ASTROBIOLOGIA. Wykład 3

Transkrypt

1 ASTROBIOLOGIA Wykład 3 1

2 JAK POWSTAJĄ GWIAZDY I UKŁADY PLANETARNE? 2

3 POWSTANIE GWIAZD I PLANET: SCHEMAT Układ planetarny: obłok molekularny mgławica słoneczna dysk protoplanetarny układ planetarny i planety (oraz inne obiekty w układzie planetarnym). Fazy powstawania układu planetarnego: 1. Faza opadania (spadku); 2. Dynamiczna ewolucja; 3. Faza oczyszczania 3

4 JAK POWSTAJĄ OBŁOKI MOLEKULARNE? Proces formowania obłoków molekularnych cykl: gaz i pył z ośrodka międzygwiazdowego gwiazdy ośrodek międzygwiazdowy. Materia międzygwiazdowa: głównie H, He; pochodzenie: WW, gwiazdy; gęstość: 1 atom wodoru/cm 3 MM: emisja energii, stygnięcie, dzielenie się na obłoki; emisja energii: IR; T ρ 1000 atomów/cm3 nieprzezroczysta dla UV, powstają molekuły i obłoki molekularne. 4

5 OBŁOKI MOLEKULARNE Parametry: Masy: od: M ʘ do: ~ M ʘ Temperatury: ~10 30 K Gęstości: od 100 do ~1000 cm -3 Skład: głównie H, He, molekuły, pył (1-2%); Molekuły: H 2, CO, CN, CS, SiO, OH, H 2 O, HCN, SO 2, H 2 S, NH 3, H 2 CO i inne (H+C+N+O); COM; Molekuły: ułamek masy obłoku. 5

6 OBŁOKI MOLEKULARNE JAK POWSTAJĄ MOLEKUŁY? 6

7 OBŁOKI MOLEKULARNE JAK POWSTAJĄ MOLEKUŁY? 7

8 OBŁOKI MOLEKULARNE PROTOGWIAZDA Faza pośrednia ciemne obłoki i gęste jądra: gęstość > 10 tyś. atomów H/cm 3, masy tyś M ʘ Rozkład mas odpowiada rozkładowi mas gwiazd (obłoki są 3 x cięższe od gwiazd 1/3 materii przechodzi do gwiazdy, reszta rozpraszana). 8

9 OBŁOKI MOLEKULARNE: STABILNOŚĆ Stabilność obłoku: Ciśnienie gazowe (+ pole magnetyczne + ruchy turbulentne + rotacja) = grawitacja Uproszczenie: teoria wiriału: grawitacyjna energia potencjalna = 2 x energia kinetyczna E G = 2E K E G > 2E K kolaps Masa Jeansa: minimalna masa chmury: M J ~ T ρ M > M J 9

10 CO POWODUJE KOLAPS OBŁOKU MOLEKULARNEGO? Co może spowodować kolaps (wiele przyczyn): Przejście przez ramię spiralne Galaktyki; Zderzenia galaktyk; Wybuchy super(nowych) i fala uderzeniowa; Intensywne wiatry gwiazdowe; Powolne wypromieniowanie ciepła; ( ). 10

11 CO POWODUJE KOLAPS OBŁOKU MOLEKULARNEGO? Co może spowodować kolaps (wiele przyczyn): Przejście przez ramię spiralne Galaktyki; Zderzenia galaktyk; Wybuchy super(nowych) i fala uderzeniowa; Intensywne wiatry gwiazdowe; Powolne wypromieniowanie ciepła; ( ); Protogwiazda w początkowej fazie ewolucji Materia odrzucana wzdłuż osi obrotu Barnard

12 JAK POWSTAJĄCE GWIAZDY WPŁYWAJĄ NA SIEBIE I OTOCZENIE? Gwiazdy powstają w gromadach Oddziaływania między ciemnymi obłokami i gęstymi jądrami: Model 1: w obłoku wiele protogwiazd duże prędkości zbieranie materii: konkurencyjna akrecja; Model 2: turbulencja: wzmacnia kolaps (albo inicjuje), decyduje o masach i rozmiarach gwiazd. NGC2264, Choinka: Obserwacje: model 1 + model 2 12

13 OBSZARY POWSTAWANIA GWIAZD OBSERWACJE Wiek 10 7 : Kinematyczny wiek grupy gwiazd; Wiek gwiazd na H-R; Linia Li. Gwiazdy przed ciągiem głównym: Gwiazdy T-Tauri, Obiekty Herbiga-Haro, Gwiazdy FU Orionis. 13

14 OBSZARY POWSTAWANIA GWIAZD OBSERWACJE Wiek 10 7 : Kinematyczny wiek grupy gwiazd; Wiek gwiazd na H-R; Linia Li. Gwiazdy przed ciągiem głównym: Gwiazdy T-Tauri, Obiekty Herbiga-Haro, Gwiazdy FU Orionis. 14

15 OBSZARY POWSTAWANIA GWIAZD OBSERWACJE HH

16 JAK POWSTAJĄ GWIAZDY MASYWNE? Gwiazdy masywna: nieliczne, krótki czas życia; Ważna rola w ewolucji galaktyk: silne promieniowanie, wyrzuty materii energia do ISM; supernowe: pierwiastki ciężkie do ISM. Standardowa teoria: do 20 M sun ; ciśnienie promieniowania + wiatr gwiazdowy > akrecja i rozproszenie obłoku. Rozwiązanie: Modele akrecji materii na gwiazdę: strumienie, kolumny akrecyjne + ucieczka materii ciśnienie nieistotne; w opadającej materii inne gwiazdy. 16

17 DYSKI WOKÓŁGWIAZDOWE 17

18 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 1. KOLAPS OBŁOKU MOLEKULARNEGO 1. Kolaps obłoku międzygwiazdowego i powstanie gwiazdy: od 100 tyś. do kilku milionów lat; 2. Wokół młodych gwiazd gazowopyłowy dysk (skład: H i He); 3. Centrum dysku: gaz sublimuje (wysokie temperatury i gęstości); 4. Zewnętrzne warstwy: ziarna pyłu mogą przetrwać i się powiększyć (kondensacja gazu); 5. Dysk: 10 mln lat; rozproszony; 6. Planety powstają w dyskach wokółgwiazdowych (z porównania składu chemicznego). 18

19 DYSK WOKÓŁGWIAZDOWY FAZA OPADANIA Czas trwania fazy opadania: ~ lat Gaz i pył z małym momentem pędu względem centrum opada na centrum, powstaje protogwiazda; Siła odśrodkowa: materia z dużym momentem pędu opada na protogwiazdę, ale nie może jej osiągnąć; Materia jest na orbicie wokół protogwiazdy i przemieszcza się na płaszczyznę równikową grzanie; dysk wokółgwiazdowy; Płaszczyzna równikowa ~prostopadła do osi rotacji centrum zapadającego się obłoku molekularnego; Kierunek momentu pędu centrum definiuje płaszczyznę dysku; wielkość momentu pędu wpływa na podział materii między protogwiazdę i jej dysk. 19

20 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 2. SORTOWANIE MATERIAŁU 1. Ziarna pyłu w dysku zlepiają się i rosną (unoszone przez gaz); pochłaniają światło, emitują w IR wewnętrzne obszary dysku są ogrzewane; 2. Orbitalna prędkość gazu < od prędkości z praw Keplera (bo ciśnienie i rotacja = grawitacja gwiazdy); różne prędkości ziaren; 20

21 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 2. SORTOWANIE MATERIAŁU 3. Linia śniegu: 2-4 AU od gwiazdy; ziarna ogrzewają się, tracą H 2 O i substancje o małej temperaturze sublimacji (lotne); w US między orbitami Marsa i Jowisza; 4. Podział: część wewnętrzna i zewnętrzna obiekty skaliste i lodowe; substancje lotne lub ich brak). 21

22 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 2. SORTOWANIE MATERIAŁU 5. Na linii śniegu: cząsteczki wody; 6. Efekty: skokowa zmiana własności gazu; P wew < P zew zwiększenie prędkości orbitalnej gazu gaz przyspiesza ziarna i nie opadają na gwiazdę linia śniegu zaspa (zgromadzona ziarna z zewnątrz). 22

23 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 2. SORTOWANIE MATERIAŁU 7. Zaspa: ziarna zderzają się i rosną; 8. Gdy przejdą przez linię śniegu: lód + związki organiczne (i rosną); rośnie grawitacja; 9. Powstają planetozymale (rozmiary: do kilku kilometrów); ten etap kończy się po kilku mln lat. 23

24 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 3. EMBRIONY PLANET 1. Czas: 1 10 mln lat; zderzenia planetozymali (i ich wzrost lub rozpad); ustalają się rozmiary i masy obiektów; 2. Orbity planetozymali: eliptyczne; zderzenia i opór gazu: orbity kołowe; 3. Wzrost masy grawitacja oligarchia planetarne embriony wychwytują pozostałe planetozymale; 24

25 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 3. EMBRIONY PLANET 4. Obszar i czas dominacji embrionu (pierścień) rośnie wraz z odległością od gwiazdy (od 100 tyś lat (0.1 masy Ziemi, 1AU) do kilku milionów lat (kilka mas Ziemi); większe w pobliżu linii śniegu); 5. Oligarchowie potencjalne planety; nadmiarowe planety: wyrzucane lub pochłaniane konfiguracja równowagowa. 25

26 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 4. POWSTANIE GAZOWYCH OLBRZYMÓW 1. Embrion przyciąga gaz opada i rozgrzewa się i emituje ciepło; mała wydajność promieniowania: mało atmosfery; 2. Ważne zewnętrzne warstwy atmosfery gradient temperatury (zależy od masy początkowej) i przezroczystość (zależy od składu chemicznego). 3. Modele: najlepsze warunki w pobliżu linii śniegu (duże embriony); możliwe inne położenia bardziej masywne dyski; 4. Problem: migracje. 26

27 MIGRACJE PLANET Migracja planet: wynik wymiany momentu pędu między dyskiem protoplanetarnym i planetami; Migracja typu 1: grawitacja embrionu powoduje falę, ona zaburza orbitę embrionu (traci moment pędu na rzecz cząstek dysku i przenosi się na niższą orbitę) Migracja typu 2: planety masywniejsze niż 10 mas Ziemi pochłaniają gaz i pył z otoczenia koniec migracji typu I. Gaz napływa, powodując dalszy wzrost i przesuwanie się planety. Ciśnienie i tarcie dążą do zamknięcia przerwy malenie energii orbitalnej. 27

28 MIGRACJE PLANET Migracja typu 3: na skutek oddziaływań z resztą układu planeta zostaje wyrzucona poza układ lub trafia na kurs kolizyjny z gwiazdą; Rozpraszanie planetozymali: pas Kuiper i Obłok Oorta działanie planet olbrzymów; Oddziaływanie grawitacyjne Urana i Neptuna powoduje duże ekscentryczności bliskich planetozymali; planety mogą być przerzucone na orbity kolejnych planet aż do Jowisza; Jowisz wyrzuca je poza Układ Słoneczny na orbity bliskie parabolicznym. 28

29 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 4. POWSTANIE GAZOWYCH OLBRZYMÓW 1. Procesy: wzrost embrionów, zanikanie dysku, migracje; 2. Wpływ: skład chemiczny dysku: H + He + pierwiastki ciężkie (Z) (obserwacje); 3. Większe Z większa gęstość dysku większe embriony; 4. Szybki wzrost: ~1000 lat ½ masy Jowisza; wystarczająco duża masa: planeta modyfikuje dysk: przerwa; 5. Graniczna (i końcowa) wartość masy zależy od czasu (i odległości). 29

30 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 5. GAZOWY OLBRZYM NA CIASNEJ ORBICIE 1. Obserwacje gorące Jowisze; czas 1 3 mln lat 2. Powstanie: Powstanie w pobliżu linii śniegu; dysk musi zawierać dużo pyłu i gazu; Migracja typu II Koniec migracji: oddziaływanie pola magnetycznego (usuwa gaz, bez gazu nie ma migracji) lub oddziaływania pływowe gwiazdaplaneta i stabilizacja orbity. 30

31 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 6. DRUGIE POKOLENIE OLBRZYMÓW 1. Czas trwania: 2 10 mln lat; 2. Pierwszy gazowy olbrzym ułatwia powstanie następnych; 3. Sposoby: Przerwa i dodatkowa linia śniegu; różnica ciśnień przyspieszenie gazu brak hamowania pyłu brak migracji; Grawitacja planety: planetozymale do zewnętrznej części; Ważne: czas, odległość (ilość planetozymali); Komplikacje: grawitacja planet i ich wzajemne odległości; grawitacja zmiana orbit na eliptyczne. 31

32 DYSKI OKOŁOGWIAZDOWE OBSERWACJE 32

33 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 7. PLANETY TYPU ZIEMSKIEGO 1. Czas mln lat; prosty proces 2. Planety skaliste, budowa: materiały o wysokiej temperaturze sublimacji (Fe, Si) powstały wewnątrz linii śniegu; 3. Początkowa masa: 0.1 masy Ziemi, dalszy wzrost: zderzenia (orbity eliptyczne, po rozproszeniu dysku embriony destabilizują orbity); 33

34 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 7. PLANETY TYPU ZIEMSKIEGO 4. Ponowne ustabilizowanie orbit: wynik oddziaływania z planetozymalami? resztki gazu? 5. Lub: migracje pod wpływem grawitacji Jowisza dodatkowa materia (potwierdzenie: czasy powstania: pas planetoid: 4 mln lat, Mars: 10 mln lat, Ziemia: 50 mln lat); ale są planety typu ziemskiego w układach bez Jowisza; mln lat powstanie Księżyca (Wielkie Bombardowanie). 34

35 POWSTANIE KSIĘŻYCA ZIEMI Charakterystyka: Masa 1/80 M Z ; średnica: ¼ D Z ; gęstość Księżyca ~25% mniejsza niż gęstość Ziemi; jądro: 3% masy; izotop tlenu takie same proporcje jak dla Ziemi; Mała ilość pierwiastków lotnych (K połowa obfitości ziemskiej, H 2 O śladowe ilości); różnice w składzie chem. (np. Fe); Budowa Księżyca przypomina budowę skorupy Ziemi, z mniejszą obfitością elementów lotnych; Powstanie: zderzenie Ziemi z Theą (1/3 M Z ); zderzenie pod kątem; Thea jest niszczona, zostaje obłok dookoła Ziemi (Thea + część skorupy i płaszcza Ziemi); wynik: większe jądro Ziemi, większa masa Ziemi, księżyc (kolaps kilka lat); odległość ~24 tyś. km; obecnie ~385 tyś. km (ruch orbitalny i obrotowy + pływy + zasada zachowania momentu pędu). 35

36 ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 8. WIELKIE SPRZĄTANIE 1. Czas: 50 mln 1 mld lat; 2. Rozproszenie gazowego dysku; rozpraszanie planetozymali przez gazowe olbrzymy; powstanie pasa Kuipera; obłoku Oorta; 3. Migracja planet. 36

37 MAŁE OBIEKTY W UKŁADZIE PLANETARNYM PAS KUIPERA I OBŁOK OORTA Powstanie: duża liczba małych planetozymali uformowanych pomiędzy ~3 30 AU została wyrzucona z Układu Słonecznego: perturbacje grawitacyjne planet olbrzymów. Masa: M Z 37

38 MAŁE OBIEKTY W UKŁADZIE PLANETARNYM PAS ASTEROID Obiekty: promienie >10km, całkowita masa <10-3 M Z Problemy: mało masy, brak planety, ekscentryczne orbity, duże nachylenie orbit, różnorodność, zróżnicowana budowa wewnętrzna; Bliskość Jowisza: wpływ na ubytek masy, własności orbit ekscentryczności i nachylenia; Przeniesienie na orbitę Jowisza, wyrzucone poza Układ Słoneczny, zaakreowane przez Jowisza. 38

39 KSIĘŻYCE PLANET OLBRZYMÓW Księżyce i pierścienie planet olbrzymów: analogi układów planetarnych: planety olbrzymy mają wiele satelitów, większość dużych obiektów ma ~kołowe orbity w płaszczyźnie równika, ruch prosty po orbicie; Małe satelity: blisko planety, pierścienie, duże satelity: odległości od kilku promieni planety; małe satelity na ekscentrycznych orbitach. Różnorodność: różne mechanizmy powstania. 39

40 KSIĘŻYCE PLANET OLBRZYMÓW Satelity regularne (mała ekscentryczność, ruch prosty, płaszczyzna równika, wewnątrz sfery Hilla); Powstanie: dysk okołoplanetarny, procesy akrecji w dysku gazowo-pyłowym otaczającym planetę. 40

41 KSIĘŻYCE PLANET OLBRZYMÓW Satelity nieregularne (duża ekscentryczność, duże nachylenie orbity; nieregularne kształty, duża odległość); powstanie: przechwycone z orbit heliocentrycznych. Przechwyt: oddziaływania pływowe i zderzenia z satelitami regularnymi (ekscentryczne orbity). Wyjątki: Tryton (ruch wsteczny, duże nachylenie, mała ekscentryczność; orbita kołowa: pływy, duża masa księżyca, bliskość Neptuna). 41

42 SATELITY MAŁYCH PLANET I PLANETEK Mars: Phobos i Deimos: budowa: asteroidy klasy C; orbity: w płaszczyźnie równikowej Marsa; powstanie: dysk wokół Marsa, w wyniku np. zderzeń planetozymali; zakłócenia pływowe planetozymali; lub przechwycone w całości a orbity ustabilizowane. 42

43 ATMOSFERY PLANET TYPU ZIEMSKIEGO Migracje planet migracja Saturna wielkie bombardowanie utrata pierwotnej atmosfery Ziemi; Atmosfera: ~1% masy planety; skład : Z 3 jeśli planetozymale są małe to ich energia kinetyczna przechodzi do atmosfery; większe planetozymale są spowalniane przez atmosferę i przesyłają energię kinetyczną do atmosfery. jeśli obiekt jest duży, energia może być wystarczająco duża by część atmosfery została wyrzucona (ucieczka hydrodynamiczna). 43

44 POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE 44

45 POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE 45

46 46

47 POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE Potwierdzone planety: ~1000, kandydatki: ~4200; ~500 układów planetarnych; 47

48 POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE 48

49 POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE 49

50 POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE 50

51 POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE 51

52 KONIEC 52