Powstanie

ASTROBIOLOGIA
Wykład 3
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
1
JAK POWSTAJĄ GWIAZDY I UKŁADY
PLANETARNE?
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
2
POWSTANIE GWIAZD I PLANET: SCHEMAT
Układ planetarny: obłok molekularny  mgławica słoneczna  dysk protoplanetarny 
układ planetarny i planety (oraz inne obiekty w układzie planetarnym).
Fazy powstawania układu planetarnego: 1. Faza opadania (spadku); 2. Dynamiczna
ewolucja; 3. Faza oczyszczania
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
3
JAK POWSTAJĄ OBŁOKI MOLEKULARNE?
•
Proces formowania obłoków molekularnych
– cykl: gaz i pył z ośrodka
międzygwiazdowego – gwiazdy – ośrodek
międzygwiazdowy.
•
Materia międzygwiazdowa:
•
głównie H, He;
•
pochodzenie: WW, gwiazdy;
•
gęstość: 1 atom wodoru/cm 3
•
MM: emisja energii, stygnięcie,
dzielenie się na obłoki; emisja energii:
IR;
•
𝑇 ↓ 𝜌 ↑ – 1000 atomów/cm3 –
nieprzezroczysta dla UV, powstają
molekuły i obłoki molekularne.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
4
OBŁOKI MOLEKULARNE
Parametry:
•
Masy: od: 0.1 – 10 Mʘ do: ~105 – 106
Mʘ
•
Temperatury: ~10 – 30 K
•
Gęstości: od 100 do ~1000 cm -3
•
Skład: głównie H, He, molekuły, pył (12%);
•
Molekuły: H2, CO, CN, CS, SiO, OH,
H2O, HCN, SO 2, H2S, NH3, H2CO i
inne (H+C+N+O); COM;
•
Molekuły: ułamek masy obłoku.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
5
OBŁOKI MOLEKULARNE
JAK POWSTAJĄ MOLEKUŁY?
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
6
OBŁOKI MOLEKULARNE
JAK POWSTAJĄ MOLEKUŁY?
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
7
OBŁOKI MOLEKULARNE – PROTOGWIAZDA
•
Faza pośrednia – ciemne obłoki i
gęste jądra: gęstość > 10 tyś. atomów
H/cm3, masy – 100-100 tyś Mʘ
•
Rozkład mas odpowiada rozkładowi
mas gwiazd (obłoki są 3 x cięższe od
gwiazd – 1/3 materii przechodzi do
gwiazdy, reszta – rozpraszana).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
8
OBŁOKI MOLEKULARNE: STABILNOŚĆ
Stabilność obłoku:
•
Ciśnienie gazowe (+ pole magnetyczne +
ruchy turbulentne + rotacja) = grawitacja
•
Uproszczenie: teoria wiriału:
grawitacyjna energia potencjalna = 2 x
energia kinetyczna
•
•
|𝐸𝐺 | = 2𝐸𝐾
𝐸G > 2𝐸K − kolaps
•
Masa Jeansa: minimalna masa
chmury:
•
𝑀𝐽 ~
•
𝑀 > 𝑀𝐽
𝑇
𝜌
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
9
CO POWODUJE KOLAPS OBŁOKU
MOLEKULARNEGO?
Co może spowodować kolaps (wiele
przyczyn):
• Przejście przez ramię spiralne Galaktyki;
• Zderzenia galaktyk;
• Wybuchy super(nowych) i fala
uderzeniowa;
• Intensywne wiatry gwiazdowe;
• Powolne wypromieniowanie ciepła;
• (…).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
10
CO POWODUJE KOLAPS OBŁOKU
MOLEKULARNEGO?
Protogwiazda w
początkowej fazie ewolucji
Co może spowodować kolaps (wiele
przyczyn):
• Przejście przez ramię spiralne Galaktyki;
• Zderzenia galaktyk;
• Wybuchy super(nowych) i fala
uderzeniowa;
• Intensywne wiatry gwiazdowe;
• Powolne wypromieniowanie ciepła;
• (…);
Materia odrzucana
wzdłuż osi obrotu
EN, ASTROBIOLOGIA
Barnard 335
2015-02-23
11
JAK POWSTAJĄCE GWIAZDY WPŁYWAJĄ NA
SIEBIE I OTOCZENIE?
•
Gwiazdy powstają w gromadach
•
Oddziaływania między ciemnymi obłokami i
gęstymi jądrami:
• Model 1: w obłoku wiele protogwiazd – duże
prędkości – zbieranie materii:
konkurencyjna akrecja;
• Model 2: turbulencja: wzmacnia kolaps
(albo inicjuje), decyduje o masach i
rozmiarach gwiazd.
NGC2264, Choinka:
Obserwacje: model 1 + model 2
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
12
OBSZARY POWSTAWANIA GWIAZD –
OBSERWACJE
Wiek ≲ 107 :
• Kinematyczny wiek grupy gwiazd;
• Wiek gwiazd na H-R;
• Linia Li.
Gwiazdy przed ciągiem głównym:
• Gwiazdy T-Tauri,
• Obiekty Herbiga-Haro,
• Gwiazdy FU Orionis.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
13
OBSZARY POWSTAWANIA GWIAZD –
OBSERWACJE
Wiek ≲ 107 :
• Kinematyczny wiek grupy gwiazd;
• Wiek gwiazd na H-R;
• Linia Li.
Gwiazdy przed ciągiem głównym:
• Gwiazdy T-Tauri,
• Obiekty Herbiga-Haro,
• Gwiazdy FU Orionis.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
14
OBSZARY POWSTAWANIA GWIAZD –
OBSERWACJE
HH 46 47
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
15
JAK POWSTAJĄ GWIAZDY MASYWNE?
•
Gwiazdy masywna: nieliczne, krótki czas
życia;
•
Ważna rola w ewolucji galaktyk: silne
promieniowanie, wyrzuty materii – energia do
ISM; supernowe: pierwiastki ciężkie do ISM.
•
Standardowa teoria: do 20 Msun; ciśnienie
promieniowania + wiatr gwiazdowy > akrecja
i rozproszenie obłoku.
•
Rozwiązanie:
• Modele akrecji materii na gwiazdę:
strumienie, kolumny akrecyjne +
ucieczka materii – ciśnienie nieistotne;
w opadającej materii – inne gwiazdy.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
16
DYSKI WOKÓŁGWIAZDOWE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
17
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
1. KOLAPS OBŁOKU MOLEKULARNEGO
1. Kolaps obłoku międzygwiazdowego i
powstanie gwiazdy: od 100 tyś. do
kilku milionów lat;
2. Wokół młodych gwiazd – gazowopyłowy dysk (skład: H i He);
3. Centrum dysku: gaz sublimuje
(wysokie temperatury i gęstości);
4. Zewnętrzne warstwy: ziarna pyłu mogą
przetrwać i się powiększyć
(kondensacja gazu);
5. Dysk: 10 mln lat; rozproszony;
6. Planety powstają w dyskach
wokółgwiazdowych (z porównania
składu chemicznego).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
18
DYSK WOKÓŁGWIAZDOWY – FAZA OPADANIA
Czas trwania fazy opadania: ~10 5 – 106 lat
• Gaz i pył z małym momentem pędu względem centrum opada na centrum, powstaje
protogwiazda;
• Siła odśrodkowa: materia z dużym momentem pędu opada na protogwiazdę, ale nie może
jej osiągnąć;
• Materia jest na orbicie wokół protogwiazdy i przemieszcza się na płaszczyznę równikową –
grzanie; dysk wokółgwiazdowy;
• Płaszczyzna równikowa ~prostopadła do osi rotacji centrum zapadającego się obłoku
molekularnego;
• Kierunek momentu pędu centrum definiuje płaszczyznę dysku; wielkość momentu pędu
wpływa na podział materii między protogwiazdę i jej dysk.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
19
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
2. SORTOWANIE MATERIAŁU
1. Ziarna pyłu w dysku zlepiają się i rosną (unoszone przez gaz); pochłaniają światło,
emitują w IR – wewnętrzne obszary dysku są ogrzewane;
2. Orbitalna prędkość gazu < od prędkości z praw Keplera (bo ciśnienie i rotacja =
grawitacja gwiazdy); różne prędkości ziaren;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
20
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
2. SORTOWANIE MATERIAŁU
3. Linia śniegu: 2-4 AU od gwiazdy; ziarna ogrzewają się, tracą H 2O i substancje o małej
temperaturze sublimacji (lotne); w US między orbitami Marsa i Jowisza;
4. Podział: część wewnętrzna i zewnętrzna obiekty skaliste i lodowe; substancje lotne lub
ich brak).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
21
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
2. SORTOWANIE MATERIAŁU
5. Na linii śniegu: cząsteczki wody;
6. Efekty: skokowa zmiana własności gazu; 𝑃𝑤𝑒𝑤 < 𝑃𝑧𝑒𝑤  zwiększenie prędkości
orbitalnej gazu  gaz przyspiesza ziarna i nie opadają na gwiazdę  linia śniegu –
zaspa (zgromadzona ziarna z zewnątrz).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
22
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
2. SORTOWANIE MATERIAŁU
7. Zaspa: ziarna zderzają się i rosną;
8. Gdy przejdą przez linię śniegu: lód + związki organiczne (i rosną); rośnie grawitacja;
9. Powstają planetozymale (rozmiary: do kilku kilometrów); ten etap kończy się po kilku mln
lat.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
23
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
3. EMBRIONY PLANET
1. Czas: 1 – 10 mln lat; zderzenia planetozymali (i ich wzrost lub rozpad); ustalają się
rozmiary i masy obiektów;
2. Orbity planetozymali: eliptyczne; zderzenia i opór gazu: orbity kołowe;
3. Wzrost masy – grawitacja – oligarchia – planetarne embriony wychwytują pozostałe
planetozymale;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
24
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
3. EMBRIONY PLANET
4. Obszar i czas dominacji embrionu (pierścień) rośnie wraz z odległością od gwiazdy (od
100 tyś lat (0.1 masy Ziemi, 1AU) do kilku milionów lat (kilka mas Ziemi); większe w
pobliżu linii śniegu);
5. Oligarchowie – potencjalne planety; nadmiarowe planety: wyrzucane lub pochłaniane –
konfiguracja równowagowa.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
25
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
4. POWSTANIE GAZOWYCH OLBRZYMÓW
1. Embrion przyciąga gaz – opada i rozgrzewa
się i emituje ciepło; mała wydajność
promieniowania: mało atmosfery;
2. Ważne – zewnętrzne warstwy atmosfery –
gradient temperatury (zależy od masy
początkowej) i przezroczystość (zależy od
składu chemicznego).
3. Modele: najlepsze warunki w pobliżu linii
śniegu (duże embriony); możliwe inne
położenia – bardziej masywne dyski;
4. Problem: migracje.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
26
MIGRACJE PLANET
Migracja planet: wynik wymiany momentu pędu
między dyskiem protoplanetarnym i planetami;
•
Migracja typu 1: grawitacja embrionu powoduje
falę, ona zaburza orbitę embrionu (traci moment
pędu na rzecz cząstek dysku i przenosi się na
niższą orbitę)
•
Migracja typu 2: planety masywniejsze niż 10
mas Ziemi pochłaniają gaz i pył z otoczenia –
koniec migracji typu I. Gaz napływa, powodując
dalszy wzrost i przesuwanie się planety. Ciśnienie
i tarcie dążą do zamknięcia przerwy – malenie
energii orbitalnej.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
27
MIGRACJE PLANET
•
Migracja typu 3: na skutek oddziaływań z resztą układu planeta zostaje wyrzucona poza
układ lub trafia na kurs kolizyjny z gwiazdą;
•
Rozpraszanie planetozymali: pas Kuiper i Obłok Oorta – działanie planet olbrzymów;
•
Oddziaływanie grawitacyjne Urana i Neptuna powoduje duże ekscentryczności bliskich
planetozymali; planety mogą być „przerzucone” na orbity kolejnych planet aż do Jowisza;
Jowisz wyrzuca je poza Układ Słoneczny na orbity bliskie parabolicznym.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
28
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
4. POWSTANIE GAZOWYCH OLBRZYMÓW
1. Procesy: wzrost embrionów, zanikanie
dysku, migracje;
2. Wpływ: skład chemiczny dysku: H + He +
pierwiastki ciężkie (Z) (obserwacje);
3. Większe Z – większa gęstość dysku –
większe embriony;
4. Szybki wzrost: ~1000 lat – ½ masy
Jowisza; wystarczająco duża masa: planeta
modyfikuje dysk: przerwa;
5. Graniczna (i końcowa) wartość masy zależy
od czasu (i odległości).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
29
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
5. GAZOWY OLBRZYM NA CIASNEJ ORBICIE
1. Obserwacje – gorące Jowisze; czas 1
– 3 mln lat
2. Powstanie:
• Powstanie w pobliżu linii śniegu;
dysk musi zawierać dużo pyłu i
gazu;
• Migracja typu II
• Koniec migracji: oddziaływanie
pola magnetycznego (usuwa gaz,
bez gazu nie ma migracji) lub
oddziaływania pływowe gwiazdaplaneta i stabilizacja orbity.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
30
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
6. DRUGIE POKOLENIE OLBRZYMÓW
1. Czas trwania: 2 – 10 mln lat;
2. Pierwszy gazowy olbrzym ułatwia powstanie
następnych;
3. Sposoby:
• Przerwa i dodatkowa linia śniegu; różnica
ciśnień – przyspieszenie gazu – brak
hamowania pyłu – brak migracji;
• Grawitacja planety: planetozymale do
zewnętrznej części;
• Ważne: czas, odległość (ilość
planetozymali);
• Komplikacje: grawitacja planet i ich
wzajemne odległości; grawitacja – zmiana
orbit na eliptyczne.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
31
DYSKI OKOŁOGWIAZDOWE – OBSERWACJE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
32
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
7. PLANETY TYPU ZIEMSKIEGO
1. Czas 10 – 100 mln lat; prosty proces 
2. Planety skaliste, budowa: materiały o wysokiej temperaturze sublimacji (Fe, Si) –
powstały wewnątrz linii śniegu;
3. Początkowa masa: 0.1 masy Ziemi, dalszy wzrost: zderzenia (orbity eliptyczne, po
rozproszeniu dysku embriony destabilizują orbity);
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
33
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
7. PLANETY TYPU ZIEMSKIEGO
4. Ponowne ustabilizowanie orbit: wynik oddziaływania z planetozymalami? resztki gazu?
5. Lub: migracje pod wpływem grawitacji Jowisza – dodatkowa materia (potwierdzenie:
czasy powstania: pas planetoid: 4 mln lat, Mars: 10 mln lat, Ziemia: 50 mln lat); ale są
planety typu ziemskiego w układach bez Jowisza;
6. 30 – 100 mln lat – powstanie Księżyca (Wielkie Bombardowanie).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
34
POWSTANIE KSIĘŻYCA ZIEMI
Charakterystyka:
•
Masa 1/80 MZ; średnica: ¼ DZ; gęstość Księżyca ~25% mniejsza niż gęstość Ziemi; jądro: 3%
masy; izotop tlenu – takie same proporcje jak dla Ziemi;
•
Mała ilość pierwiastków lotnych (K – połowa obfitości ziemskiej, H 2O – śladowe ilości); różnice
w składzie chem. (np. Fe);
•
Budowa Księżyca przypomina budowę skorupy Ziemi, z mniejszą obfitością elementów lotnych;
Powstanie: zderzenie Ziemi z Theą (1/3 MZ); zderzenie pod kątem; Thea jest niszczona, zostaje
obłok dookoła Ziemi (Thea + część skorupy i płaszcza Ziemi); wynik: większe jądro Ziemi, większa
masa Ziemi, księżyc (kolaps – kilka lat); odległość ~24 tyś. km; obecnie ~385 tyś. km (ruch orbitalny
i obrotowy + pływy + zasada zachowania momentu pędu).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
35
ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH
8. WIELKIE SPRZĄTANIE
1. Czas: 50 mln – 1 mld lat;
2. Rozproszenie gazowego dysku; rozpraszanie planetozymali przez gazowe olbrzymy;
powstanie pasa Kuipera; obłoku Oorta;
3. Migracja planet.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
36
MAŁE OBIEKTY W UKŁADZIE PLANETARNYM
PAS KUIPERA I OBŁOK OORTA
•
Powstanie: duża liczba małych
planetozymali uformowanych pomiędzy
~3 – 30 AU została wyrzucona z Układu
Słonecznego: perturbacje grawitacyjne
planet olbrzymów.
•
Masa: 10 – 1000 MZ
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
37
MAŁE OBIEKTY W UKŁADZIE PLANETARNYM
PAS ASTEROID
•
Obiekty: promienie >10km, całkowita
masa <10-3 MZ
•
Problemy: mało masy, brak planety,
ekscentryczne orbity, duże nachylenie
orbit, różnorodność, zróżnicowana
budowa wewnętrzna;
•
Bliskość Jowisza: wpływ na ubytek masy,
własności orbit – ekscentryczności i
nachylenia;
•
Przeniesienie na orbitę Jowisza,
wyrzucone poza Układ Słoneczny,
zaakreowane przez Jowisza.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
38
KSIĘŻYCE PLANET OLBRZYMÓW
•
Księżyce i pierścienie planet olbrzymów: analogi układów planetarnych: planety olbrzymy
mają wiele satelitów, większość dużych obiektów ma ~kołowe orbity w płaszczyźnie
równika, ruch prosty po orbicie;
•
Małe satelity: blisko planety, pierścienie, duże satelity: odległości od kilku promieni
planety; małe satelity na ekscentrycznych orbitach.
•
Różnorodność: różne mechanizmy powstania.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
39
KSIĘŻYCE PLANET OLBRZYMÓW
•
Satelity regularne (mała ekscentryczność, ruch prosty, płaszczyzna równika, wewnątrz
sfery Hilla);
•
Powstanie: dysk okołoplanetarny, procesy akrecji w dysku gazowo-pyłowym otaczającym
planetę.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
40
KSIĘŻYCE PLANET OLBRZYMÓW
•
Satelity nieregularne (duża
ekscentryczność, duże nachylenie orbity;
nieregularne kształty, duża odległość);
powstanie: przechwycone z orbit
heliocentrycznych.
•
Przechwyt: oddziaływania pływowe i
zderzenia z satelitami regularnymi
(ekscentryczne orbity).
•
Wyjątki: Tryton (ruch wsteczny, duże
nachylenie, mała ekscentryczność; orbita
kołowa: pływy, duża masa księżyca,
bliskość Neptuna).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
41
SATELITY MAŁYCH PLANET I PLANETEK
Mars: Phobos i Deimos:
•
budowa: asteroidy klasy C;
•
orbity: w płaszczyźnie równikowej
Marsa;
•
powstanie: dysk wokół Marsa, w
wyniku np. zderzeń planetozymali;
zakłócenia pływowe planetozymali; lub
przechwycone w całości a orbity
ustabilizowane.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
42
ATMOSFERY PLANET TYPU ZIEMSKIEGO
Migracje planet – migracja Saturna – wielkie
bombardowanie – utrata pierwotnej atmosfery
Ziemi;
Atmosfera: ~1% masy planety; skład : 𝑍 ≥ 3
•
jeśli planetozymale są małe to ich
energia kinetyczna przechodzi do
atmosfery;
•
większe planetozymale są spowalniane
przez atmosferę i przesyłają energię
kinetyczną do atmosfery.
•
jeśli obiekt jest duży, energia może być
wystarczająco duża by część atmosfery
została wyrzucona (ucieczka
hydrodynamiczna).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
43
POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
44
POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
45
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
46
POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE
•
http://www.nytimes.com/interactive/science/space/keplers-tally-of-planets.html?_r=0
•
http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_multiplanetary_systems
•
http://kepler.nasa.gov/
•
http://www.openexoplanetcatalogue.com/systems.html
•
Potwierdzone planety: ~1000, kandydatki: ~4200;
•
~500 układów planetarnych;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
47
POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
48
POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
49
POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
50
POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
51
KONIEC
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
52