La acreción de guijarros es la acumulación de partículas , que van desde centímetros hasta metros de diámetro, en planetesimales en un disco protoplanetario que se ve reforzada por la resistencia aerodinámica del gas presente en el disco. Esta resistencia reduce la velocidad relativa de los guijarros a medida que pasan por cuerpos más grandes, lo que evita que algunos escapen de la gravedad del cuerpo. Estos guijarros luego son acrecentados por el cuerpo después de girar en espiral o asentarse hacia su superficie. Este proceso aumenta la sección transversal sobre la que los cuerpos grandes pueden acrecentar material, acelerando su crecimiento. El rápido crecimiento de los planetesimales a través de la acreción de guijarros permite la formación de núcleos planetarios gigantes en el Sistema Solar exterior antes de la dispersión del disco de gas. Una reducción en el tamaño de los guijarros a medida que pierden hielo de agua después de cruzar la línea de hielo y una densidad decreciente de gas con la distancia al Sol ralentizan las tasas de acreción de guijarros en el Sistema Solar interior, lo que resulta en planetas terrestres más pequeños, una masa pequeña de Marte y un cinturón de asteroides de baja masa.
En un disco protoplanetario , la probabilidad de acreción de guijarros que varían en tamaño desde centímetros hasta un metro es ≤10% en planetas de hasta aproximadamente 20 masas terrestres. [1] Un disco protoplanetario está formado por una mezcla de gas y sólidos que incluye polvo, guijarros, planetesimales y protoplanetas . [2] El gas en un disco protoplanetario está soportado 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 diversas formas dependiendo de su tamaño, con el polvo moviéndose con el gas y los planetesimales más grandes orbitando en gran medida sin verse afectados por el gas. [4] Los guijarros son un caso intermedio, la resistencia aerodinámica hace que se asienten hacia el plano central del disco y orbiten a una velocidad subkepleriana, lo que resulta en una deriva radial hacia la estrella central . [5] Los guijarros se encuentran frecuentemente con planetesimales como resultado de sus velocidades más bajas y su deriva hacia adentro. Si sus movimientos no fueran afectados por el gas, solo una pequeña fracción, determinada por el enfoque gravitacional y la sección transversal de los planetesimales, sería acretada por los planetesimales.
El resto seguiría trayectorias hiperbólicas , acelerando hacia el planetesimal en su aproximación y desacelerando a medida que se aleja. Sin embargo, la resistencia que experimentan los guijarros aumenta a medida que aumentan sus velocidades, lo que hace que algunos se desaceleren lo suficiente como para que queden ligados gravitacionalmente al planetesimal. [6] Estos guijarros continúan perdiendo energía a medida que orbitan alrededor del planetesimal, lo que hace que se desplacen en espiral hacia él y sean acretados por él. [7] [8]
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Los planetesimales pequeños acumulan los guijarros que se desplazan a su paso a la velocidad relativa del gas. Los 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 en 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 necesario para que un objeto cruce 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 extraídos del flujo más allá del planetesimal y acrecentados desde un radio más pequeño que declina con la raíz cuadrada de esta relación. Los guijarros más grandes, débilmente acoplados, también son acrecentados de manera menos eficiente debido a tres efectos de cuerpo, con un radio acrecentado que declina 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 descontrolado. [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] acrecientan 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 parada y la frecuencia kepleriana . Al igual que con los planetesimales pequeños, el radio a partir del cual se acrecientan 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 3-D, con acreción desde parte del espesor del disco de guijarros, a 2D con acreción desde el espesor total del disco de guijarros. La tasa de crecimiento relativo en la acreción 2-D es proporcional a la masa, lo que lleva al crecimiento oligárquico y la formación de cuerpos de tamaño similar. [10] La acreción de guijarros puede dar como resultado la duplicación de la masa de un núcleo con la masa de la Tierra en tan sólo 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 planetesimal. [10] La influencia gravitatoria 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 entonces superkepleriana fuera del hueco deteniendo la deriva hacia el interior de los guijarros y poniendo fin a 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 planetesimal. [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 fusiones 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 se puede lograr 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 de la Tierra, el radio desde el cual se acrecientan 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 la liberación de los guijarros es lenta, los tiempos de crecimiento se hacen más largos que el tiempo necesario 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 estrecho disco de guijarros durante la mayor parte de sus órbitas, lo que limita su crecimiento. [16] El período de crecimiento descontrolado se extiende entonces y los objetos más grandes pueden acumular una fracción considerable de los guijarros y crecer hasta convertirse en núcleos planetarios 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 hacia el interior de los guijarros. La acumulación de guijarros se detiene entonces y la envoltura de gas que rodea el núcleo se enfría y colapsa, lo que permite la rápida acumulación de gas y la formación de un gigante gaseoso. Los núcleos que no crecen lo suficiente como para despejar los huecos en el disco de guijarros solo pueden acumular pequeñas envolturas de gas y, en su lugar, convertirse en gigantes de hielo . [4] El rápido crecimiento a través de la acreción de guijarros permite que los núcleos crezcan lo suficiente como para acumular envolturas de gas masivas formando gigantes gaseosos mientras evitan migrar muy cerca de la estrella. En simulaciones, los gigantes gaseosos fríos como Júpiter y Saturno pueden formarse a través de la acreción 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 dedicados indican que es difícil conciliar el crecimiento a través de la acreción 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 a medida que 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 los planetesimales acumulan masa 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 son capaces de crecer sólo hasta una masa similar a la de Marte, mientras que en el Sistema Solar exterior son capaces de crecer hasta más de 10 veces la masa de la Tierra formando los núcleos de planetas gigantes. [24] [23] En cambio, si empezamos con planetesimales formados a través de 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 de masa marciana. Estos embriones agitan a los planetesimales más pequeños, aumentando sus inclinaciones, lo que hace 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 el interior aumenta la masa de estos embriones hasta que sus órbitas se desestabilizan, lo que conduce a impactos gigantes entre los embriones y la formación de embriones del tamaño de Marte. [24] [25] El corte de la deriva hacia el interior de guijarros helados por la formación de Júpiter antes de que la línea de hielo se moviera hacia 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 pueden 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 a partir del cual se formó el Sistema Solar tenía una densidad superficial que disminuía con la distancia al Sol y se ensanchó, con un grosor que aumentaba con la distancia al Sol. [27] Como resultado, la densidad del gas y la resistencia aerodinámica que sienten 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 adentro de guijarros desde más allá de la línea de hielo. Los objetos en el cinturón de asteroides quedarían entonces privados de guijarros de manera temprana, mientras que los objetos en la región terrestre continuarían acumulando guijarros que se desplazarían desde la región de asteroides. [27]
