The CO snow line favours strong clumping by the streaming instability in protoplanetary discs with porous grains

Resumen Técnico: La línea de nieve de CO favorece el agrupamiento fuerte por la inestabilidad de streaming en discos protoplanetarios con granos porosos

Planteamiento del problema
La formación de planetesimales a partir de granos de polvo en discos protoplanetarios enfrenta barreras significativas, específicamente los límites de fragmentación, rebote y deriva radial. La inestabilidad de streaming (SI) es actualmente considerada como el mecanismo principal para la formación directa de planetesimales, pero su eficacia depende de condiciones específicas: una relación local de volumen polvo-gas ($\epsilon$) que supere un umbral crítico ($\epsilon_{crit}$) y un acoplamiento polvo-gas marginal (número de Stokes $St \lesssim 1$). Estudios previos han establecido que $\epsilon_{crit}$ es sensible a la turbulencia externa y a las distribuciones de tamaño de partículas, pero aún no se ha verificado si estas condiciones se cumplen naturalmente en discos protoplanetarios en evolución que contienen granos porosos. Específicamente, la interacción entre la porosidad de los granos, que acelera el crecimiento y altera los regímenes de arrastre, y la presencia de líneas de nieve (particularmente de CO) no ha sido evaluada plenamente respecto a su capacidad para desencadenar un agrupamiento fuerte.

Metodología
Los autores utilizaron un subconjunto de simulaciones de Hidrodinámica de Partículas Suavizadas (SPH) 3D presentadas previamente en Michoulier et al. (2024b, "Paper I"), las cuales modelan la evolución de granos de silicato porosos sujetos a crecimiento, fragmentación, compactación y rebote. Las simulaciones cubrieron un disco de $0.01 M_\odot$ orbitando una estrella de $1 M_\odot$, extendiéndose de 10 a 400 au, con un parámetro de viscosidad turbulenta $\alpha = 5 \times 10^{-3}$.

Se analizaron dos casos específicos:

1. Sin línea de nieve de CO: Los granos tienen un umbral de fragmentación uniforme ($v_{frag} = 20$ m s$^{-1}$).
2. Con línea de nieve de CO: Más allá de la línea de nieve de CO ($T = 20$ K, $r \gtrsim 100$ au), el umbral de fragmentación se reduce a $v_{frag} = 5$ m s$^{-1}$ debido al recubrimiento de hielo de CO.

En lugar de utilizar densidades superficiales verticalmente integradas (metalicidad $Z$), el estudio se centró en la relación de volumen local polvo-gas $\epsilon$ para dar cuenta del asentamiento vertical. Los autores compararon los valores simulados de $\epsilon$ y $St$ contra el umbral crítico derivado por Lim et al. (2024), que tiene en cuenta la turbulencia externa:
$$\log \epsilon_{crit} = 0.42 (\log St)^2 + 0.72 \log St + 0.37$$
El agrupamiento fuerte se identificó en regiones donde el $\epsilon$ simulado era mayor que $\epsilon_{crit}$.

Resultados clave
El análisis de las simulaciones a $t = 150$ kyr revela diferencias distintivas basadas en la inclusión de la línea de nieve de CO:

• Sin línea de nieve de CO: Las condiciones para un agrupamiento fuerte se cumplen solo en una región limitada en el borde interno del disco (interior a $\sim 15$ au). Esta región se forma tempranamente ($\sim 20$ kyr) pero se reduce y desaparece hacia los 300 kyr. Una segunda región de agrupamiento fuerte emerge eventualmente a distancias intermedias ($\sim 25-90$ au), pero solo después de $\sim 200$ kyr.
• Con línea de nieve de CO: La presencia de la línea de nieve de CO expande significamente la región viable para la formación de planetesimales. El agrupamiento fuerte ocurre tempranamente ($\sim 70$ kyr) y se extiende desde el borde interno hasta $\sim 80$ au. Esta región incluye dos zonas de alto enriquecimiento de polvo ($\epsilon$ alcanza picos de $\sim 5$) centradas en 15 au y 40 au. La región exterior se extiende unos pocos au por encima del plano medio.

El mecanismo que impulsa esta diferencia implica que la línea de nieve de CO actúa como una barrera. Esta evita que los granos crezcan demasiado rápido y limita sus números de Stokes a $St \lesssim 0.1$. Consecuentemente, los granos derivan más lentamente y se acumulan más lejos en el disco, creando regiones extendidas de $\epsilon$ mejorado mucho antes en la evolución del disco en comparación con el caso sin línea de nieve.

Significado y afirmaciones
El artículo sostiene que la evolución de los granos porosos, al combinarse con la línea de nieve de CO, crea condiciones favorables para un agrupamiento fuerte por la inestabilidad de streaming mucho antes y en áreas más extensas de lo considerado anteriormente en modelos que omiten estos factores.

Los autores afirman que, si bien los granos porosos por sí solos pueden conducir al agrupamiento, la inclusión de la línea de nieve de CO es "clave" para promover la formación de planetesimales en discos con granos porosos. Esto se debe a que la línea de nieve facilita la retención de granos más grandes en el disco exterior, permitiéndoles derivar lentamente y acumularse en regiones donde la SI puede operar efectivamente. Los autores señalan que este mecanismo, aunque físicamente distinto del efecto de la línea de nieve de agua, comparte una importancia similar en el desencadenamiento de la formación planetaria.

Limitaciones y advertencias
Los autores reconocen explícitamente que el umbral crítico $\epsilon_{crit}$ utilizado fue derivado para distribuciones de partículas monodispersas (mSI), mientras que sus simulaciones involucran una distribución polidispersa (PSI). Aunque citan literatura que sugiere que los estados de saturación no lineales y el crecimiento lineal para distribuciones con picos en granos grandes pueden asemejarse a la mSI, admiten que el amortiguamiento polidisperso podría reducir las tasas de crecimiento. Además, señalan que el papel de los campos magnéticos en la estabilización o desestabilización de la SI en sistemas polidispersos sigue siendo una cuestión abierta que requiere mayor investigación. El estudio no realiza simulaciones directas de la SI dentro del disco en evolución, sino que evalúa la viabilidad de la inestabilidad basándose en las propiedades de polvo derivadas.