Systemy we wczesnych stadiach formacji doświadczają największej liczby uderzeń z powodu obecności ogromnej liczby zarodków na niestabilnych orbitach. Czy będziemy w stanie rozważyć te procesy i odkryć przeszłość Ziemi?
W końcowych stadiach formowania się planet młode embriony planetarne zderzają się z innymi protoplanetami, powodując intensywne topienie ich powierzchni i płaszczy. Jedno z takich zderzeń między przyszłą Ziemią a Theią, które ją uderzyło, stworzyło układ Ziemia-Księżyc i doprowadziło do pojawienia się oceanu magmy: mieszaniny stopionych krzemianów i substancji lotnych, która rozciąga się na całym płaszczu. Oceany magmy przygotowały grunt pod wczesną powierzchnię i atmosferę, w której ostatecznie rozwinęły się warunki życia.
Zderzenie nowo narodzonej Ziemi i Theii (obiektu wielkości Marsa), które spowodowało powstanie Księżyca.
Na nieszczęście dla geofizyków, ale na szczęście dla życia w ogóle, kilka miliardów lat tektoniki płyt na Ziemi zniszczyło wyraźne oznaki oceanu magmy, więc naukowcy ledwo rozumieją, jak ten gorący i stopiony świat stał się planetą nadającą się do zamieszkania. Uważa się jednak, że ogólne zasady powstawania planet skalistych są podobne w układach innych gwiazd, dlatego też najpotężniejsze uderzenia nie są rzadkie na planetach, które obecnie formują się na orbitach młodych gwiazd.
Umożliwia to uchwycenie migawki poświaty olbrzymich zderzeń w układach egzoplanetarnych. Bezpośrednie wykrycie stopionej protoplanety będzie kluczem do wczesnych etapów ewolucji planet.
Polowanie na stopione światy
Młode protoplanety są bardzo gorące i jasne, ponieważ ich temperatura powierzchni może sięgać 3000 ° C. Można by więc pomyśleć, że łatwo je dostrzec na nocnym niebie, ale niestety nie jest to do końca prawdą. W rzeczywistości, gdy stopiony płaszcz zestala się, rozpuszczone substancje lotne, takie jak woda i dwutlenek węgla, są stopniowo uwalniane do atmosfery. W przypadku braku silnych wiatrów gwiazdowych lub wysokiego poziomu promieniowania ultrafioletowego z gwiazdy, atmosfera planety będzie gęstnieć, zasłaniając w ten sposób powierzchnię. W ten sposób będzie działał jak koc, przedłużając okres ochładzania oceanu magmy.
Film promocyjny:
Artystyczne przedstawienie egzoplanety pokrytej oceanami magmy.
Podczas gdy istnienie oceanów magmy sugerują teoretyczne modele formowania się planet, nie zaobserwowano jeszcze globalnego topnienia ciał w wyniku zderzeń między protoplanetami. Ponieważ oczekuje się, że liczba takich uderzeń będzie się stopniowo zmniejszać w czasie, młode układy planetarne oferują największe szanse na wykrycie takich obiektów.
Jednak aby były widoczne, te stopione ciała muszą spełniać dwa warunki. Po pierwsze, nie bądź zbyt blisko ich gwiazdy, w przeciwnym razie teleskop nie będzie w stanie oddzielić stopionej protoplanety od jej jasnego gospodarza. Po drugie, do atmosfery musi przeniknąć wystarczająca ilość promieniowania z oceanu magmy.
Pod względem emitowanego promieniowania stopione protoplanety są atrakcyjnym celem do bezpośredniego obrazowania, ponieważ są znacznie jaśniejsze niż starsze planety, takie jak Ziemia. Tak więc, jeśli kiedykolwiek chcemy zacząć zbierać natychmiastowe zdjęcia planet pozasłonecznych podobnych do Ziemi, to stopione protoplanety są dobrym miejscem do rozpoczęcia!
Jakie są szanse na wykrycie poświaty?
Niestety, nawet przy użyciu najbardziej zaawansowanych narzędzi do obrazowania, bezpośrednie wykrywanie stopionych planet pozostaje poza zasięgiem. Jednak w latach dwudziestych XX wieku nadejdzie era kolosalnych teleskopów naziemnych: Ekstremalnie Wielkiego Teleskopu ESO (ELT) w Chile, Gigantycznego Teleskopu Magellana (GMT) w Chile i Trzydziestometrowego Teleskopu (TMT) na Hawajach. Oprócz nowych obserwatoriów naziemnych rozważane są koncepcje przyszłych misji kosmicznych do bezpośredniego obrazowania planet skalistych w strefach zamieszkałych gwiazd podobnych do Słońca, w szczególności interferometr LIFE (Large Interferometer for Exoplanet), który zapewnia niespotykaną dokładność w charakteryzowaniu planet pozasłonecznych.
Artystyczne przedstawienie Ekstremalnie Wielkiego Teleskopu ESO.
Prawdopodobieństwo zobaczenia stopionej planety zależy od dwóch głównych czynników: skumulowanej liczby zderzeń olbrzymów doświadczanych przez obiekty w układzie planetarnym oraz przedziału czasu, w którym stopione ciało pozostaje wystarczająco gorące, aby można było je wykryć.
Aby określić prawdopodobieństwo zaobserwowania stopionych protoplanet, należy najpierw ustalić prawdopodobieństwo zderzeń olbrzymów, symulując formowanie się planet. Symulacje komputerowe śledzą ewolucję orbity i wzrost zarodków planetarnych, gdy podczas zderzeń łączą się one w pełnoprawne planety.
Systemy we wczesnych stadiach formacji doświadczają największej liczby uderzeń z powodu obecności ogromnej liczby zarodków na niestabilnych orbitach. To powiedziawszy, te krążące wokół czerwonych karłów, najpospolitszych gwiazd w Drodze Mlecznej, zostaną trafione prawie dwa razy częściej niż te wokół naszych odpowiedników. Jest to bardzo obiecujące, jeśli chodzi o prawdopodobieństwo wystąpienia oceanów magmowych, ale istnieje zastrzeżenie: protoplanety w takich układach będą znajdować się na bliskich orbitach i dlatego nie można ich oddzielić od promieniowania gwiazdy. Ponadto zderzenia będą mniej energetyczne, a zatem ciała będą matowe. W ten sposób potencjalna obserwowalność staje się funkcją wieku gwiazdy, liczby uderzeń i energii zderzenia.
Biorąc pod uwagę częstotliwość występowania oceanu magmowego, naukowcy obliczyli ewolucję i okres istnienia oceanów magmowych, aby określić zmiany temperatury powierzchni w zależności od wielkości planety i grubości jej atmosfery, co wyraża się w tzw. Emisyjności: im niższa, tym bardziej izoluje atmosfera.
Artystyczne przedstawienie młodej egzoplanety nieustannie bombardowanej przez embriony na niestabilnych orbitach.
Duże protoplanety z gęstą atmosferą będą dłużej utrzymywać oceany magmy, ale będą też wykazywać mniejsze promieniowanie i prawdopodobnie będą znajdować się poniżej poziomu czułości teleskopów. Należy zauważyć, że prawdopodobny skład egzoprotoplanet może znacznie różnić się od wczesnych planet Układu Słonecznego. Tak więc emisyjność zależy od dodatkowego parametru: różnorodności składu i masy atmosfer egzoplanetarnych.
Oczywiście najlepszym miejscem do rozpoczęcia poszukiwań stopionych planet z ELT lub LIFE jest bliskość Układu Słonecznego. Najbardziej obiecującymi celami są młode, pobliskie i masywne grupy gwiazd. Wyobraź sobie, że naukowcy mają już „odpowiedni” teleskop i muszą oglądać wszystkie pojedyncze gwiazdy w asocjacji. Czy zostanie znaleziona stopiona protoplaneta? Ani tak, ani nie. Odpowiedzią jest prawdopodobieństwo statystyczne, zależne od szeregu parametrów fizycznych.
Panoramiczne zdjęcie asocjacji Carina OB1, która zawiera kilka grup młodych gwiazd, takich jak gromada Trumpler 14, w której znajduje się około 2000 gwiazd. Najbliższe nam systemy, takie jak ten, są głównymi celami wykrywania kolizji protoplanet.
Na przykład asocjacja β Pictoris (Beta Pictoris), znajdująca się 63 lata świetlne od Słońca, obejmuje 31 gwiazd o średnim wieku 23 mln lat. Prawdopodobieństwo wykrycia co najmniej jednej planety z oceanem magmy wśród ich układów planetarnych będzie znikome w przypadku niewrażliwego filtra, ale może osiągnąć 80% w przypadku obserwacji z LIFE na 5,6 mikrometra lub ELT na 2,2 mikrometra.
Co oznaczają te liczby i co dalej?
Pozostaje kilka pytań. Na przykład nadal nie jest jasne, czy planety rodzą się wokół wszystkich gwiazd i jakich typów planet należy się spodziewać w zależności od klasy gwiazdy.
Wcześniejsze badania, które omawiały potencjalną obserwowalność stopionych planet, zastanawiały się, czy poświata olbrzymiego uderzenia, podobnego do tego, w którym powstał Księżyc, można zarejestrować w warunkach proto-Ziemi. Niemniej jednak badanie egzoplanet w ostatnich dziesięcioleciach wykazało, że wiele z ich cech (skład, masa, promień, orbita i inne) bardzo różni się od wszystkiego, co przyjęto w wyniku badania Układu Słonecznego. Dlatego naukowcy spodziewają się ogromnych różnic między właściwościami kompozycyjnymi młodych protoplanet a ich atmosferami, to znaczy kwestia potencjalnej obserwowalności formującej się proto-Ziemi jest interesująca, ale nie jest istotna ze względu na znikome prawdopodobieństwo obecności takich protoplanet w przewidywalnym sąsiedztwie Słońca.
Tysiące systemów gwiezdnych żyjących w Drodze Mlecznej.
Aby zbliżyć się do wykrycia stopionej protoplanety w ciągu następnych kilku lat, należy odpowiedzieć sobie na kilka kluczowych pytań: jakie są typowe zmiany w atmosferach planet skalistych, jak rozkładają się substancje lotne między płaszczem a atmosferą?
Kampanie obserwacyjne umożliwią naukowcom pogłębienie wiedzy na temat właściwości atmosfery i rozkładów składu. Ponadto konieczne będzie lepsze ograniczenie cech poszczególnych gwiazd członkowskich najbardziej obiecujących stowarzyszeń: β Pictoris, Columba, TW Hydrae i Tucana-Horologium. Wymaga to wspólnych wysiłków teoretyków i obserwatorów, astronomów, geofizyków i geochemików.
W końcu, kiedyś w niezbyt odległej przyszłości, być może będziemy mogli ujrzeć przebłysk świecącego młodego świata, który może nie różnić się zbytnio od naszego własnego domu we wszechświecie.
Arina Vasilieva
