Происхождение «космических странников»

Как возникли планеты? Этот вопрос озадачивал учёных на протяжении веков. За последние несколько десятилетий благодаря прорывам в конструкции телескопов и вычислительной мощности, которая постоянно увеличивается, исследователи почти смогли дать ответ.

С помощью новых телескопов астрономы обнаружили почти 1800 планет в нашей галактике, характеристики которых выходят за пределы самых смелых ожиданий. А вычислительные мощности позволили астрофизикам выполнять сложные расчеты, чтобы лучше понять эволюцию и формирование планет.

Практически любая теория формирования планет включает протопланетные диски — газообразные структуры в форме пончиков. Они окружают новообразованную звезду первые несколько миллионов лет её эволюции и стягиваются на её поверхность с различной скоростью.

Звезда, в свою очередь, образуется в результате гравитационного коллапса огромных структур газа, которые называются молекулярными облаками. Они могут содержать достаточно материала для образования множества звезд. Протопланетные диски — настоящие главные герои истории формирования небесных тел. Это «инкубатор планет».

Свойства протопланетных дисков зависят от звездообразующей среды, в которой они созданы. Понимание этой среды может много сказать о том, какие особенности диска наиболее вероятны при рождении молодой звезды. Это часть работы, которую проделал научный сотрудник Техасского университета факультета астрономии Джоэлем Грином (Joel Green). Он использовал данные космического телескопа «Гершель», чтобы определить, среди прочего, химический состав «молодых звёздных объектов», как их называют астрономы. Так учёные смогут сделать вывод, из каких составляющих формируются планеты.

«Цель теории формирования планет в том, чтобы учесть начальные условия внутри протопланетного диска и предсказать виды планет и систем, которые будут там образовываться, — говорит доктор Грин. — Являются ли начальные условия в диске унаследованными от начальных условий в молекулярном облаке, которое породило протопланетную систему? Или вместо этого состав диска определяется хаотическими всплесками аккреции (падении газа на звезду) в начале образования звезды?» Хаотические всплески аккреции, на которые ссылается Грин — это эпизодические явления, во время которых светимость молодого звёздного объекта существенно возрастает за короткое время, вероятно, из-за увеличения газа, падающего на звезду.

Один из наиболее значащих результатов астрономических наблюдений протопланетных дисков — обнаружение пыли. Пыль — это сырьё, из которого формируются планеты. Самые мелкие частицы, которые обнаруживаются в протопланетных дисках, имеют размер порядка одного микрона или менее (то есть одну миллионную часть метра, меньше диаметра человеческого волоса).

Например, чтобы сформировать планету размером с Юпитер, крошечные пылинки должны взаимодействовать друг с другом и с самим диском посредством комбинации сложных физических и химических механизмов. Результат роста не имеет аналогов в природе: размер увеличивается на 14 порядков. Больше, чем в 100 триллионов раз!

Внутри протопланетного диска частицы микронного размера достаточно малы, чтобы даже молекулы газа диска могли изменять свои траектории в результате столкновений в процессе броуновского движения. Частицы пыли сталкиваются друг с другом и в большинстве случаев слипаются под действием адгезивного механизма, называемого ван-дер-ваальсовым взаимодействием, которое действует на молекулярном уровне. Таким образом, пыль будет образовывать коагуляты различных форм за очень короткое по космическим меркам время — «всего» за десятки лет.

Как только слипшиеся частицы вырастают до размеров, превышающих несколько микрон, в процессе столкновения начинают доминировать другие эффекты. Они связаны с крупномасштабной структурой протопланетного диска и с макроскопическим движением газа. В это время начинается одна из наиболее важных стадий процесса формирования планеты, знакомая авиапутешественникам: турбулентность.

Газ в диске не только вращается вокруг центральной звезды на почти круговых орбитах, но также хаотично движется на разных масштабах длины. Турбулентность в атмосфере Земли отличается от турбулентности в протопланетном диске. В последнем это явление, скорее всего, вызвано наличием магнитных полей. Они «прикрепляются» к частям газа, которые вращаются вокруг звезды с различными скоростями и содержат электрические заряды, такие как электроны и различные виды ионов. Разные скорости вращения газовых сгустков, к которым прикреплены линии магнитного поля, заставляют линии вытягиваться до точки «замыкания». Это и делает газ турбулентным.

Рост твердых частиц продолжается, поскольку они аэродинамически связаны с турбулентным газом, а турбулентность вносит большой вклад в рост частиц. Компьютерное моделирование показывает, что турбулентность способна концентрировать пылевые частицы в локализованных областях диска достаточно долго, чтобы был значительный рост. Это происходит в основном за счёт электростатических сил, которые зависят от минералогического состава и структуры сталкивающихся сростков. Эта стадия роста, на которой образуются песчинки размером от миллиметра до сантиметра, может длиться от нескольких сотен до тысяч лет.

Считается, что прямое доказательство турбулентного накопления допланетного материала в диске, который сформировал нашу Солнечную систему, можно увидеть в определенном типе метеоритов — хондритах. Они получили своё название от вкраплений размером с миллиметр, называемых хондрами, которые обнаруживаются в метеорите (представьте себе изюм внутри пирога). Как показали многие математические модели, эти хондры, происхождение которых само по себе пока что является загадкой, имеют как раз подходящий размер, чтобы в ранней Солнечной системе они могли концентрироваться в больших количествах под действием турбулентности.

В конце 1990-х астрофизики, к своему удивлению, обнаружили, что не все области внутри протопланетного диска являются турбулентными. Физические расчёты, которые были подтверждены компьютерным моделированием, показывают, что чем ближе газ диска к средней плоскости (то есть горизонтальной плоскости, которая делит диск примерно на равные половины), тем меньше вероятность того, что магнитные поля присоединятся к газу, потому что им не хватает электрических зарядов.

Причина относительно проста: в единице объёма, расположенной ближе к средней плоскости, гораздо больше молекул газа, чем во внешних слоях, и эти молекулы создают «защитный экран» от ионизирующего излучения, которое, в противном случае, может спокойно отрывать электроны от молекул-одиночек во внешних слоях. Нет свободных зарядов, нет магнитного поля для растяжения до точки разрыва и, следовательно, нет турбулентности. Эксперты по формированию планет называют зону без турбулентности диска «мёртвой зоной».

Таким образом, турбулентность в самых внешних слоях способствует концентрации частиц, частицы слипаются и растут в размерах и массе. При этом они становятся более тяжелыми и более восприимчивыми к притяжению средней плоскости «вертикально направленной» части гравитационного поля центральной звезды. В результате частицы начинают оседать в направлении средней плоскости, преодолевая мёртвую зону. Это осаждение может длиться около десяти тысяч лет (речь идет о расстояниях в миллионы километров), создавая возможность для ещё большего количества столкновений и роста.

То, что происходит дальше, было, в некоторой степени, загадкой для астрофизиков, которые называют следующий сценарий «барьером размером в метр»: как только твёрдые частицы достигают размеров около одного метра, они не затягиваются дисковым газом, а вместо этого оказываются вырванными из «центрально-направленной» части гравитационного поля звезды. В результате, частицы дрейфуют к звезде и испаряются за относительно короткое время, около 100 лет. Другими словами, протопланетный диск быстро исчерпал бы допланетные булыжники, не оставляя материала для формирования астероидов, лун и планет. Но, конечно, мы знаем, что в общем случае это не так, поскольку можем наблюдать тысячи планет. Таким образом, должен быть способ пересечь «барьер размером в метр» и собрать более крупные тела.

Оказывается, на помощь приходит сила тяжести: если концентрация твёрдых частиц достаточно высока, их масса будет такой, что сила тяжести захватит их и соберёт планетезимали — объекты размером в километр. Одним из наиболее активных направлений исследований в области формирования планет является определение подходящих мест в диске, где может происходить эта гравитационная сборка.

С этого момента сила притяжения между парами планетезималей становится основным фактором роста. Газ диска оказывает лишь незначительное влияние на движение планетезималей, и физическая проблема концентрации твёрдого вещества более разрешима. Однако, для учёных это все ещё сложная задача в вычислительном плане.

Например, чтобы описать образование Меркурия, Венеры, Земли и Марса вместе, с телами примерно в 5 км в качестве сырья, компьютеру потребуется отследить около 4 миллиардов планетезималей и их взаимное гравитационное взаимодействие, что сегодня считается невыполнимой задачей. Но астрофизики могут упростить проблему, используя статистический подход для описания этой стадии формирования планет, и только тогда, когда число тел падает до более управляемой величины (после того, как они выросли до размеров десятков или даже сотен километров), например, несколько тысяч вместо миллиардов тел, учёные могут использовать прямое компьютерное моделирование для отслеживания поведения новых протопланет.

Гравитационно-доминирующая стадия образования планет, на которой планетезимали врезаются друг в друга, образуя более крупные объекты, была бы отличным зрелищем, если бы мы смогли наблюдать это. Эта стадия длится сотни тысяч лет и представляет собой «космический бильярдный стол» в трех измерениях, в котором энергия столкновения может разбивать тела размером даже в 100 километров!

В целом, существует три возможных результата столкновения между двумя твердыми телами: аккреция (меньшее тело становится частью массы конечного тела); разрушение (удар разбивает целевое тело, но части остаются относительно близко друг к другу); и рассредоточение (полный распад тела и разлетающиеся фрагменты). По какому сценарию пройдёт столкновение, зависит от множества факторов, включая состав сталкивающихся тел (например, из камня или льда), скорость и угол столкновения.

Первый тип формируемых планет — это так называемые планеты земной группы, скалистые планеты, которые по размеру близки к Земле. Они образуются в результате быстрого роста небольшого количества планетезималей, которые в конечном итоге поглощают большую часть доступного им твёрдого материала, образуя объекты размером в тысячи километров за несколько миллионов лет. Поскольку эти образованные планеты — самые большие ребята вокруг, их гравитационное влияние друг на друга и на оставшиеся планетезимали создаёт хаотичное движение, которое может привести к возрастанию количества ударов и даже значительно изменить орбиты меньших тел.

Процесс формирования всё ещё продолжается. Мы знаем, что есть планеты намного больше Земли, как в нашей Солнечной системе, так и вокруг других звёзд. Мы также знаем, что планеты-гиганты в нашей Солнечной системе, в частности Юпитер и Сатурн, имеют очень плотную газовую атмосферу, которая составляет основную часть их размеров. Каково происхождение этой атмосферы? Важной частью головоломки является газ протопланетного диска. Может ли быть так, что часть диска газа каким-то образом образует атмосферы планет-гигантов?

Компьютерные модели говорят, что это действительно так. Если объект с массой, подобной земной, продолжает расти и достигает критической массы, примерно в 10 раз превышающей массу Земли, он вызовет реакцию, когда быстрый поток газа устремится к массивному ядру, которым будет этот самый объект. Ядро подметает газ, когда оно движется по своей орбите вокруг центральной звезды. Это может продолжаться еще сто тысяч лет. Собирание газа прекратится либо из-за того, что газ протопланетного диска рассеется (газообразный компонент протопланетного диска рассеивается через несколько миллионов лет), либо из-за того, что планетарное ядро открыло локальный зазор в диске (представьте, что вы пытаетесь копать снег во время снежной бури). В любом случае, это вносит важное ограничение: гигантская планета должна сформироваться до того, как ее родительский протопланетный диск рассеется, иначе у неё не будет газа для атмосферы.

Считается, что так сформировались Юпитер и Сатурн, а также гигантские внесолнечные планеты. Тем не менее, остаётся ещё много вопросов, многие из них возникают в результате наблюдений. Например, Адам Краус (Adam Kraus), доцент Техасского университета, руководил совместным проектом по идентификации тел, которые могут стать гигантскими планетами, обращающимися вокруг своих звезд на невероятно больших расстояниях, в 300 раз превышающих расстояние между Землей и Солнцем. Среднее расстояние от Солнца до Земли называется астрономической единицей, или а.е. Для сравнения, расстояние между Юпитером и Солнцем составляет 5,2 а.е., а расстояние между Солнцем и внешней планетой Нептун равно 30 а.е.

Положение объектов, которые изучал Адам Краус и его команда, относительно их звёзд, бросает вызов современным моделям формирования планет. Как могут планеты массой около 10 масс Юпитера оказаться так далеко от своих звезд? Чтобы понять их происхождение, потребуются дополнительные измерения этих и аналогичных систем.

Мы только начинаем понимать сложные механизмы, которые лежат в основе происхождения планет. Этот краткий обзор включал в себя некоторые из самых общих аспектов того, что в настоящее время известно, но есть много интригующих деталей, каждый из которых потребует отдельной статьи. Роль астероидов в доставке воды на раннюю Землю, формирование Луны, свободнолетящих планет (планемо) и, возможно, самое захватывающее из всех — существование планет земного типа, способных поддерживать жизнь. Это лишь некоторые из самых горячих тем в мире астрофизики сейчас. Однако, одно можно сказать наверняка: разгадывание тайн формирования планет даст нам лучшее представление о том, как возникла жизнь на нашей собственной планете.

Перевод Black Sahara

Источник: www.planetary.org