Kiviplaneettojen synty
Kiviplaneettojen synty: Kiviplaneettoja (terrestrisiä planeettoja, maankaltaisia planeettoja) ovat Aurinkokunnan sisäosien planeetat Merkurius, Venus, Maa ja Mars. Kiviplaneettavyöhyke ulottuu Aurinkokunnassamme välille 0,4–1,6 AU. Planeetat ovat syntyneet pääosin 10 miljoonan vuoden sisään[1], mutta suuria törmäyksiä tapahtui vielä 700 miljoonan vuoden kuluttuakin, jolloin koettiin "suuri pommitus", ja Kuun meret syntyivät.
Kiviplaneettojen synty on useimpien tutkijoiden mukaan tapahtunut niin, että pienet kappaleet kasautuivat törmätessään toisiinsa pienillä nopeuksilla. Alussa oli pölyhiukkasia, jotka kasautuivat ajan myötä törmäyksissä hiekanjyviksi samaan tapaan kuin villakoirat syntyvät sukista irronneesta villanöyhtästä. Hiekanjyvistä syntyi edelleen kiviä, asteroidin kokoisia kappaleita, kuiden kokoisia kappaleita ja lopussa planeettoja. Eräiden meteoriittien, kondriittien jyvämäinen rakenne kertoo kasautumisesta. Jonkinlaiseen kasautumiseen viittaa myös pienien asteroidien löyhä "kivikasamainen" rakenne. Kondriitit jotka ovat peräisin asteroidivyöhykkeeltä, ovat myös huomattavan vesipitoisia. Kondriiteissa on myös kuumassa syntyneitä pallosia. Maan uskotaan muodostuessaan saaneen vettä asteroidivyöhykkeen seudulta tulleiden kappaleiden sinkoutuessa Maan radan seuduille Jupiterin vetovoiman vaikutuksesta. Planeettamuodostuksen lopussa tapahtui muutamien kymmenien esiplaneettojen, "oligarkkien" hidas kasautuminen mm. jättiläisplaneettojen ja oligarkkien itsensä aiheuttamien ratahäiriöiden takia.
Tutkimuksia Maan kaltaisten planeettojen synnystä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Aurinkokunta sai alkunsa esiplanetaarisesta kiekosta, jossa oli kaasua ja pölyä sekä jäähitusia. Kiekko syntyi pyörimisen keskipakoisvoiman vaikutuksesta.
Aurinkokunnan synnyn alkuvaiheessa uskotaan pienten kivi- ja jäähiukkasten ajautuneen kohti Aurinkoa nopeasti spiraalimaista rataa pitkin, esiplanetaarisen kiekon kaasun jarruttamana. Uusia hiukkasia tuli jatkuvasti lisää. [2]. Kivi- ja jäähiukkaset kasautuivat yhteen, jos niiden törmäysnopeus oli pakonopeutta suurempi.
Kasautumisesta syntyi noin 1–100 kilometrin läpimittaisia asteroidin kokoisia planetesimaaleja, jotka edelleen törmäsivät yhteen.
Maa syntyi noin 10 miljoonassa vuodessa ajoitusten mukaan, vaikka se aikasiempien teoreetikkojen mukaan vaatisi 100–200 miljoonaa vuotta.[1]
Maan kaltaisten planeettojen synnyn loppuvaiheessa oli kiviplaneettavyöhykkeellä oli muutaman kymmenen suurehkoa planeettaa, oligarkkia, joiden synty vei 2,5 AU:n tienoilla noin 10 miljoonaa vuotta. Oligarkkeja oli alussa noin 5–10 oligarkin Hillin säteen välein. Oligarkkien keskinäiset törmäilyt veivät huomattavasti pidenpään. Oligarkkien massat ja jakautuma riippuivat edeltävän esiplanetaarisen kiekon pintatiheydestä. Oligarkit vaeltelivat kaasu- ja planetesimaalikiekossa migraatiomekanismien, keskinäisten vetovoima vuorovaikutusten ja mm. Jupiterin aiheuttamien häiriöiden takia.
Oligarkkien törmäilyllä on koetettu selittää kiviplaneettojen merkillisyyksiä, muun muassa Maan Kuun synty, Venuksen hidas pyöriminen ja Merkuriuksen suuri rautaydin. Sopiva törmäys synnytti 30 miljoonaa vuotta aurinkokunnan synnyn alkuvaiheen jälkeen törmäysmateriaalista Kuun, hidasti Venuksen pyörimisen ja kuori Merkuriuksen pintakerrosta pois jättäen ison rautaytimen.
Asuttavien kiviplaneettojen synnyn yksi paradoksi on se, että niiden synty vaatii vettä, jonka on täytynyt kulkeutua planeettoihin kiinteiden vesipitoisten kappalten törmäyksissä. Asumiskelpoisen planeetan keskilämpötila on yli 273 kelviniä eli 0 °C, mutta vesi kiinteytyy alkusumussa kylmässä 170 K:ssa. "Lumiraja" jonka takana vesi jäätyi alkuaurinkosumussa oli asteroidivyöhykkeellä 2,5 AU:ssa. Aurinkokunnassa Jupiter ajoi suuren vetovoimansa aiheuttamilla häiriöillä vesipitoisia kondriitteja ja jäisiä kappaleita pois asteroidivyöhykkeeltä törmäämään Maahan. Näin Jupiter estäessään planeetan synnyn asteroidivyöhykkeellä mahdollisti elämän synnyn Maassa. Alkuaurinkosumussa oli 2 AU:n sisällä kuivaa, 2,5 AU:n takana oli kappaleista noin 5% vettä ja välillä 2–2,5 AU 0,1 %. Maassa on vettä arviolta tuhannesosa sen massasta.
Tietokoneella on koetettu tutkia Maan tyyppisten kivi- ja vesipitoisten planeettojen syntyä. Tietokonemallit ovat epätarkkoja ja tuottavat siksi hieman epätäsmällisiä tuloksia.
Raymondin tekemässä simulaatiossa, jossa oli alussa muutama sata kuivaa ja vetistä kappaletta, syntyi keskinäisissä törmäyksissä 1–4 kiviplaneettaa massaltaan 0,23–3,85 Maan massaa 2 AU:n sisäpuolelle. Planeettojen vesipitoisuus oli 0- yli 300 valtamerta, Maassa on nykyään 3–10 valtamerta vettä. Suuri Jupiterin radan soikeus tuotti kuivempia planeettoja. Suuri Jupiterin massa tuotti vähemmän ja suurempia kiviplaneettoja, samoin kuin suuri pintatiheys (eli planeettoja edeltävien planetesimaalien massa pinta-alayksikköä kohti).
Maan kaltainen planeetta muodostui aina 0,8–1,5 AU:hun, jota pidetään leveänä "optimistisena" elinkelpoisen vyöhykkeen versiona. 0,9–1,1 AU:n välille syntyi planeetta 25 %:n todennäköisyydellä. Elinkelpoisella vyöhykkeellä oleva planeetta voi olla kuiva tai vesimaailma jossa 50 kertaa enemmän vettä kuin mitä Maassa on. Noin 15 planeettaa 43:sta oli simulaatiossa maankaltaisia, joissa vettä 1–10 Maan valtamerta, yhtä paljon vesirikkaita joissa vettä 10–100. Vetisiä "vesimaailmoja" oli vain 8, kuivia Marsmaisia 4, joissa vettä alle Maan valtameren verran.
Jos Jupiter olisi ollut 7 AU:n päässä, asteroidivyöhykkeelle olisi voinut lumirajan taakse syntyä suuria kappaleita.
Kiviplaneettavyöhykkeellä syntyi simulaatiossa useimmiten 0,2–1,2 Maan massaisia planeettoja, mutta yli 2,2 maan massaiset planeetat olivat hyvin harvinaisia. Ratojen soikeus e oli useimmiten alle 0,15 mutta useimmin välillä 0,05–0,1. Radan isoakselin puolikas oli harvoin alle 0,4, minimissään 0,2. Useimmiten planeetat olivat 0,8–1,0 AU;n päässä, melko tavallisia vielä 2,2 AU asti. Maan radan sisäpuolella planeetat olivat muutamia kertoja kuivempia kuin Maa.
Monien simulaatioiden perusongelma on se, että ne tuottavat liian soikeita ja kaltevia ratoja syntyneille Maan kaltaisille planeetoille.[3]
Eräiden toisten simulaatioiden mukaan Jupiterin radan suuri soikeus, yli 0,2, ajaa ajan myötä Maan radaltaa tai estää Maan synnyn.
Toisaalta eräs simulaatio viittaa siihen, että soikealla radalla kiertävä Jupiter kiihdyttää Maan kaltaisen planeetan syntyä, tuottaa vähemmän kaltevia ja vähemmän soikeita ratoja, mutta kuivemman maailman kuin mitä maa on. [3]
Jättiläisplaneettojen vaeltelun vaikutus kiviplaneettojen syntyyn[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Tohtori Kevin J. Walshin tekemien tietokonelaskelmien mukaan jättiläisplaneetta Jupiter olisi syntynyt noin 3,5 AU:n etäisyydellä Auringosta[4]. Jupiterin etäisyys Auringosta on nyt noin 5,2 AU. Jupiter syntyi nopeammin kuin sisäplaneetat. Syntynsä jälkeen Jupiter vaelsi sisäänpäin[5] tyypin II migraatiomekanismilla noin 100000 vuoden ajan. Näin Jupiter liikkui melko hitaasti asteroidivyöhykkeen läpi, eikä silloin hävittänyt vetovoimallaan sitä[6]. Jupiterin lisäksi matkalla sisäänpäin kohti Aurinkoa oli Saturnus. Mutta kun Jupiter oli saavuttanut Saturnusta kyllin, molemmat planeetat alkoivat hitaasti etääntyä Auringosta. Tällöin Jupiter ja Saturnus olivat ajautuneet 2:3-rataresonanssiin, joka muutti vaellussuunnan päinvastaiseksi. Tämä tapahtui noin 1,5 AU:n päässä Auringosta eli suunnilleen nykyisen Marsin radan kohdalla.
Jupiterin saapuminen Marsin radan lähelle harvensi ainetta siellä, ja toisaalta pakkasi ainetta Merkuriuksen-Maan etäisyydelle Auringosta. Näin esimerkiksi Maa muodostui nopeammin kuin ilman Jupiterin käväisyä lähellä. Walshin mielestä hänen teoriansa selittää muun muassa sen, miksi asteroidivyöhykkeellä on sekä kaukana Auringosta syntyneitä C-tyypin kappaleita ja lähellä Aurinkoa syntyneitä S-tyypin kappaleita. Mars lienee Nicholas Daphasin mukaan 2–4 miljoonassa vuodessa muodostunut planeetta-alkio[7], ei n. 50–100 miljoonassa vuodessa syntyneen Maan tyyppinen planeetta.
Kuuma jupiter[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kuuma jupiter syntyy, kun Aurinkokunnan synnyn alussa jättiläisplaneetta vaeltaa migraatioteorian mukaisesti lähelle keskustähteä suunnilleen Jupiterin etäisyydeltä, ohittaen Maan rataa vastaavan etäisyyden. Sisään pöin vaeltava jättiläisplaneetta lakaisee tieltään keskustähteä kiertävän planetesimaalikiekon, josta maankaltaiset planeetat voisivat syntyä. Myös esiplanetaarisessa kiekossa aine virtaa kiekon ulko-osista sisäänpäin, ja jos aine ei ennätä loppua kiekon ulko-osista, Maan etäisyyttä vastaavalla etäisyydellä on jonkin ajan kuluttua taas ainetta planeettojen syntyyn.
Jos aine kuitenkin loppuu, Maan radan seutuville syntyy asteroidivyöhyke ja korkeintaan 0,16 Maan massainen planeetta.[8] Tämä sen takia, että ohi kulkeva jättiläisplaneetta pienentää esiplanetaarisen kiekon pintatiheyttä 8–30 g/cm2:sta 2 g/cm2:een. Oletetaan, että Jupiter estää planeetan synnyn asteroidivyöhykkeellä painovoimallaan, mutta tätä ei ole pystytty tietokoneella mallintamaan mallien epätarkkuuksien takia. Toisaalta Jupiterin puuttuminen synnyttää simulaatioissa asteroidivyöhykkeelle ja Jupiterin radan taakse monia pieniä planeettoja melko lähelle toisiaan.
Tutkimusten mukaan läheinen, 0,15–0,25 AU:n etäisyydellä oleva "kuuma jupiter" ei estä Maan tyyppisen, vesipitoisen planeetan syntyä, mutta yli 0,5 AU:n etäisyydellä oleva estää.[8] 0,5 AU:n etäisyydellä oleva Jupiter kuivattaa ja pienentää kiviplaneettaa Maahan verrattuna. Maan tyyppisesti vesipitoisia, yli 0,2 Maan massaisia planeettoja ei synny radoille, joiden kiertoaika on alle 3:n kuuman Jupiterin kiertoajan verran, eli suunnilleen kaksi kertaa Jupiterin etäisyys.
Kaksoistähti[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kaksoistähdelle voi syntyä maankaltaisia planeettoja helpoiten silloin, kun esiplanetaarinen kiekko on 30 asteta tai alle kallellaan toisiaan kiertävien tähtien ratoja vastaan. Kaltevassa kiekossa toisen tähden vetovoima syöksee planeettaan tarvittavat planetesimaalit keskustähteen.[9] Jos Aurinkoa kiertäisi toinen tähti, Maa jäisi vakaalle radalle, jos tähti ei tulisi koskaan 7 AU:ta lähemmäksi.
Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- ↑ a b http://www.astro.utoronto.ca/~mhvk/AST221/L18/L18_1.pdf[vanhentunut linkki]
- ↑ http://www.cfa.harvard.edu/~kstanek/astro200/nutzman_presentation.pdf (Arkistoitu – Internet Archive)
- ↑ a b Morbidelli, A. & O’brien, D.: The formation of terrestrial planets cosis.net. Viitattu 08.04.2018.
- ↑ The asteroid belt and Mars’ small mass explained by large-scale gas-driven migration of Jupiter Kevin J. Walsh, Alessandro Morbidelli, Sean N. Raymond, David P. O’Brien & Avi M. Mandell, 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011)
- ↑ Tieteen Kuvalehti 2013/12, Artikkeli, Kaasujätit riepottelivat Aurinkokuntaa, Kohta s. 45, 46
- ↑ Tähdet ja Avaruus 2001/Numero 5 heinäkuu, s. 6-7, s. 11- 12
- ↑ Tähdet ja Avaruus 2011/Numero 5, s. 12
- ↑ a b Raymond, Sean N. & Quinn, Thomas & Lunine, Jonathan I.: The formation and habitability of terrestrial planets in the presence of close-in giant planets Science Direct. 2005. Arkistoitu 13.8.2017. Viitattu 08.04.2018.
- ↑ Lissauer, Jack J. & Quintana, Elisa V. & Chambers, John E. & Duncan, Martin J. & Adams, Fred C.: Terrestrial planet formation in binary star systems astroscu.unam.mx. 2004. Viitattu 08.04.2018.