „Atsitiktinis kelias“ protoplanetų link
Planetoms pradėjus formuotis, jų gravitacinė sąveika sukelia chaotiškus susidūrimus, susiliejimus ar išmetimus. Kai kuriuose regionuose gali sparčiai formuotis stambūs embrionai (pvz., Marso dydžio protoplanetos vidinėje sistemoje). Pakankamai masei susikaupus, sistemos architektūra gali „užsifiksuoti“ arba toliau kisti dėl milžiniškų susidūrimų, kaip manyta Žemės ir Teijos susidūrimo scenarijuje, paaiškinančiame Mėnulio kilmę.
6.3 Sistemų įvairovė
Egzoplanetų stebėjimai rodo, kad kai kuriose sistemose arti žvaigždės formuojasi super-Žemės ar karštieji Jupiteriai, o kitur išsaugojamos plačios orbitos ar rezonansinės grandinės. Skirtingi planetesimalių formavimosi tempai ir migracijos procesai gali gimdyti netikėtai skirtingas planetines konfigūracijas, net esant nežymiems disko masės, kampinio momento ar metališkumo skirtumams.
7. Pagrindiniai planetesimalių vaidmenys
7.1 Branduoliai dujiniams milžinams
Išorinėje disko zonoje, kai planetesimalės pasiekia ~10 Žemės masių, jos gali pritraukti vandenilio–helio aplinkos sluoksnius, formuodamos Jupiterio tipo dujines milžines. Be planetesimalių branduolio, toks dujų prisijungimas gali būti pernelyg lėtas, kol diskas išsisklaidys. Todėl planetesimalės itin svarbios formuojant milžines planetas branduolio akrecijos modelyje.
7.2 Lakieji junginiai
Planetesimalės, susidariusios už sniego ribos, turi daug ledo ir lakumų. Vėliau, dėl išmėtymo ar vėlyvų susidūrimų, jos gali atgabenti vandenį ir organinių junginių į vidines uolines planetas, galbūt esmingai prisidėdamos prie gyvybingumo. Žemės vanduo dalinai galėjo atkeliavęs iš asteroidų juostos srities planetesimalių ar kometų.
7.3 Mažesni likučiai
Ne visos planetesimalės susijungia į planetas. Dalis jų lieka kaip asteroidai, kometos ar Koiperio juostos objektai ir Trojanais laikomi kūnai. Šios populiacijos saugo pirminę disko medžiagą, teikdamos „archeologinius“ įrodymus apie formavimosi sąlygas ir tempus.
8. Ateities tyrimai apie planetesimalių mokslą
8.1 Stebėjimų laimėjimai (ALMA, JWST)
Aukštos raiškos stebėjimai gali atskleisti ne tik diskų substruktūras, bet ir koncentracijas ar filamentus kietųjų dalelių, atitinkančių tekėjimo nestabilumą. Išsami cheminė analizė (pvz., CO izotopologai, sudėtingi organiniai junginiai) šiuose filamentuose padėtų patvirtinti sąlygas, palankias planetesimalių susidarymui.
8.2 Kosminės misijos į mažus kūnus
Tokios misijos kaip OSIRIS-REx (siekiant pargabenti Bennu pavyzdžius), Hayabusa2 (Ryugu), artėjančios Lucy (Trojanų asteroidams) ir Comet Interceptor praplečia supratimą apie planetesimalių sudėtį bei vidinę struktūrą. Kiekvienas pavyzdžių pargabenimas ar artimas prasilenkimas padeda patobulinti disko kondensacijos modelius, susidūrimų istorijas bei organinių junginių buvimą, paaiškindamas, kaip planetesimalės susiformavo ir vystėsi.
8.3 Teoriniai ir kompiuteriniai patobulinimai
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). “Aerodynamics of solid bodies in the solar nebula.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). “The Growth Mechanisms of Macroscopic Bodies in Protoplanetary Disks.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). “Rapid planetesimal formation in turbulent circumstellar disks.” Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “Dust Evolution and the Formation of Planetesimals.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). “Breaking the growth barriers in planetesimal formation.” Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Building Terrestrial Planets.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.