Астрономія
Астрономія

Прото-Юпітер міг поділити протопланетний диск у минулому Сонця навпіл

Дослідникам з MIT вдалося підтвердити розділення протопланетного диска Сонця навпіл приблизно 4,5 мільярда років тому за намагніченістю хондритів. Так ті, що прийшли із зовнішньої частини Сонячної системи, мають магнітне поле майже у 100 мікротесла, хоча у наближених до Сонця метеоритів воно складає всього 50. Це вказує на невідповідність у темпах акреції тіл з газопилової хмари Сонця та, імовірно, щілину між її внутрішньою і зовнішньою областями, яка пояснить різний хімічний склад тіл Сонячної системи. Стаття опублікована у Science Advances.

NASA / FUSE / Lynette Cook

NASA / FUSE / Lynette Cook

Навіщо розділяти протопланетний диск Сонця?

Зореутворення починається з гравітаційного колапсу надщільного ядра у молекулярній хмарі — зоряній колисці. Протопланетні диски є простим наслідком збереження кутового моменту у цьому процесі: матеріал, що колапсує з зовнішніх областей цього ядра — протозорі — направляється назовні, а не на саме ядро. Ця структура нагадує такий собі сплющений диск з газу і твердих тіл, який обертається навколо центральної зірки-господаря. Ці диски надалі стають матеріальною базою для утворення планет. Від фізичних умов у цьому диску багато в чому залежить їхня кількість, спосіб формування, маси, орбітальна архітектура і склад. З взаємодією з цим навколозоряним матеріалом пов'язана і рання еволюція зірок.

Хоча ці взаємодії між зірками, планетами і дисками в астрономічних масштабах нетривалі і тривають всього близько десяти мільйонів років, вони фундаментальні, адже визначають зоряні і планетні властивості, що зберігаються протягом мільярдів років. Взаємозв'язки між властивостями структури диска астрономам допомагає шукати Великий міліметровий радіотелескоп Атаками (ALMA). Завдяки йому, наприклад, астрономам вперше вдалося побачити формування супутника в екзопланети, а також паралельне формування зірки та планети в одній системі. І саме комплекс ALMA дав змогу розгледіти дрібномасштабні субструктури у протопланетних дисках з різноманітною морфологією, розташуванням, масштабом і амплітудою. Кільця, щілини і порожнини є звичним явищем у газопилових хмарах навколо молодих зір. Їх вчені пов'язують з активними місцями зростання планетезималей і вони є відмінними рисами планетних систем в епоху їхнього формування. Наприклад, зсув газопилових дисків вказав астрономам на планету, яка обертається навколо трьох зір одночасно.

Такими структурами у своїй новій роботі дослідники з MIT спробували пояснити відмінності у хондритах — найпоширеніших метеоритах, які шляхом акреції пилу також утворилися з протопланетної хмари, що оточувала Сонце. Зокрема вони перевіряють припущення, що у ранній Сонячній системі існувало два резервуари матеріалу для акреції, які виникли через поділ протопланетного диска Сонця внаслідок росту Юпітера.

Різні структури протопланетних дисків молодих зірок, зняті ALMA. Huang et al. 2017

Різні структури протопланетних дисків молодих зірок, зняті ALMA. Huang et al. 2017

Що не так з хондритами?

Більшість метеоритів — це фрагменти астероїдів, розташованих між Марсом і Юпітером. Традиційно вважалося, що ці тіла утворилися недалеко від їхнього сучасного місця розташування, але ізотопний аналіз невуглецевих і вуглецевих метеоритів говорить про зворотне. Астрономи вважають, що ці дві групи метеоритів сформувалися з різних резервуарів у протопланетному диску Сонця, які залишалися просторово розділеними протягом декількох мільйонів років. Це вказує на те, що невуглецеві метеорити являють собою матеріал внутрішньої частини Сонячної системи (до 3 астрономічних одиниць від Сонця), а вуглецеві — зовнішньої (від 3 до 7 астрономічних одиниць від Сонця). У зовнішній знаходяться газові гіганті та їхні супутники, а також транснептунові об'єкти, пояс Койпера і хмара Оорта, а у внутрішній — чотири планети земної групи і пояс астероїдів.

Ще однією відмінністю між метеоритами є намагніченість. Річ у тім, що коли газопилова хмара збиралася у зерна, які сформували метеорити, — хондри — електрони всередині них вибудовувалися у відповідності з магнітним полем, у якому вони утворилися. Тобто хондри можна використовувати для визначення магнітних полів, у яких вони сформувалися. У своєму новому дослідженні вчені задалися питанням, чи буде магнітне поле метеоритів з цих двох різних груп однаковим.

Для дослідження вони обрали знайдені в Антарктиді вуглецеві метеорити, що імовірно прийшли з зовнішнього боку Сонячної системи. Вони пережили мінімальне земне вивітрювання і низькі пікові температури, а отже пережили найменші зміни і дійсно несуть у собі свідоцтва магнітного поля середовища, у якому сформувалися. Зокрема один із зразків, Dominion Range (DOM) 08006, є одним з найменш змінених відомих метеоритів. З метеоритів вчені виділили шість хондр олівіну, за яким оцінювали намагніченість, яку порівняли з подібним аналізом невуглецевих метеоритів, що імовірно прийшли з внутрішньої сторони Сонячної системи. Так з'ясувалося, що не зважаючи на те, що сила магнітного поля повинна була б зменшуватися з відстанню від Сонця, зразки свідчать про його значення майже у 100 мікротесла, хоча у наближених до Сонця невуглецевих метеоритів — всього 50. А оскільки магнітне поле середовища є одним із параметрів швидкості акреції матеріалу, за новими даними, зовнішня область Сонячної системи повинна була б нарощувати набагато більше маси, ніж внутрішня.

Один з взятих для аналізу метеоритів — знайдений 1984 року в Антарктиді Allan Hills 84001 / NASA

Один з взятих для аналізу метеоритів — знайдений 1984 року в Антарктиді Allan Hills 84001 / NASA

Що могло розділити протопланетний диск Сонця?

Такі магнітні поля вказують, що у середовищі вуглецевих метеоритів зовні Сонячної системи швидкість нарощування матеріалу складала 4x10^-9 маси Сонця на рік, а невуглецевих — всього 1x10^-7 маси Сонця на рік. Спостережувана невідповідність у темпах акреції вимагає механізму, який позбавив би внутрішню частину Сонячної системи матеріалу для нарощування тілами маси. Так вчені змоделювали кілька сценаріїв формування Сонячної системи, в яких існувало два резервуари з таким матеріалом.

Найбільш імовірним здається сценарій з впливом Юпітера. Коли газовий гігант сформувався, його величезна гравітаційна сила могла підштовхнути газ і пил до околиці Сонячної системи, залишивши за собою зазор у диску, який розвивався. Однак, повністю передати провину за щілину Юпітеру не можна, адже тоді б планеті знадобилося усього десять тисяч років на формування. Це на кілька порядків швидше, ніж передбачені планетологами для Юпітера часові рамки у кілька мільйонів років. Тому вчені пропонують альтернативну модель, яка, втім, і не заперечує впливу планети-гіганта. Так під впливом фотовипаровування і взаємодії магнітних полів планет, газопиловий диск Сонця міг просто виснажитися і таким чином утворити цей зазор.

Утворена щілина служила межею, перешкоджаючи взаємодії матеріалів по обидва боки від себе. Цей фізичний поділ міг сформувати склад планет Сонячної системи: так по внутрішню сторону газ і пил об'єдналися у планети земної групи, у тому числі Землю і Марс, у той час, як речовина, що «втекла», перемістилася і утворила Юпітер та сусідні з ним газові гіганти.

Також раніше вченим за хондрами вдалося з'ясувати, що планети земної групи сформувалися під більш сильним магнітним полем Сонця, а його магнетизм позбавив їх заліза у ядрах, залишивши більшість Меркурію. А розподіл близьких до заліза елементів у корі астероїда Веста вказав, що вона сформувалася у більшості з матеріалів, які належать внутрішній Сонячній системі.


Фото в анонсі: NASA / FUSE / Lynette Cook