Jo tuvāk zvaigznei, siltākās zonās, attīstās akmeņainās planētas
Ievads: Akmeņaino planētu „terra incognita“
Lielākajai daļai Saules tipa zvaigžņu – īpaši vidējas vai mazas masas – ir protoplanētu diski, kas sastāv no gāzēm un putekļiem. Tajos:
- Iekšējās zonas (aptuveni dažas astronomiskās vienības) paliek siltākas zvaigznes starojuma dēļ, tāpēc lielākā daļa gaistošo vielu (piemēram, ūdens ledus) sublimē.
- Akmeņainie/silikātu materiāli dominē šajās iekšējās zonās, kur veidojas terestriskās planētas, līdzīgas Merkuram, Venerai, Zemei un Marsam mūsu Saules sistēmā.
Salīdzinot eksoplanētas, redzam plašu super-Zemes un citu akmeņaino planētu spektru to zvaigžņu tuvumā, kas liecina, ka šādu akmeņaino pasaļu veidošanās ir bieža un ļoti svarīga parādība. No tā, kā norit akmeņaino planētu veidošanās, ir atkarīgi jautājumi par dzīvojamām vidēm, ķīmisko sastāvu un iespējamo dzīvības izcelsmi.
2. Sagatavošanās: apstākļi iekšējā diskā
2.1 Temperatūras gradienti un "sniega līnija"
Protoplanetārajā diskā zvaigznes starojums nosaka temperatūras gradientu. Sniega līnija (frost line) ir vieta, kur ūdens no tvaika formas var kondensēties ledū. Parasti šī robeža atrodas dažus AU no Saules tipa zvaigznes, taču tā var mainīties atkarībā no diska vecuma, starojuma intensitātes un vides:
- Iekšpus sniega līnijas: Ūdens, amonjaks un CO2 paliek gāzveida, tādēļ putekļi parasti sastāv no silikātiem, dzelzs un citiem ugunsizturīgiem minerāliem.
- Ārpus sniega līnijas: Ledus ir bagātīgs, kas ļauj ātrāk augt cietajiem kodoliem un veidoties gāzu/ledus milžiem.
Tātad iekšējā terestriskā zona sākotnēji ir diezgan sausa attiecībā uz ūdens ledu, lai gan daļa ūdens var tikt atnesta vēlāk no planetesimāliem, kas nāk no sniega līnijas ārpuses [1], [2].
2.2 Diska masas blīvums un laika skalas
Zvaigznes akrecijas disks bieži satur pietiekami daudz cieto vielu, lai veidotu vairākas akmeņainas planētas iekšējā zonā, bet to skaits un izmērs ir atkarīgs no:
- Augšējā slāņa cieto daļiņu blīvums: Lielāks blīvums veicina ātrākas planetesimālu sadursmes un embriju augšanu.
- Diska dzīves ilgums: Parasti 3–10 miljoni gadu, līdz gāzes izzūd, bet akmeņaino planētu veidošanās process (bez gāzu vides) var turpināties desmitiem miljonu gadu, protoplanētām saduroties bezgāzes vidē.
Fizikālie faktori – viskoza evolūcija, magnētiskie lauki, zvaigznes starojums – veido diska struktūru un attīstību, nosakot apstākļus, kuros "akmeņainie ķermeņi" saplūst.
3. Putekļu koagulācija un planetesimālu veidošanās
3.1 Akmeņainu daļiņu augšana iekšējā diskā
Karstākajā iekšējā zonā mazi putekļu graudiņi (silikāti, metālu oksīdi u.c.) saduras un salīp, veidojot kopaļojumus – "akmeņus". Taču šeit rodas "metru lieluma barjera":
- Rādiālais dreifs: Metru lieluma objekti berzes dēļ strauji pārvietojas zvaigznes virzienā, tādēļ pastāv risks, ka tie tiks zaudēti, neiegūstot pietiekamu izmēru.
- Sadursmes sadalīšanās: Palielinoties ātrumam, sadursmes var iznīcināt kopaļojumus.
Pieejamie risinājumi šo barjeru pārvarēšanai:
- Plūsmas (streaming) nestabilitāte: Putekļu pārpalikums lokāli izraisa gravitācijas sabrukumu km mēroga planetesimālēm.
- Spiediena kalniņi: Diska spiediena zonas (spraugas, gredzeni) var noturēt putekļus un samazināt dreifu, ļaujot augt efektīvāk.
- "Akmeņu" akrecija: Ja kādā vietā veidojas kodols, tas ātri „savāc“ mm–cm lielus akmeņus [3], [4].
3.2 Planetesimālu aizmetņi
Kad veidojas kilometru lielas planetesimālas, gravitācijas koncentrācija vēl vairāk paātrina saplūšanu. Iekšējā diskā planetesimālas parasti ir akmeņainas, sastāv no dzelzs, silikātiem un iespējams nelielām oglekļa piemaisījām. Dažu desmitu vai simtu tūkstošu gadu laikā šīs planetesimālas var saplūst protoplanētās, kuru izmēri sasniedz desmitus vai simtus kilometru.
4. Protoplanētu attīstība un terestrisko planētu augšana
4.1 Oligarhisks augšanas posms
Teorijā, ko sauc par oligarhisko augšanu:
- Dažas lielas protoplanētas reģionā kļūst par gravitācijas dominējošajiem „oligarhiem“.
- Mazākas planetesimālas tiek izkliedētas vai pievilktas.
- Galu galā zonā paliek dažas konkurējošas protoplanētas un mazāki atliekas ķermeņi.
Šis posms var ilgt vairākus miljonus gadu, līdz veidojas vairāki Marsa izmēra vai Mēness izmēra embriji.
4.2 Lielo triecienu un galīgās izvietojuma fāze
Pēc tam, kad gāzes no diska izklīst (vairs nav slāpējošas ietekmes un berzes), šīs protoplanētas turpina sadurties haotiskā vidē:
- Lielie triecieni: Pēdējā posmā var notikt pietiekami lieli sadursmes, daļēji izkausējot mantijas, līdzīgi kā hipotētiskais Mēness izcelsmes trieciens starp proto-Zemi un Theia.
- Ilgstošs periods: Akmeņaino planētu veidošanās Saules sistēmā varēja ilgt apmēram 50–100 miljonus gadu, līdz pēc Marsa izmēra ķermeņu triecieniem galīgi nostabilizējās Zemes orbīta [5].
Šo sadursmju laikā papildus notiek dzelzs-silikātu diferenciācija, veidojas planētu kodoli, kā arī var tikt izmesta viela pavadoņiem (piemēram, Zemes Mēnesim) vai gredzeniem.
5. Sastāvs un gaistošā ūdens piegāde
5.1 Akmeņainā sastāva kodols
Tā kā gaistošās vielas iztvaiko iekšējā, siltajā diska daļā, planētas, kas tur veidojas, parasti uzkrāj refrakcines medžiagas – silikātus, dzelzs-niķeļa metālus u.c. Tas izskaidro lielo blīvumu un Merkurija, Veneras, Zemes un Marsa akmeņaino raksturu (lai gan katras planētas sastāvs un dzelzs daudzums atšķiras atkarībā no lokālajiem diska apstākļiem un milzīgu triecienu vēstures).
5.2 Ūdens un organiskās vielas
Neskatoties uz to, ka sniega līnija veidojas iekšpusē, terestriskās planētas joprojām var iegūt ūdeni, ja:
- Vēlā piegāde: Planetesimālas no ārējā diska vai asteroīdu joslas tiek izkliedētas iekšā.
- Mazie ledus ķermeņi: Komētas vai C tipa asteroīdi var nogādāt pietiekami daudz lidošo savienojumu, ja tie tiek izkliedēti iekšā.
Ģeohīmiskie pētījumi liecina, ka Zemes ūdens varētu daļēji būt cēlies no ogļūdeņražu hondritu ķermeņiem, izskaidrojot, kā būtībā sausajā iekšējā zonā mums tomēr ir ūdens [6].
5.3 Ietekme uz dzīvotspēju
Lidošās vielas – ļoti svarīgas okeāniem, atmosfērām un dzīvībai piemērotām virsmām. Vēlo sadursmju, kušanas procesu mantijā un ārējās planetesimālu vielas piegādes kopums nosaka, vai terestriskā planēta var būt ar dzīvībai piemērotiem apstākļiem.
6. Novērojumu dati un atziņas no egzoplanētām
6.1 Egzoplanētu novērojumi: Super-Zemes un lavas pasaules
Egzoplanētu pētījumi (Kepler, TESS u.c.) atklājuši daudz super-Zemes vai mini-Neptūnu, kas riņķo tuvu zvaigznēm. Dažas var būt tīri iežu, bet lielākas par Zemi, citas ir ar biezām atmosfērām. Vēl citas – "lavas pasaules" – ir tik tuvu zvaigznei, ka virsma var būt izkusuša. Šie atklājumi uzsver:
- Diska atšķirības: Nelielas parametru atšķirības diskā nosaka dažādus rezultātus – no Zemes analogiem līdz sakarsušām super-Zemēm.
- Migrācijas ietekme: Dažas iežu super-Zemes varēja veidoties tālāk, bet vēlāk pietuvoties zvaigznei.
6.2 „Debris“ diski kā pierādījums terestriskā „būvniecības“ procesa
Aplīkojošas vecākas zvaigznes atklāti debris diski – putekļi, kas radušies planetesimālu sadursmēs vai neveiksmīgi veidojušos iežu protoplanētu dēļ, liecina, ka tur notiek turpinātas smalkas sadursmes. Spitzer un Herschel atklātie silti putekļu gredzeni ap nobriedušām zvaigznēm var līdzināties mūsu Saules sistēmas zodiaka putekļu joslai, kas norāda uz pastāvošiem iežu atlikumiem lēnas berzes nodiluma fāzē.
6.3 Ģeohīmiskie atbilstības
Spektroskopiskie baltā pundura atmosfēru mērījumi, kuros atrodama izirusi planētu atlūzu viela, rāda elementu sastāvu, kas līdzīgs iežu (hondritu) komponentiem. Tas apstiprina, ka iežu planētu veidošanās iekšējās zonās ir diezgan izplatīts fenomens zvaigžņu sistēmās.
7. Laika skalas un galīgās konfigurācijas
7.1 Akrecijas grafiks
- Planetesimālu veidošanās: Iespējams, 0,1–1 milj. gadu laikā, iedarbojoties straumēšanas nestabilitātei vai lēnām sadursmēm.
- Protoplanētu veidošanās: 1–10 milj. gadu laikā lielākas ķermeņi sāk dominēt, "attīrot" vai uzņemot mazākas planetesimālas.
- Lielo sadursmju fāze: Desmitiem miljonu gadu, līdz beidzot veidojas tikai dažas galīgās akmeņainās planētas. Uzskata, ka galīgā liela Zemes sadursme (Mēness veidošanās) notika aptuveni 30–50 miljonus gadu pēc Saules veidošanās [7].
7.2 Mainīgums un galīgā arhitektūra
Diska blīvuma, migrējošo milzu planētu klātbūtnes vai agrīno zvaigznes–diska mijiedarbību atšķirības var būtiski mainīt orbītas un sastāvu. Dažās vietās var veidoties viena vai neviena liela terestriska planēta (kā ap daudziem M punduriem?), citur – vairākas zvaigznei tuvu esošas super-Zemes. Katra sistēma ir ar savu "pirkstu nospiedumu", kas atspoguļo tās sākotnējo vidi.
8. Ceļš uz akmeņaino planētu
- Putekļu augšana: Silikātu un metālu graudi savienojas mm–cm "akmeņos", palīdzot daļējai saķerei.
- Planetesimālu veidošanās: Streaming nestabilitātes vai citu mehānismu rezultātā ātri veidojas kilometra mēroga ķermeņi.
- Protoplanētu uzkrāšanās: Gravitācijas planetesimālu sadursmes veido embrijus Marsa vai Mēness izmērā.
- Lielo sadursmju fāze: Neliels skaits lielu protoplanētu saduras, desmitiem miljonu gadu laikā veidojot galīgās akmeņainās planētas.
- Gaistošo savienojumu piegāde: Ūdens un organiskās vielas no ārējā diska planetesimāliem vai komētām var nodrošināt planētai okeānus un iespējamu dzīvotspēju.
- Orbitālā attīrīšana: Pēdējie sadursmes, rezonanses saites vai izkliedes notikumi nosaka stabilas orbītas un terestrisko pasaļu izvietojumu daudzās sistēmās.
9. Nākotnes pētījumi un misijas
9.1 ALMA un JWST disku attēlošana
Augstas izšķirtspējas disku kartes rāda gredzenus, atstarpes un varbūt protoplanētu aizmetņus. Ja putekļu uzkrājumi vai spirāles atrodas diska iekšpusē, tās palīdz saprast, kā veidojas akmeņainas planetesimālas. JWST infrasarkanie dati ļauj atklāt silikātu spektrālās pazīmes un diska iekšējo atstarpju/gredzenu, kas norāda uz notiekošiem planētu veidošanās procesiem.
9.2 Eksoplanētu raksturošana
Pašreizējās eksoplanētu tranzītu/spīduma ātruma aptaujas un nākotnes PLATO un Roman Space Telescope projekti atklās vairāk mazu, iespējams, terestrisku eksoplanētu, noteiks to orbītas, blīvumus un varbūt atmosfēras pazīmes. Tas palīdz testēt un precizēt modeļus, kā akmeņainas pasaules izvietojas vai nonāk zvaigznes dzīvotspējīgajā zonā.
9.3 Paraugu atgūšana no iekšējā diska atliekām
Misijas, kas pēta mazus ķermeņus, kas veidojušies Saules sistēmas iekšējā daļā, piemēram, NASA Psyche (metāla asteroīds) vai citas asteroīdu paraugu atgūšanas misijas, sniedz ķīmiskas atziņas par planetesimālu sākotnējo sastāvu. Savienojot datus ar meteorītu pētījumiem, kļūst skaidrāks, kā planētu veidošanās notika no sākotnējā diska cietajām daļiņām.
10. Secinājums
Cieto pasaļu veidošanās notiek dabiski karstajās protoplanētu disku zonās. Kad putekļu daļiņas un mazi cietie graudi apvienojas planetesimālos, gravitācijas mijiedarbība veicina ātru protoplanētu veidošanos. Desmitiem miljonu gadu laikā, atkārtoti saduroties – dažkārt maigi, dažkārt spēcīgi – šīs protoplanētas veido vairākas stabilas orbītas, kurās atrodas atlikušās cietās planētas. Ūdens atnešana un atmosfēru attīstība var padarīt šos pasaules piemērotus dzīvībai, kā rāda Zemes ģeoloģiskā un bioloģiskā vēsture.
Novērojumi – gan mūsu Saules sistēmā (asteroīdi, meteorīti, planētu ģeoloģija), gan eksoplanētu pētījumos – liecina, ka cietu planētu veidošanās fenomens, visticamāk, ir izplatīts daudzās zvaigznēs. Uzlabojot disku attēlošanu, putekļu evolūcijas modeļus un planētas-diska mijiedarbības teorijas, astronomi arvien dziļāk izprot kosmisko “recepti”, kā no zvaigznes barotām putekļu krātuvēm rodas uz Zemi līdzīgi vai citi cietie pasaules mūsu Galaktikā. Šādi pētījumi atklāj ne tikai mūsu planētas izcelsmes vēsturi, bet arī skaidro, kā veidojas potenciāli dzīvības būvmateriāli ap daudzām citām zvaigznēm Visumā.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Hayashi, C. (1981). “Saules nebulas struktūra, magnētisko lauku augšana un izzušana, kā arī magnētiskās un turbulences viskozitātes ietekme uz nebulas.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Cietu ķermeņu aerodinamika Saules nebulā.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Planētu veidošanās caur smilšu akreciju.” 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). “Zemes tipa planētu veidošana.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). “Planētu akrecija Saules sistēmas iekšējā daļā.” Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “Tukšais primārais asteroīdu josta un Jupitera augšanas loma.” Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). “Hf–W hronoloģija meteoritā un Zemes tipa planētu veidošanās laikmets.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.