Поиск по сайту
Авторизация
Логин:
Пароль:
Забыли свой пароль?

Формирование планет и эволюция Солнечной системы

Теория захвата дает планетное образование посредством приливного взаимодействия между конденсированной звездой и диффузным протозвезды внутри плотного встроенного кластера. Начальные обширные и высоко эксцентричные планетарные орбиты округляются и распадаются в околозвездном диске материала, захваченного протонаром. Коллапсирующие протопланеты оставляют за собой околопланетный диск, внутри которого спутники образуют процесс аккреции. Многие свойства экзопланет - орбиты, очень близкие к звездам, очень эксцентричные орбиты, очень близкие к звездам, планеты с двойными звездами, доля звезд с планетами и спин-орбитальные смещения прямо объясняются с точки зрения этой модели. Предполагается, что исходная Солнечная система содержала шесть основных планет, существующие четыре плюс «Беллона» с массой 2,5 MJ и Enyo с массой 1,9 MJ, где MJ - масса Юпитера. Продукты столкновения между двумя дополнительными планетами объясняют многие особенности Солнечной системы - более крупные земные планеты, Марс и Меркурий (подробнее о Планете Меркурий) и их характеристики, отношения Земля-Луна и поверхности Луны, образование астероидов, комет и карликовых планет, формирование пояса Койпера и облака Оорта, связь между Нептуном, Плутоном и Тритоном, характеристики ледниковых гигантов и изотопические аномалии в метеоритах. Все механизмы, участвующие в этих процессах, хорошо понимаются и встречаются в других астрономических контекстах.

1. Введение

Когда Солнечная система была единственной известной планетной системой, и не было доказательств существования планет вокруг других звезд, теории происхождения Солнечной системы не были ограничены необходимостью того, чтобы теория делала планетарные системы обычными. Уже более 50 лет развиваются две теории, первоначально связанные с образованием солнечной системы, но которые теперь, со знанием существования нескольких тысяч экзопланет, стали общими теориями формирования планет. Первая из них - Теория туманностей (НТ), которая является настоящим стандартом и общепринятой теорией, - это монистическая теория, предполагающая, что и звезда, и ее планеты происходят из одной газовой туманности. Вторая, менее известная, - Теория Захвата (КТ), дуалистическая теория, которая предлагает, чтобы звезда и планеты были получены из отдельных источников материала. Временное развитие различных аспектов КТ было несколько случайным, под влиянием ограничений и информации из новых наблюдений по мере их возникновения, поэтому цель этого обзора состоит в том, чтобы описать в логической последовательности, как каждый шаг в формировании планет имеет причинной связи с тем, что предшествовало ему. Эта причинно-связанная цепочка событий приводит к сценарию, который объясняет многие существующие особенности Солнечной системы в деталях. Целью настоящего обзора не является проведение взвешенных сравнений между КТ и НТ, но разница в подходах двух моделей будет описана в соответствующих контекстах.

2. Звездообразование

Сверхновая сжимает соседнюю межзвездную среду (ISM) ударной волной и вводит в нее материал, некоторые из которых конденсируются в основном субмикронную пыль. Оба эти эффекта приводят к охлаждению пораженной области ISM из-за радиационного охлаждения пыли (Хаяши, 1966) и охлаждения через возбуждение молекул, атомов и ионов электронными столкновениями (Ситон, 1955). Скорость охлаждения увеличивается с увеличением плотности и уменьшается с понижением температуры. Охлаждение уменьшает локальное давление, и последующий приток материала ISM дополнительно увеличивает плотность. В конечном итоге высокоплотная низкотемпературная область создается в равновесии давления с внешним ISM, который имеет более низкую плотность и более высокую температуру. Этот процесс создания плотного холодного облака (DCC) был смоделирован с использованием гидродинамики сглаженных частиц (SPH) по Голански и Вульфсону (2001).

Если масса облака превышает критическую массу Джинса (Джинс, 1902), тогда она начнет коллапс свободного падения. Некоторая гравитационная энергия, выделяемая коллапсирующим облаком, превращается в турбулентность, свидетельством чему являются доплеровские измерения излучений мазера из звездообразующих областей, что указывает на турбулентные движения со скоростями до 20 км с-1 (Кук, 1977) ). Коллизионные турбулентные газовые потоки генерируют высокоплотные высокотемпературные области, но поскольку охлаждение происходит намного быстрее, чем повторное расширение, создается холодная область высокой плотности, которая при подходящих условиях может разрушаться, образуя звезду (Woolfson, 1979). Если угловой момент в сжатой области достаточно высок, то он может раздвоиться, образуя двоичную пару, где большая часть углового момента принимается на орбитах составляющих звезд, а не в звездном спине (Woolfson, 2011a).

Солнце и звезды главной последовательности с одинаковой и меньшей массой медленно вращаются, а экваториальная скорость Солнца составляет всего 2 км с-1. Однако исходные экваториальные скорости могут быть намного выше, единственное ограничение состоит в том, что звезда должна быть устойчивой к вращению. Во время стадии T-Tauri развития звезды происходят очень сильные звездные ветры, выходящий ионизированный материал которого связан со звездными линиями магнитного поля и выполняется на расстоянии нескольких звездных радиусов с постоянной угловой скоростью до того, как он отделится. Это усиление момента импульса звездным ветром приводит к уменьшению углового момента звезды, и большинство первоначального звездного момента может быть удалено таким образом (Cole and Woolfson, 2013).

Прогресс звездообразования в галактическом кластере был исследован Уильямсом и Кремином (1969), наблюдая «Юные звездные объекты» (YSOs) в четырех очень молодых кластерах. С позиции YSOs на диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно вывести как их массы, так и их возраст с того момента, когда они впервые стали идентифицируемыми протозвездами. Результат этого исследования показан для молодого кластера NGC2264 на рисунке 1. Это показывает, что:

(i) Первые звезды производятся около 8 × 106 лет назад. Ранняя группа считается аберрантной

(ii) Полученные первые звезды имеют среднюю массу, несколько превышающую 1 М

iii) Существует два потока развития: один - с уменьшением массы во времени, а другой, начиная примерно с 5 миллионов лет назад, с увеличением массы с течением времени.

(iv) Скорость образования звезд увеличивается со временем.


Рисунок 1. Массы звезд, созданных в молодом звездном кластере, как функция времени. Происхождение представляет «сейчас» (после Уильямса и Кремина, 1969)

Поток возрастающей массы со временем может быть связан с моделью Боннелла, Бате и Циннекера (2005) для образования массивных звезд за счет агрегации меньших звезд массы или протозвезды в плотной звездной среде.

Типичный новообразованный протозвезды может иметь радиус 2000 au, плотность 10-14 кг m-3 и температуру 20 К, что соответствует массе несколько более 0,5 М. Время свободного падения для такого тела равно tff = 21000 лет, и в течение большей части этого периода он останется расширенным объектом; после времени 0,8  tff (~ 17 000 лет) его радиус упадет до 1,000 au.

Формирующее скопление звезд, погруженных в газ облака, считается во встроенном состоянии. По мере образования звезд облако вместе с содержащимися звездами продолжает разрушаться под самогравитацией, так что плотность звездного числа (SND) неуклонно возрастает. Излучение от образующих звезд медленно вытесняет газ из облака, но, когда самые массовые звезды становятся сверхновых после нескольких миллионов лет, скорость вытеснения газа значительно возрастает. Освободившись от гравитационного влияния газа, кластер звезд начинает расширяться. В 90% случаев он будет неограниченно расширяться, чтобы дать звезд поля и полевые двоичные системы. В других 10% случаев галактический звездный кластер, обычно содержащий несколько сотен звезд, образуется в квазиравновесном состоянии; в течение 108 или более лет он постепенно испаряется, заканчиваясь небольшой стабильной звездной системой.

Максимальное SND, достигнутое в плотном встроенном состоянии кластера, может быть чрезвычайно высоким; по оценкам, ядро ​​кластера Трапеция в туманности Ориона имеет SND несколько раз 104 pc-3. Моделирование эволюции звездообразующего облака Bonnell, Bate and Vine (2003) с использованием SPH высокой четкости показало, что на последних этапах краха, длительностью около 5 миллионов лет, облако распалось на фрагменты каждый из которых содержит десятки звезд, внутри которых SND составлял до 2 × 105 pc-3, хотя средний SND всего облака был на два порядка меньше. Впоследствии фрагменты расширяются и объединяются, образуя более крупные фрагменты, но эти более крупные фрагменты сближаются, так что, хотя пик SND внутри фрагментов уменьшает среднее значение SND в целом, увеличивается. В конце моделирования было 400 звезд в пяти фрагментах с максимальным SND фрагмента, несколько превышающим 2 × 104 pc-3, и SND с полным облаком достигла пика на 2 × 104 pc-3.

Средняя скорость звезд в плотном встроенном кластере составляет около 1 км с-1 (Гайдос, 1995), поэтому в 17 000 лет, в течение которого это расширенный объект радиуса от 1000 до 2000 au, протозвезды могут путешествовать более 3000 au. Для SND 2 × 104 pc-3 среднее расстояние между звездами составляет чуть более 8000 au. Из размеров протозвезд, расстояний, которые они перемещают как расширенные объекты и SND, которые могут возникнуть, ясно, что могут иметь место близкие подходы к расширенным протозвездам и конденсированным звездам. То, что мы сейчас рассматриваем, - это приливное взаимодействие между расширенным протозвезды и компактной YSO или звездой главной последовательности.

Использованные источники

  1. Anderson D. R. et al. (2010) Astrophys. J., 709, 159-167

  2. Armitage, P.J. and Clarke, C.J. (1996) Mon. Not. R. Astr. Soc., 280, 458-468 Bailey, M.E. (1983) Mon. Not. R. Astr. Soc., 204, 603-633

  3. Bailey, V et al. (2014) Astrophys. J. L., 780 L4.

  4. Benz, W., Slattery, W.L. and Cameron, A.G.W. (1986) Icarus, 66, 515-535

  5. Bonnell, I.A, Bate, M.R. and Vine, S.G. (2003) Mon. Not. R. Astr. Soc., 349, 413-418. Bonnell, I.A., Bate, M.R. and Zinnecker, R. (2005) Proc. I,A.U. Sympoaium, No.227, eds. R.

  6. Cesaroni, M. Felli, E, Churchwell and C,M. Walmsley Borucki, N.J. et al. (2011) Astrophys. J., 736, 19-40

  7. Cole, G.A.H. and Woolfson, M.M. (2013) Planetary Science: The Science of Planets around Stars, 2nd Ed. p. 501, CRC Press, Boca Raton

  8. Cook, A.H. (1977) Celestial masers, Cambridge University Press: Cambridge D’Angelo, G. and Lubow, S.H. (2010) Astrophys. J. 724, 730-747.

  9. Dormand, J.R. and Woolfson, M.M. (1977) Mon. Not. R. Astr. Soc., 180, 243-279 Fabrycky, D.C. and Tremaine, S., (2007) Astrophys. J. 669, 1298-1315 Feuchtgruber, H. et al., 2013, arXiv:1301.5781[astro-ph.Ep]

  10. Fowler, W.A., Caughlan, G.R. and Zimmerman, B. (1967) Ann. Rev. Astron. Ap., 5, 525-576. Fowler, W.A., Caughlan, G.R. and Zimmerman, B. (1975) Ann. Rev. Astron. Ap., 13, 69-112. Gaidos, E.J. (1995) Icarus, 114, 258-268

  11. Golanski, Y. and Woolfson, M.M. (2001) Mon. Not. R. Astr. Soc., 320, 1-11. Goldreich, P. and Ward, W.R. (1973) Astrophys. J. 183, 24-26.

  12. Hayashi, C. (1966) Ann. Rev. Astron. Astrophys., 4, 171-192

  13. Head, J.W. (1976) Reviews of Geophysics and Space Physics, 14, 265-300

  14. Heller, R., htpp//ooo.aip.de/People/rheller/content/main_spinorbit.html, 20th June, 2013.


Planet formation and the evolution of the Solar System
M M WOOLFSON
University of York, Heslington, York YO10 5DD, UK