Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego

Transkrypt

1 Krzysztof Gęsicki Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego Wykładkursowydla2r.studiówAS1 wykład 4: o lodowatych kometach i planetoidach oraz o środowisku rodzinnym młodego układu słonecznego

2 małe ciała Układu Słonecznego chociaż stanowią znikomą część masy całego układu zawierają nieproporcjonalnie wiele informacji istotnych dla nauki uniknęły one obróbki cieplnej po czasie ich powstania liczne są dokładne wyznaczenia orbit pozwalające na badanie procesów w dysku protoplanetarnym rysunki pokazują przykłady obiektów dwie komety z rodziny jowiszowej mają bardzo różne powierzchnie bardzo różne są księżyce Saturna

3 lodowe jądro komety 81P/Wild 2 ma bardzo małe albedo kometa P/Tempel 1 ma bardzo gładką powierzchnię

4 skalisty Phoebe został przechwycony z pasa Kuipera porowaty Hyperion powstał w dysku akrecyjnym Saturna

5 komety podstawowy podział: długookresowe pochodzą z obłoku Oorta, niemal izotropowy rozkład powstały w obszarze planet olbrzymich, wyrzucone stamtąd przy okazji akumulacji na jądra tych planet relikty dysku akrecyjnego Słońca krótkookresowe rozkład bliski ekliptyki powstały w zderzeniach w pasie Kuipera i rozproszonym dysku reliktaminiesą

6 skład chemiczny komet sonda Deep Impact wybiła w komecie Tempel krater do głębokości ok. 20m wykazała że skład chemiczny wyrzuconej materii jest zgodny z tym wcześniej odparowanym z powierzchni do komy sugeruje to że widmowa analiza komy jest wystarczająca do dyskusji budowy całej komety składowa lotna komety to głównie woda zdodatkiem(dook.20%)kilkuinnychmolekułjakch 3 OH,CO 2,CO stosunek lodów do skał znany jest kiepsko, szacowany jest od kilku części dziesiątych do kilku

7 rozmiary komet dzisiaj możemy je mierzyć bezpośrednio ale nie jest to rozmiar pierwotny komet komety tracą masę przy każdym przejściu przez peryhelium

8

9 jestprawdopodobneżerozkładmaskometzobłokuoortajestinnyodtychz pasa Kuipera choć narazie trudno to wykazać obserwacyjnie ze względu na mało liczną próbkę danych komety potrafią rozpadać się samoistnie jądra komet wykazują strukturę warstwową

10 masę komety możemy dedukować z oddziaływań niegrawitacyjnych w czasie przejścia przez peryhelium takie oddziaływania można modelować mając do dyspozycji pomiary z trzech okresów orbitalnych mając masę i objętość wyznaczamy gęstość

11 narastanie ziaren w dysku protoplanetarnym było obszernie badane jednym z kluczowych zagadnień jest mieszanie materii w kierunku radialnym od Słońca, najprawdpodobniej w formie radialnego mieszania ciał makroskopowych krytaliczne krzemiany obecne w wielu kometach musiały powstać w wewnętrznym układzie słonecznym i przemieścić się na zewnątrz do rejonu tworzenia komet proces agregacji był nasilony dzięki radialnej migracji komety powstawały z rozmaitych kometezymali

12 od niedawna sugeruje się, że kometezymale są bardzo delikatne mniejsze z nich akreując na większe nie zagłębiają się, ale rozpłaszczają się na powierzchni

13 nadal nie rozumiemy: jak kometezymale łączą się jak jądra bronią się przed rozpadem przy zderzeniu czy komety pasa Kuipera pochodzą z rozpadu dużego obiektu TNO, czy raczej były dość wcześnie wyrzucone do dysku rozproszonego atamczęśćznichurosładoróżnychtno a część rozproszyła się bliżej Słońca

14 planetoidy- asteroidy- planetki

15 największe grupy asteroid to: pas główny asteroid j.a. oraz Trojanie na orbicie Jowisza

16 w pasie głównym największa jest Ceres(959 km) 3względemwielkościWesta(530km)jużjestzbytmałomasywnabybyćokrągłą znamy obecnie asteroid pasa głównego wszystkie zebrane razem utworzyłyby obiekt o średnicy 1500 km

17 najprawdopodobniej to Jowisz swoją grawitacją nie pozwolił kawałkom asteroid połączyć się w większą planetę rezonanse wewnątrz orbity Jowisza są niestabilne po upływie czasu opustoszały przerwy Kirkwooda

18 w odległości ok. 3.5 j.a. występuje tzw. linia lodu asteroidy powstały wewnątrz tej linii zbudowane ze skał komety powstały na zewnątrz mieszanka lodów i skał

19 asteroidy nie mają takiej samej budowy nie bardzo wiadomo dlaczego

20 możemy podzielić je na grupy według podobieństwa elementów orbitalnych taka rodzina pochodzi z rozpadu większego obiektu

21 porównując widma asteroid z materiałem meteorytów możemy identyfikować pochodzenie niektórych z nich przypuszcza się że tzw. meteoryty HED pochodzą z Westy ich źródłem może być olbrzymi krater

22 Westa rezultaty misji DAWN News Release: Westa jest bardziej podobna do małej planety, czy do ziemskiego Księżyca, niż do innych asteroid obecnie uważa się że Westa jest blokiem budulcowym planet, o żelaznym jądrze i warstwowej strukturze jedynym znanym, który przetrwał z początkowego okresu układu słonecznego złożoną budowę geologiczną przypisujemy procesowi geologicznemu, który około 4.56 miliarda lat temu rozwarstwił asteroidę na skorupę, płaszcz i żelazowe jądro przy promieniu ok. 110 kilometrów planety typu ziemskiego oraz Księżyc powstały w podobny sposób

23 sonda Dawn obserwowała rozkład minerałów uwidoczniony dzięki popękaniom skorupy spowodowanym uderzeniami meteorytów, rozkład ten potwierdza hipotezę, że asteroida pokryta była kiedyś podpowierzchniowym oceanem magmy ocean magmy powstaje kiedy obiekt przechodzi niemal całkowite stopienie, co skutkuje następnie warstwowymi strukturami bloków budulcowych mogących następnie formować planety takie obiekty z oceanami magmowymi zakończyły swój żywot wchodząc w skład Ziemi i innych planet

24 Meteoryty pochodzące z Westy zebrane dane potwierdzają wcześniejsze hipotezy, że pewna grupa meteorytów znalezionych na Ziemi pochodzi właśnie z Westy charakterystyki znalezionych w tych metaorytach pyroxenów oraz innych minerałów bogatych w żelazo i magnez dokładnie odpowiadają tym znalezionym w skałach na powierzchni Westy takie obiekty to około 6% wszystkich meteorytów spadłych na Ziemię Westa jest jednym z największych pojedynczych źródeł meteorytów poza tym pierwszy raz mieliśmy do czynienia z sondą kosmiczną badającą samo źródło próbek które były wcześniej zidentyfikowane na Ziemi

25 wiemy że topografia Westy jest całkiem stroma i zróżnicowana niektóre kratery mają bardzo strome zbocza z niemal pionowymi ścianami i z osuwiskami występującymi częściej niż się spodziewano zespół sondy Dawn potrafił datować dwa wielkie uderzenia które trafiły w południową półkulę Westy utworzyłyonebasenveneiaprzedokoło2mldlat a basen Rheasilvia ok miliard lat temu Rheasilvia jest największym basenem uderzeniowym na Weście rozległe baseny uderzeniowe na Księżycu są całkiem stare fakżenaweściesątakmłodebyłniespodzianką

26 asteroida Itokawa budowa wnętrza ta przybliżająca się(tzw. NEA Near Earth Asteroid) do Ziemi asteroida była obserwowana z bliska przez sondę Hayabusa w roku 2005, otrzymano bardzo szczegółowy model jej kształtu i topografii powierzchniowej (fotografię widzieliśmy wcześniej) praca Lowry et al., 2014, A&A 562, 48 opisuje najnowsze wyniki analiz w latach 2001 do 2013 obserwowano rotacyjne zmiany blasku obejmujące pięć ostatnich zbliżeń do Ziemi wyznaczonoprzyspieszanierotacjidω/dt=(3.54±0.38) 10 8 radday 2 któreodpowiadaskracaniuokresurotacjio 45msyear 1

27 analizowano następnie czy zmiany rotacji mogą być wyjaśniane efektem YORP ( Yarkovsky-O Keefe-Radzievskii-Paddack) efekt ten jest powodowany anizotropową emisją termiczną i anizotropowym rozpraszaniem promieniowania słonecznego dzięki dokładnej znajomości kształtu asteroida Itokawa jest doskonałym obiektem do tego typu badań otrzymano, że aby pogodzić obserwowany efekt z modelowanym teoretycznie trzeba środek masy asteroidy przesunąć o ok. 21 m wzdłuż osi głównej można to wyjaśnić przy założeniu że Itokawa składa się z dwóch oddzielnych ciał o róznych gęstościach oznacza to że Itokawa jest zlepkiem powstałym albo w rezultacie katastroficznego rozpadu większego obiektu, albo z kolapsu układu podwójnego

28

29 wgląd w strukturę wewnętrzną uzyskaliśmy dzięki obserwacjom fotometrycznym z Ziemi zamiast wysyłania specjalizowanej sondy kosmicznej

30 środowisko rodzinne naszego układu planetarnego powstawanie planet jest powiązane z powstawaniem gwiazd planety tworzą się w dysku który powstał przy kolapsie protogwiazdy gwiazdy na ogół nie powstają w samotności w szczególności Słońce powstało w gromadzie o jakiejś liczebności N Słońce liczy sobie jakieś 4.6 miliarda lat obłoki molekularne mają czasy życia szacowane na dziesiątki milionów lat gromady gwiazd rozpływają się po dziesiątkach, najwyżej setkach, milionów lat czyli środowisko rodzinne Słońca już dawno się rozproszyło tym niemniej próbujemy je zrekonstruować

31 trzeba wziąć pod uwagę warunki: Słońce jest stosunkowo dużą gwiazdą: z 50 najbliższych zajmuje szacowną 4 pozycję pod względem masy IMF(initial mass function początkowa funkcja mas) jest znacząco przeważona w stronę gwiazd o małej masie, wyliczony ułamek gwiazd o masie większej od Słońca wynosi 0.12 czyli nienajmniejsza masa Słońca jest nieprzeciętnym 12% efektem Słońce jest gwiazdą pojedynczą, choć większość(2/3) mu podobnych znajduje się w układach podwójnych Słońce ma stosunkowo dużą metaliczność, spośród najbliższych karłów typu G tylko ok. 1/4 ma metaliczność tak dużą, jak Słońce podejrzewamy, że część tej metaliczności może pochodzić od supernowej

32 Słońce posiada znaczącą ilość planet, w dodatku jest to układ wysoce uporządkowany, co jest silnym warunkiem w badaniach jego historii układ Słoneczny ma kilka widocznych brzegów: planetaneptunnaorbiciea 30j.a.świadczyotym, że mgławica słoneczna musiała rozciągać się do tej odległości Pas Kuipera z dużą ilością małych skalistych obiektów iwyraźnągranicąprzy 50j.a., mimo małej masy całkowitej jest dynamicznie wzbudzony, co trzeba uwzględnić w scenariuszach ewolucyjnych Obłok Oorta z niemal sferyczną kolekcją komet, rozciągającysiędo 50000j.a.(0.3pc)

33 jednym z bardziej intrygujących warunków na gromadę rodzinną Słońca jest fakt, że w epoce formowania planet występowało wiele pierwiastków radioaktywnych krótko żyjących ich obecność stwierdzono pośrednio, analizując produkty rozpadu występujące w meteorytach. te krótkotrwałe pierwiastki musiały być wyprodukowane lokalnie, blisko miejsca i czasu tworzenia Słońca. nie więcej niż milion lat mógł upłynąć od ich wyprodukowania do włączenia w proto-słoneczną mgławicę

34 demografia wiedząc, że większość gwiazd tworzy się w grupach i gromadach podejmowane są próby oszacowania warunków panujących przy narodzinach Słońca w sąsiedztwie Słońca przeglądy wykazują istnienie gromad o liczebności najnowsze wyniki z SST wykazują, że mediana rozkładu ilości gwiazd w gromadzie rodzinnej jest ok. 100 starsze dane wykazywały większe ilości ogólnie przyjmuje się, że tylko ok. 10% gwiazd rodzi się w systemach, które pozostaną grawitacyjnie związanymi gromadami przez dłużej niż milionów lat większość gromad żyje dużo krócej, niż jest to potrzebne do wyjaśnienia wielu cech układu słonecznego

35 ile razy od swoich narodzin Słońce okrążyło centrum Galaktyki? Znając prędkość Słońca na orbicie 235 km/s oraz zakładając, że promień orbity się nie zmienił, otrzymamy 22 okrążenia układ słoneczny od narodzenia przebył ponad megaparsek odległe mijanki z gwiazdami mogły zmienić wektor prędkości ale podczas tej długiej drogi nie miało miejsca żadne bardzo bliskie spotkanie z mijającą gwiazdą, gdyż nie obserwujemy żadnych jego śladów w orbitach planet

36 we wczesnym układzie słonecznym występowało znaczące obcięcie gęstości dysku na promieniu ok. 30 j.a. nic takiego nie jest widoczne w ostatnich obserwacjach dysków wokółgwiazdowych w obszarach tworzenia gwiazd. Jakieś zdarzenie musiało doprowadzić do tego obcięcia, mogło to być bliskie spotkanie albo odparowanie promieniowaniem, oba czynniki pochodziłyby z zewnątrz niedawne odkrycie w układzie słonecznym rozciągłego, rozproszonego dysku, zawierającego np. Sednę z bardzo ekscentryczną orbitą, może stanowić wskazówkę na minione oddziaływanie z mijającą gwiazdą

37 wyprowadzenie Sedny na dalszą orbitę oraz obcięcie dysku mogłoby zajść przy bliskim spotkaniu w odległości j.a. typowy układ planetarny w typowej gromadzie doznałby przeciętnie jednego takiego zdarzenia w czasie 10 mln lat, czyli wspomniany wyżej warunek lokuje Słońce w przeciętnej gromadzie jakiekolwiek bliskie spotkanie prowadzące do wytworzenia krawędzi w pasie Kuipera musiało mieć miejsce wystarczająco wcześnie, nie później niż 10 mln lat po rozpoczęciu tworzenia obłoku Oorta, inaczej rozproszony dysk zawierałby zbyt wiele obiektów albo nie byłoby chmury Oorta

38 we wczesnych fazach ewolucji każdy układ planetarny może odrzucić dużą ilość ciał skalistych, część z tych wyrzutków pozostaje związana z gromadą i może być wychwycona przez inne układy planetarne. W zasadzie nasz układ słoneczny może zawierać trochę skał z innego układu planetarnego, alejaknarazietotylkoteoria

39 pole promieniowania w środowisku gromady gwiazdowej promieniowanie UV tła często jest silniejsze, niż to od centralnej gwiazdy i może prowadzić do foto-odparowania dysku wokółgwiazdowego, w ekstremalnym przypadku uniemożliwiając wogóle powstawanie planet zatem nasz układ słoneczny powstał w umiarkowanym polu UV pozwalającym na istnienie dysku wewnątrz promienia 30 j.a. typowa pobliska gromada, zpopulacjąn=300 ipromieniemr=1pc, przy standardowej IMF będziemiała1 2gwiazdyomasachM >10M skala czasowa odparowywania dysku promieniowaniem UV takich gwiazd będzie większa od typowego czasu życia dysku w takich warunkach mógł powstać nasz układ Słoneczny

40 zauważmy przy okazji, że Neptun i Uran są raczej olbrzymami lodowymi aniegazowymi,jakjowiszisaturn. Mała zawartość gazu w tych planetach może wskazywać na zjawisko foto-odparowania mgławicy słonecznej przy promieniu ok. 30 j.a. Alternatywnym tłumaczeniem byłoby, że Uran i Neptun tworzyły się w dłuższym czasie a przez to w zmniejszonej obecności gazu inną alternatywą jest migracja planet o tym dalej

41 materia z zewnątrz pomysł powstania układu słonecznego przy udziale wybuchu SN pochodzizlat1970-tych,kiedytostwierdzonoobecnośćizotopu 26 Al o czasie połówkowego rozpadu 0.72 mln lat. Zasugerowano wówczas, że molekularne jądro z którego formowało się Słońce zostało zasilone w krótkotrwałe izotopy przez wybuch SN (chociaż 26 AlmożebyćrównieżprodukowanynaAGB) wydajesię,żegwiazdaomasiepoczątkowejm 25M dostarczyłaby najodpowiedniejszej mieszanki krótkożyjących izotopów tak masywna gwiazda wymaga do jej utworzenia liczniejszej gromady N 1000

42 z supernową są kłopoty: masywne gwiazdy rozdmuchują wokół siebie wielkie zjonizowane obszary H II inne gwiazdy powstają zatem zbyt daleko by materia z SN tam dotarła SNnadprodukują 60 Fe niezgodniezwyznaczeniamidlasłońca najprawdopodobniejźródłem 26 Al był wiatr pojedynczej masywnej gwiazdy WR być może według scenariusza pokazanego na obrazku

43 w tym modelu Słońce jest gwiazdą drugiej generacji masywnagwiazdaktóradostarczyła 26 Aljestobiektemrodzicielskim w sumie potrzebne jest połączenie supernowej i innej masywnej gwiazdy SN powinna być odpowiednio blisko, żeby wzbogacić mgławicę słoneczną, aleniezablisko,żebyjejnierozerwać, 0.2 pc wydaje się dobrym kompromisem

44 gwiazdam 25M wybuchniejakosnpook.7.5mlnlat, co jest okresem krótszym od typowego czasu rozpadu gromady( 10 mln lat), choć chciałoby się mieć większą różnicę taka masywna gwiazda zanim wybuchnie jako SN emituje znaczne ilości promieniowania UV mogącego łatwo odparować młodą mgławicę słoneczną. Zatem Słońce powinno przez dłuższy czas przebywać poza zasięgiem promieniowania UV tej gwiazdy izbliżyćsiędoniejkrótkoprzedwybuchemsn. ten scenariusz wymaga trochę kombinowania

45 bardziej prawdopodobny jest scenariusz, w którym SN wzbogaca obłok molekularny w którym układ słoneczny już zaczął się tworzyć mniej prawdopodobna wydaje się wersja, w której wybuch SN dopiero inicjuje kolaps grawitacyjny jądra obłoku molekularnego, gdyż zanim dojdzie do wybuchu SN, gaz z gromady zostaje rozwiany iprocestworzeniagwiazdzakończonywczasieok.1mlnlat

46 młode Słońce produkowało rozbłyski(flary) podobne do współczesnych nam, tylko silniejsze, będące źródłem fotonów, protonów i cząstek alfa. strumienie rozpędzonych cząstek zderzając się ze stabilnymi izotopami o pośrednich masach, mogą produkować radioaktywne izotopy, jakwspomnianyjuż 26 Al,orazznalezionywmeteorytach 10 Be proces rozbijania jąder atomowych bombardowaniem energetycznymi cząstkami nosi nazwę spalacji sposób wzbogacania składu chemicznego dysku wokółgwiazdowego od wewnątrz nosi nazwę modelu X-wind

47 izotopy 10 Bei 7 Be mogą powstawać wyłącznie w procesach spalacji, a nie w reakcjach jądrowych w gwiazdach i następnie rozrzucanych w wybuchach SN zkoleiobserwowanyizotop 60 Fe nie może powstać przez napromieniowanie od wewnatrz dysku, lecz tylko przy wybuchu SN

48 podsumujmy nasze oszacowania gromady macierzystej Słońca obserwowane wzbogacenie w krótktrwałe radio izotopy sugerujegromadęoliczebnościn 1000 poto,żebyszansanautworzeniegwiazdy25m byłaznacząca nie wszystkie obserwowane nadwyżki izotopów są wyjaśniane wybuchem SN lekkie izotopy muszą być wyjaśniane przez model lokalnego napromieniowania gromadaoliczebnościn= produkuje silne pole promieniowania oraz znaczne prawdopodobieństwo bliskich spotkań, a jednocześnie takich, że układ słoneczny ma szansę przetrwać działanie obu tych czynników

49 zarówno Słońce jak i przyszła SN musiały powstać mniej więcej równocześnie, SN wybuchła 7.5 mln lat później, w tym czasie mgławica słoneczna miała wciąż dość masy by przechwycić materiał z SN nieco lepiej pasowałoby, gdyby Słońce powstało kilka mln lat poźniej wkrótce po wybuchu SN kończy się tworzenie planet olbrzymich, ale układ pozostaje jeszcze w macierzystej gromadzie po to by jakieś bliskie spotkanie mogło zaburzyć orbitę Sedny i przykroić zewnętrzny brzeg pasa Kuipera po tym spotkaniu, gdzieśwwieku10 100mlnlat układ słoneczny opuścił macierzystą gromadę

50 możemy szacować najbardziej prawdopodobą liczebność gromady ciągłaniebieska prawdpodobieństwosnprzym 25M przerywane niebieskie prawdpodobieństwo bliskiego spotkania b 400j.a.bywyprodukowaćSednę, aleniebliżejniżb 225j.a.byniepopsućorbit pomarańczowe kropki prawdpodobieństwo że UV nie zniszczy mgławicy

51 możliwą gromadą rodzinną Słońca jest, podobno, M 67 ma podobny wiek, skład chemiczny jedna z jej gwiazd lepiej pasuje składem do Słońca niż te z najbliższego naszego sąsiedztwa ma jednak bardzo różną orbitę w Galaktyce alesąposzlaki,żem67zmieniłaswojąorbitę w tym przypadku Słońce opuściło M 67 zanim miało miejsce zaburzenie M 67 przez GMC

52 literatura Michael F. A Hearn Comets as Building Blocks, ARA&A, 49, 281(2011) Fred C. Adams The Birth Environment of the Solar System Annu. Rev. Astron. Astrophys :47 85 jestciekawastronanasaomisjidawndoplanetoidwestyiceres można sprawdzić, gdzie sonda jest obecnie można oglądać zdjęcia, animacje, materiały naukowe i dydaktyczne, itp

53 zagadnienia wymagane na egzaminie komety- podstawowy podział komety- rozmiary, ogólna budowa asteroidy-pasgłównyorazinnegrupy asteroidy- skomplikowana budowa, przykłady Westy i Itokawa Słońce na tle sąsiednich gwiazd cechy mgławicy macierzystej Słońca wpływ sąsiednich gwiazd na powstanie układu słonecznego