Woda jest niezbędna do życia, jakie znamy. Jednak naukowcy debatują nad tym, w jaki sposób dotarła ona na Ziemię i czy te same procesy mogą zasiać skaliste egzoplanety krążące wokół odległych gwiazd. Nowe spostrzeżenia mogą pochodzić z układu planetarnego PDS 70, znajdującego się w odległości 370 lat świetlnych. Gwiazda ta posiada zarówno wewnętrzny, jak i zewnętrzny dysk gazu i pyłu, oddzielone luką o szerokości 8 miliardów kilometrów, a wewnątrz tej luki znajdują się dwie znane planety typu gazowy olbrzym.
Nowe pomiary wykonane przez należący do NASA James Webb Space Telescope’s MIRI (Mid-Infrared Instrument) wykryły parę wodną w wewnętrznym dysku systemu, w odległości mniejszej niż 100 milionów mil (160 milionów kilometrów) od gwiazdy – w regionie, w którym mogą formować się skaliste, ziemskie planety. (Ziemia krąży w odległości 93 milionów kilometrów od naszego Słońca). Jest to pierwsze wykrycie wody w ziemskim obszarze dysku, o którym już wiadomo, że zawiera dwie lub więcej protoplanet.
Widzieliśmy wodę w innych dyskach, ale nie tak blisko i w układzie, w którym obecnie gromadzą się planety. Nie mogliśmy dokonać tego typu pomiarów przed Webbem.powiedziała główna autorka Giulia Perotti z Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) w Heidelbergu w Niemczech.
To odkrycie jest niezwykle ekscytujące, ponieważ bada region, w którym zwykle tworzą się planety skaliste podobne do Ziemi.dodał dyrektor MPIA Thomas Henning, współautor artykułu. Henning jest głównym badaczem instrumentu MIRI (Mid-Infrared Instrument) Webba, który dokonał detekcji, a także głównym badaczem programu MINDS (MIRI Mid-Infrared Disk Survey), który zebrał dane.
Parne środowisko dla formujących się planet
PDS 70 to gwiazda typu K, chłodniejsza od naszego Słońca, której wiek szacuje się na 5,4 miliona lat. Jest to stosunkowo stary wiek, jeśli chodzi o gwiazdy z dyskami planetotwórczymi, co sprawiło, że odkrycie pary wodnej było zaskakujące.
Z biegiem czasu zawartość gazu i pyłu w dyskach planetotwórczych maleje. Promieniowanie i wiatry gwiazdy centralnej wydmuchują taki materiał lub pył rośnie w większe obiekty, które ostatecznie tworzą planety. Ponieważ w poprzednich badaniach nie udało się wykryć wody w centralnych obszarach podobnie starzejących się dysków, astronomowie podejrzewali, że może ona nie przetrwać ostrego promieniowania gwiazdy, prowadząc do suchego środowiska dla formowania się jakichkolwiek skalistych planet.
Astronomowie nie wykryli jeszcze żadnych planet formujących się w wewnętrznym dysku PDS 70. Dostrzegają jednak surowce do budowy skalistych światów w postaci krzemianów. Wykrycie pary wodnej sugeruje, że jeśli formują się tam planety skaliste, będą one miały dostęp do wody od samego początku.
Znaleźliśmy stosunkowo dużą ilość małych ziaren pyłu. W połączeniu z wykrytą przez nas parą wodną, wewnętrzny dysk jest bardzo ekscytującym miejscem.powiedział współautor Rens Waters z Radboud University w Holandii.
Jakie jest pochodzenie wody?
Odkrycie rodzi pytanie, skąd pochodzi woda. Zespół MINDS rozważył dwa różne scenariusze, aby wyjaśnić swoje odkrycie.
Jedną z możliwości jest to, że cząsteczki wody tworzą się w miejscu, w którym je wykrywamy, podczas łączenia się atomów wodoru i tlenu. Druga możliwość jest taka, że pokryte lodem cząsteczki pyłu są transportowane z chłodnego dysku zewnętrznego do gorącego dysku wewnętrznego, gdzie lód wodny sublimuje i zamienia się w parę. Taki system transportu byłby zaskakujący, ponieważ pył musiałby pokonać dużą lukę wyrzeźbioną przez dwie gigantyczne planety.
Innym pytaniem postawionym przez odkrycie jest to, w jaki sposób woda mogłaby przetrwać tak blisko gwiazdy, gdy światło ultrafioletowe gwiazdy powinno rozbijać wszelkie cząsteczki wody. Najprawdopodobniej otaczający materiał, taki jak pył i inne cząsteczki wody, służy jako tarcza ochronna. W rezultacie woda wykryta w wewnętrznym dysku PDS 70 mogła przetrwać zniszczenie.
Ostatecznie zespół użyje dwóch kolejnych instrumentów Webba, NIRCam (kamera bliskiej podczerwieni) i NIRSpec (spektrograf bliskiej podczerwieni) do zbadania systemu PDS 70 w celu uzyskania jeszcze lepszego zrozumienia.
Nowy, spektakularny obraz opublikowany dzisiaj przez Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO) daje nam wskazówki, w jaki sposób mogły powstać planety o masach Jowisza. Dzięki Bardzo Dużemu Teleskopowi (VLT) oraz Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), naukowcy wykryli wielkie skupiska pyłu w pobliżu młodej gwiazdy, które mogą zapaść się, tworząc olbrzymie planety.
Niniejsze odkrycie jest prawdziwie urzekające, gdyż oznacza pierwsze wykrycie skupisk wokół młodej gwiazdy mających potencjał dania początku olbrzymim planetom.mówi Alice Zurlo, badaczka z Universidad Diego Portales, Chile, zaangażowana w obserwacje.
Praca opiera się na hipnotyzującym obrazie uzyskanym przy pomocy instrumentu Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch (SPHERE) na należącym do ESO teleskopie VLT, który przedstawia fascynujące szczegóły materii wokół gwiazdy V960 Mon. Ta młoda gwiazda znajduje się ponad 5000 lat świetlnych od nas w kierunki gwiazdozbioru Jednorożca i przyciągnęła uwagę astronomów, gdy w 2014 roku nagle zwiększyła jasność ponad 20 razy. Obserwacje SPHERE przeprowadzone krótko po rozpoczęciu tego „rozbłysku” jasności ujawniły, że materia krążąca wokół V960 Mon gromadzi się w serii skomplikowanych ramion spiralnych rozciągających się na odległości większe niż cały Układ Słoneczny.
Odkrycie zmotywowało astronomów do analizy archiwalnych obserwacji tego systemu wykonanych przy pomocy sieci ALMA, w której ESO jest partnerem. Obserwacje VLT badają powierzchnię materii pyłowej wokół gwiazdy, natomiast ALMA może zajrzeć w strukturę tej materii.
Po lewej stronie w kolorze żółtym znajduje się zdjęcie młodej gwiazdy V960 Mon i otaczającego ją materiału pyłowego, wykonane za pomocą instrumentu Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch (SPHERE) zainstalowanego na Bardzo Dużym Teleskopie ESO (VLT). Światło, które odbija się od zapylonej materii krążącej wokół gwiazdy, ulega polaryzacji – co oznacza, że oscyluje w ściśle określonym kierunku, a nie losowo – a następnie jest wykrywane przez SPHERE, ujawniając hipnotyzujące ramiona spiralne. Odkrycia te zmotywowały astronomów do przeanalizowania archiwalnych obserwacji tego samego układu wykonanych za pomocą Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), w którym ESO jest partnerem. Wyniki tej analizy można zobaczyć po prawej stronie w kolorze niebieskim. Długości fal światła, przy których ALMA prowadzi obserwacje, pozwalają na wniknięcie głębiej w orbitujący materiał, ujawniając, że ramiona spiralne ulegają fragmentacji i tworzą kępy o masach podobnych do mas planet. Kępy te mogą się kurczyć i zapadać w procesie znanym jako “niestabilność grawitacyjna”, tworząc gigantyczne planety.
Dzięki ALMA stało się jasne, że ramiona spiralne przechodzą fragmentację, w efekcie czego powstają skupiska o masach zbliżonych do mas planet.mówi Zurlo.
Astronomowie sądzą, że olbrzymie planety powstają albo w wyniku „akrecji na jądro”, gdy ziarna pyłu łączą się, albo na skutek „niestabilności grawitacyjnej”, gdy duże fragmenty materii wokół gwiazdy kurczą się i zapadają. O ile naukowcy znaleźli wcześniej dowód na pierwszy z tych scenariuszy, to poparcie dla drugiego było niewielkie.
Nikt wcześniej nie widział rzeczywistych obserwacji niestabilności grawitacyjnej następującej w skalach planetarnych – aż do tej porywskazuje Philipp Weber, naukowiec z University of Santiago (Chile), który kierował badaniami opublikowanymi dzisiaj w The Astrophysical Journal Letters.
Nasza grupa poszukiwała śladów formowania się planet przez ponad dziesięć lat i nie moglibyśmy być bardziej podekscytowani tym niesamowitym odkryciemmówi członek zespołu Sebastián Pérez z University of Santiago (Chile).
Instrumenty ESO pomogą astronomom odkryć więcej szczegółów tego fascynującego systemu planetarnego będącego w trakcie tworzenia, a Ekstremalnie Wielki Teleskop (ELT), odegra w tym kluczową rolę. ELT jest obecnie w trakcie budowy przez ESO na chilijskiej pustyni Atakama. Będzie w stanie obserwować system dokładniej niż kiedykolwiek wcześniej, zbierając kluczowe obserwacje na jego temat.
ELT umożliwi zbadanie chemicznej złożoności otoczenia tych skupisk, pomagając nam w lepszym poznaniu składu materii, z której tworzą się potencjalne planety.podsumowuje Weber.
Nasz Układ Słoneczny ma chaotyczną przeszłość. Ziemia i inne planety znajdują się teraz na stabilnych orbitach, ale podczas formowania doświadczyły drastycznych zmian lokalizacji. Jowisz był prawdopodobnie znacznie bliżej Słońca niż obecnie, a jego przesunięcie nie tylko przesunęło inne planety, ale także oczyściło Układ Słoneczny z gruzu, rzucając większość z nich do Obłoku Oorta.
Obłok Oorta znajduje się na krawędzi grawitacyjnej Układu Słonecznego. Od czasu do czasu kawałek lodowej materii dostaje grawitacyjne bodźce w kierunku wewnętrznego Układu Słonecznego i staje się jedną z wielu komet, które widzimy. Podczas gdy większość szczątków Obłoku Oorta jest prawdopodobnie stosunkowo mała, możliwe jest, że się tam obiekty wielkości planety, nawet bardziej odległe niż hipotetyczna planeta X.
Część szczątków wyrzuconych z wewnętrznego Układu Słonecznego została prawdopodobnie wyrzucona jeszcze dalej. Przy takiej prędkości uniknęły grawitacji Słońca i dryfowały w przestrzeni międzygwiezdnej. Wiemy, że jest to możliwe, ponieważ mieliśmy co najmniej dwóch kometarnych gości z innych systemów gwiezdnych, Oumuamua w 2017 roku i Borisowa w 2019 roku. Zaobserwowaliśmy również planety zbójeckie, które zerwały więzy grawitacyjne swojej gwiazdy macierzystej. W skali kosmicznej w galaktyce jest mnóstwo niebiańskich sierot.
W jaki sposób Słońce mogło uchwycić świat o masie Saturna. Źródło: Raymond, et al
Ale to również rodzi interesujące pytanie. Jeśli młody układ planetarny może odrzucić komety i planety, czy inne systemy gwiezdne mogą uchwycić niektóre z tych światów? Jest to temat nowego artykułu opublikowanego w Monthly Notices of the Royal Astronomy Society.
Zespół przeprowadził serię symulacji komputerowych, analizując, w jaki sposób układy planetarne odrzucają duże planety i jak układ planetarny może je złapać. Taniec grawitacyjny jest nieco trudny, ponieważ aby zostać odrzuconym z planety, musi uzyskać wystarczającą energię kinetyczną, aby opuścić przyciąganie swojej gwiazdy. Ale oznacza to również, że ma tak dużo energii kinetycznej, że trudno jest innemu systemowi gwiezdnemu ją utrzymać. Podobnie jak w przypadku wizyt Oumuamua i Borisova, większość niebiańskich spotkań z nieuczciwą planetą byłaby ulotna.
Ale zespół odkrył, że grawitacyjne przyciąganie samej galaktyki może tłumić ruch zbójeckiej planety, a zatem niewielki ułamek spotkań na niebie zobaczy, że gwiazda złapie planetę i uzna ją za nowy świat. Największa szansa na to nie jest wtedy, gdy planeta przechodzi blisko gwiazdy, ale raczej wtedy, gdy dryfuje tuż wewnątrz swojego Obłoku Oorta. Większość planet przechwyconych przez gwiazdę znajdzie się na zewnętrznej krawędzi układu.
Na podstawie ich obliczeń do 10% pierwotnych planet gwiazdy może dryfować w głęboki kosmos. Biorąc pod uwagę dynamikę galaktyki i wczesnego Układu Słonecznego, istnieje około 7% szans, że nasz Układ Słoneczny ma przechwyconą lodową olbrzymię w Obłoku Oorta. Szanse te są wyższe niż szansa, że lodowy gigant utworzony w Układzie Słonecznym został wypchnięty do Obłoku Oorta, co stanowi około 1 szansy na 200.
Jeśli więc na skraju Układu Słonecznego znajduje się planeta, jest bardziej prawdopodobne, że będzie to adoptowane dziecko niż jedno z potomków Słońca. Nadal jest najbardziej prawdopodobne, że Obłok Oorta nie ma dużych światów, ale to badanie pokazuje, że układy planetarne nie zawsze powstają w izolacji i istnieje wiele systemów gwiezdnych, które prawdopodobnie są mieszanymi rodzinami.
W kosmosie kataklizmiczne wydarzenia zdarzają się gwiazdom przez cały czas. Niektóre eksplodują jako supernowe, niektóre zostają rozerwane przez czarne dziury, a niektóre cierpią z powodu innego losu. Ale jeśli chodzi o planety, gwiazdy odwracają losy wydarzeń. Gwiazdy regularnie dokonują zniszczenia. Rozszerzające się czerwone olbrzymy pochłaniają i niszczą planety, które znajdują się zbyt blisko, a nowe badania dokładniej przyglądają się procesowi pochłaniania gwiazd.
Gwiazdy takie jak nasze Słońce w końcu staną się czerwonymi olbrzymami. Poprzez fuzję jądrową przekształcają masę w energię. W ciągu swojego życia zrzucają tyle masy i energii, że w końcu rozszerzają się i zmieniają kolor na czerwony. Dla planet, które znajdują się zbyt blisko tych spuchniętych sfer, oznacza to koniec. W końcu zostają pochłonięte i całkowicie zniszczone. Wiele badań zagłębiło się w proces pochłaniania planet, a nowe badania obliczyły, że jedna na dziesięć wyewoluowanych gwiazd w Drodze Mlecznej pochłonie planety o masie Jowisza.
Badanie nosi tytuł “Giant planet engulfment by evolved giant gas: light curves, asteroseismology, and survivability”. Pierwszym autorem jest Christopher O’Connor. O’Connor jest doktorantem na Wydziale Astronomii Cornell University. Badanie nie zostało jeszcze zrecenzowane.
Badania koncentrują się na dwóch typach wyewoluowanych gwiazd, które są ze sobą ściśle powiązane: gwiazdach czerwonego olbrzyma (RGB) i gwiazdach Asymptotic Giant Branch (AGB). Oba są bardzo podobne, a w rzeczywistości gwiazdy RGB mogą stać się gwiazdami AGB. Termin “gwiazda wyewoluowana” jest wystarczająco opisowy, aby objąć oba, a w tej pracy ważne jest to, że gwiazdy RGB i gwiazdy AGB opuściły ciąg główny.
Gdy te wyewoluowane gwiazdy tracą masę, rozszerzają się, a na tym etapie wszelkie planety znajdujące się blisko są w niebezpieczeństwie. Otoczka konwekcyjna gwiazdy pęcznieje i usidla planetę. Powoduje to opór, który powoduje, że planeta spiralnie kieruje się do wewnątrz w kierunku gwiazdy. Astronomowie wiedzą o tym i w tej pracy autorzy zbadali częstotliwość tych zdarzeń i reakcję gwiazd. Opisują gwiazdę podobną do Słońca jako gwiazdę o masie od 1 do 2 mas Słońca. Około 10% tych gwiazd pochłonie planetę o masie od 1 do 10 mas Jowisza. Dla tych relacji masowych spirala zajmie od 10 do 100 lat lub od 100 do 1000 orbit.
Aby określić te zakresy i jak reaguje gwiazda, naukowcy wykorzystali otwarte oprogramowanie astronomiczne o nazwie MESA (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics). “Używamy oprogramowania Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA) do śledzenia reakcji gwiazdy na depozycję energii, jednocześnie ewoluując orbitę planety” – wyjaśniają. MESA ujawniła, w jaki sposób różne wyewoluowane gwiazdy reagowały na pochłaniające planety o różnych masach.
Podczas gdy wiele wydarzeń astrofizycznych rozgrywa się na przestrzeni tysięcy, milionów, a nawet setek milionów lat, pochłonięcie planety jest znacznie szybszym procesem. Ale zanim planeta i gwiazda wejdą w kontakt, dwie rzeczy przyciągają je do siebie: ekspansja gwiazd i rozpad orbity. Jest to pierwsza faza pochłonięcia, w której tarcie pływowe powoduje rozpad orbity planety. Autorzy wyjaśniają, że tarcie pływowe jest “najprawdopodobniej spowodowane turbulentnym rozpraszaniem w otoczce konwekcyjnej gwiazdy”. W tym momencie procesu opór z korony gwiazdowej i wiatru gwiazdowego jest minimalny.
Gdy gwiazda i planeta zaczynają się ze sobą stykać, wszystko się zmienia. Tarcie pływowe schodzi na dalszy plan, aby pociągnąć za sobą siły. Autorzy nazywają to fazą “wypasu”. “Hydrodynamiczna interakcja gwiazdy i planety jest złożona i trójwymiarowa” – piszą. Złożoność fazy wypasu może obejmować zjawiska takie jak wyrzucanie materii z gwiazdy oraz optyczne i rentgenowskie stany przejściowe wywołane wstrząsami. Ale to badanie na razie pozostawia te zjawiska na boku.
Ten rysunek z artykułu pokazuje ciepło zdeponowane w gwiazdach w późniejszej fazie wdechu. RGB i AGB w legendzie są modelowanymi gwiazdami macierzystymi o różnych masach. Oś x pokazuje masę planety, a oś y pokazuje ilość zdeponowanego ciepła. Oczywiście, im masywniejsza planeta, tym więcej ciepła jest zdeponowane. Zdjęcie: O’Connor. 2023.
Skupiamy się na późniejszej” inspirującej “fazie pochłonięcia, kiedy planeta jest całkowicie zanurzona w otoczce.piszą.
Kiedy planeta znajduje się w fazie wdechu, odkłada ciepło na gwiazdę. Druga część tej fazy nazywana jest późną fazą wdechową, a ciepło dodawane do gwiazdy podczas tej fazy jest w dużej mierze odpowiedzialne za reakcję gwiazdy. Masa planety jest czynnikiem decydującym o tym, ile ciepła jest zdeponowane. Ogólne wyniki naukowców pokazują, że dla obu typów wyewoluowanych gwiazd pochłaniających planetę po niskiej stronie zakresu, do trzech mas Jowisza, zmiany w strukturze gwiazdy są łagodne do umiarkowanych. Jasność gwiazdy wzrasta nawet o jedną wielkość w ciągu zaledwie kilku lat. Jaśniejsze gwiazdy mogą doświadczyć podwójnego szczytu.
W przypadku gwiazd w późniejszych stadiach AGB, pochłonięta planeta może spowodować poważne zakłócenia w zewnętrznych warstwach gwiazdy. Może wywołać naddźwiękową ekspansję zewnętrznych warstw gwiazdy. W tym przypadku gwiazdy mogą przypominać Luminous Red Novae (LRN), ponieważ wytwarzają jasne, czerwone, pyłowe erupcje.
Ten rysunek z badań pokazuje zmiany promienia i wielkości gwiazdowej dla jednej z gwiazd macierzystych modelowanych w badaniach. Górny panel pokazuje, w jaki sposób gwiazda może rozszerzać się i kurczyć wielokrotnie podczas pochłaniania. Dolny panel pokazuje, jak zmienia się wielkość gwiazdy. Zdjęcie: O’Connor 2023.
Niezależnie od rodzaju gwiazdy, masy planety i tego, jak gwiazda reaguje na pochłonięcie, los planety jest zawsze taki sam: rozerwanie pływowe.
Badanie to ma ograniczone zastosowanie do naszego Układu Słonecznego. Nasze Słońce stanie się czerwonym olbrzymem za kilka miliardów lat, ale jeśli wcześniej nie wydarzy się coś ekstremalnie destrukcyjnego, Jowisz jest poza zasięgiem. Zamiast tego wewnętrzne skaliste planety stoją w obliczu pochłonięcia.
Badanie to opiera się na symulacjach, a nie obserwacjach, ale symulacje mogą pomóc astronomom zidentyfikować rzeczywistą rzecz, kiedy to się dzieje. Pochłonięcia są zdarzeniami przejściowymi, a niektóre istniejące i przyszłe teleskopy i obserwatoria koncentrują się wyłącznie na zjawiskach przejściowych i astronomii w dziedzinie czasu. Kiedy Obserwatorium Vera Rubin zostanie uruchomione około sierpnia 2024 roku, dostrzeże wiele przejściowych zdarzeń, z których niektóre będą wyewoluowanymi gwiazdami pochłaniającymi planety o masie Jowisza.
Ta strona używa plików cookie, aby poprawić swoje działanie. Zakładamy, że się z tym zgadzasz, ale możesz zrezygnować, jeśli chcesz. Czytaj więcej
Cookies to małe pliki tekstowe, które mogą być wykorzystywane przez strony internetowe w celu usprawnienia doświadczenia użytkownika. Prawo stanowi, że możemy przechowywać pliki cookie na Twoim urządzeniu, jeśli są one absolutnie niezbędne do działania tej strony. W przypadku wszystkich innych rodzajów plików cookie potrzebujemy Twojej zgody. Ta strona wykorzystuje różne rodzaje plików cookie. Niektóre pliki cookie są umieszczane przez usługi stron trzecich, które pojawiają się na naszych stronach.
Niezbędne pliki cookie umożliwiają korzystanie ze strony internetowej poprzez umożliwienie podstawowych funkcji, takich jak nawigacja po stronie i dostęp do zabezpieczonych obszarów strony. Strona internetowa nie może działać prawidłowo bez tych plików cookie.
Marketingowe pliki cookie są wykorzystywane do śledzenia odwiedzających w różnych witrynach. Celem jest wyświetlanie reklam, które są istotne i angażujące dla poszczególnych użytkowników, a tym samym bardziej wartościowe dla wydawców i reklamodawców zewnętrznych.
Pliki cookie Analytics pomagają właścicielom stron internetowych zrozumieć, w jaki sposób odwiedzający wchodzą w interakcje ze stronami internetowymi, poprzez anonimowe zbieranie i raportowanie informacji.
Pliki cookie dotyczące preferencji umożliwiają stronie internetowej zapamiętanie informacji, które zmieniają sposób zachowania lub wygląd strony internetowej, np. preferowany język lub region, w którym się znajdujesz.
