Inestabilidad de flujo
[1] Pequeñas agrupaciones iniciales de partículas aumentarían la velocidad orbital del gas, ralentizando la deriva radial localmente, lo que llevaría a su crecimiento a medida que se uniesen con partículas aisladas de deriva más rápida.
Se ha propuesto una amplia variedad de mecanismos para eliminar selectivamente el gas o concentrar sólidos.
Los agregados se asientan en el plano medio del disco y colisionan debido a la turbulencia del gas, formando guijarros y objetos más grandes.
En el sistema solar exterior, los embriones planetarios crecen lo suficiente como para acumular gas, formando los planetas gigantes.
[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 los planetesimales.
[4][5] Los sólidos helados pueden no verse afectados por la barrera de rebote, pero su crecimiento puede ser detenido en tamaños más grandes debido a la fragmentación a medida que aumentan las velocidades de colisión.
[2] Existe cierta evidencia de que la formación planetesimal puede haber pasado por alto estas barreras al crecimiento incremental.
El soporte parcial del gradiente de presión permite que el gas orbite a aproximadamente 50nbsp;m/s por debajo de la velocidad kepleriana correspondiente a su distancia al Sol.
Sin embargo, las partículas sólidas no están soportadas por el gradiente de presión, y orbitarían a velocidades keplerianas en ausencia del gas.
El arrastre también produce un reacción de vuelta en el gas, lo que aumenta su velocidad.
Cuando las partículas sólidas se agrupan en el gas, la reacción reduce el viento de frente localmente, lo que permite que el grupo orbite más rápido y experimente una deriva menor hacia adentro.
Los agregados a la deriva más lentos son superados por partículas aisladas que también pueden agregarse, aumentando la densidad local y reduciendo aún más la deriva radial, alimentando un crecimiento exponencial de los cúmulos iniciales.
[23] Los cúmulos se reducen a medida que la energía se disipa por arrastre del gas y choques inelásticos, lo que lleva a la formación de planetesimales del tamaño de grandes asteroides.
Por lo tanto, el gas debe orbitar más rápido cerca del borde interno y puede orbitar más despacio cerca del borde externo.
[35] El efecto Coriolis resultante de estos movimientos relativos supone una presión elevada, creando un equilibrio geostrófico.
[36] Los movimientos de los sólidos cerca de las regiones de alta presión son también afectados: en el borde externo los sólidos se enfrentan un viento en contra mayor y experimentan una deriva radial más rápida, mientras que los sólidos en el borde interno se enfrentan a un viento en contra menor y experimentan una deriva radial más lenta.
[7] Estos objetos orbitan a través del gas como planetesimales pero se ralentizan debido al viento en contra y experimentan una deriva radial significativa.
Los sólidos moderadamente acoplados que participan en las inestabilidades de flujo 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.
Si la relación sólido/gas local 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.
[38] Las estrellas con mayor metalicidad tienen más probabilidades de alcanzar la proporción mínima de sólido a gas, lo que las convierte en ubicaciones favorables para planetesimales y planetas.
[41] La relación de sólido a gas también puede aumentar en el disco externo debido a la fotoevaporación, pero en la región de los planetas gigantes la formación planetesimal resultante puede ser demasiado tardía como para producir planetas gigantes.
[42] Si el campo magnético del disco está alineado con su momento angular, el efecto Hall aumenta su viscosidad, lo que puede provocar un agotamiento más rápido del disco interno de gas.
[52] El apilamiento, sin embargo, se puede disgregar si los cuerpos helados son muy porosos, lo que ralentiza su desviación radial.
[66][67] Los sólidos también pueden concentrarse localmente si los vientos del disco reducen la densidad de la superficie del disco interno, ralentizando o invirtiendo su deriva hacia el interior,[68] o debido a la difusión térmica.
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 magnetorrotatoria.
[7] En una propuesta inicial, el polvo se pudo asentar en el plano medio hasta que se alcanzaran densidades suficientes como para que el disco de fragmentos colapsase en planetesimales por efecto de su gravedad.
El disco permanece dinámicamente frío debido a las colisiones inelásticas entre los objetos del tamaño de un centímetro.
A medida que este proceso cae en cascadas a remolinos más pequeños, una fracción de estos grupos puede alcanzar densidades suficientes para unirse gravitatoriamente y colapsar lentamente en planetesimales.
[89] Las partículas heladas son más propensas a adherirse y resistir la compresión en colisiones que pueden permitir el crecimiento de grandes cuerpos porosos.
[92] Un crecimiento fractal similar de los silicatos porosos también puede ser posible si están formados por granos de tamaño nanométrico, generados por la evaporación y recondensación del polvo.
