Budowanie planet z dysków protoplanetarnych

Planety i ich gwiazdy macierzyste powstają z tego samego rezerwuaru materii mgławicowej i dlatego ich skład chemiczny powinien być skorelowany, ale obserwowane składy planet nie pokrywają się całkowicie ze składem ich gwiazd centralnych. Na przykład w naszym Układzie Słonecznym, wszystkie planety skaliste i planetozymale mają zbliżone do słonecznych proporcje pierwiastków ogniotrwałych (pierwiastki takie jak aluminium, które kondensują się z gazu, gdy temperatura spada poniżej ok. 1500 K), ale są pozbawione pierwiastków lotnych (takich, które łatwo wyparowują, jak azot). Astronomowie uważają, że jest to wynik formowania się planet poprzez koalescencję już skondensowanego pyłu mineralnego.

Wizja artystyczna wczesnych mgławic słonecznych, ilustrująca materię w dysku podczas chłodzenia i koalescencji, który ostatecznie ewoluuje w planety skaliste. Źródło: USRA/LPI

Gdy początkowe, zimne jądro obłoku molekularnego zapada się i tworzy się dysk, ciepło pochodzące od nowej gwiazdy (plus lepkość dysku) może spowodować odparowanie części pierwotnej skondensowanej materii – zmuszając sekwencję kondensacji do rozpoczęcia od nowa, ale teraz w warunkach wyższej temperatury i ciśnienia, które ewoluują stosunkowo szybko. Astronomowie analizują również różnego rodzaju meteoryty, aby określić ich skład chemiczny. W zależności od wartości początkowego jądra obłoku molekularnego i dysku, temperatury wytworzone podczas formowania się planety mogły nie być wystarczające do odparowania najbardziej ogniotrwałej z istniejącej wcześniej materii. Ponieważ różne minerały w planetozymalach kondensują się w różnych warunkach, czasie i miejscach, ogólna sytuacja jest złożona, co utrudnia zrozumienie obserwowanej chemii planet.

Geolog a CfA, Michail Petaev i jego koledzy symulowali zapadanie się jądra obłoku molekularnego i formowanie się gwiazdy, dysku i planet, a następnie analizowali ewolucyjny rozkład temperatur w całym dysku, aby wywnioskować sekwencję kondensacji minerałów. Odkryli, że właściwości początkowego jądra obłoku znacząco wpływają na maksymalne temperatury osiągane w dysku oraz na skład planet i asteroid; maksymalna temperatura występuje pod koniec fazy zapadania się, po kilkuset tysiącach lat. Odkryli oni również, że podczas gdy skład gwiazdy jest podobny do składu jądra obłoku molekularnego, gwiazda może być nieco zubożona w niektóre z najbardziej ogniotrwałych pierwiastków – a zatem skład gwiazdy może nie być dobrym przybliżeniem początkowego składu jądra. Tylko rdzenie obłoków o wysokiej temperaturze początkowej (lub niskiej rotacji dysku) wytworzą planety bogate w pierwiastki ogniotrwałe. Co istotne, autorzy pracy dochodzą do wniosku, że aby odtworzyć skład obserwowany w meteorytach Układu Słonecznego i planetach skalistych, albo jądro początkowe miało rzadkie właściwości, takie jak temperatury bliskie 2000 K (znacznie powyżej oczekiwanej średniej 1250 K), albo jakieś inne źródło ogrzewania musiało podnieść temperaturę dysku protoplanetarnego.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:

Popularne posty z tego bloga

Dziwne fale radiowe wyłaniają się z kierunku centrum Galaktyki

Astronomowie potwierdzają istnienie kosmicznej super-pustki, która podważa nasze rozumienie ciemnej energii

Strumień Magellana nad Drogą Mleczną może być pięć razy bliżej niż wcześniej sądzono