Advanced

Ice condensation as a planet formation mechanism

Ros, Katrin LU (2012) In Lund Observatory Examensarbeten ASTM31 20121
Lund Observatory
Department of Astronomy and Theoretical Physics
Abstract
In models of dust growth in protoplanetary discs focus is typically on coagulation, a mechanism which unfortunately seems incapable of forming particles larger than centimeters. The main reasons for this are that collisions between larger particles lead to bouncing or fragmentation
rather than sticking, and that particles approaching meter-sizes drift radially inwards in the disc due to interaction with the surrounding gas. The concept of ice lines is often overlooked, but is of great importance as particles can grow also by condensation. As a volatile species drifts in towards the central star, it sublimates as it passes the ice line of that particular species. The vapour diffuses back across the ice line and condenses onto existing dust... (More)
In models of dust growth in protoplanetary discs focus is typically on coagulation, a mechanism which unfortunately seems incapable of forming particles larger than centimeters. The main reasons for this are that collisions between larger particles lead to bouncing or fragmentation
rather than sticking, and that particles approaching meter-sizes drift radially inwards in the disc due to interaction with the surrounding gas. The concept of ice lines is often overlooked, but is of great importance as particles can grow also by condensation. As a volatile species drifts in towards the central star, it sublimates as it passes the ice line of that particular species. The vapour diffuses back across the ice line and condenses onto existing dust grains, leading to significant growth.
We model the dynamical behaviour of ice particles close to the water ice line, around 3 AU from the central star. Ice particles and water vapour move in a damped random walk, due to turbulence in the gas, gravity towards the midplane and radial drift towards the central star. The ice line is curved, and we therefore model it as being composed of the radial ice line, separating the hot region close to the star from the outer cold region of the disc, and the atmospheric ice line, separating the hot midplane and the colder outer layers. Main focus is on diffusion over the atmospheric ice line, but we also look at the effect of including the radial ice line. Condensation and sublimation are modelled with a Monte Carlo approach. The effect of varying the turbulent alpha value, as well as the distance from the atmospheric ice line to the midplane, is investigated. Our results indicate that, with a turbulent alpha-value
of 0.01, growth from millimeter-sized to at least decimeter-sized particles is possible in the vicinity of the ice line, on a time scale of 1 000 years. The resulting particle layer may be dense enough to be sensitive to dynamical instabilities, such as the streaming instability, which causes further growth into planetesimals. From planetesimals to planets growth is possible via gravitational interactions. (Less)
Abstract (Swedish)
Planetsystem bildas tillsammans med en stjärna då ett gas- och stoftmoln kollapsar av sin egen gravitation. Ur denna kollaps bildas en protostjärna, omgiven av en så kallad protoplanetär skiva bildad av det överblivna materialet. Då stoftkorn i skivan kolliderar bildas större
och större partiklar. När kilometerstora is- och stenblock, eller planetesimaler, har bildats, kan dessa kollidera med varandra och slutligen bilda planeter. Kollisioner som tillväxtmekanism fungerar dock bara för små partiklar, som hålls samman av van der Waals-krafter, och för mycket stora is- och stenblock, där gravitationen mellan blocken är stark. Då partiklar i storlekar mellan stoftkorn och planetesimaler kolliderar studsar de istället mot varandra, eller... (More)
Planetsystem bildas tillsammans med en stjärna då ett gas- och stoftmoln kollapsar av sin egen gravitation. Ur denna kollaps bildas en protostjärna, omgiven av en så kallad protoplanetär skiva bildad av det överblivna materialet. Då stoftkorn i skivan kolliderar bildas större
och större partiklar. När kilometerstora is- och stenblock, eller planetesimaler, har bildats, kan dessa kollidera med varandra och slutligen bilda planeter. Kollisioner som tillväxtmekanism fungerar dock bara för små partiklar, som hålls samman av van der Waals-krafter, och för mycket stora is- och stenblock, där gravitationen mellan blocken är stark. Då partiklar i storlekar mellan stoftkorn och planetesimaler kolliderar studsar de istället mot varandra, eller bryts sönder vid tillräckligt höga hastigheter. Planetesimaler kan dock bildas av decimeterstora is- och stenblock, då dessa klumpas ihop genom dynamiska
instabiliteter som uppkommer genom växelverkan med gas i den protoplanetära skivan. Detta betyder att vi kan förklara hur små stoftkorn, upp till några millimeter i storlek, och stenblock större än en kilometer, växer genom kollisioner, och hur decimeterstora is- och stenblock växer till kilometerstora planetesimaler genom dynamiska instabiliteter. Hur partiklar i den protoplanetära skivan växer från millimeter till decimeter kan däremot inte förklaras med någon av dessa modeller.

I detta examensarbete undersöks kondensation som en kompletterande tillväxtmekanism för partiklar i den protoplanetära skivan. Denna mekanism bygger på att temperaturen i skivan ökar ju närmare stjärnan man kommer, vilket ger upphov till en så kallad islinje några astronomiska
enheter från stjärnan. Innanför islinjen är temperaturen så hög att vatten är i form av ånga, och utanför islinjen så låg att vatten fryser till is. På grund av det låga trycket i skivan kan vatten inte existera i flytande form. Då vattenånga diffunderar utåt i skivan kyls den ner och kondenserar på redan existerande partiklar. En del av dessa ispartiklar rör sig inåt mot stjärnan och förångas återigen, medan de ispartiklar som stannar i den kalla delen av skivan kan växa till betydande storlek genom kondensation. Resultaten från detta arbete visar att millimeterstora stoftkorn kan växa genom kondensation till ispartiklar med en radie av storleksordningen centimeter till meter. Denna process tar ungefär
1 000 år. Detta är en kort tidsperiod jämfört med den protoplanetära skivans livslängd på några miljoner år, vilket visar att kondensation kan vara en viktig tillväxtmekanism för partiklar i protoplanetära skivor. Partiklarna som bildas är tillräckligt stora för att kunna
växa till kilometerstora planetesimaler och därefter planeter genom dynamiska instabiliteter och gravitationell interaktion. (Less)
Please use this url to cite or link to this publication:
author
Ros, Katrin LU
supervisor
organization
course
ASTM31 20121
year
type
H2 - Master's Degree (Two Years)
subject
publication/series
Lund Observatory Examensarbeten
report number
2012-EXA61
language
English
id
2861424
date added to LUP
2012-07-06 15:08:49
date last changed
2012-07-06 15:08:49
@misc{2861424,
  abstract     = {In models of dust growth in protoplanetary discs focus is typically on coagulation, a mechanism which unfortunately seems incapable of forming particles larger than centimeters. The main reasons for this are that collisions between larger particles lead to bouncing or fragmentation
rather than sticking, and that particles approaching meter-sizes drift radially inwards in the disc due to interaction with the surrounding gas. The concept of ice lines is often overlooked, but is of great importance as particles can grow also by condensation. As a volatile species drifts in towards the central star, it sublimates as it passes the ice line of that particular species. The vapour diffuses back across the ice line and condenses onto existing dust grains, leading to significant growth.
We model the dynamical behaviour of ice particles close to the water ice line, around 3 AU from the central star. Ice particles and water vapour move in a damped random walk, due to turbulence in the gas, gravity towards the midplane and radial drift towards the central star. The ice line is curved, and we therefore model it as being composed of the radial ice line, separating the hot region close to the star from the outer cold region of the disc, and the atmospheric ice line, separating the hot midplane and the colder outer layers. Main focus is on diffusion over the atmospheric ice line, but we also look at the effect of including the radial ice line. Condensation and sublimation are modelled with a Monte Carlo approach. The effect of varying the turbulent alpha value, as well as the distance from the atmospheric ice line to the midplane, is investigated. Our results indicate that, with a turbulent alpha-value
of 0.01, growth from millimeter-sized to at least decimeter-sized particles is possible in the vicinity of the ice line, on a time scale of 1 000 years. The resulting particle layer may be dense enough to be sensitive to dynamical instabilities, such as the streaming instability, which causes further growth into planetesimals. From planetesimals to planets growth is possible via gravitational interactions.},
  author       = {Ros, Katrin},
  language     = {eng},
  note         = {Student Paper},
  series       = {Lund Observatory Examensarbeten},
  title        = {Ice condensation as a planet formation mechanism},
  year         = {2012},
}