Kuinka lähellä tähteä, kuumemmilla alueilla, kiviplaneetat kehittyvät
Johdanto: Kiviplaneettojen "terra incognita"
Suurimmalla osalla aurinkotyypin tähtiä – erityisesti keski- tai pienimassaisilla – on protoplanetaarisia kiekkoja, jotka koostuvat kaasuista ja pölystä. Niissä:
- Sisäiset alueet (noin muutaman astronomisen yksikön etäisyydellä) pysyvät kuumempina tähden säteilyn vuoksi, joten suurin osa haihtuvista aineista (esim. vesijää) sublimoituu.
- Kiviset/silikaattiset aineet hallitsevat näitä sisäisiä alueita, joissa muodostuvat maapallon kaltaiset planeetat, kuten Merkurius, Venus, Maa ja Mars aurinkokunnassamme.
Vertailtaessa eksoplaneettoja näemme laajan valikoiman supermaapalloja ja muita kiviplaneettoja lähellä tähtiään, mikä osoittaa, että tällaisten kivisten maailmojen muodostuminen on yleistä ja erittäin tärkeää. Siitä, miten kiviplaneettojen muodostuminen etenee, riippuvat asuttavien ympäristöjen, kemiallisen koostumuksen ja mahdollisen elämän alkuperän kysymykset.
2. Valmistelu: olosuhteet sisälevyssä
2.1 Lämpötilagradientit ja "lumiraja"
Protoplanetaarisessa levyllä tähden säteily määrää lämpötilagradientin. Lumiraja (frost line) on paikka, jossa vesihöyry voi tiivistyä jääksi. Tavallisesti tämä raja on muutaman AU:n päässä aurinkotyyppisestä tähdestä, mutta se voi vaihdella levyn iän, säteilyn voimakkuuden ja ympäristön mukaan:
- Sisäpuolella lumirajaa: Vesi, ammoniakki ja CO2 pysyvät kaasumaisina, joten pöly koostuu pääasiassa silikaateista, raudasta ja muista tulenkestävästä mineraaleista.
- Ulkopuolella lumirajaa: Jää on runsasta, mikä mahdollistaa kiinteiden ytimien nopeamman kasvun ja kaasumaisten/jääplaneettojen muodostumisen.
Näin ollen sisäinen maankaltainen alue on aluksi melko kuiva vesijään suhteen, vaikka osa vedestä voi myöhemmin tuoda lumirajan takaa saapuvat planetesimaalit [1], [2].
2.2 Levyn massatiheys ja aikaskaala
Tähden akkretiivisessa levyllä on usein riittävästi kiinteää ainesta useiden kiviplaneettojen muodostamiseen sisäosassa, mutta niiden lukumäärä ja koko riippuvat:
- Yläkerroksen tiheys kiinteille hiukkasille: Suurempi tiheys edistää nopeampia planetesimaalien törmäyksiä ja alkioiden kasvua.
- Levyn elinikä: Yleensä 3–10 miljoonaa vuotta, kunnes kaasut häviävät, mutta kiviplaneettojen muodostumisprosessi (ilman kaasukehää) voi jatkua kymmeniä miljoonia vuosia, kun protoplanetat törmäävät kaasuttomassa ympäristössä.
Fyysiset tekijät – viskoosi evoluutio, magneettikentät, tähden säteily – muokkaavat levyn rakennetta ja kehitystä, määrittäen olosuhteet, joissa "kivikehot" kokoontuvat.
3. Pölyn koagulaatio ja planetesimaalien muodostuminen
3.1 Kivihiukkasten kasvu sisälevyssä
Kuumemmassa sisäosassa pienet pölyhiukkaset (silikaatit, metallien oksidit jne.) törmäävät ja tarttuvat yhteen muodostaen kokkareita – "kiviä". Mutta tässä nousee esiin "metritason este":
- Radiaalinen liukuminen: Metritason kappaleet liikkuvat kitkan vuoksi nopeasti tähteä kohti, joten ne voivat kadota ennen kuin saavuttavat riittävän koon.
- Hajoamisiskut: Nopeuden kasvaessa iskut voivat hajottaa kokkareita.
Mahdolliset ratkaisut näiden esteiden voittamiseksi:
- Virtaus (streaming) epävakaus: Pölyn ylitarjonta paikallisesti aiheuttaa gravitaatiollisen romahduksen km-kokoisiksi planetesimaaleiksi.
- Painekuopat: Kiekon poimut (välit, renkaat) voivat pidättää pölyä ja vähentää ajelehtimista, mahdollistaen tehokkaamman kasvun.
- "Kivien" akkretio: Jos ydin muodostuu jossain, se kerää nopeasti mm–cm kokoisia kiviä [3], [4].
3.2 Planetesimaalien alku
Kun kilometrin kokoiset planetesimaalit ovat muodostuneet, gravitaatiokeskittyminen nopeuttaa entisestään yhdistymisiä. Sisäisessä kiekossa planetesimaalit ovat yleensä kiviaineisia, koostuen raudasta, silikaateista ja mahdollisesti pienistä hiilipitoisuuksista. Kymmenien tai satojen tuhansien vuosien aikana nämä planetesimaalit voivat yhdistyä protoplaneetoiksi, jotka ovat kymmeniä tai satoja kilometrejä suuria.
4. Protoplaneettojen kehitys ja maankaltaisten planeettojen kasvu
4.1 Oligarkkinen kasvu
Teoriassa, nimeltään oligarkkinen kasvu:
- Muutama suuri protoplaneetta alueella tulee gravitaation hallitseviksi "oligarkeiksi".
- Pienemmät planetesimaalit hajaantuvat tai vetäytyvät puoleensa.
- Lopulta alueelle jää muutama kilpaileva protoplaneetta ja pienempiä jäänteitä.
Tämä vaihe voi kestää useita miljoonia vuosia, kunnes muodostuu useita Marsin kokoisia tai Kuun kokoisia alkioita.
4.2 Suurten törmäysten ja lopullisen sijoittumisen vaihe
Kun kaasut kiekosta ovat hajaantuneet (ei enää vaimennusvaikutusta eikä kitkaa), nämä protoplaneetat törmäävät edelleen kaoottisessa ympäristössä:
- Suuret törmäykset: Viimeisessä vaiheessa voi tapahtua melko suuria törmäyksiä, jotka osittain sulattavat vaippoja, kuten hypoteettinen Kuun syntytörmäys proto-Maan ja Theian välillä.
- Pitkä kesto: Aurinkokunnan kiviplaneettojen muodostuminen saattoi kestää noin 50–100 miljoonaa vuotta, kunnes Marsin kokoisten kappaleiden törmäysten jälkeen Maan rata lopullisesti vakiintui [5].
Näiden törmäysten aikana tapahtuu lisäksi rauta-silikaattien eriytyminen, planeettojen ytimet muodostuvat, ja materiaalia voi sinkoutua kuille (esim. Maan Kuuhun) tai renkaiden muodostumiseen.
5. Koostumus ja haihtuvan veden tuonti
5.1 Kivisen koostumuksen ydin
Koska haihtuvat aineet haihtuvat sisäisessä, lämpimässä kiekon osassa, planeetat, jotka siellä muodostuvat, keräävät yleensä taiteaineita – silikaatteja, rauta-nikkelimettejä ym. Tämä selittää suuren tiheyden ja kivisen luonteen Merkuriuksessa, Venuksessa, Maassa ja Marsissa (vaikka jokaisen planeetan koostumus ja rautapitoisuus vaihtelevat paikallisten kiekon olosuhteiden ja valtavien törmäysten historian mukaan).
5.2 Vesi ja orgaaniset aineet
Siitä huolimatta, että lumiraja muodostuu sisäpuolelle, maankaltaiset planeetat voivat silti saada vettä, jos:
- Myöhäinen tuonti: Planetesimaalit ulkoisesta levystä tai asteroidivyöhykkeeltä hajaantuvat sisäänpäin.
- Pienet jääkappaleet: Kometat tai C-tyypin asteroidit voivat tuoda riittävästi haihtuvia yhdisteitä, jos ne hajaantuvat sisäänpäin.
Geokemialliset tutkimukset osoittavat, että Maan vesi saattoi osittain olla peräisin hiilipitoisista kondriittisista kappaleista, selittäen, miten periaatteessa kuivassa sisäalueessa meillä silti on vettä. [6].
5.3 Vaikutus elinkelpoisuuteen
Haihtuvat aineet ovat erittäin tärkeitä valtamerille, ilmakehille ja elinkelpoisille pinnoille. Myöhäisten törmäysten, sulamisprosessien vaipassa ja ulkoisen planetesimaalimateriaalin saapumisen kokonaisuus määrää, voiko maankaltainen planeetta tarjota elinkelpoiset olosuhteet.
6. Havainnot ja oivallukset eksoplaneetoista
6.1 Eksoplaneettojen havainnot: Super-Maapallot ja laavamaailmat
Eksoplaneettojen tutkimukset (Kepler, TESS ym.) ovat paljastaneet lukuisia super-Maapalloja tai mini-Neptunuksia, jotka kiertävät lähellä tähtiä. Jotkut voivat olla puhtaasti kiviaineksisia, mutta suurempia kuin Maa, toiset omaavat paksuja ilmakehiä. Jotkut – "laavamaailmat" – ovat niin lähellä tähteä, että niiden pinta voi olla sulanut. Nämä löydöt korostavat:
- Levyn erot: Pienet parametrien erot levyllä johtavat erilaisiin lopputuloksiin – Maata muistuttavista analogeista kuumiin super-Maapalloihin.
- Migration vaikutus: Jotkut kiviset super-Maapallot saattoivat muodostua kauempana ja myöhemmin lähestyä tähteä.
6.2 "Debris"-levyt todisteena maankaltaisen "rakennus"-prosessin olemassaolosta
Vanhempien tähtien ympärillä havaittavat debris-levyt – pölyä, joka on peräisin planetesimaalien törmäyksistä tai epäonnistuneesti muodostuneista kivisistä protoplaneetoista – viittaavat siihen, että siellä tapahtuu edelleen pieniä törmäyksiä. Spitzerin ja Herschelin havaitsemat lämpimät pölyrenkaat kypsien tähtien ympärillä voivat muistuttaa aurinkokuntamme zodiakaalista pölyvyöhykettä, joka osoittaa olemassa olevia kiviainespaloja hitaassa kitkahiontavaiheessa.
6.3 Geokemialliset vastaavuudet
Spektroskooppiset valkoisten kääpiöiden ilmakehien mittaukset, joissa havaitaan hajotettua planeettajätettä, osoittavat alkuainekoostumuksen, joka muistuttaa kiviaineksia (kondriittisia) komponentteja. Tämä vahvistaa, että kiviplaneettojen muodostuminen sisäisillä alueilla on melko yleinen ilmiö tähtijärjestelmissä.
7. Aikajänteet ja lopulliset kokoonpanot
7.1 Akkretion aikajana
- Planetesimaalien muodostuminen: Ehkä 0,1–1 miljoonan vuoden aikana streaming-epävakauden tai hitaiden törmäysten vaikutuksesta.
- Protoplaneettojen muodostuminen: 1–10 miljoonan vuoden aikana suuremmat kappaleet alkavat hallita, "puhdistamalla" tai omaksumalla pienempiä planetesimaaleja.
- Suuret törmäysvaiheet: Kymmenien miljoonien vuosien ajan muodostuu lopulta vain muutama lopullinen kiviplaneetta. Uskotaan, että lopullinen suuri Maata kohtaan tapahtunut törmäys (Kuun muodostuminen) tapahtui noin 30–50 miljoonaa vuotta Auringon muodostumisen jälkeen [7].
7.2 Vaihtelevuus ja lopullinen arkkitehtuuri
Kiekon tiheyden, migroivien jättiläisplaneettojen läsnäolon tai varhaisten tähti–kiekko -vuorovaikutusten erot voivat merkittävästi muuttaa ratoja ja koostumuksia. Joissakin voi muodostua yksi tai ei lainkaan suuria maankaltaisia planeettoja (kuten monien M-kääpiötähtien ympärillä?), toisissa useita tähden lähellä olevia supermaita. Jokaisella järjestelmällä on oma "sormenjälkensä", joka heijastaa sen alkuperäistä ympäristöä.
8. Tie kiviplaneetalle
- Pölyn kasvu: Silikaattien ja metallien jyväset tarttuvat yhteen muodostaen mm–cm kokoisia "kiviä", osittaisen tarttumisen avulla.
- Planetesimaalien muodostuminen: Streaming-epävakauden tai muiden mekanismien kautta kilometritason kappaleet muodostuvat nopeasti.
- Protoplaneettojen kasaantuminen: Gravitaatiotörmäykset planetesimaaleissa kasvattavat Marsin tai Kuun kokoisia alkioita.
- Suuret törmäysvaiheet: Pieni määrä suuria protoplaneettoja törmää kymmenien miljoonien vuosien aikana muodostaen lopulliset kiviplaneetat.
- Haihtuvien yhdisteiden tuonti: Vesi ja orgaaniset aineet ulkoisen kiekon planetesimaaleista tai komeetoista voivat tarjota planeetalle valtameriä ja mahdollisen elinkelpoisuuden.
- Orbiittipuhdistus: Viimeiset törmäykset, resonanssisuhteet tai hajaantumistapahtumat johtavat stabiileihin ratoihin ja maankaltaisten maailmojen sijoittumiseen monissa järjestelmissä.
9. Tulevat tutkimukset ja missiot
9.1 ALMA:n ja JWST:n kiekon kuvantaminen
Korkean resoluution kiekkojen kartat näyttävät renkaita, välejä ja mahdollisesti protoplaneettojen alkioita. Jos pölyn kasaumia tai spiraaleja löytyy kiekon sisältä, ne auttavat ymmärtämään, miten kiviset planetesimaalit muodostuvat. JWST:n infrapunasignaalit mahdollistavat silikaattien spektriominaisuuksien ja kiekon sisäisten välejen/renkaiden havaitsemisen, jotka viittaavat käynnissä oleviin planeettojen muodostumisprosesseihin.
9.2 Eksoplaneettojen karakterisointi
Nykyiset eksoplaneettojen transiitti- ja radiaalinopeuskartoitukset sekä tulevat PLATO ja Roman Space Telescope -hankkeet löytävät lisää pieniä, mahdollisesti maankaltaisia eksoplaneettoja, määrittävät niiden radat, tiheydet ja mahdollisesti ilmakehän piirteitä. Tämä auttaa testaamaan ja tarkentamaan malleja siitä, miten kiviset maailmat sijoittuvat tai päätyvät tähden elinkelpoiselle vyöhykkeelle.
9.3 Näytteiden tuonti sisäisen kiekon jäänteistä
Missiot, jotka tutkivat pieniä kappaleita, jotka ovat muodostuneet Auringonjärjestelmän sisäosissa, kuten NASA Psyche (metallinen asteroidi) tai muut asteroidinäytteiden tuontimissiot, tarjoavat kemiallisia näkemyksiä planetesimaalien alkuperäisestä koostumuksesta. Yhdistämällä tiedot meteoriittitutkimuksiin selviää paremmin, miten planeettojen muodostuminen tapahtui alkukiekon kiinteistä hiukkasista.
10. Yhteenveto
Kivisten maailmojen muodostuminen tapahtuu luonnollisesti kuumissa protoplaneettakiekkojen alueissa. Kun pölyhiukkaset ja pienet kivettyneet jyvät yhdistyvät planetesimaaleiksi, gravitaatiovuorovaikutus edistää nopeaa protoplaneettojen muodostumista. Kymmenien miljoonien vuosien aikana, törmäillen yhä uudelleen – joskus lempeästi, joskus voimakkaasti – nämä protoplaneetat muodostavat useita vakaita ratoja, joilla jäljelle jäävät kiviset planeetat sijaitsevat. Veden tuonti ja ilmakehien kehittyminen voivat tehdä tällaisista maailmoista elinkelpoisia, kuten Maan geologinen ja biologinen historia osoittaa.
Havainnot – sekä omassa Aurinkokunnassamme (asteroidit, meteoriitit, planeettojen geologia) että eksoplaneettojen tutkimuksessa – osoittavat, että kiviplaneettojen muodostuminen on todennäköisesti yleistä monien tähtien ympärillä. Parantaessaan kiekkojen kuvantamista, pölyn evoluutiomalleja ja planeetta-kiekko -vuorovaikutusteorioita, tähtitieteilijät ymmärtävät yhä syvällisemmin kosmista ”reseptiä”, jolla tähden ruokkimista pölykeräytymistä syntyy Maata muistuttavia tai erilaisia kivisiä maailmoja galaksissamme. Tällaiset tutkimukset avaavat paitsi planeettamme alkuperän historiaa myös selittävät, miten potentiaaliset elämän rakennusaineet muodostuvat lukemattomien muiden tähtien ympärillä universumissa.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Hayashi, C. (1981). “Aurinkonebulan rakenne, magneettikenttien kasvu ja hajoaminen sekä magneettisten ja turbulenttisten viskositeettien vaikutukset nebulaan.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Kiinteiden kappaleiden aerodynamiikka aurinkonebulassa.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Planeettojen muodostuminen helmien kasaantumisen kautta.” 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). “Maankaltaisten planeettojen rakentaminen.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). “Planeettojen kasaantuminen aurinkokunnan sisäosissa.” Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “Tyhjä alkuperäinen asteroidivyö ja Jupiterin kasvun rooli.” Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). “Hf–W meteoriittien kronologia ja maankaltaisten planeettojen muodostumisen ajoitus.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.