ASTROBIOLOGIA - swa.edu.plswa.edu.pl/ludzie/eniem/Bioastronomia/Bioastronomia-wyklad3... · •...

2015-02-23 EN, ASTROBIOLOGIA 1

Wykład 3

ASTROBIOLOGIA

JAK POWSTAJĄ GWIAZDY I UKŁADY

PLANETARNE?


Układ planetarny: obłok molekularny mgławica słoneczna dysk protoplanetarny

układ planetarny i planety (oraz inne obiekty w układzie planetarnym).

Fazy powstawania układu planetarnego: 1. Faza opadania (spadku); 2. Dynamiczna

ewolucja; 3. Faza oczyszczania

POWSTANIE GWIAZD I PLANET: SCHEMAT


• Proces formowania obłoków molekularnych – cykl: gaz i pył z ośrodka międzygwiazdowego – gwiazdy – ośrodek międzygwiazdowy.

• Materia międzygwiazdowa:

• głównie H, He;

• pochodzenie: WW, gwiazdy;

• gęstość: 1 atom wodoru/cm3

• MM: emisja energii, stygnięcie, dzielenie się na obłoki; emisja energii: IR;

• 𝑇 ↓ 𝜌 ↑ – 1000 atomów/cm3 – nieprzezroczysta dla UV, powstają molekuły i obłoki molekularne.

JAK POWSTAJĄ OBŁOKI MOLEKULARNE?


Parametry:

• Masy: od: 0.1 – 10 Mʘ do: ~105 – 106

Mʘ

• Temperatury: ~10 – 30 K

• Gęstości: od 100 do ~1000 cm-3

• Skład: głównie H, He, molekuły, pył (1-

2%);

• Molekuły: H2, CO, CN, CS, SiO, OH,

H2O, HCN, SO2, H2S, NH3, H2CO i

inne (H+C+N+O); COM;

• Molekuły: ułamek masy obłoku.

OBŁOKI MOLEKULARNE


OBŁOKI MOLEKULARNE JAK POWSTAJĄ MOLEKUŁY?


• Faza pośrednia – ciemne obłoki i

gęste jądra: gęstość > 10 tyś. atomów

H/cm3, masy – 100-100 tyś Mʘ

• Rozkład mas odpowiada rozkładowi

mas gwiazd (obłoki są 3 x cięższe od

gwiazd – 1/3 materii przechodzi do

gwiazdy, reszta – rozpraszana).

OBŁOKI MOLEKULARNE – PROTOGWIAZDA


Stabilność obłoku:

• Ciśnienie gazowe (+ pole magnetyczne + ruchy turbulentne + rotacja) = grawitacja

• Uproszczenie: teoria wiriału: grawitacyjna energia potencjalna = 2 x energia kinetyczna

• |𝐸𝐺| = 2𝐸𝐾

• 𝐸G > 2𝐸K − kolaps

• Masa Jeansa: minimalna masa chmury:

• 𝑀𝐽~𝑇

𝜌

• 𝑀 > 𝑀𝐽

OBŁOKI MOLEKULARNE: STABILNOŚĆ


Co może spowodować kolaps (wiele

przyczyn):

• Przejście przez ramię spiralne Galaktyki;

• Zderzenia galaktyk;

• Wybuchy super(nowych) i fala

uderzeniowa;

• Intensywne wiatry gwiazdowe;

• Powolne wypromieniowanie ciepła;

• (…).

CO POWODUJE KOLAPS OBŁOKU

MOLEKULARNEGO?


Co może spowodować kolaps (wiele

przyczyn):

• Przejście przez ramię spiralne Galaktyki;

• Zderzenia galaktyk;

• Wybuchy super(nowych) i fala

uderzeniowa;

• Intensywne wiatry gwiazdowe;

• Powolne wypromieniowanie ciepła;

• (…);

CO POWODUJE KOLAPS OBŁOKU

MOLEKULARNEGO?


Barnard 335

Protogwiazda w

początkowej fazie ewolucji

Materia odrzucana

wzdłuż osi obrotu

• Gwiazdy powstają w gromadach

• Oddziaływania między ciemnymi obłokami i

gęstymi jądrami:

• Model 1: w obłoku wiele protogwiazd – duże

prędkości – zbieranie materii:

konkurencyjna akrecja;

• Model 2: turbulencja: wzmacnia kolaps

(albo inicjuje), decyduje o masach i

rozmiarach gwiazd.

JAK POWSTAJĄCE GWIAZDY WPŁYWAJĄ NA

SIEBIE I OTOCZENIE?


NGC2264, Choinka:

Obserwacje: model 1 + model 2

Wiek ≲ 107:

• Kinematyczny wiek grupy gwiazd;

• Wiek gwiazd na H-R;

• Linia Li.

Gwiazdy przed ciągiem głównym:

• Gwiazdy T-Tauri,

• Obiekty Herbiga-Haro,

• Gwiazdy FU Orionis.

OBSZARY POWSTAWANIA GWIAZD –

OBSERWACJE


Wiek ≲ 107:

• Kinematyczny wiek grupy gwiazd;

• Wiek gwiazd na H-R;

• Linia Li.

Gwiazdy przed ciągiem głównym:

• Gwiazdy T-Tauri,

• Obiekty Herbiga-Haro,

• Gwiazdy FU Orionis.


OBSERWACJE



OBSERWACJE


HH 46 47

• Gwiazdy masywna: nieliczne, krótki czas

życia;

• Ważna rola w ewolucji galaktyk: silne

promieniowanie, wyrzuty materii – energia do

ISM; supernowe: pierwiastki ciężkie do ISM.

• Standardowa teoria: do 20 Msun; ciśnienie

promieniowania + wiatr gwiazdowy > akrecja

i rozproszenie obłoku.

• Rozwiązanie:

• Modele akrecji materii na gwiazdę:

strumienie, kolumny akrecyjne +

ucieczka materii – ciśnienie nieistotne;

w opadającej materii – inne gwiazdy.

JAK POWSTAJĄ GWIAZDY MASYWNE?


DYSKI WOKÓŁGWIAZDOWE


1. Kolaps obłoku międzygwiazdowego i powstanie gwiazdy: od 100 tyś. do kilku milionów lat;

2. Wokół młodych gwiazd – gazowo-pyłowy dysk (skład: H i He);

3. Centrum dysku: gaz sublimuje (wysokie temperatury i gęstości);

4. Zewnętrzne warstwy: ziarna pyłu mogą przetrwać i się powiększyć (kondensacja gazu);

5. Dysk: 10 mln lat; rozproszony;

6. Planety powstają w dyskach wokółgwiazdowych (z porównania składu chemicznego).

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 1. KOLAPS OBŁOKU MOLEKULARNEGO


DYSK WOKÓŁGWIAZDOWY – FAZA OPADANIA


Czas trwania fazy opadania: ~105 – 106 lat

• Gaz i pył z małym momentem pędu względem centrum opada na centrum, powstaje

protogwiazda;

• Siła odśrodkowa: materia z dużym momentem pędu opada na protogwiazdę, ale nie może

jej osiągnąć;

• Materia jest na orbicie wokół protogwiazdy i przemieszcza się na płaszczyznę równikową –

grzanie; dysk wokółgwiazdowy;

• Płaszczyzna równikowa ~prostopadła do osi rotacji centrum zapadającego się obłoku

molekularnego;

• Kierunek momentu pędu centrum definiuje płaszczyznę dysku; wielkość momentu pędu

wpływa na podział materii między protogwiazdę i jej dysk.

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 2. SORTOWANIE MATERIAŁU


1. Ziarna pyłu w dysku zlepiają się i rosną (unoszone przez gaz); pochłaniają światło,

emitują w IR – wewnętrzne obszary dysku są ogrzewane;

2. Orbitalna prędkość gazu < od prędkości z praw Keplera (bo ciśnienie i rotacja =

grawitacja gwiazdy); różne prędkości ziaren;



3. Linia śniegu: 2-4 AU od gwiazdy; ziarna ogrzewają się, tracą H2O i substancje o małej

temperaturze sublimacji (lotne); w US między orbitami Marsa i Jowisza;

4. Podział: część wewnętrzna i zewnętrzna obiekty skaliste i lodowe; substancje lotne lub

ich brak).



5. Na linii śniegu: cząsteczki wody;

6. Efekty: skokowa zmiana własności gazu; 𝑃𝑤𝑒𝑤 < 𝑃𝑧𝑒𝑤 zwiększenie prędkości

orbitalnej gazu gaz przyspiesza ziarna i nie opadają na gwiazdę linia śniegu –

zaspa (zgromadzona ziarna z zewnątrz).



7. Zaspa: ziarna zderzają się i rosną;

8. Gdy przejdą przez linię śniegu: lód + związki organiczne (i rosną); rośnie grawitacja;

9. Powstają planetozymale (rozmiary: do kilku kilometrów); ten etap kończy się po kilku mln

lat.

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 3. EMBRIONY PLANET


1. Czas: 1 – 10 mln lat; zderzenia planetozymali (i ich wzrost lub rozpad); ustalają się rozmiary i masy obiektów;

2. Orbity planetozymali: eliptyczne; zderzenia i opór gazu: orbity kołowe;

3. Wzrost masy – grawitacja – oligarchia – planetarne embriony wychwytują pozostałe planetozymale;

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 3. EMBRIONY PLANET


4. Obszar i czas dominacji embrionu (pierścień) rośnie wraz z odległością od gwiazdy (od

100 tyś lat (0.1 masy Ziemi, 1AU) do kilku milionów lat (kilka mas Ziemi); większe w

pobliżu linii śniegu);

5. Oligarchowie – potencjalne planety; nadmiarowe planety: wyrzucane lub pochłaniane –

konfiguracja równowagowa.

1. Embrion przyciąga gaz – opada i rozgrzewa

się i emituje ciepło; mała wydajność

promieniowania: mało atmosfery;

2. Ważne – zewnętrzne warstwy atmosfery –

gradient temperatury (zależy od masy

początkowej) i przezroczystość (zależy od

składu chemicznego).

3. Modele: najlepsze warunki w pobliżu linii

śniegu (duże embriony); możliwe inne

położenia – bardziej masywne dyski;

4. Problem: migracje.

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 4. POWSTANIE GAZOWYCH OLBRZYMÓW


Migracja planet: wynik wymiany momentu pędu

między dyskiem protoplanetarnym i planetami;

• Migracja typu 1: grawitacja embrionu powoduje

falę, ona zaburza orbitę embrionu (traci moment

pędu na rzecz cząstek dysku i przenosi się na

niższą orbitę)

• Migracja typu 2: planety masywniejsze niż 10

mas Ziemi pochłaniają gaz i pył z otoczenia –

koniec migracji typu I. Gaz napływa, powodując

dalszy wzrost i przesuwanie się planety. Ciśnienie

i tarcie dążą do zamknięcia przerwy – malenie

energii orbitalnej.

MIGRACJE PLANET


• Migracja typu 3: na skutek oddziaływań z resztą układu planeta zostaje wyrzucona poza

układ lub trafia na kurs kolizyjny z gwiazdą;

• Rozpraszanie planetozymali: pas Kuiper i Obłok Oorta – działanie planet olbrzymów;

• Oddziaływanie grawitacyjne Urana i Neptuna powoduje duże ekscentryczności bliskich

planetozymali; planety mogą być „przerzucone” na orbity kolejnych planet aż do Jowisza;

Jowisz wyrzuca je poza Układ Słoneczny na orbity bliskie parabolicznym .

MIGRACJE PLANET


1. Procesy: wzrost embrionów, zanikanie

dysku, migracje;

2. Wpływ: skład chemiczny dysku: H + He +

pierwiastki ciężkie (Z) (obserwacje);

3. Większe Z – większa gęstość dysku –

większe embriony;

4. Szybki wzrost: ~1000 lat – ½ masy

Jowisza; wystarczająco duża masa: planeta

modyfikuje dysk: przerwa;

5. Graniczna (i końcowa) wartość masy zależy

od czasu (i odległości).

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 4. POWSTANIE GAZOWYCH OLBRZYMÓW


1. Obserwacje – gorące Jowisze; czas 1

– 3 mln lat

2. Powstanie:

• Powstanie w pobliżu linii śniegu;

dysk musi zawierać dużo pyłu i

gazu;

• Migracja typu II

• Koniec migracji: oddziaływanie

pola magnetycznego (usuwa gaz,

bez gazu nie ma migracji) lub

oddziaływania pływowe gwiazda-

planeta i stabilizacja orbity.

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 5. GAZOWY OLBRZYM NA CIASNEJ ORBICIE


1. Czas trwania: 2 – 10 mln lat;

2. Pierwszy gazowy olbrzym ułatwia powstanie

następnych;

3. Sposoby:

• Przerwa i dodatkowa linia śniegu; różnica

ciśnień – przyspieszenie gazu – brak

hamowania pyłu – brak migracji;

• Grawitacja planety: planetozymale do

zewnętrznej części;

• Ważne: czas, odległość (ilość

planetozymali);

• Komplikacje: grawitacja planet i ich

wzajemne odległości; grawitacja – zmiana

orbit na eliptyczne.

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 6. DRUGIE POKOLENIE OLBRZYMÓW


DYSKI OKOŁOGWIAZDOWE – OBSERWACJE


ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 7. PLANETY TYPU ZIEMSKIEGO


1. Czas 10 – 100 mln lat; prosty proces

2. Planety skaliste, budowa: materiały o wysokiej temperaturze sublimacji (Fe, Si) –

powstały wewnątrz linii śniegu;

3. Początkowa masa: 0.1 masy Ziemi, dalszy wzrost: zderzenia (orbity eliptyczne, po

rozproszeniu dysku embriony destabilizują orbity);

ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 7. PLANETY TYPU ZIEMSKIEGO


4. Ponowne ustabilizowanie orbit: wynik oddziaływania z planetozymalami? resztki gazu?

5. Lub: migracje pod wpływem grawitacji Jowisza – dodatkowa materia (potwierdzenie:

czasy powstania: pas planetoid: 4 mln lat, Mars: 10 mln lat, Ziemia: 50 mln lat); ale są

planety typu ziemskiego w układach bez Jowisza;

6. 30 – 100 mln lat – powstanie Księżyca (Wielkie Bombardowanie).

Charakterystyka:

• Masa 1/80 MZ; średnica: ¼ DZ; gęstość Księżyca ~25% mniejsza niż gęstość Ziemi; jądro: 3% masy; izotop tlenu – takie same proporcje jak dla Ziemi;

• Mała ilość pierwiastków lotnych (K – połowa obfitości ziemskiej, H2O – śladowe ilości); różnice w składzie chem. (np. Fe);

• Budowa Księżyca przypomina budowę skorupy Ziemi, z mniejszą obfitością elementów lotnych;

Powstanie: zderzenie Ziemi z Theą (1/3 MZ); zderzenie pod kątem; Thea jest niszczona, zostaje obłok dookoła Ziemi (Thea + część skorupy i płaszcza Ziemi); wynik: większe jądro Ziemi, większa masa Ziemi, księżyc (kolaps – kilka lat); odległość ~24 tyś. km; obecnie ~385 tyś. km (ruch orbitalny i obrotowy + pływy + zasada zachowania momentu pędu).

POWSTANIE KSIĘŻYCA ZIEMI


ETAPY POWSTAWANIA UKŁADÓW PLANETARNYCH 8. WIELKIE SPRZĄTANIE


1. Czas: 50 mln – 1 mld lat;

2. Rozproszenie gazowego dysku; rozpraszanie planetozymali przez gazowe olbrzymy;

powstanie pasa Kuipera; obłoku Oorta;

3. Migracja planet.

• Powstanie: duża liczba małych

planetozymali uformowanych pomiędzy

~3 – 30 AU została wyrzucona z Układu

Słonecznego: perturbacje grawitacyjne

planet olbrzymów.

• Masa: 10 – 1000 MZ

MAŁE OBIEKTY W UKŁADZIE PLANETARNYM PAS KUIPERA I OBŁOK OORTA


• Obiekty: promienie >10km, całkowita

masa <10-3 MZ

• Problemy: mało masy, brak planety,

ekscentryczne orbity, duże nachylenie

orbit, różnorodność, zróżnicowana

budowa wewnętrzna;

• Bliskość Jowisza: wpływ na ubytek masy,

własności orbit – ekscentryczności i

nachylenia;

• Przeniesienie na orbitę Jowisza,

wyrzucone poza Układ Słoneczny,

zaakreowane przez Jowisza.

MAŁE OBIEKTY W UKŁADZIE PLANETARNYM PAS ASTEROID


• Księżyce i pierścienie planet olbrzymów: analogi układów planetarnych: planety olbrzymy

mają wiele satelitów, większość dużych obiektów ma ~kołowe orbity w płaszczyźnie

równika, ruch prosty po orbicie;

• Małe satelity: blisko planety, pierścienie, duże satelity: odległości od kilku promieni

planety; małe satelity na ekscentrycznych orbitach.

• Różnorodność: różne mechanizmy powstania.

KSIĘŻYCE PLANET OLBRZYMÓW


• Satelity regularne (mała ekscentryczność, ruch prosty, płaszczyzna równika, wewnątrz

sfery Hilla);

• Powstanie: dysk okołoplanetarny, procesy akrecji w dysku gazowo-pyłowym otaczającym

planetę.



• Satelity nieregularne (duża

ekscentryczność, duże nachylenie orbity;

nieregularne kształty, duża odległość);

powstanie: przechwycone z orbit

heliocentrycznych.

• Przechwyt: oddziaływania pływowe i

zderzenia z satelitami regularnymi

(ekscentryczne orbity).

• Wyjątki: Tryton (ruch wsteczny, duże

nachylenie, mała ekscentryczność; orbita

kołowa: pływy, duża masa księżyca,

bliskość Neptuna).



Mars: Phobos i Deimos:

• budowa: asteroidy klasy C;

• orbity: w płaszczyźnie równikowej

Marsa;

• powstanie: dysk wokół Marsa, w

wyniku np. zderzeń planetozymali;

zakłócenia pływowe planetozymali; lub

przechwycone w całości a orbity

ustabilizowane.

SATELITY MAŁYCH PLANET I PLANETEK


Migracje planet – migracja Saturna – wielkie

bombardowanie – utrata pierwotnej atmosfery

Ziemi;

Atmosfera: ~1% masy planety; skład : 𝑍 ≥ 3

• jeśli planetozymale są małe to ich

energia kinetyczna przechodzi do

atmosfery;

• większe planetozymale są spowalniane

przez atmosferę i przesyłają energię

kinetyczną do atmosfery.

• jeśli obiekt jest duży, energia może być

wystarczająco duża by część atmosfery

została wyrzucona (ucieczka

hydrodynamiczna).

ATMOSFERY PLANET TYPU ZIEMSKIEGO


POZASŁONECZNE UKŁADY PLANETARNE




• http://www.nytimes.com/interactive/science/space/keplers-tally-of-planets.html?_r=0

• http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_multiplanetary_systems

• http://kepler.nasa.gov/

• http://www.openexoplanetcatalogue.com/systems.html

• Potwierdzone planety: ~1000, kandydatki: ~4200;

• ~500 układów planetarnych;

KONIEC


ASTROBIOLOGIA - swa.edu.plswa.edu.pl/ludzie/eniem/Bioastronomia/Bioastronomia-wyklad3... · •...

Documents

Transcript of ASTROBIOLOGIA - swa.edu.plswa.edu.pl/ludzie/eniem/Bioastronomia/Bioastronomia-wyklad3... · •...