Как близо до звездата, в по-топлите области, се развиват скалисти планети
Въведение: „terra incognita" на скалистите планети
Повечето звезди от тип Слънце – особено със средна или малка маса – имат протопланетни дискове, съставени от газове и прах. В тях:
- Вътрешни области (приблизително в рамките на няколко астрономически единици) остават по-топли поради звездната радиация, затова повечето летливи вещества (напр. воден лед) се сублимират.
- Скалисти/силикатни материали преобладават в тези вътрешни зони, където се формират терестриални планети, подобни на Меркурий, Венера, Земята и Марс в нашата Слънчева система.
Сравнявайки екзопланети, виждаме широк спектър от супер-Земи и други скалисти планети близо до техните звезди, което показва, че формирането на такива скалисти светове е често и много важно явление. От това как протича формирането на скалисти планети зависят въпросите за обитаеми среди, химичен състав и възможен произход на живота.
2. Подготовка: условия във вътрешния диск
2.1 Температурни градиенти и „снежна линия“
В протопланетния диск звездното лъчение определя температурния градиент. Снежната линия (frost line) е мястото, където водата от газообразна форма може да кондензира в лед. Обикновено тази граница е на няколко AV от звезда тип Слънце, но може да варира в зависимост от възрастта на диска, интензивността на лъчението и околната среда:
- Вътре в снежната линия: Водата, амонякът и CO2 остават в газообразно състояние, затова прахът обикновено се състои от силикати, желязо и други огнеустойчиви минерали.
- Отвън на снежната линия: Ледът е изобилен, което позволява по-бърз растеж на твърдите ядра и формиране на газови/ледени гиганти.
Така вътрешната терестриална област първоначално е доста суха по отношение на водния лед, въпреки че част от водата може да бъде донесена по-късно от планетезимали, пристигащи отвъд снежната линия [1], [2].
2.2 Плътност на масата на диска и времеви мащаби
Акреционният диск на звездата често съдържа достатъчно твърди материали, за да формира няколко скалисти планети във вътрешната област, но колко от тях ще се образуват и какъв размер ще имат зависи от:
- Плътност на горния слой на твърдите частици: По-високата плътност стимулира по-бързи сблъсъци на планетезимали и растеж на ембриони.
- Време на живот на диска: Обикновено 3–10 млн. години, докато газовете изчезнат, но процесът на формиране на скалисти планети (вече без газова среда) може да продължи десетки милиони години, като протопланетите се сблъскват в среда без газ.
Физични фактори – вискозна еволюция, магнитни полета, звездно лъчение – оформят структурата и развитието на диска, определяйки условията, при които „скалистите тела“ се събират.
3. Коагулация на прах и формиране на планетезимали
3.1 Растеж на скалисти частици във вътрешния диск
В по-топлата вътрешна област малки прахови частици (силикати, метални оксиди и др.) се сблъскват и залепват, образувайки скупчвания – „камъчета“. Но тук възниква „бариера с размери в метри“:
- Радиален дрейф: Обекти с размери в метри бързо се движат към звездата поради триене, като рискуват да бъдат изгубени, без да достигнат достатъчен размер.
- Сблъсъци при разделяне: С увеличаване на скоростта, сблъсъците могат да разрушат скупчванията.
Възможни решения за преодоляване на тези бариери:
- Нестабилност на потока (streaming): Локален излишък на прах предизвиква гравитационен колапс до планетесимали с размери в километри.
- Давящи гърбици: Дисковите структури (пропасти, пръстени) могат да задържат прах и да намалят дрейфа, позволявайки по-ефективен растеж.
- Акреция на „камъчета“: Ако на някои места се формира ядро, то бързо ще „събере“ мм–см камъчета [3], [4].
3.2 Зародиш на планетесималите
След формирането на километрови планетесимали, гравитационното съсредоточаване ускорява още повече сливането. В вътрешния диск планетесималите обикновено са скалисти, съставени от желязо, силикати и евентуално малки примеси на въглерод. През десетки или стотици хиляди години тези планетесимали могат да се слеят в протопланети, достигащи десетки или стотици километри.
4. Развитие на протопланетите и растеж на терестриалните планети
4.1 Олигархичен растеж
В теорията, наречена олигархичен растеж:
- Няколко големи протопланети в региона стават гравитационно доминиращи „олигарси“.
- По-малките планетесимали се разпръскват или привличат.
- В крайна сметка в зоната остават няколко конкуриращи се протопланети и по-малки остатъчни тела.
Този етап може да продължи няколко милиона години, докато се формират няколко с размерите на Марс или с размерите на Луната ембриони.
4.2 Фаза на големите сблъсъци и окончателно разпределение
След като газовете от диска се разпръснат (няма вече ефект на гасене и триене), тези протопланети продължават да се сблъскват в хаотична среда:
- Големите сблъсъци: В последния етап могат да се случат доста големи сблъсъци, частично разтопяващи мантии, подобно на хипотетичния сблъсък, довел до образуването на Луната между протоземята и Тея.
- Дълги периоди: Формирането на скалисти планети в Слънчевата система може да е продължило около 50–100 млн. години, докато след сблъсъци с тела с размерите на Марс орбитата на Земята окончателно се стабилизира [5].
При тези сблъсъци допълнително протича диференциация на желязо-силикати, формират се ядра на планетите, а също така може да се изхвърля материал за образуване на спътници (например Луната на Земята) или пръстени.
5. Състав и доставка на летлива вода
5.1 Вътрешност с каменен състав
Тъй като летливите вещества изпаряват във вътрешната, топла част на диска, планетите, които се формират там, обикновено натрупват рефрактивни вещества – силикати, желязо-никелови метали и др. Това обяснява високата плътност и скалистия характер на Меркурий, Венера, Земя и Марс (въпреки че съставът и количеството желязо във всяка планета варират в зависимост от локалните условия в диска и историята на гигантските сблъсъци).
5.2 Вода и органични вещества
Въпреки че снежната линия се образува вътре, терестриалните планети все пак могат да получат вода, ако:
- Късно доставяне: Планетесимали от външния диск или астероидния пояс се разпръскват навътре.
- Малки ледени тела: Комети или астероиди от тип C могат да донесат достатъчно летливи съединения, ако бъдат разпръснати навътре.
Геохимични изследвания показват, че водата на Земята може частично да произхожда от въглеродни хондритни тела, обяснявайки как в основно сухата вътрешна област все пак имаме вода [6].
5.3 Влияние върху обитаемостта
Летливите вещества са изключително важни за океаните, атмосферите и повърхностите, подходящи за живот. Сумата от късни сблъсъци, процеси на разтопяване в мантията и навлизане на външен планетесимален материал определя дали терестриална планета може да има условия, подходящи за живот.
6. Данни от наблюдения и прозрения от екзопланети
6.1 Наблюдения на екзопланети: Супер-Земи и лавови светове
Изследванията на екзопланети (Kepler, TESS и др.) разкриха множество супер-Земи или мини-Нептуни, обикалящи близо до звездите. Някои могат да са изцяло скалисти, но по-големи от Земята, други имат дебели атмосфери. Трети – „лавови светове“ – са толкова близо до звездата, че повърхността може да е разтопена. Тези открития подчертават:
- Разлики в диска: Малки разлики в параметрите на диска водят до различни резултати – от аналози на Земята до нагрети супер-Земи.
- Влияние на миграцията: Някои скалисти супер-Земи може да са се образували по-далеч и след това да са се приближили към звездата.
6.2 „Debris“ дискове като доказателство за терестриален „строителен" процес
Около по-старите звезди са открити debris дискове – прах, останал от сблъсъци между планетесимали или неуспешно образувани скалисти протопланети, което сигнализира за продължаващи дребни сблъсъци. Топлите прахови пръстени, открити от Spitzer и Herschel около зрели звезди, могат да приличат на зодиакалния прахов пояс на нашата Слънчева система, показващ съществуващи скалисти остатъци в бавна фаза на триене и изтъркване.
6.3 Геохимични съответствия
Спектроскопични измервания на атмосфери на бели джуджета, в които се намира разпаднат материал от планетни отломки, показват елементарен състав, подобен на скалисти (хондритни) компоненти. Това потвърждава, че образуването на скалисти планети във вътрешните области е доста често явление в звездните системи.
7. Времеви скали и крайни конфигурации
7.1 График на акрецията
- Образуване на планетесимали: Вероятно за 0,1–1 млн. години под влияние на streaming нестабилност или бавни колизии.
- Образуване на протопланети: През 1–10 млн. години по-големите тела започват да доминират, „изчистват" или усвояват по-дребните планетесимали.
- Фаза на големите сблъсъци: Десетки милиони години, докато накрая се образуват само няколко крайни скалисти планети. Смята се, че последният голям сблъсък на Земята (образуването на Луната) е станал ~30–50 млн. години след формирането на Слънцето [7].
7.2 Променливост и крайна архитектура
Разликите в плътността на диска, наличието на мигриращи гигантски планети или ранните взаимодействия звезда–диск могат значително да променят орбитите и съставите. На някои места може да се образува една или никаква голяма земеподобна планета (като около много M джуджета?), а на други – няколко супер-Земи близо до звездата. Всяка система има свой „пръстов отпечатък“, отразяващ първоначалната ѝ среда.
8. Пътят към скалиста планета
- Растеж на праха: Зърна от силикат и метали се слепват в мм–см „камъчета“, подпомагайки частичното сцепление.
- Образуване на планетесимали: Чрез стрийминг нестабилност или други механизми бързо се образуват тела с размери от километри.
- Натрупване на протопланети: Гравитационните сблъсъци на планетесимали формират ембриони с размери на Марс или Луната.
- Фаза на големите сблъсъци: Малък брой големи протопланети се сблъскват, образувайки крайни скалисти планети за десетки милиони години.
- Доставяне на летливи съединения: Водата и органиката от планетесималите на външния диск или кометите могат да осигурят океани и потенциална обитаемост на планетата.
- Орбитално почистване: Последните сблъсъци, резонансни връзки или разсейващи събития водят до стабилни орбити и разпределение на земеподобните светове в множество системи.
9. Бъдещи изследвания и мисии
9.1 Изобразяване на дискове с ALMA и JWST
Картите с висока резолюция на дисковете показват пръстени, празнини и евентуално зачатъци на протопланети. Ако натрупвания на прах или спирали се намират във вътрешността на диска, те помагат да се разбере как се формират скалистите планетесимали. Инфрачервените данни на JWST позволяват откриване на спектрални признаци на силикатите и вътрешните празнини/пръстени на диска, които указват протичащи процеси на формиране на планети.
9.2 Характеризиране на екзопланети
Настоящите проучвания на транзити/радиални скорости на екзопланети и бъдещите проекти PLATO и Roman Space Telescope ще открият повече малки, възможно земеподобни екзопланети, ще определят техните орбити, плътности и евентуални атмосферни признаци. Това помага за тестване и уточняване на модели за разпределението на скалистите светове или тяхното попадане в обитаемата зона на звездата.
9.3 Връщане на проби от остатъците на вътрешния диск
Мисии, изследващи малки тела, образувани във вътрешната част на Слънчевата система, напр. NASA Psyche (метален астероид) или други мисии за връщане на проби от астероиди, предоставят химически прозрения за първоначалния състав на планетесималите. Свързвайки данните с изследванията на метеорити, става по-ясно как е протекло формирането на планетите от твърдите частици в първоначалния диск.
10. Заключение
Формирането на скалисти светове естествено се случва в горещите области на протопланетните дискове. Когато прахови частици и малки скалисти зърна се слепват в планетесимали, гравитационното взаимодействие стимулира бързото образуване на протопланети. През десетки милиони години, сблъсквайки се отново и отново – понякога леко, понякога силно – тези протопланети формират няколко стабилни орбити, в които остават скалистите планети. Доставянето на вода и развитието на атмосфери могат да направят тези светове подходящи за живот, както показва геоложката и биологична история на Земята.
Наблюденията – както в нашата Слънчева система (астероиди, метеорити, геология на планетите), така и в изследванията на екзопланети – показват, че формирането на скалисти планети вероятно е широко разпространено сред множество звезди. С усъвършенстването на изображенията на дискове, моделите за еволюция на прах и теориите за взаимодействие планета-диск, астрономите все по-дълбоко разбират космическата „рецепта“, по която от прахови облаци, захранвани от звезда, възникват Земеподобни или други скалисти светове в нашата Галактика. Тези изследвания разкриват не само историята на произхода на нашата планета, но и обясняват как се образуват потенциалните градивни материали за живот около множество други звезди във Вселената.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Hayashi, C. (1981). „Структура на слънчевата мъглявина, растеж и упадък на магнитните полета и ефекти на магнитните и турбулентните вискозитети върху мъглявината.“ Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). „Аеродинамика на твърди тела в слънчевата мъглявина.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). „Формиране на планети чрез натрупване на камъчета.“ Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). „Изграждане на земеподобни планети.“ Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). „Планетарно натрупване в вътрешната Слънчева система.“ Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). „Празният първичен астероиден пояс и ролята на растежа на Юпитер.“ Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). „Hf–W хронология на метеоритите и времето на формиране на земеподобните планети.“ Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.