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

Resumo Técnico: A Linha de Neve de CO Favorece o Agrupamento Forte pela Instabilidade de Streaming em Discos Protoplanetários com Grãos Porosos

Problema
A formação de planetesimais a partir de grãos de poeira em discos protoplanetários enfrenta barreiras significativas, especificamente os limites de fragmentação, ricochete (bouncing) e deriva radial (radial-drift). A instabilidade de streaming (SI) é atualmente considerada o principal mecanismo para a formação direta de planetesimais, mas sua eficácia depende de condições específicas: uma razão local de volume poeira-gás ($\epsilon$) que exceda um limiar crítico ($\epsilon_{crit}$) e um acoplamento poeira-gás marginal (número de Stokes $St \lesssim 1$). Estudos anteriores estabeleceram que $\epsilon_{crit}$ é sensível à turbulência externa e às distribuições de tamanho de partículas, mas permanece não verificado se essas condições são naturalmente atendidas em discos protoplanetários em evolução contendo grãos porosos. Especificamente, a interação entre a porosidade dos grãos, que acelera o crescimento e altera os regimes de arrasto, e a presença de linhas de neve (particularmente CO) não foi totalmente avaliada quanto à sua capacidade de desencadear um agrupamento (clumping) forte.

Metodologia
Os autores utilizaram um subconjunto de simulações 3D de Hidrodinâmica de Partículas Suavizadas (SPH) previamente apresentadas em Michoulier et al. (2024b, "Paper I"), que modelam a evolução de grãos de silicato porosos sujeitos a crescimento, fragmentação, compactação e ricochete. As simulações cobriram um disco de $0,01 M_\odot$ orbitando uma estrela de $1 M_\odot$, estendendo-se de 10 a 400 au, com um parâmetro de viscosidade turbulenta $\alpha = 5 \times 10^{-3}$.

Dois casos específicos foram analisados:

1. Sem linha de neve de CO: Os grãos possuem um limiar de fragmentação uniforme ($v_{frag} = 20$ m s$^{-1}$).
2. Com linha de neve de CO: Além da linha de neve de CO ($T = 20$ K, $r \gtrsim 100$ au), o limiar de fragmentação é reduzido para $v_{frag} = 5$ m s$^{-1}$ devido ao revestimento de gelo de CO.

Em vez de usar densidades superficiais integradas verticalmente (metalicidade $Z$), o estudo focou na razão de volume local poeira-gás $\epsilon$ para considerar o assentamento vertical. Os autores compararam os valores simulados de $\epsilon$ e $St$ contra o limiar crítico derivado de Lim et al. (2024), que considera a turbulência externa:
$$\log \epsilon_{crit} = 0,42 (\log St)^2 + 0,72 \log St + 0,37$$
O agrupamento forte foi identificado em regiões onde o $\epsilon$ simulado $> \epsilon_{crit}$.

Resultados Principais
A análise das simulações em $t = 150$ kyr revela diferenças distintas baseadas na inclusão da linha de neve de CO:

• Sem Linha de Neve de CO: As condições para agrupamento forte são atendidas apenas em uma região limitada na borda interna do disco (interior a $\sim 15$ au). Esta região se forma cedo ($\sim 20$ kyr), mas encolhe e desaparece até 300 kyr. Uma segunda região de agrupamento forte emerge eventualmente em distâncias intermediárias ($\sim 25-90$ au), mas apenas após $\sim 200$ kyr.
• Com Linha de Neve de CO: A presença da linha de neve de CO expande significativamente a região viável para a formação de planetesimais. O agrupamento forte ocorre cedo ($\sim 70$ kyr) e estende-se desde a borda interna até $\sim 80$ au. Esta região inclui duas zonas de alto enriquecimento de poeira ($\epsilon$ atinge picos de $\sim 5$) centradas em 15 au e 40 au. A região externa estende-se alguns au acima do plano médio.

O mecanismo que impulsiona essa diferença envolve a linha de neve de CO atuando como uma barreira. Ela impede que os grãos cresçam rápido demais e limita seus números de Stokes para $St \lesssim 0,1$. Consequentemente, os grãos derivam mais lentamente e se acumulam mais longe no disco, criando regiões estendidas de $\epsilon$ aumentado muito mais cedo na evolução do disco em comparação ao caso sem linha de neve.

Significância e Alegações
O artigo alega que a evolução de grãos porosos, quando combinada com a linha de neve de CO, cria condições favoráveis para o agrupamento forte pela instabilidade de streaming muito mais cedo e em áreas maiores do que considerado anteriormente em modelos que negligenciam esses fatores.

Os autores afirmam que, embora os grãos porosos sozinhos possam levar ao agrupamento, a inclusão da linha de neve de CO é "chave" para promover a formação de planetesimais em discos com grãos porosos. Isso ocorre porque a linha de neve facilita a retenção de grãos maiores no disco externo, permitindo que eles derivem lentamente e se acumulem em regiões onde a SI pode operar efetivamente. Os autores observam que este mecanismo, embora fisicamente distinto do efeito da linha de neve de água, compartilha uma importância semelhante no gatilho da formação planetária.

Limitações e Ressalvas
Os autores reconhecem explicitamente que o limiar crítico $\epsilon_{crit}$ utilizado foi derivado para distribuições de partículas monodispersas (mSI), enquanto suas simulações envolvem uma distribuição polidispersa (PSI). Embora citem literatura sugerindo que estados de saturação não lineares e crescimento linear para distribuições que atingem o pico em grãos grandes podem se assemelhar à mSI, eles concedem que o amortecimento polidisperso poderia reduzir as taxas de crescimento. Além disso, observam que o papel dos campos magnéticos na estabilização ou desestabilização da SI em sistemas polidispersos permanece uma questão aberta que requer investigação adicional. O estudo não realiza simulações diretas de SI dentro do disco em evolução, mas sim avalia a viabilidade da instabilidade com base nas propriedades de poeira derivadas.