Planeettojen ja planeettajärjestelmien muodostuminen

Planeettojen ja planeettajärjestelmien muodostuminen on joukko yksittäisten planeettojen ja planeettajärjestelmien muodostumis- ja kehitysprosesseja.

Vielä ei ole täydellistä selvyyttä siitä, mitä prosesseja tapahtuu planeettojen muodostumisen aikana ja mitkä niistä hallitsevat. Yhteenvetona havainnointitiedoista voimme vain todeta, että [1] :

Ne muodostuvat jo ennen protoplanetaarisen levyn hajoamista .
Kasvulla on merkittävä rooli muodostumisessa .
Raskaiden kemiallisten alkuaineiden rikastaminen tapahtuu planetesimaalien kustannuksella .

Muodostumisteoriat

Kaikkien planeetan muodostumisreittejä koskevien keskustelujen lähtökohtana on muodostuvan tähden ympärillä oleva kaasu- ja pölylevy (protoplaneetta). On olemassa kahdenlaisia skenaarioita siitä, kuinka planeetat tulivat siitä ulos [2] :

Tällä hetkellä hallitseva on kasvu. Olettaa muodostumia alkuperäisistä planetosimaaleista.
Toinen uskoo, että planeetat muodostuivat alkuperäisistä "möykkyistä", jotka myöhemmin romahtivat.

Planeetan lopullinen muodostuminen pysähtyy, kun ydinreaktiot syttyvät nuoressa tähdessä ja se hajottaa protoplaneetan levyn aurinkotuulen paineen, Poynting-Robertson-ilmiön ja muiden vuoksi [3] .

Kasvuskenaario

Ensinnäkin ensimmäiset planetosimaalit muodostuvat pölystä. On olemassa kaksi hypoteesia siitä, miten tämä tapahtuu:

Väitetään, että ne kasvavat hyvin pienten kappaleiden parittaisen törmäyksen vuoksi.
Toinen on se, että planeetatsimaalit muodostuvat painovoiman romahtamisen aikana protoplanetaarisen kaasu- ja pölylevyn keskiosassa.

Niiden kasvaessa syntyy hallitsevia planetosimaleja, joista tulee myöhemmin protoplaneettoja. Niiden kasvuvauhti on melko monipuolinen. Ne kuitenkin perustuvat Safronovin yhtälöön:

$\frac{dM}{dt}=\pi R^2F_G\Sigma_p\sqrt{\frac{GM_*}{a^3))$ ,

missä R on kappaleen koko, a on sen kiertoradan säde, M * on tähden massa, Σ p on planetosimaalisen alueen pintatiheys ja F G on niin kutsuttu fokusointiparametri, joka on avain tässä yhtälössä; se määritetään eri tavalla eri tilanteissa. Sellaiset kappaleet eivät voi kasvaa loputtomiin, mutta täsmälleen siihen hetkeen asti, kun niiden läheisyydessä on pieniä planetosimaalia, rajamassa (ns. eristysmassa) osoittautuu sitten:

$M=\frac{ \sqrt{M} (4\pi a^3 \Sigma_p)^{\frac{3}{2))}{3M_*}$

Tyypillisissä olosuhteissa se vaihtelee välillä 0,01 - 0,1 M ⊕ - tämä on jo protoplaneetta. Protoplaneetan jatkokehitys voi seurata seuraavia skenaarioita, joista yksi johtaa kiinteäpintaisten planeettojen muodostumiseen, toinen kaasujättiläisiin.

Ensimmäisessä tapauksessa kappaleet, joilla on eristetty massa, tavalla tai toisella lisäävät epäkeskisyyttä ja niiden kiertoradat leikkaavat. Pienempien protoplaneettojen absorptiosarjan aikana muodostuu Maan kaltaisia planeettoja.

Jättiplaneetta voi muodostua, jos protoplaneetan ympärille jää paljon kaasua protoplaneetan levystä. Sitten lisääntyminen alkaa toimia johtavana prosessina massan lisäkasvussa. Täydellinen yhtälöjärjestelmä, joka kuvaa tätä prosessia:

$\frac{dr}{dm}=\frac{1}{4\pi\rho r^2}$ (yksi)

$\frac{dP}{dm}=-\frac{G(m+M_{core})}{4\pi r^4}$ (2)

$\frac{dL}{dm}=\epsilon - T\frac{\partial S}{\partial t}$ (3)

$\frac{dP}{dT}=P(T)$

Kirjoitettujen yhtälöiden merkitys on seuraava (1) — oletetaan protoplaneetan pallosymmetriaa ja homogeenisuutta, (2) oletetaan, että tapahtuu hydrostaattinen tasapaino, (3) kuumeneminen tapahtuu törmäyksessä planetosimalien kanssa ja jäähtymistä tapahtuu vain säteilyn takia. (4) ovat kaasun tilayhtälöt.

Tulevan jättiläisplaneetan ytimen kasvu jatkuu aina M~10 ⊕ [2] Suunnilleen tässä vaiheessa hydrostaattinen tasapaino on häiriintynyt. Siitä hetkestä lähtien kaikki lisääntyvä kaasu muodostaa jättiläisplaneetan ilmakehän.

Kasvuskenaarion vaikeudet

Ensimmäiset vaikeudet syntyvät planetosimaalien muodostumismekanismeissa. Yleinen ongelma molemmille hypoteeseille on "mittarin esteen" ongelma: mikä tahansa kaasumaisessa levyssä oleva kappale vähentää vähitellen kiertoradansa sädettä ja tietyllä etäisyydellä se yksinkertaisesti palaa. Noin metrin kokoisilla kappaleilla tällaisen ajautumisen nopeus on suurin, ja ominaisaika on paljon pienempi kuin on tarpeen, jotta planetosimaali kasvattaisi merkittävästi kokoaan [2] .

Lisäksi fuusiohypoteesissa metrin pituiset planetosimaalit törmäävät todennäköisemmin useisiin pieniin osiin kuin muodostavat yhden kappaleen.

Hypoteesille planetosimaalisesta muodostumisesta levyn fragmentoitumisen aikana turbulenssi on ollut klassinen ongelma. Sen mahdollinen ratkaisu ja samalla mittarin esteen ongelma saatiin kuitenkin viimeaikaisissa töissä. Jos varhaisissa ratkaisuyrityksissä pääongelma oli turbulenssi, niin uudessa lähestymistavassa tätä ongelmaa ei sellaisenaan ole. Turbulenssi voi ryhmitellä tiheitä kiinteitä hiukkasia, ja yhdessä virtauksen epävakauden kanssa gravitaatiosidonnaisen klusterin muodostuminen on mahdollista, paljon lyhyemmässä ajassa kuin metrin pituisten planetosimalien ajautuminen tähteen.

Toinen ongelma on itse massakasvun mekanismi:

Havaittua kokojakaumaa asteroidivyöhykkeellä ei voida toistaa tässä skenaariossa [2] . Todennäköisesti tiheiden esineiden alkuperäiset mitat ovat 10-100 km. Mutta tämä tarkoittaa, että planetosimalien keskinopeus laskee, mikä tarkoittaa, että ytimien muodostumisnopeus laskee. Ja jättimäisille planeetoille tästä tulee ongelma: ytimellä ei ole aikaa muodostua ennen kuin protoplaneettalevy hajoaa.
Massan kasvuaika on verrattavissa joidenkin dynaamisten vaikutusten mittakaavaan, jotka voivat vaikuttaa kasvunopeuteen. Tällä hetkellä ei kuitenkaan ole mahdollista tehdä luotettavia laskelmia: yhdellä planeetalla, jonka massa on lähellä maata, on oltava vähintään 108 planetosimaalia.

Gravitaation romahdusskenaario

Kuten missä tahansa itsegravitaatiossa, protoplanetaarisessa levyssä voi kehittyä epävakautta. Toomre pohti tätä mahdollisuutta ensimmäisen kerran vuonna 1981 . Kävi ilmi, että levy alkaa hajota erillisiksi renkaiksi, jos

$Q=\frac{c_s k}{\pi G\Sigma}<1$

missä c s on äänen nopeus protoplanetaarisessa levyssä, k on episyklinen taajuus.

Nykyään Q-parametria kutsutaan "Tumre-parametriksi" ja itse skenaariota kutsutaan Tumren epävakaudeksi. Levyn tuhoutumiseen kuluva aika on verrattavissa levyn jäähtymisaikaan ja se lasketaan samalla tavalla kuin tähden Helmholtzin aika.

Vaikeuksia painovoiman romahtamisen skenaariossa

Vaatii supermassiivisen protoplanetaarisen levyn.

Eksoplaneetat binäärijärjestelmissä

Yli 800 tällä hetkellä tunnetusta eksoplaneettasta kiertävien yksittäisten tähtien määrä on huomattavasti suurempi kuin planeettojen määrä eri moninkertaisuuksista tähtijärjestelmistä. Viimeisimpien tietojen mukaan niitä on 64 [4] .

Eksoplaneetat binäärijärjestelmissä jaetaan yleensä niiden kiertoradan konfiguraatioiden mukaan [4] :

S-luokan eksoplaneetat kiertävät yhtä komponenteista. Niitä on 57.
P-luokka sisältää ne, jotka pyörivät molempien komponenttien ympärillä. Niitä löydettiin NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b ja Kepler-35 (AB)b.

Jos yrität tehdä tilastoja, käy ilmi [4] :

Merkittävä osa planeetoista elää järjestelmissä, joissa komponentit eroavat toisistaan 35-100 AU:n välillä. e., keskittyen noin 20 a:n arvoon. e.
Planeettojen massat leveissä järjestelmissä (> 100 AU) ovat 0,01 - 10 MJ (melkein sama kuin yksittäisillä tähdillä), kun taas planeettojen massat pienemmillä järjestelmillä ovat 0,1 - 10 MJ
Planeetat leveissä järjestelmissä ovat aina yksittäisiä
Radan epäkeskisyyksien jakauma eroaa yksittäisistä ja saavuttaa arvot e = 0,925 ja e = 0,935.

Muodostusprosessien tärkeitä ominaisuuksia

Protoplanetaarisen levyn ympärileikkaus. Kun yksittäisissä tähdissä protoplanetaarinen kiekko voi venyä Kuiperin vyöhykkeelle (30-50 AU), kaksinkertaisissa tähdissä sen koko katkaisee toisen komponentin vaikutuksesta. Siten protoplanetaarisen levyn pituus on 2-5 kertaa pienempi kuin komponenttien välinen etäisyys.

Protoplanetaarisen levyn kaarevuus. Leikkauksen jälkeen jäljellä olevaan levyyn vaikuttaa edelleen toinen komponentti ja se alkaa venyä, vääntyä, kietoutua ja jopa katketa. Myös tällainen levy alkaa precessoida.

Protoplanetaarisen levyn käyttöiän lyhentäminen Leveissä binäärijärjestelmissä, samoin kuin yksittäisissä järjestelmissä, protoplaneettalevyn käyttöikä on 1-10 miljoonaa vuotta. Kuitenkin järjestelmille, joiden komponenttien välinen etäisyys on alle 40 AU. Eli protoplanetaarisen levyn käyttöikä on 0,1-1 miljoonaa vuotta.

Planetosimaalisen muodostumisen skenaario

Jokaisen tähden ympärillä on jäljellä olevan aineen kiekko, joka riittää muodostamaan planeettoja. Nuoret levyt sisältävät enimmäkseen vetyä ja heliumia. Kuumilla sisäalueillaan pölyhiukkaset haihtuvat, kun taas kylmissä ja harvinaisissa ulkokerroksissa pölyhiukkaset jäävät ja kasvavat höyryn tiivistyessä niille.

Protoplanetaarisen kiekon pölyhiukkaset, jotka liikkuvat kaoottisesti kaasuvirtojen mukana, törmäävät toisiinsa ja joskus tarttuvat yhteen, joskus romahtavat. Pölyrakeet imevät valoa tähdestä ja lähettävät sen uudelleen kauko-infrapunaan siirtäen lämpöä levyn pimeimpiin sisäalueisiin. Kaasun lämpötila, tiheys ja paine yleensä laskevat etäisyyden mukaan tähdestä. Paineen, painovoiman ja keskipakovoiman tasapainosta johtuen kaasun pyörimisnopeus tähden ympärillä on pienempi kuin samalla etäisyydellä olevan vapaan kappaleen nopeus.

Tämän seurauksena muutaman millimetrin suuremmat pölyhiukkaset ovat kaasun edellä, joten vastatuuli hidastaa niitä ja pakottaa ne kiertymään alas kohti tähteä. Mitä suurempia näistä hiukkasista tulee, sitä nopeammin ne liikkuvat alaspäin.

Kun hiukkaset lähestyvät tähteä, ne kuumenevat ja vähitellen vesi ja muut matalalla kiehuvat aineet, joita kutsutaan haihtuviksi aineiksi, haihtuvat. Etäisyys, jolla tämä tapahtuu - niin kutsuttu "jääviiva" - on 2-4 tähtitieteellistä yksikköä (AU). Aurinkokunnassa tämä on vain jotain Marsin ja Jupiterin kiertoradan väliltä (Maan kiertoradan säde on 1 AU). Jääviiva jakaa planeettajärjestelmän sisäiseen alueeseen, jossa ei ole haihtuvia aineita ja joka sisältää kiinteitä kappaleita, ja ulkoalueeseen, jossa on runsaasti haihtuvia aineita ja joka sisältää jäisiä kappaleita.

Pölyhiukkasista haihtuneet vesimolekyylit kerääntyvät itse jäärajalle, mikä laukaisee kokonaisen ilmiösarjan. Tällä alueella tapahtuu aukko kaasuparametreissa ja tapahtuu painehyppy. Voimien tasapaino saa kaasun nopeuttamaan liikettään keskitähden ympärillä. Tämän seurauksena hiukkasiin, jotka tulevat tänne, ei vaikuta vastatuuli, vaan myötätuuli, joka ajaa ne eteenpäin ja pysäyttää niiden kulkeutumisen kiekkoon. Ja koska hiukkaset virtaavat edelleen sen ulkokerroksista, jääviiva muuttuu sen kerääntymisnauhaksi.

Kertyessään hiukkaset törmäävät ja kasvavat. Jotkut heistä murtautuvat jäärajan läpi ja jatkavat vaellustaan sisäänpäin; Kuumennettaessa ne peittyvät nestemäisellä mudalla ja monimutkaisilla molekyyleillä, mikä tekee niistä tahmeampia. Jotkut alueet ovat niin täynnä pölyä, että hiukkasten keskinäinen vetovoima kiihdyttää niiden kasvua. Pölyhiukkaset kerääntyvät vähitellen kilometrin kokoisiksi kappaleiksi, joita kutsutaan planetesimaaleiksi, jotka planeetan muodostumisen viimeisessä vaiheessa keräävät lähes kaiken primääripölyn.

Epäjohdonmukaiset koulutusskenaariot

On skenaarioita, joissa planeettajärjestelmän alkuperäinen, välittömästi muodostumisen jälkeen, konfiguraatio eroaa nykyisestä ja saavutettiin jatkokehityksen aikana.

Yksi tällainen skenaario on planeetan sieppaus toisesta tähdestä. Koska kaksoitähden vuorovaikutuspoikkileikkaus on paljon suurempi, törmäyksen todennäköisyys ja planeetan vangitseminen toisesta tähdestä on paljon suurempi.
Toinen skenaario viittaa siihen, että yhden komponentin evoluution aikana, jo pääsekvenssin jälkeisissä vaiheissa, alkuperäisessä planeettajärjestelmässä syntyy epävakautta. Tämän seurauksena planeetta jättää alkuperäisen kiertoradansa ja tulee yhteiseksi molemmille komponenteille.

Eksoplaneetat tähtijoukoissa

Tähtiklusteriin kuuluvien tai niiden ympärillä pyörivien planeettojen olemassaolo on mahdollista.

Linkit

↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Jättiläiset planeetat . - 10. joulukuuta 2009.
↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Planeettojen muodostumisen teoria . - 2010. - .
↑ Dutkevitch, Diane Pölyn evoluutio nuorten tähtien ympärillä olevien ympyrätähtien levyjen maaplaneetan alueella . Ph. D. thesis, University of Massachusetts Amherst (1995). Haettu 23. elokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. marraskuuta 2007. (määrätön) ( Astrophysics Data System -merkintä arkistoitu 3. marraskuuta 2013 Wayback Machinessa )
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sun, Yi-Sui. Erilaisten planeettajärjestelmien muodostaminen .