Bildning av planeter och planetsystem

Bildandet av planeter och planetsystem är en uppsättning processer för bildning och utveckling av enskilda planeter och planetsystem.

Det finns fortfarande ingen fullständig klarhet om vilka processer som äger rum under bildningen av planeter och vilka av dem som dominerar. Genom att sammanfatta observationsdata kan vi bara konstatera att [1] :

De bildas redan före spridningen av den protoplanetära skivan .
Accretion spelar en betydande roll i formationen .
Anrikning av tunga kemiska grundämnen sker på bekostnad av planetesimaler .

Bildningsteorier

Utgångspunkten för alla diskussioner om planetbildningens väg är gas- och stoftskivan (protoplanetära) runt den bildade stjärnan. Det finns två typer av scenarier för hur planeter kom ur det [2] :

Den dominerande för tillfället är accretionary. Antar formationer från primordiala planetosimaler.
Den andra tror att planeterna bildades från de första "klumparna", som sedan kollapsade.

Den slutliga bildningen av planeten upphör när kärnreaktioner antänds i en ung stjärna och den sprider den protoplanetära skivan, på grund av trycket från solvinden, Poynting-Robertson-effekten och andra [3] .

Accretion scenario

Först bildas de första planetozimalerna från dammet. Det finns två hypoteser om hur detta händer:

En hävdar att de växer på grund av parvis kollision av mycket små kroppar.
Den andra är att planetozimaler bildas under gravitationskollaps i mitten av den protoplanetära gas- och stoftskivan.

När de växer uppstår dominerande planetosimaler, som senare kommer att bli protoplaneter. Beräkningen av deras tillväxttakt är ganska varierande. Men de är baserade på Safronovs ekvation:

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

där R är kroppens storlek, a är radien för dess omloppsbana, M * är stjärnans massa, Σ p är ytdensiteten för planetosimalområdet och F G är den så kallade fokuseringsparametern, som är nyckeln i denna ekvation; den bestäms olika för olika situationer. Sådana kroppar kan växa inte på obestämd tid, men exakt tills det ögonblick då det finns små planetozimaler i deras närhet, visar sig gränsmassan (den så kallade isoleringsmassan) vara:

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

Under typiska förhållanden varierar det från 0,01 till 0,1 M ⊕ - detta är redan en protoplanet. Den fortsatta utvecklingen av protoplaneten kan följa följande scenarier, varav det ena leder till bildandet av planeter med fast yta, det andra till gasjättar.

I det första fallet ökar kroppar med en isolerad massa på ett eller annat sätt excentriciteten och deras banor skär varandra. Under loppet av en serie absorptioner av mindre protoplaneter bildas planeter som liknar jorden.

En jätteplanet kan bildas om mycket gas från den protoplanetära skivan blir kvar runt protoplaneten. Sedan börjar accretion spela rollen som den ledande processen för ytterligare massökning. Det kompletta ekvationssystemet som beskriver denna process:

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

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

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

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

Innebörden av de skrivna ekvationerna är följande (1) — sfärisk symmetri och homogenitet hos protoplaneten antas, (2) det antas att hydrostatisk jämvikt äger rum, (3) Uppvärmning sker under en kollision med planetosimaler, och kylning sker endast på grund av strålning. (4) är gasens tillståndsekvationer.

Tillväxten av kärnan av den framtida jätteplaneten fortsätter upp till M~10 ⊕ [2] Ungefär i detta skede är den hydrostatiska jämvikten störd. Från och med det ögonblicket går all gas som ansamlas för att bilda atmosfären på den gigantiska planeten.

Svårigheter med ackretionsscenariot

De första svårigheterna uppstår i mekanismerna för bildandet av planetosimaler. Ett vanligt problem för båda hypoteserna är problemet med "meterbarriären": varje kropp i en gasformig skiva minskar gradvis radien på sin omloppsbana, och på ett visst avstånd kommer den helt enkelt att brinna ut. För kroppar med en storlek på cirka en meter är hastigheten för en sådan drift högst, och den karakteristiska tiden är mycket kortare än nödvändigt för att planetosimalen ska öka sin storlek avsevärt [2] .

Dessutom, i fusionshypotesen, kolliderar meterlånga planetozimaler mer benägna att kollapsa i många små delar än att bilda en enda kropp.

För hypotesen om planetosimal bildning under diskfragmentering har turbulens varit ett klassiskt problem. Dess möjliga lösning, och samtidigt problemet med mätarbarriären, erhölls dock i senare arbeten. Om i de tidiga försöken till lösningar huvudproblemet var turbulens, så existerar inte detta problem i det nya tillvägagångssättet som sådant. Turbulens kan gruppera täta fasta partiklar och tillsammans med flödesinstabilitet är bildningen av en gravitationsbunden klunga möjlig, på en tid som är mycket kortare än den tid det tar för meterlånga planetosimaler att driva till stjärnan.

Det andra problemet är själva masstillväxtens mekanism:

Den observerade storleksfördelningen i asteroidbältet kan inte reproduceras i detta scenario [2] . Troligtvis är de initiala dimensionerna för täta föremål 10-100 km. Men detta betyder att medelhastigheten för planetosimaler minskar, vilket betyder att bildningshastigheten för kärnor minskar. Och för jätteplaneter blir detta ett problem: kärnan hinner inte bildas innan den protoplanetära skivan försvinner.
Masstillväxttiden är jämförbar med omfattningen av vissa dynamiska effekter som kan påverka tillväxthastigheten. Det är dock för närvarande inte möjligt att göra tillförlitliga beräkningar: en planet med en jordnära massa måste innehålla minst 10 8 planetosimaler.

Gravitationskollapsscenario

Som med alla självgraviterande föremål kan instabilitet utvecklas i en protoplanetarisk skiva. Denna möjlighet övervägdes först av Toomre 1981 . Det visade sig att skivan börjar brytas upp i separata ringar om

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

där c s är ljudets hastighet i den protoplanetära skivan, k är den epicykliska frekvensen.

Idag kallas Q-parametern för "Tumre-parametern", och själva scenariot kallas för Tumre-instabiliteten. Tiden det tar för skivan att förstöras är jämförbar med skivans kylningstid och beräknas på liknande sätt som Helmholtz-tiden för en stjärna.

Svårigheter i scenariot för gravitationskollaps

Kräver en supermassiv protoplanetarisk skiva.

Exoplaneter i binära system

Av de mer än 800 för närvarande kända exoplaneterna överstiger antalet kretsande enstaka stjärnor betydligt antalet planeter som finns i stjärnsystem med olika mångfald. Enligt de senaste uppgifterna finns det 64 [4] .

Exoplaneter i binära system är vanligtvis uppdelade enligt konfigurationerna av deras banor [4] :

S-klass exoplaneter kretsar kring en av komponenterna. Det finns 57 av dem.
P-klassen inkluderar de som kretsar kring båda komponenterna. De hittades i NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b och Kepler-35 (AB)b.

Om du försöker föra statistik visar det sig [4] :

En betydande del av planeterna lever i system där komponenterna är separerade i intervallet från 35 till 100 AU. e. koncentrera sig kring ett värde av 20 a. e.
Planeter i breda system (> 100 AU) har massor från 0,01 till 10 MJ (nästan samma som för enstaka stjärnor), medan planetmassorna för system med mindre separationer sträcker sig från 0,1 till 10 MJ
Planeter i breda system är alltid singel
Fördelningen av orbitala excentriciteter skiljer sig från enstaka och når värdena e = 0,925 och e = 0,935.

Viktiga funktioner i bildningsprocesser

Omskärelse av den protoplanetära skivan. Medan den protoplanetära skivan i enstaka stjärnor kan sträcka sig upp till Kuiperbältet (30-50 AU), är dess storlek avskuren i dubbelstjärnor av inverkan av den andra komponenten. Således är längden på den protoplanetära skivan 2-5 gånger mindre än avståndet mellan komponenterna.

Krökning av den protoplanetära skivan. Skivan som återstår efter skärningen fortsätter att påverkas av den andra komponenten och börjar sträckas, deformeras, flätas ihop och till och med gå sönder. En sådan skiva börjar också precessera.

Minska livslängden för den protoplanetära skivan För breda binära system, såväl som för enstaka system, är livslängden för den protoplanetära skivan 1-10 miljoner år. Dock för system med ett avstånd mellan komponenter på mindre än 40 AU. Det vill säga livslängden för en protoplanetarisk skiva är 0,1-1 miljon år.

Planetosimal formation scenario

Runt varje stjärna finns en skiva av kvarvarande materia, tillräckligt för att bilda planeter. Unga skivor innehåller mestadels väte och helium. I deras varma inre områden avdunstar dammpartiklar, medan dammpartiklar i de kalla och sällsynta yttre skikten finns kvar och växer när ånga kondenserar på dem.

Dammpartiklar i en protoplanetarisk skiva, som rör sig kaotiskt tillsammans med gasflöden, kolliderar med varandra och klibbar ibland ihop, ibland kollapsar. Dammkornen absorberar ljus från stjärnan och sänder ut det på nytt i det avlägsna infraröda området och överför värme till skivans mörkaste inre delar. Gasens temperatur, densitet och tryck minskar i allmänhet med avståndet från stjärnan. På grund av balansen mellan tryck, gravitation och centrifugalkraft är gasens rotationshastighet runt stjärnan mindre än för en fri kropp på samma avstånd.

Som ett resultat är dammpartiklar större än några millimeter före gasen, så motvinden saktar ner dem och tvingar dem att spiralera ner mot stjärnan. Ju större dessa partiklar blir, desto snabbare rör sig de ner.

När partiklarna närmar sig stjärnan värms de upp och gradvis avdunstar vatten och andra lågkokande ämnen som kallas flyktiga ämnen. Avståndet vid vilket detta sker - den så kallade "islinjen" - är 2-4 astronomiska enheter (AU). I solsystemet är detta bara något mittemellan Mars och Jupiters banor (radien för jordens bana är 1 AU). Islinjen delar planetsystemet i ett inre område, som saknar flyktiga ämnen och innehåller fasta kroppar, och ett yttre område, rikt på flyktiga ämnen och som innehåller isiga kroppar.

Vattenmolekyler som avdunstat från dammpartiklar ackumuleras på själva islinjen, vilket fungerar som en utlösare för en hel kaskad av fenomen. I detta område uppstår ett gap i gasparametrarna och ett tryckhopp uppstår. Kraftbalansen gör att gasen accelererar sin rörelse runt den centrala stjärnan. Som ett resultat påverkas partiklarna som kommer in här inte av en motvind, utan av en medvind, som driver dem framåt och stoppar deras migration in i skivan. Och eftersom partiklar fortsätter att strömma från dess yttre lager, förvandlas islinjen till ett band av dess ansamling.

Ackumuleras, partiklarna kolliderar och växer. Några av dem bryter igenom islinjen och fortsätter sin vandring inåt; när de värms upp täcks de av flytande lera och komplexa molekyler, vilket gör dem mer klibbiga. Vissa områden är så fyllda med damm att partiklarnas ömsesidiga gravitationsattraktion påskyndar deras tillväxt. Gradvis samlas dammkorn till kilometerstora kroppar som kallas planetesimals, som i det sista stadiet av planetbildningen öser upp nästan allt primärdammet.

Inkonsekventa utbildningsscenarier

Det finns scenarier där den initiala, omedelbart efter bildandet, konfigurationen av planetsystemet skiljer sig från det nuvarande och uppnåddes under loppet av vidare utveckling.

Ett sådant scenario är fångsten av en planet från en annan stjärna. Eftersom en binär stjärna har ett mycket större interaktionstvärsnitt är sannolikheten för en kollision och att en planet fångas från en annan stjärna mycket högre.
Det andra scenariot antyder att under utvecklingen av en av komponenterna, redan i stadierna efter huvudsekvensen, uppstår instabiliteter i det ursprungliga planetsystemet. Som ett resultat av vilket planeten lämnar sin ursprungliga omloppsbana och blir gemensam för båda komponenterna.

Exoplaneter i stjärnhopar

Förekomsten av planeter som tillhör eller kretsar kring stjärnhopar är möjlig.

Länkar

↑ Tristan Guillot, Daniel Gautier. Jätteplaneter . _ - 10 december 2009.
↑ 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Teori om planetbildning . - 2010. - .
↑ Dutkevitch, Diane Utvecklingen av damm i den jordiska planetregionen av Circumstellar Disks Around Young Stars . Ph. D. avhandling, University of Massachusetts Amherst (1995). Hämtad 23 augusti 2008. Arkiverad från originalet 25 november 2007. (obestämd) ( Astrophysics Data System entry Arkiverad 3 november 2013 på Wayback Machine )
↑ 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sun, Yi-Sui. Bildar olika planetsystem .