Як близько до зірки, у тепліших областях, розвиваються кам'янисті планети
Вступ: «terra incognita» кам'янистих планет
Більшість зірок типу Сонця – особливо середньої або малої маси – мають протопланетні диски, що складаються з газів і пилу. У них:
- Внутрішні області (приблизно на кілька астрономічних одиниць) залишаються теплішими через випромінювання зірки, тому більшість летких речовин (наприклад, водяний лід) сублімуються.
- Кам'янисті/силікатні матеріали переважають у цих внутрішніх зонах, де формуються терестріальні планети, подібні до Меркурія, Венери, Землі та Марса в нашій Сонячній системі.
Порівнюючи екзопланети, ми бачимо широкий спектр супер-Земель та інших кам'янистих планет поблизу їхніх зірок, що свідчить про те, що формування таких кам'янистих світів є поширеним і дуже важливим явищем. Від того, як розгортається формування кам'янистих планет, залежать питання придатних для життя середовищ, хімічного складу та можливого походження життя.
2. Підготовка: умови у внутрішньому диску
2.1 Температурні градієнти та «снігова лінія»
В протопланетному диску випромінювання зірки визначає температурний градієнт. Снігова лінія (frost line) – це місце, де вода з пароподібної форми може конденсуватися в лід. Зазвичай ця межа знаходиться на кілька астрономічних одиниць від зірки типу Сонця, але може змінюватися залежно від віку диска, інтенсивності випромінювання та середовища:
- Внутрішня частина снігової лінії: Вода, аміак і CO2 залишаються газоподібними, тому пил зазвичай складається з силікатів, заліза та інших вогнетривких мінералів.
- Зовні від снігової лінії: Льоду багато, що дозволяє швидше зростати твердим ядрам і формувати газові/льодові гіганти.
Отже, внутрішня терестріальна зона спочатку досить суха щодо водяного льоду, хоча частина води може бути доставлена пізніше з планетезималей, що прийшли з-за снігової межі [1], [2].
2.2 Щільність маси диска та часові масштаби
Акреційний диск зірки часто містить достатньо твердих матеріалів для формування кількох кам'янистих планет у внутрішній зоні, але скільки їх утвориться і якими вони будуть за розміром, залежить від:
- Щільність твердих частинок верхнього шару: Вища щільність сприяє швидшим зіткненням планетезималей і зростанню ембріонів.
- Тривалість життя диска: Зазвичай 3–10 млн років, поки гази зникають, але процес формування кам'янистих планет (вже без газового середовища) може тривати десятки мільйонів років, коли протопланети стикаються в газонезалежному середовищі.
Фізичні фактори – в'язка еволюція, магнітні поля, випромінювання зірки – формують структуру та розвиток диска, визначаючи умови, за яких «кам'янисті тіла» збираються.
3. Коагуляція пилу та формування планетезималей
3.1 Зростання кам'янистих частинок у внутрішньому диску
У гарячішій внутрішній зоні дрібні пилові зерна (силікати, оксиди металів тощо) стикаються і злипаються, утворюючи скупчення – «камінці». Але тут виникає «бар'єр розміру в метри»:
- Радіальний дрейф: Об'єкти розміром у метри через тертя швидко рухаються до зірки, тому ризикують бути втраченими, не досягнувши достатнього розміру.
- Столкнення уламків: Зі збільшенням швидкості зіткнення можуть руйнуватися скупчення.
Можливі рішення для подолання цих бар'єрів:
- Нестабільність потоку (streaming): Надлишок пилу локально викликає гравітаційний колапс у планетезималі розміром у кілометри.
- Гребені тиску: Особливості диска (проміжки, кільця) можуть утримувати пил і зменшувати дрейф, дозволяючи ефективніше зростати.
- Акреція «камінчиків»: Якщо десь формується ядро, воно швидко «збере» мм–см камінці [3], [4].
3.2 Зародок планетезималей
Після формування кілометрових планетезималей гравітаційне скупчення ще більше прискорює злиття. У внутрішньому диску планетезималі зазвичай кам'янисті, складаються з заліза, силікатів і, можливо, незначних домішок вуглецю. Протягом десятків або сотень тисяч років ці планетезималі можуть зливатися у протопланети, розміром у десятки або сотні кілометрів.
4. Розвиток протопланет і зростання терестріальних планет
4.1 Олігархічне зростання
У теорії, що називається олігархічним зростанням:
- Кілька великих протопланет у регіоні стають гравітаційно домінуючими «олігархами».
- Менші планетезималі розсіюються або притягуються.
- Зрештою у зоні залишається кілька конкуруючих протопланет і дрібніших залишкових тіл.
Ця стадія може тривати кілька мільйонів років, поки не сформуються кілька розміром з Марс або розміром з Місяць ембріонів.
4.2 Фаза великих ударів і остаточного розташування
Після того, як гази з диска розсіюються (зникає гальмівний вплив і тертя), ці протопланети продовжують стикатися в хаотичному середовищі:
- Великі удари: На останньому етапі можуть відбуватися досить великі зіткнення, частково розплавляючи мантії, подібно до гіпотетичного удару, що породив Місяць між протоземлею і Теєю.
- Довготривалість: Формування кам'янистих планет у Сонячній системі могло тривати близько 50–100 млн років, поки після ударів тіл розміром з Марс остаточно не стабілізувалась орбіта Землі [5].
Під час цих зіткнень додатково відбувається диференціація залізо-силікатів, формуються ядра планет, а також може викидатися матеріал для супутників (наприклад, Місяця Землі) або для утворення кілець.
5. Склад і доставка леткої води
5.1 Внутрішня частина кам'янистого складу
Оскільки леткі речовини випаровуються у внутрішній, теплій частині диска, планети, які там формуються, зазвичай накопичують рефракційні речовини – силікати, залізо-нікелеві метали тощо. Це пояснює велику щільність і кам'янисту природу Меркурія, Венери, Землі та Марса (хоча склад і кількість заліза в кожній планеті відрізняються залежно від локальних умов диска та історії величезних ударів).
5.2 Вода та органічні речовини
Незважаючи на те, що лінії снігу формуються всередині, терестральні планети все одно можуть отримати воду, якщо:
- Пізнє доставлення: Планетезималі з зовнішнього диска або поясу астероїдів розсіюються всередину.
- Невеликі крижані тіла: Комети або астероїди типу C можуть доставити достатньо летких сполук, якщо вони розсіюються всередину.
Геохімічні дослідження показують, що вода на Землі могла частково походити з вуглецевих хондритних тіл, пояснюючи, як у суттєво сухій внутрішній області ми все ж маємо воду [6].
5.3 Вплив на життєздатність
Леткі речовини – надзвичайно важливі для океанів, атмосфер і придатних для життя поверхонь. Сумарний вплив пізніх зіткнень, процесів плавлення в мантії та надходження зовнішнього матеріалу планетезималей визначає, чи може терестральна планета мати умови, придатні для життя.
6. Дані спостережень та інсайти з екзопланет
6.1 Спостереження екзопланет: Супер-Землі та лавові світи
Дослідження екзопланет (Kepler, TESS тощо) виявили безліч супер-Земель або міні-Нептунів, що обертаються близько до зір. Одні можуть бути чисто кам'янистими, але більшими за Землю, інші мають густі атмосфери. Ще інші – «лавові світи» – настільки близько до зорі, що поверхня може бути розплавленою. Ці відкриття підкреслюють:
- Відмінності диска: Невеликі відмінності параметрів у диску призводять до різних результатів – від аналогів Землі до розігрітих супер-Земель.
- Вплив міграції: Деякі кам'янисті супер-Землі могли сформуватися далі, а потім наблизитися до зорі.
6.2 «Debris» диски як доказ терестрального «будівельного» процесу
Навколо старших зір виявлено debris диски – пил, що залишився внаслідок зіткнень між планетезималями або невдало сформованими кам'янистими протопланетами, сигналізує про те, що там тривають дрібні зіткнення. Теплі пилові кільця, виявлені Spitzer і Herschel навколо зрілих зір, можуть нагадувати зодіакальний пиловий пояс нашої Сонячної системи, що свідчить про існування кам'янистих залишків на стадії повільного стирання тертям.
6.3 Геохімічні відповідності
Спектроскопічні вимірювання атмосфер білих карликів, у яких виявлено розкладений матеріал планетних уламків, показують елементний склад, схожий на кам'янисті (хондритні) компоненти. Це підтверджує, що формування кам'янистих планет у внутрішніх областях є досить поширеним явищем у зоряних системах.
7. Часові шкали та кінцеві конфігурації
7.1 Графік акреції
- Формування планетезималей: Можливо, протягом 0,1–1 млн років під впливом streaming нестабільності або повільних зіткнень.
- Формування протопланет: Протягом 1–10 млн років більші тіла починають домінувати, «очищаючи» або поглинаючи дрібніші планетезималі.
- Фаза великих зіткнень: Десятки мільйонів років, поки зрештою формуються лише кілька кінцевих кам'яних планет. Вважається, що останнє велике зіткнення Землі (утворення Місяця) відбулося приблизно через 30–50 млн років після формування Сонця [7].
7.2 Варіабельність і кінцева архітектура
Відмінності в щільності диска, наявності мігруючих гігантських планет або ранніх взаємодіях зірка–диск можуть суттєво змінити орбіти та склади. Деінде може сформуватися одна або жодна велика землеподібна планета (як навколо багатьох червоних карликів M?), в інших – кілька суперземель близько до зірки. Кожна система має свій унікальний «відбиток пальця», що відображає її початкове середовище.
8. Шлях до кам'яної планети
- Зростання пилу: Зерна силікатів і металів злипаються у мм–см «камінчики», сприяючи частковому зчепленню.
- Утворення планетезималей: Через стрімінгову нестабільність або інші механізми швидко формуються тіла кілометрового масштабу.
- Накопичення протопланет: Гравітаційні зіткнення планетезималей утворюють ембріони розміром із Марс або Місяць.
- Фаза великих зіткнень: Невелика кількість великих протопланет стикається, формуючи за десятки мільйонів років кінцеві кам'яні планети.
- Постачання летких сполук: Вода та органіка з планетезималей зовнішнього диска або комет можуть забезпечити планету океанами та потенційною життєздатністю.
- Орбітальне очищення: Останні зіткнення, резонансні взаємодії або розсіювання призводять до стабільних орбіт і розташування землеподібних світів у багатьох системах.
9. Майбутні дослідження та місії
9.1 Візуалізація диска ALMA та JWST
Карти дисків високої роздільної здатності показують кільця, проміжки та, можливо, зачатки протопланет. Якщо зосередження пилу або спіралі знаходяться всередині диска, вони допомагають зрозуміти, як формуються кам'яні планетезималі. Інфрачервоні дані JWST дозволяють виявляти спектральні ознаки силікатів та внутрішніх проміжків/кілець диска, що вказують на процеси формування планет.
9.2 Характеризація екзопланет
Поточні огляди транзитів/швидкості випромінювання екзопланет та майбутні проекти PLATO і Roman Space Telescope відкриють більше малих, можливо, землеподібних екзопланет, визначать їх орбіти, щільності та, можливо, ознаки атмосфер. Це допомагає тестувати та уточнювати моделі розташування кам'яних світів або їх потрапляння у зону життя зірки.
9.3 Повернення зразків із залишків внутрішнього диска
Місії, що досліджують малі тіла, утворені у внутрішній області Сонячної системи, наприклад, NASA Psyche (металічний астероїд) або інші місії з повернення зразків астероїдів, надають хімічні уявлення про початковий склад планетезималей. Поєднуючи дані з дослідженнями метеоритів, стає зрозуміліше, як відбувалося формування планет із твердих частинок початкового диска.
10. Висновок
Формування кам’янистих світів природно відбувається у гарячих зонах протопланетних дисків. Коли пилові частинки та дрібні кам’янисті зерна з’єднуються у планетезималі, гравітаційна взаємодія сприяє швидкому утворенню протопланет. Протягом десятків мільйонів років, зіштовхуючись знову і знову – іноді м’яко, іноді сильно – ці протопланети формують кілька стабільних орбіт, на яких залишаються кам’янисті планети. Принос води та розвиток атмосфер можуть зробити такі світи придатними для життя, як свідчить геологічна та біологічна історія Землі.
Спостереження – як у нашій Сонячній системі (астероїди, метеорити, геологія планет), так і в дослідженнях екзопланет – свідчать, що явище формування кам’янистих планет, ймовірно, є поширеним серед багатьох зірок. Завдяки вдосконаленню візуалізації дисків, моделей еволюції пилу та теорій взаємодії планети з диском, астрономи дедалі глибше розуміють космічний «рецепт», за яким із пилових скупчень, що живляться від зірки, утворюються планети, подібні до Землі або інші кам’янисті світи в нашій Галактиці. Такі дослідження відкривають не лише історію походження нашої планети, а й пояснюють, як утворюються потенційні будівельні матеріали для життя навколо багатьох інших зірок у Всесвіті.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Hayashi, C. (1981). “Структура сонячної туманності, зростання і занепад магнітних полів та вплив магнітної і турбулентної в’язкості на туманність.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Аеродинаміка твердих тіл у сонячній туманності.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Формування планет через акрецію 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). “Формування земних планет.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). “Акреція планет у внутрішній Сонячній системі.” Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “Порожній первинний пояс астероїдів і роль зростання Юпітера.” Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). “Хронологія Hf–W метеоритів і час формування земних планет.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.