Astrofizyka 1
advertisement
Krzysztof Gęsicki Astrofizyka 1 fizyka układu słonecznego Wykład kursowy dla 2 r. studiów AS1 wykład 4: o powstawaniu planet dużych i małych kilkaset lat badania układu słonecznego plus kilkanaście lat badań innych układów planetarnych rezultat: tworzenie planet nie jest prostą sekwencją etapów mamy do czynienia ze wzrostem ciał o conajmniej 13 rzędów wielkości od pyłków do planet olbrzymich trwanie poszczególnych etapów jest funkcją odległości od gwiazdy więc mogą etapy zachodzić na siebie uwarunkowania obserwacyjne nasz własny układ planetarny przebadany najdokładniej dyski protoplanetarne nadwyżka w podczerwieni pochodząca od mikrometrowych ziarenek pyłu liniowa funkcja wieku gromady zanikająca po ok. 4–6 mln lat planety pozasłoneczne występują przy dużej części gwiazd podobnych do Słońca olbrzymia różnorodność mas i odległości od gwiazdy znajdowane tam, gdzie nie były oczekiwane (rola migracji planet) rola metaliczności gwiazdy w formowaniu planet, przynajmniej tych olbrzymich omówimy poszczególne etapy: dysk protoplanetarny od pyłu do planetezymali od planetezymali do protoplanet migracja orbit od protoplanet do planet olbrzymich od protoplanet do planet typu ziemskiego dyski protoplanetarne dla tego dysku, przy gwieździe YLW 16B, odległej o 400 l.św., poprzez pomiar echa promieniowania podczerwonego odbitego od krawędzi, zmierzono rozmiar wewnętrznego otworu: 0.08 j.a. (1/4 orbity Merkurego) dyski protoplanetarne są ale nie za bardzo wiemy jak ewoluują i jak transportują masę na gwiazdę a o tego zależy i powstawanie planet i ich migracja taki dysk ewoluuje spokojnie dopóki tempo akrecji nie spadnie poniżej ok. 10−9M⊙/rok wtedy dochodzi do jego „foto-odparowywania” na zewnątrz 1 j.a. z kolei wewnątrz 1 j.a. materia szybko akreuje na gwiazdę gdyby dysk był ogrzewany tylko przez Słońce to linia lodu znajdowałaby się w odległości ok. 0.4 j.a. zamiast ok. 3 j.a. działa jakiś mechanizm ogrzewania (turbulencje?) którego nie rozumiemy od pyłu do planetezymali ziarna mikrometrowych rozmiarów są silnie sprzężone z ruchem gazu poprzez siłę wleczenia ze wzrostem masy dochodzi do znaczenia grawitacja ziarna odłączają się od ruchu czystego gazu w tej fazie dochodzi do koagulacji (sklejania) ziaren sedymentacji (osiadania) ziaren na centralną płaszczyznę dysku radialnego dryftu w kierunku gwiazdy gaz i cząstki zaczynają okrążać gwiazdę z rożnymi prędkościami gaz jest częściowo podtrzymywany ciśnieniem i dlatego porusza się nieco wolniej (pod-keplerowsko) wokół gwiazdy w początkowej fazie cząsteczki lodów i pyłów zaczynają przylegać do siebie tworząc większe agregaty początkowo są bardzo porowate później, po osiągnięciu rozmiarów milimetrowych, zagęszczają się pod wpływem zderzeń być może nie całość lecz część uderzającego ziarna przywiera być może cząstki dłużej pozostają puszyste pojawiają się kłopoty z dalszym narastaniem bariera odbijania ziarenka rozmiarów milimetrowych przy zderzeniach raczej odbijają się od siebie niż sklejają w dalszych lodowatych rejonach dysku dotyczy to rozmiarów decymetrowych obejściem problemu może być duża porowatość czy puszystość zgęstków, która jednak nie działa blisko Słońca, wewnątrz linii śniegu, gdyż ziarna krzemianów słabo się kleją ewentualnie uwzględnienie roli turbulencji w tworzeniu zgęstnień tylko trzeba by turbulencję udowodnić bariera metrowa po osiągnięciu rozmiarów około jednego metra pojawiają się dwa problemy: w typowych warunkach dysku metrowe obiekty bardzo szybko dryfują w kierunku gwiazdy, gdzie niszczone są przez wysoką temperaturę metrowe głazy przy wzajemnych prędkościach wynikających z ruchów turbulentnych w gazie i różniczkowego dryftu radialnego, raczej rozbijają się niż łączą ilustracja szybkiego dryftu – na podstawie obliczeń numerycznych obiekty startują z odległości 1 j.a. czas życia metrowego głazu to mniej niż 100 lat samograwitacja pył osiada w centralnej płaszczyźnie dysku a następnie: jeśli koncentracja pyłu stanie się odpowiednio duża jeśli prędkość turbulencji będzie bardzo mała pył staje się niestabilny z powodu własnej grawitacji zachodzi kolaps i planetezymale tworzą się bezpośrednio niestety gaz i pył nad i pod płaszczyzną centralną rotują nieco pod-keplerowsko, co powoduje niestabilność typu Kelvina-Helmholtza i w konsekwencji silną turbulencję zmniejszającą koncentrację cząstek na szczęście w ostatnich latach okazało się że turbulencje raczej wspomagają formowanie protoplanet zamiast utrudniać turbulencja lokalnie zwiększa gęstość nawet od 100 do 1000 razy niestabilności strumieniowe powodują dalsze zagęszczenie do mas porównywalnych do karłowatych planet a w czasie znacznie krótszym od czasu dryftu tzw. grawoturbulentne tworzenie planetezymali obserwacje rozkładu rozmiarów planetoid pokazują, że nie powstały przez narastanie i fragmentację poczynając od małych rozmiarów, ale raczej narodziły się duże z rozmiarami od razu 100 – 1000 km zbyt wielkie planetezymale też nie są pożądane, duże prędkości masywnych obiektów zmniejszają efektywność wyłapywania ich przez gazowe otoczki protoplanet spowolniły by formowanie jąder planet olbrzymich od planetezymali do protoplanet warunki początkowe – słabo znane duża ilość planetezymali – niemożliwe obliczenia N-ciałowe planeta 10 mas Ziemi to ponad 108 30-kilometrowych planetezymali czas do uwzględnienia – miliony lat procesy narastania – wysoce nieliniowe nietrywialna fizyka – fale uderzeniowe, płyny wielofazowe, porowatość najprostsze modelowanie tempo wzrostu obiektu dM = π R2 Ω Σp FG dt R – promień dużego obiektu Ω – częstość Keplera dużego obiektu na orbicie w odległości a wokół gwiazdy o masie M∗ r Ω = GM∗/a3 Σp – gęstość powierzchniowa pola planetezymali FG – czynnik ogniskowania grawitacyjnego efektywny przekrój na zderzenie jest większy od geometrycznego πR2 gdyż trajektorie zakrzywiają się w kierunku dużego obiektu z powodu jego grawitacji FG – czynnik ogniskowania grawitacyjnego – jest kluczowy w najprostszym przybliżeniu zaniedbując wpływ Słońca FG = 1 + 2 2 vesc /vran gdzie r vesc = 2GM/R vesc – prędkość ucieczki z dużego obiektu vran – prędkość ruchów chaotycznych małych obiektów względem lokalnego ruchu obiegowego jeśli planetezymale mają małą vran względem vesc to FG jest duże ma miejsce szybka akrecja, silnie nieliniowa, duże ciała narastają szybciej niż małe i uciekają z pozostałej populacji małych planetezymali mówimy o wzroście w trybie ucieczki ze wzrostem masy duże ciała powodują wzrost prędkości chaotycznych vran ciał mniejszych, czynnik FG maleje a narastanie staje się wolniejsze, mówimy o wzroście w trybie oligarchicznym – za dużym obiektem następuje szereg coraz mniejszych gdy planeta przyrasta – gęstość powierzchniowa planetezymali musi maleć rosnący obiekt może akreować tylko w obszarze swojego grawitacyjnego zasięgu, określanego promieniem tzw. sfery Hilla protoplanety bez uwzględnienia migracji protoplaneta może w jednym miejscu narosnąć tylko do tzw. masy izolowanej Mizo przykład kilku migawek z życia protoplanet pokazane są masy protoplanet w funkcji półosi głównej, obliczone z równania podobnego do podanego wcześniej linia kondensacji lodu jest założona przy 2.7 j.a. MMSN – minimal mass solar nebula – lewy panel zakłada się że planety powstały w ich obecnych pozycjach, że ciała stałe zawarte obecnie we wszystkich planetach odpowiadają ich ilości dostępnej w epoce tworzenia, a całkowita masa dysku uwzględnia gaz w takiej samej proporcji jak w Słońcu widać że w mniejszych odległościach narastanie jest szybsze ale zatrzymuje się przy mniejszych masach żadna duża planeta nie może powstać w jednym miejscu w gęstym dysku (prawy panel) protoplanety narastają szybciej, a 10 mas Ziemi jest osiągane poza linią lodu w wewnętrznych obszarach otrzymujemy dużą ilość małych (od 0.01 do 0.1 masy Ziemi) protoplanet (oligarchów) pozostały dysk gazowy tłumi większe ekscentryczności orbit potrzebne do wzajemnych zderzeń między tymi obiektami w zewnętrznych rejonach, poza linią lodu, powstaje kilka masywnych protoplanet (od 1 do 10 mas Ziemi) od protoplanet do planet olbrzymich dwie konkurujące teorie: bezpośredni kolaps albo akrecja na jądro bezpośredni kolaps grawitacyjny kolapsuje część gazowego dysku protoplanetarnego na jakieś zagęszczenie wymagany jest dysk bardzo masywny czyli mechanizm ten może działać tylko na wczesnych etapach samograwitacja dysku w kierunku wertykalnym musi być znacząca w porównaniu z grawitacją gwiazdy, dysk musi być chłodny i masywny (conajmniej 10 x MMSN) czas chłodzenia zagęstnień w dysku musi być krótki w porównaniu z czasem rozrywania powiązanym z ruchem orbitalnym jeśli nie jest – rozwiną się tylko spiralne fale gęstości bez fragmentacji dylemat: dysk o masie tak dużej że jest grawitacyjnie niestabilny na ogół jest zbyt masywny by szybko się chłodzić, przynajmniej w obszarze 40–100 j.a. model akrecji na jądro modeluje się numerycznie narastanie początkowo małego stałego jądra zbudowanego z lodów i skał i otoczonego gazową warstwą najpierw musi powstać jądro z krytyczną masą ok. 10 mas Ziemi później następuje szybka akrecja gazowej otoczki mamy dwa etapy: przy małej masie – otoczka protoplanety jest powiązana w sposób ciągły z otaczającą mgławicą, promień planety to w przybliżeniu jej sfera Hilla gdy kończy się zasób gazu w pobliżu – planeta zapada się do jądra znacznie mniejszego od sfery Hilla, dalsza akrecja przez zaistniałą dziurę zachodzi najprawdopodobniej w formie dysku przykład modelowania hydrodynamicznego faza 1 – powstanie stałego jądra, kończy się z braku planetezymali w sąsiedztwie faza 2 – stopniowa akrecja otoczki faza 3 – narastająca lawinowo akrecja otoczki gazowej jądro zapada się tworząc przestrzeń dla dalszego napływu gazu, tworzy się w krótkim czasie masywna otoczka gazowa dla struktury jądro-otoczka istotna jest masa krytyczna, szacowana typowo na 10–15 mas Ziemi, (ekstremalnie od 1 do 40 mas Ziemi) faza szybkiego kolapsu w skali 105 lat prowadzi do oddzielenia powierzchni planety od otaczającej mgławicy wkrótce kończy się zapas gazu do akrecji – powolne kurczenie się i stygnięcie od protoplanet do planet typu ziemskiego można pominąć założenie że muszą formować się jeszcze na etapie istnienia dysku gazowego czyli ¬ 10 mln lat przypomnijmy, że na etapie protoplanet w wewnętrznych rejonach dysku otrzymaliśmy znaczną ilość oligarchów o masach ∼ Mizo od 0.01 do 0.1 masy Ziemi kiedy już przeminie wytłumianie ekscentryczności przez dysk gazowy czy przez odpowiednio liczną populację małych planetezymali, oligarchowie zaczynają wzajemnie napędzać swoje ekscentryczności w rezultacie orbity sąsiednich protoplanet zaczynają zachodzić na siebie i następuje faza wzrostu od Mizo do mas rzędu masy Ziemi serie gigantycznych kolizji prowadzą do konfiguracji odpowiadającej minimalnym odstępom (kilkadziesiąt promieni sfery Hilla) przy maksymalnej stabilności przykład obliczeń N-ciałowych odwzorowujących ewolucję naszego układu planetarnego, czyli z uwzględnieniem: obserwowanych orbit, zwłaszcza małej ekscentryczności orbity Ziemi mas planet, w szczególności małej masy Marsa czasu powstania Ziemi wyznaczonego izotopowo (50–100 mln lat) obecności pasa planetoid z brakiem większych obiektów stosunkowo dużej ilości wody na Ziemi oddziaływań Jowisza i Saturna na starcie: 100 oligarchów od 0.01 do 0.1 masy Ziemi plus dodatkowe tło planetezymali plus Jowisz i Saturn zauważamy narastanie ekscentryczności miejsca rezonansów z wielkimi planetami radialne mieszanie przenoszące obiekty z wodą w rejony centralne układu efekt końcowy prawie pasuje do naszego układu planetarnego migracja orbit zachodzi wskutek oddziaływań grawitacyjnych planety z dyskiem protoplanetarnym różne fragmenty dysku wywierają na planetę różne momenty obrotowe jeśli ich suma nie jest zerem – planeta dopasowuje swój moment pędu czyli półoś wielką migracja zachodząca w skali krótszej od narastania planet może prowadzić do spadku protoplanet na gwiazdę zanim zdążą urosnąć z drugiej strony pozwala planetom urosnąć powyżej masy izolacji, kiedy przemieszczają się w nowe rejony dysku ze świeżymi do połknięcia planetezymalami przykład obliczeń z uwzględnieniem akrecji na jądro planety, ewolucji dysku, migracji takie same embriony o masie 0.6 masy Ziemi startują w różnych dyskach (masa, skład, czas ewolucji) startują na różnych pozycjach przybierają na masie i migrują zarówno do centrum jak i na zewnątrz horyzontalne linie – migracja przez opustoszone rejony dysku gwałtowna akrecja – może powodować przejście do innego trybu migracji nietypowa struktura układu słonecznego dzisiejszy układ słoneczny wykazuje strukturę trójmodalną: planety typu ziemskiego pas planetoid o wręcz zaniedbywalnej masie (ok. 5 × 10−4 masy Ziemi) planety olbrzymie utworzenie planet ziemskich wymagało obecności embrionów porównywalnych z masą Marsa (0.1 masy Ziemi) sam Mars może być takim embrionem, który przetrwał do dzisiaj tworzenie planet olbrzymich wymagało embrionów o masach 10–20 mas Ziemi obszar między orbitami Ziemi a Jowisza jest bardzo ubogi w masę w 2011 zaproponowano że za ubóstwo ciał stałych poza 1 j.a. odpowiada specyficzny przebieg migracji Jowisza: początkowo, kiedy Jowisz był samotny w dysku, migrował do wewnątrz a kiedy powstał Saturn, Jowisz zawrócił kierunek migracji miało to miejsce gdzieś ok. 1.5 j.a. w początkowo dwu-modalnej strukturze układu słonecznego migracja Jowisza wygenerowała trzecią strukturę wyczyściła obszar poza promieniem 1 j.a. ale nawet ta prostsza dwu-modalna struktura jest kłopotem: teorie narastania planet sugerują że jądra planet olbrzymich powstawały bliżej Słońca a embriony o masie Marsa w zewnętrznym dysku skomplikowane obliczenia hydrodynamiczne nie wykluczają innej wersji że niestabilności strumieniowe wytworzyły pierwsze pokolenia planetezymali w dwóch miejscach: przy wewnętrznym brzegu dysku poza linią śniegu planetoidy obecne w przerwie między tymi miejscami powstały później, w drugim pokoleniu tzw. wielki hals Jowisza oraz pierwotnie małomasywny pas asteroid oba zupełnie różne modele dobrze odtwarzają dzisiejszy system słoneczny Late Heavy Bombardment skały przywiezione z Księżyca wykazały że wszystkie wielkie baseny powstały w ściśle ograniczonym przedziale między 4.0 a 3.7 mld lat temu okres LHB zakończył się 800 mln lat po powstaniu układu słonecznego czyli już po ukształtowaniu się planet jeszcze wystąpił wzrost ilości małych ciał (do ok. 100 km) obecność LHB wypływa też z badań meteorytów z Westy i Marsa najprawdopodobniej to migracja planet (Jowisza i Saturna) wytrąciła z równowagi małe ciała pasów astroid i Kuipera obecnie (2015) wydaje się że: planety olbrzymy powstały w dysku protoplanetarnym wewnątrz 15 j.a. oddziaływania z dyskiem złożonym z planetezymali wyprowadziły Neptuna, Urana i Saturna na zewnątrz masywny Jowisz sam odrzucał planetezymale i migrował w stronę Słońca rozbieżne migracje Jowisza i Saturna wywołały niestabilności dynamiczne w całym układzie prawopodobnie spowodowały przy tym LHB zatem LHB potwierdza kluczową rolę Jowisza w ewolucji układu słonecznego pochodzenie Księżyca stara już hipoteza o pochodzeniu Księżyca od uderzenia w Ziemię wielkiego planetarnego embriona w 2015 wróciła dzięki przeprowadzonym symulacjom numerycznym w swojej młodości proto-Ziemia doznała całej serii zderzeń z obiektami, którym nie udało się zostać planetami ostatnie z tych zderzeń zaszło z protoplanetą o masie 10-krotnie mniejszej od ziemskiej a wytworzone gruzowisko ostatecznie zagęściło się tworząc Księżyc zgodnie z naszą najlepszą wiedzą większość materiału tworzącego Księżyc powinna pochodzić od intruza, który powstał dość daleko i miał inny skład chemiczny ale Ziemia i Księżyc są niemal identyczne – i to jest problem w 2014 dopatrzono się maleńkich różnic między skałami ziemskimi i księżycowymi oba proto-ciała zanim się zderzyły musiały zakumulować na sobie sporo mniejszych zderzeń a takie bombardowania powinny silniej zmienić fasadę cięższej proto-Ziemi niż lżejszego proto-Księżyca najnowsze badania kawałeczków Księżyca pożyczonych od NASA wykazały istnienie takich oczekiwanych różnic symulacje numeryczne w 2015 pokazały że w procesie powstawania i zerzania protoplanet największe prawdopodobieństwo zderzeń zachodzi między bardzo podobnymi protoplanetami wydaje się więc, że Ziemia i Ksieżyc miały ten sam skład początkowy przed erą bombardowań bombardowania nieco ten skład chemiczny zmieniły gigantyczna kolizja wytworzyła dwa obiekty o podobnym składzie konkluzja z notatki w Nature: We find that different planets formed in the same simulation have distinct compositions, but the compositions of giant impactors are statistically more similar to the planets they impact. A large fraction of planet–impactor pairs have almost identical compositions. Thus, the similarity in composition between the Earth and Moon could be a natural consequence of a late giant impact. trudne dzieciństwo planet układy planetarne, a także gwiazdy podwójne, wcale nie muszą powstawać w sposób spokojny, niemal stacjonarny istnieją wskazania świadczące o chaotycznych procesach ewolucyjnych obserwowana jasność proto-gwiazd jest znacznie mniejsza od jasności jakiej oczekiwalibyśmy na podstawie średniego tempa akrecji niektóre YSO (young stellar objects) wykazują zmiany blasku o 4–6 magnitudo w zakresach optycznym i podczerwonym obiekty FU Ori doznają takich wybuchów w czasie których tempo akrecji wzrasta nawet tysiąckrotnie i pozostaje takie przez dziesięciolecia zwiększona akrecja ogrzewa wewnętrzny dysk (r < 1 j.a.) co widać jako zwiększoną emisję kontinuum optycznego i podczerwonego High Contrast Instrument for the Subaru Next Generation Adaptive Optics obserwował znane z wybuchów 4 obiekty FU Ori w trybie obrazowania w polaryzacji liniowej takie obrazy ujawniają promieniowanie odbite od pyłu są znakomitym narzędziem do badania morfologii powierzchni dysków wokółgwiazdowych (a nie gęstości kolumnowych) oraz do wykrywania resztek otoczek wokół YSO najnowsze (2016) obliczenia numeryczne kolapsu jądra protogwiazdowego sugerują, że po utworzeniu dysku osiadanie materii obłoku na dysk przez pewien niedługi czas przewyższa tempo akrecji z dysku na protogwiazdę przyrost masy destabilizuje dysk prowadząc do powstania ramion spiralnych oraz do fragmentacji zgęstnienia oddziałują między sobą oraz z ramionami, co może powodować – ich wpadanie na proto-gwiazdę – ich lokowanie na kwazistacjonarnych rozległych orbitach – ich przemieszczanie w wewnętrzne rejony dysku niektóre rodzaje obserwowanych wybuchów podobnych do FU Ori wydają się potrzebować do ich wyjaśnienia założenia, że planety powstają znacznie wcześniej, niż jest to obecnie przyjęte do porównań z modelami zwykle wykorzystywano gęstości kolumnowe ale obecnie można obliczać przepływ promieniowania oraz symulować obrazy w świetle odbitym co pozwala porównywać modele z obserwacjami niezła zgodność modeli hydrodynamicznych z obserwacjami jest poważnym argumentem za istnieniem silnie niestabilnego etapu we wczesnej ewolucji dysków protoplanetarnych (przynajmniej niektórych) bardziej dynamicznego, niż do tej pory sądzono narastająca niestabilność grawitacyjna psuje przestrzenną symetrię wytwarza ramiona spiralne i zgęstki powoduje zmienną w czasie akrecję na protogwiazdę a takie asymetrie trwają przez conajmniej kilkaset tysięcy lat warunkiem takiej aktywności jest by dysk był zasilany przez kolapsujący obłok połączenie zaawansowanego technologicznie instrumentu z zaawansowanymi kodami hydrodynamicznymi pozwoliło na testowanie przewidywań modelowych gdyby udało się wykazać, że większość gwiazd przechodzi przez podobne etapy pojaśnień powodowanych niestabilnością grawitacyjną dysku znaczyłoby, że nasze Słońce też coś takiego przeszło i nasze cztery planety olbrzymie są tymi szczęściarami, które przeżyły burzliwą młodość Słońca, a większość pozostałych wytworzonych zgęstnień zamiast dojrzeć jak Jowisz czy Saturn do bycia planetą została pochłonięta przez młode Słońce literatura Mordasini et al.: „Theory of planet formation” arXiv:1012.5281 S.Pfalzner et al., „The formation of the solar system” arXiv:1501.0310 Mastrobuono-Battisti et al., „A primordial origin for the compositional similarity between the Earth and the Moon”, Nature Vol. 520, 9 April 2015 Liu et al., „Circumstellar disks of the most vigorously accreting young stars”, Science Advances, 5 Feb. 2016 Morbidelli & Raymond „Challenges in Planet Formation” arXiv:1610.07202 zagadnienia wymagane na egzaminie • etapy tworzenia planet • sposób ominięcia bariery metrowej • różne drogi tworzenia planet olbrzymich i typu ziemskiego • zjawisko migracji planet i zgęstnień protoplanetarnych • jak powstał Księżyc?
