Vznik planet a planetárních soustav

Vznik planet a planetárních systémů je souborem procesů vzniku a vývoje jednotlivých planet a planetárních systémů.

Stále není zcela jasné, jaké procesy probíhají při formování planet a které z nich dominují. Shrneme-li pozorovací data, můžeme pouze konstatovat, že [1] :

Vznikají ještě před rozptylem protoplanetárního disku .
Při tvorbě hraje významnou roli akrece .
Obohacování těžkými chemickými prvky jde na úkor planetesimál .

Formační teorie

Výchozím bodem všech diskusí o cestě vzniku planety je plynový a prachový (protoplanetární) disk kolem formující se hvězdy. Existují dva typy scénářů, jak z toho planety vznikly [2] :

Dominantní je v tuto chvíli akreční. Předpokládá formace z prvotních planetosimálů.
Druhý se domnívá, že planety vznikly z počátečních „shluků“, které se následně zhroutily.

Konečná formace planety se zastaví, když se v mladé hvězdě zažehnou jaderné reakce a dojde k rozptýlení protoplanetárního disku vlivem tlaku slunečního větru, Poynting-Robertsonova jevu a dalších [3] .

Akreční scénář

Nejprve se z prachu vytvoří první planetozimály. Existují dvě hypotézy o tom, jak se to stane:

Jeden tvrdí, že rostou díky párové srážce velmi malých těles.
Druhým je, že planetozimály vznikají při gravitačním kolapsu ve střední části protoplanetárního plynového a prachového disku.

Jak rostou, vznikají dominantní planetosimaly, ze kterých se později stanou protoplanety. Výpočet temp jejich růstu je značně různorodý. Jsou však založeny na Safronovově rovnici:

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

kde R je velikost tělesa, a je poloměr jeho oběžné dráhy, M * je hmotnost hvězdy, Σ p je povrchová hustota planetosimální oblasti a F G je tzv. fokusační parametr, který je klíč v této rovnici; pro různé situace se určuje odlišně. Taková tělesa mohou růst ne donekonečna, ale přesně do okamžiku, kdy jsou v jejich blízkosti malé planetozimály, pak se hraniční hmota (tzv. izolační hmota) ukáže jako:

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

Za typických podmínek se pohybuje od 0,01 do 0,1 M ⊕ - to je již protoplaneta. Další vývoj protoplanety může sledovat následující scénáře, z nichž jeden vede ke vzniku planet s pevným povrchem, druhý k plynným obrům.

V prvním případě tělesa s izolovanou hmotou tak či onak zvyšují excentricitu a jejich dráhy se protínají. V průběhu série absorpcí menších protoplanet vznikají planety podobné Zemi.

Obří planeta může vzniknout, pokud kolem protoplanety zůstane hodně plynu z protoplanetárního disku. Poté začíná akrece hrát roli vedoucího procesu dalšího přírůstku hmoty. Kompletní systém rovnic popisující tento proces:

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

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

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

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

Význam zapsaných rovnic je následující (1) — předpokládá se sférická symetrie a homogenita protoplanety, (2) předpokládá se, že dochází k hydrostatické rovnováze, (3) k zahřívání dochází při srážce s planetosimály a dochází pouze k ochlazování vlivem radiace. (4) jsou stavové rovnice plynu.

Růst jádra budoucí obří planety pokračuje až do M~10 ⊕ [2] Přibližně v této fázi je narušena hydrostatická rovnováha. Od té chvíle veškerý narůstající plyn tvoří atmosféru obří planety.

Obtíže akrečního scénáře

První obtíže vznikají v mechanismech vzniku planetosimálů. Společným problémem pro obě hypotézy je problém „metrové bariéry“: jakékoli těleso v plynném disku postupně zmenšuje poloměr své oběžné dráhy a v určité vzdálenosti prostě shoří. U těles o velikosti kolem jednoho metru je rychlost takového driftu nejvyšší a charakteristická doba je mnohem kratší, než je nutné, aby planetosimal výrazně zvětšil svou velikost [2] .

Navíc v hypotéze sloučení se metrové planetozimály srazí s větší pravděpodobností, že se zhroutí na četné malé části, než aby vytvořily jediné těleso.

Pro hypotézu o vzniku planetosám během fragmentace disku byla klasickým problémem turbulence. Jeho možné řešení a zároveň problém metrové bariéry se však podařilo získat v posledních pracích. Jestliže v prvních pokusech o řešení byla hlavním problémem turbulence, pak v novém přístupu tento problém jako takový neexistuje. Turbulence může seskupovat husté pevné částice a spolu s nestabilitou proudění je možný vznik gravitačně vázané hvězdokupy, a to za dobu mnohem kratší, než je doba, za kterou se metr dlouhé planetosimály snesou ke hvězdě.

Druhým problémem je samotný mechanismus růstu hmoty:

Pozorovanou distribuci velikosti v pásu asteroidů nelze v tomto scénáři reprodukovat [2] . S největší pravděpodobností jsou počáteční rozměry hustých objektů 10-100 km. To ale znamená, že průměrná rychlost planetosimálů se snižuje, což znamená, že se snižuje rychlost tvorby jader. A pro obří planety se to stává problémem: jádro se nestihne zformovat, než se protoplanetární disk rozptýlí.
Doba růstu hmoty je srovnatelná s rozsahem některých dynamických efektů, které mohou ovlivnit rychlost růstu. V současné době však není možné provést spolehlivé výpočty: jedna planeta o hmotnosti blízko Země musí obsahovat alespoň 10 8 planetosimalů.

Scénář gravitačního kolapsu

Stejně jako u každého samogravitujícího objektu se může v protoplanetárním disku vyvinout nestabilita. Tuto možnost poprvé zvažoval Toomre v roce 1981 . Ukázalo se, že disk se začne rozpadat na samostatné prstence, pokud

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

kde c s je rychlost zvuku v protoplanetárním disku, k je epicyklická frekvence.

Dnes se parametr Q nazývá „parametr Tumre“ a scénář samotný se nazývá nestabilita Tumre. Doba, za kterou je disk zničen, je srovnatelná s dobou chlazení disku a počítá se podobně jako Helmholtzův čas pro hvězdu.

Obtíže ve scénáři gravitačního kolapsu

Vyžaduje supermasivní protoplanetární disk.

Exoplanety v binárních systémech

Z více než 800 v současnosti známých exoplanet počet obíhajících jednotlivých hvězd výrazně převyšuje počet planet nalezených v hvězdných soustavách různé multiplicity. Podle posledních údajů je jich 64 [4] .

Exoplanety v binárních systémech se obvykle dělí podle konfigurací jejich drah [4] :

Exoplanety třídy S obíhají kolem jedné ze součástí. Je jich 57.
Třída P zahrnuje ty, které se točí kolem obou komponent. Byly nalezeny v NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b a Kepler-35 (AB)b.

Pokud se pokusíte provést statistiku, ukáže se [4] :

Významná část planet žije v systémech, kde jsou složky odděleny v rozmezí od 35 do 100 AU. koncentrace kolem hodnoty 20 a. E.
Planety v širokých systémech (> 100 AU) mají hmotnosti od 0,01 do 10 MJ (téměř stejné jako u jednotlivých hvězd), zatímco hmotnosti planet pro systémy s menšími vzdálenostmi se pohybují od 0,1 do 10 MJ
Planety v širokých systémech jsou vždy jediné
Rozložení orbitálních excentricit se liší od jednotlivých, dosahuje hodnot e = 0,925 a e = 0,935.

Důležité vlastnosti formovacích procesů

Obřízka protoplanetárního disku. Zatímco u jednotlivých hvězd se protoplanetární disk může protáhnout až ke Kuiperovu pásu (30-50 AU), u dvojhvězd je jeho velikost uříznuta vlivem druhé složky. Délka protoplanetárního disku je tedy 2-5krát menší než vzdálenost mezi součástmi.

Zakřivení protoplanetárního disku. Disk zbývající po řezání je nadále ovlivňován druhou komponentou a začíná se natahovat, deformovat, proplétat a dokonce lámat. Také se takový disk začne precesovat.

Snížení životnosti protoplanetárního disku Životnost protoplanetárního disku je u širokých binárních systémů, stejně jako u jednotlivých systémů, 1-10 milionů let. Avšak pro systémy se vzdáleností mezi součástmi menší než 40 AU. To znamená, že životnost protoplanetárního disku je 0,1 až 1 milion let.

Scénář vzniku planetosimů

Každou hvězdu obklopuje disk zbývající hmoty, který je dostatečný k vytvoření planet. Mladé disky obsahují převážně vodík a helium. V jejich horkých vnitřních oblastech se prachové částice odpařují, zatímco ve studených a řídkých vnějších vrstvách prachové částice zůstávají a rostou, jak na nich kondenzuje pára.

Prachové částice v protoplanetárním disku, pohybující se chaoticky spolu s prouděním plynu, do sebe narážejí a někdy se slepí, někdy se zhroutí. Prachová zrna absorbují světlo z hvězdy a znovu ho vyzařují ve vzdálené infračervené oblasti, čímž přenášejí teplo do nejtmavších vnitřních oblastí disku. Teplota, hustota a tlak plynu obecně klesají se vzdáleností od hvězdy. Díky rovnováze tlaku, gravitace a odstředivé síly je rychlost rotace plynu kolem hvězdy menší než u volného tělesa ve stejné vzdálenosti.

V důsledku toho jsou prachové částice větší než několik milimetrů před plynem, takže je protivítr zpomaluje a nutí je, aby se spirálovitě stočily dolů ke hvězdě. Čím větší jsou tyto částice, tím rychleji se pohybují dolů.

Když se částice přiblíží ke hvězdě, zahřejí se a postupně se odpaří voda a další nízkovroucí látky zvané těkavé látky. Vzdálenost, ve které se to děje – tzv. „čára ledu“ – je 2-4 astronomické jednotky (AU). Ve Sluneční soustavě je to jen něco mezi drahami Marsu a Jupiteru (poloměr oběžné dráhy Země je 1 AU). Linie ledu rozděluje planetární systém na vnitřní oblast, prostou těkavých látek a obsahující pevná tělesa, a vnější oblast, bohatou na těkavé látky a obsahující ledová tělesa.

Molekuly vody odpařené z prachových částic se hromadí na samotné ledové čáře, která slouží jako spouštěč celé kaskády jevů. V této oblasti nastává mezera v parametrech plynu a dochází k tlakovému skoku. Rovnováha sil způsobuje, že plyn urychluje svůj pohyb kolem centrální hvězdy. Výsledkem je, že částice, které sem vstupují, nejsou ovlivněny předním, ale zadním větrem, který je žene vpřed a zastavuje jejich migraci do disku. A protože částice nadále proudí z jeho vnějších vrstev, čára ledu se mění v pás jeho akumulace.

Při hromadění se částice srážejí a rostou. Někteří z nich prorazí ledovou linii a pokračují v migraci dovnitř; když se zahřejí, pokrývají se tekutým bahnem a komplexními molekulami, což je činí lepkavějšími. Některé oblasti jsou tak naplněny prachem, že vzájemná gravitační přitažlivost částic urychluje jejich růst. Postupně se prachová zrna shromažďují do kilometrových těles zvaných planetesimály, která v poslední fázi vzniku planety pohltí téměř všechen primární prach.

Nekonzistentní vzdělávací scénáře

Existují scénáře, ve kterých se počáteční konfigurace planetárního systému bezprostředně po vzniku liší od současné a byla dosažena v průběhu dalšího vývoje.

Jedním z takových scénářů je zachycení planety od jiné hvězdy. Jelikož má dvojhvězda mnohem větší interakční průřez, pravděpodobnost srážky a zachycení planety od jiné hvězdy je mnohem vyšší.
Druhý scénář naznačuje, že během evoluce jedné ze složek, již ve fázích po hlavní sekvenci, dochází v původním planetárním systému k nestabilitě. V důsledku toho planeta opustí svou původní oběžnou dráhu a stane se společnou pro obě složky.

Exoplanety v hvězdokupách

Existence planet, které patří k hvězdokupám nebo se kolem nich točí, je možná.

Odkazy

↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Obří planety . - 10. prosince 2009.
↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Teorie vzniku planet . - 2010. - .
↑ Dutkevitch, Diane Evoluce prachu v terestriální planetě Oblast Cirkumstellárních disků kolem mladých hvězd . Ph. D. práce, University of Massachusetts Amherst (1995). Získáno 23. srpna 2008. Archivováno z originálu dne 25. listopadu 2007. (neurčitý) ( Záznam Astrophysics Data System Archivováno 3. listopadu 2013 na Wayback Machine )
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Slunce, Yi-Sui. Formování různých planetárních systémů .