Hvordan jordlignende planeter utvikler seg nærmere stjernen, i varmere soner
Innledning: Jordlignende planeters «terra incognita»
De fleste sol-lignende stjerner – spesielt med middels eller lav masse – har protoplanetariske skiver bestående av gass og støv. I dem:
- Indre soner (omtrent noen astronomiske enheter) forblir varmere på grunn av stjernens stråling, så de fleste flyktige stoffer (f.eks. vannis) sublimerer.
- Uol-/silikatmaterialer dominerer i disse indre sonene hvor jordlignende planeter dannes, lik Merkur, Venus, Jorden og Mars i vårt solsystem.
Ved å sammenligne eksoplaneter ser vi et bredt spekter av super-Jord og andre steinplaneter nær sine stjerner, noe som viser at dannelsen av slike steinverdener er et vanlig og svært viktig fenomen. Hvordan steinplanetdannelse utvikler seg, påvirker spørsmål om beboelige miljøer, kjemisk sammensetning og muligheten for livets opprinnelse.
2. Forberedelse: forhold i den indre skiven
2.1 Temperaturgradienter og "snølinjen"
I protoplanetarisk skive bestemmer stjernens stråling temperaturgradienten. Snølinjen (frost line) er stedet hvor vann kan kondensere fra damp til is. Vanligvis ligger denne grensen noen AU fra en soltype stjerne, men den kan variere med skivens alder, strålingsintensitet og miljø:
- Innenfor snølinjen: Vann, ammoniakk og CO2 forblir i gassform, så støvet består hovedsakelig av silikater, jern og andre ildfaste mineraler.
- Utenfor snølinjen: Is er rikelig, noe som tillater raskere vekst av faste kjerner og dannelse av gass-/isgiganter.
Således er det indre terrestriske området opprinnelig ganske tørt med hensyn til vannis, selv om noe vann kan bli brakt senere av planetesimaler som kommer fra utenfor snølinjen [1], [2].
2.2 Tetthet av skivemasse og tidsskalaer
Stjernens akkresjonsskive har ofte nok fast materiale til å danne flere steinplaneter i det indre området, men hvor mange som dannes og hvor store de blir, avhenger av:
- Tettheten av faste partikler i det øvre laget: Høyere tetthet fremmer raskere kollisjoner mellom planetesimaler og vekst av embryoer.
- Skivens levetid: Vanligvis 3–10 millioner år til gassene forsvinner, men prosessen med dannelse av steinplaneter (uten gassmiljø) kan vare i titalls millioner år, med protoplaneter som kolliderer i et gassfritt miljø.
Fysiske faktorer – klissete evolusjon, magnetfelt, stjernestråling – former skivens struktur og utvikling, og definerer betingelsene der "steinlegemer" samles.
3. Koagulering av støv og dannelse av planetesimaler
3.1 Vekst av steinpartikler i den indre skiven
I det varmere indre området kolliderer og klistrer små støvpartikler (silikater, metalloksider osv.) seg sammen og danner klumper – "stein". Men her oppstår "meter-størrelse barrieren":
- Radial drift: Objekter på meter-størrelse beveger seg raskt mot stjernen på grunn av friksjon, og risikerer å gå tapt før de oppnår tilstrekkelig størrelse.
- Oppdelingskollisjoner: Når hastigheten øker, kan kollisjoner ødelegge klumper.
Mulige løsninger for å overvinne disse barrierene:
- Strømningsinstabilitet: Lokal støvoverskudd fører til gravitasjonskollaps til kilometerstore planetesimaler.
- Trykkrygger: Skivens trykkmaksima (gap, ringer) kan fange opp støv og redusere drift, noe som tillater mer effektiv vekst.
- «Stein»-akkresjon: Hvis en kjerne dannes et sted, vil den raskt «samle» mm–cm steiner [3], [4].
3.2 Frø av planetesimaler
Når kilometerstore planetesimaler dannes, akselererer gravitasjonskonsentrasjon sammenslåingene ytterligere. I den indre skiven er planetesimalene vanligvis steinete, bestående av jern, silikater og muligens små karboninnslag. Over titusener eller hundretusener av år kan disse planetesimalene smelte sammen til protoplaneter som er titalls til hundrevis av kilometer store.
4. Protoplanetutvikling og vekst av terrestriske planeter
4.1 Oligarkisk vekst
I teorien kalt oligarkisk vekst:
- Noen store protoplaneter i regionen blir gravitasjonelt dominerende «oligarker».
- Mindre planetesimaler blir enten spredt eller tiltrukket.
- Til slutt er det bare noen få konkurrerende protoplaneter og mindre resterende legemer igjen i sonen.
Denne fasen kan vare flere millioner år, inntil flere Mars-størrelse eller Måne-størrelse embryoer dannes.
4.2 Fasen med store kollisjoner og endelig plassering
Etter at gassene i skiven har spredt seg (ingen dempende effekt eller friksjon gjenstår), fortsetter disse protoplanetene å kollidere i et kaotisk miljø:
- Store kollisjoner: I den siste fasen kan det forekomme ganske store sammenstøt som delvis smelter mantlene, på samme måte som den hypotetiske månedannelseskollisjonen mellom proto-Jorden og Theia.
- Lang varighet: Dannelse av steinete planeter i solsystemet kan ha tatt omtrent 50–100 millioner år, inntil Jordens bane endelig stabiliserte seg etter kollisjoner med Mars-størrelse legemer [5].
Under disse kollisjonene skjer det ytterligere differensiering av jern-silikater, planetkjerner dannes, og materiale kan også bli kastet ut for å danne måner (f.eks. Jordens måne) eller ringer.
5. Sammensetning og levering av flytende vann
5.1 Indre med steinete sammensetning
Siden flyktige stoffer fordamper i den indre, varme delen av skiven, samler planetene som dannes der vanligvis refraktive materialer – silikater, jern-nikkelmetaller osv. Dette forklarer den høye tettheten og den steinete naturen til Merkur, Venus, Jorden og Mars (selv om sammensetningen og jerninnholdet i hver planet varierer, avhengig av lokale skiveforhold og enorme kollisjonshistorier).
5.2 Vann og organiske stoffer
Selv om snølinjer dannes innenfor, kan terrestriske planeter fortsatt få vann hvis:
- Sen levering: Planetesimaler fra den ytre disken eller asteroidebeltet spres innover.
- Små islegemer: Kometer eller C-type asteroider kan bringe nok flyktige forbindelser hvis de spres innover.
Geokjemiske studier antyder at Jordens vann delvis kan stamme fra karbonrike kondrittiske legemer, noe som forklarer hvordan vi likevel har vann i det i utgangspunktet tørre indre området. [6].
5.3 Påvirkning på beboelighet
Flyktige stoffer er avgjørende for hav, atmosfærer og livsvennlige overflater. Summen av sene kollisjoner, smelteprosesser i mantelen og tilførsel av ytre planetesimalmateriale avgjør om en terrestrisk planet kan ha livsvennlige forhold.
6. Observasjonsdata og innsikter fra eksoplaneter
6.1 Observasjoner av eksoplaneter: Super-Jorder og lavaverdener
Studier av eksoplaneter (Kepler, TESS m.fl.) har avslørt mange super-Jorder eller mini-Neptuner som kretser nær stjerner. Noen kan være rent steinete, men større enn Jorden, andre har tykke atmosfærer. Andre igjen – «lavaverdener» – er så nær stjernen at overflaten kan være smeltet. Disse funnene understreker:
- Diskforskjeller: Små parameterforskjeller i disken gir ulike resultater – fra jordlignende planeter til oppvarmede super-Jorder.
- Effekt av migrasjon: Noen steinete super-Jorder kan ha dannet seg lenger ute og senere beveget seg nærmere stjernen.
6.2 «Debris»-skiver som bevis på terrestrisk «bygg»-prosess
Rundt eldre stjerner er det oppdaget debris-skiver – støv igjen fra kollisjoner mellom planetesimaler eller mislykkede steinete protoplaneter, som indikerer at det fortsatt pågår små kollisjoner der. Varme støvringer rundt modne stjerner oppdaget av Spitzer og Herschel kan ligne på vårt solsystems zodiakale støvbånd, som viser eksisterende steinete rester i en fase med langsom friksjonsmessig slitasje.
6.3 Geokjemiske korrelasjoner
Spektroskopiske målinger av atmosfærene til hvite dverger, hvor materiale fra oppløste planetariske rester finnes, viser en elementær sammensetning lik steinete (kondrittiske) komponenter. Dette bekrefter at dannelsen av steinete planeter i indre regioner er et ganske vanlig fenomen i stjernesystemer.
7. Tidsskalaer og endelige konfigurasjoner
7.1 Akkresjonsdiagram
- Planetesimaldannelse: Kanskje over 0,1–1 million år drevet av streaming-instabilitet eller langsomme kollisjoner.
- Protoplanetdannelse: Over 1–10 millioner år begynner større legemer å dominere, "rydder opp" eller absorberer mindre planetesimaler.
- Storfase med kollisjoner: Titalls millioner år til bare noen få endelige steinete planeter dannes. Det antas at det siste store kollisjonsnedslaget på Jorden (Månens dannelse) skjedde ~30–50 mill. år etter Solens dannelse [7].
7.2 Variabilitet og endelig arkitektur
Forskjeller i skivetetthet, tilstedeværelse av migrerende gasskjemper eller tidlige stjerne–skive-interaksjoner kan dramatisk endre baner og sammensetninger. Noen steder kan én eller ingen store terrestriske planeter dannes (som rundt mange M-dverger?), andre steder flere super-Jord nær stjernen. Hvert system har sitt unike "fingeravtrykk" som reflekterer dets opprinnelige miljø.
8. Veien til en steinete planet
- Støvvekst: Silikat- og metallkorn klumper seg sammen til mm–cm "stein", støttet av delvis klebing.
- Dannelse av planetesimaler: Kilometerstore legemer dannes raskt gjennom streaming-instabilitet eller andre mekanismer.
- Opphopning av protoplaneter: Gravitasjonskollisjoner mellom planetesimaler vokser fram embryoer på størrelse med Mars eller Månen.
- Storfase med kollisjoner: Et lite antall store protoplaneter kolliderer over titalls millioner år og danner de endelige steinete planetene.
- Levering av flyktige forbindelser: Vann og organisk materiale fra planetesimaler i den ytre skiven eller kometer kan gi planeter hav og potensiell beboelighet.
- Orbital rydding: Siste kollisjoner, resonansforbindelser eller spredningshendelser fører til stabile baner og fordeling av terrestriske verdener i mange systemer.
9. Fremtidige undersøkelser og oppdrag
9.1 ALMA og JWST skiveavbildning
Høytoppløselige kart av skiver viser ringer, mellomrom og muligens spiraler av protoplaneter. Hvis støvsamlinger eller spiraler finnes inne i skiven, hjelper de med å forstå hvordan steinete planetesimaler dannes. JWST infrarøde data gjør det mulig å oppdage spektrale trekk av silikater og indre mellomrom/ringer i skiven som indikerer pågående planetdannelsesprosesser.
9.2 Karakterisering av eksoplaneter
Nåværende undersøkelser av eksoplanet-transitter/radialhastighet og kommende prosjekter som PLATO og Roman Space Telescope vil oppdage flere små, muligens terrestriske eksoplaneter, bestemme deres baner, tettheter og kanskje atmosfæriske trekk. Dette hjelper med å teste og forbedre modeller for hvordan steinete verdener fordeles eller havner i stjernens beboelige sone.
9.3 Prøve-retur fra rester av den indre skiven
Oppdrag som undersøker små legemer dannet i det indre solsystemet, som NASA Psyche (en metallisk asteroide) eller andre asteroideprøve-returoppdrag, gir kjemiske innsikter i planetesimalers opprinnelige sammensetning. Ved å koble data med meteoritstudier blir det tydeligere hvordan planetdannelse skjedde fra de faste partiklene i den opprinnelige skiven.
10. Konklusjon
Dannelsen av steinete verdener skjer naturlig i de varme områdene av protoplanetariske skiver. Når støvpartikler og små steinete korn samles til planetesimaler, fremmer gravitasjonsinteraksjoner rask protoplanet-dannelse. Over titalls millioner år, kolliderer disse protoplanetene gjentatte ganger – noen ganger mildt, andre ganger kraftig – og danner flere stabile baner hvor de gjenværende steinete planetene ligger. Vannlevering og atmosfæreutvikling kan gjøre slike verdener egnet for liv, som vist av Jordens geologiske og biologiske historie.
Observasjoner – både i vårt eget solsystem (asteroider, meteoritter, planetgeologi) og i studier av eksoplaneter – viser at dannelsen av steinete planeter sannsynligvis er utbredt blant mange stjerner. Med forbedret diskavbildning, støvutviklingsmodeller og teorier om planet-disk-interaksjoner, forstår astronomer stadig bedre den kosmiske "oppskriften" for hvordan støvansamlinger rundt stjerner gir opphav til Jordlignende eller andre steinete verdener i vår galakse. Slike studier åpner ikke bare historien om vår planets opprinnelse, men forklarer også hvordan potensielle byggesteiner for liv dannes rundt mange andre stjerner i universet.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Hayashi, C. (1981). “Struktur av solnebulaen, vekst og forfall av magnetiske felt og effekter av magnetisk og turbulent viskositet på nebulaen.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Aerodynamikk av faste legemer i solnebulaen.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Danning av planeter via pebble-akkresjon.” 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). “Bygging av terrestriske planeter.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). “Planetakkresjon i det indre solsystemet.” Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “Det tomme primordiale asteroidebeltet og rollen til Jupiters vekst.” Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). “Hf–W kronologi for meteoritter og tidspunktet for dannelsen av terrestriske planeter.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.