კლდოვანი სამყაროების ფორმირება
Linas Juozėnasგაზიარება
ცოდნის რკალი · სამყარო · 05 თავი / 03 სტატია
როგორ ყალიბდება კლდოვანი სამყაროები
ქანების დაგროვება მხოლოდ დასაწყისია. გაეცანით შეჯახებებს, გამდნარ შიდა ნაწილს და წყლისა და აირების ცვალებად მიწოდებას, რაც კლდოვან პლანეტას აყალიბებს.
რა ახასიათებს კლდოვან პლანეტას?
კლდოვანი პლანეტის ზრდისას მისი მასალა უკვე იცვლება. შეჯახებები სითბოს გამოყოფს. ლითონი ცენტრისკენ გადაადგილდება. წყალი და სხვა აქროლადი ნივთიერებები ქანებს, ლღობილ მასასა და ფორმირების პროცესში მყოფ ატმოსფეროს შორის გადანაწილდება.
ტერმინი „კლდოვანი პლანეტა“ აღნიშნავს პლანეტას, რომელშიც ქანები და ლითონი ჭარბობს. მერკური, ვენერა, დედამიწა და მარსი ნაცნობი მაგალითებია, თუმცა ამ კატეგორიაში შეიძლება შედიოდეს პლანეტები სრულიად განსხვავებული შიდა აგებულებით, ატმოსფეროთი და ზედაპირის პირობებით. მხოლოდ კლდოვანი შემადგენლობა ოკეანეებს ან სიცოცხლეს არ ნიშნავს.[1]
წინა სტატიაში, „პლანეტეზიმალების აკრეცია“, განხილული იყო პლანეტების საშენი მასალების ზრდა. აქ განვიხილავთ, როგორ ცვლის მათი დაგროვება თავად მასალასაც.
რატომ ჭარბობს შიდა დისკოში ქანები და ლითონი?
ახალგაზრდა ვარსკვლავის დისკო, ჩვეულებრივ, ვარსკვლავთან ახლოს უფრო ცხელია, თუმცა გათბობა სიმაღლის, აკრეციისა და ჩრდილების მიხედვითაც იცვლება. სილიკატური მინერალები და ლითონები შეიძლება მყარ მდგომარეობაში დარჩეს იმ ტემპერატურაზე, რომელზეც ბევრი აქროლადი ნივთიერება აირისებრია. ეს სითბოსადმი მდგრადი, ანუ რეფრაქტერული, მასალები კლდოვანი პლანეტის მასის დიდ ნაწილს შეადგენს.[2]
თოვლის ხაზი კონკრეტულ ნივთიერებაზეა დამოკიდებული
ეგრეთ წოდებული წყლის თოვლის ხაზი ადგილობრივ პირობებში წყლის ორთქლსა და წყლის ყინულს შორის საზღვარს აღნიშნავს. ნახშირორჟანგსა და ნახშირბადის მონოქსიდსაც საკუთარი გარდამავალი ხაზები აქვს. დისკის ცვლილებასთან ერთად ეს საზღვრებიც გადაადგილდება; არ არსებობს მუდმივი მანძილი, რომელიც ყველა ქანებს მთელი ყინულისგან გამოყოფს.[3]
ყინულის არმქონე მასალა აუცილებელი არ არის წყალბადსა და წყლის შემცველ ყველა ნივთიერებასაც მოკლებული იყოს. ზოგი მათგანი შეიძლება მინერალებში ან სხვა მყარ ფაზებში იყოს შეკრული, ხოლო მასალა შეიძლება სხვა ადგილიდან მოვიდეს. დისკის ქიმია და ტრანსპორტი ართულებს ერთნაირად მშრალი შიდა რეგიონის წარმოდგენას.[4], [5]
პლანეტის ამჟამინდელი ორბიტა მისი დაბადების მოწმობა არ არის
მყარი მასალა დრიფტით გადაადგილდება, სხეულები გრავიტაციულად ფანტავენ ერთმანეთს, ხოლო მზარდი პლანეტები დისკთან მოძრაობის რაოდენობის მომენტს ცვლიან. ამიტომ კლდოვანმა სამყარომ შეიძლება მასალა რამდენიმე ზონიდან დააგროვოს და საბოლოოდ იმ ორბიტისგან განსხვავებულ ორბიტაზე აღმოჩნდეს, რომელზეც მისი უძველესი ჩანასახები წარმოიქმნა.[6]
როგორ იქცევა პატარა სხეულები პლანეტურ ჩანასახებად?
მტვერმა ჯერ შეწებების, ფრაგმენტაციისა და დრიფტის რთული ეტაპები უნდა გაიაროს. ნაწილაკების გროვები საკუთარი გრავიტაციის ზემოქმედებით შეიძლება კოლაფსირდეს და პლანეტეზიმალები წარმოქმნას. უკვე წარმოქმნილი ჩანასახები მოგვიანებით შეიძლება პლანეტეზიმალებთან შეჯახებით გაიზარდოს, გაზის დახმარებით კენჭები დაიჭიროს ან ორივე გზით გაიზარდოს.[2]
გრავიტაციულმა ფოკუსირებამ შეიძლება უფრო დიდ სხეულებს მეტი მასალის შეჯახებაში დაეხმაროს. თვითაჩქარებული ზრდის დროს ზოგი სხეული თავის უფრო პატარა მეზობლებზე პროპორციულად სწრაფად იზრდება. დროთა განმავლობაში მათი გრავიტაციული ზემოქმედება გარშემო მყოფი სხეულების მოძრაობას აღძრავს, რის შედეგადაც მიახლოებების სიჩქარე იზრდება და ადრინდელი უპირატესობა სუსტდება.[7]
უდიდესი სხეულები გარემოს მართვას იწყებენ
ოლიგარქიული ზრდის დროს რამდენიმე, დაახლოებით თანაბარი მასის ჩანასახი მეზობელ ზონებში არსებული მასალის შეგროვებაში დომინირებას იწყებს. ისინი არღვევენ უფრო პატარა სხეულების მოძრაობას და იერთებენ მათ, ამასთანავე ზღუდავენ ერთმანეთისთვის უშუალოდ ხელმისაწვდომი მასალის მარაგს. გარედან შემოსულმა მასალამ მაინც შეიძლება ეს წონასწორობა შეცვალოს.[8]
გაზის წინააღმდეგობამ და დისკთან გრავიტაციულმა ურთიერთქმედებამ შეიძლება ორბიტების აღგზნება შეასუსტოს, ხოლო დისკის ბრუნვის მომენტებმა მიგრაცია გამოიწვიოს. სანამ გაზი ჯერ კიდევ არის, ჩანასახები შეიძლება შეეჯახონ ან ურთიერთდაკავშირებულ ორბიტულ კონფიგურაციებში ჩაიკეტონ. გაზის გაფანტვისას ზოგიერთი კონფიგურაცია არასტაბილური ხდება, ამიტომ შესაძლოა ახალი ახლო მიახლოებები მოხდეს.[6]
რას ცვლის გიგანტური შეჯახებები?
პლანეტური ჩანასახების შეჯახებამ შეიძლება ორივე სხეულის ფორმა შეცვალოს. სიჩქარის, კუთხისა და მასების შეფარდების მიხედვით, ისინი შეიძლება შეერწყან, ერთმანეთს მასალა გაუცვალონ და კვლავ განცალკევდნენ, ან ნამსხვრევების სახით დიდი რაოდენობით მასალა დაკარგონ. გამოთავისუფლებულმა ენერგიამ შეიძლება ქანები გაადნოს ან ააორთქლოს და ატმოსფერო შეცვალოს. გიგანტური შეჯახების შემდეგ ყოველთვის ერთი დიდი, მთლიანი პლანეტა არ რჩება.[9]
სხეულების ცვლილება
შეჯახებები მეტალსა და სილიკატებს გადაანაწილებს, ბრუნვას ცვლის, სხეულს მასალას მატებს ან აკლებს. გადარჩენილი პლანეტის ქიმიური შემადგენლობა და აგებულება შეიძლება ორივე შეჯახებული სხეულისგან განსხვავდებოდეს.
გარემოს ცვლილებები
ნამსხვრევების ნაწილი გარბის, ნაწილი უკან ვარდება ან ორბიტაზე რჩება. შეჯახებამ შეიძლება გავლენა მოახდინოს პლანეტაზეც და ნებისმიერ მასალაზეც, რომლისგანაც თანამგზავრი შეიძლება წარმოიქმნას.
ეს შესაძლებლობები კონკრეტულ შეჯახებაზეა დამოკიდებული. თითოეული შეჯახების სრულ შერწყმად მოდელირება მნიშვნელოვან შესაძლო შედეგებს უგულებელყოფს.[9]
მთვარე ერთ განსაკუთრებით მნიშვნელოვან მოვლენაზე მიანიშნებს
მთვარის წარმოშობის მოდელების ძირითადი ჯგუფი მის ჩამოყალიბებას მზარდი დედამიწის გიგანტურ შეჯახებას უკავშირებს. მკვლევრები შეჯახების სცენარებს დედამიწა-მთვარის სისტემის მოძრაობის, მთვარის შემადგენლობისა და იზოტოპების გაზომვების საფუძველზე ამოწმებენ. შეჯახებული სხეულის თვისებები, შეჯახების გეომეტრია და შემდგომი ევოლუცია კვლავ აქტიური კვლევის საგანია.[10]
სხვადასხვა საათი ზრდის სხვადასხვა ეტაპს აღრიცხავს
მრავალი მოდელის მიხედვით, დედამიწის ჩამოყალიბებას ათობით მილიონი წელი დასჭირდა. როგორც ჩანს, მარსმა თავისი მასის უდიდესი ნაწილი უფრო ადრე მოაგროვა, თუმცა ზრდის ზუსტი მიმდინარეობა დამოკიდებულია იმაზე, თუ როგორ განიმარტება იზოტოპური მონაცემები და შეჯახებების დროს ქიმიური შერევა.[7], [11]
რატომ არ არსებობს მთვარის წარმომქმნელი შეჯახების ერთი შეთანხმებული თარიღი?
მინერალის დადგენილმა ასაკმა შეიძლება მისი კრისტალიზაცია, გაცივება ან მოგვიანებით ხელახლა გაცხელება ასახოს. ამ ასაკის შეჯახებასთან დასაკავშირებლად მთვარის ევოლუციის მოდელია საჭირო. მაგალითად, 2024 წლის კვლევაში წამოაყენეს ვარაუდი, რომ მთვარის ზოგიერთი უფრო ახალგაზრდა ასაკის შეფასება მოქცევითმა გაცხელებამ გამოიწვია, რამაც გეოლოგიური საათები ხელახლა აამუშავა. ეს მაგალითი აჩვენებს, რატომ არის საჭირო ასაკის გაზომვისა და მისი გეოლოგიური ინტერპრეტაციის ერთობლივად შეფასება.[10], [12]
აირების გაფანტვა, გიგანტური შეჯახებები, ბირთვის წარმოქმნა და გაცივება ერთმანეთს ემთხვევა. არ არსებობს უნივერსალური თანმიმდევრობა, რომლის მიხედვითაც ერთი პროცესი ყველგან მეორის დაწყებამდე დასრულდებოდა.
როგორ წარმოიქმნება ბირთვი და მანტია კლდოვან პლანეტაში?
მზარდ პლანეტებს სითბოს რამდენიმე წყარო აქვთ. შეჯახებებისას მოძრაობის ენერგია სითბოდ გარდაიქმნება, გრავიტაციული დიფერენციაციისას ენერგია გამოიყოფა, ხოლო რადიოაქტიური ელემენტები იშლება. ალუმინ-26 განსაკუთრებით მნიშვნელოვანი იყო იმ სხეულებისთვის, რომლებიც საკმარისად ადრე წარმოიქმნა და ამ ხანმოკლე სიცოცხლის იზოტოპის მნიშვნელოვანი რაოდენობა შეიცავდა.[13]
რკინის მეტეორიტები მიუთითებს, რომ ზოგ ადრეულ პლანეტეზიმალს უკვე ჰქონდა დიფერენციაციის შედეგად წარმოქმნილი მეტალური ბირთვები. ამიტომ პლანეტა შეიძლება წარმოქმნილიყო სხეულებისგან, რომლებშიც შემადგენელმა მასალებმა ერთმანეთისგან განცალკევება საბოლოო მასის მიღწევამდე გაცილებით ადრე დაიწყეს.[14]
დიფერენციაცია პლანეტის ზრდასთან ერთად მიმდინარეობს
როდესაც მეტალი სილიკატური მასალისგან განცალკევდება, მკვრივი თხევადი მეტალი შეიძლება ცენტრისკენ გადაადგილდეს და ბირთვის წარმოქმნას შეუწყოს ხელი. გარშემო არსებული სილიკატები მანტიის უდიდეს ნაწილს შეადგენს. ქიმიური რეაქციები, წნევა, ტემპერატურა და ჟანგბადის რაოდენობა გავლენას ახდენს ამ უბნებს შორის ელემენტების განაწილებაზე.[15]
მაგმის ოკეანე — ეტაპი და არა მუდმივი მდგომარეობა მანტიაში
ინტენსიურმა გახურებამ შეიძლება წარმოქმნას გამდნარი სილიკატების დიდი უბნები, რომლებსაც ზოგჯერ მაგმის ოკეანეს უწოდებენ. გაციებისას შეიძლება კრისტალები წარმოიქმნას, ქიმიური ნივთიერებები გადანაწილდეს და ატმოსფეროსთან აქროლადი ნივთიერებების მიმოცვლა მოხდეს. მოგვიანებით მომხდარმა შეჯახებებმა შეიძლება სხეული ნაწილობრივ ხელახლა გაადნოს და ზოგიერთი ამ პროცესის თავიდან დაწყება გამოიწვიოს. ქერქის წარმოქმნა და შემდგომი დნობა პლანეტის გარე ნაწილს კვლავ გარდაქმნის.[13]
ხანგრძლივი გეოლოგიური დროის განმავლობაში, მუდმივი დაძაბულობის ქვეშ მყოფი მყარი ქანებიც შეიძლება ნელა მიედინებოდეს. კონვექციის მქონე მანტია სულაც არ ნიშნავს, რომ მთელი პლანეტა თხევადი მაგმის ოკეანით არის დაფარული.[16]
როგორ შეიძლება კლდოვანმა პლანეტამ წყალი შეიძინოს?
წყალი პლანეტაზე შეიძლება მოხვდეს არა მხოლოდ მას შემდეგ, რაც მისი ზრდა დასრულდება. წყალბადის შემცველმა საწყისმა მასალამ, წყლით მდიდარი სხეულების შეჯახებებმა და აკრეციის დროს მიმდინარე ქიმიურმა მიმოცვლამ შეიძლება შეავსოს მისი წყლის მარაგი. ამ წყაროების შედარებითი მნიშვნელობა ჯერ კიდევ იკვლევა.[5]
წყალბადი შეიძლება მყარ მასალაში იყოს მოქცეული
2020 წლის კვლევაში წყალბადი აღმოაჩინეს ენსტატიტურ ქონდრიტებში — მეტეორიტებში, რომელთა იზოტოპური შედგენილობა დედამიწის შემადგენელი მასალებისას ჰგავს. ეს მიანიშნებს, რომ წყალბადის მნიშვნელოვანი ნაწილი შესაძლოა ადრეულ ეტაპზევე მოხვედრილიყო და ამისთვის აუცილებელი არ არის, რომ თავდაპირველი მასალის თითოეული ნაწილი თავიდანვე წყლის ყინული ყოფილიყო.[4]
წყლით მდიდარი სხეულები ერთი რეგიონიდან მეორეში შეიძლება გადაადგილდნენ
გაფანტვისა და სხვა გადატანის პროცესების შედეგად, კლდოვანი პლანეტების რეგიონში შეიძლება მოხვდეს ნახშირბადოვანი მეტეორიტების მსგავსი მასალა. მისი მოტანა პლანეტის ფორმირების ძირითად ეტაპზეც შეიძლება მომხდარიყო და არა მხოლოდ კომეტების გვიანი წვიმის შედეგად, როცა დედამიწა უკვე სრულად იყო ჩამოყალიბებული.[17]
ტერმინი „გვიანი დანამატი“ (ინგლ. late veneer) აღწერს მასალის შედარებით მცირე რაოდენობით დამატებას ბირთვის წარმოქმნის ძირითადი ეტაპის შემდეგ; მის მასშტაბს ნაწილობრივ მანტიის ქიმიური შედგენილობის მონაცემები განსაზღვრავს. ამ ტერმინით არ უნდა აღვწეროთ დედამიწაზე წყლის შემოტანა მთლიანად.[17]
პლანეტის წყლის მარაგში შეიძლება შედიოდეს როგორც ნადნობში გახსნილი, ისე მინერალების შემადგენლობაში არსებული წყალი. მხოლოდ ხილული ზღვები სრულად ვერ გვიჩვენებს, რა შეიძინა ან შეინარჩუნა პლანეტამ.[18]
როგორ ყალიბდება გარემო ცხელი კლდოვანი სხეულის ზედაპირზე?
სანამ დისკის აირები გაიფანტება, მზარდ სხეულებს წყალბადისა და ჰელიუმის მიზიდვა შეუძლიათ. სიღრმეებიდან აირების გამოყოფასა და შეჯახებებსაც შეუძლია ატმოსფეროს აირებით შევსება; მათი შენარჩუნება კი სხეულის მასაზე, ტემპერატურასა და ვარსკვლავის აქტივობაზეა დამოკიდებული.[19]
აირების გამოყოფა და გაგრილება ერთმანეთზე მოქმედებს
პირობების ცვლილებისას გამდნარი სიღრმეებიდან აირები შეიძლება გამოიყოს. ისინი გავლენას ახდენს იმაზე, თუ რამდენად ეფექტურად გასცემს პლანეტა სითბოს კოსმოსში. წყლის ორთქლის სქელმა ატმოსფერომ შეიძლება გაგრილება შეანელოს; თუ პირობები ხელსაყრელია, შემდგომი გაცივებისას წყალი შეიძლება კონდენსირდეს. ატმოსფეროს ევოლუცია მის ქვეშ მიმდინარე პროცესებთანაა დაკავშირებული.[18]
ატმოსფეროებმაც შეიძლება დაკარგონ ნივთიერება
ვარსკვლავის გამოსხივებასა და შეჯახებებს ატმოსფეროდან აირების მოცილება შეუძლია. ატმოსფეროს ზედა ფენებში წყლის მოლეკულები შეიძლება დაიშალოს, წყალბადი კი კოსმოსში გაიქცეს; წყლის ადრეული მარაგი შესაძლოა არ შენარჩუნდეს.[19]
ამ მოთხოვნებს უფრო დაწვრილებით განვიხილავთ სტატიაში „სიცოცხლისთვის ხელსაყრელი ზონის ცნება“. აქ მთავარი კავშირი ისაა, რომ პლანეტის ზედაპირი მემკვიდრეობით იღებს როგორც მისი მატერიის დაგროვებით ჩამოყალიბების, ისე შემდგომი ცვლილებების შედეგებს.
როგორ ვიკვლევთ სამყაროებს, რომელთა ჩამოყალიბებას ვერ ვაკვირდებით?
მასა და რადიუსი შემადგენლობის უფრო ზუსტად შეფასებაში გვეხმარება
ტრანზიტები პლანეტის რადიუსის გაზომვაში გვეხმარება მისი ვარსკვლავის რადიუსთან მიმართებით. ვარსკვლავის მოძრაობა, ხოლო შესაბამის სისტემებში პლანეტების ურთიერთქმედებაც, მასის საზღვრების დადგენაში გვეხმარება. მასისა და რადიუსის მიხედვით ერთად საშუალო სიმკვრივე გამოითვლება, რომელიც შეიძლება შევადაროთ ქანების, ლითონების, წყლისა და აირის მოდელებს.[21]
ერთსა და იმავე გაზომილ მასასა და რადიუსს შეიძლება რამდენიმე განსხვავებული შიდა აგებულება შეესაბამებოდეს. აირის თხელ გარსსაც კი შეუძლია საგრძნობლად შეცვალოს პლანეტის ზომა. ამიტომ პლანეტის სიღრმეების ამგვარი შეფასებები მონაცემებსა და დაშვებებზე დაფუძნებული შუალედებია და არა ბირთვის პირდაპირი გამოსახულება.[21]
ვარსკვლავებში ქიმიური ელემენტების სიუხვე დამატებით მინიშნებებს გვაძლევს რკინის, სილიციუმისა და მაგნიუმის ხელმისაწვდომ რაოდენობაზე. მასასა და რადიუსთან ერთად გამოყენებისას ამ მონაცემებს შეუძლია სავარაუდო შიდა აგებულების მოდელების წრის შევიწროება, თუმცა შემადგენლობასა და პლანეტაზე მომხდარ ნივთიერებათა გარდაქმნებთან დაკავშირებული გაურკვევლობები კვლავ რჩება.[22]
ვარსკვლავური ნარჩენები დაშლილი სხეულების ქიმიურ შემადგენლობას ამჟღავნებს
ზოგიერთ თეთრ ჯუჯას პლანეტური სხეულების ნამსხვრევები აქვს მიზიდული. მათ ატმოსფეროთა სპექტრებში მძიმე ელემენტების შთანთქმის ხაზები ასტრონომებს ამ მასალის შემადგენლობის ზოგიერთი მახასიათებლის აღდგენის საშუალებას აძლევს. შედეგები მზის სისტემის მიღმა არსებული კლდოვანი სხეულების შემადგენელ ნაწილებს, ზოგიერთ შემთხვევაში კი დიფერენციაციის ნიშნებსაც ავლენს. თუმცა ისინი პირველადი სხეულის წარმოქმნის ადგილის ერთმნიშვნელოვნად დადგენის საშუალებას არ იძლევა.[24]
მტვერი მიმდინარე შეჯახებების არაპირდაპირ მტკიცებულებას იძლევა
ნამსხვრევების დისკები შეიძლება შეიცავდეს მტვერს, რომლის მარაგიც უფრო დიდი სხეულების შეჯახების შედეგად ივსება. თბილი მტვერი შეიძლება ვარსკვლავთან ახლოს მყარი სხეულების აქტივობაზე მიუთითებდეს, თუმცა მხოლოდ ის საკმარისი არ არის დედამიწის ტიპის პლანეტის წარმომქმნელი შეჯახების ამოსაცნობად ან იმის დასამტკიცებლად, რომ იქ კლდოვანი პლანეტაა.[25]
„Psyche“ ადრეული დიფერენციაციის შესაძლო ნარჩენს შეისწავლის
NASA-ს კოსმოსური ხომალდი „Psyche“ ორბიტიდან მეტალებით მდიდარ შერჩეულ ასტეროიდს შეისწავლის - გაზომავს მის შემადგენლობას, გრავიტაციასა და მაგნიტურ თვისებებს. ერთ-ერთი მიზანია იმის შემოწმება, შეიცავს თუ არა ასტეროიდი პლანეტეზიმალის ბირთვის მასალას. მისი ზუსტი წარმოშობა კვლავ ღიად რჩება.[26]
რატომ არ იქცევა ყველა კლდოვანი პლანეტა კიდევ ერთ დედამიწად?
ფორმირების მოდელებმა მთელი სისტემები უნდა ახსნას: პლანეტების რაოდენობა, მათი მასები, მათ შორის მანძილები, შემადგენლობა და გადარჩენილი მცირე სხეულები. მყარი მასალის განაწილებისა და მიწოდების, გიგანტური პლანეტების გავლენის ან მიგრაციის დროის ცვლილებამ შეიძლება ფორმირების რამდენიმე შედეგი ერთდროულად შეცვალოს.[1]
რა მასალა მოვიდა?
ადგილობრივი მყარი მასალისა და სხვაგან წარმოშობილი შემადგენელი ნაწილების ნარევი გავლენას ახდენს პლანეტის საერთო შემადგენლობასა და აქროლადი ნივთიერებების მარაგზე.
რა შეჯახებები მოხდა?
შეჯახებების თანმიმდევრობამ შეიძლება შეცვალოს მასა, ბრუნვა, სიღრმეში მასალის შერევა და ის, თუ რა მასალა რჩება ახლომახლო.
რა შენარჩუნდა?
პლანეტის ცვალებადი სიღრმეები და ატმოსფერო განსაზღვრავს, სად გროვდება აქროლადი ნივთიერებები და რამდენის გაქცევაა შესაძლებელი.
მხოლოდ პლანეტის ორბიტით ვერ გავიგებთ, როგორ მიმდინარეობდა ეს პროცესები.[1], [9], [19]
ფორმირების სასარგებლო მოდელი მხოლოდ ერთ ნაცნობ პლანეტას კი არ აღადგენს. ის პროგნოზებს იძლევა, რომელთა შედარებაც შეიძლება მეტეორიტების მონაცემებთან, პლანეტების გაზომვებთან, დისკებზე დაკვირვებებთან და ეგზოპლანეტური სისტემების სულ უფრო მზარდ მრავალფეროვნებასთან.[1]
კლდოვანი სამყარო მასალის დაგროვებით წარმოიქმნება - და იცვლება.
მისი მასა გვიჩვენებს, რა მასალა მოვიდა. მისი შრეები გვიჩვენებს გათბობასა და მასალების განცალკევებას. მისი ატმოსფერო და ზედაპირი გვიჩვენებს, რა გამოიყო, შენარჩუნდა და დაიკარგა. ამ ისტორიების ერთმანეთთან დაკავშირებით კლდოვანი პლანეტის გაგებას ვიწყებთ.
შემდეგ შეისწავლეთ გაზის და ყინულის გიგანტები, სადაც ბირთვის ზრდისა და გაზის მიზიდვის დრო შეიძლება სრულიად განსხვავებული სამყაროების ჩამოყალიბებას განაპირობებდეს.
წყაროები და დამატებითი ლიტერატურა
სამეცნიერო სტატიები, ავტორების მიერ მომზადებული მიმოხილვები და მისიების შესახებ ინფორმაცია. დიაგრამები კონცეპტუალურია; მოდელებზე დამოკიდებული თარიღები და შიდა სტრუქტურის შეფასებები პირდაპირი გაზომვებისგან გამიჯნულია.
- რეიმონდი და მორბიდელი (2022) — პლანეტების ფორმირება: ძირითადი მექანიზმები და გლობალური მოდელებიაკრეცია, გიგანტური შეჯახებები, მასალის ტრანსპორტირება და პლანეტური სისტემების ფორმირება; პუბლიკაციის წინასწარი ვერსია 2020 წელს გამოქვეყნდა.
- არმიტიჯი (2024) — პლანეტების ფორმირების თეორია: მიმოხილვაავტორის მიერ მომზადებული შესავალი მიმოხილვა; პუბლიკაციის წინასწარი ვერსია 2024 წელს გამოქვეყნდა და 2025 წელს განახლდა.
- ობერგი, ფაკინი და ანდერსონი (2023). პროტოპლანეტური დისკების ქიმიადისკების ქიმიის, მემკვიდრეობით მიღებული მოლეკულებისა და პლანეტების ცვალებადი საშენი მასალების მიმოხილვა.
- პიანი, ლ. და სხვ. (2020). დედამიწის წყალი შესაძლოა მემკვიდრეობით მიღებული იყოს ენსტატიტური ქონდრიტის მეტეორიტების მსგავსი მასალისგან.მეტეორიტების გაზომვები ავლენს წყალბადს მასალებში, რომლებიც დედამიწის ძირითად საშენ მასალებს ჰგავს.
- იზიდორო, ა. და პიანი, ლ. (2022). წყლის წარმოშობა დედამიწის ტიპის პლანეტებზე: მეტეორიტების მონაცემებისა და პლანეტების ფორმირების მოდელების მიგნებები.ერთმანეთთან არის შეჯერებული მეტეორიტების მტკიცებულებები და პლანეტაზე არსებული თუ სხვაგანიდან მოტანილი წყლის წყაროების მოდელები.
- იზიდორო და რეიმონდი (2018) — დედამიწის ტიპის პლანეტების ფორმირებაავტორების მიერ მომზადებული მიმოხილვა, რომელიც ერთმანეთთან აკავშირებს პლანეტეზიმალებს, პლანეტურ ჩანასახებს, მიგრაციასა და შეჯახებებით პლანეტების ფორმირებას.
- მორბიდელი, ლუნინი, ო’ბრაიენი, რეიმონდი და უოლში (2012) — დედამიწის ტიპის პლანეტების ფორმირებადინამიკური მოდელები პლანეტური ჩანასახების ზრდისა და დედამიწის ტიპის პლანეტების შემდგომი ფორმირების შესახებ.
- კოკუბო და იდა (1998) — პროტოპლანეტების ოლიგარქიული ზრდამოდელირება, რომელიც ხსნის, როგორ იწყებს რამდენიმე მზარდი სხეული მიმდებარე პლანეტეზიმალების დინამიკის მართვას.
- გაბრიელი და კამბიონი (2023) — გიგანტური შეჯახებების როლი პლანეტების ფორმირებაშირატომ შეიძლება შეჯახებული პლანეტები გაერთიანდნენ, დაკარგონ მასალის ნაწილი ან ცალკეულ სხეულებად დარჩნენ.
- Canup და სხვ. (2023) — მთვარის წარმოშობამიმოხილულია მთვარის წარმოშობის მოდელებზე დაწესებული შეზღუდვები და გიგანტური შეჯახების მოდელებში გადაუჭრელი დეტალები.
- Brennan, Fischer, Nimmo და O’Brien (2022) — მარსის ბირთვის ფორმირების დრო Hf–W ევოლუციის მოდელების მიხედვით, რომლებიც N სხეულის მოდელირებას უკავშირდებაიზოტოპური მოდელირება განასხვავებს მარსის სწრაფ ადრეულ ზრდას შესაძლო უფრო გვიანი აკრეციისგან.
- Nimmo, Kleine და Morbidelli (2024) — მოქცევის ძალებით გამოწვეული განმეორებითი დნობა დაახლოებით 4,35 მილიარდი წლის წინ მიუთითებს, რომ მთვარე ძველიაშემოთავაზებულია, რომ მოქცევის ძალებით გამოწვეული განმეორებითი დნობა ხსნის მთვარის ასაკის სავარაუდოდ უფრო ახალგაზრდა შეფასებებს.
- Schaefer, L., და Elkins-Tanton, L. T. (2018). მაგმის ოკეანეები, როგორც კლდოვანი პლანეტების ტექტონიკური ევოლუციის საკვანძო ეტაპი.როგორ აყალიბებს ადრეული დნობა და გამყარება პლანეტების შიდა აგებულებასა და ტექტონიკურ ევოლუციას.
- Scherstén, A., და სხვ. (2006). Hf–W მონაცემები, რომლებიც რკინის მეტეორიტების დედა სხეულების სწრაფ დიფერენციაციაზე მიუთითებს.რკინის მეტეორიტებში ზოგიერთი უძველესი პლანეტეზიმალის ბირთვის ფორმირების კვალია შემორჩენილი.
- Rubie, D. C., და სხვ. (2015). დედამიწის ტიპის პლანეტების აკრეცია და დიფერენციაცია და მათი მნიშვნელობა მზის სისტემის ადრეულად წარმოქმნილი სხეულების შემადგენლობისა და წყლის აკრეციისთვის.მოდელირება ერთმანეთთან აკავშირებს პლანეტების ზრდას, ბირთვების განმეორებით ფორმირებასა და წყლის შეძენას.
- Maurice, M., და სხვ. (2017). მყარი მდგომარეობის მანტიური კონვექციისა და შერევის დაწყება მაგმის ოკეანის გამყარებისას.მანტიის მყარმა მასალამ კონვექცია შესაძლოა მაგმის ოკეანის კრისტალიზაციის დროსვე დაიწყოს.
- O’Brien, D. P., და სხვ. (2018). წყლის მიწოდება დედამიწის ტიპის პლანეტების ფორმირებისას.მიმოხილულია წყლის მიწოდების მექანიზმები და მათი მოქმედების დრო დედამიწის ტიპის პლანეტების ზრდისას.
- Lichtenberg, T., და სხვ. (2021). მაგმის ოკეანისა და პროტოატმოსფეროს ევოლუცია ვერტიკალური სტრუქტურის გათვალისწინებით: H₂, H₂O, CO₂, CH₄, CO, O₂ და N₂, როგორც ძირითადი შთანმთქმელები.მოდელირდება, როგორ განსაზღვრავს აირების გამოყოფა და ატმოსფეროს შემადგენლობა ახალგაზრდა პლანეტის გაცივებას.
- Lammer, H. და სხვ. (2018). ადრეული ვენერას, დედამიწისა და მარსის ატმოსფეროების წარმოშობა და ევოლუცია.მიმოხილულია ატმოსფეროში აირების მოზიდვა, მათი კოსმოსში გაქცევა, პლანეტის სიღრმეებიდან გამოყოფა და დედამიწის ტიპის პლანეტების განსხვავებული ევოლუცია.
- NASA-ს მეცნიერება — სიცოცხლისთვის ხელსაყრელი ზონაზედაპირზე თხევადი წყლის არსებობა დამოკიდებულია როგორც ატმოსფერულ პირობებზე, ისე ორბიტულ მანძილზე.
- Rogers და Seager (2010). ეგზოპლანეტების შიდა შემადგენლობის არაერთმნიშვნელოვნების რაოდენობრივი შეფასების ჩარჩოროგორ შეიძლება ქანების, ლითონის, წყლისა და აირების სხვადასხვა ნარევი დაკვირვების მონაცემებს შეესაბამებოდეს.
- Dorn და სხვ. (2015). შეგვიძლია თუ არა მასისა და რადიუსის გაზომვებით კლდოვანი ეგზოპლანეტების შესაძლო შიდა აგებულების შეზღუდვა?ვარსკვლავებში ქიმიური ელემენტების სიუხვე ხელს უწყობს კლდოვანი პლანეტების შესაძლო შიდა აგებულების ვარიანტების სპექტრის შევიწროებას.
- NASA-ს მეცნიერება — რა არის სუპერდედამიწა?პლანეტების ფართო კატეგორია, რომელიც სხვადასხვა შემადგენლობასა და ზედაპირულ პირობებს მოიცავს.
- Xu, Rogers და Blouin (2024). მზის სისტემის მიღმა არსებული მატერიის ქიმია თეთრი ჯუჯების პლანეტურ სისტემებშივარსკვლავების ატმოსფეროებში მოხვედრილი პლანეტური ნამსხვრევები მზის სისტემის მიღმა არსებული სხეულების ქიმიურ შემადგენლობას ავლენს.
- Hughes, Duchêne და Matthews (2018). ნამსხვრევების დისკები: სტრუქტურა, შემადგენლობა და ცვალებადობამტვრის მარაგის შევსება, აირები და ვარსკვლავების გარშემო მოძრავი ძველი ნამსხვრევების ევოლუცია.
- NASA-ს მეცნიერება — ასტეროიდი ფსიქეასტეროიდის გაურკვეველი წარმოშობა და მის შესასწავლად განკუთვნილი მისია.
ამ განყოფილების ყველა სტატია
- პროტოპლანეტური დისკები: პლანეტების დაბადების ადგილები
- პლანეტეზიმალების აკრეცია
- კლდოვანი სამყაროების ფორმირება — აქ ხართ
- გაზური და ყინულოვანი გიგანტები
- ორბიტების დინამიკა და მიგრაცია
- თანამგზავრები და რგოლები
- ასტეროიდები, კომეტები და ჯუჯა პლანეტები
- ეგზოპლანეტების მრავალფეროვნება
- სიცოცხლისთვის ხელსაყრელი ზონის ცნება
- პლანეტოლოგიის მომავალი კვლევები