Systémy v počiatočnom štádiu formácie zažívajú najväčší počet dopadov v dôsledku prítomnosti veľkého počtu embryí na nestabilných obežných dráhach. Budeme schopní zvážiť tieto procesy a odhaliť minulosť Zeme?
V konečných fázach formovania planéty sa mladé planétové embryá zrazia do iných protoplanet, čo spôsobuje, že sa ich povrchy a plášte intenzívne topia. Jedna takáto kolízia medzi budúcou Zemou a Teiou, ktorá ju zasiahla, vytvorila systém Zeme-Mesiac a viedla k vzniku magmatického oceánu: zmes roztavených kremičitanov a prchavých látok, ktoré sa tiahnu cez plášť. Oceány magmy pripravili pôdu pre prvotný povrch a atmosféru, v ktorej sa nakoniec vyvinuli životné podmienky.
Kolízia novonarodenej Zeme a Teie (objekt veľkosti Marsu), ktorý spôsobil vznik Mesiaca.
Nanešťastie pre geofyzikov, ale našťastie pre život všeobecne, niekoľko miliárd rokov doskových tektoník na Zemi zničilo zreteľné znaky oceánu magmy, a tak vedci sotva chápu, ako sa tento horúci a roztavený svet stal obývateľnou planétou. Predpokladá sa však, že všeobecné princípy tvorby skalnatých planét sú v systémoch iných hviezd podobné, a preto najsilnejšie dopady nie sú zriedkavé na planéty, ktoré sa v súčasnosti formujú na obežných dráhach mladých hviezd.
To umožňuje zachytiť snímku dosvitu z obrovských vplyvov v exoplanetárnych systémoch. Priama detekcia roztaveného protoplanetu bude kľúčom k raným štádiám planetárneho vývoja.
Hľadanie roztavených svetov
Mladé protoplanety sú veľmi horúce a jasné, pretože ich povrchová teplota môže dosiahnuť 3 000 ° C. Dalo by sa teda myslieť, že sa dajú ľahko nájsť na nočnej oblohe, bohužiaľ to však nie je úplne pravda. V skutočnosti, keď roztavený plášť tuhne, rozpustené prchavé látky, ako je voda a oxid uhličitý, sa postupne uvoľňujú do atmosféry. Pri absencii silného hviezdneho vetra alebo vysokej úrovne ultrafialového žiarenia z hviezdy atmosféra planéty zhustne, čím zakryje povrch. Pritom bude pôsobiť ako prikrývka, ktorá predlžuje dobu chladenia magmatického oceánu.
Propagačné video:
Umelecká reprezentácia exoplanety pokrytej magmatickými oceánmi.
Zatiaľ čo existencia magmatických oceánov bola navrhnutá teoretickými modelmi planétovej formácie, globálne topenie telies v dôsledku zrážok medzi protoplanetami ešte nebolo pozorované. Keďže sa očakáva, že počet takýchto vplyvov sa bude časom postupne znižovať, mladé planetárne systémy ponúkajú najlepšie šance na detekciu takýchto objektov.
Aby však boli tieto roztavené telá viditeľné, musia spĺňať dve podmienky. Najprv buďte príliš blízko svojej hviezdy, inak nebude ďalekohľad schopný oddeliť roztavený protoplanet od svojho jasného hostiteľa. Po druhé, do atmosféry musí preniknúť dostatočné množstvo žiarenia z magmatického oceánu.
Pokiaľ ide o vyžarované žiarenie, roztavené protoplanety sú atraktívnym cieľom priameho zobrazovania, pretože sú oveľa jasnejšie ako staršie planéty ako Zem. Ak teda chceme začať okamžite zbierať okamžité fotografie mimozemských planét podobných Zemi, potom je roztavené protoplanety tým pravým miestom, kde začať!
Aké sú šance na odhalenie dosvitu?
Bohužiaľ, aj pri najmodernejších zobrazovacích nástrojoch zostáva priama detekcia roztavených planét mimo dosahu. Do roku 2020 sa však uvidí éra kolosálnych pozemných ďalekohľadov: extrémne veľký ďalekohľad ESO (ELT) v Čile, obrovský Magellanovský ďalekohľad (GMT) v Čile a tridsať metrov ďalekohľad (TMT) na Havaji. Popri nových pozemných observatóriách sa zvažujú aj koncepcie budúcich vesmírnych misií pre priame zobrazovanie skalnatých planét v obývateľných zónach slnečných hviezd, najmä interferometer LIFE (Veľký interferón pre exoplanety), ktorý sľubuje bezprecedentnú presnosť pri charakterizovaní extrasolárnych planét.
Umelecké zobrazenie mimoriadne veľkého ďalekohľadu ESO.
Pravdepodobnosť videnia roztavenej planéty závisí od dvoch hlavných faktorov: kumulatívny počet obrovských nárazov, ktoré zažívajú objekty v planétovom systéme, a časový interval, počas ktorého je roztavené telo dostatočne horúce na to, aby sa dalo zistiť.
Aby ste určili pravdepodobnosť pozorovania roztavených protoplanet, musíte najskôr simulovať planétovú pravdepodobnosť vzniku obrovských dopadov. Počítačové simulácie sledujú vývoj obežnej dráhy a rast planétových embryí, keď sa počas zrážok zlúčia do plnohodnotných planét.
Systémy v počiatočnom štádiu formácie zažívajú najväčší počet dopadov v dôsledku prítomnosti veľkého počtu embryí na nestabilných obežných dráhach. Ako už bolo povedané, tí obiehajúci červení trpaslíci, najbežnejšie hviezdy na Mliečnej dráhe, budú zasiahnutí takmer dvakrát toľko, ako sú hviezdy okolo náprotivkov nášho Slnka. Toto je veľmi sľubné, pokiaľ ide o pravdepodobnosť výskytu magmatických oceánov, ale je tu výhrada: protoplanety v takýchto systémoch budú umiestnené na blízkych obežných dráhach, a preto sa nemôžu oddeliť od žiarenia hviezdy. Okrem toho budú zrážky menej energické, a preto budú telá nudné. Potenciálna pozorovateľnosť sa tak stáva funkciou veku hviezdy, počtu nárazov a energie zrážky.
Vzhľadom na frekvenciu výskytu magmatického oceánu vedci vypočítali vývoj a obdobie existencie magmatických oceánov, aby určili zmeny povrchovej teploty v závislosti od veľkosti planéty a hrúbky jej atmosféry, čo sa prejavuje v tzv. Emisivite: čím nižšia je, tým je atmosféra izolujúcejšia.
Umelecká reprezentácia mladej exoplanety, ktorá je neustále bombardovaná embryami na nestabilných obežných dráhach.
Veľké protoplanety s hustou atmosférou budú dlhšie podporovať oceány magmy, ale budú tiež vykazovať nižšie žiarenie a budú pravdepodobne pod úrovňou citlivosti ďalekohľadov. Je dôležité poznamenať, že pravdepodobné zloženie exoprotoplanet sa môže výrazne líšiť od skorých planét slnečnej sústavy. Emisivita teda závisí od dodatočného parametra: rôznych zložení a množstiev exoplanetárnej atmosféry.
Najlepšie miesto, kde začať hľadať roztavené planéty s ELT alebo LIFE, je, prirodzene, určené vzdialenosťou od slnečnej sústavy. Najsľubnejšie ciele sú mladé, blízke a masívne hviezdne skupiny. Predstavte si, že vedci už majú „vhodný“ďalekohľad a musia si prezerať všetky jednotlivé hviezdy v asociácii. Bude nájdený roztavený protoplanet? Ani áno, ani nie. Odpoveď je štatistická pravdepodobnosť v závislosti od množstva fyzikálnych parametrov.
Panoramatický záber združenia Carina OB1, ktorý obsahuje niekoľko skupín mladých hviezd, napríklad klaster Trumpler 14, v ktorom žije asi 2 000 hviezd. Systémy, ktoré sú nám najbližšie, ako je tento, sú hlavnými cieľmi na odhaľovanie kolízií protoplanet.
Napríklad združenie β Pictoris (Beta Pictoris), ktoré sa nachádza 63 svetelných rokov od Slnka, zahŕňa 31 hviezd s priemerným vekom 23 miliónov rokov. Pravdepodobnosť detegovania aspoň jednej planéty s oceánom magmy medzi ich planétovými systémami bude zanedbateľná pri použití necitlivého filtra, ale môže dosiahnuť 80% pre pozorovanie pomocou LIFE pri 5,6 mikrometrov alebo ELT pri 2,2 mikrometroch.
Čo znamenajú tieto čísla a čo ďalej?
Zostáva niekoľko otázok. Napríklad stále nie je jasné, či sa planéty rodia okolo všetkých hviezd a aké typy planét by sa mali očakávať v závislosti od triedy hviezdy.
Predchádzajúce štúdie, ktoré diskutovali o možnej pozorovateľnosti roztavených planét, sa pýtali, či by bolo možné zaznamenať dosvit obrovského dopadu, podobný tomu, ktorý vytvoril Mesiac, v podmienkach proto-Zeme. Prieskum exoplanet v posledných desaťročiach však ukázal, že mnohé z ich charakteristík (zloženie, hmotnosť, polomer, obežná dráha a iné) sa výrazne líšia od všetkého, čo sa predpokladalo v dôsledku skúmania slnečnej sústavy. Vedci preto očakávajú veľké rozdiely medzi kompozičnými vlastnosťami mladých protoplanet a ich atmosférou, to znamená, že otázka potenciálnej pozorovateľnosti formujúcej sa proto-Zeme je zaujímavá, ale nedôležité vzhľadom na zanedbateľnú pravdepodobnosť prítomnosti takýchto protoplanet v predvídateľnom okolí Slnka.
Tisíce hviezdnych systémov žijúcich na Mliečnej dráhe.
Aby sme sa v najbližších rokoch priblížili k odhaleniu roztaveného protoplanetu, je potrebné zaoberať sa niekoľkými kľúčovými otázkami: aké sú typické zmeny atmosféry skalnatých planét, ako sa rozdeľujú prchavé látky medzi plášťom a atmosférou?
Pozorovacie kampane umožnia vedcom lepšie porozumieť atmosférickým vlastnostiam a zloženiu zloženia. Okrem toho bude potrebné lepšie obmedziť charakteristiky jednotlivých členských hviezd najsľubnejších združení: β Pictoris, Columba, TW Hydrae a Tucana-Horologium. Vyžaduje si to spoločné úsilie teoretikov a pozorovateľov, astronómov, geofyzikov a geochemikov.
Nakoniec, niekedy v nie príliš vzdialenej budúcnosti, môžeme byť schopní vidieť pohľad na žiariaci mladý svet, ktorý nemusí byť taký odlišný od nášho domova vo vesmíre.
Arina Vasilieva