Így születhetnek a szuperföldek

651

A bolygók kialakulásának pontos lefolyását a hosszú évtizedek óta tartó kutatómunka ellenére is számos ponton homály fedi. Saját Naprendszerünk planétáit illetően rendelkezünk jónak tűnő elképzelésekkel, de a részletek itt sem minden esetben teljesen világosak; az eddig megismert, idegen bolygórendszerek ugyanakkor eléggé különböznek a miénktől, így a szakemberek folyamatosan próbálkoznak a modellek fejlesztésével, illetve új lehetőségek keresésével.

A jelenleg legelfogadottabb elméletek szerint a kőzetbolygók az ún. összeállásos (akkréciós) folyamat során alakulnak ki: a fiatal csillag körül (ún. protoplanetáris) porkorong szemcséi előbb néhány cm-es darabokká állnak össze, melyekből néhány km-es sziklák, majd bolygóméretű testek lesznek. A látszólag egyszerű folyamat részletei azonban még magyarázatra szorulnak – különösen az, hogyan lesznek a cm-es darabokból több kilométer átmérőjű sziklák (erre egy lehetséges megoldást jelent, ha a kis "kőzetbolyhok" egy, a csillag körüli korong sikjában lévő, vékony rétegben ülepednek le, és ezen réteg gravitációs instabilitása vezet a nagyobb testek létrejöttéhez).

A főként gázból álló óriásbolygók esetében eleinte az összeomlásos (kollapszusos) elmélet látszott reálisnak: eszerint az óriásbolygók "mini-csillagokként", a korong anyagában lévő, sűrűbb gázcsomók összehúzódásából alakulnak ki, a körülöttük lévő holdak pedig a kőzetbolygók mintájára keletkeznek. Később kiderült, hogy ennek a teóriának több gyenge pontja is van, ezért jelenleg az ún. magakkréciós modellt részesítik előnyben, mely alapján a csillagtól távolabb lévő zónákban először nagy méretű "jégmagok" keletkeznek, amik nagy mennyiségű gázt magukhoz vonzva szolgálnak a Jupiterhez hasonló planéták kezdeményeiként.

A dolgokat bonyolítja, hogy mára egyértelműen világossá kezd válni, hogy a bolygók egy része nem a végső, stabil keringést lehetővé tévő pozíciójában születik, hanem attól esetleg jóval távolabb – vagyis a fiatal bolygókezdemények (planetezimálok) intenzív "vándorlási" (migrációs) tevékenységet folytatnak, amely révén egymás fejlődését is erősen befolyásolják. Bár ez az elmélet elsősorban a csillagukhoz nagyon közel keringő óriásbolygók, az ún. forró jupiterek kapcsán merült fel, néhány kutató úgy véli: ez a vándorlási folyamat talán jóval általánosabb, mint korábban gondoltuk.

Ezen gondolatmenet mentén egy új bolygókeletkezési elmélet is született, mely szerint a protoplanetáris korongok nagyobb tömegűek, mint korábban vélték, és bennük először akár 10 jupitertömeget is elérő gázcsomók alakulnak ki, a központi égitesttől nagy távolságban. Kezdetben hideg, felfúvódott állapotban vannak, belsejükben nem játszódnak le erős hőterjedési folyamatok, így központi régióikban megindul a porszemcsék lassú ülepedése. A "bolygóembriók" a korong anyagával történő kölcsönhatások miatt folyamatosan a rendszer belsőbb tartományai felé vándorolnak; közben külső tartományaik összehúzódnak, de belsejükben kialakul egy fokozatosan növekvő, szilárd mag. Mikor a bolygókezdemények már csak néhány Csillagászati Egységre vannak a csillagtól, külső gázrétegük nagy részét elvesztik – ha ez teljes mértékben végbemegy, akkor nagy méretű kőzetbolygókká ("szuperföldek"), ha csak részben, akkor Jupiter típusú égitestekké válnak.


Pillanatképek Nayakshin és Cha bolygókeletkezési szimulációiból, az indítás pillanatától számított 4680. és 5000. év közötti időszakból. A csillag 300 CSE sugarú környezetét bemutató ábrákon a sárga foltok a kialakuló, akár 10 jupitertömegű bolygóembriók, míg piros színnel a további nagyobb sűrűségű tartományok vannak jelölve. A csillaghoz legközelebbi bolygókezdemény egy másik planetezimállal való kölcsönhatás miatt impulzusmomentumot veszít, túl közel kerül a csillaghoz, és megsemmisül. A szimuláció egy szakasza animáció formájában is megtekinthető.

S. Nayakshin és tanítványa, S.-H. Cha (University of Leicester, Egyesült Királyság) a közelmúltban publikált tanulmányukban numerikus szimulációik eredményeit ismertetik, melyek megerősítik az elképzelés létjogosultságát. A hidrodinamikai modelleken alapuló számítások során Nayakshin és fiatal kollégája elő tudta állítani a nagy tömegű gázcsomók kialakulását és azok vándorlását. Szimulációikban jól megfigyelhető a bolygóembriók vándorlása, és az is, hogy a csillaghoz túl közel kerülő planetezimálok akár meg is semmisülhetnek. Az egyik modell futtatása során az egyik csomóból egy nem túl elnyúlt (0,1-es lapultságú) pályán mozgó, kb. 7,5 földtömegű, a szuperföldek kategóriájába eső égitest alakult ki a csillagtól kb. 8 CSE távolságra. Ez azért különösen fontos eredmény, mert bár ilyen égitesteket már ismerünk, keletkezésükkel kapcsolatban eddig nem nagyon álltak rendelkezésre kiforrott elképzelések.


Az ábra színei a porszemcsék ill. kőzetdarabok átlagos nagyságát jelzik (a zöld a néhány cm-es, a piros a deciméteres, a sárga a méteres ill. annál nagyobb tartományt). A vizsgált, kb. 5400 éves szakasz vége felé a csillagtól kb. 8 CSE távolságban egy egykori gázcsomó magja, azaz egy nagy méretű kőzetbolygó (szuperföld) kezdeti állapota látható (sárga pont a csillagtól jobbra). A középső tartományban szintén nagyobb az átlagos szemcseméret, ott kisebb kőzetbolygók ill. aszteroidák keletkezése mehet végbe.

A cikk szerzői megjegyzik, hogy eredményeik – bár fontos lépésnek számítanak – egyelőre csak azt jelentik, hogy az új bolygókeletkezési modellnek van létjogosultsága; hogy valóban születnek-e így bolygók, azt még további eredményeknek kell igazolniuk.

Forrás: http://lanl.arxiv.org/pdf/1010.1489v1

Hozzászólás

hozzászólás