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Formación de planetesimales

En ciencia planetaria, una inestabilidad de flujo es un mecanismo hipotético para la formación de planetesimales en el que la resistencia que sienten las partículas sólidas que orbitan en un disco de gas conduce a su concentración espontánea en cúmulos que pueden colapsar gravitacionalmente . [ 1 ] Los pequeños cúmulos iniciales aumentan la velocidad orbital del gas, ralentizando la deriva radial localmente, lo que lleva a su crecimiento a medida que se les unen partículas aisladas que se desplazan más rápido. Se forman filamentos masivos que alcanzan densidades suficientes para el colapso gravitacional en planetesimales del tamaño de grandes asteroides , sorteando una serie de barreras a los mecanismos de formación tradicionales. La formación de inestabilidades de flujo requiere sólidos que estén moderadamente acoplados al gas y una relación sólido/gas local de uno o más. El crecimiento de sólidos lo suficientemente grandes como para acoplarse moderadamente al gas es más probable fuera de la línea de hielo y en regiones con turbulencia limitada. Una concentración inicial de sólidos con respecto al gas es necesaria para suprimir la turbulencia lo suficiente como para permitir que la relación sólido/gas alcance un valor mayor que uno en el plano medio. Se han propuesto diversos mecanismos para eliminar selectivamente gases o concentrar sólidos. En el sistema solar interior , la formación de inestabilidades de flujo requiere una mayor concentración inicial de sólidos o el crecimiento de sólidos más allá del tamaño de los cóndrulos . [ 2 ]

Fondo

Tradicionalmente se cree que los planetesimales y los cuerpos de mayor tamaño se formaron mediante una acreción jerárquica, es decir, la formación de objetos grandes a través de la colisión y fusión de objetos pequeños. Este proceso comienza con la colisión de polvo debido al movimiento browniano , que produce agregados más grandes unidos por fuerzas de van der Waals . Estos agregados se asientan hacia el plano medio del disco y colisionan debido a la turbulencia del gas, formando guijarros y objetos más grandes. Las colisiones y fusiones posteriores dan lugar a planetesimales de 1 a 10  km de diámetro, unidos por su propia gravedad. El crecimiento de los planetesimales más grandes se acelera, ya que el enfoque gravitacional aumenta su sección transversal efectiva, lo que provoca una acreción descontrolada que forma los asteroides más grandes . Posteriormente, la dispersión gravitacional de los objetos más grandes excita movimientos relativos, lo que provoca una transición a una acreción oligárquica más lenta que termina con la formación de embriones planetarios. En el sistema solar exterior, los embriones planetarios crecen lo suficiente como para acumular gas, formando los planetas gigantes. En el sistema solar interior, las órbitas de los embriones planetarios se vuelven inestables, lo que provoca impactos gigantes y la formación de los planetas terrestres. [ 3 ]

Se han identificado varios obstáculos para este proceso: barreras al crecimiento por colisiones, la deriva radial de sólidos más grandes y la agitación turbulenta de planetesimales. [ 2 ] A medida que una partícula crece, el tiempo necesario para que su movimiento reaccione a los cambios en el movimiento del gas en remolinos turbulentos aumenta. Por lo tanto, los movimientos relativos de las partículas y las velocidades de colisión aumentan como con la masa de las partículas. Para los silicatos , el aumento de las velocidades de colisión hace que los agregados de polvo se compacten en partículas sólidas que rebotan en lugar de adherirse, deteniendo el crecimiento en el tamaño de los cóndrulos , aproximadamente 1  mm de diámetro. [ 4 ] [ 5 ] Los sólidos helados pueden no verse afectados por la barrera del rebote, pero su crecimiento puede detenerse en tamaños mayores debido a la fragmentación a medida que aumentan las velocidades de colisión. [ 6 ] La deriva radial es el resultado del soporte de presión del gas, lo que le permite orbitar a una velocidad más lenta que los sólidos. Los sólidos que orbitan a través de este gas pierden momento angular y giran en espiral hacia la estrella central a velocidades que aumentan a medida que crecen. A 1 UA esto produce una barrera del tamaño de un metro, con la rápida pérdida de objetos grandes en tan solo ~1000 órbitas, terminando con su vaporización cuando se acercan demasiado a la estrella. [ 7 ] [ 8 ] A mayores distancias, el crecimiento de los cuerpos helados puede verse limitado por la deriva en tamaños más pequeños cuando sus escalas de tiempo de deriva se vuelven más cortas que sus escalas de tiempo de crecimiento. [ 9 ] La turbulencia en el disco protoplanetario puede crear fluctuaciones de densidad que ejercen pares sobre los planetesimales excitando sus velocidades relativas. Fuera de la zona muerta, las velocidades aleatorias más altas pueden resultar en la destrucción de planetesimales más pequeños y el retraso del inicio del crecimiento desbocado hasta que los planetesimales alcanzan radios de 100  km. [ 2 ]

Existe cierta evidencia de que la formación de planetesimales puede haber evitado estas barreras para el crecimiento incremental. En el cinturón de asteroides interior , todos los asteroides de bajo albedo que no han sido identificados como parte de una familia de colisión son mayores de 35  km. [ 10 ] [ 11 ] Un cambio en la pendiente de la distribución de tamaño de los asteroides a aproximadamente 100  km puede reproducirse en modelos si el diámetro mínimo de los planetesimales fue de 100  km y los asteroides más pequeños son escombros de colisiones. [ 3 ] [ 12 ] Se ha observado un cambio de pendiente similar en la distribución de tamaño de los objetos del cinturón de Kuiper . [ 13 ] [ 14 ] El bajo número de cráteres pequeños en Plutón [ 15 ] también se ha citado como evidencia de que los KBO más grandes se formaron directamente. [ 16 ] Además, si los KBO clásicos fríos se formaron in situ a partir de un disco de baja masa, como sugiere la presencia de binarias débilmente ligadas, [ 17 ] es improbable que se hayan formado mediante el mecanismo tradicional. [ 18 ] La actividad de polvo de los cometas indica una baja resistencia a la tracción que sería el resultado de un proceso de formación suave con colisiones a velocidades de caída libre . [ 19 ] [ 20 ]

Descripción

Las inestabilidades de flujo, descritas por primera vez por Andrew Youdin y Jeremy Goodman, [ 21 ] son ​​impulsadas por diferencias en los movimientos de las partículas de gas y sólidas en el disco protoplanetario . El gas es más caliente y denso cerca de la estrella, creando un gradiente de presión que compensa parcialmente la gravedad de la estrella. El soporte parcial del gradiente de presión permite que el gas orbite a aproximadamente 50  m/s por debajo de la velocidad kepleriana a su distancia. Las partículas sólidas, sin embargo, no están sostenidas por el gradiente de presión y orbitarían a velocidades keplerianas en ausencia del gas. La diferencia de velocidades produce un viento de frente que hace que las partículas sólidas giren en espiral hacia la estrella central a medida que pierden momento debido al arrastre aerodinámico . El arrastre también produce una reacción inversa en el gas, aumentando su velocidad. Cuando las partículas sólidas se agrupan en el gas, la reacción reduce el viento de frente localmente, lo que permite que el cúmulo orbite más rápido y experimente una menor deriva hacia el interior. Los cúmulos que se desplazan más lentamente son alcanzados y se les unen partículas aisladas, lo que aumenta la densidad local y reduce aún más la deriva radial, alimentando un crecimiento exponencial de los cúmulos iniciales. [ 2 ] En simulaciones, los cúmulos forman filamentos masivos que pueden crecer o disiparse, y que pueden colisionar y fusionarse o dividirse en múltiples filamentos. La separación de los filamentos tiene un promedio de 0,2 alturas de escala de gas , aproximadamente 0,02 UA a la distancia del cinturón de asteroides. [ 22 ] Las densidades de los filamentos pueden superar mil veces la densidad del gas, suficiente para desencadenar el colapso gravitacional y la fragmentación de los filamentos en cúmulos ligados. [ 23 ]

Los cúmulos se encogen a medida que la energía se disipa por el arrastre de gas y las colisiones inelásticas , lo que lleva a la formación de planetesimales del tamaño de grandes asteroides. [ 23 ] Las velocidades de impacto son limitadas durante el colapso de los cúmulos más pequeños que forman  asteroides de 1 a 10 km, lo que reduce la fragmentación de partículas, lo que lleva a la formación de planetesimales de pilas de guijarros porosos con bajas densidades. [ 24 ] El arrastre de gas ralentiza la caída de las partículas más pequeñas y las colisiones menos frecuentes ralentizan la caída de las partículas más grandes durante este proceso, lo que resulta en la clasificación por tamaño de las partículas con partículas de tamaño medio formando un núcleo poroso y una mezcla de tamaños de partículas formando capas exteriores más densas. [ 25 ] Las velocidades de impacto y la fragmentación de partículas aumentan con la masa de los cúmulos, lo que reduce la porosidad y aumenta la densidad de los objetos más grandes, como  el asteroide de 100 km que se forma a partir de una mezcla de guijarros y fragmentos de guijarros. [ 26 ] Los enjambres colapsantes con exceso de momento angular pueden fragmentarse, formando objetos binarios o, en algunos casos, trinarios que se asemejan a los del cinturón de Kuiper. [ 27 ] En simulaciones, la distribución de masa inicial de los planetesimales formados a través de inestabilidades de flujo se ajusta a una ley de potencia: dn/dM ~ M −1.6 , [ 28 ] [ 29 ] que es ligeramente más pronunciada que la de los asteroides pequeños, [ 30 ] con un corte exponencial en masas mayores. [ 31 ] [ 32 ] La acreción continua de cóndrulos del disco puede desplazar la distribución de tamaño de los objetos más grandes hacia la del cinturón de asteroides actual. [ 31 ] En el Sistema Solar exterior, los objetos más grandes pueden seguir creciendo a través de la acreción de guijarros , posiblemente formando los núcleos de planetas gigantes . [ 33 ]

Requisitos

Las inestabilidades de flujo se forman solo en presencia de rotación y deriva radial de sólidos. La fase lineal inicial de una inestabilidad de flujo, [ 34 ] comienza con una región transitoria de alta presión dentro del disco protoplanetario. La presión elevada altera el gradiente de presión local que sostiene el gas, reduciéndolo en el borde interior de la región y aumentándolo en el borde exterior. Por lo tanto, el gas debe orbitar más rápido cerca del borde interior y puede orbitar más lento cerca del borde exterior. [ 35 ] Las fuerzas de Coriolis resultantes de estos movimientos relativos sostienen la presión elevada, creando un equilibrio geostrópico . [ 36 ] Los movimientos de los sólidos cerca de las regiones de alta presión también se ven afectados: los sólidos en su borde exterior enfrentan un viento frontal mayor y experimentan una deriva radial más rápida, los sólidos en su borde interior enfrentan un viento frontal menor y experimentan una deriva radial más lenta. [ 35 ] Esta deriva radial diferencial produce una acumulación de sólidos en regiones de mayor presión. La resistencia que sienten los sólidos que se mueven hacia la región también crea una reacción inversa en el gas que refuerza la presión elevada, lo que conduce a un proceso descontrolado. [ 36 ] A medida que más sólidos son transportados hacia la región por la deriva radial, esto eventualmente produce una concentración de sólidos suficiente para impulsar el aumento de la velocidad del gas y reducir la deriva radial local de los sólidos observada en las inestabilidades de flujo. [ 35 ]

Las inestabilidades de flujo se forman cuando las partículas sólidas están moderadamente acopladas al gas, con números de Stokes de 0,01 a 3; la relación sólido/gas local es cercana o mayor que 1; y la relación sólido/gas integrada verticalmente es unas pocas veces Solar. [ 37 ] El número de Stokes es una medida de las influencias relativas de la inercia y el arrastre del gas en el movimiento de una partícula. En este contexto es el producto de la escala de tiempo para el decaimiento exponencial de la velocidad de una partícula debido al arrastre y la frecuencia angular de su órbita. Las partículas pequeñas como el polvo están fuertemente acopladas y se mueven con el gas, los cuerpos grandes como los planetesimales están débilmente acoplados y orbitan en gran medida no afectados por el gas. [ 9 ] Los sólidos moderadamente acoplados, a veces denominados guijarros, varían de aproximadamente cm a m de tamaño a distancias de cinturón de asteroides y de mm a dm de tamaño más allá de 10 UA. [ 7 ] Estos objetos orbitan a través del gas como planetesimales pero se ralentizan debido al viento frontal y experimentan una deriva radial significativa. Los sólidos moderadamente acoplados que participan en inestabilidades de flujo son aquellos afectados dinámicamente por cambios en los movimientos del gas en escalas similares a las del efecto Coriolis, lo que permite que sean capturados por regiones de alta presión en un disco giratorio. [ 2 ] Los sólidos moderadamente acoplados también mantienen influencia en el movimiento del gas. Si la relación sólido/gas local es cercana o superior a 1, esta influencia es lo suficientemente fuerte como para reforzar regiones de alta presión y aumentar la velocidad orbital del gas y ralentizar la deriva radial. [ 36 ] Alcanzar y mantener esta relación sólido/gas local en el plano medio requiere una relación sólido/gas promedio en una sección transversal vertical del disco que sea unas pocas veces solar. [ 6 ] Cuando la relación promedio sólido/gas es 0,01, aproximadamente la estimada a partir de mediciones del Sistema Solar actual, la turbulencia en el plano medio genera un patrón ondulatorio que expande la capa de sólidos en dicho plano. Esto reduce la relación sólido/gas en el plano medio a menos de 1, suprimiendo la formación de cúmulos densos. Con relaciones promedio sólido/gas más altas, la masa de los sólidos amortigua esta turbulencia, permitiendo la formación de una capa delgada en el plano medio. [ 38 ] Las estrellas con metalicidades más altas tienen mayor probabilidad de alcanzar la relación mínima sólido/gas, lo que las convierte en lugares favorables para la formación de planetesimales y planetas. [ 39 ]

Una alta proporción promedio de sólidos a gases puede alcanzarse debido a la pérdida de gas o por la concentración de sólidos. [ 2 ] El gas puede perderse selectivamente debido a la fotoevaporación tardía en la época del disco de gas, [ 40 ] causando que los sólidos se concentren en un anillo en el borde de una cavidad que se forma en el disco de gas, [ 41 ] aunque la masa de planetesimales que se forma puede ser demasiado pequeña para producir planetas. [ 42 ] La proporción de sólidos a gases también puede aumentar en el disco exterior debido a la fotoevaporación, pero en la región de planetas gigantes la formación de planetesimales resultante puede ser demasiado tardía para producir planetas gigantes. [ 43 ] Si el campo magnético del disco está alineado con su momento angular el efecto Hall aumenta la viscosidad lo que puede resultar en un agotamiento más rápido del disco de gas interior. [ 44 ] [ 45 ] Una acumulación de sólidos en el disco interior puede ocurrir debido a tasas más lentas de deriva radial a medida que los números de Stokes disminuyen con el aumento de las densidades de gas. [ 46 ] Esta acumulación radial se refuerza a medida que la velocidad del gas aumenta con la densidad superficial de los sólidos y podría resultar en la formación de bandas de planetesimales que se extienden desde líneas de sublimación hasta bordes exteriores afilados donde las proporciones de sólido a gas alcanzan por primera vez valores críticos. [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] Para algunos rangos de tamaño de partícula y viscosidad del gas, puede ocurrir un flujo hacia afuera del gas, reduciendo su densidad y aumentando aún más la proporción de sólido a gas. [ 50 ] Las acumulaciones radiales pueden estar limitadas debido a una reducción en la densidad del gas a medida que el disco evoluciona, sin embargo, [ 51 ] y escalas de tiempo de crecimiento más cortas de los sólidos más cerca de la estrella podrían resultar en la pérdida de sólidos de adentro hacia afuera. [ 37 ] Las acumulaciones radiales también ocurren en lugares donde los sólidos grandes que se desplazan rápidamente se fragmentan en sólidos más pequeños que se desplazan más lentamente, por ejemplo, dentro de la línea de hielo donde los granos de silicato se liberan a medida que los cuerpos de hielo se subliman . [ 52 ] Esta acumulación también puede aumentar la velocidad local del gas, extendiendo la acumulación hasta fuera de la línea de hielo donde se ve mejorada por la difusión hacia afuera y la recondensación del vapor de agua. [ 53 ] Sin embargo, la acumulación podría atenuarse si los cuerpos de hielo son altamente porosos, lo que ralentiza su deriva radial. [54 ] Los sólidos helados pueden concentrarse fuera de la línea de hielo debido a la difusión hacia afuera y la recondensación del vapor de agua. [ 55 ] [ 56 ] Los sólidos también se concentran en picos de presión radiales, donde la presión alcanza un máximo local. En estas ubicaciones, la deriva radial converge tanto desde más cerca como desde más lejos de la estrella. [ 9 ] Los picos de presión radiales están presentes en el borde interior de la zona muerta, [ 57 ] y pueden formarse debido a lainestabilidad magnetorrotacional. [ 58 ] Los picos de presión también pueden producirse debido a la reacción inversa del polvo sobre el gas creando trampas de polvo autoinducidas. [ 59 ] La línea de hielo también se ha propuesto como el sitio de un pico de presión, [ 60 ] sin embargo, esto requiere unatransiciónde viscosidad abrupta. [ 61 ] Si la reacción inversa de la concentración de sólidos aplana el gradiente de presión, [ 62 ] los planetesimales formados en un pico de presión pueden ser más pequeños que los predichos en otras ubicaciones. [ 63 ] Si se mantiene el gradiente de presión, pueden formarse inestabilidades de flujo en la ubicación de un pico de presión, incluso en discos viscosos con turbulencia significativa. [ 64 ] También se forman picos de presión locales en los brazos espirales de un disco masivo autogravitante [ 65 ] y en vórticesanticiclónicos. [ 66 ] La ruptura de vórtices también podría dejar un anillo de sólidos a partir del cual puede formarse una inestabilidad de flujo. [ 67 ] [ 68 ] Los sólidos también pueden concentrarse localmente si los vientos del disco reducen la densidad superficial del disco interno, ralentizando o invirtiendo su deriva hacia adentro, [ 69 ] o debido a la difusión térmica. [ 70 ]

Las inestabilidades de flujo tienen más probabilidades de formarse en regiones del disco donde: se favorece el crecimiento de sólidos, el gradiente de presión es pequeño y la turbulencia es baja. [ 71 ] [ 72 ] Dentro de la línea de hielo, la barrera de rebote puede impedir el crecimiento de silicatos lo suficientemente grandes como para participar en inestabilidades de flujo. [ 6 ] Más allá de la línea de hielo, los enlaces de hidrógeno permiten que las partículas de hielo de agua se adhieran a velocidades de colisión más altas, [ 9 ] posiblemente permitiendo el crecimiento de grandes cuerpos de hielo altamente porosos a números de Stokes cercanos a 1 antes de que su crecimiento se ralentice por la erosión. [ 73 ] La condensación del vapor que se difunde hacia afuera desde cuerpos de hielo en sublimación también puede impulsar el crecimiento de cuerpos de hielo compactos de tamaño dm fuera de la línea de hielo. [ 74 ] Un crecimiento similar de cuerpos debido a la recondensación de agua podría ocurrir en una región más amplia después de un evento FU Orionis. [ 75 ] A mayores distancias, el crecimiento de sólidos podría verse nuevamente limitado si están recubiertos con una capa de CO 2 u otros hielos que reducen las velocidades de colisión donde ocurre la adherencia. [ 76 ] Un pequeño gradiente de presión reduce la tasa de deriva radial, limitando la turbulencia generada por inestabilidades de flujo. Una menor relación promedio sólido-gas es entonces necesaria para suprimir la turbulencia en el plano medio. La turbulencia disminuida también permite el crecimiento de sólidos más grandes al reducir las velocidades de impacto. [ 6 ] Los modelos hidrodinámicos indican que los gradientes de presión más pequeños ocurren cerca de la línea de hielo y en las partes internas del disco. El gradiente de presión también disminuye al final de la evolución del disco a medida que la tasa de acreción y la temperatura disminuyen. [ 77 ] Una fuente importante de turbulencia en el disco protoplanetario es la inestabilidad magnetorrotacional. Los impactos de la turbulencia generada por esta inestabilidad podrían limitar las inestabilidades de flujo a la zona muerta, que se estima que se forma cerca del plano medio a 1-20 UA, donde la tasa de ionización es demasiado baja para mantener la inestabilidad magnetorrotacional. [ 2 ]

En el sistema solar interior, la formación de inestabilidades de flujo requiere un aumento mayor de la relación sólido-gas que más allá de la línea de hielo. El crecimiento de partículas de silicato está limitado por la barrera de rebote a ~1  mm, aproximadamente el tamaño de los cóndrulos que se encuentran en los meteoritos. En el sistema solar interior, partículas tan pequeñas tienen números de Stokes de ~0,001. Con estos números de Stokes, se requiere una relación sólido-gas integrada verticalmente mayor que 0,04, aproximadamente cuatro veces la del disco de gas general, para formar inestabilidades de flujo. [ 78 ] La concentración requerida puede reducirse a la mitad si las partículas pueden crecer hasta un tamaño aproximado de cm. [ 78 ] Este crecimiento, posiblemente ayudado por bordes polvorientos que absorben los impactos, [ 79 ] puede ocurrir durante un período de 10^5 años si una fracción de las colisiones resultan en adherencia debido a una amplia distribución de velocidades de colisión. [ 80 ] O bien, si la turbulencia y las velocidades de colisión se reducen dentro de los cúmulos débiles iniciales, puede ocurrir un proceso descontrolado en el que la aglomeración favorece el crecimiento de sólidos y su crecimiento fortalece la aglomeración. [ 80 ] Una acumulación radial de sólidos también puede conducir a condiciones que favorecen inestabilidades de flujo en un anillo estrecho a aproximadamente 1 UA. Sin embargo, esto requeriría un perfil de disco inicial poco profundo y que el crecimiento de sólidos esté limitado por la fragmentación en lugar del rebote, lo que permitiría la formación de sólidos de tamaño centimétrico. [ 47 ] El crecimiento de partículas puede verse aún más limitado a altas temperaturas, posiblemente conduciendo a un límite interno de formación de planetesimales donde las temperaturas alcanzan los 1000 K. [ 81 ]

Alternativas

En lugar de impulsar activamente su propia concentración, como en las inestabilidades de flujo, los sólidos pueden concentrarse pasivamente hasta alcanzar densidades suficientes para que se formen planetesimales mediante inestabilidades gravitacionales. [ 7 ] En una propuesta inicial, el polvo se depositaba en el plano medio hasta alcanzar densidades suficientes para que el disco se fragmentara gravitacionalmente y colapsara en planetesimales. [ 82 ] Sin embargo, la diferencia en las velocidades orbitales del polvo y el gas produce turbulencia, lo que inhibe la sedimentación e impide alcanzar densidades suficientes. Si la relación promedio polvo/gas aumenta en un orden de magnitud en un pico de presión o por la deriva más lenta de partículas pequeñas derivadas de la fragmentación de cuerpos más grandes, [ 83 ] [ 84 ] esta turbulencia puede suprimirse, permitiendo la formación de planetesimales. [ 85 ]

Los objetos fríos del cinturón de Kuiper clásico podrían haberse formado en un disco de baja masa dominado por objetos de tamaño centimétrico o menor. En este modelo, la época del disco de gas termina con objetos de tamaño kilométrico, posiblemente formados por inestabilidad gravitacional, incrustados en un disco de objetos pequeños. El disco permanece dinámicamente frío debido a las colisiones inelásticas entre los objetos de tamaño centimétrico. Las bajas velocidades de encuentro dan como resultado un crecimiento eficiente, con una fracción considerable de la masa concentrada en los objetos grandes. [ 86 ] La fricción dinámica de los cuerpos pequeños también contribuiría a la formación de sistemas binarios. [ 87 ] [ 88 ]

Los planetesimales también pueden formarse a partir de la concentración de cóndrulos entre remolinos en un disco turbulento. En este modelo, las partículas se dividen de forma desigual cuando los grandes remolinos se fragmentan, aumentando las concentraciones de algunos cúmulos. A medida que este proceso se propaga a remolinos más pequeños, una fracción de estos cúmulos puede alcanzar densidades suficientes para quedar ligados gravitacionalmente y colapsar lentamente en planetesimales. [ 89 ] Sin embargo, investigaciones recientes indican que podrían ser necesarios objetos más grandes, como conglomerados de cóndrulos, y que las concentraciones producidas por los cóndrulos podrían actuar como semillas de inestabilidades de flujo. [ 90 ]

Las partículas de hielo tienen más probabilidades de adherirse y resistir la compresión en colisiones, lo que puede permitir el crecimiento de grandes cuerpos porosos. Si el crecimiento de estos cuerpos es fractal , con su porosidad aumentando a medida que chocan cuerpos porosos más grandes, sus escalas de tiempo de deriva radial se vuelven largas, lo que les permite crecer hasta que son comprimidos por el arrastre del gas y la autogravedad formando pequeños planetesimales. [ 91 ] [ 92 ] Alternativamente, si la densidad sólida local del disco es suficiente, pueden asentarse en un disco delgado que se fragmenta debido a una inestabilidad gravitacional, formando planetesimales del tamaño de grandes asteroides, una vez que crecen lo suficiente como para desacoplarse del gas. [ 93 ] Un crecimiento fractal similar de silicatos porosos también puede ser posible si están compuestos de granos de tamaño nanométrico formados a partir de la evaporación y recondensación de polvo. [ 94 ] Sin embargo, el crecimiento fractal de sólidos altamente porosos puede estar limitado por el relleno de sus núcleos con pequeñas partículas generadas en colisiones debido a la turbulencia; [ 95 ] por erosión a medida que aumenta la velocidad de impacto debido a las tasas relativas de deriva radial de cuerpos grandes y pequeños; [ 73 ] y por sinterización a medida que se acercan a las líneas de hielo, reduciendo su capacidad para absorber colisiones, lo que resulta en rebotes o fragmentación durante las colisiones. [ 96 ]

Las colisiones a velocidades que darían lugar a la fragmentación de partículas de igual tamaño pueden, en cambio, provocar un crecimiento mediante transferencia de masa de la partícula pequeña a la más grande. Este proceso requiere una población inicial de partículas «afortunadas» que hayan crecido más que la mayoría de las partículas. [ 97 ] Estas partículas pueden formarse si las velocidades de colisión tienen una amplia distribución, con una pequeña fracción que se produce a velocidades que permiten que los objetos más allá de la barrera de rebote se adhieran. Sin embargo, el crecimiento mediante transferencia de masa es lento en relación con las escalas de tiempo de la deriva radial, aunque puede ocurrir localmente si la deriva radial se detiene localmente en un pico de presión que permite la formación de planetesimales en 10^5 años. [ 98 ]

La acreción de planetesimales podría reproducir la distribución de tamaño de los asteroides si comenzara con planetesimales de 100 metros. En este modelo, la amortiguación por colisiones y el arrastre de gas enfrían dinámicamente el disco, y la curvatura en la distribución de tamaño se debe a una transición entre regímenes de crecimiento. [ 99 ] [ 100 ] Sin embargo, esto requiere un bajo nivel de turbulencia en el gas y algún mecanismo para la formación de planetesimales de 100 metros. [ 2 ] La eliminación de planetesimales dependiente del tamaño debido al barrido de resonancia secular también podría eliminar cuerpos pequeños, creando una ruptura en la distribución de tamaño de los asteroides. Las resonancias seculares que barren hacia adentro a través del cinturón de asteroides a medida que el disco de gas se disipa excitarían las excentricidades de los planetesimales. A medida que sus excentricidades se amortiguaban debido al arrastre de gas y la interacción de marea con el disco, los objetos más grandes y más pequeños se perderían a medida que sus semiejes mayores se contraían, dejando atrás los planetesimales de tamaño intermedio. [ 101 ]

  • Simulación numérica de la inestabilidad de flujo 3D

Referencias

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