Formation of Terrestrial Worlds

Maapallon kaltaisten maailmojen muodostuminen

Miten sisemmät, kivipitoiset planeetat kehittyvät kuumemmilla alueilla lähellä tähteä

1. Maankaltaisten planeettojen terra incognita

Useimmat Auringon kaltaiset tähdet – erityisesti ne, joilla on keskiverto tai pieni massa – ovat ympäröityinä protoplanetaarisilla kiekoilla, jotka koostuvat kaasusta ja pölystä. Näissä kiekoissa:

  • Sisemmän alueen (noin muutaman astronomisen yksikön sisällä) lämpötila pysyy korkeampana tähden säteilyn vuoksi, mikä saa useimmat haihtuvat aineet (kuten vesijään) sublimoitumaan.
  • Kiviset/silikaattiset materiaalit hallitsevat näitä sisempiä alueita, muodostaen maankaltaiset planeetat, jotka ovat verrattavissa Merkuriukseen, Venukseen, Maahan ja Marsiin aurinkokunnassamme.

Vertailututkimukset eksoplaneetoista paljastavat laajan valikoiman super-Maapalloja ja muita kivisiä planeettoja lähellä tähtiään, mikä viittaa siihen, että maankaltaisten maailmojen muodostuminen on olennainen ja laajalle levinnyt ilmiö. Ymmärtäminen siitä, miten tällainen kiviplaneettojen muodostuminen tapahtuu, valaisee asuttavien ympäristöjen syntyä, kemiallisia koostumuksia ja elämän mahdollisuuksia.

2. Näyttämön valmistelu: Sisemmän kiekon olosuhteet

2.1 Lämpötilagradientit ja ”Lumen raja”

Protoplanetaarisessa kiekossa tähden säteily luo lämpötilagradientin. Lumen raja (tai huurrelinja) osoittaa, missä vesihöyry voi tiivistyä jääksi. Tyypillisesti tämä raja sijaitsee muutaman AU:n päässä Auringon kaltaisesta tähdestä, vaikka se voi vaihdella kiekon iän, kirkkauden ja ulkoisten vaikutusten mukaan:

  • Lumen rajan sisäpuolella: Vesi, ammoniakki ja CO2 pysyvät kaasumaisina, joten pölyhiukkaset koostuvat pääasiassa silikaateista, raudasta ja muista kestävämmistä mineraaleista.
  • Lumirajan ulkopuolella: Jäätä on runsaasti, mikä mahdollistaa suuremman kiinteän aineen massan ja nopean ytimen kasvun kaasujäätävien jättiläisten muodostumiseksi.

Siten sisämaaplaneettojen alue on pääasiassa kuiva veden jään suhteen muodostumisvaiheessa, vaikka vettä voi myöhemmin tuoda sironneet planetesimaalit lumirajan takaa [1], [2].

2.2 Kiekon massatiheys ja aikaskaala

Tähden akretiokiekossa on tyypillisesti tarpeeksi kiinteitä aineita useiden kiviplaneettojen rakentamiseen sisävyöhykkeellä, mutta kuinka monta tai kuinka massiivisia ne tulevat olemaan, riippuu:

  • Pintatiheys kiinteille aineille: Korkeampi tiheys edistää nopeampia planetesimaalitörmäyksiä ja alkion kasvua.
  • Kiekon elinikä: Tyypillisesti 3–10 miljoonaa vuotta ennen kaasun häviämistä, mutta kiviplaneettojen muodostuminen (kaasuvaiheen jälkeen) voi jatkua kymmeniä miljoonia vuosia, kun protoplaneetat törmäävät kaasuköyhässä ympäristössä.

Fysikaaliset prosessit—viskoosi kehitys, magneettikentät, tähtisäteily—ohjaavat kiekon rakennetta ja kehitystä, muokaten ympäristöä, jossa kiviainespohjaiset kappaleet kokoontuvat.

3. Pölyn koagulaatio ja planetesimaalien muodostuminen

3.1 Kivisten hiukkasten kasvu sisemmällä kiekossa

Kuumemmassa sisäosassa pienet pölyhiukkaset (silikaatit, metallioksidit jne.) törmäävät ja tarttuvat yhteen muodostaen aggregaatteja tai “helmiä”. Kuitenkin “metrikoon este” aiheuttaa haasteen:

  • Radiaalinen virtaus: Metriä suuremmat kappaleet kiertyvät nopeasti sisäänpäin ilmanvastuksen vuoksi, mikä voi johtaa niiden menetykseen tähteen.
  • Kolisionaalinen fragmentaatio: Suuremmat törmäykset korkeilla nopeuksilla voivat hajottaa aggregaatteja.

Mahdollisia tapoja voittaa nämä kasvun esteet ovat:

  1. Virtausinstabiliteetti: Pölyn paikallinen ylitiheys laukaisee gravitaatiollisen romahtamisen kilometrin kokoisiksi planetesimaaleiksi.
  2. Painekohoumat: Kiekot, joissa on alirakenteita (aukot, renkaat), voivat vangita pölyhiukkasia, vähentäen radiaalista virtausta ja mahdollistaen vahvemman kasvun.
  3. Helmikasvu: Jos jokin alkio muodostuu, se voi nopeasti kerätä ympäröiviä mm–cm kokoisia “helmiä” [3], [4].

3.2 Planetesimaalien synty

Kun kilometrin kokoiset planetesimaalit muodostuvat, gravitaatiokeskittyminen nopeuttaa kasvua. Sisemmällä kiekossa planetesimaalit ovat tyypillisesti kiviaineksia, jotka sisältävät rautaa, silikaatteja ja mahdollisesti pieniä määriä hiilikomponentteja. Kymmenien tuhansien tai satojen tuhansien vuosien aikana nämä planetesimaalit yhdistyvät muodostaen protoplaneettoja, joiden koko on kymmeniä tai satoja kilometrejä.

4. Protoplaneettakehitys ja maaplaneettojen kasvu

4.1 Oligarkkinen kasvu

Skenaariossa, joka tunnetaan nimellä oligarkkinen kasvu:

  1. Muutama suuri protoplaneetta alueella muodostuu gravitaatiollisesti hallitseviksi ”oligarkeiksi.”
  2. Pienemmät planetesimaalit hajaantuvat tai kerääntyvät.
  3. Lopulta alue siirtyy muutaman kilpailevan protoplaneetan järjestelmäksi, jossa on pienempiä jäljelle jääneitä kappaleita.

Tämä vaihe voi kestää useita miljoonia vuosia, huipentuen useisiin Marsin kokoisiin tai Kuun kokoisiin planeettasikiöihin.

4.2 Jättimäiset törmäykset ja lopullinen kokoaminen

Kaasukiekon hälvettyä (poistaen vastuksen ja vaimennuksen) nämä protoplaneetat jatkavat törmäämistä kaoottisessa ympäristössä:

  • Jättimäiset törmäykset: Viimeinen vaihe saattaa sisältää törmäyksiä, jotka ovat tarpeeksi suuria höyrystämään tai osittain sulattamaan vaippoja, kuten oletettu Kuun muodostava törmäys proto-Maahan.
  • Pitkät aikaskaalat: Maankaltaisten planeettojen muodostuminen aurinkokunnassamme saattoi kestää ~50–100 miljoonaa vuotta Marsin kokoisten törmäysten jälkeisen Maan kierron vakiintumiseen [5].

Näiden törmäysten aikana voi tapahtua lisärauta-silikaattierottelua, mikä johtaa planeetan ytimen muodostumiseen sekä sirpaleiden sinkoutumiseen, jotka voivat muodostaa kuita (kuten Maan kuu) tai rengasjärjestelmiä.

5. Koostumus ja haihtuvien aineiden toimitus

5.1 Kivipitoiset sisäosat

Koska haihtuvat aineet haihtuvat sisemmässä, kuumemmassa kiekossa, siellä muodostuvat planeetat keräävät pääasiassa kestäviä materiaaleja—silikaatteja, rauta-nikkelimettejä jne. Tämä selittää Maan, Venuksen, Maan ja Marsin korkean tiheyden ja kivisen luonteen (vaikka jokaisella on paikallisten kiekko-olosuhteiden ja jättimäisten törmäysten historian perusteella erilainen koostumus ja rautapitoisuus).

5.2 Vesi ja orgaaniset aineet

Huolimatta muodostumisesta lumirajan sisäpuolella, maankaltaiset planeetat voivat silti saada vettä, jos:

  1. Myöhäinen toimitus: Ulomman kiekon planetesimaalit tai asteroidivyöhykkeeltä hajaantuneet kappaleet voivat kuljettaa vettä tai hiilikomponentteja.
  2. Pienet jäiset kappaleet: Kometat tai C-tyypin asteroidit voivat toimittaa riittävästi haihtuvia aineita, jos ne hajaantuvat sisäänpäin.

Geokemialliset todisteet viittaavat siihen, että Maan vesi on saattanut saapua hiilipitoisista kondriittimaisista kappaleista, jotka yhdistävät sisemmän kiekon kuivuuden ja sen veden, jota näemme Maan pinnalla nykyään [6].

5.3 Vaikutus asuttavuuteen

Haihtuvat aineet ovat ratkaisevia valtamerien, ilmakehien ja elämälle suotuisien pintojen muodostumisessa. Loppukolauksien, sulan vaipan kaasunpurkauksen ja jäisten planetesimaalien takaisinputoamisen vuorovaikutus määrittää lopulta kunkin maankaltaisen planeetan potentiaalin asuttaviin olosuhteisiin.

6. Havainnolliset vihjeet ja eksoplaneettatiedot

6.1 Eksoplaneettahavainnot: Super-Maapallot ja laavamaailmat

Eksoplaneettitutkimukset (esim. Kepler, TESS) paljastavat suuren määrän super-Maapalloja tai mini-Neptunuksia, jotka kiertävät lähellä tähtiään. Jotkut saattavat olla täysin kivisiä mutta suurempia kuin Maa, toiset osittain paksujen ilmakehien peitossa. Toiset – "laavamaailmat" – ovat niin lähellä tähteä, että niiden pinnat saattavat olla sulaneet. Nämä havainnot korostavat, kuinka:

  • Levyn vaihtelut: Pienet erot levyn massassa tai koostumuksessa voivat tuottaa tuloksia Maan kaltaisista planeetoista polttaviin super-Maapalloihin.
  • Radan vaellus: Jotkut kiviset super-Maapallot ovat mahdollisesti muodostuneet kauempana ja vaeltaneet sitten sisäänpäin.

6.2 Jätteen levyt todisteena maaplaneettojen rakentumisesta

Vanhempien tähtien ympärillä pölyiset "törmäysjäännökset" koostuvat jätteistä, jotka voivat viestiä meneillään olevista pienistä törmäyksistä jäljellä olevien planetesimaalien tai epäonnistuneiden kivisten protoplaneettojen kesken. Spitzerin ja Herschelin havaitsemat lämpimät pölyvyöhykkeet kypsien tähtien ympärillä saattavat vastata Aurinkokuntamme zodiakaalista pölyä, vihjaten maaplaneettojen tai jäljellä olevien kivisten kappaleiden läsnäolosta, jotka käyvät läpi hidasta törmäysjauhamista.

6.3 Geokemialliset analogiat

Valkoisten kääpiöiden ilmakehien spektroskooppiset mittaukset, jotka ovat keränneet planeettajätettä, paljastavat alkuainekoostumuksia, jotka vastaavat kivistä (kondriittista) materiaalia, tukien käsitystä, että kiviplaneetat muodostuvat usein planeettajärjestelmien sisäosissa.

7. Aikaskaala ja lopulliset kokoonpanot

7.1 Kasaantumisen aikataulut

  • Planetesimaalien muodostuminen: Mahdollisesti 0,1–1 Myr aikaskaala streaming-instabiliteetin tai hitaiden törmäyskasvujen kautta.
  • Protoplaneettojen kokoaminen: Yli 1–10 Myr, suuremmat kappaleet hallitsevat, puhdistaen tai keräten pienempiä planetesimaaleja.
  • Jättimäinen törmäysvaihe: Kymmeniä miljoonia vuosia, huipentuen muutamaan lopulliseen maaplaneettaan. Maan viimeinen suuri törmäys (Kuun muodostava) saattaa olla noin 30–50 Myr Auringon muodostumisen jälkeen [7].

7.2 Vaihtelu ja lopullinen rakenne

Levyn pintatiheyden vaihtelut, vaeltavien jättiläisplaneettojen läsnäolo tai varhaiset tähti-levy -vuorovaikutukset voivat radikaalisti muuttaa ratoja ja koostumuksia. Joissakin järjestelmissä voi olla yksi tai ei lainkaan suuria maaplaneettoja (kuten monien M-tähtien ympärillä?), tai niissä voi olla useita lähellä tähtiä kiertäviä super-Maapalloja. Jokainen järjestelmä syntyy ainutlaatuisella "sormenjäljellä" syntymäympäristöstään.

8. Keskeiset vaiheet maaplaneetalle

  1. Pölyn kasvu: Silikaatti- ja metallihiukkaset yhdistyvät mm–cm kokoisiksi napeiksi, osittaisen koheesion avustamana.
  2. Planetesimaalien synty: Streaming-instabiliteetti tai muut mekanismit tuottavat nopeasti kilometrin kokoisia kappaleita.
  3. Protoplaneetan kasaantuminen: Gravitaatiokollisiot planetesimaalien välillä tuottavat Marsin- ja Kuun-kokoisia alkioita.
  4. Jättitörmäysvaihe: Muutamat suuret protoplaneetat törmäävät, muodostaen lopulliset maankaltaiset planeetat kymmenien miljoonien vuosien aikana.
  5. Haihtuvien aineiden toimitus: Veden ja orgaanisten aineiden virtaus ulkoisen kiekon planetesimaaleista tai komeetoista voi varustaa planeetan valtamerillä ja mahdollisella asuttavuudella.
  6. Kiertoratojen puhdistuminen: Viimeiset törmäykset, resonanssit tai hajaantumistapahtumat määrittävät vakaat radat, jotka tuottavat maankaltaisten maailmojen järjestyksen, jonka näemme monissa järjestelmissä.

9. Tulevat tutkimukset ja tehtävät

9.1 ALMA- ja JWST-kiekon kuvantaminen

Korkean resoluution kartat kiekon alarakenteista paljastavat renkaita, aukkoja ja mahdollisia sisään upotettuja protoplaneettoja. Pölyansojen tai spiraaliaaltojen tunnistaminen kiekon sisäosissa voi selventää, miten kiviset planetesimaalit muodostuvat. JWST:n IR-ominaisuudet auttavat mittaamaan silikaattien piirteiden voimakkuuksia sekä kiekon sisäisiä reikiä tai seiniä, jotka viittaavat alkavaan planeetanmuodostukseen.

9.2 Eksoplaneettojen karakterisointi

Käynnissä olevat eksoplaneettojen transiitti- ja radiaalinopeuskartoitukset sekä tulevat tehtävät, kuten PLATO ja Roman Space Telescope, löytävät lisää pieniä, mahdollisesti maankaltaisia eksoplaneettoja, mittaavat ratoja, tiheyksiä ja mahdollisesti ilmakehän merkkejä. Nämä tiedot auttavat vahvistamaan tai tarkentamaan malleja siitä, miten maankaltaiset maailmat päätyvät tähden elinkelpoisen vyöhykkeen lähelle tai sisälle.

9.3 Näytteiden palautus sisäisen kiekon jäänteistä

Tehtävät, jotka näytteistävät pieniä kappaleita, jotka muodostuivat aurinkokunnan sisäosissa—kuten Nasan Psyche (metallipitoinen asteroidi) tai muut asteroidinäytteiden palautukset—tarjoavat suoria kemiallisia tietoja planetesimaalien rakennusaineista. Yhdistämällä nämä tiedot meteoriittitutkimuksiin saadaan täydellinen palapeli siitä, miten kiviplaneetat konsolidoituivat kiekon kiinteistä aineksista.

10. Yhteenveto

Maapallon kaltaisten maailmojen muodostuminen syntyy luonnollisesti protoplaneettakiekkojen kuumissa, sisäisissä vyöhykkeissä. Kun pölyhiukkaset ja pienet kivettyneet jyvät yhdistyvät planetesimaaleiksi, gravitaatiovuorovaikutukset vauhdittavat protoplaneettojen nopeaa syntyä. Kymmenien miljoonien vuosien aikana toistuvat törmäykset—jotkut lempeitä, toiset valtavia—hiovat järjestelmän muutamaan vakaaseen kiertorataan, joista kukin edustaa kiviplaneettaa. Myöhempi veden toimitus ja ilmakehän kehitys voivat tehdä tällaisista maailmoista asuttavia, kuten Maan geologinen ja biologinen historia osoittaa.

Havainnot—sekä aurinkokuntamme sisällä (asteroidit, meteoriitit, planeettageologia) että eksoplaneettatutkimuksissa—korostavat, kuinka yleistä kiviplaneettojen muodostuminen todennäköisesti on tähtien keskuudessa. Jatkamalla kiekkojen kuvantamisen, pölyn kehitysmallien ja planeetta-kiekko -vuorovaikutusteorian hienosäätöä tähtitieteilijät syventävät ymmärrystämme kosmisesta ”reseptistä”, joka muuttaa tähden polttaman pölypilven Maata muistuttaviksi tai muilla tavoin kivisiksi planeetoiksi galaksissa. Näiden tutkimuslinjojen kautta paljastamme paitsi planeettamme alkuperätarinan, myös sen, miten elämän rakennusaineet saattavat muodostua lukemattomien muiden tähtien ympärille universumissa.

Viitteet ja lisälukemista

  1. Hayashi, C. (1981). “Aurinkonebulan rakenne, magneettikenttien kasvu ja hajoaminen sekä magneettisten ja turbulenttisten viskositeettien vaikutukset nebulaan.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
  2. Weidenschilling, S. J. (1977). “Kiinteiden kappaleiden aerodynamiikka aurinkonebulassa.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
  3. Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Planeettojen muodostuminen helmikertymän kautta.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
  4. Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Maankaltaisten planeettojen rakentaminen.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
  5. Chambers, J. E. (2014). “Planeettojen kasaantuminen aurinkokunnan sisäosissa.” Icarus, 233, 83–100.
  6. Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “Tyhjä alkuperäinen asteroidivyö ja Jupiterin kasvun rooli.” Icarus, 297, 134–148.
  7. Kleine, T., et al. (2009). “Hf–W kronologia meteoriiteista ja maankaltaisten planeettojen muodostumisen ajoituksesta.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.

 

← Edellinen artikkeli                    Seuraava artikkeli →

 

 

Takaisin ylös

Takaisin blogiin