Akrece (astrofyzika)

Akrece (astrofyzika)

V astrofyzice je akrece nahromaděním částic do masivního objektu gravitačním přitahováním více hmoty, typicky plynné hmoty, v akrečním disku . Většina astronomických objektů , jako jsou galaxie , hvězdy a planety , je tvořena akrečními procesy.

Přehled

Akreční model, který Země a další terestrické planety vytvořily z meteorického materiálu, navrhl v roce 1944 Otto Schmidt , následovala teorie protoplanet Williama McCrea (1960) a nakonec teorie zachycení Michaela Woolfsona .V roce 1978 Andrew Prentice vzkřísil původní Laplaciovy myšlenky o formování planet a vyvinul moderní Laplaciovu teorii . Žádný z těchto modelů se neukázal jako zcela úspěšný a mnohé z navrhovaných teorií byly popisné.

Akreční model z roku 1944 od Otto Schmidta dále kvantitativním způsobem rozvinul v roce 1969 Viktor Safronov . Podrobně vypočítal různé fáze formování pozemských planet. Od té doby byl model dále rozvíjen pomocí intenzivních numerických simulací ke studiu planetesimální akumulace. Nyní se uznává, že hvězdy vznikají gravitačním kolapsem mezihvězdného plynu . Před kolapsem je tento plyn většinou ve formě molekulárních mračen, jako je mlhovina v Orionu . Jak se oblak zhroutí, ztrácí potenciální energii, zahřívá se, získává kinetickou energii a zachovává moment hybnostizajišťuje, že cloud tvoří zploštělý disk - akreční disk .

Narůstání galaxií

Další informace: Protogalaxie

Několik set tisíc let po velkém třesku se vesmír ochladil do bodu, kdy se mohly tvořit atomy. Jak se vesmír dále rozpínal a ochlazoval, atomy ztratily dostatek kinetické energie a temná hmota se dostatečně spojila, aby vytvořila protogalaxie . Jak docházelo k dalšímu narůstání, formovaly se galaxie .Nepřímé důkazy jsou rozšířené. Galaxie rostou díky slučování a plynulé akreci plynu. K narůstání dochází také uvnitř galaxií, přičemž vznikají hvězdy.

Narůstání hvězd

Hlavní článek: Protostar Pohledy ve viditelném světle (vlevo) a infračerveném (vpravo) na mlhovinu Trifid , obří hvězdotvorný mrak plynu a prachu nacházející se 5 400 světelných let (1 700 ks ) daleko v souhvězdí Střelce

Předpokládá se, že hvězdy se tvoří uvnitř obřích mračen studeného molekulárního vodíku - obří molekulární mračna o velikosti zhruba 300 000 M a průměru 65 světelných let (20 pc ). [8Během milionů let jsou obří molekulární mraky náchylné ke kolapsu a fragmentaci. Tyto fragmenty pak tvoří malá, hustá jádra, která se zase zhroutí do hvězd. Hmotnost jader se pohybuje od zlomku až po několikanásobek hmotnosti Slunce a nazývá se protohvězdné (protosolární) mlhoviny. Mají průměry 2 000-20 000astronomické jednotky (0,01-0,1 pc ) a hustota počtu částic zhruba 10 000 až 100 000/cm 3 (160 000 až 1 600 000/cu in). Porovnejte to s hustotou počtu částic vzduchu na úrovni moře - 2,8 × 1019 /cm 3 ( 4,6 × 1020 / cu in).

Počáteční kolaps protohvězdné mlhoviny o hmotnosti Slunce trvá asi 100 000 let. Každá mlhovina začíná určitým momentem hybnosti . Plyn v centrální části mlhoviny s relativně nízkým momentem hybnosti podléhá rychlé kompresi a tvoří horké hydrostatické (nestahující se) jádro obsahující malý zlomek hmoty původní mlhoviny. Toto jádro tvoří semeno toho, co se stane hvězdou. Jak kolaps pokračuje, zachování momentu hybnosti diktuje, že rotace padající obálky se zrychluje, což nakonec vytvoří disk.

Infračervený snímek molekulárního výronu z jinak skryté novorozené hvězdy HH 46/47

Jak vypadávání materiálu z disku pokračuje, obal se nakonec stává tenkým a průhledným a mladý hvězdný objekt (YSO) se stává pozorovatelným, zpočátku ve vzdáleném infračerveném světle a později ve viditelném. Přibližně v této době začíná protohvězda fúzovat deuterium . Pokud je protohvězda dostatečně hmotná (nad 80 M J ), následuje vodíková fúze. V opačném případě, pokud je jeho hmotnost příliš nízká, objekt se stane hnědým trpaslíkem . K tomuto zrození nové hvězdy dochází přibližně 100 000 let po začátku kolapsu. [8]Objekty v této fázi jsou známé jako protohvězdy I. třídy, které se také nazývají mladé hvězdy T Tauri , vyvinuté protohvězdy nebo mladé hvězdné objekty. Do této doby formující se hvězda již nahromadila velkou část své hmoty; celková hmotnost disku a zbývající obálky nepřesahuje 10-20 % hmotnosti centrální YSO.

Když hvězda s nižší hmotností v binárním systému vstoupí do expanzní fáze, její vnější atmosféra může spadnout na kompaktní hvězdu a vytvořit akreční disk.

V další fázi obálka zcela zmizí poté, co ji shromáždí disk, a protohvězda se stane klasickou hvězdou T Tauri. ty poslední mají akreční disky a pokračují v akreci horkého plynu, což se projevuje silnými emisními čarami v jejich spektru. První nemají akreční disky. Klasické hvězdy T Tauri se vyvíjejí ve slabě lemované hvězdy T Tauri. [14] K tomu dochází asi po 1 milionu let.Hmotnost disku kolem klasické hvězdy T Tauri je asi 1-3 % hmotnosti hvězdy a přibývá rychlostí 10 −7 až 10 −9 M ☉ za rok. [15]Obvykle je také přítomen pár bipolárních trysek. Akrece vysvětluje všechny zvláštní vlastnosti klasických hvězd T Tauri: silný tok v emisních čarách (až 100 % vlastní svítivosti hvězdy), magnetickou aktivitu, fotometrickou variabilitu a výtrysky. Emisní čáry se ve skutečnosti tvoří, když nahromaděný plyn naráží na "povrch" hvězdy, což se děje kolem jejích magnetických pólů . Výtrysky jsou vedlejšími produkty narůstání: odnášejí nadměrný moment hybnosti. Klasické stadium T Tauri trvá asi 10 milionů let. Existuje jen několik příkladů, tzvPeter Pan Disk , kde akrece trvá více než 20 milionů let. Disk nakonec zmizí v důsledku narůstání na centrální hvězdu, formování planet, vyvržení výtrysky a fotovypařování ultrafialovým zářením z centrální hvězdy a blízkých hvězd. [18] Výsledkem je, že se z mladé hvězdy stane slabě lemovaná hvězda T Tauri , která se během stovek milionů let vyvine v obyčejnou hvězdu podobnou Slunci v závislosti na své počáteční hmotnosti.

Narůstání planet

Další informace: Protoplanetární disk Umělcova představa protoplanetárního disku ukazující mladou hvězdu ve svém středu

Samonarůstání kosmického prachu urychluje růst částic na planetesimály o velikosti balvanů . Masivnější planetesimály narůstají některé menší, zatímco jiné se při srážkách roztříští. Akreční disky se běžně vyskytují kolem menších hvězd, zbytků hvězd v těsné dvojhvězdě nebo černých děr obklopených materiálem (jako jsou ty v centrech galaxií ). Určitá dynamika v disku, jako je dynamické tření , je nezbytná k tomu, aby obíhající plyn ztratil úhlovou hybnost a spadl na centrální masivní objekt. Příležitostně to může vést ke splynutí hvězdného povrchu (viz Bondiho akrece ).

Při formování terestrických planet nebo planetárních jader lze uvažovat o několika fázích. Za prvé, když se zrnka plynu a prachu srazí, aglomerují se mikrofyzikálními procesy, jako jsou van der Waalsovy síly a elektromagnetické síly , za vzniku částic o velikosti mikrometrů; během této fáze jsou mechanismy akumulace převážně negravitační povahy. Planetesimální formace v rozmezí centimetrů až metr však není dobře pochopena a nenabízí se žádné přesvědčivé vysvětlení, proč by se taková zrna spíše hromadila, než aby se jednoduše odrážela. Zejména stále není jasné, jak tyto objekty rostou, aby se z nich staly planetesimály o velikosti 0,1-1 km (0,06-0,6 mi); tento problém je znám jako "bariéra velikosti metru": Jak prachové částice rostou koagulací, získávají stále větší relativní rychlosti vzhledem k ostatním částicím v jejich blízkosti, stejně jako systematický úlet směrem dovnitř. rychlost, která vede k destruktivním srážkám, a tím omezuje růst agregátů na určitou maximální velikost. Ward (1996) uvádí, že když se pomalu pohybující zrna srazí, velmi nízká, ale nenulová gravitace kolidujících zrn brání jejich úniku. Také se má za to, že fragmentace zrn hraje důležitou roli při doplňování malých zrn a udržování tloušťky disku, ale také při udržování relativně vysokého množství pevných látek všech velikostí.

Byla navržena řada mechanismů pro překonání "metrové" bariéry. Mohou se tvořit místní koncentrace oblázků, které se pak gravitačně zhroutí do planetesimál velikosti velkých asteroidů. Tyto koncentrace se mohou vyskytovat pasivně díky struktuře plynového disku, například mezi víry, na tlakových nerovnostech, na okraji mezery vytvořené obří planetou nebo na hranicích turbulentních oblastí disku. Nebo mohou částice převzít aktivní roli ve své koncentraci prostřednictvím mechanismu zpětné vazby označovaného jako nestabilita proudění. Při nestabilitě proudění má interakce mezi pevnými látkami a plynem v protoplanetárním disku za následek růst místních koncentrací, protože nové částice se hromadí v důsledku malých koncentrací, což způsobuje jejich růst do masivních vláken. Alternativně, pokud jsou zrna, která se tvoří v důsledku aglomerace prachu, vysoce porézní, jejich růst může pokračovat, dokud se nestanou dostatečně velkými, aby se zhroutily vlivem vlastní gravitace. Nízká hustota těchto objektů jim umožňuje zůstat pevně spojeny s plynem, čímž se zabrání vysokorychlostním srážkám, které by mohly vést k jejich erozi nebo fragmentaci.

Zrna se nakonec slepí a vytvoří horská (nebo větší) tělesa nazývaná planetesimály. Srážky a gravitační interakce mezi planetesimály se kombinují a vytvářejí planetární embrya velikosti Měsíce ( proplanety ) po dobu zhruba 0,1-1 milionu let. Nakonec se planetární embrya srazí a vytvoří planety během 10-100 milionů let. Planetesimály jsou dostatečně masivní na to, aby vzájemné gravitační interakce byly dostatečně významné na to, aby byly brány v úvahu při výpočtu jejich evoluce. Růstu napomáhá orbitální rozpad menších těles v důsledku odporu plynu, který jim brání uvíznout mezi oběžnámi dráhami embryí. Další srážky a akumulace vedou k terestrickým planetám nebo jádru obřích planet.

Pokud planetesimály vznikly gravitačním kolapsem lokálních koncentrací oblázků, jejich růst do planetárních embryí a jader obřích planet je ovládán dalším narůstáním oblázků. Narůstání oblázků je podporováno tahem plynu, který pociťují objekty, když zrychlují směrem k masivnímu tělesu. Plynový odpor zpomaluje oblázky pod únikovou rychlostí masivního tělesa, což způsobuje, že se k němu spirálovitě přibližují a narůstají s ním. Narůstání oblázků může urychlit formování planet o faktor 1000 ve srovnání s akrecí planetesimál, což umožňuje obřím planetám vzniknout před rozptýlením plynového disku. Přesto se růst jádra prostřednictvím narůstání oblázků zdá být neslučitelný s konečnými hmotnostmi a složením Uranu aNeptun .

Vznik pozemských planet se liší od obřích plynných planet, nazývaných také joviánské planety . Částice, které tvoří pozemské planety, jsou vyrobeny z kovu a horniny, které kondenzovaly ve vnitřní sluneční soustavě . Jovianské planety však začaly jako velké, ledové planetesimály, které pak zachytily plynný vodík a helium ze sluneční mlhoviny . Rozdíl mezi těmito dvěma třídami planetesimál vzniká díky mrazové linii sluneční mlhoviny.

Narůstání asteroidů

Chondruly v chondritovém meteoritu. Je zobrazena milimetrová stupnice.

Meteority obsahují záznam akrece a dopadů během všech fází vzniku a vývoje asteroidů ; mechanismus akrece a růstu asteroidů však není dobře pochopen. Důkazy naznačují, že hlavní růst asteroidů může vyplývat z plynem asistované akrece chondrulí , což jsou milimetrové kuličky, které se tvoří jako roztavené (nebo částečně roztavené) kapičky ve vesmíru předtím, než jsou nahromaděny na svých mateřských asteroidech. Ve vnitřní Sluneční soustavě se zdá, že chondruly byly klíčové pro zahájení akrece. Malá hmotnost asteroidů může být částečně způsobena neefektivní tvorbou chondrul za 2 AUnebo méně efektivní dodání chondrul z blízkosti protohvězdy. Dopady také řídily formování a ničení asteroidů a jsou považovány za hlavní faktor v jejich geologickém vývoji.

Chondruly, kovová zrna a další složky se pravděpodobně vytvořily ve sluneční mlhovině . Ty se shromáždily a vytvořily mateřské asteroidy. Některá z těchto těles se následně roztavila a vytvořila kovová jádra a pláště bohaté na olivín ; jiné byly vodně změněny. Poté, co asteroidy vychladly, byly po dobu 4,5 miliardy let erodovány dopady nebo narušeny.

Aby došlo k akreci, musí být dopadové rychlosti menší než asi dvojnásobek únikové rychlosti, což je asi 140 m/s (460 stop/s ) pro asteroid o poloměru 100 km (60 mil). Jednoduché modely akrece v pásu asteroidů obecně předpokládají, že se prachová zrna o velikosti mikrometru slepí k sobě a usadí se ve střední rovině mlhoviny, aby vytvořila hustou vrstvu prachu, která se vlivem gravitačních sil přeměnila na disk o délce kilometru. -velké planetesimály. Ale několik argumentů naznačují, že asteroidy nemusely akretovat tímto způsobem.

Akrece komet

486958 Arrokoth , objekt Kuiperova pásu, o kterém se předpokládá, že představuje původní planetesimály, z nichž planety vyrostly

Komety nebo jejich předchůdci se zformovaly ve vnější sluneční soustavě, možná miliony let před vznikem planety. O tom, jak a kdy vznikaly komety, se diskutuje, s jasnými důsledky pro formování, dynamiku a geologii Sluneční soustavy. Trojrozměrné počítačové simulace naznačují, že hlavní strukturní rysy pozorované na kometárních jádrech lze vysvětlit párovým narůstáním nízkých rychlostí slabých kometesimál. V současnosti upřednostňovaným mechanismem formování je mlhovinová hypotéza , která uvádí, že komety jsou pravděpodobně pozůstatkem původních planetesimálních "stavebních kamenů", z nichž planety vyrostly.

Astronomové se domnívají, že komety pocházejí jak z Oortova oblaku , tak z rozptýleného disku .Rozptýlený disk byl vytvořen, když Neptun migroval směrem ven do proto-Kuiperova pásu, který byl v té době mnohem blíže Slunci, a zanechal ve své stopě populaci dynamicky stabilních objektů, které nikdy nemohly být ovlivněny jeho oběžnou dráhou ( vlastní Kuiperův pás ) a populaci, jejíž perihelia jsou dostatečně blízko, že je Neptun může stále rušit, když cestuje kolem Slunce (rozptýlený disk). Protože je rozptýlený disk dynamicky aktivní a Kuiperův pás relativně dynamicky stabilní, je nyní rozptýlený disk považován za nejpravděpodobnější místo původu periodických komet. [42]Klasická teorie Oortova mračna uvádí, že Oortův oblak, koule o poloměru asi 50 000 AU (0,24 pc), vznikla ve stejnou dobu jako sluneční mlhovina a příležitostně uvolňuje komety do vnitřní sluneční soustavy, když poblíž prochází obří planeta nebo hvězda. a způsobuje gravitační poruchy.Příklady takových kometárních oblaků již mohly být viděny v mlhovině Helix .

Mise Rosetta ke kometě 67P/Churyumov-Gerasimenko v roce 2015 určila , že když sluneční teplo pronikne na povrch, spustí se vypařování (sublimace) pohřbeného ledu. Zatímco část vzniklé vodní páry může uniknout z jádra, 80 % z ní znovu kondenzuje ve vrstvách pod povrchem. Toto pozorování naznačuje, že tenké vrstvy bohaté na led vystavené blízko povrchu mohou být důsledkem kometární aktivity a evoluce a že globální vrstvení nemusí nutně nastat v rané fázi historie vzniku komety. Zatímco většina vědců si myslela, že všechny důkazy naznačují, že struktura jader komet jsou zpracované hromady sutimenších ledových planetesimál předchozí generace mise Rosetta rozptýlila myšlenku, že komety jsou "hromady trosek" nesourodého materiálu.