Οι παρατηρήσεις των πλανητών του ηλιακού μας συστήματος όσο και των εξωπλανητών διαμορφώνουν τις ιδέες μας για το πώς σχηματίζονται και εξελίσσονται τα πλανητικά συστήματα. Ο Michael Meyer – ο αστρονόμος του Πολυτεχνείου της Ζυρίχης με έρευνα στον σχηματισμό των πλανητών -περιγράφει εδώ πως γίνεται το ‘μαγείρεμα’ των πλανητών τόσο στην δική μας γειτονιά όσο και σε άλλα σημεία του Γαλαξία μας – ή και πέρα ακόμη από αυτόν.
Όποιος έχει χρησιμοποιήσει ποτέ μαγειρική σόδα αντί για μπέικιν πάουντερ όταν προσπαθεί να φτιάξει ένα κέικ ξέρει μια απλή αλήθεια: το ζήτημα των συστατικών. Το ίδιο ισχύει και για το σχηματισμό ενός πλανήτη. Οι πλανήτες είναι κατασκευασμένοι από τα υλικά που συσσωρεύονται σε ένα περιστρεφόμενο δίσκο γύρω από νεαρά αστέρια – κυρίως τα «υπόλοιπα» από τη στιγμή που σχηματίστηκαν τα ίδια τα αστέρια μέσω της βαρυτικής κατάρρευσης των περιστρεφόμενων νεφών του αερίου και της σκόνης. Ο δίσκος που θα σχηματίσει τον πλανήτη θα πρέπει συνεπώς να έχει αρχικά το ίδιο ποσοστό του αερίου με την σκόνη όπως έχει και το διαστρικό μέσο: περίπου 100 με 1 κατά βάρος. Ομοίως, φαίνεται λογικό ότι η στοιχειώδη σύνθεση του δίσκου πρέπει να ταιριάζει με αυτή του άστρου, αντικατοπτρίζοντας έτσι τις αρχικές συνθήκες σε αυτό το συγκεκριμένο σημείο στο γαλαξία.
Η σύνθεση των πλανητών στο ηλιακό σύστημα
Ωστόσο, βλέπουμε μια μεγάλη ποικιλία στη χημική σύσταση των πλανητών στο ηλιακό μας σύστημα σαν συνάρτηση της μάζας του πλανήτη, και την απόσταση από τον Ήλιο (δύο μεταβλητές που από μόνες τους δεν είναι εντελώς ανεξάρτητες). Ας εξετάσουμε το εσωτερικό του ηλιακού συστήματος, το οποίο είναι το βασίλειο των "γήινων" πλανητών – Άρη, Γη, Αφροδίτη και Ερμή. Από όσο ξέρουμε η Αφροδίτη, η Γη, ο Άρης και τα μητρικά αντικείμενα των μετεωριτών που πέφτουν στη Γη, όλα τους έχουν παρόμοια σύνθεση. Ο Ερμής είναι μια περίεργη μπάλα με μία ασυνήθιστα πλούσια σε σίδηρο και φτωχή σε πυρίτιο σύνθεση: θεωρείται ότι είναι ο πυρήνας ενός πλανήτη που έχασε τον μανδύα και τον φλοιό του σε μια δραματική σύγκρουση με άλλον πρωτοπλανήτη. Ωστόσο, ακόμη και άλλοι επίγειοι πλανήτες παρουσιάζουν περίεργες διαφορές στα ποσοστά ορισμένων στοιχείων σε σχέση με τον Ήλιο. Η αναλογία του άνθρακα προς το πυρίτιο στη Γη, για παράδειγμα, είναι 20 φορές μικρότερη από ό,τι είναι στον ήλιο. Μάλιστα οι διαφορές αυτές θα μπορούσαν να προσφέρουν σημαντικές ενδείξεις για το σχηματισμό του ηλιακού μας συστήματος.
Ο Δίας και ο Κρόνος είναι πιο μακριά, σε μια τροχιά γύρω από τον Ήλιο 5 και 10 φορές αντίστοιχα μεγαλύτερη από τη μέση απόσταση μεταξύ της Γης και του Ήλιου (λέγεται και αστρονομική μονάδα ή AU). Επίσης, είναι ριζικά διαφορετικοί πλανήτες πό τα γήινα ξαδέλφια τους. Όπως και ο Ήλιος, αυτοί οι “γίγαντας αέριοι" πλανήτες αποτελούνται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο. Ωστόσο, από εξελιγμένες μετρήσεις του βαρυτικού πεδίου του Δία από διαστημόπλοια σε τροχιά, προκύπτουν ότι περιέχει περισσότερες από 30 γήινες μάζες στοιχείων βαρύτερων από το στοιχείο ήλιο. Αυτό σημαίνει ότι ο μεγαλύτερος πλανήτης του ηλιακού συστήματος, με περίπου 318 γήινες μάζες, είναι πλουσιότερος από τον Ήλιο σε αυτά τα στοιχεία με ένα συντελεστή τρία. Το ίδιο ισχύει και για τον Κρόνο.
Πέρα από τον Κρόνο στο εξώτερο τμήμα του ηλιακού συστήματος βρίσκονται ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας. Αυτοί οι ονομαζόμενοι και παγωμένοι γίγαντες σχηματίστηκαν πέραν της ακτίνας στην οποία θεωρούμε ότι ο άνθρακας, το άζωτο και το οξυγόνο συμπυκνώνονται από την αέριο φάση τους για να σχηματίσουν πάγους σε στερεά μορφή. Αυτοί οι δύο μακρινοί πλανήτες αποτελούνται από υδρογόνο και ήλιο σε περίπου ίσο ποσοστό με τα βαριά στοιχεία. Αυτό μπορεί να υποδεικνύει ότι οι πυρήνες τους έχουν δημιουργηθεί μόλις ο δίσκος του αερίου από τον οποίο σχηματίστηκαν ο Δίας και ο Κρόνος εξατμίστηκε. Αυτό το γεγονός θεωρείται ότι έχει σημειωθεί πάνω από 10 εκατομμύρια χρόνια, αφότου σχηματίστηκε η πρώτη συμπύκνωση του πρωτοάστρου, που δημιουργήθηκε από την κατάρρευση ενός περιστρεφόμενου μοριακού νέφους και το οποίο αργότερα έγινε ο Ήλιος μας.
Οι αστρονόμοι μπορούν να λάβουν πολλές άλλες ενδείξεις για το σχηματισμό και την εξέλιξη του ηλιακού μας συστήματος και από τη μελέτη της σύνθεσης των πλανητικών δορυφόρων, τους νάνους πλανήτες στη ζώνη Kuiper πέραν του Ποσειδώνα, τους κομήτες, διάφορα κατάλοιπα, και από τον ίδιο τον ήλιο. Όμως, κατά την τελευταία δεκαετία, έχουν αρχίσει να μαθαίνουν περισσότερα για τους πλανήτες πέρα από το ηλιακό μας σύστημα, που είναι σε τροχιά γύρω από εξωτικά άλλα άστρα σαν τον Ήλιο. Αυτό σημαίνει ότι για πρώτη φορά μπορούμε να μελετήσουμε πλανητικά συστήματα που έχουν εξελιχθεί ανεξάρτητα από το δικό μας. Αυτό που διαπιστώνουμε είναι ότι σε αυτήν την κουζίνα, τα συστατικά για να ψήσουμε διάφορα είδη κέικ διατηρούνται ξεχωριστά, και οδηγούν σε κέικ πολύ διαφορετικών τύπων.
Όταν ξεκίνησαν οι πλανήτες
Μια σχηματική άποψη του πρωτοπλανητικού δίσκου γύρω από ένα νέο αστέρι δείχνει τις διάφορες περιοχές όπου μπορεί να σχηματιστούν πλανήτες. Στη μικρότερη ακτίνα (<0,05 AU), σχηματίζεται ένα κενό στον περιστρεφόμενο δίσκο, που οφείλεται στις μαγνητικές αλληλεπιδράσεις με το νέο αστέρι. Ο εσωτερικός δίσκος (0,05 <r <0,1 AU) αποτελείται κυρίως από αέριο, επειδή οι υψηλές θερμοκρασίες σε αυτές τις αποστάσεις είναι η αιτία της εξάχνωσης των κόκκων της σκόνης. Πέρα από αυτή την απόσταση είναι ο εξωτερικός δίσκος, όπου η σκόνη και το αέριο αναμειγνύονται. Το υλικό κυρίως συσσωρεύεται στον δίσκο έως την ακτίνα 1 AU. Ακόμα πιο έξω, η συσσώρευση μπορεί να συμβεί μόνο σε ένα επιφανειακό στρώμα, αφήνοντας έτσι μια «νεκρή ζώνη» στο εσωτερικό του δίσκου. Η γραμμή του πάγου, όπου γίνεται η συμπύκνωση του άνθρακα, του αζώτου και του οξυγόνου, βρίσκεται πέραν των 3 αστρονομικών μονάδων AU.
Ακολουθούν οι συμβουλές πώς μπορείς να φτιάξεις ένα πλανητικό σύστημα
Ξεκινήστε με ένα δίσκο αερίου και σκόνης, αρχικά περίπου 10-20% της μάζας των νέων άστρων. Ο δίσκος θα είναι θερμότερος σε μικρές ακτίνες (πολλές φορές όμως την ακτίνα του άστρου) και ψυχρότερος σε μεγαλύτερες ακτίνες (συχνά πάνω από 100 AU), που θα οφείλεται στις συνδυασμένες επιδράσεις της απελευθέρωσης της δυναμικής ενέργειας της βαρύτητας και της αστρικής ακτινοβολίας. Κοντά στο αστέρι, ο δίσκος θα αποτελείται μόνο από αέριο, διότι οι κόκκοι σκόνης θα εξαχνώνονται. Το εσωτερικό άκρο της περιοχής αυτής με το αέριο καθορίζεται από τις αλληλεπιδράσεις με το νέο αστέρι, καθώς η μαγνητική πίεση του αστρικού διπόλου ανταγωνίζεται με την πίεση του αερίου που προσπαθεί να πέσει πάνω στο αστέρι. Έξω από αυτή την περιοχή, το αέριο και η σκόνη θα πρέπει να αναμειγνύονται καλά. Η επιφανειακή πυκνότητα της μάζας στην επιφάνεια του δίσκου, θα είναι κατά πάσα πιθανότητα μεγαλύτερη στην άκρη του εσωτερικού δακτυλίου και θα μειώνεται ελαφρά με την αύξηση της ακτίνας.
Αριστερά: ένας πλανήτης περιστρέφεται και καθαρίζει από τη σκόνη ένα τμήμα του πλανητικού δίσκου του μητρικού του άστρου
Εάν ο δίσκος είναι αρκετά ογκώδης, μπορείτε να παρατηρήσετε να αναπτύσσονται σπειροειδή κύματα πυκνότητας, όχι διαφορετικά με αυτά που παρατηρούνται σε γαλαξίες με σαφώς καθορισμένες σπείρες. Μην ανησυχείτε. Αυτό μπορεί στην πράξη να βοηθήσει στη συλλογή των στερεών σωματιδίων που απαιτούνται για να σχηματίσουν μεγάλους πλανητοειδείς (planetesimals), ή ακόμη και τους πυρήνες των γιγαντιαίων πλανητών, όπως περιγράφεται παρακάτω.
Στη συνέχεια, αναδεύετε με ορμή καθώς το σύστημα συνεχίζει να γίνεται παχύρρευστο. Ποιούς μηχανισμούς παρέχει το απαιτούμενο ιξώδες δεν είναι απολύτως σαφές. Ωστόσο, εάν ο δίσκος είναι αρκετά ιονισμένος, η θεωρία δείχνει ότι μια εγγενής αστάθεια στους δίσκους του αγώγιμου αερίου – αποκαλείται μαγνητο-περιστροφική αστάθεια (MRI) – μπορεί να δημιουργήσει τις απαραίτητες αναταραχές. Εάν ο δίσκος είναι οπτικά παχύς (όπως οι περισσότεροι είναι κατά την εκκίνηση), μπορεί να σχηματιστεί στο δίσκο μια «νεκρή ζώνη» μεταξύ κάτι λιγότερο από 1 AU έως και περισσότερο από 10 AU, όπου η αστάθεια MRI δεν μπορεί να λειτουργήσει, λόγω του χαμηλού ιονισμού . Ωστόσο, η επιφάνεια του δίσκου πρέπει να είναι επαρκώς ιονισμένη ώστε να επιτρέπει την παχύρρευστο επικάθηση του υλικού: το περισσότερο υλικό κινείται προς τα εσωτερικά προς το αστέρι, ενώ κάποιο υλικό κινείται προς τα έξω, για την διατήρηση της στροφορμής. Σε όλη αυτή τη διαδικασία ανάμιξης, μικροί κόκκοι σκόνης συγκρούονται και κολλάνε, αποτελώντας όλο και μεγαλύτερα σώματα με την πάροδο του χρόνου. Καθώς συμβαίνει αυτό, ο δίσκος θα γίνεται λιγότερο αδιαφανής, καθώς μεγάλα σωματίδια έχουν μεγαλύτερες αναλογίες μάζας προς την επιφάνειά του σε σύγκριση με τα μικροσκοπικά σώματα.
Μόλις τα μικρά σώματα φθάσουν σε διάμετρο το 1 μέτρο, μπορούν να καταλήξουν στο να προωθηθούν μέσα στο κεντρικό αστέρι χάρις σε ένα φαινόμενο γνωστό ως "έλξη αερίου". Αυτό συμβαίνει επειδή το αέριο στο δίσκο υποστηρίζεται εν μέρει από την πίεση του αερίου, έτσι ώστε να περιστρέφεται πιο αργά από ό,τι οι γειτονικοί ογκόλιθοι. Ως εκ τούτου, αυτά τα βράχια αισθάνονται έναν "αντίθετο άνεμο" από το αέριο, χάνουν στροφορμή και κινούνται σπειροειδώς προς ένα πύρινο θάνατο κοντά στο αστέρι. Εάν πάρα πολύ στερεό υλικό χάνεται με αυτό τον τρόπο, τότε δεν θα είναι σε θέση να φτιαχτεί ο πλανήτης σας. Αυτό το είδος του μαγειρέματος δεν είναι για αυτό που πάσχει από την καρδιά του!
Αλλά υπάρχει τουλάχιστον ένας τρόπος για να αποφευχθεί αυτό το πρόβλημα. Πολλοί πλανητικοί επιστήμονες έχουν προτείνει ότι πλανητικοί σεφ θα μπορούσαν να χρησιμοποιήσουν την έλξη του αερίου προς όφελός τους. Όπου υπάρχει μια αύξηση της πυκνότητας του αερίου, προτείνουν οι ερευνητές, τα στερεά σωματίδια επίσης θα τείνουν να συγκεντρωθούν. Και στο πλαίσιο αυτών των πυκνότερων περιφερειών του δίσκου, θα μπορούν να παραχθούν μεγαλύτερα σώματα μέσω συγκρούσεων πιο γρήγορα από ό,τι χάνονται με την έλξη του αερίου από τα άστρα.
Εάν αυτή η διαδικασία πετύχει, θα αφήσει πίσω της πολλά μεγαλύτερα σώματα, περίπου 100 χιλιομέτρων, ιδανικά για την κατασκευή των πρωτοπλανητών. Ένα φαινόμενο, της βαρυτικής εστίασης, όπου οι τροχιές των μικρών σωματιδίων διαταράσσονται σημαντικά από τις συναντήσεις τους με μεγαλύτερα σώματα, μπορεί να επιταχύνει αυτή την διαδικασία, με αποτέλεσμα την ανεξέλεγκτη αύξηση της ανάπτυξης τους, όπου το μεγάλο γίνεται ακόμα μεγαλύτερο. Όταν όμως οι πρωτοπλανήτες γίνουν μεγαλύτεροι και από το φεγγάρι, υπάρχει και ένα άλλο πρόβλημα: ο συνδυασμός των ροπών και των συντονισμών μεταξύ των βραχωδών πρωτοπλανητών και των υπόλοιπων αερίων μπορούν να ασκήσουν πιέσεις και να τραβήξουν τα πλανητικά έμβρυα σε μια πορεία προς τα μέσα, ένα φαινόμενο γνωστό ως μετανάστευση τύπου Ι. Αυτό μπορεί να οδηγήσει σε μια πρόσθετη απώλεια των απαραίτητων στερεών υλικών καθώς πέφτουν πάνω στο μικρό άστρο. Ωστόσο, είναι δυνατόν να επιβραδυνθεί η απώλεια των στερεών και να γίνει ακόμη και συσσώρευση σε αντικείμενα ύλης με μάζα σαν της Σελήνης.
Το ορόσημο ή γραμμή του πάγου όπως λέγεται, όπου σημαντικά βαριά στοιχεία συμπυκνώνονται σε πάγους, είναι ένα άλλο μέρος για να ψάξουμε για σημάδια του πρώιμου σχηματισμού ενός πλανήτη. Εάν όλος ο άνθρακας, το άζωτο και το οξυγόνο στην περιοχή αυτή μετατραπεί από αέριο σε στερεά φάση, τότε η επιφανειακή πυκνότητα των στερεών (σκόνη συν πάγος) στον δίσκο θα αυξηθεί πολλαπλά, προωθώντας έτσι σημαντικά τη διαμόρφωση των πυρήνων των γιγάντιων πλανητών. Αυτό θα άφηνε τελικά ένα μικρό αριθμό μεγάλων "ολιγαρχικών" πρωτοπλανητών, η σύνθεση των οποίων θα εξαρτιέται από τις τοπικές συνθήκες της κάθε ζώνης στο δίσκο. Αυτοί είναι τα δομικά στοιχεία για την περαιτέρω πλανητική διαμόρφωση. Στο εσωτερικό του ηλιακού συστήματος, τα αντικείμενα αυτά θα έχουν μάζα μικρότερη από εκείνη του ‘Αρη, που οδηγεί στην τελική διαμόρφωση πλανητών με μάζα σαν της Γης για πάνω από δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Ωστόσο, οι πρωτοπλανήτες στο εξωτερικό τμήμα του δίσκου θα μπορούσαν να είναι μεγάλα όσο και η Γη.
Σύνθετη μαγειρική
Ο σχηματισμός των πρωτοπλανητών, ωστόσο, είναι απλώς το πρώτο βήμα. Αν θέλετε να φτιάξετε ένα γιγάντιο αέριο πλανήτη, τότε θα πρέπει να οικοδομήσετε έναν πυρήνα με μάζα μεταξύ 1-10-μάζες της Γης προτού ο αέριος δίσκος εξαφανιστεί. Μεταξύ 0,1 με 10 εκατομμύρια χρόνια μετά τον σχηματισμό του δίσκου, η επιφανειακή του πυκνότητα θα μειωθεί καθώς κάποια ποσότητα υλικού χάνεται προς το κεντρικό αστέρι, και καθώς η εξωτερική ακτίνα του δίσκου αυξάνει όταν το υλικό απλώνεται στον χώρο για να διατηρηθεί η στροφορμή. Επίσης, υψηλής ενέργειας υπεριώδη ακτινοβολία και ακτίνες-Χ από το νέο αστέρι μπορεί να διασπάσουν τα μόρια και να ιονίσουν τα άτομα, τα οποία μπορούν να αφήσουν κάποιο υλικό με αρκετή κινητική ενέργεια για να μπορέσει να ξεφύγει εντελώς από το σύστημα. Αυτή η διαδικασία είναι γνωστή ως φωτο-εξάτμιση. Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι ο δίσκος του αερίου συνήθως εξαφανίζεται μέσα σε 10 εκατομμύρια χρόνια – έτσι ώστε το χρονικό παράθυρο για την δημιουργία πλανήτη πλούσιου σε αέριο είναι αρκετά σύντομη με βάση τα αστροφυσικά στάνταρντ.
Ακόμα, αν φτιάξετε τον πυρήνα του αέριου γίγαντα πλανήτη σας αρκετά γρήγορα, τότε θα μπορείτε να προκαλέσετε την ταχύτατη επικάθηση πάνω του αερίου, οδηγώντας έτσι στην δημιουργία ενός γιγάντιου πλανήτη. Αλλά ακόμη και τότε, ο γίγαντας αέριος πλανήτης σας μπορεί να μην είναι ασφαλής! Ο πλανήτης μπορεί να παρασυρθεί μακριά σε ένα άλλο είδος μεταναστευτικής διαδικασίας, που ονομάζεται μετανάστευση τύπου ΙΙ. Αν συμβεί αυτό, ο πλανήτης σας θα μπορούσε να καταλήξει να "σταθμεύσει" στο εσωτερικό του δίσκου (σαν τους εξωπλανήτες που λέγονται καυτοί Δίοι πλανήτες, που βρέθηκαν πολύ κοντά στα μητρικά αστέρια τους) ή ακόμη και να πέσουν πάνω στο ίδιο το νεαρό αστέρι.
Όλη αυτή η δυναμική και η ενεργητική δραστηριότητα έχει μια βαθιά επίδραση στη χημεία του δίσκου και, επομένως, για τη σύνθεση των πλανητών που σχηματίζονται σε κάποια συγκεκριμένη θέση. Επιστήμονες έχουν υπολογίσει ότι σε θερμοκρασίες άνω των 800 Kelvin, μόρια υδροξυλίου βοηθούν να μετατραπούν στερεά πλούσια σε άνθρακα προς άλλες μορφές, μειώνοντας την περιεκτικότητα τους σε άνθρακα με αυτή την διαδικασία. Αυτά λοιπόν τα άτομα δίχως άνθρακα γρήγορα αντιδρούν με το πλούσιο σε οξυγόνο δίσκο του αερίου, φτιάχνοντας μονοξείδιο του άνθρακα.
Αυτά τα μόρια του αερίου μπορεί είτε να πέσουν πάνω στο νέο αστέρι ή να φωτο-εξατμιστούν. Είτε έτσι είτε αλλιώς, η περιεκτικότητα σε άνθρακα στα στερεά του σχηματισθέντος πλανήτη εξαντλείται, γεγονός το οποίο μπορεί να εξηγήσει γιατί ο λόγος του άνθρακα με το πυρίτιο των γήινων πλανητών είναι τόσο διαφορετικός σε σχέση με την αναλογία που βρέθηκε στον ήλιο. Όμως, η ποσοτικοποίηση του μεγέθους αυτού του μυστήριου απαιτεί να γνωρίζουμε την αναλογία των στοιχείων στον ήλιο με υψηλή ακρίβεια. Μάλιστα σήμερα έχουμε νέα μοντέλα που μας δίνουν καλύτερα αποτελέσματα με βάση το ηλιακό φάσμα.
Κατ’ αρχήν, σχηματίζοντας έναν πλανήτη με μάζα σαν τη Γη μέσω συγκρούσεων θα είναι πολύ ευκολότερο από ό,τι να σχηματίσουμε ένα γιγάντιο αέριο πλανήτη (που απαιτεί τον σχηματισμό του πυρήνα του πριν από την εξαφάνιση του αερίου), ενώ μπορείτε να λύσετε τα προβλήματα της έλξης του αερίου και της μετανάστευσης τύπου Ι των στερεών. Σύμφωνα με αστροφυσικά μοντέλα χρειάζονται κάπου 10 με 100 εκατομμύρια χρόνια για να σχηματιστεί ένας πλανήτης με τη μάζα της Γης σε μια ακτίνα μικρότερη των 3 αστρονομικών μονάδων. Εάν η διαδικασία αυτή αποδειχθεί ότι είναι καθολική, αυτό θα οδηγήσει σε μια πληθώρα γήινων πλανητών στον γαλαξία – για να μην αναφέρουμε το σύμπαν ολόκληρο.
Τέλος, ενώ φαίνεται να είναι αρκετά εύκολο να φτιαχτούν πλανήτες "υπερ-γαίες" με μάζες μερικές φορές μεγαλύτερες από τη Γη – έχουν παρατηρηθεί τέτοιοι πλανήτες περίπου μέχρι και το 30% των άστρων στην έρευνα HARPS – θα μπορούσε να υπάρχει ένα «χάσμα μάζας» που καθιστά δύσκολο το σχηματισμό πλανητών ελαφρύτερους από τον Κρόνο, αλλά βαρύτερους από τον Ποσειδώνα. Ένα τέτοιο κενό έχει προβλεφθεί σε διάφορα αστροφυσικά μοντέλα. Τελικά μας λείπει ακόμα μια πειστική συνταγή για τον σχηματισμό των γιγάντιων παγωμένων πλανητών στο ηλιακό μας σύστημα.
Δεν υπάρχουν σχόλια :
Δημοσίευση σχολίου