Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego II

Transkrypt

1 Astrobiologia Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego II Wykład 3

2 Migracje typu II Masywne planety generują nieciągłość w rozkładzie masy dysku poprzez zaakreowanie materii lub przesunięcie jej na dalsze orbity. Planeta zyskuje moment pędu poprzez oddziaływanie z wewnętrzną częścią dysku i jednocześnie traci moment pędu na rzecz zewnętrznej części dysku. Jeśli na przykład gęstość zewnętrznej części dysku jest większa niż wewnętrznej, przepływ momentu pędu nie jest zbilansowany, planeta go traci i zbliża się do gwiazdy. Tempo migracji II typu zależy głownie od własności dysku. Typowy czas spadku z 5 j.a. jest rzędu 10 5 lat. Czym większa jest masa planety, tym szersza jest przerwa. typ I typ II Źródło: Encyclopedia of Astrobiology, Springer-Verlag 2011

3 Migracje typu II typ I Planeta o początkowej masie 30 mas Ziemi. Po zaakreowaniu gazu staje się wystarczająco masywna, aby powstała przerwa w dysku. typ II Źródło: Kley & Wilson 2012, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 211

4 Formowanie się planet skalistych Łączenie się planetozymali wewnętrznego dysku protoplanetarnego prowadzi do powstania niewielkiej liczby protoplanet na orbitach 0,5-2 j.a. w ciągu mln lat. Symulacja pokazuje ewolucję 1885 planetozymali o masach Księżyca rozłożonych między 0,5 i 5 j.a. Kolor koduje zawartość wody. Jowisz znajduje się na kołowej orbicie w odległości 5,5 j.a. od Słońca. Widoczny jest tzw. problem masy Marsa planeta jest za duża. Aby powstał Mars, dysk musiałby kończyć się w okolicach 1 j.a. Warto jednak odnotować, że model odtwarza Wenus, Ziemię oraz pas planetoid. Źródło: Sean Raymond

5 Formowanie się planet skalistych Scenariusze powstawania planet gazowych przewidują, że Jowisz i Saturn zostaną złapane w rezonans 3:2 na orbitach prawie kołowych. Symulacje (po lewej) pokazują, że tworzy się za wiele planet skalistych! Po prawej: Jowisz i Saturn na orbitach o mimośrodzie 0,1 powstaje Mars, ale Ziemia jest sucha! Źródło: Sean Raymond

6 Formowanie się planet skalistych Proto-Jowisz migruje do wewnątrz osiągając orbitę o promieniu ok.1,5 j.a., następnie dołącza do niego Saturn i obie planety zostają złapane w rezonans orbitalny 2:3. Następnie obie planety migrują na zewnątrz we wspólnej przerwie do 5,4 i 7,2 j.a. Źródło: Pierens & Nelson 2008, A&A 482, 333 Źródło: Sean Raymond

7 Wielka migracja Źródło: Sean Raymond

8 Wielka migracja Źródło:Sean Raymond

9 Wielka migracja Źródło:Sean Raymond

10 Wielka migracja Źródło: Walsh et al. 2011, Nature 475, 206

11 Formowanie się planet skalistych Ewolucja planetozymali wewnątrz Układu Słonecznego w czasie migracji planet olbrzymów Źródło: Sean Raymond

12 Formowanie się planet skalistych Po odsunięciu się planet olbrzymów dysk wewnętrzny ewoluuje jak układ odosobniony. Powstaje architektura przypominająca Układ Słoneczny, włącznie z odpowiednikiem Marsa. Źródło: Sean Raymond

13 Formowanie się planet skalistych Scenariusz ten tłumaczy dostawę pierwszej partii wody na Ziemię! Źródło: Sean Raymond

14 Merkury Symulacja pokazująca zderzenie dwóch ciał proto-merkurego (mniejsze ciało) z proto-wenus lub proto-ziemią. Po kolizji płaszcz Merkurego zostaje częściowo przejęty przez większą planetę, pozostaje stosunkowo duże żelazne jądro. Źródło: Asphaug & Reufer 2014

15 Populacja egzoplanet Źródło: Winn i Fabrycky (2015)

19 Oddziaływania planeta-planeta jedna lub kilka planet jest wyrzucanych z układu wskutek bliskich przejść lub słabych lecz systematycznych perturbacji dwie planety zderzają się jedna z planet kierowana jest ku gwieździe Źródło: Raymond et al Źródło: Astrophysics of Planet Formation, Cambridge 2009

20 Mechanizm Lidowa-Kozai (1961, 1962) Rozważmy układ trzech ciał: główna gwiazda (*), planeta (p) i składnik wtórny (w), w którym a w >> a p, M * >> M p. Gdy wzajemne nachylenie orbit planety i składnika wtórnego i przekracza wartość krytyczną równą ok. 39, to planeta doświadcza cyklicznych zmian mimośrodu i inklinacji. Ponadto położenie peryastronu oscyluje wokół stałej wartości (libracja, poniżej wartości krytycznej jedynie precesja położenia peryastronu). Maksymalna wartość mimośrodu orbity planety w czasie cyklu wynosi " e max = 1 5 % 1/2 $ 3 cos2 i'. # & Rysunek po prawej pokazuje zmiany parametrów orbitalnych w przypadku gwiazdy o masie Słońca, planety o masie Jowisza na orbicie o półosi równej 5 j.a. oraz składnika wtórnego o masie 0,1 masy Słońca na kołowej lecz nachylonej orbicie w odległości 50 j.a. Źródło: Astrophysics of Planet Formation, Cambridge 2009

21 Powstanie Księżyca Hipoteza Wielkiego Zderzenia (Hartmann & Davis 1975 i Cameron & Ward 1976) przewiduje, że Thea, planeta trojańska Ziemi o masie ok. 0,1 masy Ziemi, uderza w proto-ziemię. Z odłamków krążących wokół Ziemi powstaje Księżyc 6-10 razy bliżej niż jest obecnie. Doba na Ziemi trwa 6-8 godzin. Miesiąc syderyczny trwa 0,9-2 doby. Hipoteza tłumaczy: niewielką średnią gęstość Księżyca, porównywalną z gęstością ziemskiego płaszcza, niewielkie jądro Księżyca stanowiące niespełna 4% jego masy, zbliżony skład izotopowy, różnicę w orientacji momentu pędu ruchu orbitalnego i rotacji planety, nadspodziewanie duży moment pędu układu Ziemia-Księżyc (gdyby przekazać Ziemi moment pędu Księżyca, dzień trwałby 4 godz.). Źródło: Robin. M. Canup Inne hipotezy: oderwanie się fragmentu płaszcza szybko rotującej Ziemi (Darwin 1879) przechwycenie koakrecja

22 Powstanie Księżyca Badania oparte o pomiary obfitości pierwiastków żelazolubnych (oprócz samego żelaza: złoto, platyna, kobalt, nikiel, iryd, mangan, molibden, osm, pallad, rod, ren i ruten) w ziemskim płaszczu wskazują, że do zderzenia doszło 95 ± 34 mln lat ppus (Jacobson i in. 2015). Źródło: Jacobson et al. 2015, Nature, 508, 84

23 Powstanie Księżyca a) Zderzenie Większość jądra Thei zostaje zagrzebane w proto-ziemi. Wyrzucony materiał tworzy dysk składający się w 40% z płaszcza ziemskiego i w 60% z płaszcza Thei. b) Gorący dysk Mieszanie się materiału zachodzi w gorącym dysku w skali 10 3 lat. Zacierana jest różnica w składzie izotopowym tlenu. c) Chłodny dysk Powstaje Księżyc poprzez akrecję materii w dysku w zaledwie jeden rok w odległości ok. 4 promieni Ziemi (tuż za promieniem Roche a).

24 Powstanie Księżyca a) Zderzenie Większość jądra Thei zostaje zagrzebane w proto-ziemi. Wyrzucony materiał tworzy dysk składający się w 40% z płaszcza ziemskiego i w 60% z płaszcza Thei. b) Gorący dysk Mieszanie się materiału zachodzi w gorącym dysku w skali 10 3 lat. Zacierana jest różnica w składzie izotopowym tlenu. c) Chłodny dysk Powstaje Księżyc poprzez akrecję materii w dysku w zaledwie jeden rok w odległości ok. 4 promieni Ziemi (tuż za promieniem Roche a).

25 Powstanie Księżyca Wskutek oddziaływań pływowych Ziemia traci moment pędu związany z rotacją na rzecz ruchu orbitalnego Księżyca, który oddala się. Proces ten trwa do dziś w tempie 3,74 cm na rok.

26 Powstanie Księżyca Źródło: Discovery Space Videos

27 Astrobiologia 3. Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego Powstanie księżyców galileuszowych Różne rozmiary skład i wiek skorupy budowa wewnętrzna Źródło: NASA Źródło: Sohl et al., Icarus (2002)

28 Powstanie księżyców galileuszowych Symulacje numeryczne pokazują, że wraz ze wzrostem masy proto-jowisza oddala się obszar, w którym materia z dysku protoplanetarnego jest przechwytywana przez zalążek planety. Jednocześnie rozmiar planety zmniejsza się. Powoduje to, że przechwycona materia zaczyna tworzyć dysk akrecyjny. Odległość, w której dominuje grawitacja planety, to promień Hill a:! R H = a M $ # &, " 3M * % gdzie a to półoś wielka orbity planety, M jej masa, M * to masa gwiazdy. 1/3 Źródło: Canup & Ward (2008)

29 Powstanie księżyców galileuszowych Symulacje numeryczne pokazują, że gaz z dysku protoplanetarnego jest szybko akreowany na proto-jowisza, a ciała stałe (planetozymale) przejawiają tendencje do grupowania się w zalążki protoksiężyców, proces powstania księżyców miał miejsce pod koniec fazy formowania się planety, masa dysku wokółplanetarnego szacowana jest na 2% masy Jowisza; niewykluczone, że pozostało jedynie ostatnie pokolenie satelitów. Źródło: Canup & Ward (2008) Źródło: Lubow et al. (1999)

30 Powstanie księżyców galileuszowych Symulacje numeryczne pokazują, że Europa, Ganimedes i Kallisto musiały powstać poza linią śniegu/lodu (kilkanaście promieni planety), a następnie przemigrować na obecne orbity wskutek oddziaływania z dyskiem wokółplanetarnym; ciała o masach powyżej masy Marsa nie mają szansy się utrzymać z powodu szybkiej migracji, niezróżnicowana budowa wewnętrzna Kallisto wskazuje, że proces formowania satelity musiał być powolny (>10 5 lat) Źródło: Heller i Pudritz 2015, A&A, w druku

31 Astrobiologia 3. Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego Powstanie księżyców galileuszowych W zależności od własności początkowych otrzymuje się rozmaite rozwiązania, niektóre bardzo zbliżone do rzeczywistego układu księżyców. Odtwarzana jest także obfitość wody. Źródło: Ogihara & Ida (2012)

32 Powstanie układu księżyców Saturna Zielone krzyżyki to obserwowane księżyce, czarne kropki wyniki symulacji, poziome kreski symbolizują mimośród Źródło: Canup (2010), Nature, 468, 943

33 Powstanie układu księżyców Saturna Materiał pierścieni to pozostałość po rozerwanym księżycu, który wskutek migracji przekroczył strefę Roche a. Symulacje pokazują, że w końcowej fazie proces ten miał gwałtowny charakter różnica między (a) i (b) to zaledwie 17 godz. Źródło: NASA/ESA Źródło: Canup (2010), Nature, 468, 943

34 Tryton - przechwycone ciało pasa Kuipera orbita wsteczna nachylona pod kątem 23 wielkość i skład chemiczny zbliżone do Plutona 15% obiektów pasa Kuipera to układy podwójne Źródło: NASA Źródło: Agnor & Hamilton (2006), Nature, 441, 192

35 Egzoksiężyce Źródło: STFC Źródło: HEK