Protoplanetaarinen kiekko

Esiplanetaarinen kiekko

Esiplanetaarinen kiekko on litteä mutta reunoja kohti paksuneva, ylhäältä katsoen pyöreä levy nuoren tähden ympärillä sen päiväntasaajan tasossa. Kiekko pyörii samaan suuntaan kuin tähti mutta keskellä nopeammin kuin reunoilla, sillä keskustähden lähellä painovoima vaikuttaa enemmän. Kiekon pyöriminen ei noudata Keplerin lakeja, sillä liikkeeseen vaikuttaa kaasun sisäinen kitka, viskositeettia ja kiekossa on pyörteisyyttä, turbulenssi.

Esiplanetaarisen kiekon ympärillä päiväntasaajan tason suunnassa on suunnilleen munkkirinkilän muotoinen vaippa, josta virtaa kaasua kiekkoon. Kiekon keskustassa oleva tähti lähettää voimakkaita suihkuja kiekon napojen suunnssa hyvin kauas. Suihkut syntyvät magneettikenttien kiihdyttäessä hiukkasia kenties samaan tapaan kuin hiukkaskiihdyttimessä. Myös kiekon kuuma sisäosa lähettää ulospäin hiukkasvirtaa, tähtituulta tai oikeammin 'kiekkotuulta'.

Erään Orionin sumussa olevan protoplanetaarisen kiekon halkaisija on 7,5 kertaa Aurinkokuntamme suuruinen.

Protoplanetaaristen kiekkojen massa on 0,01–0,1 Auringon massaa. Näitä on Orionin ja Härän tähdistöissä. Ainakin 50 prosentilla, toisten havaintojen mukaan 70–80 prosentilla nuorista miljoonan vuoden ikäisistä tähdistä on protoplanetaarinen kiekko.

Ns. luokan II systeemien kiekkojen massa on keskimäärin 0,02 M_O, ja näillä systeemeillä kiekon massa on 10 % vaipan massasta. Kiekko syntyy pilven kutistuessa, ja napojen suunnassa pilvi kutistuu helpommin. Alkukutistuminen tapahtuu 100 000 vuodessa, minkä jälkeen kiekkoon kertyy kaasua kiekon katoamiseen asti 10 miljoonan vuoden ajan. Vanhin havaittu esiplanetaarinen kiekko on 25 miljoonan vuoden ikäinen. Kiekon materia virtaa spiraalimaisesti keskustähteä kohti.

Esiplanetaarisessa kiekossa kappaleet kasautuvat suuriksi planeetoiksi ja planeetat ajautuvat pääosin kohti keskustähteä, kiekon ulommilla laidoilla ulospäin.

Jos planeetta on riittävän suuri, ehkä yli 40 Maan massaa, se avaa kiekkoon aukon ja saattaa kiekon ulomman materiaalin virtaamaan kohti sisäosia.

Nykyään on esitetty havaintoja, joiden mukaan kaasua voisi jäädä kiekon ulko-osiin sadoiksi miljooniksi vuosiksi. Kiekko paksunee etäännyttäessä keskustähdestä.

Kiekossa on kolme osaa: kaasukehä, lämmin kerros ja kylmä keskikerros, jonka lämpötila on vain 25 K kiekon ulko-osissa.

Molekyylitiheys kiekon keskiosissa on yli 10⁶ molekyyliä/cm³. Kiekon tiheysjakauma noudattaa kaavaa ρ = r^-1,9. Tyypillisesti massaa on 5 AU:n alalla 0,01 M_O. Tällöin hiukkanen ajautuu keskustähteen 1 miljoonassa vuodessa. Asteroidivyöhykkeeltä ajaudutaan Aurinkoon muutamassa sadassa tuhennessa tai miljoonassa vuodessa.

Esiplanetaarisessa kiekossa lienee planeettojen mineraaleja. Kalsiittia onkin havaittu 20 protoplanetaarisessa kiekossa 40:stä. T Tauri -vaiheessa Aurinko menetti massaa noin miljoonasosan vuodessa, ja kokonaismassakato oli alle 0,1 M_O.

Muutamia esiplanetaarisia kiekkoja

Kohteella L1489 IRS on esiplanetaarinen kiekko, jonka massa on 0,01–0,03 M_O. Kiekko ulottuu 0,1–2000 AU:n säteelle. Kiekon lämpötilajakauma on T=19,4+(R/1000)^–0,34. Tiheysjakauman potenssi on 1,8–2,1. Kiekon kaltevuus jopa 60°. Keskustähden massa 1,1 M_O. Kiekon litistyneisyys h/R on 0,35. Kiekko pyörii huomattavan nopeasti 300 AU:n sisässä vaikka koko kohde olottuu 200 AU:n päähän.

Massaa kasautuu 8*10^–7 Auringon massaa vuodessa. Kohde saattaa olla siirtymäkohde pölyn peitossa olevien ja T tauri -kohteiden välillä, ja siirtymät kestävät vain 20 000 vuotta.

Orionissa on silhuettikiekko Orion 114-426. Bokin globulissa Rho Ophiuchi-tähden läheltä olevasta tähtien syntyalueesta on löydetty kiekko, jonka säde on 300 AU ja massa ainakin 2 Jupiterin massaa. Kohdetta kutsutaan nimellä 'lentävä lautanen' (Flying saucer). Keskustähden lämpötila 3000 K ja kirkkaus 0,4 Aurinkoa sekä ikä noin miljoona vuotta.

Tunnettuja kiekkoja ovat HH 30:n ja 'Perhostähden' (Butterfly star) kiekot. Nämä kiekot ovat kapeita 100 AU:hun asti ja levenevät sen ulkopuolella.

Esiplanetaarisia kiekkoja on tähdillä DM Tauri ja GM Aurigae. Bokin globulissa CB26 lienee 0,3 M_O massainen keskustähti ja kiekko, jonka massa on ehkä 0,1 M_O. Kiekolla on kaltavuuskulman kasvu 120 AU;n päässä keskustasta ja se ulottuu keskustähdestään 200 AU:n päähän. Luultavasti Auringon massaista tähteä kiertää kiekko NGC 2071-IRS3, joka ulottuu noin 30 AU:n päähän keskustähdestään. Systeemillä on suihkupari.

Lick H-alfa 208 (Lk Hα 208, LkHA 208) on esiplanetaarinen kiekkokohde. Jupiterin arvellaan muodostuneen Aurinkokunnassa ehkä 3-10 miljoonassa vuodessa. Juuri muodostunut planeettakunta on ehkä tähdellä HR 4796A.

Esiplanetaarisen kiekon aineiden tiivistymislämpötiloja

Aurinkokunta syntyi protoplanetaarisesta kiekosta, joka oli alkuauringon ympärillä pyörivä kaasu- ja pölypilvi. Alkuaurinko oli silloin nykyistä kuumempi ja suurempi. Lähellä aurinkoa noin 0,2 AU:n päässä lämpötila oli noin 2000 K, jossa lähes kaikki mineraalit sulivat. Lämpötila laski vähitellen kiekon reunoja kohti. Alkuaineiden pitoisuudet eri planeetoilla tukevat ajatusta siitä attä alkuaurinkosumu olisi ollut keskeltä kuumempi.

Noin 160 K:n lämpötilassa hyvin pienissä sumunpaineissa härmistyi vesihöyry jääksi (normaali jäätymislämpötila yhden ilmakehän paineessa on tuttu 0 °C eli 273 K).

Maan vaipassa on rauta-Fe(II)-oksidia 10 %, Marsissa enemmän; Merkuriuksessa ei tätä ainetta ole juuri ollenkaan. Marsissa on myös rautasulfidia, joka tiivistyy matalassa lämpötilassa. Toisaalta taas vesi- ja hiilipitoisia pitoisia C-tyypin asteroideja on enemmän kuin vedettömiä ja silikaattipitoisia S-tyypin asteroideja.

Arvellaan, että lämpötila olisi ollut alkuaurinkosumussahttp://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1649.pdf

Merkuriuksen etäisyydellä 1400 K
Maan etäisyydellä 600 K
Marsin etäisyydellä noin 450 K
Jupiterin etäisyydellä noin 180 K
Saturnuksen etäisyydellä 100 K.

Muutamien aineiden kiinteytymispisteitä alkuaurinkosumun paineessa:http://www.gi.alaska.edu/~rherrick/GEOS294/formationSS.pdf

jotkin metallioksidit CaO, TiO, AlO, Al₂O₃-silikaatit 1400–1800 K (n. 1560 K)http://genesismission.jpl.nasa.gov/educate/scimodule/PlanetaryDiversity/plandiv_pdf/SupermarketST.pdf
rauta ja nikkeli Fe/Ni 1300–1500 K
magnesiumsilikaatit (Mg-silikaatit) 1300–1500 K
muut metallisilikaatit (natrium- ja kaliumsilikaatit) 900–1200 K (n. 1050 K)http://genesismission.jpl.nasa.gov/educate/scimodule/PlanetaryDiversity/plandiv_pdf/SupermarketST.pdf
oliviini FeSiO₄ ja MgSiO₄ noin 700–1000 K
rautaoksidi FeO n. 900 K
rautasulfidi, trioliitti FeS n. 600 tai 800–1000 K
vesipitoiset silikaatit 500–600 K
metallioksidit 500 K
hydratut kalsiummineraalit 400 K tai 350–550 K

suunnilleen Marsin etäisyydellä

hydratut rauta- ja kalsiummineraalit 300 K Marsin etäisyydellä
jääyhdisteitä 300–150 K
vesi H₂O alkusumussa 160 K (?) Jupiterin etäisyydellä
muita jäitä, mm. Ammoniakki 1201-50 K (?) Saturnuksen etäisyydellä
metaani CH₄ 60 K (?)
vety, helium H, He < 20 K.

Vety ja helium ovat aina kaasumaisia. Neptunuksen oletetaan sijaitsevan alkuaurinkosumussa lähellä metaanin kiinteytymisrajaa. Pikkuplaneetta Ceres|Cereksessä, jonka etäisyys auringosta on 2,77 AU, on vesipitoisia silikaatteja ja vettä ehkä 25 %. Jättiläisplaneettojen syntyminen edellyttää jääyhdisteitä, joten niiden on oltava yli 4 AU:n päässä. Jäiden on oletettu voivan kiinteytyä isojen hiukkasten varjossa paljon lähempänä aurinkoa.

Esiplanetaarisen kiekon koostumus

Massaosuus yhdisteinä kylmässä kiekon osassa:http://genesismission.jpl.nasa.gov/educate/scimodule/PlanetaryDiversity/plandiv_pdf/SupermarketST.pdf

Kaasut, 'aurinkomateria' eivät tiivistyneet missään
- vety H 74 %
- helium He 24 %.
Jäät, 'jäämateria' tiivistyivät kaukana Auringosta:
- vesi H₂O 0,95 %
- metaani CH₄ 0,5 %
- ammoniakki NH₃ 0,05 %.
Kivet, 'maamateria' (0,5 %) tiivistyivät Aurinkokunnan sisäosissa.

Alkuaineiden massaosuus Auringossa nykyään – sama kuin alkuarinkosumun koostumus:http://www.astro.utoronto.ca/~mhvk/AST221/L18/L18_1.pdf

vety H 70%
helium He 28%
hiili, typpi, happi C, N, O n. 1,3 %
- hiili 0,5%
- typpi 0,15 %
- happi 1,1 %
neon Ne ~ 0,17 %
raskaita alkuaineita ~0,36 %: magnesium Mg 0,1 %, alumiini Al, pii Si 0,11 %, rikki S, kalsium Ca, rauta Fe 0,16 %, nikkeli Ni.

Minimimassainen alkuaurinkosumu

Minimimassaisella alkuaurinkosumulla (engl lyhenne MMSN) tarkoitetaan vähimmäismassaista esiplanetaarista kiekkoa.

Massa lasketaan ottamalla huomioon eri planeettojen kostumus verrattuna aurinkosumuun, jossa on runsaasti vetyä mutta vain vähän planeettojen raaka-aineina toimivia raskaita alkuaineita. Esimerkiksi Maa, jossa on lähinnä vain raskaita alkuaineita, vaatisi alkuarinkosumua 235 Maan massaahttp://www.astro.utoronto.ca/~mhvk/AST221/L18/L18_1.pdf mutta vetypitoinen Jupiter vain 5 Jupiterin massaa.

Niinpä alkuarinkosumua tarvitaan planeettojen muodostumiseen vähintään 10 Jupiterin massaa eli 0,01 Auringon massaa. Ainakin 85 % kiekosta katosi planeettojen syntyessä, sillä ulommat osat eivät kyenneet tiivistymään planeetoiksi.

Esiplanetaarisen kiekon matemaattisia piirteitä

Esiplanetaarisen kiekon ominaisuuksien arvellaan pääosin määräytyvän keskustähden massasta M_tähti, Metallipitoisuudesta Fe/H, joka määrää jään ja kiven (pölyn, kivipölyn) osuuden f_pöly ja f_jää ja kiekon viskositeetista &alfa; tai ν joka kuvaa kaasukiekon sisäistä kitkaa. Viskositeetti α on joissain arvioissa suunnilleen 3*10^-4. Viskositeetista laskettava kaasun jarruuntumisauka keskustähteen on viskoosi aikaskaala τν Kaasun viskositeetti johtaa siihen, että kaasukiekko ei pyöri samalla vauhdilla kuin samalla etäisyydellä kiertävä kiinteä kappale.

Kiekon kehitykseen vaikuttaa myös kiekossa olevan kaasun määrä ja kaasukiekon elinikä τ_kulumis, joka on noin 1–10 miljoonaa vuotta. Siinä kaasun määrä pienenee 1/e:hen eli 1/2,72:een. Se on noin 1–10 miljoonaa vuotta, tarkemmin kiekon kaasumassan puoliintumisaika on noin 3 miljoonaa vuotta.

Kiekon pintatiheydellä Σ tarkoitetaan yleisimmin kiinteän aineen, jään ja/tai kivipölyn pintatiheyttä etäisyydellä a. Minimimassaiselle aurinkosumulle Σ Maan radan etäisyydellä 1 AU on 7 g/cm². Usein käytetään arvoa 8–10 g/cm², nykyään useammin arvoa 16–24 g/cm². Kiekon pintatiheyden pieneneminen on erittäin tärkeä kiekon kehitystä mukaava arvo. Monesti oletetaan, että se on etäisyys potenssiin –3/2, mutta nykyään oletetaan monesti α –1/2 tai –1. Pölyn pintatiheys on silloin

$\Sigma_{poly} = f_{poly} f_{jaa} \Sigma_{1AU}{\left( \frac{a}{1 AU} \right)}^{ \alpha }$

jossa

Σ_pöly=pölyn pintatiheys etäisyydellä a
f_pöly pölyn osuus
f_jää jään osuus
Σ_{1 AU} kiinteiden kappaleiden pintatiheys etäisyydellä 1 AU
α pintatiheyden pienenemisen eksponentti etäisyydellä 1 AU

Tutkijoita on kiinnostanut kiekon lämpötilajakauma, joka määrää lumirajan, jonka ulkopuolella kiinteää ainetta on jopa 4,2 kertaa enemmän kuin Maan radan etäisyydellä, koska siellä jäät kiinteytyvät. Samalla etäisyydellä lämpötila on voinut vaihdella huomattavastikin keskutähden epäsäännöllisten kirkkauden muutosten mukana. Monesti arvioidaan että lumiraja a_lumi=2,7(M_tähti/M^O)² AU, mutta arviot vaihtelevat 2–5 AU.

Yksnkertaisen arvion mukaan kiekon lämpötilajakauma olisi noudattanut seuraavaa lainalaisuutta

T=T0(r/r0)^–1

ja monimutkaisemman mukaan

Erään arvion mukaan kiekon lämpötilajakauma dTm/dr = (–9/8) (T^m(1AU)/1AU) http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1649.pdf tai (r/1AU)_-17/8, lämpötila aleni 0,5 AU:n tienoilla 50– 200 K/AU. Lämpötila olisi ollut 0,25 AU:n tienoilla noin 1500–1200 K.

Kaasun pintatiheys (Σ_kaasu) on arviolta huomattavasti suurempi kuin kiinteiden kappaleiden, ja pienenee ajan mukana aikaskaalassa τ_kulumis doug-pc.itp.ucsb.edu/online/planetf_c04/ida/pdf/Ida1.pdf

$\Sigma_{kaasu} = f_{kaasu alussa} exp {\left( \frac{t}{\tau_{\nu}} \right) } 2400 {\left( \frac{a}{1 AU} \right)}^{ \alpha }$

jossa

α on kiekon pintatiheyden muutos etäisyyden mukana, monesti -2/3

Kaasun paine oli esiplanetaarisessa kiekossa 10^–3–1^–6 bar.

Samallakin etäisyydellä kaasun tiheys, paine ja lämpötila vaihtelivat siirryttäessä kaasukiekon keskitasosta ylöspäin.

Kaasun tiheys korkeudella z

ρ=ρ₀*exp(–z²/2H²)http://www.expastro.phys.ethz.ch/PLANETZ/Talks_Apr06/Laure.pdf

Kiekon paksuus H/r=0,05 , jossa H skaalakorkeus, ja josta kiekon paksuus Z_kiekko=±3,5 H/r

Muutamia kiekon arvoja

α=viskoosi parametri
c_s=äänen nopeus
h=skaalakorkeus
Re=Reynoldsin luku
r=radan säde
Ω=kiertävän kappaleen kulmataajuus
τ_kierto kiertoaika

Kiekon viskositeetti

ν=α*c_s*h

Reynoldsin luku

Re=r²*Ω/*ν

Kiekon materian kasautuminen keskustähteen tapahtuu aikaskaalassa

τ_nu=Re*τ_kierto/2*π

Syntynyt planeetta avaa kiekkoon aukon jos

Mplaneetta/Mtähti > 40 Re^–1

Esiplanetaarisen kiekon tuottaman aurinkokunnan ominaisuuksia

Tutkijoiden mukaan esiplanetaarisen kiekon keskuskappaleen massa, pintatiheys ja alfa-parametri (viskositeetti tai pintatiheyden jakauma) määräävät millainen aurinkokunta siitä kehittyy.

Monien arvioiden mukaan kiekon pintatiheys pienenee suhteessa etäisyyden 2/3 potenssiin; nykyisin arvoidaan että potenssi olisi 0,5–1.

Suuri keskuskapapleen massa tuottaa enemmän/suurempia planeettoja, samoin suuri metallipitoisuus. Jättiläisplaneettojen synty hidastuu huomattavasti 0,4 M_O tähdellä Aurinkoon verrattuna, 3,25 miljoonasta vuodesta yli 12 miljoonaan vuoteen. http://www.astro.northwestern.edu/AspenW05/Talks/Laughlin.pdf

Jos pintatiheys on suuri (Maan radan etäisyydellä yli 30 g/cm2), syntyvät planeetat vaeltavat migraatiota kohti keskustähteä. Massiiviset jättiläisplaneetat asettuvat myös helposti keskinäisten vetovoimiensa takia soikeille radoille. Suuria pintatiheyksiä saavutetaan varsinkin metallipitoisissaissaissa alkuaurinkosumu.http://online.kitp.ucsb.edu/online/planetf_c04/kokubo/pdf/Kokubu1.pdf Toisaalta pieni pintatiheys, 1 AU:n kohdalla 3 g/cm², tuottaa suuren määrän Maata muistuttavia kiviplaneettoja, ja Uranuksen tapaisia jättiläisplaneettoja. Keskinkertainen pintatiheys Σ 1 AU=10 g/cm² tuottaa Aurinkokunan tyyppisen systeemin, jossa ulompana on tapahtunut jonkin verran migraatiota. Tämä tarkoittaa sitä, että massiivinen kiekko tuottaa enemmän jättiläisplaneettoja. Jos alkuaurinkosumun kiekon viskositeetti α < 2, syntyy Aurinkokunnan tyyppinen planeettakunta pintatiheydellä 10 g/cm². Jos viskositeetti α > 2, niin Auringon lähelle syntyy jättiläisplaneetta, kiviplaneetat ovat nykyistä isompia. Keskustähden massa saattaa vaikuttaa kiekon pintatiheyteen suoraan siten, että pintatiheys pienenee puolaan, kun keskustähden massa pienenenee puoleen.

Esiplanetaarisen kiekon häviämisen syitä

Esiplanetaarinen kaasukiekko puoliintuu 3 miljoonan vuoden luokkaa olevassa ajassa.http://www.iap.fr/seminaires/SeminairesIAP/2006/Presentations/Alibert/Alibert.pdf Syynä on tähän osin planeettojen synty mutta muitakin. Kiekko häviää viskoosissa aikaskaalaassa nopeasti 10 AU:n sisällä ja putoaa keskustähteen mutta merkityksettömän hitaasti 100 AU:n ulkopuolella, missä kiekko on harva.

10 AU:n etäisyydellä tähden säteily haihduttaa kiekkoa. Raskaan lähelle tulevan tähden säteily saattaa hävittää kiekkoa yli 20 AU:n päässä, ja vuorovesivoimat yli 100 AU:n päässä.www.lam.oamp.fr/private/exoplanet/POM/Corot/13-Guillot.pdf

Katso myös

Lähteet

Aiheesta muualla

Protoplanetary Disks in the Orion Nebula