Насобирање (астрофизика)
Во астрофизиката, насобирањето или акрецијата е акумулација на честички во масивен објект со гравитациско привлекување на повеќе материја, обично гасовита материја, во насобирачки диск. Повеќето астрономски објекти, како што се галаксиите, ѕвездите и планетите, се формираат со процеси на насобирање.
Преглед[уреди | уреди извор]
Моделот на насобирање што Земјата и другите копнени планети го формираат од метеорски материјал бил предложен во 1944 година од Ото Шмит, проследен со теоријата на протопланетите на Вилијам МекКри (1960) и теоријата на Мајкл Вулфсон.[1] Во 1978 година, Ендрју Прентис ги воскреснал првичните идеи за формирање на планетите и ја развил современата лапласка теорија.[1] Ниту еден од овие модели не се покажал целосно успешен, а многу од предложените теории биле описни.
Акрецискиот модел од 1944 година од Ото Шмит бил дополнително развиен на квантитативен начин во 1969 година од Виктор Сафронов.[2] Тој детално ги пресметал различните фази на формирање на копнените планети. Оттогаш, моделот е дополнително развиен со користење на интензивни нумерички симулации за проучување на планестималната акумулација. Денес е прифатено дека ѕвездите се формираат со гравитацискиот колапс на меѓуѕвездениот гас. Пред колапсот, овој гас е главно во форма на молекуларни облаци, како што е маглината Орион. Како што облакот се урива, губејќи ја потенцијалната енергија, тој се загрева, добивајќи кинетичка енергија, а зачувувањето на аголниот импулс обезбедува облакот да формира сплескан диск - насобрачки диск.
Насобирање на галаксии[уреди | уреди извор]
Неколку стотици илјади години по Големата експлозија, Универзумот се оладил до точка каде што можеле да се формираат атомите. Како што Вселената продолжила да се шири и лади, атомите изгубиле доволно кинетичка енергија, а темната материја се споила доволно за да формира протогалаксии. Како што се случило дополнително собирање, се формирале галаксиите Индиректните докази се широко распространети. Галаксиите растат преку спојувања и непречено зголемување на гасот. Насобирањето се случува и внатре во галаксиите, формирајќи ѕвезди.
Насобирање на ѕвезди[уреди | уреди извор]
Се смета дека ѕвездите се формираат во џиновски облаци од ладен молекуларен водород - џиновски молекуларни облаци од околу 300,000 M☉ и 65 светлосни години во пречник. Во текот на милиони години, џиновските молекуларни облаци се склони кон колапс и фрагментација. Овие фрагменти потоа формираат мали, густи јадра, кои пак колабираат во ѕвезди. Масата на јадрата е од фракција до неколку пати поголема од масата на Сонцето и се нарекуваат протоѕвездени (протосоларни) маглини. Тие поседуваат пречници од 0,01 до 0,1 и густина на бројот на честички од приближно 10.000 до 100.000 см3.
Почетниот колапс на протоѕвездената маглина со соларна маса трае околу 100.000 години. Секоја маглина започнува со одредена количина на аголен момент. Гасот во централниот дел на маглината, со релативно низок аголен моментум, се подложува на брза компресија и формира жешко хидростатско (неконтрактивно) јадро кое содржи мал дел од масата на првобитната маглина. Ова јадро го формира семето на она што ќе стане ѕвезда. Како што продолжува колапсот, зачувувањето на аголниот момент диктира ротацијата на обвивката што паѓа да се забрза, што на крајот формира диск.
Како што продолжува паѓањето на материјалот од дискот, обвивката на крајот станува тенка и проѕирна, а младиот ѕвезден објект (YSO) станува забележлив, првично во далечната инфрацрвена светлина, а подоцна и во видливото. Во ова време, протоѕвездата почнува да спојува девтериум. Ако протоѕвездата е доволно масивна (над 80 MJ), следи водородно соединување. Во спротивно, ако неговата маса е премногу мала, предметот станува кафеаво џуџе. Ова раѓање на нова ѕвезда се случува околу 100.000 години по почетокот на колапсот. Објектите во оваа фаза се познати како протоѕвезди од класа I, кои се нарекуваат и млади ѕвезди од типот на T Бик, еволуирани протоѕвезди или млади ѕвездени објекти. Во тоа време, ѕвездата што се формира веќе има акредитирано голем дел од својата маса; вкупната маса на дискот и преостанатиот плик не надминува 10–20% од масата на централниот YSO.
Во следната фаза, дискот целосно исчезнува а протоѕвездата станува класична ѕвезда Т Бик. Последните имаат насобрани дискови и продолжуваат да акредитираат топол гас, што се манифестира со силни емисиони линии во нивниот спектар. Првите немаат насобирачки дискови. Класичните ѕвезди Т Бик еволуираат во слабо обложени ѕвезди Т Бик. Ова се случува по околу 1 милиони години. Масата на дискот околу класичната ѕвезда Т Бик е околу 1-3% од ѕвездената маса и се собира со брзина од 10 −7 до 10−9 M☉ годишно. Обично е присутен и пар биполарни млазници. Насобирањето ги објаснува сите необични својства на класичните ѕвезди Т Бик: силен флукс во линиите на емисија (до 100% од внатрешната сјајност на ѕвездата), магнетна активност, фотометриска променливост и млазови. Емисионите линии всушност се формираат додека насобраниот гас удира во „површината“ на ѕвездата, што се случува околу нејзините магнетни полови. Млазовите се производи на акреција: тие носат прекумерна аголна динамика. Класичната етапа Т Бик трае околу 10 милиони години. Има само неколку примери, таканаречениот диск на Петар Пан каде што насобирањето трае повеќе од 20 милиони години.[3] Дискот на крајот исчезнува поради акреција на централната ѕвезда, формирање на планети, исфрлање со млазови и фотоиспарување со ултравиолетово зрачење од централната ѕвезда и блиските ѕвезди. Како резултат на тоа, младата ѕвезда станува слабо обложена ѕвезда Т Бик, која, во текот на стотици милиони години, еволуира во обична ѕвезда слична на Сонцето, во зависност од нејзината почетна маса.
Насобирање на планети[уреди | уреди извор]
Самонатрупаноста на космичката прашина го забрзува растот на честичките во планетезимали со големина на карпа. Помасивните планетезимали создаваат некои помали, додека други се распарчуваат при судири. Насобираните дискови се вообичаени околу помали ѕвезди, ѕвездени остатоци во блиска двојна форма или црни дупки опкружени со материјал (како што се оние во центрите на галаксиите). Некои динамики во дискот, како што е динамичкото триење, се неопходни за да се дозволи орбиталниот гас да го изгуби аголниот импулс и да падне на централниот масивен објект. Повремено, ова може да резултира со соединување на ѕвездената површина (акредиција на Бонди).
При формирањето на копнените планети или планетарните јадра, може да се разгледаат неколку фази. Прво, кога зрната гас и прашина се судираат, тие се агломерираат со микрофизички процеси како што се силите на Ван дер Валс и електромагнетните сили, формирајќи честички со големина на микрометар; во текот на оваа фаза, механизмите за акумулација се во голема мера негравитациони по природа. Сепак, формирањето на планетите во опсегот од сантиметар до метар не е добро разбрано и не е понудено убедливо објаснување зошто таквите зрна ќе се акумулираат наместо едноставно да се враќаат. :341Особено, сè уште не е јасно како овие објекти растат за да станат планети со големина од 0.1 - 1 километар; овој проблем е познат како „метарска бариера“:[4] Како што честичките од прашината растат со коагулација, тие добиваат сè поголеми релативни брзини во однос на другите честички во нивната близина, како и систематска брзина на навлекување навнатре, што доведува до деструктивни судири и со тоа го ограничува растот на агрегатите до одредена максимална големина.[5] Вард (1996) сугерира дека кога бавно се движат зрна, истите се судираат. Многу ниската, но ненултна гравитација на зрната што се судираат го попречува нивното бегство. :341Исто така, се смета дека фрагментацијата на зрната игра важна улога во надополнувањето на малите зрна и одржувањето на дебелиот диск, но и во одржувањето на релативно високо изобилство на цврсти материи од сите големини.[5]
Предложени се голем број механизми за преминување на бариерата со големина на метар. Може да се формираат локални концентрации на камчиња, кои потоа гравитациски колабираат во планети со големина на големи астероиди.Овие концентрации може да се појават пасивно поради структурата на гасниот диск, на пример, помеѓу витли, при удари на притисок, на работ на јазот создаден од џиновска планета или на границите на турбулентните области на дискот.[6] Или, честичките може да имаат активна улога во нивната концентрација преку механизам за повратни информации познат како нестабилност на стриминг. При нестабилност на стриминг, интеракцијата помеѓу цврстите материи и гасот во протопланетарниот диск резултира со раст на локални концентрации, бидејќи новите честички се акумулираат како резултат на малите концентрации, предизвикувајќи ги да прераснат во масивни нишки.[6] Алтернативно, ако зрната што се формираат поради агломерацијата на прашината се многу порозни, нивниот раст може да продолжи сè додека не станат доволно големи за да се срушат поради сопствената гравитација. Ниската густина на овие објекти им овозможува да останат силно поврзани со гасот, со што се избегнуваат судири со голема брзина што може да резултира со нивна ерозија или фрагментација.[7]
Зрната на крајот се лепат заедно, формираjќи тела со големина на планина (или поголеми) наречени планетезимали. Судирите и гравитациските интеракции помеѓу планетезималите се комбинираат за да создадат планетарни ембриони (протопланети) со големина на Месечината во текот на приближно 0,1-1 милион години. Конечно, планетарните ембриони се судираат и формираат планети во текот на 10-100 милиони години. Планетезималите се доволно масивни што меѓусебните гравитациски интеракции се доволно значајни за да се земат предвид при пресметување на нивниот развој. Растот е потпомогнат од орбиталното распаѓање на помалите тела поради отпорот на гасот, што го спречува нивното заглавување помеѓу орбитите на ембрионите. Понатамошните судири и акумулации доведуваат до копнени планети или јадро на џиновски планети.
Ако планетезималите се формираат преку гравитацискиот колапс на локалните концентрации на камчиња, нивниот раст во планетарни ембриони и јадрата на џиновските планети е доминиран од понатамошни натрупани камчиња. Акрецијата на камчињата е потпомогната од повлекувањето на гасот што го чувствуваат предметите додека тие се забрзуваат кон масивно тело. Повлекувањето на гасот ги успорува камчињата под брзината на бегство на масивното тело, предизвикувајќи тие да се спиралаат кон него и да се натрупаат од него. Насобирањето на камчиња може да го забрза формирањето на планетите за фактор од 1000 во споредба со насобирањето на планетезималите, дозволувајќи им на џиновските планети да се формираат пред растурањето на гасниот диск.[8][9] Сепак, растот на јадрото преку насобирањето на камчиња изгледа некомпатибилен со последните маси и состави на Уран и Нептун.[10]
Формирањето на копнените планети се разликува од она на џиновските гасни планети, наречени и Јовиеви планети. Честичките кои ги сочинуваат копнените планети се направени од метал и карпи кои се кондензираат во внатрешниот Сончев Систем. Како и да е, џиновските планети започнале како големи, ледени планети, кои потоа акумулирале водород и хелиум од сончевата маглина.[11] Диференцијацијата помеѓу овие две класи на планетезимали се јавува поради линијата на мраз на сончевата маглина.
Насобирање на астероиди[уреди | уреди извор]
Метеоритите содржат евиденција за натрупаност и удари во текот на сите фази од потеклото и развојот на астероидите; сепак, механизмот на насобирање и раст на астероидот не е добро разбран. Доказите сугерираат дека главниот раст на астероидите може да биде резултат на натрупаност на хондрилите со помош на гас, кои се сферули (топчести) со големина од милиметар кои се формираат како стопени (или делумно стопени) капки во вселената пред да се насоберат на нивните матични астероиди. Во внатрешниот Сончев Систем, се чини дека хондрулите биле клучни за иницирање на насобирањето. Малата маса на астероиди може делумно да се должи на неефикасното формирање на хондрули над 2 АЕ, или на помалку ефикасното доставување на хондрули од близина на протоѕвездата. Исто така, ударите го контролираат формирањето и уништувањето на астероидите и се смета дека се главен фактор во нивната геолошки развој.
Во сончевата маглина најверојатно се формирале хондрули, метални зрна и други компоненти. Тие се насобрат заедно за да формираат матични астероиди. Некои од овие тела последователно се стопиле, формирајќи метални јадра богати со оливин; други биле водено изменети. Откако астероидите се оладиле, тие биле еродирани од удари во период од 4,5 милијарди години.
За да се појави насобирање, брзините на ударот мора да бидат помали од околу двапати од брзината на бегство, што е околу 140 метри во секунда за астероид со полупречник од 100 километри. Едноставните модели за насобирање во астероидниот појас генерално претпоставуваат дека зрната прашина со големина на микрометар се лепат заедно и се таложат до средната рамнина на маглината за да формираат густ слој прашина, кој, поради гравитациските сили, бил претворен во диск од планети со големина од километар. Но, неколку аргументи сугерираат дека астероидите можеби не се насобрале на овој начин.
Насобирање на комети[уреди | уреди извор]
.png)
Кометите, или нивните претходници, настанале во надворешниот Сончев Систем, веројатно милиони години пред формирањето на планетата. Како и кога се формирале кометите се дебатира, со различни импликации за формирањето, динамиката и геологијата на Сончевиот Систем. Тридимензионалните компјутерски симулации укажуваат на тоа дека главните структурни одлики забележани на јадрата на кометата може да се објаснат со нискобрзинско натрупување на слабите кометски материјали.[12] Моментално фаворизираниот механизам за формирање е оној на хипотезата за маглина, која вели дека кометите веројатно се остаток од оригиналните планеземални „градежни блокови“ од кои израснале планетите.
Астрономите сметаат дека кометите потекнуваат и од Ортовиот Облак и од расеаниот диск.[13] Расеаниот диск е создаден кога Нептун мигрирал нанадвор во прото-Кајперовиот Појас, кој во тоа време бил многу поблиску до Сонцето, и оставил по него популација од динамички стабилни објекти кои никогаш не би можеле да бидат засегнати од неговата орбита (види: Кајперови појас), и популација чии перихели се доволно блиску што Нептун сè уште може да ги вознемирува додека патува околу Сонцето (расеаниот диск). Бидејќи расеаниот диск е динамички активен, а Кајперовиот Појас релативно динамички стабилен, расеаниот диск сега се смета за најверојатната точка на потекло за периодични комети.[13] Класичната теорија вели дека Ортовиот Облак, сфера со големина од околу 50.000 ае во полупречник, формирана во исто време со сончевата маглина и повремено ослободува комети во внатрешниот Сончев Систем додека џиновска планета или ѕвезда поминува во близина и предизвикува гравитациски нарушувања. Примери на такви облаци на комети можеби веќе се видени во маглината Завојница.[14]
Мисијата Розета на кометата 67P/Чурјумов-Герасименко во 2015 година утврдила дека кога сончевата топлина продира во површината, таа предизвикува испарување (сублимација) на закопаниот мраз. Додека дел од добиената водена пареа може да избега од јадрото, 80% од неа повторно се кондензира во слоеви под површината. Оваа опсервација имплицира дека тенките слоеви богати со мраз изложени блиску до површината може да бидат последица на активноста и развојот на кометите, и дека глобалното раслојување не мора да се случи рано во историјата на формирањето на кометата. Додека повеќето научници сметале дека сите докази укажуваат дека структурата на јадрата на кометите се обработени збирови отпади од урнатини од помали ледени планезимали од претходната генерација,[15] мисијата Розета ја отфрлила идејата дека кометите се „збирни отпадни урнатини“ од различен материјал.[16][17]
Наводи[уреди | уреди извор]
- ↑ 1,0 1,1 Woolfson, M. M. (March 1993). „The Solar System—its Origin and Evolution“. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 34: 1–20. Bibcode:1993QJRAS..34....1W.
- ↑ Henbest, Nigel (24 August 1991). „Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table“. New Scientist. Посетено на 18 April 2008.
- ↑ Silverberg, Steven M.; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Lawson, Kellen D.; Bans, Alissa S.; Debes, John H.; Biggs, Joseph R.; Bosch, Milton K. D. et al. (2020-01-14). "Peter Pan Disks: Long-lived Accretion Disks Around Young M Stars". arXiv:2001.05030 [astro-ph.SR].
- ↑ Grishin, Evgeni; и др. (August 2019). „Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 487 (3): 3324–3332. arXiv:1804.09716. Bibcode:2019MNRAS.487.3324G. doi:10.1093/mnras/stz1505.
- ↑ 5,0 5,1 Birnstiel, T.; Dullemond, C. P.; Brauer, F. (August 2009). „Dust retention in protoplanetary disks“. Astronomy and Astrophysics. 503: L5–L8. arXiv:0907.0985. Bibcode:2009A&A...503L...5B. doi:10.1051/0004-6361/200912452.
- ↑ 6,0 6,1 Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. (2014). „The Multifaceted Planetesimal Formation Process“. Во Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. (уред.). Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. стр. 547–570. arXiv:1402.1344. Bibcode:2014prpl.conf..547J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024. ISBN 978-0-8165-3124-0.
- ↑ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. (2015). „New Paradigms For Asteroid Formation“. Во Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. (уред.). Asteroids IV. Space Science Series. University of Arizona Press. стр. 471. arXiv:1505.02941. Bibcode:2015aste.book..471J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN 978-0-8165-3213-1.
- ↑ Lewin, Sarah (19 August 2015). „To Build a Gas Giant Planet, Just Add Pebbles“. Space.com. Посетено на 22 November 2015.
- ↑ Lambrechts, M.; Johansen, A. (August 2012). „Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion“. Astronomy & Astrophysics. 544: A32. arXiv:1205.3030. Bibcode:2012A&A...544A..32L. doi:10.1051/0004-6361/201219127.
- ↑ Helled, Ravit; Bodenheimer, Peter (July 2014). „The Formation of Uranus and Neptune: Challenges and Implications for Intermediate-mass Exoplanets“. The Astrophysical Journal. 789 (1). 69. arXiv:1404.5018. Bibcode:2014ApJ...789...69H. doi:10.1088/0004-637X/789/1/69.
- ↑ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). „Giant Planet Formation“. Во Seager, Sara (уред.). Exoplanets. University of Arizona Press. стр. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
- ↑ Weidenschilling, S. J. (June 1997). „The Origin of Comets in the Solar Nebula: A Unified Model“. Icarus. 127 (2): 290–306. Bibcode:1997Icar..127..290W. doi:10.1006/icar.1997.5712.
- ↑ 13,0 13,1 Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). „Comet Populations and Cometary Dynamics“. Во McFadden, Lucy-Ann Adams; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (уред.). Encyclopedia of the Solar System (2. изд.). Amsterdam: Academic Press. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
- ↑ „Evaporation and Accretion of Extrasolar Comets Following White Dwarf Kicks“. Cornell University Department of Astronomy. 2014. Посетено на 22 January 2016.
- ↑ Krishna Swamy, K. S. (May 1997). Physics of Comets. World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics, Volume 2 (2. изд.). World Scientific. стр. 364. ISBN 981-02-2632-2.
- ↑ Khan, Amina (31 July 2015). „After a bounce, Rosetta“. Los Angeles Times. Посетено на 22 January 2016.
- ↑ „Rosetta's frequently asked questions“. European Space Agency. 2015. Посетено на 22 January 2016.
