Kujutise krediit: NASA
Kui kauge tähe ümber olevad võõrad astronoomid oleksid noore Päikese uurinud neli ja pool miljardit aastat tagasi, kas nad oleks võinud näha märke vastloodud Maast, mis tiirleb selle kahjutu kollase tähe ümber? Scott Kenyoni (Smithsoni astrofüüsika vaatluskeskus) ja Benjamin Bromley (Utah 'ülikool) sõnul on vastus jah. Veelgi enam, nende arvutimudel ütleb, et me saame kasutada samu märke nende kohtade leidmiseks, kus praegu moodustuvad Maa-suurused planeedid - noored maailmad, mis ühel päeval võivad elada omaette elu.
Vastsündinud Maade, näiteks Kenyoni ja Bromley, asukoha kindlakstegemise võti on otsida mitte planeeti ennast, vaid tolmurõngast, mis tiirleb ümber tähe, mis on maapealse (kivise) planeedi moodustumise sõrmejälg.
"Võimalik, et kui on tolmurõngas, on olemas planeet," ütleb Kenyon.
Häid planeete on raske leida
Meie päikesesüsteem moodustus keerdusest gaasi ja tolmu kettast, mida nimetatakse protoplanetaarseks kettaks ja mis tiirleb ümber noore Päikese. Samu materjale leidub kogu meie galaktikas, seega ennustavad füüsikaseadused, et teised tähesüsteemid moodustavad sarnaselt planeete.
Ehkki planeedid võivad olla tavalised, on neid keeruline tuvastada, kuna need on liiga nõrgad ja asuvad liiga heledama tähe lähedal. Seetõttu otsivad astronoomid planeete, otsides kaudseid tõendeid nende olemasolust. Noortes planeedisüsteemides võivad need tõendid esineda ketta enda sees ja selle kohta, kuidas mõjutab planeet tolmust ketast, millest see moodustub.
Suurtel Jupiteri suurusel planeetidel on tugev gravitatsioon. See raskus mõjutab tugevalt tolmust ketast. Üksik Jupiter võib tühjendada ketta rõngakujulist tühikut, ketast väänata või tekitada kontsentreeritud tolmujääke, mis jätavad kettale mustri nagu paadist ärkamine. Hiiglasliku planeedi olemasolu võib seletada 350 miljoni aasta vanuse tähe Vega ümbruses ketta pealt nähtud ärkveloleku moodi mustrit.
Teisest küljest on väikestel, Maa-suurustel maailmadel nõrgem gravitatsioon. Need mõjutavad ketast nõrgemini, jättes nende olemasolust peenemad märgid. Lõimude või äratuste otsimise asemel soovitavad Kenyon ja Bromley vaadata, kui ere tähesüsteem on infrapuna (IR) valguse lainepikkustel. (Infrapunavalgus, mida me tajume soojusena, on pikema lainepikkusega ja vähem energiat kui nähtav valgus.)
Tolmuvate ketastega tähed on IR-s heledamad kui ketasteta tähed. Mida rohkem tolmu tähesüsteem hoiab, seda heledam on see IR-s. Kenyon ja Bromley on näidanud, et astronoomid saavad kasutada IR-heledusi mitte ainult ketta tuvastamiseks, vaid ka selleks, et teada saada, millal sellel ketta sees moodustub Maa suurune planeet.
"Olime esimesed, kes arvutasid välja eeldatava tolmu tekke taseme ja sellega seotud infrapunakiirguse, ning esimesed, kes näitasid, et maapealse planeedi moodustumine tekitab vaadeldava koguse tolmu," ütleb Bromley.
Planeetide ehitamine maast üles
Planeedi moodustumise kõige levinum teooria nõuab planeetide rajamist “maast üles”. Koagulatsiooniteooria kohaselt põrkuvad protoplanetaarses ketas olevad väikesed kivise materjali tükid kokku ja kleepuvad kokku. Tuhandete aastate jooksul kasvavad väikesed klombid suuremateks ja suuremateks klombideks, näiteks ehitades lumememme korraga peotäie lund. Lõpuks kasvavad kivised klombid nii suureks, et neist saavad täieõiguslikud planeedid.
Kenyon ja Bromley modelleerivad planeedi moodustumise protsessi keeruka arvutiprogrammi abil. Nad “külvavad” protoplanetaarset ketast, mille mõõtmed on miljard lennumasinat, mille mõõtmed on 0,6 miili (1 km) ja mis tiirlevad ümber kesetähe, ning astuvad süsteemi õigel ajal edasi, et näha, kuidas planeedid nendest põhikomponentidest arenevad.
"Tegime simulatsiooni võimalikult realistlikuks ja viidi arvutused siiski mõistliku aja jooksul lõpule," ütleb Bromley.
Nad leidsid, et planeedi moodustamise protsess on märkimisväärselt tõhus. Algselt toimuvad kokkupõrked lennukitasandite vahel väikese kiirusega, nii et kokkupõrkavad objektid kipuvad ühinema ja kasvama. Tüüpilisel Maa-Päikese vahekaugusel kulub vaid umbes 1000 aastat, et 1-kilomeetrised objektid kasvaksid 100-kilomeetristeks (60-miiliseks) objektideks. Veel 10 000 aastat toodetakse 600 miili läbimõõduga protoplaneete, mis kasvavad täiendava 10 000 aasta jooksul 1200 miili läbimõõduga protoplaneetideks. Seega võivad Kuu suurusega objektid moodustuda kõigest 20 000 aasta pärast.
Kui ketta sees olevad tasapinnalised mõõtmed kasvavad suuremaks ja massiivsemaks, kasvab nende raskusaste tugevamaks. Kui mõned objektid on jõudnud 600 miili suuruseks, hakkavad nad järelejäänud väiksemaid esemeid "segama". Gravitatsiooni pildistamisel viskatakse väiksema asteroidi suurusega killustikku suurema ja suurema kiirusega. Nad reisivad nii kiiresti, et kui nad kokku põrkavad, siis nad ei ühine - pulbristuvad, purustades üksteist vägivaldselt. Samal ajal kui suurimad protoplaneedid kasvavad, jahvatavad ülejäänud kivised planeedimimulaadid üksteist tolmuks.
"Tolm moodustub täpselt seal, kus planeet moodustub, samal kaugusel oma tähest," ütleb Kenyon. Selle tulemusel näitab tolmu temperatuur seda, kuhu planeet moodustub. Tolm Veenuse-sarnasel orbiidil on kuumem kui tolm Maa-sarnasel orbiidil, andes aimduse imikuplaneedi kaugusest oma tähest.
Ketta suurimate objektide suurus määrab tolmu tekke määra. Tolmukogus saabub, kui 600-miililised protoplaneedid on moodustunud.
"Spitzeri kosmoseteleskoop peaks suutma selliseid tolmu tippe tuvastada," ütleb Bromley.
Praegu hõlmab Kenyoni ja Bromley maapealse planeedi moodustumismudel ainult murdosa Päikesesüsteemist, Veenuse orbiidilt Maa ja Marsi vahelisele poolele teele. Tulevikus kavatsevad nad laiendada mudelit nii, et see hõlmaks Päikese lähedal orkeneid nagu Merkuur ja nii kaugel kui Marss.
Samuti on nad modelleerinud Kuiperi vööndi - väikeste, jäiste ja kiviste objektide piirkonna moodustumise Neptuuni orbiidist kaugemale. Järgmine loogiline samm on modelleerida selliste gaasihiiglaste moodustamist nagu Jupiter ja Saturn.
"Me alustame päikesesüsteemi servadest ja töötame sissepoole," sõnab Kenyon muhedalt. „Me töötame välja ka massiliselt. Maa on 1000 korda massiivsem kui Kuiperi vöö objekt ja Jupiter on 1000 korda massiivsem kui Maa. "
"Meie lõppeesmärk on modelleerida ja mõista kogu meie päikesesüsteemi kujunemist." Kenyoni hinnangul on nende eesmärk saavutatav kümne aasta jooksul, kuna arvuti kiirus kasvab jätkuvalt, võimaldades kogu päikesesüsteemi simuleerimist.
See uurimistöö avaldati 20. veebruari 2004. aasta väljaandes The Astrophysical Journal Letters. Lisateave ja animatsioonid on saadaval veebis aadressil http://cfa-www.harvard.edu/~kenyon/.
Harvard-Smithsoniani astrofüüsika keskus, mille peakorter asub Cambridge'is, on Smithsoniani astrofüüsika vaatluskeskuse ja Harvardi kolledži vaatluskeskuse ühine koostöö. CfA teadlased, kes on jaotatud kuude uurimisosakonda, uurivad universumi päritolu, arengut ja lõplikku saatust.
Algne allikas: CfA pressiteade
