mini|400px|Recreación artística de un disco gaseoso alrededor de una estrella, a partir del que se formarían planetas a partir de la agregación de partículas
En ciencias planetarias, la inestabilidad de flujo es un mecanismo hipotético para la formación de planetesimales, en el que el arrastre que experimentan las partículas sólidas que orbitan en un disco de gas conduce a su concentración espontánea en grupos que pueden colapsar gravitatoriamente.
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 formarían filamentos masivos que alcanzarían densidades suficientes como para provocar el colapso gravitacional en planetesimales del tamaño de grandes asteroides, evitando una serie de barreras a los mecanismos de formación tradicionales. La formación de inestabilidades de transmisión requiere sólidos moderadamente acoplados al gas y una relación de sólido a gas local de uno a 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. Es necesaria una concentración inicial de sólidos con respecto al gas para suprimir la turbulencia lo suficiente como para permitir que la relación de sólido a gas alcance más de uno en el plano medio. Se ha propuesto una amplia variedad de mecanismos para eliminar selectivamente el gas o concentrar sólidos. En el sistema solar interno, 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.
Antecedentes Se piensa tradicionalmente que los planetesimales y los cuerpos más grandes se han formado a través de una acreción jerárquica. La formación de objetos grandes estaría causada por la colisión y la fusión de pequeños objetos. Este proceso comienza con la colisión de partículas de polvo cósmico debido a que el movimiento browniano produce agregados cohesionados por las fuerzas de Van der Waals. Los agregados se asientan en el plano medio del disco y colisionan debido a la turbulencia del gas, formando guijarros y objetos más grandes. Nuevas colisiones y fusiones eventualmente producen planetesimales de 1 a 10 km de diámetro unidos por autogravedad. El crecimiento de los planetesimales más grandes se acelera, ya que la concentración de masa gravitatoria aumenta su sección transversal efectiva, lo que resulta en una acreción fuera de control que formaría los asteroides más grandes. Más adelante, la dispersión gravitacional de los objetos más grandes excitaría los movimientos relativos del sistema, causando una transición a una acumulación 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 provoca impactos gigantes y la formación de planetas terrestres.
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. A medida que una partícula crece, el tiempo requerido para que su movimiento reaccione a los cambios en el movimiento del gas en los remolinos turbulentos aumenta. Los movimientos relativos de las partículas y las velocidades de colisión, por lo tanto, aumentan con la masa de las partículas. Para las rocas de 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 al tamaño de cóndrulos, aproximadamente de 1 mm de diámetro. 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. 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 crece su tamaño. A 1 UA, esto se traduce en un límite de tamaño próximo a un metro, con la pérdida rápida de objetos grandes en un periodo tan corto como ~ 1000 órbitas, terminando con su vaporización cuando se acercan demasiado cerca de la estrella. A mayores distancias, el crecimiento de cuerpos helados puede verse limitado a tamaños más pequeños cuando sus escalas de tiempo de deriva se vuelven más cortos que sus escalas de tiempo de crecimiento. Las turbulencias en el disco protoplanetario pueden crear fluctuaciones de densidad que ejercen pares de giro en los planetesimales, excitando sus velocidades relativas. Fuera de la zona muerta, las velocidades aleatorias más altas pueden provocar la destrucción de los planetesimales más pequeños y la demora en el inicio del crecimiento desbocado hasta que alcancen un radio de 100nbsp;km.
Existe cierta evidencia de que la formación planetesimal puede haber pasado por alto estas barreras al crecimiento incremental. En el cinturón de asteroides interno, todos los asteroides de bajo albedo que no han sido identificados como parte de una familia colisional tienen un tamaño mayor a 35 km. Se puede reproducir un cambio en la pendiente en los modelos de distribución de tamaños de asteroides a aproximadamente 100 km si el diámetro mínimo de los planetesimales fue de unos 100 km y los asteroides más pequeños fuesen restos de colisiones. Se ha observado un cambio similar en la pendiente de la distribución de tamaños de los objetos del cinturón de Kuiper. También la disminución del número de pequeños cráteres en Plutón se ha citado como evidencia de que los cuerpos del cinturón de Kuiper más grandes se formaron directamente. Además, si los cuerpos del cinturón de Kuiper clásico frío se formaron in situ a partir de un disco de poca masa, como sugiere la presencia de binarios débiles, es poco probable que se hayan formado a través del mecanismo tradicional. La actividad de polvo de 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.
Descripción Las inestabilidades de transmisión, descritas por primera vez por Andrew Youdin y Jeremy Goodman, están determinadas por las 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 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. La diferencia entre las velocidades se traduce en un viento en contra que hace que las partículas sólidas giren en espiral hacia la estrella central a medida que pierden impulso debido al arrastre 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. 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 veces la altura piezométrica del gas, aproximadamente 0.02 UA a la distancia de la banda de asteroides. Las densidades de los filamentos pueden exceder mil veces la densidad del gas, suficiente para desencadenar el colapso gravitacional y la fragmentación de los filamentos en grupos unidos.
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. Las velocidades de impacto son limitadas durante el colapso de los cúmulos más pequeños que forman asteroides con tamaños de 1 a 10 km, reduciendo la fragmentación de partículas, lo que lleva a la formación de planetesimales condríticos porosos con bajas densidades. El arrastre de gas reduce 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 de partículas de tamaño mediano, partículas que forman un núcleo poroso y una mezcla de tamaños que forman capas externas más densas. 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 asteroides de 100 km formados a partir de una mezcla de rocas y de fragmentos de rocas. Los enjambres colapsables con exceso de momento angular pueden fragmentarse, formando asteroides binarios o en algunos casos objetos internamente similares a los del cinturón de Kuiper. En las simulaciones, la distribución de masa inicial de los planetesimales formados por inestabilidades de transmisión se ajusta a una ley potencial: dn/dM ~ M−1.6, con un gradiente ligeramente mayor que el de los asteroides pequeños, con un límite exponencial en masas más grandes. La acumulación continuada de cóndrulos del disco pudo cambiar la distribución del tamaño de los objetos más grandes hacia la del cinturón de asteroides actual. En el sistema solar exterior, los objetos más grandes pueden seguir creciendo a través de acreción de aerolitos, posiblemente formando el núcleo de los planetas gigantes.
Requisitos Las inestabilidades de flujo se forman solo en presencia de rotación y de la deriva radial de sólidos. La fase lineal inicial de una inestabilidad de flujo, comienza con una región transitoria de alta presión dentro del disco protoplanetario. La presión elevada altera el gradiente de presión local que soporta el gas, reduciendo el gradiente en el borde interno de la región y aumentando el gradiente en el borde exterior de la misma. Por lo tanto, el gas debe orbitar más rápido cerca del borde interno y puede orbitar más despacio cerca del borde externo. El efecto Coriolis resultante de estos movimientos relativos supone una presión elevada, creando un equilibrio geostrófico. 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. Este desplazamiento radial diferencial produce una acumulación de sólidos en regiones de presión más alta. El arrastre que experimentan los sólidos que se mueven hacia la región también crea una reacción posterior en el gas que refuerza la presión elevada que conduce a un proceso fuera de control. A medida que se transportan más sólidos hacia la región por deriva radial, esto produce una concentración de sólidos suficiente para impulsar el aumento de la velocidad del gas y reducir la deriva radial local de los sólidos que se observan en las inestabilidades de flujo.