Открыть главное меню

Образование планет и планетарных систем — набор процессов формирования и эволюции отдельных планет и планетарных систем.

Полной ясности в том, какие процессы идут при формировании планет и какие из них доминируют, до сих пор нет. Обобщая наблюдательные данные, можно утверждать лишь то, что[1]:

Теории формированияПравить

Отправная точка всех рассуждений о пути формирования планет — газопылевой (протопланетный) диск вокруг формирующейся звезды. Сценариев, как из него получились планеты, существует два типа[2]:

  1. Доминирующий на данный момент — аккреционный. Предполагает формирования из первоначальных планетозималей.
  2. Второй полагает, что планеты сформировались из первоначальных «сгущений», впоследствии сколлапсировавших.

Окончательно формирование планеты прекращается, когда в молодой звезде зажигаются ядерные реакции и она рассеивает протопланетный диск, за счёт давления солнечного ветра, эффекта Пойнтинга — Робертсона и прочих[3].

Аккреционный сценарийПравить

Вначале из пыли образуются первые планетозимали. Существует две гипотезы как это происходит:

  • Одна утверждает, что они растут из-за парного столкновения очень маленьких тел.
  • Вторая, что планетозимали формируются в ходе гравитационного коллапса в средней части протопланетного газопылевого диска.

По мере роста возникают доминирующие планетозимали, которые впоследствии станут протопланетами. Расчёт темпов их роста довольно разнообразен. Однако базой для них служат уравнение Сафронова:

 ,

где R — размер тела, a — радиус его орбиты, M* — масса звезды, Σp — поверхностная плотность планетозимальной области, а FG — так называемый параметр фокусировки, ключевой в данном уравнении, для различных ситуаций он определяется по-своему. Расти такие тела могут не до бесконечности, а ровно до того момента пока есть небольшие планетозимали в их окрестностях, пограничная масса (так называемой массой изоляции) при этом получается:

 

В типичных условиях она варьирует от 0,01 до 0,1 M — это уже является протопланетой. Дальнейшее развитие протопланеты может следовать по следующим сценариям, один из которых приводит к образованию планет с твёрдой поверхностью, другой — к газовым гигантам.

В первом случае, тела с изолированной массой тем или иным образом увеличивают эксцентриситет и их орбиты пересекаются. В ходе череды поглощений более мелких протопланет образуются планеты подобные Земле.

Планета-гигант может образоваться если вокруг протопланеты останется много газа из протопланетного диска. Тогда в роли ведущего процесса дальнейшего приращения массы начинает выступать аккреция. Полная система уравнений описывающий данный процесс:

 (1)

 (2)

  (3)

 

Смысл выписанных уравнений следующий (1) — предполагается сферическая симметрия и однородность протопланеты, (2) предполагается, что имеет место гидростатическое равновесие, (3) Нагрев идёт при столкновении с планетозималями, а охлаждение происходит только за счёт излучения. (4) — уравнения состояние газа.

Рост ядра будущей планеты-гиганта продолжается до M~10[2] Примерно на этом этапе гидростатическое равновесие нарушается. С этого момента весь аккрецирующий газ уходит на формирование атмосферы планеты-гиганта.

Трудности аккреционного сценарияПравить

Первые же трудности возникают в механизмах формирования планетозималей. Общей проблемой для обеих гипотез является проблема «метрового барьера»: любое тело в газовом диске постепенно сокращает радиус своей орбиты, и на определённом расстоянии просто сгорит. Для тел размером порядка одного метра, скорость подобного дрейфа наибольшая, а характерное время гораздо меньше необходимого, чтобы планетозималь значительно увеличила свой размер[2].

Кроме того, в гипотезе слияния метровые планетозимали при столкновении скорее разрушатся на многочисленные мелкие части, нежели образуют единое тело.

Для гипотезы формирования планетозималей в ходе фрагментации диска, классической проблемой была турбулентность. Однако, возможное её решение, а заодно и проблемы метрового барьера, было получено в недавних работах. Если в ранних попытках решений основной проблемой являлась турбулентность, то в новом подходе этой проблемы нет как таковой. Турбулентность может сгруппировать плотные твёрдые частицы, а вместе с потоковой неустойчивостью возможно образование гравитационно-связанного кластера, за время гораздо меньшее, чем время дрейфа к звезде метровых планетозималей.

Вторая проблема — это сам механизм роста массы:

  1. Наблюдаемое распределение размеров в поясе астероидов невозможно воспроизвести в данном сценарии[2]. Скорее всего, первоначальные размеры плотных объектов 10-100 км. Но это значит, что средняя скорость планетозималей снижается, а значит, снижается скорость формирования ядер. И для планет-гигантов это становится проблемой: ядро не успевает сформироваться до того, как протопланетный диск рассеется.
  2. Время роста массы сравнимо с масштабом некоторых динамических эффектов, способных повлиять на темпы роста. Однако произвести достоверные расчёты на данный момент не предоставляется возможным: одна планета с околоземной массой должна содержать не менее 108 планетозималей.

Сценарий гравитационного коллапсаПравить

Как и в любом самогравитирующем объекте, в протопланетном диске могут развиваться нестабильности. Впервые эту возможность рассмотрел Тумре (Toomre) в 1981 году. Оказалось, что диск начинает распадаться на отдельные кольца если

 

где cs — скорость звука в протопланетном диске, k — эпициклическая частота.

Сегодня параметр Q носит название «параметр Тумре», а сам сценарий называется неустойчивостью Тумре. Время, за которое диск будет разрушен, сравнимо со временем охлаждения диска и высчитывается сходным образом со временем Гельмгольца для звезды.

Трудности сценария гравитационного коллапсаПравить

Требуется сверхмассивный протопланетный диск.

Экзопланеты в двойных системахПравить

 
Экзопланета, находящаяся в двойной системе Kepler-47 глазами художника.

Из более чем 800 ныне известных экзопланет число обращающихся вокруг одиночных звёзд значительно превышает число планет найденных в звёздных системах разной кратности. По последним данным последних насчитывается 64[4].

Экзопланеты в двойных системах принято разделять по конфигурациям их орбит[4]:

  • Экзопланеты S-класса обращаются вокруг одного из компонентов. Таковых 57.
  • К P-классу относят обращающихся вокруг обоих компонентов. Таковые обнаружены у NN Ser, DP Leo, HU Aqr, UZ For, Kepler-16 (AB)b, Kepler-34 (AB)b, and Kepler-35 (AB)b.

Если попытаться провести статистику, то выяснится[4]:

  1. Значительная часть планет обитают в системах, где компоненты разделены в пределах от 35 до 100 а. е. , концентрируясь вокруг значения в 20 а. е.
  2. Планеты в широких системах (> 100 а. е.) имеют массу от 0.01 до 10 MJ (почти как и для одиночных звёзд), в то время как массы планет для систем с меньшим разделением лежат от 0.1 до 10 MJ
  3. Планеты в широких системах всегда одиночные
  4. Распределение эксцентриситетов орбиты отличается от одиночных, достигая значений e = 0.925 и e = 0.935.

Важные особенности процессов формированияПравить

Обрезание протопланетного диска. В то время как у одиночных звёзд протопланетный диск может тянуться вплоть до пояса Койпера (30-50 а. е.), то в двойных звезд его размер обрезается воздействием второго компонента. Таким образом протяжённость протопланетного диска в 2-5 раз меньше расстояния между компонентами.

Искривление протопланетного диска. Оставшийся после обрезания диск продолжает испытывать влияние второго компонента и начинает вытягиваться, деформироваться, сплетаться и даже разрываться. Также такой диск начинает прецессировать.

Сокращение времени жизни протопланетного диска Для широких двойных систем, как и для одиночных, время жизни протопланетного диска составляет 1-10 млн лет. Однако для систем с расстоянием между компонентами менее 40 а. е. время жизни протопланетного диска составляет 0.1-1 млн лет.

Планетозимальный сценарий образованияПравить

Несовместные сценарии образованияПравить

Существуют сценарии в которых изначальная, сразу после формирования, конфигурация планетной системы отличается от текущей и была достигнута в ходе дальнейшей эволюции.

  • Один из таких сценариев — захват планеты у другой звезды. Так как двойная звезда имеет гораздо больше сечения взаимодействия, то и вероятность столкновения и захват планеты у другой звезды существенно выше.
  • Второй сценарий предполагает, что в ходе эволюции одного из компонентов, уже на стадиях после главной последовательности в изначальной планетарной системе возникают нестабильности. В результате которых планета покидает изначальную орбиту и становится общей для обоих компонент.

Экзопланеты в звёздных скопленияхПравить

Возможно существование планет, принадлежащих или обращающихся вокруг звёздных скоплений.

СсылкиПравить

  1. Tristan Guillot, Daniel Gautier. Giant Planets (англ.). — 10 Dec 2009.
  2. 1 2 3 4 Christoph Mordasini, Hubert Klahr, Yann Alibert, Willy Benz, Kai-Martin Dittkrist. Theory of planet formation. — 2010. — Bibcode2010arXiv1012.5281M.
  3. Dutkevitch, Diane The Evolution of Dust in the Terrestrial Planet Region of Circumstellar Disks Around Young Stars. Ph. D. thesis, University of Massachusetts Amherst (1995). Дата обращения 23 августа 2008. Архивировано 25 ноября 2007 года. (Astrophysics Data System entry)
  4. 1 2 3 Zhou, Ji-Lin; Xie, Ji-Wei; Liu, Hui-Gen; Zhang, Hui; Sun, Yi-Sui. Forming different planetary systems.