Космическая история объясняет свойства Меркурия, Венеры, Земли и Марса

Кольца связаны с основными физическими свойствами, такими как переход от внешней области, где может образовываться лед, где вода может существовать только в виде водяного пара. Астрономы использовали большое количество симуляторов, чтобы исследовать различные возможности эволюции внутренних планет. Внутренние области Солнечной системы - редкий, но возможный результат этой эволюции.

Общая картина формирования планет вокруг звезд не менялась на протяжении десятилетий. Но многие особенности до сих пор остаются необъясненными, а поиск объяснений - важная часть текущих исследований. Группа астрономов во главе с Андре Изидоро из Университета Райса, в которую входит Бертрам Бич из Института астрономии Макса Планка, нашла объяснение того, почему внутренние планеты в Солнечной системе обладают свойствами, которые мы наблюдаем.

Вращающийся диск и кольца, которые меняют все

Рассматриваемая общая картина выглядит следующим образом: вокруг молодой звезды образуется «протопланетный диск» из газа и пыли, и внутри него вырастают все более крупные маленькие тела, в конечном итоге достигающие диаметра в тысячи километров, то есть молодые планеты. Но в последние годы, благодаря современным методам наблюдений, современная картина формирования планет уточнилась и изменилась в очень конкретных направлениях.

Самое поразительное изменение было вызвано снимком: первое изображение, полученное с помощью ALMA в 2014 году. На снимке был показан протопланетный диск вокруг молодой звезды HL Tauri с беспрецедентной детализацией, а самые потрясающие детали составили вложенную структуру четко видимых колец и зазоров в этом диске.

Когда исследователи, участвовавшие в моделировании структур протопланетных дисков, ознакомились с новыми наблюдениями, стало ясно, что такие кольца и зазоры обычно связаны со «скачками давления», где местное давление несколько ниже, чем в окружающих регионах. Эти локальные изменения обычно связаны с изменениями в составе диска, в основном с размером пылинок.

Три ключевых перехода, которые производят три кольца

В частности, есть скачки давления, связанные с особенно важными переходами в диске, которые можно напрямую связать с фундаментальной физикой. Очень близко к звезде, при температурах выше 1400 Кельвинов, силикатные соединения (например, «песчинки») являются газообразными - они просто слишком горячие, чтобы существовать в каком-либо другом состоянии. Это означает, что планеты не могут образовываться в таком жарком регионе. Ниже этой температуры силикатные соединения «сублимируются», то есть любые силикатные газы напрямую переходят в твердое состояние. Этот скачок давления определяет общую внутреннюю границу формирования планеты.

Дальше, при температуре 170 Кельвинов (-100 градусов Цельсия), есть переход между водяным паром с одной стороны и водяным льдом с другой, известный как водяной снег. (Причина, по которой температура намного ниже стандартных 0 градусов Цельсия, когда вода замерзает на Земле, - это гораздо более низкое давление по сравнению с атмосферой Земли.) При еще более низких температурах, 30 Кельвинов (-240 градусов Цельсия), это снежная линия CO; ниже этой температуры окись углерода образует твердый лед.

Удары давления как ловушки для гальки

Что это означает для образования планетных систем? Многочисленные предыдущие симуляции уже показали, как скачки давления способствуют образованию планетезималей - небольших объектов диаметром от 10 до 100 километров, которые являются строительными блоками для планет. Ведь процесс образования начинается намного-намного меньшего, с пылинок. Эти частицы пыли имеют тенденцию собираться на границе в области низкого давления, поскольку частицы определенного размера дрейфуют к звезде, пока не будут остановлены более высоким давлением на внутренней границе области.

По мере того как концентрация зерен на границе давления увеличивается, и, в частности, увеличивается соотношение твердого материала (который имеет тенденцию к агрегированию) к газу (который имеет тенденцию раздвигать зерна), этим зернам становится легче образовывать гальку, а им объединяться в более крупные объекты. Галька - это то, как астрономы называют твердые камни размером от нескольких миллиметров до нескольких сантиметров.

Роль скачков давления для (внутренней) Солнечной системы

Но то, что все еще оставалось открытым вопросом, так это роль субструктур в общей форме планетных систем, таких как Солнечная система с характерным распределением каменистых внутренних планет земного типа и внешних газообразных планет. Этим вопросом занялись Андре Изидоро (Университет Райса), Бертрам Битч из Института астрономии Макса Планка и их коллеги. В поисках ответов они объединили несколько симуляций, охватывающих разные аспекты и разные фазы формирования планет.

В частности, астрономы построили модель газового диска с тремя выступами давления на границе силикат-газ и на линиях воды и снежной линии CO. Затем смоделировали процесс роста и фрагментации пылинок в газовом диске, образование планетезималей, рост от планетезималей к планетным зародышам (от 100 км в диаметре до 2000 км) рядом с местом расположения Земли, рост планетарных зародышей до планет для планет земной группы и накопление планетезималей во вновь образованном поясе астероидов.

В Солнечной системе пояс астероидов между орбитами Марса и Юпитера стал домом для сотен небольших тел, которые, как полагают, являются остатками или фрагментами столкновения планетезималей в этом регионе, которые никогда не росли, чтобы сформировать зародыши планет, не говоря уже о планетах.

Вариации на планетарную тему

Интересный вопрос для моделирования заключается в следующем: если бы первоначальная установка была немного другой, был бы конечный результат похожим? Понимание таких вариаций важно для понимания того, какие из ингредиентов являются ключом к результату моделирования. Вот почему ученые проанализировали ряд различных сценариев с различными свойствами для состава и температурного профиля диска. В некоторых симуляциях они только воздействуют на давление силиката и водяного льда, в других – на все три.

Результаты предполагают прямую связь между появлением Солнечной системы и кольцевой структурой ее протопланетного диска. Бертрам Битч из Института астрономии Макса Планка, который участвовал как в планировании исследовательской программы, так и в разработке некоторых из используемых методов, говорит: «Для меня было полной неожиданностью, насколько хорошо наши модели смогли уловить развитие планетной системы, вплоть до немного отличающихся масс и химического состава Венеры, Земли и Марса».

Как и ожидалось, в моделях планетезимали в симуляциях образовывались естественным образом возле выступов давления в виде «космической пробки» для гальки, дрейфующей внутрь, которая затем была бы остановлена ??более высоким давлением на внутренней границе выступа давления.

Рецепт внутренней Солнечной системы

Для внутренних частей смоделированных систем исследователи определили правильные условия для образования чего-то вроде нашей Солнечной системы: если область сразу за внутренним (силикатным) выступом давления содержит планетезимали примерно в 2,5 массы Земли, они будут расти и образовывать тела размером с Марс - в соответствии с внутренними планетами Солнечной системы.

Более массивный диск или более высокая эффективность образования планетезималей вместо этого приведет к образованию «суперземлей», то есть значительно более массивных скалистых планет. Эти суперземли будут находиться на близкой орбите вокруг звезды, прямо напротив внутренней границы скачка давления. Существование границы также может объяснить, почему нет планеты ближе к Солнцу, чем Меркурий - необходимый материал просто испарился бы так близко к звезде.

Моделирование даже заходит так далеко, что объясняет несколько отличающийся химический состав Марса, с одной стороны, Земли и Венеры, с другой: в моделях Земля и Венера действительно собирают большую часть материала, который сформирует массу из регионов, более близких к Солнца, чем текущая орбита Земли (одна астрономическая единица). Аналоги Марса в симуляциях, напротив, были построены в основном из материалов из регионов немного дальше от Солнца.

Как построить пояс астероидов

За пределами орбиты Марса моделирование выявило область, которая вначале была малонаселенной или, в некоторых случаях, даже полностью пустой от планетезималей - предшественника современного пояса астероидов Солнечной системы. Тем не менее, некоторые планетезимали из зон внутри или непосредственно за пределами позже забредут в область пояса астероидов и окажутся в ловушке.

Когда планетезимали столкнулись, полученные более мелкие части сформировали то, что мы сегодня наблюдаем как астероиды. Моделирование даже может объяснить различные популяции астероидов: то, что астрономы называют астероидами S-типа, тела, состоящие в основном из кремнезема, будут остатками блуждающих объектов, происходящих из области вокруг Марса, а астероиды C-типа, которые преимущественно содержат углерод, будут остатками заблудших объектов из области, расположенной непосредственно за пределами пояса астероидов.

Внешние планеты и пояс Койпера

Во внешней области, сразу за выступом давления, который отмечает внутренний предел присутствия водяного льда, моделирование показывает начало образования планет-гигантов - планетезимали около этой границы обычно имеют общую массу от 40 до 100 раз больше массы Земли, что согласуется с оценками общей массы ядер планет-гигантов в Солнечной системе: Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна.

В этой ситуации самые массивные планетезимали быстро наберут больше массы. Настоящее моделирование не является продолжением (уже хорошо изученной) более поздней эволюции планет-гигантов, которая включает первоначально довольно плотную группу, из которой Уран и Нептун позже мигрировали на нынешние позиции.

И последнее, но не менее важное: моделирование может объяснить последний класс объектов и его свойства: так называемые объекты пояса Койпера, которые сформировались за пределами самого внешнего выступа давления, который отмечает внутреннюю границу существования льда с оксидом углерода. Это даже может объяснить небольшие различия в составе между известными объектами пояса Койпера: опять же, как различие между планетезималями, которые первоначально сформировались за пределами выпуклости давления снежной линии CO и остались там, и планетезималями, которые отклонились в пояс Койпера из прилегающей внутренней области планеты-гиганты.

Два основных результата и наша редкая Солнечная система

В целом, распространение моделирования привело к двум основным результатам: либо скачок давления на снежной линии водяной лед образовался очень рано; в этом случае внутренние и внешние области планетной системы разошлись довольно рано, в течение первых ста тысяч лет. Это привело к образованию маломассивных планет земной группы во внутренних частях системы, как произошло в нашей системе.

В качестве альтернативы, если выпуклость давления водяного льда образуется позже или не так выражена, большая масса может дрейфовать во внутреннюю область, что вместо этого приведет к образованию суперземель или мини-Нептунов во внутренних планетных системах. Данные наблюдений за экзопланетными системами, которые до сих пор находили астрономы, показывают, что этот случай намного более вероятен, а наша собственная Солнечная система - сравнительно редкий результат образования планет.

Перспективы

В этом исследовании астрономы сосредоточили свое внимание на внутренней части Солнечной системы и планетах земной группы. Затем они хотят запустить моделирование, включающее детали внешних областей, включая Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Конечная цель - прийти к полному объяснению свойств нашей и других систем.

По крайней мере, для внутренней части Солнечной системы теперь известно, что ключевые свойства Земли и ближайшей к ней соседней планеты можно проследить до некоторой довольно простой физики: граница между замороженной водой и водяным паром, связанный с ней скачок давления в закрученном газовом диске и пыль, окружавшая молодое Солнце.

Результаты опубликованы в журнале Nature Astronomy.