Powstawanie planet

Z Wikipedii

Powstawanie planet jest procesem ściśle związanym z formowaniem się gwiazd z międzygwiazdowych obłoków gazowo-pyłowych. Proces ten rozpoczyna się w momencie, gdy protogwiazda zaczyna kurczyć się pod wpływem grawitacji. Z zewnętrznych warstw protogwiazdy formuje się tzw. dysk protoplanetarny o kształcie spłaszczonym w kierunku równika protogwiazdy, której ruch obrotowy przekazywany jest również na ten dysk. Dzieje się to na tyle efektywnie, że 98% momentu pędu naszego protosłońca zostało przekazane na planety. Zapadanie protogwiazdy kończy się gdy temperatura jej centrum osiągnie temperaturę 10 milionów K. Wówczas rozpoczyna się „spalanie” wodoru na drodze syntezy termojądrowej. Etap formowania się dysku protoplanetarnego w przypadku naszego Układu Słonecznego trwał około miliona lat.

Następnym etapem jest kondensacja pyłu w dysku. W rejonach bliższych gwieździe, gdzie temperatura jest wysoka ulegają kondensacji pierwiastki i związki cięższe np. tlenki wapnia, glinu i tytanu, metaliczne żelazo i nikiel, glinokrzemiany litowców, tlenek żelaza oraz krzemiany magnezowo-żelazowe. W rejonach dalszych mogą dodatkowo kondensować pierwiastki i związki lżejsze takie jak woda, amoniak i metan.

Skondensowane ziarna pyłu pod wpływem sił elektrostatycznych ulegają połączeniu. W miarę jak ich masa zwiększa się, opadają one do płaszczyzny równikowej dysku. Opadanie tych ziaren trwa około tysiąca lat.

Opadanie kończy się gdy gęstość ziaren na równiku dysku przekroczy wartość krytyczną. Wtedy to jednolita warstwa rozpada się na tysiące małych pyłowych zagęszczeń. Każde takie zagęszczenie posiada własną rotację i napotykając na sąsiednie łączy się z nim zwiększając swoją masę^[1]. Gdy masa jest dostatecznie duża, grawitacja skupia zagęszczenia w stałe bryły o rozmiarach kilku kilometrów - planetozymale. Jej formowanie trwa ok. 100 tysięcy lat. Gdy planetozymale krążą wokół gwiazdy, mogą napotykać na siebie i ulegać zderzeniom. Jeżeli zbliżają się do siebie z małymi prędkościami, wówczas mogą się łączyć tworząc większe bryły. Im większe te bryły są, tym szybciej wyłapują mniejsze, przekształcając się w końcu w planety. W naszym Układzie Słonecznym w taki sposób uformowały się cztery skalne planety wewnętrzne, oraz skalne jądra planet zewnętrznych. Część planetozymali nie zdołała połączyć się w planetę z powodu potężnego przyciągania grawitacyjnego Jowisza. Krążą one do dziś jako wewnętrzny pas planetoid. Gdy Słońce weszło w fazę T-Tauri cały gaz i mniejsze drobiny materii został wymieciony z dysku protoplanetarnego. Jądra planet zewnętrznych zdołały przechwycić część gazu i przekształcić w gazowe giganty. Reszta materii została wyrzucona poza orbitę Plutona, gdzie utworzyła pas Kuipera oraz obłok Oorta.

Czasem może zdarzyć się sytuacja, że utworzony gazowy gigant ma za małą prędkość, aby pozostać na stabilnej orbicie. Wtedy to zaczyna on zbliżać się po torze spiralnym do gwiazdy by ustabilizować się na niskiej orbicie. W ten sposób tworzą się tzw. „gorące Jowisze”, często spotykane w odkrytych do tej pory pozasłonecznych układach planetarnych. Zaobserwowano je m.in. wokół gwiazdy 51 Pegasi oraz 50 Andromedae. Podczas swojej „wędrówki” do gwiazdy gazowy gigant niszczy wszystkie planety jakie napotka na swojej drodze, dlatego w tego typu układach naukowcy nie spodziewają się znaleźć planet typu ziemskiego.

Dyski protoplanetarne nie są domeną wyłącznie gwiazd ciągu głównego takich jak Słońce. Należący do NASA teleskop Spitzera odkrył je wokół dwóch gwiazd typu błękitny olbrzym o symbolach R 66 i R 126. Średnica takiego dysku jest 60 razy większa niż orbita Plutona.

[edytuj] Przypisy

1. ↑ Problemem nierozwiązanym dotychczas przez naukę jest powstawanie brył o odpowiednio dużej grawitacji. W przypadku małej masy brak jest wystarczającej siły grawitacji, by zatrzymać większą części materii wyrzuconej z brył roztopionych na skutek kolizji. Dotyczy to w szczególności procesu formowania planet wewnętrznych.