Процесс, при котором маленькие каменистые или ледяные тела сталкиваются и образуют более крупные протопланеты
1. Введение: от пылевых зерен до планетесималей
Когда формируется новая звезда в молекулярном облаке, окружающий её протопланетный диск — состоящий из газа и пыли — становится основным сырьём для формирования планет. Тем не менее путь от пылевых зерен размером менее микрона до планет размером с Землю или даже Юпитер далеко не прост. Аккреция планетесималей связывает раннюю эволюцию пыли (рост зерен, фрагментацию и сцепление) с образованием конечных тел километрового или сотен километров масштаба, называемых планетесималями. Как только планетесимали появляются, гравитационное взаимодействие и столкновения позволяют им вырасти в протопланеты, которые в конечном итоге определяют расположение развивающихся планетных систем.
- Почему это важно: Планетезимали — это «строительные блоки» всех каменистых и многих газовых планетных ядер. Они сохраняются и в современных телах, таких как астероиды, кометы и объекты пояса Койпера.
- Проблемы: Простые схемы столкновений и слипания останавливаются в диапазоне сантиметров–метров из-за разрушительных столкновений или быстрого радиального дрейфа. Предлагаемые решения — нестабильность потока (streaming instability) или аккреция «гальки» (pebble accretion) — позволяют обойти этот «метровый барьер».
Кратко говоря, аккреция планетезималей — это ключевая фаза, которая из маленьких, субмиллиметровых зерен диска создаёт зачатки будущих планет. Понять этот процесс — значит ответить на вопрос, как такие миры, как Земля (и, вероятно, множество экзопланет), возникли из космической пыли.
2. Первый барьер: рост от пыли до метровых объектов
2.1 Коагуляция и сцепление пыли
Пылевые зерна в диске начинаются с микромасштабов. Они могут объединяться в более крупные структуры:
- Броуновское движение: Небольшие столкновения зерен происходят медленно, поэтому они могут сцепляться за счёт сил ван дер Ваальса или электростатических сил.
- Турбулентные движения: В турбулентной среде диска немного большие зерна сталкиваются чаще, что позволяет формироваться скоплениям размером мм–см.
- Ледяные частицы: За пределами зоны замерзания ледяные оболочки могут способствовать более эффективному сцеплению, ускоряя рост зерен.
Такие столкновения могут создавать «рыхлые» скопления размером до миллиметров или сантиметров. Однако с ростом зерен увеличивается и скорость столкновений. Превышение определённых скоростных или размерных порогов приводит к разрушению скоплений, а не к их росту, создавая частичный тупик (называемый «барьером фрагментации»). [1], [2].
2.2 Барьер метрового размера и радиальный дрейф
Даже если зернам удаётся вырасти до размеров от сантиметров до метров, они сталкиваются с другой серьёзной проблемой:
- Радиальный дрейф: Газ в диске, поддерживаемый давлением, вращается немного медленнее, чем по законам Кеплера, поэтому твёрдые тела теряют угловой момент и движутся по спирали к звезде. Частицы размером в метры могут быть потеряны для звезды примерно за 100–1000 лет, так и не сформировав планетезимали.
- Фрагментация: Крупные скопления могут разрушаться из-за высоких скоростей столкновений.
- Отскок: В некоторых ситуациях частицы просто отскакивают, не приводя к эффективному росту.
Таким образом, постепенный рост зерен до километровых планетезималей затруднён, если преобладают разрушительные столкновения и дрейф. Решение этой дилеммы — один из ключевых вопросов современной теории формирования планет.
3. Как преодолеть препятствия роста: предлагаемые решения
3.1 Нестабильность потока (streaming instability)
Один из возможных механизмов — нестабильность потока (англ. streaming instability, SI). В случае SI:
- Коллективное взаимодействие частиц и газа: Частицы немного отрываются от газа, формируя локальные перегрузки.
- Положительная обратная связь: Сосредоточенные частицы локально ускоряют поток газа, уменьшая встречный ветер, что ещё больше увеличивает концентрацию частиц.
- Гравитационный коллапс: В конечном итоге плотные скопления могут коллапсировать под собственной гравитацией, избегая медленных, постепенных столкновений.
Такой гравитационный коллапс быстро даёт планетезимали масштаба 10–100 км, решающие для начального формирования протопланет [3]. Численные модели сильно указывают, что streaming instability может быть надежным путем формирования планетезималей, особенно если соотношение пыли и газа увеличено или давление «горбы» концентрируют твердые частицы.
3.2 Аккреция «камешков» (pebble)
Другой способ — аккреция «камешков», когда протопланетные ядра (~100–1000 км) «собирают» частицы размером мм–см, движущиеся в диске:
- Радиус Бонди/Хилла: Если протопланета достаточно велика, чтобы её сфера Хилла или радиус Бонди могли «поймать» камешки, скорости аккреции могут быть очень высокими.
- Эффективность роста: Низкая относительная скорость между камешками и ядром позволяет большой части «камешков» присоединяться, обходя необходимость постепенных столкновений между частицами похожих размеров [4].
Аккреция «камешков» может быть важнее на стадии протопланет, но связана также с первичными планетезималями или сохранившимися «семенами».
3.3 Субструктуры диска (давление «горбы», вихри)
Структуры в виде колец, обнаруженные ALMA, указывают на возможные «ловушки» пыли (например, максимумы давления, вихри), в которых частицы накапливаются. Такие локально плотные области могут коллапсировать из-за streaming instability или просто быстро стимулировать столкновения. Такие структуры помогают избежать радиального дрейфа, «создавая места» для скоплений пыли. В течение тысяч орбит в этих пылевых ловушках могут формироваться планетезимали.
4. Дальнейший рост за пределами планетезималей: формирование протопланет
Как только появляются тела километрового масштаба, из-за гравитационного «сосредоточения» столкновения становятся еще более частыми:
- Неконтролируемый (runaway) рост: Крупнейшие планетезимали растут быстрее всего — начинается доминирование «олигархического» роста. Небольшое число крупных протопланет контролируют локальные ресурсы.
- Ускорение / «затухание»: Взаимные столкновения и газовое трение уменьшают случайные скорости, больше способствуя аккреции, а не разрушению.
- Масштаб времени: Во внутренних (наземных) регионах протопланеты могут формироваться за несколько миллионов лет, оставляя несколько эмбрионов, которые позже сталкиваясь формируют конечные каменистые планеты. Во внешних областях ядрам газовых гигантов требуется еще более быстрая эволюция, чтобы успеть захватить газ диска.
5. Наблюдательные и лабораторные доказательства
5.1 Остаточные объекты в нашей Солнечной системе
В нашей системе сохранились астероиды, кометы и объекты пояса Койпера как незавершённые аккреционные планетезимали или частично сформировавшиеся тела. Их состав и распределение позволяют понять условия формирования планетезималей в ранней солнечной системе:
- Пояс астероидов: В области между Марсом и Юпитером находятся тела различного химического состава (скальные, металлические, углистые), оставшиеся от незавершённой эволюции планетезималей или орбит, нарушенных гравитацией Юпитера.
- Кометы: Ледяные планетезимали за пределами снежной линии, сохраняющие первичные летучие соединения и пыль из внешней части диска.
Их изотопные подписи (например, изотопы кислорода в метеоритах) раскрывают локальную химию диска и процессы радиального перемешивания.
5.2 Диски остатков экзопланет
Наблюдения за обломочными (пылевыми) дисками (например, с ALMA или Spitzer) вокруг старших звёзд показывают пояса, где сталкиваются планетезимали. Известный пример — система β Pictoris с огромным пылевым диском и возможными «узлами» (планетезимальных) тел. Более молодые, протопланетные системы содержат больше газа, а более старые — меньше, где доминируют процессы столкновений между оставшимися планетезималями.
5.3 Лабораторные эксперименты и физика частиц
Эксперименты с падением башен или микрогравитационные испытания изучают столкновения пылевых зерен — как зерна слипаются или отскакивают друг от друга при определённой скорости? Эксперименты большего масштаба исследуют механические свойства соединений размером в сантиметры. Тем временем HPC-симуляции интегрируют эти данные, чтобы увидеть, как растёт масштаб столкновений. Информация о скоростях фрагментации, порогах сцепления и составе пыли дополняет модели формирования планетезималей [5], [6].
6. Временные масштабы и случайность
6.1 Быстрое против медленного
В зависимости от условий диска планетезимали могут формироваться быстро (за тысячи лет) под воздействием стриминговой нестабильности или медленнее, если рост ограничен менее частыми столкновениями. Результаты сильно варьируются:
- Внешняя часть диска: Низкая плотность замедляет формирование планетезималей, однако лед облегчает слипание.
- Внутренняя часть диска: Более высокая плотность способствует столкновениям, но большая скорость увеличивает риск разрушительных ударов.
6.2 «Случайный путь» к протопланетам
Когда планетезимали начали формироваться, их гравитационное взаимодействие вызывает хаотичные столкновения, слияния или выбросы. В некоторых регионах могут быстро формироваться крупные эмбрионы (например, протопланеты размером с Марс во внутренней системе). При накоплении достаточной массы архитектура системы может "зафиксироваться" или продолжать изменяться из-за гигантских столкновений, как предполагается в сценарии столкновения Земли и Тейи, объясняющем происхождение Луны.
6.3 Разнообразие систем
Наблюдения экзопланет показывают, что в некоторых системах у звезды формируются суперземли или горячие юпитеры, а в других сохраняются широкие орбиты или резонансные цепочки. Различные темпы формирования планетезималей и процессы миграции могут порождать неожиданно разные планетные конфигурации, даже при незначительных различиях в массе диска, угловом моменте или металличности.
7. Основные роли планетезималей
7.1 Ядра для газовых гигантов
Во внешней зоне диска, когда планетезимали достигают ~10 масс Земли, они могут притягивать слои водородно-гелиевой атмосферы, формируя газовые гиганты типа Юпитера. Без ядра из планетезималей такое накопление газа может быть слишком медленным, пока диск не рассеется. Поэтому планетезимали крайне важны при формировании гигантских планет в модели аккреции ядра.
7.2 Летучие соединения
Планетезимали, сформировавшиеся за пределами линии снега, содержат много льда и летучих веществ. Позже, из-за выбросов или поздних столкновений, они могут доставлять воду и органические соединения во внутренние каменистые планеты, возможно, существенно способствуя их обитаемости. Вода на Земле частично могла прибыть из планетезималей пояса астероидов или комет.
7.3 Меньшие остатки
Не все планетезимали сливаются в планеты. Часть из них остаётся в виде астероидов, комет или объектов пояса Койпера и тел, считающихся троянами. Эти популяции сохраняют первичный материал диска, предоставляя «археологические» доказательства условий и темпов формирования.
8. Будущие исследования науки о планетезималях
8.1 Достижения наблюдений (ALMA, JWST)
Наблюдения с высоким разрешением могут выявить не только подструктуры дисков, но и концентрации или нити твёрдых частиц, соответствующие нестабильности потока. Детальный химический анализ (например, изотопологи CO, сложные органические соединения) в этих нитях помог бы подтвердить условия, благоприятные для формирования планетезималей.
8.2 Космические миссии к малым телам
Такие миссии, как OSIRIS-REx (для доставки образцов Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), предстоящие Lucy (для троянских астероидов) и Comet Interceptor, расширяют понимание состава и внутренней структуры планетезималей. Каждая доставка образцов или близкий пролёт помогает улучшить модели конденсации диска, истории столкновений и присутствия органических соединений, объясняя, как формировались и развивались планетезимали.
8.3 Теоретические и компьютерные усовершенствования
Более совершенные частичные или гидродинамико-кинетические модели предоставят больше возможностей для понимания гидродинамической нестабильности, физики столкновений пыли и процессов на различных масштабах (от субмиллиметровых зерен до многокилометровых планетезималей). Используя высокопроизводительные HPC-ресурсы, мы можем объединить микроскопические нюансы взаимодействия зерен и коллективное поведение скоплений планетезималей.
9. Резюме и заключительное замечание
Аккреция планетезималей — это ключевой этап, на котором «космическая пыль» превращается в осязаемые миры. Начиная с микроскопических взаимодействий столкновений пыли и заканчивая гидродинамической нестабильностью, стимулирующей формирование километровых тел, появление планетезималей одновременно сложное и необходимое для роста планетных эмбрионов и, в конечном итоге, полностью сформированных планет. Наблюдения протопланетных и обломочных дисков, а также образцы, возвращённые с малых тел Солнечной системы, демонстрируют хаотическое взаимодействие столкновений, дрейфа, сцепления и гравитационного коллапса. На каждом этапе — от пыли до планетезималей и протопланет — раскрывается тщательно срежиссированный (хотя и отчасти случайный) танец вещества, обусловленный гравитацией, орбитальной динамикой и физикой диска.
Объединяя эти процессы, мы связываем слипание мельчайшей пыли в диске с величественными орбитальными архитектурами многопланетных систем. Как и Земля, многие экзопланеты начинаются с объединения этих крошечных пылевых комочков — планетезималей, которые сеют целые семейства планет, способные со временем стать пригодными для жизни.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Weidenschilling, S. J. (1977). «Аэродинамика твёрдых тел в солнечной туманности.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). «Механизмы роста макроскопических тел в протопланетных дисках.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). «Быстрое формирование планетезималей в турбулентных околозвёздных дисках.» Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). «Быстрый рост ядер газовых гигантов за счёт аккреции гальки.» Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). «Эволюция пыли и формирование планетезималей.» Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). «Преодоление барьеров роста при формировании планетезималей.» Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). «Формирование земных планет.» Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.