En la ciencia planetaria, la inestabilidad de la corriente es un mecanismo hipotético para la formación de planetesimales en el que el arrastre que sienten las partículas sólidas que orbitan en un disco de gas conduce a su concentración espontánea en grupos que pueden colapsar gravitacionalmente. [1] Los pequeños grupos iniciales aumentan la velocidad orbital del gas, desacelerando 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 proporción local de sólido a gas de uno o mayor. 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. Es necesaria una concentración inicial de sólidos con respecto al gas para suprimir la turbulencia lo suficiente como para permitir que la relación sólido a gas alcance más de uno en el plano medio. Se ha propuesto una amplia variedad de 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]
Tradicionalmente se piensa que los planetesimales y los cuerpos más grandes se formaron mediante una acreción jerárquica, la formación de objetos grandes mediante la colisión y fusión de objetos pequeños. Este proceso comienza con la colisión del polvo debido al movimiento browniano que produce agregados más grandes mantenidos unidos por fuerzas de van der Waals . Los agregados se asientan hacia el plano medio del disco y chocan debido a la turbulencia del gas, formando guijarros y objetos más grandes. Nuevas colisiones y fusiones eventualmente producirán planetesimales de 1 a 10 km de diámetro que se mantienen unidos por autogravedad. El crecimiento de los planetesimales más grandes luego se acelera, a medida que el enfoque gravitacional aumenta su sección transversal efectiva, lo que resulta en una acreción descontrolada que forma los asteroides más grandes . Más tarde, la dispersión gravitacional de los objetos más grandes provoca movimientos relativos, provocando una transición hacia una acumulación 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 planetas terrestres. [3]
Se han identificado una serie de obstáculos para este proceso: barreras al crecimiento mediante colisiones, la deriva radial de sólidos más grandes y la agitación turbulenta de planetesimales. [2] A medida que una partícula crece, aumenta el tiempo necesario para que su movimiento reaccione a los cambios en el movimiento del gas en remolinos turbulentos. Por lo tanto, los movimientos relativos de las partículas y las velocidades de colisión aumentan al igual que la masa de las partículas. En el caso de 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 pegarse, lo que pone fin al crecimiento del tamaño de cóndrulos , de aproximadamente 1 mm de diámetro. [4] [5] Es posible que los sólidos helados no se vean afectados por la barrera de rebote, pero su crecimiento puede detenerse en tamaños más grandes 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 un ritmo que aumenta a medida que crecen. A 1 AU, esto produce una barrera del tamaño de un metro, con la rápida pérdida de objetos grandes en tan solo ~1000 órbitas, lo que termina con su vaporización cuando se acercan demasiado a la estrella. [7] [8] A distancias mayores, 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 provocar la destrucción de planetesimales más pequeños y el retraso del inicio del crecimiento desbocado hasta que los planetesimales alcancen radios de 100 km. [2]
Existe cierta evidencia de que la formación planetesimal puede haber superado estas barreras al 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 colisiones tienen más de 35 km. [10] [11] Un cambio en la pendiente de la distribución de tamaño de los asteroides a aproximadamente 100 km se puede reproducir en modelos si el diámetro mínimo de los planetesimales fuera de 100 km y los asteroides más pequeños son restos de colisiones. [3] [12] Se ha observado un cambio similar en la pendiente en la distribución de tamaño de los objetos del cinturón de Kuiper . [13] [14] El bajo número de pequeños cráteres 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 lo sugiere la presencia de binarios débilmente unidos, [17] es poco probable que se hayan formado mediante el mecanismo tradicional. [18] La actividad del 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]
Las inestabilidades de las corrientes, descritas por primera vez por Andrew Youdin y Jeremy Goodman, [21] están impulsadas por diferencias en los movimientos del gas y las partículas sólidas en el disco protoplanetario . El gas es más caliente y denso más cerca de la estrella, lo que crea un gradiente de presión que compensa parcialmente la gravedad de la estrella. El apoyo 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 da como resultado un viento en contra que hace que las partículas sólidas giren en espiral hacia la estrella central a medida que pierden impulso debido a la resistencia aerodinámica . 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 en contra localmente, lo que permite que el grupo orbite más rápido y sufra menos deriva hacia adentro. Los cúmulos de deriva más lenta son superados y unidos por partículas aisladas, lo que aumenta la densidad local y reduce aún más la deriva radial, lo que alimenta un crecimiento exponencial de los cúmulos iniciales. [2] En las simulaciones, los grupos 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 una media de 0,2 alturas de escala de gas , aproximadamente 0,02 AU a la distancia del cinturón de asteroides. [22] Las densidades de los filamentos pueden exceder mil veces la densidad del gas, suficiente para provocar el colapso gravitacional y la fragmentación de los filamentos en grupos unidos. [23]
Los cúmulos se reducen 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 las partículas y conduce a la formación de planetesimales porosos amontonados de guijarros 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 da como resultado la clasificación por tamaño de las partículas, donde las partículas de tamaño mediano forman un núcleo poroso y se forma una mezcla de tamaños de partículas. capas exteriores más densas. [25] Las velocidades de impacto y la fragmentación de las partículas aumentan con la masa de los cúmulos, reduciendo la porosidad y aumentando la densidad de los objetos más grandes, como un asteroide de 100 km, que se forma a partir de una mezcla de guijarros y fragmentos de guijarros. [26] Los enjambres que colapsan con un momento angular excesivo pueden fragmentarse, formando objetos binarios o, en algunos casos, trinarios parecidos 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 una corte exponencial en masas más grandes. [31] [32] La acumulación continua de cóndrulos del disco puede cambiar 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 continuar creciendo mediante la acumulación de guijarros , posiblemente formando núcleos de planetas gigantes . [33]
Las inestabilidades de las corrientes se forman sólo 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 soporta el gas, reduciendo el gradiente en el borde interior de la región y aumentando el gradiente en el borde exterior de la región. Por lo tanto, el gas debe orbitar más rápido cerca del borde interior y puede orbitar más lentamente cerca del borde exterior. [35] Las fuerzas de Coriolis resultantes de estos movimientos relativos sostienen la presión elevada, creando un equilibrio geoestrópico . [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 mayor viento en contra y experimentan una deriva radial más rápida, los sólidos en su borde interior enfrentan un menor viento en contra y experimentan una deriva radial más lenta. [35] Esta deriva radial diferencial produce una acumulación de sólidos en regiones de mayor presión. El arrastre que sienten los sólidos que se mueven hacia la región también crea una reacción inversa en el gas que refuerza la presión elevada que conduce a un proceso desbocado. [36] A medida que se transportan más sólidos hacia la región mediante 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 sólidos que se observa en las inestabilidades de la corriente. [35]
Las inestabilidades de la corriente se forman cuando las partículas sólidas están moderadamente acopladas al gas, con números de Stokes de 0,01 a 3; la relación local de sólido a gas es cercana o mayor que 1; y la relación sólido-gas integrada verticalmente es unas cuantas veces la solar. [37] El número de Stokes es una medida de las influencias relativas de la inercia y la resistencia del gas en el movimiento de una partícula. En este contexto, es el producto de la escala de tiempo de la caída 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 sin verse afectados por el gas. [9] Los sólidos moderadamente acoplados, a veces denominados guijarros, varían de aproximadamente cm a m en distancias del cinturón de asteroides y de mm a dm más allá de 10 AU. [7] Estos objetos orbitan a través del gas como planetesimales, pero se ralentizan debido al viento en contra y sufren una deriva radial significativa. Los sólidos moderadamente acoplados que participan en las inestabilidades de la corriente son aquellos afectados dinámicamente por cambios en los movimientos del gas en escalas similares a las del efecto Coriolis, lo que les permite ser capturados por regiones de alta presión en un disco giratorio. [2] Los sólidos moderadamente acoplados también conservan influencia en el movimiento del gas. Si la proporción local de sólido a gas es cercana o superior a 1, esta influencia es lo suficientemente fuerte como para reforzar las regiones de alta presión y aumentar la velocidad orbital del gas y ralentizar la deriva radial. [36] Alcanzar y mantener este sólido a gas local en el plano medio requiere una relación promedio de sólido a gas en una sección transversal vertical del disco que es unas cuantas veces la solar. [6] Cuando la proporción promedio de sólido a 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 hincha la capa de sólidos del plano medio. Esto reduce la proporción de sólido a gas en el plano medio a menos de 1, suprimiendo la formación de grumos densos. En proporciones promedio de sólido a gas más altas, la masa de sólidos amortigua esta turbulencia permitiendo que se forme una capa delgada en el plano medio. [38] Las estrellas con metalicidades más altas tienen más probabilidades de alcanzar la proporción mínima de sólido a gas, lo que las convierte en lugares favorables para la formación de planetas y planetesimales. [39]
Se puede alcanzar una relación promedio de sólido a gas alta debido a la pérdida de gas o por la concentración de sólidos. [2] El gas puede perderse selectivamente debido a la fotoevaporación al final de la época del disco de gas, [40] provocando 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 los planetesimales que las formas pueden ser demasiado pequeñas para producir planetas. [42] La proporción sólido/gas también puede aumentar en el disco exterior debido a la fotoevaporación, pero en la región de los planetas gigantes la formación planetesimal resultante puede ser demasiado tarde 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 provocar un agotamiento más rápido del disco de gas interno. [44] [45] Puede ocurrir una acumulación de sólidos en el disco interno debido a tasas más lentas de deriva radial a medida que los números de Stoke disminuyen con el aumento de las densidades del 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 las líneas de sublimación hasta los bordes exteriores afilados donde las relaciones sólido-gas alcanzan por primera vez valores críticos. . [47] [48] [49] Para algunos rangos de tamaño de partículas y viscosidad del gas, puede ocurrir un flujo hacia afuera del gas, lo que reduce su densidad y aumenta aún más la relación sólido a gas. [50] Sin embargo, las acumulaciones radiales pueden estar limitadas debido a una reducción en la densidad del gas a medida que evoluciona el disco, [51] y escalas de tiempo de crecimiento más cortas de 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 y 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 helados 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 reforzada por la difusión hacia afuera y la recondensación del vapor de agua. [53] Sin embargo, la acumulación podría atenuarse si los cuerpos helados son muy porosos, lo que ralentiza su deriva radial. [54] Los sólidos helados se pueden concentrar 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 los golpes de presión radiales, donde la presión alcanza un máximo local. En estos lugares la deriva radial converge tanto desde más cerca como desde más lejos de la estrella. [9]Hay golpes de presión radial en el borde interior de la zona muerta [57] y pueden formarse debido a la inestabilidad magnetorotacional . [58] También se pueden producir golpes de presión debido a la reacción inversa del polvo en el gas, creando trampas de polvo autoinducidas. [59] La línea de hielo también se ha propuesto como el lugar de un golpe de presión, [60] sin embargo, esto requiere una transición de viscosidad pronunciada . [61] Si la reacción inversa de la concentración de sólidos aplana el gradiente de presión, [62] los planetesimales formados en un golpe de presión pueden ser más pequeños de lo previsto en otros lugares. [63] Si se mantiene el gradiente de presión, se pueden formar inestabilidades de flujo en el lugar de un golpe de presión incluso en discos viscosos con turbulencia significativa. [64] También se forman golpes de presión locales en los brazos espirales de un disco autogravitante masivo [65] y en vórtices anticiclónicos . [66] La ruptura de los vórtices también podría dejar un anillo de sólidos a partir del cual se puede formar una inestabilidad de flujo. [67] [68] Los sólidos también pueden concentrarse localmente si los vientos del disco reducen la densidad superficial del disco interno, desacelerando o invirtiendo su deriva hacia adentro, [69] o debido a la difusión térmica. [70]
Es más probable que se formen inestabilidades de corriente 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 las inestabilidades de la corriente. [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 helados altamente porosos hasta números de Stokes cercanos a 1 antes de que la erosión frene su crecimiento. [73] La condensación del vapor que se difunde hacia afuera desde los cuerpos helados en proceso de sublimación también puede impulsar el crecimiento de cuerpos helados compactos del tamaño de 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 de FU Orionis. [75] A distancias mayores, el crecimiento de sólidos podría volver a limitarse si se recubren con una capa de CO 2 u otros hielos que reduzcan las velocidades de colisión donde se produce la adherencia. [76] Un pequeño gradiente de presión reduce la tasa de deriva radial, limitando la turbulencia generada por las inestabilidades de la corriente. Entonces es necesaria una relación promedio de sólido a gas más pequeña para suprimir la turbulencia en el plano medio. La disminución de la turbulencia 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 disminuyen la tasa de acreción y la temperatura. [77] Una fuente importante de turbulencia en el disco protoplanetario es la inestabilidad magnetorotacional. Los impactos de la turbulencia generada por esta inestabilidad podrían limitar las inestabilidades de transmisión a la zona muerta, que se estima se forma cerca del plano medio entre 1 y 20 AU, donde la tasa de ionización es demasiado baja para sostener la inestabilidad magnetorotacional. [2]
En el Sistema Solar interior, la formación de inestabilidades de flujo requiere un aumento mayor de la proporción 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 interior del Sistema Solar, partículas tan pequeñas tienen números de Stokes de ~0,001. En estos números de Stokes, se requiere una relación sólido-gas integrada verticalmente superior a 0,04, aproximadamente cuatro veces la del disco de gas en general, para formar inestabilidades de flujo. [78] La concentración requerida puede reducirse a la mitad si las partículas pueden crecer hasta aproximadamente un tamaño de cm. [78] Este crecimiento, posiblemente ayudado por llantas polvorientas que absorben 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, si la turbulencia y las velocidades de colisión se reducen dentro de los agregados débiles iniciales, puede ocurrir un proceso descontrolado en el que el agrupamiento ayuda al crecimiento de sólidos y su crecimiento fortalece el agrupamiento. [80] Una acumulación radial de sólidos también puede dar lugar a condiciones que favorezcan inestabilidades de flujo en un espacio anular estrecho de aproximadamente 1 AU. Sin embargo, esto requeriría un perfil de disco inicial poco profundo y que el crecimiento de los sólidos esté limitado por la fragmentación en lugar de rebotar permitiendo que se formen sólidos del tamaño de cm. [47] El crecimiento de partículas puede verse limitado aún más a altas temperaturas, lo que posiblemente lleve a un límite interno de formación planetesimal donde las temperaturas alcanzan los 1000 K. [81]
En lugar de impulsar activamente su propia concentración, como en las inestabilidades de flujo, los sólidos pueden concentrarse pasivamente a densidades suficientes para que se formen planetesimales a través de inestabilidades gravitacionales. [7] En una de las primeras propuestas, el polvo se depositó en el plano medio hasta que se alcanzaron 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 turbulencias que inhiben la sedimentación impidiendo que se alcancen densidades suficientes. Si la proporción promedio de polvo a gas aumenta en un orden de magnitud debido a un aumento de presión o por la deriva más lenta de pequeñas partículas 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 pueden haberse formado en un disco de baja masa dominado por objetos de tamaño cm o más pequeños. En este modelo, la época del disco de gas termina con objetos del tamaño de kilómetros, posiblemente formados por inestabilidad gravitacional, incrustados en un disco de objetos pequeños. El disco permanece dinámicamente frío debido a colisiones inelásticas entre objetos de tamaño cm. Las lentas velocidades de encuentro dan como resultado un crecimiento eficiente con una fracción considerable de la masa que termina en los objetos grandes. [86] La fricción dinámica de los cuerpos pequeños también ayudaría en la formación de 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 manera desigual cuando grandes remolinos se fragmentan, lo que aumenta las concentraciones de algunos grupos. A medida que este proceso cae en cascada hacia remolinos más pequeños, una fracción de estos grupos puede alcanzar densidades suficientes para unirse gravitacionalmente y colapsar lentamente en planetesimales. [89] Sin embargo, investigaciones recientes indican que pueden ser necesarios objetos más grandes, como conglomerados de cóndrulos, y que las concentraciones producidas a partir de cóndrulos pueden actuar como semillas de inestabilidades de flujo. [90]
Es más probable que las partículas de hielo se adhieran y resistan 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 cuerpos porosos más grandes chocan, sus escalas de tiempo de deriva radial se vuelven largas, lo que les permite crecer hasta que son comprimidos por el arrastre de 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 asteroides grandes, 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 formados por 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 la erosión a medida que aumenta la velocidad de impacto debido a las tasas relativas de deriva radial de cuerpos grandes y pequeños; [73] y sinterizándose a medida que se acercan a las líneas de hielo, lo que reduce su capacidad para absorber colisiones, lo que provoca 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 la 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 distribución amplia, y una pequeña fracción se produce a velocidades que permiten que los objetos más allá de la barrera de rebote se peguen. Sin embargo, el crecimiento a través de la 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 aumento de presión que permite la formación de planetesimales en 10^5 años. [98]
La acreción planetesimal podría reproducir la distribución de tamaño de los asteroides si comenzara con planetesimales de 100 metros. En este modelo, la amortiguación por colisión y el arrastre de gas enfrían dinámicamente el disco y la curvatura en la distribución de tamaño es causada por 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 limpieza 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 se desplazan hacia el interior 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 del gas y la interacción de las mareas con el disco, los objetos más grandes y más pequeños se perderían a medida que sus ejes semimayores se contrajeran, dejando atrás los planetesimales de tamaño intermedio. [101]
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