Protoplaneetide rühma siseränne, kus neid esindavad valged ringid. Pildikrediit: QMUL Klõpsa suurendamiseks
Astronoomid arvavad, et saavad hakkama planeedi moodustumise mitme aspektiga. Nende mudeli järgi peaks nende massiivsete planeetide tuumad nende vanemtäht sisse tõmbama alles 100 000 aasta pärast - stabiilsele orbiidile jõudmiseks pole piisavalt aega. Võib juhtuda, et esimesed põlvkonnad planeete ei pääse kunagi enne klombist, kui nad hävitatakse. Ainult hilisemad põlvkonnad elavad tegelikult piisavalt kaua, et planeetideks saada.
Kaks Briti astronoomi, Paul Cresswell ja Richard Nelson, esitavad planeedisüsteemi moodustamise väljakutsuvate uuringute raames uusi arvulisi simulatsioone. Nad leiavad, et planeetide moodustumise varases staadiumis rändavad hiiglaslikud protoplaneedid sissepoole, liikudes otse kesktähe sisse. Nende tulemused avaldatakse peagi ajakirjas Astronomy & Astrophysics.
Ajakirjas Astronomy & Astrophysics avaldatavas artiklis tutvustavad kaks Briti astronoomi uusi arvulisi simulatsioone planeedisüsteemide moodustumise kohta. Nad leiavad, et planeetide moodustumise varases staadiumis rändavad hiiglaslikud protoplaneedid sissepoole, liikudes otse kesktähe sisse.
Praegune planeedisüsteemide kujunemise pilt on järgmine: i) tolmu terad koaguleeruvad, moodustades kuni 1 km läbimõõduga tasapinnalisi imitatsioone; ii) tasapinnaliste imitaalide kiire kasv põhjustab ~ 100? 1000 km suurused planeetide embrüod; iii) need embrüod kasvavad “oligarhilisel” viisil, kus moodustumisprotsessis domineerivad mõned suured kehad ja aktiveerivad ümbritsevad ja palju väiksemad tasapinnalised kujutised. Need “oligarhid” moodustavad maapealsed planeedid hiiglasliku planeedi piirkonnas asuva kümne maapealse massi kesktähe ja planetaarsüdamiku lähedal, mis asuvad kaugemal kui 3 astronoomilist ühikut (AU).
Need teooriad ei suuda siiski gaasihiiglaste planeetide teket rahuldaval viisil kirjeldada. Gaasilise protoplanetaarse ketta ja massiivsete planetaarsüdamike vaheline gravitatsiooniline interaktsioon põhjustab nende kiiret sissepoole liikumist umbes 100 000 aasta jooksul, mida me nimetame plaadil oleva planeedi „migratsiooniks“. Hiiglaslike protoplaneetide kiire sissepoole rände prognoosimine on suur probleem, kuna see ajakava on palju lühem kui aeg, mis kulub gaasi akumuleerumiseks moodustavale hiiglaslikule planeedile. Teooriad ennustavad, et hiiglaslikud protoplaneedid sulanduvad kesetähesse enne, kui planeetide moodustamiseks on aega. Seetõttu on väga raske aru saada, kuidas need üldse moodustuvad.
Esmakordselt uurisid Paul Cresswell ja Richard Nelson, mis juhtub gaasiliste protoplanetaarsete ketastesse põimitud planeetide moodustamisega. Varasemad arvmudelid on kettal sisaldanud ainult ühte või kahte planeeti. Kuid meie enda päikesesüsteem ja üle 10% teadaolevatest ekstrasolaarsest planeedisüsteemidest on mitme planeedi süsteemid. Eeldatakse, et selliste süsteemide arv kasvab, kuna ekstrasolaarsete süsteemide vaatlusmeetodid paranevad. Cresswelli ja Nelsoni töö on esimene kord, kui arvulised simulatsioonid on hõlmanud nii suurt arvu protoplaneete, võttes seega arvesse protoplaneetide ja plaadi ning protoplaneetide endi vahelist gravitatsioonilist vastasmõju.
Nende töö peamine motivatsioon on uurida protoplaneetide orbiite ja seda, kas mõni planeet võiks plaadil pikemat aega ellu jääda. Nende simulatsioonid näitavad, et väga vähestel juhtudel (umbes 2%) eraldub üksik protoplaneet kesktähest kaugel, pikendades sellega selle eluiga. Kuid enamikul juhtudel (98%) on paljud protoplaneedid lõksus orbitaalresonantside seeriasse ja rändavad sissepoole, liikudes mõnikord isegi kesktähega.
Cresswell ja Nelson väidavad seega, et ketta sisse põimitud protoplaneetide sülemis olevad gravitatsioonilised koostoimed ei saa peatada protoplaneetide sissepoole liikumist. Rändeprobleem püsib ja nõuab põhjalikumat uurimist, ehkki astronoomid pakuvad välja mitmeid võimalikke lahendusi. Võib juhtuda, et moodustub mitu põlvkonda planeete ja moodustumise protsessist jäävad ellu vaid need, mis ketta hajudes moodustuvad. See võib raskendada gaasihiiglaste moodustamist, kuna ketas on materjalist, millest gaasihiiglasendid tekivad, tühjaks. (Gaasihiigide moodustumine võib siiski olla võimalik, kui planeedi orbiitidest jääb väljapoole piisavalt gaasi, kuna uus materjal võib moodustuva planeedi poolt akrümeeruda sissepoole). Teine lahendus võib olla seotud protoplaneetilise ketta füüsikaliste omadustega. Astronoomid eeldasid oma simulatsioonides, et protoplanetaarne ketas on sile ja mitteturbulentne, kuid muidugi ei pruugi see nii olla. Suured plaadi osad võivad olla turbulentsemad (magnetväljadest põhjustatud ebastabiilsuse tagajärjel), mis võib pika aja jooksul takistada sissepoole liikumist.
See töö on ühendatud teiste planeedisüsteemi moodustumise uuringutega, mida praegu viib läbi Euroopa teadlaste võrgustik. Meie vaade planeetide kujunemisele on viimastel aastatel drastiliselt muutunud, kuna äsja avastatud planeedisüsteemide arv on suurenenud. Hiiglaslike planeetide moodustumise mõistmine on praegu astronoomide jaoks üks suuremaid väljakutseid.
Algne allikas: astronoomia ja astrofüüsika
