Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego I

Transkrypt

1 Astrobiologia Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego I Wykład 2

2 Chondryty węgliste Meteoryty te mają skład chemiczny najbardziej zbliżony do materii pierwotnej, z której powstał Układ Słoneczny. Zawierają: 17-22% wody związanej w krzemianach 25% żelaza w formie magnetytu 3-5% węgla aminokwasy Skład chemiczny i postać minerałów świadczą, że ciała te powstały na odległościach od Słońca większych niż 4 j.a. i nie doświadczyły podgrzania do temperatur powyżej 50 C. Źródło: Internet

3 Datowanie Próbki materii (skał) datuje się metodami wynalezionymi na początku XX wieku i udoskonalonymi w latach 60. Oparte są one na rozpadzie radioaktywnym wybranych jąder atomowych (np. uranu na ołów). Liczba atomów w próbce P zmienia się w czasie t zgodnie z relacją P = P 0 exp( λt), gdzie P 0 to początkowa liczba atomów, a λ to stała rozpadu charakterystyczna dla danego izotopu lub substancji równa λ = ln2, T 1/2 gdzie T 1/2 to czas połowicznego rozpadu. W 1956 roku Clair Patterson wyznacza wiek Układu Słonecznego w oparciu o badania obfitości 235 U/ 207 Pb w meteorytach (chondrytach i meteorytach żelaznych) na 4,54 ± 0,07 mld lat. Wiek skał księżycowych jest młodszy i wynosi ok. 4,43 mld lat, co wskazuje, że proces tworzenia się planet trwał ok. 100 mln lat. Clair Patterson Obecnie wiek najstarszych meteorytów określa się na 4,559 do 4,567 mld lat jest to czas związany z procesem powstawania pierwszych planetozymali i dalej protoplanet. Źródło: Internet

4 Model dysku protoplanetarnego Minimum-Mass Solar Nebula (MMSN) stanowi proste oszacowanie masy dysku protoplanetarnego, z którego powstał Układ Słoneczny. Do masy materii uwięzionej w planetach, planetach karłowatych, planetoidach i kometach dodaje się gaz (głównie wodór i hel) do poziomu obfitości słonecznej. Jej wartość szacuje się na kilka procent masy Słońca. Profil gęstości powierzchniowej MMSN przybliża się wyrażeniami Σ g = 2200 R 3/2 " % $ ' g cm 2 # j.a. & gdzie Σ g to składowa gazowa, a Σ p to pył (skały+lody). Parametr Z rel określa stosunek pyłu do gazu, jest utożsamiany z metalicznością dysku i zależy od temperatury " 1 $ 0, 78 Z rel = # $ 0,33 % $ 0 " R % Σ p = 33Z rel $ ' # j.a. & Z d = Σ p 3/2 Σ g = 0, 015Z rel g cm 2, T < 40 K 40 K < T <180 K 180 K < T < K T > K.

5 Model dysku protoplanetarnego Bryłka materii o promieniu r w odległości R od Słońca emituje jako ciało doskonale czarne energię która jest równa energii pochłoniętej E em = 4πr 2 σt eq, E ab = πr 2 L * 4π R. 2 Stąd otrzymujemy wyrażenie na temperaturę materii dysku w funkcji odległości R od gwiazdy o mocy promieniowania L * T eq = 278 L 1/4 1/2! $! * R $ # & # & K. " % " j.a. % L S Dla L * = L S i temperatury resublimacji pary wodnej 180 K otrzymuje się linię śniegu wodnego w odległości 2,4 j.a. Podobne obliczenia dla metanu (40 K) dają odległość 48 j.a.

6 Model dysku protoplanetarnego - ewolucja Źródło: Solar and Stellar Planetary Systems, Springer 2013

7 Astrobiologia 2. Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego Wczesne fazy ewolucji Skład chemiczny silnie zależy od odległości od Protosłońca: W obszarze wewnętrznym (do 2 j.a.) materię w stanie stałym stanowią jedynie związki mineralne. Drobinki pyłu zlepiają się do rozmiarów centymetrowych głównie poprzez oddziaływania międzycząsteczkowe. Z nich powstają kilometrowych rozmiarów planetozymale. Procesy ich tworzenia nadal są tematem wnikliwych badań. Źródło: Internet W obszarze zewnętrznym (od 2-4 j.a.) dominuje lód wodny. Drobinki zlepiają się, powstają ciała o masach ok. 10 mas Ziemi zalążki planet olbrzymów. Są one zdolne do lawinowej akrecji gazu. Powstają planety olbrzymy, które w szczególności Jowisz oczyszczają okolice z pozostałej materii.

8 Zlepianie się ziaren Małe drobinki pyłu koagulują dzięki oddziaływaniom międzycząsteczkowym. Są porowate, o strukturze fraktalnej. Zjawiska te bada się w laboratoriach.

9 Zlepianie się ziaren Przyrost masy ma charakter wykładniczy.

10 Zlepianie się ziaren W zależności od warunków początkowych (prędkość, gęstość) wyróżnia się różne scenariusze zderzeń:

11 Zlepianie się ziaren Przykłady eksperymentów labolatoryjnych:

12 Astrobiologia 2. Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego Bariera metrowa Nieznane są procesy pozwalające na utworzenie się kilometrowych ciał z pyłu o rozmiarach rzędu centymetrów. Doświadczenia laboratoryjne oraz prace teoretyczne pokazują, że dla ciał o średnich rozmiarach od 1 cm do 1 m zderzenia prowadzą raczej do fragmentacji niż do dalszej koagulacji. Jednym z proponowanych rozwiązań jest mechanizm niestabilności strumieniowej wynikający z oddziaływania pyłu z gazem. Symulacje pokazują, że zagęszczenia pyłu stają się na tyle znaczące, że mogą prowadzić lokalnie do niestabilności grawitacyjnej i tworzenia związanych grawitacyjnie obiektów o rozmiarach rzędu kilometrów. Źródło: Kowalik et al. 2013, MNRAS, 434, 1460

13 Bariera metrowa Źródło: Kowalik et al. 2013, MNRAS, 434, 1460

14 Formowanie się planetozymali Symulacje pokazują proces przybierania na wadze ciał o rozmiarach kilometrowych będących skupiskiem luźno powiązanych siłą grawitacji brył skalnych. Przy zbyt dużych prędkościach zderzeń dominuje fragmentacja, przy mniejszych łączenie. Zderzenia dostarczają energii roztapiającej planetozymale, co z kolei prowadzi do różnicowania się ich budowy wewnętrznej na jądro zawierające metale (Fe) oraz krzemianowy płaszcz. Odłamkami zderzeń takich ciał są różne typy meteorytów (np. meteoryty żelazne). Źródło: Leinhardt et al. 2000, Icarus, 146, 133

15 Formowanie się planetozymali Proces łączenia się planetozymali ma charakter lawinowy. Bardziej masywne obiekty M 1 nabierają masy szybciej niż małe M 2, co gwałtownie poszerza przedział obserwowanych mas, d M 1 > 0. dt M 2 Na początku procesu lawinowego wzrostu masywne ciała stanowią niewielką część całkowitej masy dysku. Dlatego dynamika dysku zależy w głównej mierze od drobinek niewielkich rozmiarów, których względne prędkości są rzędu prędkości ucieczki V u(2). Prędkość ta jest niezależna od M 1 i prędkości ucieczki z bardziej masywnych ciał V u(1). Dla danego ciała zderzeniowy przekrój czynny rozszerzony jest o czynnik grawitacyjny F g =1+V 2 u /V 2 rel, gdzie V u to prędkość ucieczki, a V rel to względna prędkość cząstek. Ponieważ V rel V u(2), to dla małych cząstek F g 1. Z kolei dla masywnych ciał V u = V u(1) >> V u(2) i F g >> 1. Proces lawinowego wzrostu kończy się, gdy duże ciała zaczynają dominować w dysku, tzn. n 1 M 1 2 > n 2 M 2 2, gdzie n 1 i n 2 to odpowiednio liczba bardziej i mniej masywnych ciał. Zakładając typowe wartości gęstości dysku, dla odległości od gwiazdy równej 1 j.a. otrzymuje się protoplanety o masach z przedziału od masy Księżyca do Marsa w ciągu lat, rozłożone w przestrzeni co kilka setnych j.a. Źródło: Leinhardt et al. 2000, Icarus, 146, 133

16 Astrobiologia 2. Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego Formowanie się planet olbrzymów Za linią śniegu (>4 j.a., do ok. 10 j.a.), akreowany materiał bogaty jest w lód wodny i jądra protoplanetarne mogą osiągać masy rzędu kilku mas Ziemi w ciągu kilku mln lat. Symulacje pokazują, że po osiągnięciu masy 5-10 mas Ziemi protoplaneta jest w stanie akreować gaz do osiągnięcia masy mas Ziemi w ciągu kilku mln lat. Źródło: National `Geographic

17 Astrobiologia 2. Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego Formowanie się planet olbrzymów Za linią śniegu (>4 j.a., do ok. 10 j.a.), akreowany materiał bogaty jest w lód wodny i jądra protoplanetarne mogą osiągać masy rzędu kilku mas Ziemi w ciągu kilku mln lat. Symulacje pokazują, że po osiągnięciu masy 5-10 mas Ziemi protoplaneta jest w stanie akreować gaz do osiągnięcia masy mas Ziemi w ciągu kilku mln lat. Dalej dochodzi do kolapsu i rozpoczyna się wzrost ekspotencjalny masa rzędu setek mas Ziemi jest osiągana w czasie rzędu 105 lat. Na symulacji poniżej: masa, promień i moc promieniowania proto-jowisza, linia czerwona skały i lód, zielona gaz (H/He), żółta całkowita zaakreowana materia. Źródło: National `Geographic Źródło: Christoph Mordasini, MPIA

18 Wielkie bombardowanie Większość księżycowych mórz, basenów uderzeniowych i kraterów powstała ok. 3,8-4,0 mld lat temu. Źródło: NASA Na Ziemi jak dotąd nie odkryto pozostałości po WB nic dziwnego, bo najstarszy fragment skorupy jest datowany na 3,82 mld lat, czyli na tuż po zakończeniu ery WB. Szacuje się, że na Ziemi powstało ok kraterów większych niż 20 km i większych niż 1000 km.

19 Wielkie bombardowanie a) 100 mln lat po powstaniu Układu Słonecznego (ppus) Jowisz, Saturn, Neptun i Uran znajdują się na prawie kołowych orbitach w odległościach 5,45, 8,18, 11,5 i 14.2 j.a. Pas planetozymali/ planetoid o łącznej masie 25 mas Ziemi rozpościera się od 15,5 do 34 j.a. Stosunek okresów orbitalnych Saturna i Jowisza jest początkowo mniejszy od 2. Trzy planety stopniowo oddalają się od Słońca, z kolei Jowisz się przybliża. W końcu Saturn i Jowisz wpadają w rezonans 2:1, co zwiększa mimośrody planet zewnętrznych. Nowe orbity planet destabilizują pas planetoid. Źródło: Gomez et al. 2005, Nature 435, 466

20 Wielkie bombardowanie b) 879 mln lat ppus rozpoczyna się faza wielkiego bombardowania c) 882 mln lat ppus tuż po rozpoczęciu się wielkiego bombardowania d) ok. 1 mld lat po ppus z dysku pozostaje 3% początkowej masy, a planety olbrzymy osiągają orbity zbliżone do dzisiejszych. Źródło: Gomez et al. 2005, Nature 435, 466

21 Wielkie bombardowanie 10 7 wszystkich planetozymali uderza w powierzchnię Księżyca, 10 6 w Ziemię, 10 3 zostaje uwięzionych w pasie Kuipera. Źródłem migracji planetarnej są oddziaływania grawitacyjne planet z pozostałościami dysku protoplanetarnego. Masa początkowa dysku planetozymali odgrywa kluczową rolę w procesie migracji gdyby była mniejsza, planety Jowisz i Saturn niewiele zmieniłyby swoje orbity, a gdyby była większa, obecna separacja między orbitami planet byłaby większa. Migracja planet destabilizuje także orbity ciał pasa planetoid. Źródło: Gomez et al. 2005, Nature 435, 466

22 Migracje planetarne Zjawisko migracji planety polega na przekazywaniu momentu pędu planety do dysku protoplanetarnego lub z dysku do planety poprzez oddziaływanie grawitacyjne. Już w latach 80. XX wieku zauważono, że masywna planeta (powyżej masy Saturna) może otworzyć przerwę w dysku i pośredniczyć w transferze momentu pędu z jednego obszaru do drugiego (typ II). W tym przypadku spadek na gwiazdę materii z obszaru zewnętrznego zostaje zatrzymany. Moment siły działający na planetę od wewnętrznego lub zewnętrznego dysku jest proporcjonalny do Σ i do kwadratu masy planety. Jeśli różnica w gęstościach powierzchniowych Σ obu obszarów jest znaczna, prowadzi to do migracji planety. Eksperymenty numeryczne wskazują, że przerwa powstaje, gdy 3 4 H R H + 50 Hc sα qa 2 Ω p 1, gdzie H to skala grubości dysku, R H to promień Hilla, c s to lokalna prędkość dźwięku, α to wykładnik we wzorze opisującym rozkład gęstości powierzchniowej dysku, q to stosunek mas planety i gwiazdy, a to półoś wielka, Ω p to częstotliwość ruchu orbitalnego planety. typ I typ II Źródło: Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011

23 Migracje typu I Migracja typu I prowadzi zwykle do szybkiej utraty momentu pędu i spadku planety o masie Ziemi na gwiazdę. Tempo zbliżania się da dt M pσ g a 2 H 2, gdzie a to półoś wielka orbity, t czas, M p masa planety, Σ g gęstość powierzchniowa dysku gazowego, H skala jego wysokości. Dla ciała o masie Ziemi w odległości 1 j.a, zanurzonego w MMSN, czas spadku wynosi zaledwie 10 5 lat. Zastosowanie zaawansowanych modeli uwzględniających turbulencje, zmiany temperatury i lepkości dysku wydłużają (urealniają) czas spadku. typ I typ II Źródło: Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011

24 Migracje typu I Planeta o masie 10 mas Ziemi. typ I typ II Źródło: Kley & Wilson 2012, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 211

25 Migracje typu I Migracja 10 planet o masach od 2 do 20 mas Ziemi. typ I typ II Źródło: Kley & Wilson 2012, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 211