Как близко к звезде, в более горячих областях, развиваются каменные планеты
Введение: «terra incognita» каменных планет
Большинство звезд типа Солнца – особенно средней или малой массы – имеют протопланетные диски, состоящие из газов и пыли. В них:
- Внутренние области (примерно в пределах нескольких астрономических единиц) остаются теплее из-за излучения звезды, поэтому большинство летучих веществ (например, водяной лед) сублимируют.
- Каменные/силикатные материалы преобладают в этих внутренних зонах, где формируются террестриальные планеты, похожие на Меркурий, Венеру, Землю и Марс в нашей Солнечной системе.
Сравнивая экзопланеты, мы видим широкий спектр суперземель и других каменистых планет рядом с их звездами, что показывает, что формирование таких каменистых миров является частым и очень важным явлением. От того, как развивается формирование каменистых планет, зависят вопросы обитаемых сред, химического состава и возможного происхождения жизни.
2. Подготовка: условия во внутреннем диске
2.1 Температурные градиенты и «линия снега»
В протопланетном диске излучение звезды определяет температурный градиент. Линия снега (frost line) – это место, где вода из парообразного состояния может конденсироваться в лед. Обычно эта граница находится в нескольких а.е. от звезды типа Солнца, но может меняться в зависимости от возраста диска, интенсивности излучения и окружающей среды:
- Внутри линии снега: Вода, аммиак и CO2 остаются в газообразном состоянии, поэтому пыль в основном состоит из силикатов, железа и других огнеупорных минералов.
- Снаружи линии снега: Льда много, что позволяет быстрее расти твердым ядрам и формировать газовые/ледяные гиганты.
Таким образом, внутренняя террестриальная область изначально довольно сухая относительно водяного льда, хотя часть воды может быть доставлена позже, из планетезималей, пришедших из-за линии снега [1], [2].
2.2 Плотность массы диска и временные масштабы
Аккреционный диск звезды часто содержит достаточно твердых веществ для формирования нескольких каменистых планет во внутренней области, но сколько из них образуется и какого они будут размера, зависит от:
- Плотность твердых частиц верхнего слоя: Более высокая плотность способствует более быстрым столкновениям планетезималей и росту эмбрионов.
- Время жизни диска: Обычно 3–10 млн лет, пока газы не исчезают, но процесс формирования каменистых планет (уже без газовой среды) может продолжаться десятки миллионов лет, при столкновениях протопланет в безгазовой среде.
Физические факторы – вязкая эволюция, магнитные поля, излучение звезды – формируют структуру и развитие диска, определяя условия, при которых «каменистые тела» собираются.
3. Коагуляция пыли и формирование планетезималей
3.1 Рост каменистых частиц во внутреннем диске
В более горячей внутренней области мелкие пылевые зерна (силикаты, оксиды металлов и т.п.) сталкиваются и слипаются, образуя сгустки – «камешки». Но здесь возникает «барьер метрового размера»:
- Радиальный дрейф: Объекты размером в метры из-за трения быстро движутся к звезде, рискуя быть потерянными, не достигнув достаточного размера.
- Столкновения при расслоении: С увеличением скорости столкновения могут разрушать сгустки.
Возможные решения для преодоления этих барьеров:
- Потоковая нестабильность: Локальный избыток пыли приводит к гравитационному коллапсу с образованием планетезималей километрового масштаба.
- Давление горбов: Особенности диска (щели, кольца) могут задерживать пыль и уменьшать дрейф, позволяя эффективнее расти.
- Аккреция «камешков»: Если где-то формируется ядро, оно быстро «соберёт» мм–см камешки [3], [4].
3.2 Зачаток планетезималей
После формирования километровых планетезималей гравитационное сосредоточение ещё больше ускоряет слияния. В внутреннем диске планетезимали обычно каменистые, состоящие из железа, силикатов и, возможно, небольших примесей углерода. За десятки или сотни тысяч лет эти планетезимали могут сливаться в протопланеты размером в десятки или сотни километров.
4. Эволюция протопланет и рост земных планет
4.1 Олигархический рост
В теории, называемой олигархическим ростом:
- Несколько крупных протопланет в регионе становятся гравитационно доминирующими «олигархами».
- Меньшие планетезимали рассеиваются или притягиваются.
- В итоге в зоне остаются несколько конкурирующих протопланет и мелкие остаточные тела.
Этот этап может длиться несколько миллионов лет, пока не сформируются несколько эмбрионов размером с Марс или размером с Луну.
4.2 Фаза гигантских столкновений и окончательного расположения
После того, как газы диска рассеиваются (исчезают эффекты торможения и трения), эти протопланеты продолжают сталкиваться в хаотичной среде:
- Гигантские столкновения: На последнем этапе могут происходить достаточно крупные столкновения, частично расплавляющие мантии, подобно гипотетическому столкновению, породившему Луну, между протоземлей и Теей.
- Длительный период: Формирование каменистых планет в Солнечной системе могло длиться около 50–100 млн лет, пока после столкновений с телами размером с Марс окончательно не установилась орбита Земли [5].
В ходе этих столкновений дополнительно происходит дифференциация железо-силикатов, формируются ядра планет, а также может выбрасываться вещество для спутников (например, Луны Земли) или формирования колец.
5. Состав и доставка летучей воды
5.1 Внутреннее строение каменистых планет
Поскольку летучие вещества испаряются во внутренней, теплой части диска, планеты, формирующиеся там, обычно накапливают рефракционные вещества – силикаты, железо-никелевые металлы и т.п. Это объясняет высокую плотность и каменистый характер Меркурия, Венеры, Земли и Марса (хотя состав каждой планеты и количество железа различаются в зависимости от локальных условий диска и истории гигантских столкновений).
5.2 Вода и органические вещества
Несмотря на формирование линии снега внутри, террестриальные планеты все же могут получить воду, если:
- Позднее привнесение: Планетесимали из внешнего диска или пояса астероидов рассеиваются внутрь.
- Небольшие ледяные тела: Кометы или астероиды типа C могут доставить достаточно летучих соединений, если они рассеиваются внутрь.
Геохимические исследования показывают, что вода на Земле могла частично происходить из углеродистых хондритных тел, объясняя, как в по сути сухой внутренней области у нас все же есть вода [6].
5.3 Влияние на обитаемость
Летучие вещества – крайне важны для океанов, атмосфер и пригодных для жизни поверхностей. Совокупность поздних столкновений, процессов плавления в мантии и поступления внешнего материала планетесималей определяет, может ли террестриальная планета иметь условия, пригодные для жизни.
6. Данные наблюдений и выводы из экзопланет
6.1 Наблюдения экзопланет: Супер-Земли и лавовые миры
Исследования экзопланет (Kepler, TESS и др.) выявили множество супер-Земель или мини-Нептунов, вращающихся близко к звездам. Одни могут быть чисто каменистыми, но больше Земли, другие имеют толстые атмосферы. Еще одни – «лавовые миры» – находятся так близко к звезде, что поверхность может быть расплавленной. Эти открытия подчеркивают:
- Различия диска: Незначительные различия параметров диска приводят к разным результатам – от аналогов Земли до раскаленных супер-Земель.
- Влияние миграции: Некоторые каменистые супер-Земли могли сформироваться дальше, а затем приблизиться к звезде.
6.2 «Debris» диски как доказательство террестриального «строительного» процесса
Вокруг старших звезд обнаружены debris диски – пыль, оставшаяся в результате столкновений между планетесималями или неудачно сформировавшимися каменистыми протопланетами, сигнализирующая о продолжающихся мелких столкновениях. Теплые пылевые кольца, обнаруженные Spitzer и Herschel вокруг зрелых звезд, могут напоминать зодиакальный пылевой пояс нашей Солнечной системы, указывая на существующие каменистые остатки на стадии медленного трения и истирания.
6.3 Геохимические соответствия
Спектроскопические измерения атмосфер белых карликов, в которых обнаружены разрушенные материалы планетных обломков, показывают элементный состав, похожий на каменистые (хондритные) компоненты. Это подтверждает, что формирование каменистых планет во внутренних областях является довольно частым явлением в звездных системах.
7. Временные шкалы и конечные конфигурации
7.1 График аккреции
- Формирование планетесималей: Возможно, в течение 0,1–1 млн лет под воздействием streaming нестабильности или медленных коллизий.
- Формирование протопланет: В течение 1–10 млн лет крупные тела начинают доминировать, "очищая" или поглощая более мелкие планетесимали.
- Фаза крупных столкновений: Десятки миллионов лет, пока в итоге формируется всего несколько конечных каменистых планет. Считается, что последний крупный удар по Земле (образование Луны) произошёл примерно через 30–50 млн лет после формирования Солнца [7].
7.2 Вариабельность и конечная архитектура
Различия в плотности диска, наличии мигрирующих гигантских планет или ранних взаимодействиях звезда–диск могут значительно изменить орбиты и составы. В некоторых местах может сформироваться одна или ни одной крупной земной планеты (как вокруг многих красных карликов?), в других — несколько суперземель близко к звезде. Каждая система имеет свой «отпечаток пальца», отражающий её начальную среду.
8. Путь к каменистой планете
- Рост пыли: Зерна силикатов и металлов слипаются в мм–см «камешки», способствуя частичному сцеплению.
- Формирование планетезималей: Быстрое образование тел километрового масштаба через streaming instability или другие механизмы.
- Накопление протопланет: Гравитационные столкновения планетезималей приводят к образованию эмбрионов размером с Марс или Луну.
- Фаза крупных столкновений: Небольшое число крупных протопланет сталкиваются, формируя конечные каменистые планеты за десятки миллионов лет.
- Доставка летучих соединений: Вода и органика из планетезималей внешнего диска или комет могут обеспечить планету океанами и потенциальной обитаемостью.
- Орбитальная очистка: Последние столкновения, резонансные взаимодействия или события рассеяния приводят к стабильным орбитам и расположению земноподобных миров во многих системах.
9. Будущие исследования и миссии
9.1 Визуализация дисков ALMA и JWST
Карта дисков с высоким разрешением показывает кольца, промежутки и, возможно, зачатки протопланет. Если скопления пыли или спирали обнаружены внутри диска, они помогают понять, как формируются каменистые планетезимали. Инфракрасные данные JWST позволяют обнаружить спектральные признаки силикатов и внутренние промежутки/кольца диска, указывающие на процессы формирования планет.
9.2 Характеризация экзопланет
Текущие обзоры транзитов/радиальных скоростей экзопланет и будущие проекты PLATO и Roman Space Telescope обнаружат больше мелких, возможно земноподобных экзопланет, определят их орбиты, плотности и, возможно, признаки атмосфер. Это помогает тестировать и уточнять модели того, как каменистые миры располагаются или попадают в обитаемую зону звезды.
9.3 Доставка образцов из остатков внутреннего диска
Миссии, исследующие малые тела, образовавшиеся во внутренней области Солнечной системы, например, NASA Psyche (металлический астероид) или другие миссии по доставке образцов астероидов, предоставляют химические данные о первоначальном составе планетезималей. Связывая эти данные с исследованиями метеоритов, становится яснее, как происходило формирование планет из твердых частиц первоначального диска.
10. Заключение
Формирование каменистых миров естественно происходит в горячих областях протопланетных дисков. Когда пылевые частицы и мелкие каменистые зерна сливаются в планетесимали, гравитационное взаимодействие стимулирует быстрое образование протопланет. В течение десятков миллионов лет, сталкиваясь снова и снова — иногда мягко, иногда сильно — эти протопланеты формируют несколько стабильных орбит, на которых остаются каменистые планеты. Принос воды и развитие атмосфер могут сделать такие миры пригодными для жизни, как показывает геологическая и биологическая история Земли.
Наблюдения — как в нашей Солнечной системе (астероиды, метеориты, геология планет), так и в исследованиях экзопланет — показывают, что явление формирования каменистых планет, вероятно, широко распространено среди множества звезд. Совершенствуя методы визуализации дисков, модели эволюции пыли и теории взаимодействия планеты с диском, астрономы все глубже понимают космический «рецепт» того, как из пылевых скоплений, питаемых звездой, возникают похожие на Землю или иные каменистые миры в нашей Галактике. Такие исследования открывают не только историю происхождения нашей планеты, но и объясняют, как формируются потенциальные строительные материалы для жизни вокруг множества других звезд во Вселенной.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Hayashi, C. (1981). “Структура солнечной туманности, рост и распад магнитных полей и влияние магнитной и турбулентной вязкости на туманность.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Аэродинамика твердых тел в солнечной туманности.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Формирование планет через аккрецию гальки.” 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). “Формирование земных планет.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). “Аккреция планет во внутренней части Солнечной системы.” Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “Пустой первичный пояс астероидов и роль роста Юпитера.” Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). “Хронология Hf–W метеоритов и время формирования земных планет.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.