Formarea planetelor și a sistemelor planetare

Formarea planetelor și sistemelor planetare este un set de procese de formare și evoluție a planetelor și sistemelor planetare individuale.

Nu există încă o claritate completă cu privire la procesele care au loc în timpul formării planetelor și care dintre ele domină. Rezumând datele observaționale, putem afirma doar că [1] :

Ele se formează chiar înainte de împrăștierea discului protoplanetar .
Acreția joacă un rol semnificativ în formare .
Îmbogățirea în elemente chimice grele vine în detrimentul planetezimalelor .

Teorii formării

Punctul de plecare al tuturor discuțiilor despre calea formării planetei este discul de gaz și praf (protoplanetar) din jurul stelei în formare. Există două tipuri de scenarii despre cum au ieșit planetele din ea [2] :

Cea dominantă în acest moment este acreționară. Presupune formațiuni din planetozimale primordiale.
Cel de-al doilea crede că planetele s-au format din „grămădețele” inițiale, care s-au prăbușit ulterior.

Formarea finală a planetei se oprește atunci când reacțiile nucleare sunt aprinse într-o stea tânără și aceasta dispersează discul protoplanetar, datorită presiunii vântului solar, efectului Poynting-Robertson și altele [3] .

Scenariul de acreție

În primul rând, primele planetozimale se formează din praf. Există două ipoteze despre cum se întâmplă acest lucru:

Unul susține că cresc din cauza ciocnirii perechi a unor corpuri foarte mici.
Al doilea este că planetozimalele se formează în timpul colapsului gravitațional în partea de mijloc a discului de gaz și praf protoplanetar.

Pe măsură ce cresc, apar planetozimale dominante, care mai târziu vor deveni protoplanete. Calculul ratelor lor de creștere este destul de divers. Cu toate acestea, ele se bazează pe ecuația Safronov:

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

unde R este dimensiunea corpului, a este raza orbitei sale, M * este masa stelei, Σ p este densitatea suprafeței regiunii planetozimale și F G este așa-numitul parametru de focalizare, care este cheia acestei ecuații; este determinată diferit pentru diferite situații. Astfel de corpuri pot crește nu la infinit, ci exact până în momentul în care există planetozimale mici în apropierea lor, masa limită (așa-numita masă de izolare) se dovedește apoi a fi:

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

În condiții tipice, variază de la 0,01 la 0,1 M ⊕ - aceasta este deja o protoplanetă. Dezvoltarea ulterioară a protoplanetei poate urma următoarele scenarii, dintre care unul duce la formarea de planete cu o suprafață solidă, celălalt la giganți gazosi.

În primul caz, corpurile cu o masă izolată într-un fel sau altul măresc excentricitatea și orbitele lor se intersectează. În cursul unei serii de absorbții de protoplanete mai mici, se formează planete similare Pământului.

O planetă gigantică se poate forma dacă o mulțime de gaz de pe discul protoplanetar rămâne în jurul protoplanetei. Apoi acumularea începe să joace rolul principal al procesului de creștere suplimentară a masei. Sistemul complet de ecuații care descrie acest proces:

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

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

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

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

Semnificația ecuațiilor scrise este următoarea (1) — se presupune simetria sferică și omogenitatea protoplanetei, (2) se presupune că are loc echilibrul hidrostatic, (3) Încălzirea are loc în timpul unei coliziuni cu planetozimale, iar răcirea are loc numai datorita radiatiilor. (4) sunt ecuațiile de stare a gazului.

Creșterea nucleului viitoarei planete gigant continuă până la M~10 ⊕ [2] Aproximativ în această etapă, echilibrul hidrostatic este perturbat. Din acel moment, toate gazele care se acumulează formează atmosfera planetei gigantice.

Dificultăți ale scenariului de acumulare

Primele dificultăți apar în mecanismele de formare a planetozimalelor. O problemă comună pentru ambele ipoteze este problema „barierei metrului”: orice corp dintr-un disc gazos reduce treptat raza orbitei sale, iar la o anumită distanță se va arde pur și simplu. Pentru corpurile cu o dimensiune de aproximativ un metru, viteza unei astfel de derive este cea mai mare, iar timpul caracteristic este mult mai mic decât este necesar pentru ca planetozimalul să-și mărească semnificativ dimensiunea [2] .

În plus, în ipoteza fuziunii, planetozimale lungi de un metru se ciocnesc mai probabil să se prăbușească în numeroase părți mici decât să formeze un singur corp.

Pentru ipoteza formării planetozimale în timpul fragmentării discului, turbulența a fost o problemă clasică. Totuși, posibila sa soluție, și în același timp problema barierei contorului, a fost obținută în lucrări recente. Dacă în primele încercări de soluții problema principală a fost turbulența, atunci în noua abordare această problemă nu există ca atare. Turbulența poate grupa particule solide dense și, împreună cu instabilitatea fluxului, este posibilă formarea unui cluster legat gravitațional, într-un timp mult mai scurt decât timpul necesar ca planetozimale lungi de un metru să se deplaseze spre stea.

A doua problemă este mecanismul de creștere în masă în sine:

Distribuția mărimii observată în centura de asteroizi nu poate fi reprodusă în acest scenariu [2] . Cel mai probabil, dimensiunile inițiale ale obiectelor dense sunt de 10-100 km. Dar aceasta înseamnă că viteza medie a planetozimalelor este în scădere, ceea ce înseamnă că rata de formare a nucleelor este în scădere. Și pentru planetele gigantice, aceasta devine o problemă: nucleul nu are timp să se formeze înainte ca discul protoplanetar să se disipeze.
Timpul de creștere în masă este comparabil cu amploarea unor efecte dinamice care pot afecta rata de creștere. Cu toate acestea, în prezent nu este posibil să se facă calcule fiabile: o planetă cu o masă apropiată de Pământ trebuie să conțină cel puțin 108 planetozimale .

Scenariul colaps gravitațional

Ca și în cazul oricărui obiect autogravitator, instabilitățile se pot dezvolta într-un disc protoplanetar. Această posibilitate a fost luată în considerare pentru prima dată de Toomre în 1981 . S-a dovedit că discul începe să se rupă în inele separate dacă

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

unde c s este viteza sunetului în discul protoplanetar, k este frecvența epiciclică.

Astăzi, parametrul Q se numește „parametrul Tumre”, iar scenariul în sine se numește instabilitatea Tumre. Timpul necesar pentru ca discul să fie distrus este comparabil cu timpul de răcire a discului și este calculat într-un mod similar cu timpul Helmholtz pentru o stea.

Dificultăți în scenariul colapsului gravitațional

Necesită un disc protoplanetar supermasiv.

Exoplanete în sisteme binare

Dintre cele peste 800 de exoplanete cunoscute în prezent, numărul de stele singulare care orbitează depășește semnificativ numărul de planete găsite în sisteme stelare de diferite multiplicități. Conform ultimelor date, sunt 64 [4] .

Exoplanetele din sistemele binare sunt de obicei împărțite în funcție de configurațiile orbitelor lor [4] :

Exoplanete de clasa S orbitează una dintre componente. Sunt 57 dintre ei.
Clasa P le include pe cele care se învârt în jurul ambelor componente. Au fost găsite în NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b și Kepler-35 (AB)b.

Dacă încercați să efectuați statistici, se dovedește [4] :

O parte semnificativă a planetelor trăiește în sisteme în care componentele sunt separate în intervalul de la 35 la 100 UA. e., concentrându-se în jurul valorii de 20 a. e.
Planetele din sisteme largi (> 100 UA) au mase de la 0,01 la 10 MJ (aproape la fel ca pentru stelele simple), în timp ce masele planetare pentru sistemele cu separații mai mici variază de la 0,1 la 10 MJ .
Planetele din sisteme largi sunt întotdeauna unice
Distribuția excentricităților orbitale diferă de cele unice, atingând valorile e = 0,925 și e = 0,935.

Caracteristici importante ale proceselor de formare

Circumcizia discului protoplanetar. În timp ce în stelele unice discul protoplanetar se poate întinde până la centura Kuiper (30-50 UA), în stelele binare dimensiunea sa este tăiată de influența celei de-a doua componente. Astfel, lungimea discului protoplanetar este de 2-5 ori mai mică decât distanța dintre componente.

Curbura discului protoplanetar. Discul rămas după tăiere continuă să fie influențat de a doua componentă și începe să se întindă, să se deformeze, să se împletească și chiar să se rupă. De asemenea, un astfel de disc începe să preceadă.

Reducerea duratei de viață a discului protoplanetar Pentru sistemele binare largi, precum și pentru sistemele unice, durata de viață a discului protoplanetar este de 1-10 milioane de ani. Cu toate acestea, pentru sistemele cu o distanță între componente mai mică de 40 UA. Adică, durata de viață a unui disc protoplanetar este de 0,1-1 milion de ani.

Scenariul de formare planetazimală

În jurul fiecărei stele se află un disc de materie rămasă, suficient pentru a forma planete. Discurile tinere conțin în principal hidrogen și heliu. În regiunile lor interioare fierbinți, particulele de praf se evaporă, în timp ce în straturile exterioare reci și rarefiate, particulele de praf rămân și cresc pe măsură ce aburul se condensează pe ele.

Particulele de praf dintr-un disc protoplanetar, mișcându-se haotic odată cu fluxurile de gaz, se ciocnesc unele cu altele și uneori se lipesc, uneori se prăbușesc. Granulele de praf absorb lumina de la stea și o re-emit în infraroșu îndepărtat, transferând căldură în regiunile interioare cele mai întunecate ale discului. Temperatura, densitatea și presiunea gazului scad în general odată cu distanța de stea. Datorită echilibrului de presiune, gravitație și forță centrifugă, viteza de rotație a gazului în jurul stelei este mai mică decât cea a unui corp liber la aceeași distanță.

Drept urmare, particulele de praf mai mari de câțiva milimetri sunt înaintea gazului, astfel încât vântul în fața le încetinește și le forțează să coboare în spirală spre stea. Cu cât aceste particule devin mai mari, cu atât se mișcă mai repede în jos.

Pe măsură ce particulele se apropie de stea, ele se încălzesc și treptat apa și alte substanțe cu punct de fierbere scăzut numite volatile se evaporă. Distanța la care se întâmplă acest lucru - așa-numita „linie de gheață” - este de 2-4 unități astronomice (AU). În sistemul solar, acesta este doar ceva între orbitele lui Marte și Jupiter (raza orbitei Pământului este de 1 UA). Linia de gheață împarte sistemul planetar într-o regiune interioară, lipsită de substanțe volatile și care conține corpuri solide, și o regiune exterioară, bogată în substanțe volatile și care conține corpuri de gheață.

Moleculele de apă evaporate din particulele de praf se acumulează pe linia de gheață însăși, ceea ce servește drept declanșator pentru o întreagă cascadă de fenomene. În această regiune, apare un decalaj în parametrii gazului și are loc un salt de presiune. Echilibrul de forțe face ca gazul să își accelereze mișcarea în jurul stelei centrale. Drept urmare, particulele care intră aici sunt influențate nu de un vânt din față, ci de un vânt din coadă, care le conduce înainte și oprește migrarea lor în disc. Și din moment ce particulele continuă să curgă din straturile sale exterioare, linia de gheață se transformă într-o bandă a acumulării sale.

Acumulând, particulele se ciocnesc și cresc. Unii dintre ei trec prin linia de gheață și își continuă migrația spre interior; când sunt încălzite, acestea devin acoperite cu noroi lichid și molecule complexe, ceea ce le face mai lipicioase. Unele zone sunt atât de pline de praf încât atracția gravitațională reciprocă a particulelor le accelerează creșterea. Treptat, boabele de praf se adună în corpuri de mărimea unui kilometru numite planetezimale, care, în ultima etapă a formării planetei, culeg aproape tot praful primar.

Scenarii educaționale inconsecvente

Există scenarii în care configurația inițială, imediat după formare, a sistemului planetar diferă de cea actuală și a fost realizată în cursul evoluției ulterioare.

Un astfel de scenariu este capturarea unei planete de pe o altă stea. Deoarece o stea binară are o secțiune transversală de interacțiune mult mai mare, probabilitatea unei coliziuni și a captării unei planete de pe o altă stea este mult mai mare.
Al doilea scenariu sugerează că în timpul evoluției uneia dintre componente, deja în etapele de după secvența principală, apar instabilități în sistemul planetar original. Drept urmare, planeta își părăsește orbita originală și devine comună ambelor componente.

Exoplanete în clustere de stele

Existența unor planete aparținând sau care se învârt în jurul clusterelor stelare este posibilă.

Link -uri

↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Planete uriașe . - 10 decembrie 2009.
↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Teoria formării planetelor . - 2010. - .
↑ Dutkevitch, Diane Evoluția prafului în regiunea planetei terestre a discurilor circumstelare din jurul stelelor tinere . Ph. teză de doctorat, Universitatea din Massachusetts Amherst (1995). Preluat la 23 august 2008. Arhivat din original la 25 noiembrie 2007. (nedefinit) ( Intrarea în sistemul de date astrofizice arhivată 3 noiembrie 2013 la Wayback Machine )
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Soare, Yi-Sui. Formarea diferitelor sisteme planetare .