Kuvan luotto: NASA
Jos kaukaisen tähden ympärillä olevat muukalaiset tähtitieteilijät olisivat tutkineet nuorta aurinkoa neljä ja puoli miljardia vuotta sitten, olisiko he voineet nähdä merkkejä vastamuodostuneesta maasta, joka kiertää tätä vaaratonta keltaista tähteä? Scott Kenyonin (Smithsonian Astrophysical Observatory) ja Benjamin Bromley (Utahin yliopisto) mukaan vastaus on kyllä. Lisäksi heidän tietokonemallinsa mukaan voimme käyttää samoja merkkejä paikkojen löytämiseen, joissa maapallon kokoiset planeetat parhaillaan muodostuvat - nuoria maailmoja, jotka voivat yhtenä päivänä isännöidä omaa elämäänsä.
Avain vastasyntyneiden maapallojen löytämiseen, sanovat Kenyon ja Bromley, on etsiä ei itse planeettaa, vaan tähtiä kiertävää pölyrengasta, joka on maanpäällisen (kivisen) planeetan muodostumisen sormenjälki.
"Jos on pölyrengas, on olemassa planeetta", sanoo Kenyon.
Hyviä planeetteja on vaikea löytää
Aurinkokuntamme muodostui pyörteisestä kaasun ja pölyn levystä, jota kutsutaan protoplanetaariseksi levyksi ja joka kiertää nuorta aurinkoa. Samat materiaalit ovat kaikkialla galaksissamme, joten fysiikan lait ennustavat muiden tähtijärjestelmien muodostavan planeettoja samalla tavalla.
Vaikka planeetat voivat olla yleisiä, niitä on vaikea havaita, koska ne ovat liian heikot ja sijaitsevat liian lähellä paljon kirkkaampaa tähtiä. Siksi tähtitieteilijät etsivät planeettoja etsimällä epäsuoraa näyttöä olemassaolostaan. Nuorissa planeettajärjestelmissä tämä todiste voi olla läsnä itse levyssä ja siitä, kuinka planeetta vaikuttaa pölyiseen levyyn, josta se muodostuu.
Suurilla, Jupiterin kokoisilla planeetoilla on vahva painovoima. Tämä painovoima vaikuttaa voimakkaasti pölyiseen levyyn. Yksi Jupiter voi tyhjentää renkaan muotoisen raon levyllä, vääntää levyä tai luoda tiivistettyjä pölykarhoja, jotka jättävät levylle kuvion kuin veneen herätys. Jättiläisen planeetan läsnäolo saattaa selittää levyssä näkyvän herättävän kuvion 350 miljoonan vuoden vanhan tähden Vegan ympärillä.
Toisaalta pienillä, maapallon suurilla maailmoilla on heikompi painovoima. Ne vaikuttavat levyyn heikommin, jättäen hienompia merkkejä läsnäolostaan. Sen sijaan, että etsisi loimia tai herätyksiä, Kenyon ja Bromley suosittelevat etsimään, kuinka kirkas tähtijärjestelmä on infrapunavalon (IR) aallonpituuksilla. (Infrapunavalo, jonka havaitsemme lämpöä, on valoa, jonka aallonpituudet ovat pidempiä ja vähemmän energiaa kuin näkyvä valo.)
Pölyisillä levyillä olevat tähdet ovat IR: ssä kirkkaampia kuin tähdet, joissa ei ole levyjä. Mitä enemmän pölyä tähtijärjestelmä pitää, sitä kirkkaampi se on infrapuna-tilassa. Kenyon ja Bromley ovat osoittaneet, että tähtitieteilijät voivat käyttää IR-kirkkauksia paitsi levyn havaitsemiseen, myös kertoakseen, milloin maapallon kokoinen planeetta muodostuu levylle.
"Olemme ensimmäiset, jotka laskivat odotettavissa olevan pölytuotannon määrät ja niihin liittyvät infrapunaylijäämät, ja ensimmäiset, jotka osoittivat, että maanpäällisen planeetan muodostuminen tuottaa havaittavissa olevia määriä pölyä", Bromley sanoo.
Planeetojen rakentaminen alhaalta ylöspäin
Yleisin planeetan muodostumisen teoria vaatii planeettojen rakentamista ”alusta alkaen”. Koagulaatioteorian mukaan protoplanetaarisessa levyssä olevat pienet bitit kivistä materiaalia törmäävät ja tarttuvat yhteen. Tuhansien vuosien aikana pienistä rypistä kasvaa suuremmiksi ja suuremmiksi ryhmiksi, kuten lumiukon rakentaminen yksi kourallinen lunta kerrallaan. Lopulta kallioiset ryhmittymät kasvavat niin suuriksi, että niistä tulee täysinäisiä planeettoja.
Kenyon ja Bromley mallintavat planeetan muodostumisprosessia monimutkaisella tietokoneohjelmalla. He "siemenivät" protoplanetaarisen levyn, jonka koko on miljardi lentosuuntaista, joiden koko on 0,6 mailia (1 km) ja jotka kiertävät kaikki keskellä sijaitsevat tähdet, ja askelvat järjestelmään eteenpäin ajoissa nähdäkseen kuinka planeetat kehittyvät noista perusosista.
"Teimme simulaation mahdollisimman realistiseksi ja suoritimme laskelmat silti kohtuullisessa ajassa", Bromley sanoo.
He pitivät planeetanmuodostusprosessia huomattavan tehokkaana. Alun perin törmäykset tasasimallien välillä tapahtuvat pienillä nopeuksilla, joten törmäävät esineet pyrkivät sulautumaan ja kasvamaan. Tyypillisellä Maan ja Auringon etäisyydellä kestää vain noin 1000 vuotta, jotta 1 kilometrin kohteista kasvaa 100 kilometrin (60 mailin) kohteita. Vielä 10 000 vuotta tuottaa 600 mailin halkaisijaltaan protoplaneettoja, jotka kasvavat vielä 10 000 vuoden kuluessa tullakseen 1200 mailin halkaisijaltaan protoplaneeteiksi. Siksi Kuukokoiset esineet voivat muodostua jopa 20 000 vuodessa.
Kun levyn tasosimmit kasvavat suuremmiksi ja massiivisiksi, niiden painovoima kasvaa. Kun muutama esineistä saavuttaa 600 mailin koon, ne alkavat ”sekoittaa” loput pienemmät esineet. Painovoima heikentää pienempiä, asteroidikokoisia kiviä, korkeammille ja suuremmille nopeuksille. He matkustavat niin nopeasti, että törmättäessä ne eivät sulaudu - ne hierovat, puristaen toisiaan väkivaltaisesti. Vaikka suurimpien protoplaneettojen kasvu jatkuu, loput kiviset planeetanimimet jauhaavat toisiaan pölyksi.
"Pölyä syntyy sinne, missä planeetta muodostuu, samalla etäisyydellä tähdestään", Kenyon sanoo. Seurauksena pölyn lämpötila osoittaa, mihin planeetta muodostaa. Pöly Venuksen kaltaisella kiertoradalla on kuumaa kuin pöly maapallomaisella kiertoradalla, mikä antaa vihjeen lapsen planeetan etäisyydelle tähdestään.
Levyn suurimpien esineiden koko määrää pölyn tuotonopeuden. Pölyn määrä huippua, kun 600 mailin protoplaneettoja on muodostettu.
"Spitzer-avaruusteleskoopin tulisi pystyä havaitsemaan tällaiset pölyhuiput", Bromley sanoo.
Tällä hetkellä Kenyonin ja Bromleyn maanpäällinen planeettojen muodostumismalli kattaa vain osan aurinkokunnasta Venuksen kiertoradalta noin puoliväliin maan ja Marsin väliseen etäisyyteen. Jatkossa he suunnittelevat mallin laajentamista koskemaan kiertoratoja niin lähellä auringoa kuin elohopea ja niin kaukana kuin Mars.
He ovat myös mallinneet Kuiper Belt -alueen muodostumisen pienten, jäisten ja kivisten esineiden alueelle Neptunuksen kiertoradan ulkopuolella. Seuraava looginen askel on mallia kaasu jättiläisten, kuten Jupiterin ja Saturnuksen, muodostumista.
”Aloitamme aurinkokunnan reunoilta ja työskentelemme sisäänpäin”, Kenyon sanoo virnistäen. ”Olemme tekemässä myös massatapahtumia. Maa on 1000 kertaa massiivisempi kuin Kuiperin vyön esine, ja Jupiter on 1000 kertaa massiivisempi kuin Maa. "
"Päätavoitteemme on mallintaa ja ymmärtää koko aurinkokuntamme muodostuminen." Kenyon arvioi, että heidän tavoitteensa on saavutettavissa kymmenessä vuodessa, kun tietokoneen nopeus kasvaa edelleen, mikä mahdollistaa koko aurinkokunnan simuloinnin.
Tämä tutkimus julkaistiin 20. helmikuuta 2004 julkaisussa The Astrophysical Journal Letters. Lisätietoja ja animaatioita on saatavana verkossa osoitteessa http://cfa-www.harvard.edu/~kenyon/.
Harvard-Smithsonian Astrofysiikan keskus, jonka pääkonttori on Cambridge, Massachusetts on Smithsonian Astrophysical Observatoryn ja Harvard College Observatoryn yhteistyö. CfA: n tutkijat, jotka on jaettu kuuteen tutkimusosastoon, tutkivat maailmankaikkeuden alkuperää, evoluutiota ja lopullista kohtaloa.
Alkuperäinen lähde: CfA: n lehdistötiedote
