Нейромережа змоделювала ланцюжок зіткнень, які могли статися із кам'янистими планетами Сонячної системи, і створила новий сценарій утворення Землі і Венери. Так, на думку вчених, прото-Земля уповільнювала тіла, що стикалися з нею, але не акреціювала їх, а «ділилася» з прото-Венерою. У результаті друга планета перебирала їх на себе, а тому зараз її геофізичні характеристики і відрізняються від земних. Результати моделювання вчені планують поширити і на процеси формування супутників та динаміку ядра і мантії, повідомляється у The Planetary Science Journal.
Комп'ютерна симуляція гігантського зіткнення. Jacob Kegerreis / Durham University
То Земля і Венера не сестри?
Ці дві планети дійсно називають «планетами-сестрами» з огляду на подібність у масі (Венера всього на 15 відсотків менша), розмірі та об'ємній щільності. Проте Венера якимось чином опинилася у зовсім іншому динамічному стані. Вона обертається ретроградно у порівнянні з іншими планетами, а період її обертання становить 243 дні. Також система Земля-Місяць має більш ніж в тисячу разів більший кутовий момент на одиницю маси, ніж Венера. І при всьому при цьому, на перший погляд, володіючи всіма умовами, Венера також не змогла обзавестися супутниками. У планетологів немає єдиного пояснення цим відмінностям. Можливо, причина у слабких приливних моментах, а можливо у тому, що Венера переживала набагато менше зіткнень, ніж Земля. Зокрема на відсутність гігантських зіткнень вказує повільне обертання Венери і відсутність у неї внутрішнього магнітного динамо.
А гігантські зіткнення, тобто зіткнення між планетарними зародками однакового розміру, є одним з найважливіших факторів, які впливають на вигляд планет. Вважається, що гігантські зіткнення будуть переважати вже на пізній стадії утворення планет. Вони необхідні теорії формування планет, оскільки одне тільки раннє накопичення матеріалу планетезималями не забезпечує сильного обертання, у той час, як саме гігантські удари можуть сильно збільшити кутовий момент. Гігантські зіткнення на пізній стадії вже використовувалися для пояснення таких особливостей нашої Сонячної системи, як подвійна природа кори Марса, великий кут нахилу Урана, а також походження Меркурія і Місяця. І поки останнє гігантське зіткнення навколо Сонця імовірно відбулося 4,3-4,5 мільярда років тому (можливо, останнім було те саме зіткнення з утворенням Місяця), такі зіткнення у довколишніх екзопланетних системах відбулися зовсім недавно або досі тривають, з огляду на планети з високим ексцентриситетом та на кільця уламків.
Моделювання еволюції двох тіл під час гігантського зіткнення. Ударне тіло здатне проникнути глибоко під мантію «мішені» та викинути значну частину її матеріалу назовні. Затим фрагменти залежно від складу розподіляються по орбіті та здатні утворити мішені, наприклад, супутника. Приблизно так, на думку дослідників, мав сформуватися Місяць. Andreas Reufer et al.
У цій роботі дослідники університету Аризони також звернулися до гігантських зіткнень в історії формування Сонячної системи у спробі пояснити геофізичні відмінності між Венерою і Землею різницею в історії зіткнень, що їх спіткали.
Як набирали масу Венера і Земля?
Щоб врахувати і відстежити всі планетні орбіти і зіткнення, вчені використали нейромережу, яка прогнозувала подальшу еволюцію планет і тіл, з якими вони стикалися, на основі моделювання гігантських зіткнень. Алгоритм моделював еволюцію залишків після зіткнення доти, поки матеріал врешті не опиниться або поза орбітою планети, або не поглинеться нею. Дослідники звернулися до сценарію зіткнення типу «удар і втеча», який не виключає, що ударне тіло продовжить свій шлях після зіткнення. Так вони змоделювали сто мільйонів років історії формування Сонячної системи і припустили, що молода Земля могла б уповільнювати пересічні планетні тіла, підвищуючи ймовірність їхнього зіткнення з Венерою. Таким чином, коли прото-Земля стикалася з якимсь тілом, імовірність його прилипання до Землі набагато менша, ніж імовірність того, що воно опиниться на Венері. Тобто радше всього ударне тіло відскочить від Землі і зіткнеться та зіллється з Венерою, ніж із Землею.
Цікаво, що у Землі не було такого авангарду, який міг би уповільнювати зустрічні тіла. На той момент Марс не надто відрізнявся за масою від тіл, що могли стикатися з прото-Землею, тому був доволі несуттєвим як уповільнювач. Автори стверджують, що це призводить до різниці між двома планетами однакового розміру, яке звичайні теорії не можуть пояснити. Адже виходить, що зіткнення із Землею, які були більш похилими і з більшою швидкістю, переважно закінчувалися на Венері. Так не Земля складається переважно з матеріалу зовнішньої системи, хоча і ближче до нього, а Венера, бо через вплив прото-Землі, прото-Венера акреціювала цей матеріал.
Чому тоді Місяць у Землі?
Порівнюючи схожі ударні тіла, що з'явилися в результаті зіткнень з прото-Землею і прото-Венерою, науковці виявили, що приблизно три чверті з них могли спробувати повернутися. Втім, всього 11 відсотків могли б долетіти до прото-Землі — решта лишалася все ж акреційованою Венерою, бо мала значно нижчу швидкість. Хоча, якщо початкова швидкість ударного тіла була достатньою, щоб подолати критичну для акреції, то у планет були майже рівні шанси поповнити ним свої маси — 24,5 і 24,1 відсотка для Венери і Землі відповідно. Вчені вважають, що неправильно думати про гігантські зіткнення як про одиничну подію. Астрономи давно підозрюють, що для формування Місяця знадобилося два зіткнення поспіль. У новому сценарії дослідників, протопланета розміром приблизно з Марс вдаряється об Землю, як і в стандартній моделі, але трохи швидше, тому продовжує рух. Потім це тіло повертається приблизно через мільйон років після першого гігантського удару, причому досить повільно, щоб пояснити ізотопну схожість Землі і Місяця та при цьому відмінність у складі заліза.
Не зважаючи на це, планети все ще можна називати дуже схожими — щодо обох ми можемо говорити про погоду, адже спостерігаємо рух мас в атмосфері. Хоча лише нещодавно вченим вдалося описати нічну погоду на Венері. А от рештки одного із зіткнень Землі, в результаті якого народився Місяць, планетологи пропонують шукати у нижчих шарах земної мантії за областями з більшою густиною, а зокрема під африканським континентом.