Nebular hypothesis

Nebular hypothesis

Mlhovinová hypotéza je nejrozšířenějším modelem v oblasti kosmogonie pro vysvětlení vzniku a vývoje Sluneční soustavy (stejně jako jiných planetárních soustav ). Naznačuje, že sluneční soustava je tvořena plynem a prachem obíhajícím kolem Slunce . Teorii vyvinul Immanuel Kant a publikoval ji ve své Universal Natural History and Theory of the Heavens (1755) a poté ji v roce 1796 upravil Pierre Laplace . Proces formování planetárního systému, který byl původně aplikován na Sluneční soustavu , je nyní považován za fungující v celém vesmíru. Široce přijímanou moderní variantou teorie mlhovin je model slunečních mlhovin ( SNDM ) nebo model slunečních mlhovin . Nabízel vysvětlení pro různé vlastnosti Sluneční soustavy, včetně téměř kruhových a koplanárních drah planet a jejich pohybu ve stejném směru jako rotace Slunce. Některé prvky původní teorie mlhovin se odrážejí v moderních teoriích vzniku planet, ale většina prvků byla nahrazena.

Podle teorie mlhovin se hvězdy tvoří v masivních a hustých oblacích molekulárního vodíku - obřích molekulárních oblacích (GMC). Tato mračna jsou gravitačně nestabilní a hmota v nich srůstá do menších hustších shluků, které se pak otáčejí, hroutí a tvoří hvězdy. Vznik hvězd je složitý proces, který vždy vytváří plynný protoplanetární disk ( proplyd ) kolem mladé hvězdy. To může za určitých okolností, které nejsou příliš známé, zrodit planety. Vznik planetárních systémů je tedy považován za přirozený výsledek tvorby hvězd. Vznik hvězdy podobné Slunci obvykle trvá přibližně 1 milion let, přičemž protoplanetární disk se během následujících 10-100 milionů let vyvine v planetární systém.

Protoplanetární disk je akreční disk , který napájí centrální hvězdu. Zpočátku velmi horký, později se disk ochladí v tom, co je známé jako hvězdné stádium T Tauri ; zde je možný vznik malých prachových zrnek z kamenů a ledu. Zrna se nakonec mohou srazit do planetesimál o velikosti kilometru . Je-li disk dostatečně masivní, začnou prchavé narůstání, které má za následek rychlou - 100 000 až 300 000 let - formaci planetárních embryí o velikosti Měsíce až Marsu . V blízkosti hvězdy procházejí planetární embrya fází prudkého slučování, při kterém vzniká několik pozemských planet . Poslední fáze trvá přibližně 100 milionů až miliardu let.

Vznik obřích planet je složitější proces. Předpokládá se, že se vyskytuje za hranicí mrazu , kde jsou planetární embrya hlavně tvořena různými druhy ledu. Díky tomu jsou několikrát hmotnější než ve vnitřní části protoplanetárního disku. Co následuje po vzniku embrya, není zcela jasné. Zdá se, že některá embrya pokračují v růstu a nakonec dosáhnou 5-10 hmotností Země - prahové hodnoty, která je nezbytná k zahájení narůstání plynu vodíku a hélia z disku. Hromadění plynu jádrem je zpočátku pomalý proces, který trvá několik milionů let, ale poté, co vznikající protoplaneta dosáhne asi 30 hmotností Země ( M Země ), zrychluje se a probíhá neúprosně. Předpokládá se, že planety podobné Jupiteru a Saturnu nashromáždily většinu své hmoty během pouhých 10 000 let. Narůstání se zastaví, když je plyn vyčerpán. Vytvořené planety mohou migrovat na velké vzdálenosti během nebo po svém vzniku. Předpokládá se, že ledoví obři jako Uran a Neptun jsou neúspěšná jádra, která se vytvořila příliš pozdě, když disk téměř zmizel.

Historie

Hlavní článek: Historie formování sluneční soustavy a evoluční hypotézy

Existují důkazy, že Emanuel Swedenborg poprvé navrhl části teorie mlhovin v roce 1734. Immanuel Kant , obeznámený se Swedenborgovou prací, tuto teorii dále rozvinul v roce 1755, když publikoval svou vlastní Univerzální přírodní historii a Teorii nebes , kde on argumentoval, že plynná mračna ( mlhoviny ) pomalu rotují, postupně se zhroutí a zploští kvůli gravitaci , nakonec tvoří hvězdy a planety .

Pierre-Simon Laplace nezávisle vyvinul a navrhl podobný model v roce 1796 ve své Exposition du systeme du monde . Představoval si, že Slunce mělo původně rozšířenou horkou atmosféru v celém objemu Sluneční soustavy. Jeho teorie uváděla smršťující se a ochlazující protosolární mrak - protosolární mlhovinu. Jak se to ochladilo a stáhlo, zploštilo se a točilo se rychleji, odhodilo (nebo uvolnilo) řadu plynných prstenců materiálu; a planety podle něj z tohoto materiálu kondenzovaly. Jeho model byl podobný Kantovu, až na to, že je detailnější a v menším měřítku. Zatímco v 19. století dominoval laplacký model mlhoviny, narážel na řadu obtíží. S tím souvisí hlavní problémrozložení momentu hybnosti mezi Sluncem a planetami. Planety mají 99 % momentu hybnosti a tuto skutečnost nelze vysvětlit pomocí modelu mlhoviny. V důsledku toho astronomové na začátku 20. století z velké části opustili tuto teorii vzniku planet.

Hlavní kritika přišla během 19. století od Jamese Clerka Maxwella (1831-1879), který tvrdil, že rozdílná rotace mezi vnitřní a vnější částí prstence nemůže umožnit kondenzaci materiálu.Astronom Sir David Brewster také odmítl Laplacea, když v roce 1876 napsal, že "ti, kdo věří v teorii mlhovin, považují za jisté, že naše Země odvodila svou pevnou hmotu a svou atmosféru z prstence vyhozeného ze sluneční atmosféry, která se poté stáhla do pevná terraková koule, ze které byl stejným procesem svržen Měsíc". Tvrdil, že za takového pohledu "Měsíc nutně musel odvést vodu a vzduch z vodních a vzdušných částí Země a musí mít atmosféru". Brewster tvrdil, že náboženské přesvědčení Sira Isaaca Newtona dříve považovalo mlhovinové myšlenky za inklinující k ateismu, a citoval jej, že "vzrůst nových systémů ze starých, bez zprostředkování božské síly, vypadal jako je zjevně absurdní".

Vnímané nedostatky Laplaciánského modelu stimulovaly vědce, aby za něj našli náhradu. Během 20. století se tímto problémem zabývalo mnoho teorií, včetně planetesimální teorie Thomase Chamberlina a Foresta Moultona (1901), slapového modelu Jamese Jeanse (1917), akrečního modelu Otto Schmidta (1944), protoplanetové teorie Williama McCrey . (1960) a nakonec teorie zachycení Michaela Woolfsona . V roce 1978 Andrew Prenticevzkřísil počáteční Laplaciovy myšlenky o formování planet a vyvinul moderní Laplaciovu teorii . Žádný z těchto pokusů se neukázal jako zcela úspěšný a mnohé z navrhovaných teorií byly popisné.

Zrození moderní široce přijímané teorie vzniku planet - modelu slunečního mlhovinového disku (SNDM) - lze vysledovat u sovětského astronoma Victora Safronova .Jeho kniha Evolution of the protoplanetary cloud and form of the Earth and the planets z roku 1969 , která byla přeložena do angličtiny v roce 1972, měla dlouhodobý vliv na způsob, jakým vědci uvažují o vzniku planet. V této knize byly formulovány a některé z nich vyřešeny téměř všechny hlavní problémy procesu formování planet. Safronovovy myšlenky byly dále rozvinuty v dílech George Wetherilla , který objevil narůstání na útěku . Zatímco původně platil jen pro sluneční soustavu , SNDM byl následovně myšlen teoretiky být v práci skrz Universe; k 1. lednu 2022 astronomové objevili v naší galaxii 4 905 extrasolárních planet .

Model sluneční mlhoviny: úspěchy a problémy

Úspěchy

Prašné disky obklopující blízké mladé hvězdy ve větším detailu.

Proces tvorby hvězd přirozeně vede ke vzniku akrečních disků kolem mladých hvězdných objektů. Ve věku kolem 1 milionu let může mít takové disky 100 % hvězd. Tento závěr je podpořen objevem plynných a prachových disků kolem protohvězd a hvězd T Tauri a také teoretickými úvahami. Pozorování těchto disků ukazuje, že prachová zrna v nich narůstají v krátkém (tisíciletém) časovém měřítku a produkují částice o velikosti 1 centimetru.

Proces akrece, při kterém z 1 km planetesimál vyroste tělesa o velikosti 1 000 km, je nyní dobře znám. Tento proces se vyvíjí uvnitř jakéhokoli disku, kde je hustota počtu planetesimál dostatečně vysoká, a probíhá nekontrolovaně. Růst se později zpomalí a pokračuje jako oligarchická akrece. Konečným výsledkem je vytvoření planetárních embryí různých velikostí, které závisí na vzdálenosti od hvězdy. [18] Různé simulace prokázaly, že sloučení embryí ve vnitřní části protoplanetárního disku vede k vytvoření několika těles o velikosti Země. Původ terestrických planet je tedy nyní považován za téměř vyřešený problém.

Aktuální problémy

Fyzika akrečních disků naráží na některé problémy. Nejdůležitější je, jak materiál, který je protohvězdou akretován, ztrácí svůj moment hybnosti . Jedním z možných vysvětlení, které navrhl Hannes Alfvén , bylo, že úhlová hybnost byla uvolněna slunečním větrem během jeho hvězdné fáze T Tauri . Hybnost je transportována do vnějších částí disku pomocí viskózních napětí. Viskozita je generována makroskopickou turbulencí, ale přesný mechanismus, který tuto turbulenci vyvolává, není dobře znám. Dalším možným procesem snižování momentu hybnosti je magnetické brzdění, kde se rotace hvězdy přenáší do okolního disku přes magnetické pole této hvězdy. Hlavní procesy zodpovědné za mizení plynu v discích jsou viskózní difúze a fotovypařování.

Vícehvězdný systém AS 205.

Vznik planetesimál je největším nevyřešeným problémem modelu mlhovinového disku. Jak se částice o velikosti 1 cm spojí do 1 km planetesimál, je záhadou. Tento mechanismus se zdá být klíčem k otázce, proč některé hvězdy mají planety, zatímco jiné nemají kolem sebe nic, dokonce ani prachové pásy.

Důležitým problémem je také časový plán vzniku obřích planet . Staré teorie nebyly schopny vysvětlit, jak se jejich jádra mohla vytvořit dostatečně rychle, aby nashromáždila značné množství plynu z rychle mizejícího protoplanetárního disku. Průměrná životnost disků, která je méně než deset milionů (10 7 ) let, se zdála být kratší než doba potřebná pro vytvoření jádra. K vyřešení tohoto problému bylo učiněno mnoho pokroku a současné modely formování obřích planet jsou nyní schopny zformovat Jupiter (nebo hmotnější planety) za přibližně 4 miliony let nebo méně, tedy v rámci průměrné životnosti plynných disků.

Dalším potenciálním problémem vzniku obřích planet je jejich orbitální migrace . Některé výpočty ukazují, že interakce s diskem může způsobit rychlou migraci dovnitř, která, pokud není zastavena, vede k tomu, že planeta dosáhne "centrálních oblastí stále jako subjovianský objekt".Novější výpočty naznačují, že vývoj disku během migrace může tento problém zmírnit.

Tvorba hvězd a protoplanetární disk

Protostars

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 daleko v souhvězdí Střelce

Předpokládá se, že hvězdy se tvoří uvnitř obřích mračen studeného molekulárního vodíku - obří molekulární mračna o hmotnosti zhruba 300 000krát větší než je hmotnost Slunce ( M ) a o průměru 20 parseků . Během 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 nazývají se protohvězdné (protosolární) mlhoviny. Mají průměry 0,01-0,1 pc (2 000-20 000 AU) ahustota počtu částic zhruba 10 000 až 100 000 cm- 3 .

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 znamená, že rotace padající obálky se zrychluje, což do značné míry brání plynu v přímé akrecina centrální jádro. Plyn je místo toho nucen šířit se směrem ven blízko své rovníkové roviny a vytvářet disk , který se zase nahromadí na jádru. Hmotnost jádra postupně roste, až se z něj stane mladá horká protostar . V této fázi jsou protohvězda a její disk silně zakryty dopadající obálkou a nejsou přímo pozorovatelné. Ve skutečnosti je neprůhlednost zbývající obálky tak vysoká, že i záření o milimetrových vlnách má problém z ní uniknout. Takové objekty jsou pozorovány jako velmi jasné kondenzace, které vyzařují převážně milimetrové vlny asubmilimetrové vlnové záření.Jsou klasifikovány jako spektrální protohvězdy třídy 0. Kolaps je často doprovázen bipolárními výrony - výtrysky - které vycházejí podél rotační osy odvozeného disku. Výtrysky jsou často pozorovány v oblastech vzniku hvězd (viz objekty Herbig-Haro (HH) ). Svítivost protohvězd třídy 0 je vysoká - protohvězda o hmotnosti Slunce může vyzařovat až 100 slunečních jasů. Zdrojem této energie je gravitační kolaps , protože jejich jádra ještě nejsou dostatečně horká, aby zahájila jadernou fúzi .

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

Jak pokračuje dopadání jeho materiálu na disk, obálka se nakonec stává tenkou a průhlednou a mladý hvězdný objekt (YSO) se stává pozorovatelným, zpočátku ve vzdáleném infračerveném světle a později ve viditelném. Přibližně v této době protostar začíná fúzovat deuterium . Pokud je protohvězda dostatečně hmotná (nad 80 hmotností Jupiteru ( 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. Objekty v této fázi jsou známé jako protohvězdy I. třídy, které se také nazývají mladé hvězdy T Tauri , vyvinuté protohvězdy nebo mladé hvězdné objekty. V této době již formující se hvězda nahromadila velkou část své hmoty: celková hmotnost disku a zbývající obálky nepřesahuje 10-20 % hmotnosti centrální YSO.

V další fázi obálka úplně zmizí poté, co ji posbíral disk, a protohvězda se stane klasickou hvězdou T Tauri. To se stane asi po 1 milionu let. Hmotnost disku kolem klasické hvězdy T Tauri je asi 1-3 % hmoty hvězdy a přibývá rychlostí 10 −7 až 10 −9 M ☉ za rok. Obvykle je přítomna i dvojice bipolárních jetů. Akrece vysvětluje všechny zvláštní vlastnosti klasických hvězd T Tauri: silný tok v emisních čarách (až 100 % vlastní svítivosti hvězdy), magnetickéaktivita, fotometrická variabilita 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. Disk nakonec zmizí v důsledku narůstání na centrální hvězdu, formování planety, vymrštění tryskami a fotoevaporací UV zářením z centrální hvězdy a blízkých hvězd. Výsledkem je, že se z mladé hvězdy stane slabě lemovaná hvězda T Tauri, která se pomalu, během stovek milionů let, vyvíjí v obyčejnou hvězdu podobnou Slunci.

Protoplanetární disky

Viz také: Protoplanetární disk a planetesimála Disky trosek detekované v HST archivních snímcích mladých hvězd, HD 141943 a HD 191089 , pomocí vylepšených zobrazovacích procesů (24. dubna 2014)

Za určitých okolností může disk, který lze nyní nazvat protoplanetární, zrodit planetární systém .Protoplanetární disky byly pozorovány u velmi vysokého podílu hvězd v mladých hvězdokupách . Existují od počátku formování hvězdy, ale v nejranějších fázích jsou nepozorovatelné kvůli neprůhlednosti okolní obálky. Předpokládá se, že disk protohvězdy třídy 0 je masivní a horký. Je to akreční disk , který napájí centrální protohvězdu. Teplota může snadno přesáhnout 400 Kuvnitř 5 AU a 1 000 K uvnitř 1 AU. Zahřívání disku je primárně způsobeno viskózním rozptylem turbulence v něm a spádem plynu z mlhoviny. Vysoká teplota ve vnitřním disku způsobuje odpařování většiny těkavého materiálu - vody, organických látek a některých hornin , přičemž zbývají pouze nejžáruvzdornější prvky, jako je železo . Led může přežít pouze ve vnější části disku.

V mlhovině v Orionu se tvoří protoplanetární disk

Hlavním problémem ve fyzice akrečních disků je generování turbulence a mechanismus odpovědný za vysokou efektivní viskozitu . Předpokládá se, že turbulentní viskozita je zodpovědná za transport hmoty do centrální protohvězdy a hybnost na periferii disku. To je pro akreci životně důležité, protože plyn může být akretován centrální protohvězdou pouze tehdy, když ztratí většinu svého momentu hybnosti, který musí být unášen malou částí plynu, která se unáší ven. Výsledkem tohoto procesu je růst jak protohvězdy, tak poloměru disku , který může dosáhnout 1000 AU, pokud je počáteční moment hybnosti mlhoviny dostatečně velký. Velké disky jsou běžně pozorovány v mnoha oblastech vzniku hvězd, jako je mlhovina v Orionu.

"> Umělecký dojem z disku a proudů plynu kolem mladé hvězdy HD 142527 .

Životnost akrečních disků je asi 10 milionů let. Než hvězda dosáhne klasického stadia T-Tauri, disk se ztenčí a ochladí. Méně těkavé materiály začnou kondenzovat blízko jeho středu a tvoří 0,1-1 μm prachová zrna, která obsahují krystalické silikáty . Transport materiálu z vnějšího disku může tato nově vzniklá prachová zrna smíchat s prvotními , které obsahují organické látky a další těkavé látky. Toto míchání může vysvětlit některé zvláštnosti ve složení těles Sluneční soustavy, jako je přítomnost mezihvězdných zrn v primitivních meteoritech .a žáruvzdorné inkluze v kometách.

Různé procesy formování planet , včetně exokomet a dalších planetesimál , kolem Beta Pictoris , velmi mladého typu AV hvězdy ( koncepce umělce NASA ).

Prachové částice mají tendenci se k sobě lepit v prostředí hustého disku, což vede k tvorbě větších částic o velikosti až několika centimetrů. V infračervených spektrech mladých disků jsou pozorovány známky zpracování prachu a koagulace . Další agregace může vést k vytvoření planetesimál o průměru 1 km nebo větších, které jsou stavebními kameny planet . Planetesimální formace je dalším nevyřešeným problémem fyziky disku, protože jednoduché přilepení se stává neúčinným, když se prachové částice zvětšují.

Jednou z hypotéz je vznik gravitační nestabilitou . Částice o velikosti několika centimetrů nebo větší se pomalu usazují poblíž střední roviny disku a vytvářejí velmi tenkou - méně než 100 km - a hustou vrstvu. Tato vrstva je gravitačně nestabilní a může se rozdělit na četné shluky, které se zase zhroutí do planetesimál. Rozdílné rychlosti plynového disku a pevných látek v blízkosti střední roviny však mohou vytvářet turbulence, které brání vrstvě, aby se stala dostatečně tenkou, aby se mohla fragmentovat v důsledku gravitační nestability. To může omezit tvorbu planetesimál prostřednictvím gravitační nestability na konkrétní místa v disku, kde je zvýšená koncentrace pevných látek.

Dalším možným mechanismem pro tvorbu planetesimál je nestabilita proudění , při které odpor pociťovaný částicemi obíhajícími plynem vytváří zpětnovazební efekt způsobující růst lokálních koncentrací. Tato místní koncentrace tlačí plyn zpět a vytváří oblast, kde je protivítr pociťovaný částicemi menší. Koncentrace je tak schopna obíhat rychleji a podléhá menšímu radiálnímu driftu. Izolované částice se k těmto koncentracím připojují, když jsou překonány nebo jak se pohybují dovnitř, což způsobuje nárůst hmoty. Nakonec tyto koncentrace tvoří masivní vlákna, která se fragmentují a podléhají gravitačnímu kolapsu za vzniku planetesimál velikosti větších asteroidů.

Planetární formace může být také vyvolána gravitační nestabilitou uvnitř samotného disku, což vede k jeho fragmentaci do shluků. Některé z nich, pokud jsou dostatečně husté, se zhroutí , což může vést k rychlému vytvoření plynných obřích planet a dokonce i hnědých trpaslíků v časovém měřítku 1000 let. Pokud tyto shluky migrují dovnitř, jak kolaps postupuje, slapové síly z hvězdy mohou mít za následek významnou ztrátu hmoty , která za sebou zanechá menší těleso. Je to však možné pouze u masivních disků - hmotnějších než 0,3 M . Pro srovnání jsou typické hmotnosti disku 0,01-0,03 M . Vzhledem k tomu, že masivní disky jsou vzácné, předpokládá se, že tento mechanismus formování planet není příliš častý. Na druhou stranu tento mechanismus může hrát velkou roli při vzniku hnědých trpaslíků .

Kolize asteroidů - stavba planet (umělecký koncept).

Konečný rozptyl protoplanetárních disků je spouštěn řadou různých mechanismů. Vnitřní část disku je buď akretována hvězdou nebo vymrštěna bipolárními výtrysky , zatímco vnější část se může vypařovat pod silným UV zářením hvězdy během fáze T Tauri nebo blízkými hvězdami. Plyn v centrální části může být buď akretován nebo vyvržen rostoucími planetami, zatímco malé prachové částice jsou vymrštěny tlakem záření .centrální hvězdy. To, co nakonec zbylo, je buď planetární systém, zbytkový disk prachu bez planet, nebo nic, pokud se planetesimály nevytvoří.

Vzhledem k tomu, že planetesimály jsou tak početné a jsou rozšířeny po celém protoplanetárním disku, některé přežijí vznik planetárního systému. Asteroidy jsou chápány jako zbylé planetesimály, které se postupně navzájem rozmělňují na menší a menší kousky, zatímco komety jsou typicky planetesimály ze vzdálenějších oblastí planetárního systému. Meteority jsou vzorky planetesimál, které dosáhnou planetárního povrchu a poskytují velké množství informací o formování Sluneční soustavy. Meteority primitivního typu jsou kusy rozbitých planetesimál o nízké hmotnosti, kde neproběhla žádná tepelná diferenciace , zatímco meteority zpracovaného typu jsou kusy z rozbitých hmotných planetesimál. Mezihvězdné objekty mohly být zachyceny a stát se součástí mladé sluneční soustavy.

Vznik planet

Skalnaté planety

Podle modelu slunečního mlhovinového disku se kamenné planety tvoří ve vnitřní části protoplanetárního disku, v rámci mrazové linie , kde je teplota dostatečně vysoká, aby zabránila kondenzaci vodního ledu a dalších látek do zrn. To má za následek koagulaci čistě kamenných zrn a později vznik skalních planetesimál. Předpokládá se, že takové podmínky existují ve vnitřní 3-4 AU části disku hvězdy podobné Slunci.

Poté, co se malé planetesimály - o průměru asi 1 km - vytvořily tak či onak, začíná útěková akrece .Nazývá se nehybný, protože rychlost růstu hmoty je úměrná R 4 ~M 4/3 , kde R a M jsou poloměr a hmotnost rostoucího tělesa. Specifický (děleno hmotností) růst se zrychluje s nárůstem hmotnosti. To vede k preferenčnímu růstu větších těles na úkor menších. Útěkové narůstání trvá 10 000 až 100 000 let a končí, když největší tělesa překročí průměr přibližně 1 000 km. Zpomalení akrece je způsobeno gravitačními poruchami velkých těles na zbývajících planetesimálách. Vliv větších těles navíc zastavuje další růst menších těles.

Další fáze se nazývá oligarchická akrece . Vyznačuje se dominancí několika stovek největších těles - oligarchů, kteří nadále pomalu přibývají planetesimály. Žádné jiné tělo než oligarchové nemůže růst.V této fázi je rychlost narůstání úměrná R 2 , které je odvozeno z geometrického průřezu oligarchy. Specifická míra narůstání je úměrná M −1/3 ; a klesá s hmotností těla. To umožňuje menším oligarchům dohnat ty větší. Oligarchové jsou drženi ve vzdálenosti asi 10·H r (H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3 je Hillův poloměr , kde a je hlavní poloosa , e je excentricita oběžné dráhy a Ms je hmotnost centrální hvězdy) od sebe navzájem vlivem zbývajících planetesimál. Jejich orbitální excentricity a sklony zůstávají malé. Oligarchové pokračují v přibývání, dokud nejsou planetesimály vyčerpány v disku kolem nich. Někdy se blízcí oligarchové spojují. Konečná hmotnost oligarchy závisí na vzdálenosti od hvězdy a povrchové hustotě planetesimál a nazývá se hmotnost izolace. U kamenných planet je to až 0,1 M Země nebo jedna hmotnost Marsu . Konečným výsledkem oligarchického stadia je vytvoření asi 100 planetárních embryí o velikosti Měsíce až Marsu rovnoměrně rozmístěných při asi 10·H r . Předpokládá se, že sídlí uvnitř mezer v disku a jsou odděleny prstenci zbývajících planetesimál. Předpokládá se, že tato fáze trvá několik set tisíc let.

Poslední fází formování kamenné planety je fáze sloučení . Začíná, když zbývá jen malý počet planetesimál a embrya se stanou dostatečně masivními, aby se navzájem rušila, což způsobí, že se jejich oběžné dráhy stanou chaotickými . Během této fáze embrya vypudí zbývající planetesimály a vzájemně se srazí. Výsledkem tohoto procesu, který trvá 10 až 100 milionů let, je vznik omezeného počtu těles o velikosti Země. Simulace ukazují, že počet přeživších planet je v průměru od 2 do 5. Ve Sluneční soustavě je mohou představovat Země a Venuše . Vznik obou planet si vyžádal splynutí přibližně 10-20 embryí, přičemž stejný počet z nich byl vyvržen ze sluneční soustavy. Předpokládá se, že některá z embryí, která vznikla v pásu asteroidů , přinesla na Zemi vodu. Mars a Merkur lze považovat za zbývající embrya, která přežila toto soupeření. Skalnaté planety, kterým se podařilo splynout, se nakonec usadí na více či méně stabilních oběžných drahách, což vysvětluje, proč jsou planetární systémy obecně nabité na hranici možností; nebo jinými slovy, proč se vždy zdají být na pokraji nestability.

Obří planety

Prachový kotouč kolem Fomalhautu - nejjasnější hvězdy v souhvězdí Piscis Austrinus. Asymetrie disku může být způsobena obří planetou (nebo planetami) obíhajícími kolem hvězdy.

Vznik obřích planet je mimořádným problémem planetárních věd .V rámci modelu slunečních mlhovin existují dvě teorie jejich vzniku. Prvním z nich je model nestability disku , kde se obří planety tvoří v masivních protoplanetárních discích v důsledku jejich gravitační fragmentace (viz výše). Druhou možností je model jádrové akrece , který je také známý jako model jaderné nestability . Poslední scénář je považován za nejslibnější, protože může vysvětlit vznik obřích planet na discích s relativně nízkou hmotností (méně než 0,1 M ). V tomto modelu je formace obří planety rozdělena do dvou fází: a) akrece jádra o velikosti přibližně 10 M Země ab) akrece plynu z protoplanetárního disku. Obě metody mohou také vést k vytvoření hnědých trpaslíků . Vyhledávání z roku 2011 zjistila, že akrece jádra je pravděpodobně dominantním mechanismem tvorby.

Předpokládá se, že formování jádra obří planety probíhá zhruba podél linií formování pozemských planet. Začíná to u planetesimál, které procházejí nekontrolovatelným růstem, po kterém následuje pomalejší oligarchická fáze. Hypotézy nepředpokládají fázi sloučení, kvůli nízké pravděpodobnosti kolizí mezi planetárními embryi ve vnější části planetárních systémů. Dalším rozdílem je složení planetesimál , které se v případě obřích planet tvoří za tzv. mrazovou linií a sestávají převážně z ledu - poměr ledu k hornině je asi 4 ku 1.To zvyšuje hmotnost planetesimál čtyřnásobně. Minimální hmotná mlhovina schopná tvořit pozemské planety však může vytvořit pouze 1-2 M Zemských jader ve vzdálenosti Jupiteru (5 AU) během 10 milionů let. Posledně uvedené číslo představuje průměrnou dobu života plynných disků kolem hvězd podobných Slunci. Navrhovaná řešení zahrnují zvýšenou hmotnost disku - stačilo by desetinásobné zvýšení; migrace protoplanet, která umožňuje embryu akreci více planetesimál; a konečně zvýšení akrece v důsledku odporu plynu v plynných obalech embryí. Nějaká kombinace výše uvedených myšlenek může vysvětlit vznik jader plynných obřích planet, jako je Jupiter a možná i Saturn . Vznik planet jako Uran a Neptun je problematičtější, protože žádná teorie nedokázala zajistit formování jejich jader in situ ve vzdálenosti 20-30 AU od centrální hvězdy. Jedna z hypotéz je, že se původně vyskytovaly v oblasti Jupiter-Saturn, pak byly rozptýleny a migrovaly na své současné místo. Dalším možným řešením je růst jader obřích planet prostřednictvím akrece oblázků. V oblázkové akreci objekty mezi cm a metr v průměru padající k masivnímu tělesu jsou dostatečně zpomaleny tahem plynu na to, aby se k němu dostaly ve spirále a narostly. Růst prostřednictvím narůstání oblázků může být až 1000krát rychlejší než přirůstání planetesimál.

Jakmile mají jádra dostatečnou hmotnost (5-10 M Země ), začnou shromažďovat plyn z okolního disku. Zpočátku se jedná o pomalý proces, který během několika milionů let zvýší hmotnost jádra až na 30 M Země . Poté se rychlosti akrece dramaticky zvýší a zbývajících 90 % hmoty se nahromadí přibližně za 10 000 let. Narůstání plynu se zastaví, když se vyčerpá zásoba z disku. Děje se tak postupně v důsledku vytváření hustotní mezery v protoplanetárním disku a rozptylu disku. V tomto modelu jsou ledoví obři - Uran a Neptun - neúspěšná jádra, která začala narůstat plyn příliš pozdě, když téměř všechen plyn již zmizel. Stádium narůstání plynu po útěku je charakterizováno migrací nově vzniklých obřích planet a pokračující pomalou akrecí plynu.Migrace je způsobena interakcí planety sedící v mezeře se zbývajícím diskem. Zastaví se, když protoplanetární disk zmizí nebo když je dosaženo konce disku. Druhý případ odpovídá takzvaným horkým Jupiterům , kteří pravděpodobně zastavili svou migraci, když dosáhli vnitřní díry v protoplanetárním disku.

V pojetí tohoto umělce se planeta točí mýtinou (mezerou) v zaprášeném disku tvořícím planetu blízké hvězdy.

Obří planety mohou významně ovlivnit formování pozemských planet . Přítomnost obrů má tendenci zvyšovat excentricity a sklony (viz Kozaiův mechanismus ) planetesimál a embryí v oblasti pozemských planet (uvnitř 4 AU ve Sluneční soustavě). Pokud se obří planety vytvoří příliš brzy, mohou zpomalit nebo zabránit akreci vnitřních planet. Pokud se vytvoří blízko konce oligarchické fáze, jak se předpokládá ve Sluneční soustavě, ovlivní splynutí planetárních embryí a učiní je násilnějšími. V důsledku toho se počet terestrických planet sníží a budou masivnější. Navíc se velikost systému zmenší, protože terestrické planety budou vznikat blíže k centrální hvězdě. Předpokládá se, že vliv obřích planet ve Sluneční soustavě, zejména Jupiteru , byl omezený, protože jsou relativně vzdálené od pozemských planet.

Oblast planetárního systému sousedící s obřími planetami bude ovlivněna jiným způsobem. V takové oblasti mohou být excentricity embryí tak velké, že embrya projdou blízko obří planety, což může způsobit jejich vyvržení ze systému. Pokud budou odstraněna všechna embrya, nevzniknou v této oblasti žádné planety. Dalším důsledkem je, že zůstane obrovské množství malých planetesimál, protože obří planety nejsou schopny je všechny vyčistit bez pomoci embryí. Celková hmotnost zbývajících planetesimál bude malá, protože kumulativní působení embryí před jejich vyvržením a obřích planet je stále dostatečně silné, aby odstranilo 99 % malých těles. Taková oblast se nakonec vyvine v pás asteroidů , který je úplnou analogií pásu asteroidů ve Sluneční soustavě, který se nachází 2 až 4 AU od Slunce.

Exoplanety

Za posledních dvacet let byly identifikovány tisíce exoplanet. Dráhy mnoha těchto planet a systémů planet se výrazně liší od planet ve Sluneční soustavě. Mezi objevené exoplanety patří horké Jupitery, teplé Jupitery, super-Země a systémy těsně poskládaných vnitřních planet.

Předpokládá se, že horké Jupitery a teplé Jupitery migrovaly na své současné dráhy během nebo po svém formování. Byla navržena řada možných mechanismů pro tuto migraci. Migrace typu I nebo typu II by mohla plynule snížit hlavní osu oběžné dráhy planety, což by vedlo k teplému nebo horkému Jupiteru. Gravitační rozptyl jinými planetami na excentrické dráhy s perihelem v blízkosti hvězdy následovaný cirkularizací její dráhy v důsledku slapových interakcí s hvězdou může zanechat planetu na blízké oběžné dráze. Pokud byla přítomna hmotná doprovodná planeta nebo hvězda na nakloněné oběžné dráze, výměna sklonu za excentricitu prostřednictvím Kozaiova mechanismu zvýšením excentricity a snížením perihelu s následnou cirkularizací může také vést k těsné oběžné dráze. Byl také navržen in situ růst horkých Jupiterů z těsně obíhajících superzemí. Jádra v této hypotéze se mohla vytvořit lokálně nebo ve větší vzdálenosti a migrovat blízko hvězdy.

Předpokládá se, že superzemě a další blízko obíhající planety vznikly buď in situ, nebo ex situ, to znamená, že migrovaly dovnitř ze svých původních míst. In situ formace těsně obíhajících superzemí by vyžadovala masivní disk, migraci planetárních embryí následovanou srážkami a splynutím nebo radiální drift malých pevných látek z větší vzdálenosti v disku. Migrace superzemí nebo embryí, která se srazila, aby je vytvořila, byla pravděpodobně typu I kvůli jejich menší hmotnosti. Rezonanční dráhy některých systémů exoplanet naznačují, že v těchto systémech došlo k určité migraci, zatímco rozteč drah v mnoha jiných systémech, které nejsou v rezonanci, naznačuje, že v těchto systémech pravděpodobně došlo k nestabilitě po rozptýlení plynového disku. Absence Super-Zem a blízko obíhajících planet ve Sluneční soustavě může být způsobena předchozím formováním Jupiteru, který blokoval jejich migraci dovnitř.

Množství plynu, které super-Země, která vznikla in situ, získá, může záviset na tom, kdy se planetární embrya spojila kvůli obřím nárazům ve vztahu k rozptýlení plynového disku. Pokud ke sloučení dojde poté, co se plynový disk rozptýlí, mohou se vytvořit pozemské planety, pokud v přechodovém disku může vzniknout super-Země s plynovým obalem obsahujícím několik procent její hmoty. Pokud k fúzím dojde příliš brzy, může dojít k akreci plynu vedoucí k vytvoření plynového obra. Fúze začínají, když dynamické tření způsobené plynovým diskem není dostatečné pro zabránění srážkám, což je proces, který začne dříve u disku s vyšší metalicitou. Alternativně může být narůstání plynu omezeno kvůli tomu, že obálky nejsou v hydrostatické rovnováze, místo toho může plyn proudit obálkou a zpomalovat tak její růst a zdržovat začátek akrece plynu, dokud hmota jádra nedosáhne 15 hmotností Země.

Význam akrece

Použití termínu " akreční disk " pro protoplanetární disk vede k nejasnostem ohledně planetárního akrečního procesu. Protoplanetární disk je někdy označován jako akreční disk, protože zatímco se mladá protohvězda podobná T Tauri stále smršťuje, může na ni stále padat plynný materiál, který se shromažďuje na jeho povrchu od vnitřního okraje disku. V akrečním disku existuje čistý tok hmoty z větších poloměrů směrem k menším poloměrům.

Tento význam by však neměl být zaměňován s procesem akrece formování planet. V tomto kontextu se akrece týká procesu ochlazených, ztuhlých zrn prachu a ledu, která obíhají kolem protohvězdy v protoplanetárním disku, srážejí se a slepují se a postupně rostou, až k vysokoenergetickým srážkám mezi velkými planetesimály .

Kromě toho měly obří planety pravděpodobně vlastní akreční disky, v prvním významu toho slova.Oblaka zachyceného plynného vodíku a hélia se stahovala, roztáčela, zplošťovala a ukládala plyn na povrch každé obří protoplanety , zatímco pevná tělesa v tomto disku se shlukovala do pravidelných měsíců obří planety.

Viz také

• Pás asteroidů
• Bokova globule
• Kometa
• Exocomet
• Vznik a vývoj sluneční soustavy
• Herbig-Haro objekt
• Historie Země
• Kuiperův pás
• Oortův oblak
• Hvězda T Tauri