Kaip arti žvaigždės, karštesnėse srityse, vystosi uolinės planetos
Įvadas: Uolinių planetų „terra incognita“
Dauguma Saulės tipo žvaigždžių – ypač vidutinės ar mažos masės – turi protoplanetinius diskus, sudarytus iš dujų ir dulkių. Juose:
- Vidinės sritys (maždaug per kelias astronomines unidades) išlieka karštesnės dėl žvaigždės spinduliavimo, todėl dauguma lakiųjų medžiagų (pvz., vandens ledas) sublimuoja.
- Uolinės/silikatinės medžiagos vyrauja šiose vidinėse zonose, kur formuojasi terestrinės planetos, panašios į Merkurijų, Venerą, Žemę ir Marsą mūsų Saulės sistemoje.
Lyginant egzoplanetas, matome platų super-Žemių ir kitų uolinių planetų spektrą arti jų žvaigždžių, kas rodo, kad tokių uolinių pasaulių formavimasis yra dažnas ir labai svarbus reiškinys. Nuo to, kaip rutuliojasi uolinės planetos formavimas, priklauso gyvenamų aplinkų, cheminės sudėties ir galimos gyvybės kilmės klausimai.
2. Paruošimas: sąlygos vidiniame diske
2.1 Temperatūros gradientai ir „sniego linija“
Protoplanetiniame diske žvaigždės spinduliavimas nustato temperatūrinį gradientą. Sniego linija (frost line) – tai vieta, kur vanduo iš garų formos gali kondensuotis į ledą. Įprastai ši riba yra kelios AV nuo Saulės tipo žvaigždės, tačiau ji gali kisti priklausomai nuo disko amžiaus, spinduliavimo intensyvumo ir aplinkos:
- Viduje sniego linijos: Vanduo, amoniakas ir CO2 lieka dujiniai, tad dulkės dažniausiai sudarytos iš silikatų, geležies bei kitų ugniai atsparių mineralų.
- Išorėje sniego linijos: Ledas gausus, tai leidžia greičiau augti kietiesiems branduoliams bei formuotis dujinėms/ledinėms milžinėms.
Taigi vidinė terestrinė sritis iš pradžių gana sausa vandens ledo atžvilgiu, nors dalis vandens gali būti atnešta vėliau, iš už sniego ribos atkeliavusių planetesimalių [1], [2].
2.2 Disko masės tankis ir laiko skalės
Žvaigždės akrecinis diskas dažnai turi pakankamai kietųjų medžiagų, kad suformuotų keletą uolinių planetų vidinėje srityje, bet kiek jų susidarys ar kokio dydžio jos bus, priklauso nuo:
- Viršutinio sluoksnio tankio kietųjų dalelių: Didesnis tankis skatina spartesnius planetesimalių susidūrimus ir embrionų augimą.
- Disko gyvavimo laiko: Paprastai 3–10 mln. metų, kol dujos išnyksta, bet uolinių planetų formavimosi procesas (jau be dujų aplinkos) gali tęstis dešimtis mln. metų, protoplanetoms susiduriant dujų neturinčioje aplinkoje.
Fiziniai veiksniai – klampi evoliucija, magnetiniai laukai, žvaigždės spinduliavimas – formuoja disko struktūrą ir raidą, apibrėždami sąlygas, kuriomis „uoliniai kūnai“ susirenka.
3. Dulkių koaguliacija ir planetesimalių formavimas
3.1 Uolinių dalelių augimas vidiniame diske
Karštesnėje vidinėje srityje maži dulkių grūdeliai (silikatai, metalų oksidai ir pan.) susiduria ir limpa, sudarydami sankaupas – „akmenėlius“. Bet čia iškyla „metrų dydžio barjeras“:
- Radialinis dreifas: Metrų dydžio objektai dėl trinties sparčiai juda žvaigždės link, tad rizikuoja būti prarasti neįgavusios pakankamo dydžio.
- Skilimo susidūrimai: Didėjant greičiui, susidūrimai gali griauti sankaupas.
Galimi sprendiniai įveikiant šiuos barjerus:
- Tekėjimo (streaming) nestabilumas: Dulkių perteklius lokaliai lemia gravitacinį kolapsą į km masto planetesimales.
- Slėgio gūbriai: Disko posandaros (tarpai, žiedai) gali sulaikyti dulkes ir sumažinti dreifą, leisdamos augti efektyviau.
- „Akmenėlių“ akrecija: Jei kai kur susiformuoja branduolys, jis sparčiai „surinks“ mm–cm akmenėlius [3], [4].
3.2 Planetesimalių užuomazga
Susiformavus kilometrinėms planetesimalėms, gravitacinis sutelkimas dar labiau spartina susijungimus. Vidiniame diske planetesimalės paprastai yra uolinės, sudarytos iš geležies, silikatų bei galbūt menkų anglies priemaišų. Per dešimtis ar šimtus tūkstančių metų šios planetesimalės gali susilieti į protoplanetas, kurios siekia dešimtis ar šimtus kilometrų.
4. Protoplanetų raida ir terestrinių planetų augimas
4.1 Oligarchinis augimas
Teorijoje, vadinamoje oligarchiniu augimu:
- Kelios didelės protoplanetos regione tampa gravitaciškai dominuojančios „oligarchais“.
- Mažesnės planetesimalės yra išblaškomos arba pritraukiamos.
- Galiausiai zonoje lieka kelios konkuruojančios protoplanetos ir smulkesni liekanų kūnai.
Ši stadija gali trukti kelis milijonus metų, kol susiformuoja kelios Marso dydžio ar Mėnulio dydžio embrionai.
4.2 Didžiųjų smūgių ir galutinio išsidėstymo fazė
Po to, kai dujos iš disko išsisklaido (nelieka slopinimo poveikio ir trinties), šios protoplanetos toliau susiduria chaotiškoje aplinkoje:
- Didieji smūgiai: Paskutiniame etape gali vykti pakankamai dideli susidūrimai, iš dalies ištirpdantys mantijas, panašiai kaip hipotetinis Mėnulio kilmės smūgis tarp proto-Žemės ir Theia.
- Ilgos trukmės: Uolinių planetų formavimas Saulės sistemoje galėjo trukti apie 50–100 mln. metų, kol po Marso dydžio kūnų smūgių galutinai nusistovėjo Žemės orbita [5].
Per šiuos susidūrimus papildomai vyksta geležies-silikatų diferencijavimas, formuojami planetų branduoliai, taip pat gali būti išmetama medžiaga palydovams (pvz., Žemės Mėnuliui) ar žiedams susidaryti.
5. Sudėtis ir lakiojo vandens atnešimas
5.1 Uolinės sudėties vidus
Kadangi lakiosios medžiagos išgaruoja vidinėje, šiltoje disko dalyje, planetos, kurios ten formuojasi, dažniausiai kaupia refrakcines medžiagas – silikatus, geležies–nikelio metalus ir pan. Tai paaiškina didelį tankį bei uolinį Merkurijaus, Veneros, Žemės ir Marso pobūdį (nors kiekvienos planetos sudėtis ir geležies kiekis skiriasi, priklausomai nuo lokalių disko sąlygų ir milžiniškų smūgių istorijų).
5.2 Vanduo ir organinės medžiagos
Nepaisant to, kad susiformuoja sniego linijos viduje, terestrinės planetos vis tiek gali gauti vandens, jei:
- Vėlyva atneša: Planetesimalės iš išorinio disko ar asteroidų juostos būna išsklaidytos į vidų.
- Nedideli ledo kūnai: Kometos ar C tipo asteroidai gali atgabenti pakankamai lakiųjų junginių, jei jie išsklaidomi į vidų.
Geocheminiai tyrimai rodo, kad Žemės vanduo galėjo iš dalies kilti iš anglingų chondritinių kūnų, paaiškinant, kaip iš esmės sausoje vidinėje srityje mes vis dėlto turime vandenį [6].
5.3 Įtaka gyvybingumui
Lakiosios medžiagos – itin svarbios vandenynams, atmosferoms ir gyvybei tinkamiems paviršiams. Vėlyvųjų susidūrimų, išsilydymo procesų mantijoje ir išorinės planetesimalių medžiagos patekimo visuma lemia, ar terestrinė planeta gali turėti gyvybei tinkamų sąlygų.
6. Stebėjimo duomenys ir įžvalgos iš egzoplanetų
6.1 Egzoplanetų stebėjimai: Super-Žemės ir lavos pasauliai
Egzoplanetų tyrimai (Kepler, TESS ir kt.) atskleidė daugybę super-Žemių ar mini-Neptūnų, besisukančių arti žvaigždžių. Vienos gali būti grynai uolinės, bet didesnės už Žemę, kitos turi storas atmosferas. Dar kitos – „lavos pasauliai“ – yra taip arti žvaigždės, kad paviršius gali būti išsilydęs. Šie atradimai pabrėžia:
- Disko skirtumai: Menki parametrų skirtumai diske lemia skirtingus rezultatus – nuo Žemės analogų iki įkaitusių super-Žemių.
- Migracijos poveikis: Kai kurios uolinės super-Žemės galėjo susiformuoti toliau, o vėliau priartėjo prie žvaigždės.
6.2 „Debris“ diskai kaip įrodymas terestrinio „statybos“ proceso
Aplink vyresnes žvaigždes aptikti debris diskai – dulkių, likusių dėl susidūrimų tarp planetesimalių arba nesėkmingai susiformavusių uolinių protoplanetų, signalizuoja, kad ten vyksta toliau trunkantys smulkūs susidūrimai. Spitzer ir Herschel aptikti šilti dulkių žiedai aplink brandžias žvaigždes gali panašėti į mūsų Saulės sistemos zodiakinę dulkių juostą, rodančią egzistuojančius uolinius likučius lėto trinties nutrinėjimo fazėje.
6.3 Geocheminiai atitikmenys
Spektroskopiniai baltųjų nykštukų atmosferų matavimai, kuriose randama išardyto planetinio nuolaužų medžiaga, rodo elementinę sudėtį, panašią į uolinius (chondritinius) komponentus. Tai patvirtina, kad uolinių planetų formavimasis vidinėse srityse yra gana dažnas reiškinys žvaigždžių sistemose.
7. Laiko skalės ir galutinės konfigūracijos
7.1 Akrecijos grafikas
- Planetesimalių formavimas: Galbūt per 0,1–1 mln. metų veikiant streaming nestabilumui arba lėtiems kolizijoms.
- Protoplanetų susidarymas: Per 1–10 mln. metų stambesni kūnai ima dominuoti, „išvalydami“ ar įsisavindami smulkesnes planetesimales.
- Didžiųjų smūgių fazė: Dešimtys milijonų metų, kol galiausiai susiformuoja vos kelios galutinės uolinės planetos. Manoma, kad galutinis didelis Žemės smūgis (Mėnulio susidarymas) įvyko ~30–50 mln. metų po Saulės susiformavimo [7].
7.2 Kintamumas ir galutinė architektūra
Disko tankio, migruojančių milžinių planetų buvimo ar ankstyvųjų žvaigždės–diskų sąveikų skirtumai gali ryškiai pakeisti orbitas bei sudėtis. Kai kur gali susiformuoti viena ar nė vienos didelės terestrinės planetos (kaip aplink daugelį M nykštukių?), kituose – keletas arti žvaigždės esančių super-Žemių. Kiekviena sistema turi savitą „piršto atspaudą“, atspindintį jos pradinę aplinką.
8. Kelias iki uolinės planetos
- Dulkių augimas: Silikatų ir metalų grūdeliai sukimba į mm–cm „akmenėlius“, padedant daliniam sukibimui.
- Planetesimalių susidarymas: Per streaming nestabilumą ar kitus mechanizmus greitai susidaro kilometro masto kūnai.
- Protoplanetų susikaupimas: Gravitaciniai planetesimalių smūgiai išaugina Marsą ar Mėnulį siekiančius embrionus.
- Didžiųjų smūgių stadija: Nedidelis skaičius stambių protoplanetų susiduria, per dešimtis milijonų metų suformuodamos galutines uolines planetas.
- Lakiųjų junginių atnešimas: Vanduo ir organika iš išorinio disko planetesimalių ar kometų gali suteikti planetai vandenynus ir galimą gyvybingumą.
- Orbitinis išvalymas: Paskutiniai susidūrimai, rezonansiniai ryšiai ar sklaidymo įvykiai lemia stabilias orbitas ir terestrinių pasaulių išsidėstymą daugybėje sistemų.
9. Būsimieji tyrimai ir misijos
9.1 ALMA ir JWST disko vaizdavimas
Aukštos raiškos diskų žemėlapiai rodo žiedus, tarpus ir galbūt užuomazgas protoplanetų. Jei dulkių sankaupos ar spiralės randamos disko viduje, jos padeda suprasti, kaip formuojamos uolinės planetesimalės. JWST infraraudonieji duomenys leidžia aptikti silikatų spektrinius požymius bei disko vidinių tarpų/žiedų, nurodančių vykstančius planetų formavimosi procesus.
9.2 Egzoplanetų charakterizavimas
Dabartinės egzoplanetų tranzitų/spinduliuotės greičio apklausos bei būsimieji PLATO ir Roman Space Telescope projektai atras daugiau mažų, galimai terestrinių egzoplanetų, nustatys jų orbitas, tankius, bei galbūt atmosferų požymius. Tai padeda testuoti ir patikslinti modelius, kaip uoliniai pasauliai išsidėsto arba patenka į žvaigždės gyvenamąją zoną.
9.3 Mėginių pargabenimas iš vidinio disko likučių
Misijos, tiriantys mažus kūnus, susidariusius Saulės sistemos vidinėje srityje, pvz., NASA Psyche (metalinis asteroidas) ar kitos asteroido pavyzdžių pargabenimo misijos, teikia chemines įžvalgas apie planetesimalių pradinę sudėtį. Susiejus duomenis su meteoritų tyrimais, tampa aiškiau, kaip planetų formavimasis vyko iš pradinio disko kietųjų dalelių.
10. Išvada
Uolinių pasaulių formavimas natūraliai vyksta karštose protoplanetinių diskų srities dalyse. Kai dulkių dalelės ir maži uoliniai grūdeliai susijungia į planetesimales, gravitacinė sąveika paskatina greitą protoplanetų susidarymą. Per dešimtis milijonų metų, vėl ir vėl susidurdamos – kartais švelniai, kartais smarkiai – šios protoplanetos suformuoja keletą stabilių orbitų, kuriose likusios uolinės planetos. Vandens atnešimas ir atmosferų vystymasis gali padaryti tokius pasaulius tinkamus gyvenimui, kaip rodo Žemės geologinė ir biologinė istorija.
Stebėjimai – tiek mūsų Saulės sistemoje (asteroidai, meteoritai, planetų geologija), tiek egzoplanetų tyrimuose – rodo, kad uolinių planetų formavimosi reiškinys greičiausiai yra paplitęs tarp daugybės žvaigždžių. Tobulinant diskų vaizdavimą, dulkių evoliucijos modelius ir planetos-disko sąveikos teorijas, astronomai vis giliau supranta kosminį „receptą“, kaip iš žvaigždės maitinamų dulkių telkinių atsiranda Į Žemę panašūs arba kitokie uoliniai pasauliai mūsų Galaktikoje. Tokie tyrimai atveria ne tik mūsų planetos kilmės istoriją, bet ir aiškina, kaip susidaro potencialios gyvybės statybinės medžiagos aplink gausybę kitų žvaigždžių Visatoje.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Hayashi, C. (1981). “Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Aerodynamics of solid bodies in the solar nebula.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Forming Planets via Pebble Accretion.” 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). “Building Terrestrial Planets.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
- Chambers, J. E. (2014). “Planetary accretion in the inner Solar System.” Icarus, 233, 83–100.
- Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “The empty primordial asteroid belt and the role of Jupiter's growth.” Icarus, 297, 134–148.
- Kleine, T., et al. (2009). “Hf–W chronology of meteorites and the timing of terrestrial planet formation.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.