En la ciencia planetaria, una inestabilidad de flujo 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, lo que ralentiza la deriva radial localmente, lo que conduce a su crecimiento a medida que se unen a partículas aisladas que se desplazan más rápido. Se forman filamentos masivos que alcanzan densidades suficientes para el colapso gravitacional en planetesimales del tamaño de asteroides grandes, lo que evita 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 más de uno en el plano medio. Se han propuesto una amplia variedad de mecanismos para eliminar selectivamente el gas o concentrar los 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 ha pensado que los planetesimales y los cuerpos de mayor tamaño 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 de polvo debido al movimiento browniano que produce agregados más grandes que se mantienen unidos por las 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. Otras colisiones y fusiones finalmente producen planetesimales de 1 a 10 km de diámetro que se mantienen unidos por la propia gravedad. El crecimiento de los planetesimales más grandes se acelera entonces, ya que el enfoque gravitacional aumenta su sección transversal efectiva, lo que da como resultado una acreción descontrolada que forma los asteroides más grandes . Más tarde, la dispersión gravitacional de los objetos más grandes excita los 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 lleva a impactos gigantescos y a 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 requerido 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 al igual que la masa de las partículas. Para los silicatos, las velocidades de colisión aumentadas hacen que los agregados de polvo se compacten en partículas sólidas que rebotan en lugar de pegarse, terminando 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 de 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 a medida que se acercan demasiado a la estrella. [7] [8] A mayores distancias, el crecimiento de 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 descontrolado hasta que los planetesimales alcanzan radios de 100 km. [2]
Existe cierta evidencia de que la formación de planetesimales puede haber sorteado 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 colisional tienen más de 35 km. [10] [11] Un cambio en la pendiente de la distribución de tamaño de asteroides a aproximadamente 100 km se puede reproducir 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 similar en la pendiente 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 lo sugiere la presencia de sistemas binarios débilmente ligados, [17] es poco probable que se hayan formado a través del 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 transmisión, descritas por primera vez por Andrew Youdin y Jeremy Goodman, [21] son impulsadas por diferencias en los movimientos del gas y las partículas sólidas en el disco protoplanetario . El gas es más caliente y más denso cerca de la estrella, creando 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 son 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 se desplacen en espiral hacia la estrella central a medida que pierden impulso por la resistencia aerodinámica . La resistencia 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 cúmulo orbite más rápido y experimente menos deriva hacia adentro. Los cúmulos que se desplazan más lentamente son superados y se unen a ellos 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 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 promedia 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 asteroides grandes. [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 densidades bajas. [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, con partículas de tamaño medio formando un núcleo poroso y una mezcla de tamaños de partículas formando capas externas 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 los asteroides de 100 km que se forman a partir de una mezcla de guijarros y fragmentos de guijarros. [26] Los enjambres que colapsan con un exceso de momento angular pueden fragmentarse, formando objetos binarios o en algunos casos trinarios similares a los del cinturón de Kuiper. [27] En las simulaciones, la distribución de masa inicial de los planetesimales formados a través de inestabilidades de transmisión 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 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 seguir creciendo a través de la acreción de guijarros , posiblemente formando los núcleos de planetas gigantes . [33]
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, 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 es capaz de 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 en contra mayor y experimentan una deriva radial más rápida, los sólidos en su borde interior enfrentan un viento en contra menor 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, lo que conduce a un proceso descontrolado. [36] A medida que más sólidos son transportados hacia la región por la deriva radial, esto finalmente 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 transmisión. [35]
Las inestabilidades de transmisión se forman cuando las partículas sólidas están moderadamente acopladas al gas, con números de Stokes de 0,01 - 3; la relación sólido-gas local es cercana o mayor que 1; y la relación sólido-gas integrada verticalmente es unas pocas veces la 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 la descomposición 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 tamaño aproximadamente de cm a m a distancias del cinturón de asteroides y de mm a dm más allá de 10 UA. [7] Estos objetos orbitan a través del gas como planetesimales, pero se desaceleran debido al viento en contra y experimentan una deriva radial significativa. Los sólidos moderadamente acoplados que participan en las inestabilidades de transmisión 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 la influencia en el movimiento del gas. Si la relación sólido-gas local está cerca o por encima de 1, esta influencia es lo suficientemente fuerte como para reforzar las regiones de alta presión y aumentar la velocidad orbital del gas y desacelerar 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 la solar. [6] Cuando la relación sólido-gas promedio es 0,01, aproximadamente la estimada a partir de mediciones del Sistema Solar actual, la turbulencia en el plano medio genera un patrón en forma de onda que infla la capa de sólidos del plano medio. Esto reduce la relación sólido-gas en el plano medio a menos de 1, suprimiendo la formación de grumos densos. Con relaciones sólido-gas promedio más altas, la masa de sólidos amortigua esta turbulencia, lo que permite que se forme una capa delgada en el plano medio. [38] Las estrellas con metalicidades más altas tienen más probabilidades de alcanzar la relación sólido-gas mínima, lo que las convierte en lugares favorables para la formación de planetesimales y planetas. [39]
Se puede alcanzar una alta relación sólido-gas promedio debido a la pérdida de gas o por la concentración de sólidos. [2] El gas se puede perder selectivamente debido a la fotoevaporación tarde 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 relación sólido-gas 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 Stoke 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 dar lugar a la formación de bandas de planetesimales que se extienden desde líneas de sublimación hasta bordes exteriores afilados donde las relaciones sólido-gas alcanzan por primera vez valores críticos. [47] [48] [49] Para algunos rangos de tamaño de partícula y viscosidad del gas, puede producirse un flujo hacia afuera del gas, reduciendo su densidad y aumentando aún más la relación sólido-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 cercanos a la estrella podrían dar lugar a 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 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 mejora por la difusión hacia afuera y la recondensación del vapor de agua. [53] Sin embargo, la acumulación podría ser atenuada si los cuerpos helados son muy 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 los baches de presión radial, 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]Los golpes de presión radiales están presentes en el borde interior de la zona muerta, [57] y pueden formarse debido a la inestabilidad magnetorrotacional . [58] Los golpes de presión también pueden producirse 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 sitio 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 otras ubicaciones. [63] Si el gradiente de presión se mantiene, pueden formarse inestabilidades de transmisión en la ubicación de un golpe de presión incluso en discos viscosos con turbulencia significativa. [64] Los golpes de presión locales también se forman en los brazos espirales de un disco masivo autogravitante [65] y en vórtices anticiclónicos . [66] La ruptura de vórtices también podría dejar un anillo de sólidos a partir del cual se puede formar una inestabilidad de transmisión. [67] [68] Los sólidos también pueden concentrarse localmente si los vientos del disco reducen la densidad superficial del disco interno, desacelerando o revirtiendo su deriva hacia adentro, [69] o debido a la difusión térmica. [70]
Es más probable que se formen inestabilidades de transmisión 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 prevenir el crecimiento de silicatos lo suficientemente grandes como para participar en inestabilidades de transmisión. [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 a números de Stokes cercanos a 1 antes de que su crecimiento se desacelere por la erosión. [73] La condensación del vapor que se difunde hacia afuera desde los cuerpos helados sublimados también puede impulsar el crecimiento de cuerpos helados 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 limitado nuevamente si se los recubre con una capa de CO2 u otros hielos que reducen las velocidades de colisión donde se produce la adherencia. [76] Un pequeño gradiente de presión reduce la tasa de deriva radial, lo que limita la turbulencia generada por las inestabilidades de transmisión. Entonces, es necesaria una relación promedio de sólidos a gases más pequeña 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 tarde en 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 magnetorrotacional. Los impactos de la turbulencia generada por esta inestabilidad podrían limitar las inestabilidades de transmisión a la zona muerta, que se estima que se forma cerca del plano medio a 1-20 AU, donde la tasa de ionización es demasiado baja para sostener 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 encontrados en meteoritos. En el Sistema Solar interior, las partículas tan pequeñas tienen números de Stokes de ~0,001. En 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, si la turbulencia y las velocidades de colisión se reducen dentro de los grupos débiles iniciales, puede ocurrir un proceso descontrolado en el que el aglutinamiento ayuda al crecimiento de sólidos y su crecimiento fortalece el aglutinamiento. [80] Una acumulación radial de sólidos también puede conducir a condiciones que favorezcan 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 se limite por fragmentación en lugar de rebote, lo que permitiría la formación de sólidos de tamaño de cm. [47] El crecimiento de partículas puede limitarse aún más a altas temperaturas, lo que posiblemente conduzca 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 transmisión, los sólidos pueden concentrarse pasivamente hasta alcanzar densidades suficientes para que se formen planetesimales a través de inestabilidades gravitacionales. [7] En una propuesta inicial, el polvo se asentó 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 turbulencia que inhibe la sedimentación, impidiendo que se alcancen densidades suficientes. Si la relación promedio de polvo a gas aumenta en un orden de magnitud en un aumento 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 clásicos del cinturón de Kuiper pueden haberse formado en un disco de baja masa dominado por objetos de tamaño centimétrico o más pequeños. En este modelo, la época del disco de gas termina con objetos de tamaño kilómetro, 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 velocidades de encuentro lentas 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 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 remolinos grandes se fragmentan, lo que aumenta la concentración de algunos grupos. A medida que este proceso se propaga en cascada hacia remolinos más pequeños, una fracción de estos grupos puede alcanzar densidades suficientes para quedar ligados 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 los cóndrulos pueden actuar, en cambio, como las semillas de las inestabilidades de transmisión. [90]
Las partículas heladas tienen más probabilidades de adherirse y resistir la compresión en las 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 comprimidas 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 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 aproximan a las líneas de hielo, lo que reduce su capacidad de absorber colisiones, lo que resulta en rebotes o fragmentación durante las colisiones. [96]
Las colisiones a velocidades que darían como resultado la fragmentación de partículas de igual tamaño pueden, en cambio, dar como resultado un crecimiento por 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, con una pequeña fracción que ocurre a velocidades que permiten que los objetos más allá de la barrera de rebote se adhieran. Sin embargo, el crecimiento por transferencia de masa es lento en relación con las escalas de tiempo de deriva radial, aunque puede ocurrir localmente si la deriva radial se detiene localmente en un aumento de presión que permita 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 dependiente del tamaño de planetesimales debido al barrido de resonancia secular también podría eliminar cuerpos pequeños creando una ruptura en la distribución de tamaño de 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 amortiguaran 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 encogieran, dejando atrás los planetesimales de tamaño intermedio. [101]
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