Dannelse af planeter og planetsystemer

Dannelsen af planeter og planetsystemer er et sæt af processer til dannelse og udvikling af individuelle planeter og planetsystemer.

Der er stadig ingen fuldstændig klarhed over, hvilke processer der finder sted under dannelsen af planeter, og hvilke af dem der dominerer. Ved at opsummere observationsdataene kan vi kun konstatere, at [1] :

De er dannet allerede før spredningen af den protoplanetariske skive .
Accretion spiller en væsentlig rolle i dannelsen .
Berigelse af tunge kemiske grundstoffer sker på bekostning af planetesimaler .

Dannelsesteorier

Udgangspunktet for alle diskussioner om planetdannelsens vej er gas- og støvskiven (protoplanetarisk) omkring den dannede stjerne. Der er to typer scenarier for, hvordan planeter kom ud af det [2] :

Den dominerende i øjeblikket er tilvækst. Antager formationer fra primordiale planetosimaler.
Den anden mener, at planeterne er dannet af de indledende "klumper", som efterfølgende kollapsede.

Den endelige dannelse af planeten stopper, når kernereaktioner antændes i en ung stjerne, og den spreder den protoplanetariske skive, på grund af trykket fra solvinden, Poynting-Robertson-effekten og andre [3] .

Accretion scenario

Først dannes de første planetozimaler fra støvet. Der er to hypoteser om, hvordan dette sker:

Man hævder, at de vokser på grund af den parvise kollision af meget små kroppe.
Den anden er, at planetozimaler dannes under gravitationskollaps i den midterste del af den protoplanetariske gas- og støvskive.

Efterhånden som de vokser, opstår dominerende planetosimaler, som senere bliver til protoplaneter. Beregningen af deres vækstrater er ret forskelligartet. Men de er baseret på Safronov-ligningen:

$\frac{dM}{dt}=\pi R^2F_G\Sigma_p\sqrt{\frac{GM_*}{a^3))$ ,

hvor R er kroppens størrelse, a er radius af dens bane, M * er stjernens masse, Σ p er overfladedensiteten af planetosimalområdet, og F G er den såkaldte fokuseringsparameter, som er nøglen i denne ligning; den bestemmes forskelligt for forskellige situationer. Sådanne legemer kan vokse ikke i det uendelige, men præcis indtil det øjeblik, hvor der er små planetozimaler i deres nærhed, viser grænsemassen (den såkaldte isolationsmasse) sig at være:

$M=\frac{ \sqrt{M} (4\pi a^3 \Sigma_p)^{\frac{3}{2))}{3M_*}$

Under typiske forhold varierer det fra 0,01 til 0,1 M ⊕ - dette er allerede en protoplanet. Den videre udvikling af protoplaneten kan følge følgende scenarier, hvoraf det ene fører til dannelsen af planeter med en fast overflade, det andet til gasgiganter.

I det første tilfælde øger kroppe med en isoleret masse på en eller anden måde excentriciteten, og deres baner skærer hinanden. I løbet af en række absorptioner af mindre protoplaneter dannes planeter, der ligner Jorden.

En kæmpe planet kan dannes, hvis der bliver meget gas fra den protoplanetariske skive tilbage omkring protoplaneten. Så begynder tilvækst at spille rollen som den ledende proces med yderligere massetilvækst. Det komplette system af ligninger, der beskriver denne proces:

$\frac{dr}{dm}=\frac{1}{4\pi\rho r^2}$ (en)

$\frac{dP}{dm}=-\frac{G(m+M_{core})}{4\pi r^4}$ (2)

$\frac{dL}{dm}=\epsilon - T\frac{\partial S}{\partial t}$ (3)

$\frac{dP}{dT}=P(T)$

Betydningen af de skrevne ligninger er som følger (1) — protoplanetens sfæriske symmetri og homogenitet antages, (2) det antages, at der finder hydrostatisk ligevægt sted, (3) Opvarmning sker under en kollision med planetosimaler, og afkøling sker kun på grund af stråling. (4) er tilstandsligningerne for gassen.

Væksten af kernen af den fremtidige kæmpeplanet fortsætter op til M~10 ⊕ [2] Omtrent på dette stadium er den hydrostatiske ligevægt forstyrret. Fra det øjeblik af går al den ophobende gas til at danne atmosfæren på den gigantiske planet.

Vanskeligheder ved tilvækstscenariet

De første vanskeligheder opstår i mekanismerne for dannelse af planetosimaler. Et fælles problem for begge hypoteser er problemet med "meterbarrieren": ethvert legeme i en gasformig skive reducerer gradvist radius af sin bane, og i en vis afstand vil det simpelthen brænde ud. For kroppe med en størrelse på omkring en meter er hastigheden af en sådan drift den højeste, og den karakteristiske tid er meget kortere end nødvendigt for at planetosimalen øger sin størrelse markant [2] .

Derudover kolliderer meterlange planetozimaler i fusionshypotesen mere tilbøjelige til at kollapse i adskillige små dele end at danne et enkelt legeme.

For hypotesen om planetosimal dannelse under diskfragmentering har turbulens været et klassisk problem. Men dens mulige løsning, og samtidig problemet med målerbarrieren, blev opnået i nyere arbejder. Hvis hovedproblemet i de tidlige forsøg på løsninger var turbulens, så eksisterer dette problem ikke som sådan i den nye tilgang. Turbulens kan gruppere tætte faste partikler, og sammen med strømningsustabilitet er dannelsen af en gravitationsbundet hob mulig, på en tid, der er meget kortere end den tid, det tager for meterlange planetosimaler at drive til stjernen.

Det andet problem er selve massevækstmekanismen:

Den observerede størrelsesfordeling i asteroidebæltet kan ikke gengives i dette scenarie [2] . Mest sandsynligt er de oprindelige dimensioner af tætte genstande 10-100 km. Men det betyder, at gennemsnitshastigheden for planetosimaler er faldende, hvilket betyder, at hastigheden for dannelse af kerner er faldende. Og for gigantiske planeter bliver dette et problem: Kernen når ikke at dannes, før den protoplanetariske skive forsvinder.
Massevæksttiden er sammenlignelig med omfanget af nogle dynamiske effekter, der kan påvirke væksthastigheden. Det er dog i øjeblikket ikke muligt at lave pålidelige beregninger: En planet med en jordnær masse skal indeholde mindst 10 8 planetosimaler.

Gravitationssammenbrudsscenarie

Som med ethvert selvgraviterende objekt kan der udvikles ustabilitet i en protoplanetarisk skive. Denne mulighed blev først overvejet af Toomre i 1981 . Det viste sig, at disken begynder at bryde op i separate ringe, hvis

$Q=\frac{c_s k}{\pi G\Sigma}<1$

hvor c s er lydens hastighed i den protoplanetariske skive, k er den epicykliske frekvens.

I dag kaldes Q-parameteren "Tumre-parameteren", og selve scenariet kaldes Tumre-ustabiliteten. Den tid, det tager for skiven at blive ødelagt, kan sammenlignes med skivens afkølingstid og beregnes på samme måde som Helmholtz-tiden for en stjerne.

Vanskeligheder i gravitationssammenbrudsscenariet

Kræver en supermassiv protoplanetarisk disk.

Exoplaneter i binære systemer

Af de mere end 800 i øjeblikket kendte exoplaneter overstiger antallet af kredsende enkeltstjerner væsentligt antallet af planeter, der findes i stjernesystemer med forskellig mangfoldighed. Ifølge de seneste data er der 64 [4] .

Exoplaneter i binære systemer er normalt opdelt i henhold til konfigurationerne af deres baner [4] :

S-klasse exoplaneter kredser om en af komponenterne. Der er 57 af dem.
P-klassen inkluderer dem, der drejer sig om begge komponenter. De blev fundet i NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b og Kepler-35 (AB)b.

Hvis du forsøger at føre statistik, viser det sig [4] :

En betydelig del af planeterne lever i systemer, hvor komponenterne er adskilt i området fra 35 til 100 AU. e. koncentrere sig omkring en værdi på 20 a. e.
Planeter i brede systemer (> 100 AU) har masser fra 0,01 til 10 MJ (næsten det samme som for enkeltstjerner), mens planetmasser for systemer med mindre adskillelser varierer fra 0,1 til 10 MJ
Planeter i brede systemer er altid enkeltstående
Fordelingen af orbitale excentriciteter adskiller sig fra enkelte og når værdierne e = 0,925 og e = 0,935.

Vigtige træk ved dannelsesprocesser

Omskæring af den protoplanetariske skive. Mens den protoplanetariske skive i enkeltstjerner kan strække sig op til Kuiperbæltet (30-50 AU), er dens størrelse afskåret i binære stjerner af påvirkningen af den anden komponent. Således er længden af den protoplanetariske skive 2-5 gange mindre end afstanden mellem komponenterne.

Krumning af den protoplanetariske skive. Disken, der er tilbage efter skæring, bliver fortsat påvirket af den anden komponent og begynder at strække sig, deformeres, flettes sammen og endda knække. Også en sådan disk begynder at præcessere.

Reduktion af levetiden af den protoplanetariske skive For brede binære systemer, såvel som for enkelte systemer, er levetiden for den protoplanetariske skive 1-10 millioner år. Dog for systemer med en afstand mellem komponenter på mindre end 40 AU. Det vil sige, at levetiden for en protoplanetarisk skive er 0,1-1 million år.

Planetosimal dannelsesscenarie

Omkring hver stjerne er en skive af resterende stof, nok til at danne planeter. Unge skiver indeholder for det meste brint og helium. I deres varme indre områder fordamper støvpartikler, mens støvpartikler i de kolde og sjældne ydre lag forbliver og vokser, når damp kondenserer på dem.

Støvpartikler i en protoplanetarisk skive, der bevæger sig kaotisk sammen med gasstrømme, kolliderer med hinanden og klæber nogle gange sammen, nogle gange kollapser. Støvkornene absorberer lys fra stjernen og genudsender det i det fjerne infrarøde område og overfører varme til de mørkeste indre områder af skiven. Gassens temperatur, tæthed og tryk falder generelt med afstanden fra stjernen. På grund af balancen mellem tryk, tyngdekraft og centrifugalkraft er rotationshastigheden af gas omkring stjernen mindre end for et frit legeme på samme afstand.

Som følge heraf er støvpartikler større end et par millimeter foran gassen, så modvinden bremser dem og tvinger dem til at spiralere ned mod stjernen. Jo større disse partikler bliver, jo hurtigere bevæger de sig ned.

Når partiklerne nærmer sig stjernen, varmes de op, og gradvist fordamper vand og andre lavtkogende stoffer, der kaldes flygtige stoffer. Afstanden, hvor dette sker - den såkaldte "line of ice" - er 2-4 astronomiske enheder (AU). I solsystemet er dette blot en mellemting mellem Mars og Jupiters kredsløb (radius af Jordens kredsløb er 1 AU). Islinjen opdeler planetsystemet i et indre område, der er blottet for flygtige stoffer og indeholder faste legemer, og et ydre område, der er rigt på flygtige stoffer og indeholder iskolde legemer.

Vandmolekyler fordampet fra støvpartikler akkumuleres på selve islinjen, som fungerer som en udløser for en hel kaskade af fænomener. I dette område opstår der et hul i gasparametrene, og der opstår et trykspring. Kraftbalancen får gassen til at accelerere sin bevægelse omkring den centrale stjerne. Som følge heraf påvirkes de partikler, der kommer ind her, ikke af en modvind, men af en medvind, som driver dem fremad og stopper deres migration ind i skiven. Og da partikler fortsætter med at strømme fra dets ydre lag, bliver islinjen til et bånd af dens ophobning.

Ved at akkumulere kolliderer partiklerne og vokser. Nogle af dem bryder gennem islinjen og fortsætter deres vandring indad; når de opvarmes, bliver de dækket af flydende mudder og komplekse molekyler, hvilket gør dem mere klæbrige. Nogle områder er så fyldt med støv, at partiklernes gensidige tiltrækningskraft fremskynder deres vækst. Gradvist samler støvkorn sig til kilometerstore kroppe kaldet planetesimals, som i sidste fase af planetdannelsen øser næsten alt det primære støv op.

Inkonsekvente uddannelsesscenarier

Der er scenarier, hvor den indledende, umiddelbart efter dannelsen, konfigurationen af planetsystemet adskiller sig fra det nuværende og blev opnået i løbet af yderligere udvikling.

Et sådant scenarie er fangsten af en planet fra en anden stjerne. Da en binær stjerne har et meget større interaktionstværsnit, er sandsynligheden for en kollision og fangst af en planet fra en anden stjerne meget højere.
Det andet scenarie antyder, at der under udviklingen af en af komponenterne, allerede i stadierne efter hovedsekvensen, opstår ustabilitet i det oprindelige planetsystem. Som følge heraf forlader planeten sin oprindelige bane og bliver fælles for begge komponenter.

Exoplaneter i stjernehobe

Eksistensen af planeter, der tilhører eller kredser om stjernehobe, er mulig.

Links

↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Kæmpeplaneter . _ - 10. december 2009.
↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Teori om planetdannelse . - 2010. - .
↑ Dutkevitch, Diane The Evolution of Dust in the Terrestrial Planet Region of Circumstellar Disks Around Young Stars . Ph. D. afhandling, University of Massachusetts Amherst (1995). Hentet 23. august 2008. Arkiveret fra originalen 25. november 2007. (ubestemt) ( Astrophysics Data System entry Arkiveret 3. november 2013 på Wayback Machine )
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sol, Yi-Sui. Dannelse af forskellige planetsystemer .