Kuidas tähe lähedal, soojemates piirkondades, arenevad kaltsiumrikkad planeedid
Sissejuhatus: Kaltsiumrikkate planeetide „terra incognita“
Enamik Päikese-tüüpi tähti – eriti keskmise või väikese massiga – omavad protoplaneedisüsteeme, mis koosnevad gaasist ja tolmust. Nendes:
- Sisemised piirkonnad (umbes mõne astronoomilise ühiku kaugusel) on tähe kiirguse tõttu soojemad, mistõttu enamik lenduvaid aineid (nt vee jää) sublimeerub.
- Kaltsiumrikkad/silikaadid ained domineerivad nendes sisemistes piirkondades, kus moodustuvad maaplaneedid, mis sarnanevad Merkuurile, Veenusele, Maale ja Marsile meie Päikesesüsteemis.
Eksooplanetide võrdlemisel näeme laia valikut super-Maade ja teiste kiviste planeetide spektrit nende tähtede lähedal, mis näitab, et selliste kiviste maailmade moodustumine on sage ja väga oluline nähtus. Sõltuvalt sellest, kuidas kulgeb kiviste planeetide moodustumine, sõltuvad elamiskeskkonnad, keemiline koostis ja võimaliku elu päritolu küsimused.
2. Ettevalmistus: tingimused sisemises ketas
2.1 Temperatuuri gradiendid ja „lumeliin“
Protoplaneetide ketas tähe kiirgus määrab temperatuuri gradiendi. Lumeliin (frost line) on koht, kus vesi aurust kondenseerub jääks. Tavaliselt on see piir mõne AU kaugusel Päikese-tüüpi tähest, kuid see võib muutuda sõltuvalt ketta vanusest, kiirguse intensiivsusest ja keskkonnast:
- Sees lumeliini: Vesi, ammoonium ja CO2 jäävad gaasiliseks, seega koosneb tolm enamasti silikaatidest, rauast ja muudest tulekindlatest mineraalidest.
- Väljas lumeliin: Jää on rikkalik, mis võimaldab kiiremat tahkete tuumade kasvu ja gaasiliste/jäähiidude moodustumist.
Seega on sisemine maismaa piirkond algselt üsna kuiv vee jää suhtes, kuigi osa veest võib hiljem tuua lumepiirist saabunud planetesimaalid [1], [2].
2.2 Ketta massi tihedus ja ajaskaala
Tähe akretsiooniketas sisaldab sageli piisavalt tahkeid aineid, et moodustada mitu kivist planeeti sisemises piirkonnas, kuid nende arv ja suurus sõltuvad:
- Ülemise kihi tihedus tahkete osakeste puhul: Suurem tihedus soodustab kiiremaid planetesimaalide kokkupõrkeid ja embrüote kasvu.
- Ketta eluiga: Tavaliselt 3–10 mln aastat, kuni gaasid kaovad, kuid kiviste planeetide moodustumise protsess (ilma gaasilise keskkonnata) võib kesta kümneid miljoneid aastaid, protoplaneetide kokkupõrgetel gaasivabas keskkonnas.
Füüsikalised tegurid – viskoosne evolutsioon, magnetväljad, tähe kiirgus – kujundavad ketta struktuuri ja arengut, määratledes tingimused, milles „kivikehad“ kogunevad.
3. Tolmu koagulatsioon ja planetesimaalide moodustumine
3.1 Kiviosakeste kasv sisemises ketas
Soojemas sisemises piirkonnas väiksed tolmuosakesed (silikaadid, metalloksiidid jms) põrkuvad kokku ja kleepuvad, moodustades aglomeraate – „kive“. Kuid siin tekib „meetri suurune tõke“:
- Radiaalne triiv: Meetri suurused objektid liiguvad hõõrdumise tõttu kiiresti tähe suunas, mistõttu riskivad kaduda enne piisava suuruse saavutamist.
- Lagunemiskokkupõrked: Kiiruse suurenedes võivad kokkupõrked lagundada aglomeraate.
Võimalikud lahendused nende tõkete ületamiseks:
- Voolu (streaming) ebastabiilsus: Tolmu ülejääk põhjustab kohalikku gravitatsioonilist kokkuvarisemist km-skaala planetesimaalideks.
- Rõhuharjad: Ketta tihedused (vahed, rõngad) võivad tolmu kinni hoida ja vähendada triipu, võimaldades efektiivsemat kasvu.
- „Kivikeste“ akretsioon: Kui mõnes kohas tekib tuum, kogub see kiiresti mm–cm suuruseid kivikesi [3], [4].
3.2 Planetesimaalide algus
Kilomeetriste planetesimaalide tekkimisel kiirendab gravitatsiooniline koondumine veelgi liitumisi. Sisemises kettas on planetesimaalid tavaliselt kivimilised, koosnevad rauast, silikaatidest ja võib-olla vähestest süsiniku lisanditest. Kümnete või sadade tuhandete aastate jooksul võivad need planetesimaalid sulanduda protoplaneetideks, mis ulatuvad kümnete või sadade kilomeetriteni.
4. Protoplaneetide areng ja maismaa planeetide kasv
4.1 Oligaarhiline kasv
Teoorias, mida nimetatakse oligaarhiliseks kasvuks:
- Mõned suured protoplaneedid piirkonnas muutuvad gravitatsiooniliselt domineerivateks „oligarhideks“.
- Väiksemad planetesimaalid hajutatakse või tõmmatakse kokku.
- Lõpuks jääb tsooni mõned konkureerivad protoplaneedid ja väiksemad jäänukkehad.
See etapp võib kesta mitu miljonit aastat, kuni tekib mitu Marsi suurust või Kuu suurust embrüot.
4.2 Suurte kokkupõrgete ja lõpliku paigutuse faas
Pärast gaaside hajumist kettast (pidurdus- ja hõõrdejõud kaovad) jätkavad need protoplaneedid kokkupõrkeid kaootilises keskkonnas:
- Suured kokkupõrked: Viimasel etapil võivad toimuda üsna suured kokkupõrked, mis osaliselt sulatavad mantelkihti, sarnaselt hüpoteetilisele Kuu tekkimise kokkupõrkele proto-Maaga ja Theiaga.
- Pikaajaline: Päikesesüsteemi kiviplaneetide moodustumine võis kesta umbes 50–100 mln aastat, kuni pärast Marsi suuruste kehade kokkupõrkeid Maa orbiit lõpuks stabiliseerus [5].
Nende kokkupõrgete käigus toimub lisaks raua-silikaatide diferentseerumine, moodustuvad planeetide tuumad ning võib eralduda materjali kaaslastele (nt Maa Kuule) või rõngaste tekkeks.
5. Koostis ja lenduva vee toomine
5.1 Kivimilise koostisega sisemus
Kuna lenduvad ained aurustuvad sisemises, soojas kettaosas, moodustuvad planeedid koguvad tavaliselt murdeaineid – silikaate, raua-nikkeli metalle jms. See seletab Merkuuri, Veenuse, Maa ja Marsi kõrget tihedust ja kivimilist olemust (kuigi iga planeedi koostis ja rauasisaldus erinevad sõltuvalt ketta kohalikest tingimustest ja hiiglaslike kokkupõrgete ajaloost).
5.2 Vesi ja orgaanilised ained
Hoolimata sellest, et lumejooned moodustuvad seespool, võivad maapealsed planeedid siiski vett saada, kui:
- Hilinenud toomine: Planetesimaalid välisest kettast või asteroidivööst hajuvad sisemusse.
- Väikesed jääkehakesed: Komeedid või C-tüüpi asteroidid võivad tuua piisavalt auruvaid ühendeid, kui need hajuvad sisemusse.
Geokeemilised uuringud näitavad, et Maa vesi võis osaliselt pärineda süsinikurikkadest kondriitsetest kehadest, selgitades, kuidas põhimõtteliselt kuivas sisemises piirkonnas on meil siiski vett. [6].
5.3 Mõju elujõulisusele
Auruvad ained on äärmiselt olulised ookeanide, atmosfääride ja eluks sobivate pindade jaoks. Hiliste kokkupõrgete, mantel sulamise protsesside ja välise planetesimaalide materjali lisandumise kogum määrab, kas maapealne planeet võib omada eluks sobivaid tingimusi.
6. Vaatlusandmed ja teadmised eksoplaneetidelt
6.1 Eksoplaneetide vaatlused: Super-Maardid ja laavamaailmad
Eksoplaneetide uuringud (Kepler, TESS jt) on avastanud palju super-Maardesid või mini-Neptuune, mis tiirlevad tähe lähedal. Mõned võivad olla puhtalt kivimised, kuid suuremad kui Maa, teistel on paksud atmosfäärid. Veel teised – "laavamaailmad" – on nii tähe lähedal, et pind võib olla sulanud. Need avastused rõhutavad:
- Ketta erinevused: Väikesed parameetrite erinevused ketas põhjustavad erinevaid tulemusi – alates Maa analoogidest kuni kuumenenud super-Maardeni.
- Migratsiooni mõju: Mõned kivimised super-Maardid võisid moodustuda kaugemal ja hiljem tähe lähedale liikuda.
6.2 „Debris“ kettad kui tõend maapealse „ehitusprotsessi“ kohta
Vanemate tähtede ümber leitud debris kettad – tolm, mis on jäänud planetesimaalide kokkupõrgete või ebaõnnestunult moodustunud kivimprotoplaneetide tõttu, viitavad sellele, et seal toimuvad jätkuvalt väiksemad kokkupõrked. Spitzeri ja Herscheli poolt avastatud soojad tolmuringid küpsete tähtede ümber võivad sarnaneda meie Päikesesüsteemi zodiakaaltolmuvööga, mis näitab olemasolevaid kivimjääke aeglase hõõrdumise kulumise faasis.
6.3 Geokeemilised vasted
Valgete kääbuste atmosfääride spektroskoopilised mõõtmised, kus leitakse lagunenud planeetiliste prahiosakeste materjali, näitavad elementaarset koostist, mis sarnaneb kivimilistele (kondriitsetele) komponentidele. See kinnitab, et kivimiplaneetide moodustumine sisemistes piirkondades on tähtsüsteemides üsna tavaline nähtus.
7. Aja skaalad ja lõplikud konfiguratsioonid
7.1 Akretsioonigraafik
- Planetesimaalide moodustumine: Võib-olla 0,1–1 miljoni aasta jooksul streaming-ebaühtluse või aeglaste kokkupõrgete toimel.
- Protoplaneetide teke: 1–10 miljoni aasta jooksul hakkavad suuremad kehad domineerima, "puhastades" või omastades väiksemaid planetesimaale.
- Suure löögi faas: Kümned miljonid aastad, kuni lõpuks moodustub vaid mõned lõplikud kiviplaneed. Arvatakse, et Maale lõplik suur löök (Kuu teke) toimus umbes 30–50 mln aastat pärast Päikese moodustumist [7].
7.2 Muutlikkus ja lõplik arhitektuur
Ketta tiheduse, migreeruvate hiidplaneetide olemasolu või varajaste tähe-ketta interaktsioonide erinevused võivad oluliselt muuta orbiite ja koostist. Mõnes kohas võib tekkida üks või mitte ühtegi suurt maismaist planeeti (nagu paljude M-tähe kääbuste ümber?), teistes aga mitu tähe lähedal asuvat super-Maad. Igal süsteemil on oma "sõrmejälg", mis peegeldab selle algset keskkonda.
8. Tee kiviplaneedini
- Tolmu kasvamine: Silikaatide ja metallide osakesed kleepuvad kokku mm–cm suurusteks "kivideks", aidates osalist kokkuliimimist.
- Planetesimaalide moodustumine: Kiire moodustumine kilomeetri suurusteks kehakesteks läbi streaming- ebastabiilsuse või muude mehhanismide.
- Protoplaneetide kogunemine: Gravitatsioonilised planetesimaalide kokkupõrked kasvatavad Marsi või Kuu suuruseid embrüoid.
- Suure löögi faas: Väike arv suuri protoplaneete põrkab kokku, moodustades kümnete miljonite aastate jooksul lõplikud kiviplaneed.
- Hajuvate ühendite toomine: Vesi ja orgaanika välisketta planetesimaalidest või komeetidest võivad anda planeedile ookeanid ja võimaliku eluvõime.
- Orbiidiline puhastamine: Viimased kokkupõrked, resonantsilised seosed või hajutamisprotsessid viivad stabiilsete orbiidideni ja maismaiste maailmade paigutuseni paljudes süsteemides.
9. Tulevased uuringud ja missioonid
9.1 ALMA ja JWST ketta kujutamine
Kõrge lahutusvõimega ketaste kaardid näitavad rõngaid, vahealasid ja võib-olla protoplaneetide alguseid. Kui tolmu kogunemised või spiraalid leitakse ketta sees, aitavad need mõista, kuidas kivised planetesimaalid moodustuvad. JWST infrapunaandmed võimaldavad tuvastada silikaatide spektraalseid tunnuseid ning ketta sisemisi vahealasid/rõngaid, mis viitavad planeetide tekkimise protsessidele.
9.2 Eksoplaneetide karakteriseerimine
Praegused eksoplaneetide transiitide/kiiruse mõõtmise uuringud ja tulevased PLATO ning Roman Space Telescope projektid avastavad rohkem väikeseid, tõenäoliselt maismaiseid eksoplaneete, määravad nende orbiidid, tihedused ja võib-olla atmosfääri tunnused. See aitab testida ja täpsustada mudeleid, kuidas kivised maailmad paiknevad või satuvad tähe elamiskõlblikku tsooni.
9.3 Proovide tagasitoomine sisemise ketta jääkidest
Missioonid, mis uurivad väikeseid kehasid, mis on tekkinud Päikesesüsteemi sisemises piirkonnas, nt NASA Psyche (metalliline asteroid) või muud asteroidinäidiste tagasitoomise missioonid, annavad keemilisi teadmisi planetesimaalide algkoostise kohta. Andmete sidumine meteoriitide uurimisega aitab paremini mõista, kuidas planeetide teke toimus algse ketta tahkete osakeste baasil.
10. Kokkuvõte
Kiviste maailmade teke toimub loomulikult kuumades protoplaneetketaste piirkondades. Kui tolmuosakesed ja väikesed kivised terakesed ühinevad planetesimaalideks, soodustab gravitatsiooniline interaktsioon kiiret protoplaneetide moodustumist. Kümnete miljonite aastate jooksul, korduvate kokkupõrgete kaudu – mõnikord õrnalt, mõnikord jõuliselt – moodustavad need protoplaneedid mitu stabiilset orbiiti, kus asuvad allesjäänud kivised planeedid. Vee toomine ja atmosfääride areng võivad muuta sellised maailmad eluks sobivaks, nagu näitab Maa geoloogiline ja bioloogiline ajalugu.
Vaatlused – nii meie Päikesesüsteemis (asteroidid, meteoriidid, planeetide geoloogia) kui ka eksoplaneetide uurimisel – näitavad, et kiviste planeetide tekkimine on tõenäoliselt laialt levinud paljude tähtede seas. Täiustades ketaste kujutamist, tolmu evolutsiooni mudeleid ja planeedi-ketta interaktsiooni teooriaid, mõistavad astronoomid üha sügavamalt kosmilist „retsepti“, kuidas tähtedest toituvate tolmu kogumite hulgast tekivad Maaga sarnased või muud kivised maailmad meie galaktikas. Sellised uuringud avavad mitte ainult meie planeedi päritolu ajalugu, vaid selgitavad ka, kuidas tekivad potentsiaalse elu ehitusmaterjalid paljude teiste tähtede ümber universumis.
Viited ja edasine lugemine
- Hayashi, C. (1981). „Päikesetolmu struktuur, magnetväljade kasv ja kahanemine ning magnetiliste ja turbulentsviskoossuste mõju tolmule.“ Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). „Tahkete kehade aerodünaamika päikesetolmus.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). „Planeetide moodustumine kivikeste akretsiooni kaudu.“ 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). „Maiste planeetide ehitamine.“ Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). „Planeetide akretsioon Päikesesüsteemi sees.“ Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). „Tühi algne asteroidivöö ja Jupiteri kasvu roll.“ Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). „Hf–W meteoriitide kronoloogia ja maiste planeetide tekkimise ajastus.“ Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.