Uma Barreira de Pebbles na Formação Planetária

Título: How much does turbulence change the pebble isolation mass for planet formation?

Autores: S. Ataiee, C. Baruteau, Y. Alibert, W. Benz

Instituição do Primeiro Autor: University of Bern, Physics Institute, Space Research and Planetary Sciences

Status: Accepted for publication in Astronomy and Astrophysics, open access on arXiv.

Nota ao leitor: Definimos Pebbles como detritos de rocha de tamanhos entre 2 e 64 milimetros

Introdução

Construir um planeta é um processo complicado e os astrônomos ainda não sabem como algumas etapas da formação planetária funciona. Sabemos que os planetas nascem da mesma nuvem molecular que dá origem à estrela que eles orbitam. Eventualmente esta nuvem entra em colapso e logo se estabiliza novamente devido ao momento angular do gás. Neste processo se forma o disco protoplanetário da estrela, e é aqui os onde os planetas são formados. Dentro deste disco, pequenas instabilidades podem levar ao crescimento de planetesimais (grupo formado por pequenos corpos). Alguns destes continuarão acretando massa e eventualmente se tornarão planetas. Como exatamente eles ganham massa, no entanto, ainda está em debate.

Os dois modelos mais populares são o de acréscimo de núcleo e de instabilidade no disco. No modelo de acreção central, os pebbles no disco protoplanetário colidem e vão se conectando gravitacionalmente. Eventualmente, o núcleo se tornará grande o suficiente para começar a acumular mais e mais material em si mesmo. No modelo de instabilidade, o disco protoplanetário pode se tornar muito massivo levando a instabilidades locais, onde estas podem levar a formação de planetas.

Combinações das duas teorias foram propostas na literatura mas alguns detalhes da teoria ainda estão sendo estudados. Um grande problema desta combinação é que a escala de tempo para a instabilidade do disco é muito curta, enquanto que no modelo de acréscimo do núcleo levaria muito tempo para a formação planetária. Há também questões sobre se os planetas permanecem ou não na distância em que se formaram. Descobertas como Júpiteres quentes levantam questões sobre se os planetas podem migrar para dentro ou para fora da estrela (migração planetária). O artigo de hoje examina mais de perto um dos problemas fundamentais da formação planetária: como a massa de um planeta pode impedi-lo de acumular mais material.

Aprisionando Pebbles

Durante a formação de um planeta, os grãos com tamanhos na faixa de milímetros a centímetros contribuem com uma importante fração de massa no disco protoplanetário. A medida em que o planeta se forma, os grãos podem se acumular no planeta com maior eficiência já que experimentam uma força de arrasto do gás circundante. Isso reduz a sua velocidade em relação ao planeta permitindo que eles caiam em sua superfície. No entanto, à medida que o planeta cresce em massa, abre-se uma lacuna no disco de gás ao redor do planeta e essa lacuna é formada pela transferência de momento angular para o gás pelo movimento do planeta. Por causa disso, a velocidade orbital do gás aumenta, fazendo com que ele se mova para fora (velocidade centrípeta). Neste processo o fluxo para fora do gás irá criar um impacto de pressão e esta pressão impede que os pebbles caiam para dentro do planeta. Assim, uma região com vários pebbles é formada na região externa a que o planeta foi formado. O diagrama da Figura 1 mostra este processo.

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Enter a captionFigura 1: Esta imagem mostra como um planeta cria uma barreira impedindo que os pebbles se aproximem.  Fonte: Chatterjee & Tan (2013, arXiv:1306.0576)

 

A massa na qual os pebbles se confinam neste anel é conhecida como a massa de isolamento do pebble (PIM). Quando um planeta atinge essa massa, a contínua adição de pebbles é muito ineficiente. Isso representa um passo importante porque o planeta deve usar algum outro método para aumentar a sua massa a partir deste estágio.

O Papel da Turbulencia

No artigo de hoje os autores analisam o efeito que a turbulência do disco protoplanetário tem sobre o PIM. Eles assumem que o PIM depende de várias propriedades do gás no disco. O parâmetro primário foi a razão entre a altura do disco e a distância da estrela, como h = H/r. Eles também usaram a viscosidade turbulenta do gás, que é a viscosidade do fluido causada pelo atrito.

Os autores realizaram duas simulações diferentes. Um envolvia discos que eram puramente feitos de gás e outro que é formado por gás e poeira. Eles simularam um planeta orbitando a estrela em uma órbita circular fixa. A simulação correu para até 5000 órbitas do planeta, dependendo da sua viscosidade. Usando essas simulações, eles determinaram a menor massa planetária possível que formou uma pressão radial máxima. Eles variaram a altura do disco H e a viscosidade turbulenta para ver como isso afetava o PIM. Neste artigo, o PIM é relatado como uma relação normalizada entre a massa do planeta e a massa da estrela, como q = M(planeta) / M(estrela).

Os resultados dessas simulações, mostrados na Figura 2, revelam que, embora o PIM dependa fortemente de h, ele também pode variar visivelmente com alpha. Isso é importante porque a viscosidade turbulenta do gás pode variar muito em diferentes regiões do disco protoplanetário. Isso pode acarretar em planetas sendo formados em diferentes regiões do disco, o que é observado em diferentes sistemas planetários.

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Figura 2: Este gráfico mostra a relação entre o PIM e a viscosidade turbulenta, conforme determinado por uma simulação hidrodinâmica utilizando apenas gás. O PIM é relatado como uma razão entre a massa normalizada e a massa da estrela (q = M(planeta) / M(estrela)) e a relação (h). A partir disso, pode-se ver que o PIM depende fortemente da altura da escala, mas a viscosidade turbulenta do gás (alpha) também influenciará o PIM.

O próximo passo foi examinar como a poeira afeta o PIM. Para tanto, os autores estudaram modelos semi-analíticos para determinar como o PIM dependia do número de Stokes (S) da poeira e do gás. Este número de Stokes é a razão entre o tempo que as partículas levam para atingir a velocidade do gás (t) e a escala de tempo das flutuações turbulentas (T): S = t/T. Ao fazer isso, eles determinam um fator de correção para manter um gradiente de pressão no intervalo. Caso contrário, a turbulência no disco pode dar às partículas velocidades suficientemente grandes podendo ultrapassar a região limite do anel. Isso significa que a pressão não será alta o suficiente para manter os pebbles presos.

Embora fazer um planeta possa parecer uma tarefa simples, as coisas ficam muito mais complexas quando nos aprofundamos nos detalhes. Uma vez que o planeta começou a se formar, seja devido ao acúmulo do núcleo ou instabilidade do disco, o aprisionamento de pebbles pode impedir que o planeta se torne mais e mais massivo. Portanto, deve haver algum outro processo que ajude a criar planetas maiores, como os gigantes gasosos do tipo Júpiter.

 


Original em inglês: A Pebbly Barrier to Planet Formation , Autor: Peter Sinclair

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