acumulación de guijarros

La acreción de guijarros es la acumulación de partículas , con diámetros que varían desde centímetros hasta metros, en planetesimales dentro de un disco protoplanetario, proceso que se ve potenciado por la resistencia aerodinámica del gas presente en el disco. Esta resistencia reduce la velocidad relativa de los guijarros al pasar cerca de cuerpos más grandes, impidiendo que algunos escapen de su gravedad. Estos guijarros son luego acrecionados por el cuerpo tras describir una trayectoria en espiral o asentarse hacia su superficie. Este proceso aumenta la sección transversal sobre la cual los cuerpos grandes pueden acumular material, acelerando su crecimiento. El rápido crecimiento de los planetesimales mediante la acreción de guijarros permite la formación de núcleos de planetas gigantes en el Sistema Solar exterior antes de la dispersión del disco de gas. Una reducción en el tamaño de los guijarros al perder hielo de agua tras cruzar la línea de hielo y una disminución de la densidad del gas con la distancia al Sol ralentizan las tasas de acreción de guijarros en el Sistema Solar interior, dando como resultado planetas terrestres más pequeños, una masa reducida de Marte y un cinturón de asteroides de baja masa .

En un disco protoplanetario , la probabilidad de acreción de guijarros que varían en tamaño de centímetros a un metro es ≤10% en planetas de hasta aproximadamente 20 masas terrestres. ^{[ 1 ]} Un disco protoplanetario está compuesto por una mezcla de gas y sólidos que incluyen polvo, guijarros, planetesimales y protoplanetas . ^{[ 2 ]} El gas en un disco protoplanetario está sostenido por presión y como resultado orbita a una velocidad más lenta que los objetos grandes. ^{[ 3 ]} El gas afecta los movimientos de los sólidos de diferentes maneras dependiendo de su tamaño, con el polvo moviéndose con el gas y los planetesimales más grandes orbitando en gran medida no afectados por el gas. ^{[ 4 ]} Los guijarros son un caso intermedio, el arrastre aerodinámico hace que se asienten hacia el plano central del disco y orbiten a una velocidad subkepleriana que resulta en una deriva radial hacia la estrella central . ^{[ 5 ]} Los guijarros frecuentemente se encuentran con planetesimales como resultado de sus velocidades más bajas y su deriva hacia el interior. Si sus movimientos no se vieran afectados por el gas, solo una pequeña fracción, determinada por el enfoque gravitacional y la sección transversal de los planetesimales, sería acrecentada por estos.

El resto seguiría trayectorias hiperbólicas , acelerando hacia el planetesimal al acercarse y desacelerándose al alejarse. Sin embargo, la resistencia que experimentan los guijarros aumenta a medida que se incrementa su velocidad, ralentizando algunos lo suficiente como para que queden ligados gravitacionalmente al planetesimal. ^{[ 6 ]} Estos guijarros continúan perdiendo energía mientras orbitan el planetesimal, lo que provoca que se acerquen en espiral y sean acrecionados por él. ^{[ 7 ] [ 8 ]}

Los planetesimales pequeños acumulan guijarros que pasan a su lado a la velocidad relativa del gas. Aquellos guijarros con tiempos de parada similares al tiempo de Bondi del planetesimal se acumulan dentro de su radio de Bondi. En este contexto, el radio de Bondi se define como la distancia a la que un objeto que se aproxima a un planetesimal a la velocidad relativa del gas se desvía un radián; el tiempo de parada es la escala de tiempo exponencial para la desaceleración de un objeto debido al arrastre del gas, y el tiempo de Bondi es el tiempo que tarda un objeto en cruzar el radio de Bondi. Dado que el radio de Bondi y el tiempo de Bondi aumentan con el tamaño del planetesimal, y el tiempo de parada aumenta con el tamaño del guijarro, el tamaño óptimo del guijarro aumenta con el tamaño del planetesimal.

Los objetos más pequeños, con relaciones de tiempos de parada a tiempos de Bondi menores a 0,1, son arrastrados del flujo que pasa por el planetesimal y acrecentados desde un radio menor que disminuye con la raíz cuadrada de esta relación. Los guijarros más grandes y débilmente acoplados también se acrecentan con menor eficiencia debido a los efectos de tres cuerpos, y el radio acrecentado disminuye rápidamente entre relaciones de 10 y 100. El radio de Bondi es proporcional a la masa del planetesimal, por lo que la tasa de crecimiento relativa es proporcional al cuadrado de la masa, lo que resulta en un crecimiento desbocado. ^{[ 10 ]} La desviación aerodinámica del gas alrededor del planetesimal reduce la eficiencia de la acreción de guijarros, lo que resulta en una escala de tiempo de crecimiento máxima de 100  km. ^{[ 11 ]}

Los planetesimales más grandes, por encima de una masa de transición de aproximadamente la masa de Ceres en el Sistema Solar interior y la masa de Plutón en el Sistema Solar exterior, ^{[ 12 ]} acumulan guijarros con números de Stokes cercanos a uno a partir de sus radios de Hill. El " número de Stokes " en este contexto es el producto del tiempo de frenado y la frecuencia kepleriana . Al igual que con los planetesimales pequeños, el radio desde el cual se acumulan los guijarros disminuye para tamaños de guijarros más pequeños y más grandes. El tamaño óptimo de guijarro para planetesimales grandes se mide en cm debido a una combinación del radio de acreción y las tasas de deriva radial de los guijarros. A medida que los objetos crecen, su acreción cambia de 3D, con acreción de parte del espesor del disco de guijarros, a 2D, con acreción de todo el espesor del disco de guijarros. La tasa de crecimiento relativa en la acreción 2D es proporcional a la masa.${\displaystyle ^{2/3}}$lo que conduce al crecimiento oligárquico y a la formación de cuerpos de tamaño similar. ^{[ 10 ]} La acreción de guijarros puede resultar en la duplicación de la masa de un núcleo de masa similar a la de la Tierra en tan solo 5500 años, ^{[ 12 ]} reduciendo las escalas de tiempo para el crecimiento de los núcleos de los planetas gigantes en 2 o 3 órdenes de magnitud en relación con la acreción de planetesimales. ^{[ 10 ]} La influencia gravitacional de estos cuerpos masivos puede crear un hueco parcial en el disco de gas alterando el gradiente de presión. ^{[ 12 ]} La velocidad del gas se vuelve superkepleriana fuera del hueco, deteniendo la deriva hacia adentro de los guijarros y terminando la acreción de guijarros. ^{[ 4 ]} Simulaciones detalladas, basadas en cálculos de primeros principios, indican que en discos protoplanetarios típicos el tiempo de formación de planetas gigantes a través de la acreción de guijarros es de unos pocos a varios millones de años, comparable al obtenido a partir de cálculos de acreción de planetesimales. ^{[ 1 ]}

Si la formación de guijarros es lenta, la acreción de guijarros conduce a la formación de unos pocos planetas gigantes en el Sistema Solar exterior . La formación de los gigantes gaseosos es un problema de larga data en la ciencia planetaria . ^{[ 13 ]} La acreción de los núcleos de los planetas gigantes a través de la colisión y fusión de planetesimales es lenta y puede ser difícil de completar antes de que el disco de gas se disipe. ^{[ 2 ]} No obstante, la formación a través de colisiones de planetesimales puede lograrse dentro de la vida típica de un disco protoplanetario . ^{[ 14 ] [ 15 ]} Los planetesimales más grandes pueden crecer mucho más rápido a través de la acreción de guijarros, ^{[ 10 ]} pero si la formación o entrega de guijarros es rápida, se forman numerosos planetas de masa terrestre en lugar de unos pocos núcleos de planetas gigantes. ^{[ 16 ]} A medida que los objetos más grandes se acercan a la masa terrestre, el radio desde el cual se acrecionan los guijarros está limitado por el radio de Hill . ^{[ 3 ]} Esto ralentiza su crecimiento en relación con sus vecinos y permite que muchos objetos acumulen masas similares de guijarros.

Sin embargo, si la formación o el suministro de guijarros es lento, las escalas de tiempo de crecimiento se vuelven más largas que el tiempo requerido para la agitación gravitacional. Los planetesimales más grandes excitan entonces las inclinaciones y excentricidades de los planetesimales más pequeños. ^{[ 17 ]} Sus órbitas inclinadas mantienen a los planetesimales pequeños fuera del disco estrecho de guijarros durante la mayor parte de sus órbitas, limitando su crecimiento. ^{[ 16 ]} El período de crecimiento desbocado se extiende entonces y los objetos más grandes pueden acumular una fracción considerable de los guijarros y crecer hasta convertirse en núcleos de planetas gigantes. ^{[ 18 ]} A medida que los núcleos crecen, algunos alcanzan masas suficientes para crear huecos parciales en el disco de gas, alterando su gradiente de presión y bloqueando la deriva interna de los guijarros. La acumulación de guijarros se detiene entonces y la envoltura de gas que rodea el núcleo se enfría y colapsa, permitiendo la rápida acumulación de gas y la formación de un gigante gaseoso. Los núcleos que no crecen lo suficiente como para despejar huecos en el disco de guijarros solo pueden acumular pequeñas envolturas de gas y, en cambio, se convierten en gigantes de hielo . ^{[ 4 ]} El rápido crecimiento mediante la acumulación de guijarros permite que los núcleos crezcan lo suficiente como para acumular enormes envolturas de gas formando gigantes de gas, evitando al mismo tiempo migrar muy cerca de la estrella. En simulaciones, los gigantes de gas fríos como Júpiter y Saturno pueden formarse mediante la acumulación de guijarros si sus embriones iniciales comenzaron a crecer más allá de las 20 UA. Esta formación distante ofrece una posible explicación para el enriquecimiento de Júpiter en gases nobles. ^{[ 19 ] [ 20 ]} Sin embargo, los modelos de formación específicos indican que es difícil conciliar el crecimiento mediante la acumulación de guijarros con la masa y composición finales de los gigantes de hielo del Sistema Solar, Urano y Neptuno . ^{[ 21 ] [ 22 ]}

Los planetas terrestres pueden ser mucho más pequeños que los planetas gigantes debido a la sublimación del hielo de agua cuando los guijarros cruzan la línea de hielo . La deriva radial de los guijarros los lleva a través de la línea de hielo donde el hielo de agua se sublima liberando granos de silicato . ^{[ 23 ]} Los granos de silicato son menos pegajosos que los granos de hielo, lo que resulta en rebotes o fragmentación durante las colisiones y la formación de guijarros más pequeños. ^{[ 24 ]} Estos guijarros más pequeños se dispersan en un disco más grueso por la turbulencia en el disco de gas. El flujo de masa de sólidos que se desplazan a través de la región terrestre también se reduce a la mitad por la pérdida de hielo de agua. En combinación, estos dos factores reducen significativamente la tasa a la que se acumula masa por planetesimales en el Sistema Solar interior en relación con el Sistema Solar exterior. Como resultado, los embriones planetarios de masa lunar en el Sistema Solar interior solo pueden crecer hasta alcanzar una masa similar a la de Marte, mientras que en el Sistema Solar exterior pueden crecer hasta superar 10 veces la masa de la Tierra, formando los núcleos de planetas gigantes. ^{[ 24 ] [ 23 ]} Si en cambio partimos de planetesimales formados mediante inestabilidades de flujo, obtenemos resultados similares en el Sistema Solar interior. En el cinturón de asteroides, los planetesimales más grandes crecen hasta convertirse en embriones con masa similar a la de Marte. Estos embriones agitan a los planetesimales más pequeños, aumentando sus inclinaciones y provocando que abandonen el disco de guijarros. El crecimiento de estos planetesimales más pequeños se detiene en este punto, congelando su distribución de tamaño cerca de la del cinturón de asteroides actual. La variación de la eficiencia de acreción con el tamaño de los guijarros durante este proceso da como resultado la clasificación por tamaño de los cóndrulos observada en los meteoritos primitivos. ^{[ 25 ]}

En la zona terrestre, la acreción de guijarros juega un papel menor. ^{[ 24 ]} Aquí, el crecimiento se debe a una mezcla de acreción de guijarros y planetesimales hasta que se forma una configuración oligárquica de embriones aislados de masa lunar. El crecimiento continuo debido a la acreción de cóndrulos que se desplazan hacia adentro aumenta la masa de estos embriones hasta que sus órbitas se desestabilizan, lo que lleva a impactos gigantes entre los embriones y la formación de embriones del tamaño de Marte. ^{[ 24 ] [ 25 ]} El corte de la deriva hacia adentro de guijarros helados por la formación de Júpiter antes de que la línea de hielo se moviera a la región terrestre limitaría la fracción de agua de los planetas formados a partir de estos embriones. ^{[ 26 ]}

La pequeña masa de Marte y el cinturón de asteroides de baja masa podrían ser el resultado de que la acreción de guijarros se vuelve menos eficiente a medida que disminuye la densidad del gas en el disco protoplanetario. Se cree que el disco protoplanetario del que se formó el Sistema Solar tenía una densidad superficial que disminuía con la distancia al Sol y que se había ensanchado, con un grosor que aumentaba con la distancia al Sol. ^{[ 27 ]} Como resultado, la densidad del gas y la resistencia aerodinámica que experimentan los guijarros incrustados en el disco habrían disminuido significativamente con la distancia. Si los guijarros fueran grandes, la eficiencia de la acreción de guijarros disminuiría con la distancia al Sol, ya que la resistencia aerodinámica se vuelve demasiado débil para que los guijarros sean capturados durante los encuentros con los objetos más grandes. Un objeto que crece rápidamente a la distancia orbital de la Tierra solo crecería lentamente en la órbita de Marte y muy poco en el cinturón de asteroides. ^{[ 7 ]} La formación del núcleo de Júpiter también podría reducir la masa del cinturón de asteroides al crear un hueco en el disco de guijarros y detener la deriva hacia el interior de los guijarros desde más allá de la línea de hielo. Los objetos en el cinturón de asteroides se verían privados de guijarros tempranamente, mientras que los objetos en la región terrestre continuarían acumulando guijarros que llegaban desde la región de asteroides. ^{[ 27 ]}