Потоковая нестабильность - Streaming instability

В планетологии потоковая нестабильность - это гипотетический механизм образования планетезималей, в котором сопротивление, испытываемое твердыми частицами, вращающимися по орбите в газовом диске, приводит к их спонтанной концентрации в сгустки, которые могут коллапсировать под действием силы тяжести. Небольшие начальные сгустки увеличивают орбитальную скорость газа, локально замедляя радиальный дрейф, что приводит к их росту, поскольку к ним присоединяются более быстро дрейфующие изолированные частицы. Формируются массивные нити, которые достигают плотности, достаточной для гравитационного коллапса в планетезимали размером с большие астероиды, минуя ряд препятствий на пути традиционных механизмов образования. Для формирования нестабильности потока требуются твердые вещества, которые умеренно связаны с газом, и местное соотношение твердого вещества к газу, равное единице или больше. Рост твердых частиц, достаточно крупных, чтобы стать умеренно связанными с газом, более вероятно за пределами линии льда и в областях с ограниченной турбулентностью. Начальная концентрация твердых частиц по отношению к газу необходима для подавления турбулентности в достаточной степени, чтобы позволить отношение твердого вещества к газу достигать более единицы в средней плоскости. Было предложено множество механизмов для избирательного удаления газа или концентрирования твердых веществ. Во внутренней части Солнечной системы образование потоков неустойчивости требует большей начальной концентрации твердых частиц или роста твердых частиц, превышающих размер хондр.

Задний план

Традиционно считается, что планетезимали и более крупные тела образовались в результате иерархической аккреции, образования крупных объектов в результате столкновения и слияния мелких объектов. Этот процесс начинается со столкновения пыли из-за броуновского движения, в результате которого образуются более крупные агрегаты, удерживаемые вместе силами Ван-дер-Ваальса . Агрегаты оседают к средней плоскости диска и сталкиваются из-за турбулентности газа, образуя гальку и более крупные объекты. Дальнейшие столкновения и слияния в конечном итоге приводят к образованию планетезималей диаметром 1–10 км, удерживаемых самогравитацией. Затем рост крупнейших планетезималей ускоряется, поскольку гравитационная фокусировка увеличивает их эффективное поперечное сечение, что приводит к неконтролируемой аккреции, формирующей более крупные астероиды . Позже гравитационное рассеяние на более крупных объектах вызывает относительные движения, вызывая переход к более медленной олигархической аккреции, которая заканчивается образованием планетарных зародышей. Во внешней Солнечной системе планетарные зародыши вырастают достаточно большими, чтобы образовывать газы, образуя планеты-гиганты. Во внутренней Солнечной системе орбиты планетарных зародышей становятся нестабильными, что приводит к гигантским ударам и образованию планет земной группы.

Был выявлен ряд препятствий для этого процесса: препятствия для роста из-за столкновений, радиальный дрейф более крупных твердых тел и турбулентное перемешивание планетезималей. По мере роста частицы время, необходимое для ее движения, чтобы отреагировать на изменение движения газа в турбулентных вихрях, увеличивается. Таким образом, относительное движение частиц и скорости столкновения возрастают с увеличением массы частиц. В случае силикатов повышенная скорость столкновения заставляет агрегаты пыли уплотняться в твердые частицы, которые отскакивают, а не прилипают, заканчивая рост до размера хондр , примерно 1 мм в диаметре. Ледяные твердые тела могут не подвергаться воздействию прыгающего барьера, но их рост может быть остановлен при больших размерах из-за фрагментации при увеличении скорости столкновения. Радиальный дрейф является результатом поддержки давлением газа, что позволяет ему двигаться по орбите с меньшей скоростью, чем твердые тела. Твердые тела, движущиеся по орбите в этом газе, теряют угловой момент и по спирали движутся к центральной звезде со скоростью, которая увеличивается по мере роста. На расстоянии 1 а.е. это создает барьер метрового размера с быстрой потерей крупных объектов всего на ~ 1000 орбит, заканчивающейся их испарением, когда они приближаются слишком близко к звезде. На больших расстояниях рост ледяных тел может стать ограниченным сносом при меньших размерах, когда шкала времени их дрейфа становится короче, чем шкала времени их роста. Турбулентность в протопланетном диске может создавать флуктуации плотности, которые создают вращающие моменты на планетезимали, возбуждая их относительные скорости. Вне мертвой зоны более высокие случайные скорости могут привести к разрушению более мелких планетезималей и задержке начала неконтролируемого роста до тех пор, пока планетезимали не достигнут радиуса 100 км.

Существуют некоторые свидетельства того, что образование планетезималей могло обойти эти препятствия на пути к постепенному росту. Во внутреннем поясе астероидов все астероиды с низким альбедо, которые не были идентифицированы как часть коллизионного семейства, имеют размер более 35 км. Изменение наклона распределения астероидов по размерам на расстоянии примерно 100 км может быть воспроизведено в моделях, если минимальный диаметр планетезималей составлял 100 км, а астероиды меньшего размера являются обломками столкновений. Аналогичное изменение наклона наблюдалось в распределении размеров объектов пояса Койпера . Небольшое количество маленьких кратеров на Плутоне также приводилось в качестве доказательства того, что крупнейшие KBO образовались непосредственно. Более того, если холодные классические KBO сформировались in situ из диска с малой массой, о чем свидетельствует наличие слабосвязанных двойных систем, они вряд ли образовались с помощью традиционного механизма. Пылевая активность комет указывает на низкую прочность на растяжение, которая могла бы быть результатом плавного процесса формирования со столкновениями при скоростях свободного падения .

Описание

Потоковая нестабильность, впервые описанная Эндрю Юдином и Джереми Гудманом, вызвана различиями в движении газа и твердых частиц в протопланетном диске . Ближе к звезде газ становится горячее и плотнее, что создает градиент давления, который частично компенсирует гравитацию звезды. Частичная поддержка градиента давления позволяет газу двигаться по орбите примерно на 50 м / с ниже кеплеровской скорости на его расстоянии. Однако твердые частицы не поддерживаются градиентом давления и будут вращаться с кеплеровскими скоростями в отсутствие газа. Разница в скоростях приводит к встречному ветру, который заставляет твердые частицы двигаться по спирали к центральной звезде, поскольку они теряют импульс из-за аэродинамического сопротивления . Сопротивление также вызывает обратную реакцию на газ, увеличивая его скорость. Когда твердые частицы группируются в газе, реакция локально снижает встречный ветер, позволяя кластеру двигаться по орбите быстрее и меньше сноситься внутрь. Более медленные дрейфующие кластеры догоняются и присоединяются к изолированным частицам, увеличивая локальную плотность и дополнительно уменьшая радиальный дрейф, вызывая экспоненциальный рост начальных кластеров. При моделировании кластеры образуют массивные волокна, которые могут расти или рассеиваться, а также могут сталкиваться и сливаться или расщепляться на несколько волокон. Расстояние между нитями составляет в среднем 0,2 высоты газовой шкалы , примерно 0,02 а.е. на расстоянии от пояса астероидов. Плотность нитей может в тысячу раз превышать плотность газа, достаточную для запуска гравитационного коллапса и фрагментации нитей на связанные кластеры.

Кластеры сжимаются, поскольку энергия рассеивается за счет сопротивления газа и неупругих столкновений , что приводит к образованию планетезималей размером с большие астероиды. Скорость удара ограничена во время коллапса более мелких скоплений, которые образуют астероиды размером 1–10 км, что снижает фрагментацию частиц, что приводит к образованию пористых планетезималей из гальки с низкой плотностью. Сопротивление газа замедляет падение мельчайших частиц, а менее частые столкновения замедляют падение самых крупных частиц во время этого процесса, что приводит к сортировке по размеру частиц: частицы среднего размера образуют пористое ядро, а частицы разных размеров образуют более плотные внешние слои. . Скорость удара и фрагментация частиц увеличиваются с увеличением массы кластеров, снижая пористость и увеличивая плотность более крупных объектов, таких как астероид длиной 100 км, которые образуются из смеси гальки и фрагментов гальки. Коллапсирующие рои с избыточным угловым моментом могут фрагментироваться, образуя двойные или, в некоторых случаях, тройные объекты, напоминающие объекты в поясе Койпера. При моделировании начальное распределение масс планетезималей, образованных из-за потоковой нестабильности, соответствует степенному закону: dn / dM ~ M −1,6 , что немного круче, чем у небольших астероидов, с экспоненциальным обрезанием при больших массах. Продолжающееся наращивание хондр от диска может сместить распределение размеров самых больших объектов в сторону нынешнего пояса астероидов. В внешней Солнечной системе крупнейшие объекты могут продолжать расти с помощью гальки аккреции , возможно , образуя ядра из гигантских планет .

Требования

Потоковые неустойчивости образуются только при наличии вращения и радиального дрейфа твердых тел. Начальная линейная фаза потоковой нестабильности начинается с переходной области высокого давления внутри протопланетного диска. Повышенное давление изменяет локальный градиент давления, поддерживающий газ, уменьшая градиент на внутреннем крае области и увеличивая градиент на внешнем крае области. Следовательно, газ должен вращаться быстрее у внутреннего края и может двигаться по орбите медленнее у внешнего края. Силы Кориолиса, возникающие в результате этих относительных движений, поддерживают повышенное давление, создавая геостропический баланс . На движение твердых тел вблизи областей высокого давления также влияет: твердые тела на его внешнем крае сталкиваются с большим встречным ветром и претерпевают более быстрый радиальный дрейф, твердые тела на его внутреннем крае сталкиваются с меньшим встречным ветром и претерпевают более медленный радиальный дрейф. Этот дифференциальный радиальный дрейф вызывает скопление твердых частиц в областях с более высоким давлением. Сопротивление, ощущаемое твердыми телами, движущимися к этой области, также создает обратную реакцию на газ, которая усиливает повышенное давление, ведущее к неуправляемому процессу. По мере того, как больше твердых частиц переносится в область за счет радиального дрейфа, это в конечном итоге приводит к концентрации твердых частиц, достаточной для увеличения скорости газа и уменьшения локального радиального дрейфа твердых частиц, наблюдаемого при нестабильности течения.

Потоковые неустойчивости образуются, когда твердые частицы умеренно связаны с газом, с числами Стокса 0,01–3; местное отношение твердого вещества к газу близко или больше 1; а вертикально интегрированное отношение твердого вещества к газу в несколько раз больше солнечного. Число Стокса - это мера относительного влияния инерции и сопротивления газа на движение частицы. В этом контексте это произведение шкалы времени экспоненциального убывания скорости частицы из-за сопротивления и угловой частоты ее орбиты. Мелкие частицы, такие как пыль, прочно связаны и движутся с газом, большие тела, такие как планетезимали, слабо связаны и вращаются вокруг них, в основном, без влияния газа. Умеренно связанные твердые тела, иногда называемые галькой, имеют размер от примерно сантиметра до метра на расстоянии пояса астероидов и от миллиметра до размера дм за пределами 10 а.е. Эти объекты вращаются в газе, как планетезимали, но замедляются из-за встречного ветра и претерпевают значительный радиальный дрейф. Умеренно связанные твердые тела, которые участвуют в потоковой нестабильности, - это те, на которые динамически влияют изменения движения газа в масштабах, подобных эффектам эффекта Кориолиса, что позволяет им захватывать области высокого давления во вращающемся диске. Умеренно связанные твердые тела также сохраняют влияние на движение газа. Если местное отношение твердого вещества к газу близко или выше 1, это влияние достаточно сильно, чтобы усилить области высокого давления и увеличить орбитальную скорость газа и замедлить радиальный дрейф. Достижение и поддержание этого локального твердого тела и газа в средней плоскости требует среднего отношения твердого вещества к газу в вертикальном поперечном сечении диска, которое в несколько раз больше солнечного. Когда среднее отношение твердого вещества к газу составляет 0,01, что примерно соответствует измерениям в текущей Солнечной системе, турбулентность в средней плоскости создает волнообразный узор, который надувает слой твердых тел в средней плоскости. Это снижает отношение твердого вещества к газу в средней плоскости до менее 1, подавляя образование плотных сгустков. При более высоком среднем соотношении твердого вещества к газу масса твердого вещества гасит эту турбулентность, позволяя формировать тонкий слой в средней плоскости. Звезды с более высокой металличностью с большей вероятностью достигнут минимального отношения твердого вещества к газу, что делает их благоприятными местами для планетезималей и образования планет.

Высокое среднее отношение твердого вещества к газу может быть достигнуто из-за потери газа или концентрации твердых частиц. Газ может быть выборочно потерян из-за фотоиспарения в конце эпохи газового диска, в результате чего твердые вещества будут концентрироваться в кольце на краю полости, которая образуется в газовом диске, хотя масса образующихся планетезималей может быть слишком мала для образования планет. . Отношение твердого вещества к газу также может увеличиваться во внешнем диске из-за фотоиспарения, но в области планеты-гиганта образовавшееся планетезимальное образование может быть слишком поздно для образования планет-гигантов. Если магнитное поле диска совпадает с его угловым моментом, эффект Холла увеличивает вязкость, что может привести к более быстрому истощению внутреннего газового диска. Скопление твердых частиц во внутреннем диске может происходить из-за более медленных скоростей радиального дрейфа, поскольку числа Стокса уменьшаются с увеличением плотности газа. Это радиальное скопление усиливается, поскольку скорость газа увеличивается с увеличением поверхностной плотности твердых тел и может привести к образованию полос планетезималей, простирающихся от линий сублимации до острых внешних краев, где отношение твердого вещества к газу сначала достигает критических значений. Для некоторых диапазонов размера частиц и вязкости газа может происходить выход газа, снижающий его плотность и дальнейшее увеличение отношения твердого вещества к газу. Однако радиальные скопления могут быть ограничены из-за уменьшения плотности газа по мере развития диска, а более короткие временные рамки роста твердых тел ближе к звезде могут вместо этого привести к потере твердых частиц изнутри. Радиальные скопления также возникают в местах, где быстро дрейфующие крупные твердые частицы разделяются на более мелкие, более медленно дрейфующие твердые частицы, например, внутри ледяной линии, где силикатные зерна высвобождаются при сублимации ледяных тел . Это скопление может также увеличить локальную скорость газа, расширяя скопление за пределы линии льда, где оно усиливается за счет наружной диффузии и повторной конденсации водяного пара. Однако скопление может быть приглушено, если ледяные тела очень пористые, что замедляет их радиальный дрейф. Ледяные твердые вещества могут концентрироваться за пределами линии льда из-за наружной диффузии и повторной конденсации водяного пара. Твердые тела также концентрируются в радиальных выступах давления, где давление достигает локального максимума. В этих местах радиальный дрейф сходится как ближе, так и дальше от звезды. На внутреннем крае мертвой зоны присутствуют выпуклости радиального давления, которые могут образовываться из-за магнитовращательной нестабильности . Скачки давления также могут возникать из-за обратной реакции пыли на газ, создавая самоиндуцированные пылеуловители. Линия льда также была предложена в качестве места скачка давления, однако для этого требуется крутой переход вязкости . Если обратная реакция от концентрации твердых веществ сглаживает градиент давления, планетезимали, образующиеся на скачке давления, могут быть меньше, чем предсказывалось в других местах. Если поддерживается градиент давления, то в месте скачка давления может образоваться нестабильность потока даже в вязких дисках со значительной турбулентностью. Скачки локального давления образуются также в спиральных рукавах массивного самогравитирующего диска и в антициклонических вихрях . Распад вихрей может также привести к образованию кольца твердых тел, из которого может образоваться неустойчивость потока. Твердые тела также могут быть локально сконцентрированы, если дисковые ветры снижают поверхностную плотность внутреннего диска, замедляя или обращая вспять их внутренний дрейф, или из-за тепловой диффузии.

Потоковые нестабильности с большей вероятностью образуются в областях диска, где: рост твердых тел благоприятен, градиент давления мал и турбулентность низкая. Внутри линии льда подпрыгивающий барьер может препятствовать росту силикатов, достаточно крупных, чтобы участвовать в нестабильности течения. За пределами линии льда водородные связи позволяют частицам водяного льда прилипать к более высоким скоростям столкновения, что, возможно, способствует росту крупных высокопористых ледяных тел до чисел Стокса, приближающихся к 1, прежде чем их рост будет замедлен эрозией. Конденсация пара, диффундирующего наружу из сублимирующих ледяных тел, может также вызвать рост компактных ледяных тел размером в один миллиметр за пределами линии льда. Подобный рост тел из-за повторной конденсации воды может произойти в более широком регионе после события FU Orionis. На больших расстояниях рост твердых тел снова может быть ограничен, если они будут покрыты слоем CO 2 или другим льдом, которые уменьшают скорости столкновения, когда происходит прилипание. Небольшой градиент давления снижает скорость радиального дрейфа, ограничивая турбулентность, создаваемую нестабильностью потока. В этом случае необходимо меньшее среднее отношение твердого вещества к газу для подавления турбулентности в средней плоскости. Уменьшение турбулентности также способствует росту более крупных твердых частиц за счет снижения скорости удара. Гидродинамические модели показывают, что наименьшие градиенты давления возникают вблизи линии льда и во внутренних частях диска. Градиент давления также уменьшается на поздних этапах эволюции диска по мере снижения темпа аккреции и температуры. Основным источником турбулентности в протопланетном диске является магнитовращательная неустойчивость. Воздействие турбулентности, вызванной этой нестабильностью, может ограничить нестабильность потоков мертвой зоной, которая, по оценкам, формируется около средней плоскости на уровне 1-20 а.е., где скорость ионизации слишком мала для поддержания магнитовращательной нестабильности.

Во внутренней части Солнечной системы формирование потоковых неустойчивостей требует большего увеличения отношения твердого вещества к газу, чем за пределами линии льда. Рост силикатных частиц ограничен отскакивающим барьером размером ~ 1 мм, что примерно соответствует размеру хондр, обнаруженных в метеоритах. Во внутренних частях Солнечной системы такие малые частицы имеют числа Стокса ~ 0,001. При этих числах Стокса требуется вертикально интегрированное отношение твердого вещества к газу, превышающее 0,04, что примерно в четыре раза больше, чем у всего газового диска, для формирования нестабильности потока. Требуемая концентрация может быть уменьшена вдвое, если частицы могут вырасти примерно до сантиметрового размера. Этот рост, возможно, благодаря пыльным краям, поглощающим удары, может произойти в течение 10-5 лет, если часть столкновений приведет к прилипанию из-за широкого распределения скоростей столкновений. Или, если турбулентность и скорости столкновения уменьшаются внутри начальных слабых сгустков, может произойти неуправляемый процесс, в котором слипание способствует росту твердых тел, а их рост усиливает слипание. Радиальное скопление твердых тел может также привести к условиям, которые поддерживают нестабильность течения в узком кольцевом пространстве при примерно 1 а.е. Однако для этого потребуется неглубокий начальный профиль диска и ограничение роста твердых частиц за счет фрагментации, а не отскока, позволяющего формировать твердые частицы размером сантиметр. Рост частиц может быть дополнительно ограничен при высоких температурах, что может привести к внутренней границе планетезимального образования, где температура достигает 1000 К.

Альтернативы

Вместо того, чтобы активно управлять своей собственной концентрацией, как при потоковой нестабильности, твердые тела могут пассивно концентрироваться до достаточной плотности для образования планетезималей посредством гравитационной нестабильности. В раннем предложении пыль оседала в средней плоскости до тех пор, пока не была достигнута плотность, достаточная для того, чтобы диск мог гравитационно фрагментироваться и коллапсировать на планетезимали. Однако разница в орбитальных скоростях пыли и газа создает турбулентность, которая препятствует осаждению, не позволяя достичь достаточной плотности. Если среднее отношение пыли к газу увеличивается на порядок при скачке давления или из-за более медленного дрейфа мелких частиц, полученных в результате фрагментации более крупных тел, эта турбулентность может быть подавлена, что приведет к образованию планетезималей.

Холодные объекты классического пояса Койпера могли образоваться в диске с малой массой, в котором преобладали объекты размером сантиметр или меньше. В этой модели эпоха газового диска заканчивается объектами размером с километр, возможно, образованными в результате гравитационной неустойчивости, погруженными в диск небольших объектов. Диск остается динамически холодным из-за неупругих столкновений объектов размером сантиметр. Низкие скорости столкновения приводят к эффективному росту, причем значительная часть массы заканчивается на крупных объектах. Динамическое трение малых тел также способствовало бы образованию двойных звезд.

Планетезимали также могут образовываться из концентрации хондр между завихрениями в турбулентном диске. В этой модели частицы разделяются неравномерно, когда большие вихри фрагментируются, увеличивая концентрацию некоторых сгустков. По мере того, как этот процесс переходит в более мелкие водовороты, часть этих сгустков может достигать плотности, достаточной для гравитационного связывания, и медленно коллапсировать в планетезимали. Однако недавние исследования показывают, что могут быть необходимы более крупные объекты, такие как конгломераты хондр, и что концентрации, производимые хондрами, могут вместо этого действовать как семена нестабильности потоков.

Ледяные частицы более склонны к прилипанию и сопротивлению сжатию при столкновениях, которые могут способствовать росту крупных пористых тел. Если рост этих тел является фрактальным , а их пористость увеличивается по мере столкновения более крупных пористых тел, их временные рамки радиального дрейфа становятся длинными, позволяя им расти до тех пор, пока они не сжимаются за счет сопротивления газа и самогравитации, образуя маленькие планетезимали. В качестве альтернативы, если локальная плотность твердого тела диска достаточна, они могут осесть в тонкий диск, который фрагментируется из-за гравитационной нестабильности, образуя планетезимали размером с большие астероиды, когда они вырастают достаточно большими, чтобы отделиться от газа. Подобный фрактальный рост пористых силикатов также возможен, если они состоят из зерен нанометрового размера, образовавшихся в результате испарения и повторной конденсации пыли. Однако фрактальный рост высокопористых твердых тел может быть ограничен заполнением их сердцевины мелкими частицами, образующимися при столкновениях из-за турбулентности; эрозией по мере увеличения скорости удара из-за относительной скорости радиального сноса больших и малых тел; и за счет спекания по мере приближения к ледяным линиям, что снижает их способность поглощать столкновения, что приводит к подпрыгиванию или фрагментации во время столкновений.

Столкновения на скоростях, которые привели бы к фрагментации частиц одинакового размера, вместо этого могут привести к росту за счет переноса массы от маленькой частицы к большей. Для этого процесса требуется начальная популяция «счастливых» частиц, которые выросли больше, чем большинство частиц. Эти частицы могут образовываться, если скорости столкновения имеют широкое распределение, при этом небольшая часть происходит при скоростях, которые позволяют объектам за подпрыгивающим барьером прилипать. Однако рост за счет массопереноса происходит медленно по сравнению с временными рамками радиального дрейфа, хотя он может происходить локально, если радиальный дрейф локально останавливается на скачке давления, позволяющем формировать планетезимали за 10-5 лет.

Планетезимальная аккреция могла бы воспроизвести распределение размеров астероидов, если бы она начиналась со 100-метровых планетезималей. В этой модели демпфирование столкновений и сопротивление газа динамически охлаждают диск, и изгиб в распределении размеров вызван переходом между режимами роста. Однако это требует низкого уровня турбулентности в газе и некоторого механизма для образования 100-метровых планетезималей. Зависимое от размера очищение планетезималей из-за векового резонанса также могло бы удалить небольшие тела, создавая разрыв в распределении размеров астероидов. Вековые резонансы, проносящиеся внутрь через пояс астероидов, когда газовый диск рассеивается, будут возбуждать эксцентриситет планетезималей. Поскольку их эксцентриситет затухает из-за сопротивления газа и приливного взаимодействия с диском, самые большие и самые маленькие объекты будут потеряны, поскольку их большие полуоси уменьшатся, оставив после себя планетезимали промежуточного размера.

Внешние ссылки

Рекомендации