Jak trzy żelazne pierścienie mogą na nowo zdefiniować powstawanie planet

Trójpierścieniowa struktura w obszarze dysku okołogwiazdowego, w którym powstają planety, gdzie minerały i metale służą jako składowisko elementów budulcowych planet.

Zespół badawczy, w skład którego wchodzą astronomowie z Instytutu Astronomii Maxa Plancka (MPIA), odkrył trójpierścieniową strukturę żłobka planetarnego w wewnętrznym dysku młodej gwiazdy, w którym powstają planety. Ta konfiguracja sugeruje dwa Jowisz– Planety posiadające masę tworzą się w szczelinach pomiędzy pierścieniami. Szczegółowa analiza jest zgodna z dużą ilością stałych ziaren żelaza, które uzupełniają skład pyłu. W rezultacie dysk prawdopodobnie zawiera minerały i metale podobne do tych, które można znaleźć na planetach ziemskich Układu Słonecznego. Daje wgląd w warunki podobne do panujących we wczesnym Układzie Słonecznym ponad cztery miliardy lat temu, podczas powstawania planet skalistych, takich jak Merkury. Wenusi ziemia.

Trzy żelazne pierścienie w dysku tworzącym planety

Pochodzenie Ziemi i Układu Słonecznego inspiruje zarówno naukowców, jak i opinię publiczną. Badając obecny stan naszej macierzystej planety i innych ciał Układu Słonecznego, badacze stworzyli szczegółowy obraz warunków, w jakich wyewoluowały one z dysku pyłu i gazu otaczającego młode Słońce około 4,5 miliarda lat temu.

Trzy pierścienie wskazują dwie planety

Dzięki niesamowitemu postępowi w badaniach nad powstawaniem gwiazd i planet ukierunkowanych na odległe ciała niebieskie, możemy teraz badać warunki w środowiskach otaczających młode gwiazdy i porównywać je z warunkami panującymi we wczesnym Układzie Słonecznym. Korzystanie z Europejskiego Obserwatorium Południowego (Eso) Bardzo duży teleskop VLTI dokonał międzynarodowy zespół badaczy kierowany przez Józefa Vargę z Obserwatorium Konkoli w Budapeszcie na Węgrzech. Zaobserwowali dysk tworzący planety młodej gwiazdy HD 144432, oddalony o około 500 lat świetlnych.

Zdjęcie z lotu ptaka Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) Europejskiego Obserwatorium Południowego na szczycie Cerro Paranal na pustyni Atakama w Chile. Interferometr VLT (VLTI) łączy światło czterech teleskopów, umożliwiając obrazowanie odległych ciał niebieskich w wysokiej rozdzielczości. Źródło zdjęcia: G.Hüdepohl (atacamaphoto.com)/ESO

„Badając rozkład pyłu w wewnętrznym obszarze dysku, po raz pierwszy odkryliśmy złożoną strukturę, w której w takim środowisku pył ​​gromadzi się w trzech koncentrycznych pierścieniach” – mówi Roy van Bokel. Jest naukowcem w Instytucie Astronomii Maxa Plancka (MPIA) w Heidelbergu w Niemczech i współautorem głównego artykułu badawczego opublikowanego w czasopiśmie Astronomia i astrofizyka. „Region ten odpowiada regionowi, w którym w Układzie Słonecznym utworzyły się planety skaliste” – dodaje Van Bokel. W porównaniu z Układem Słonecznym, pierwszy pierścień wokół HD 144432 znajduje się na orbicie Merkurego, a drugi jest blisko MarsŚcieżka. Co więcej, trzeci pierścień z grubsza odpowiada orbicie Jowisza.

Do tej pory astronomowie znajdowali takie formacje głównie w większych skalach, które odpowiadały światom znajdującym się poza kosmosem Saturn Krąży wokół słońca. Układy pierścieni znalezione w dyskach otaczających młode gwiazdy zazwyczaj wskazują, że planety powstały w szczelinach, gdy na ich drodze zgromadził się pył i gaz. Jednakże HD 144432 jest pierwszym przykładem tak złożonego układu pierścieni znajdującego się tak blisko swojej gwiazdy macierzystej. Występuje na obszarze bogatym w pył, który jest budulcem planet skalistych, takich jak Ziemia. Zakładając, że pierścienie wskazują na obecność dwóch planet tworzących się w szczelinach, astronomowie oszacowali, że ich masy są mniej więcej podobne do mas Jowisza.

Warunki mogą być podobne do tych we wczesnym Układzie Słonecznym

Astronomowie określili skład pyłu na dysku aż do oddzielenia się od gwiazdy centralnej, co odpowiada odległości Jowisza od Słońca. To, co odkryli, jest bardzo znane naukowcom badającym Ziemię i planety skaliste w Układzie Słonecznym: różne krzemiany (związki krzemu i tlenu z metalami) i inne minerały występujące w skorupie i płaszczu Ziemi, a także być może metaliczne żelazo występujące na Merkurym i Ziemi. Rdzenie. Jeśli badanie to się potwierdzi, będzie pierwszym, które wykryje żelazo w dysku tworzącym planety.

Ta ilustracja jest schematycznym diagramem HD 144432 zaobserwowanym za pomocą VLTI. Dane są zgodne ze strukturą trzech koncentrycznych pierścieni. Szczeliny pomiędzy pierścieniami zazwyczaj wskazują, że duże planety powstają w wyniku akrecji pyłu i gazu na ich orbicie wokół gwiazdy macierzystej. Minerały krzemianowe występują głównie w postaci kryształów w wewnętrznej strefie gorącej. Sprzężenie zwrotne VLTI nie może ograniczyć zimnego dysku zewnętrznego. Źródło: © J. Varga i in. /MPIA

„Jak dotąd astronomowie wyjaśniali obserwacje pyłowych dysków mieszaniną pyłu węglowego i krzemianowego, czyli materiałów, które widzimy niemal wszędzie we wszechświecie” – wyjaśnia Van Bokel. Jednakże z chemicznego punktu widzenia mieszanina żelaza i krzemianu jest bardziej akceptowalna w gorących obszarach wewnętrznych tarcz. Rzeczywiście, model chemiczny, który Varga, główny autor oryginalnego artykułu badawczego, zastosował do danych, daje lepsze wyniki, gdy zamiast węgla wprowadza się żelazo.

Co więcej, temperatura pyłu obserwowana w HD 144432 może sięgać 1800 K (około 1500 stopni). Celsjusz) na wewnętrznej krawędzi i umiarkowaną temperaturę 300 K (około 25 °C) na zewnątrz. Metale i żelazo topią się i ponownie kondensują, często w kryształy, w gorących obszarach w pobliżu gwiazdy. W przeciwieństwie do tego ziarna węgla nie przetrwają ciepła i zamiast tego istnieją w postaci gazowego tlenku węgla lub dwutlenku węgla. Jednakże węgiel może nadal być ważnym składnikiem cząstek stałych w zimnym dysku zewnętrznym, czego nie można śledzić w obserwacjach przeprowadzonych w ramach tego badania.

Pył bogaty w żelazo i ubogi w węgiel również dobrze nadaje się do warunków panujących w Układzie Słonecznym. Merkury i Ziemia to planety bogate w żelazo, podczas gdy Ziemia zawiera stosunkowo mało węgla. „Uważamy, że dysk HD 144432 może być bardzo podobny do wczesnego Układu Słonecznego, który dostarczał większość żelaza dla planet skalistych, które znamy dzisiaj” – mówi van Bokel. „Nasze badanie może być kolejnym przykładem pokazującym, że powstawanie naszego Układu Słonecznego może być dość typowe”.

Interferometria rozwiązuje drobne szczegóły

Odzyskanie wyników było możliwe jedynie dzięki obserwacjom o wyjątkowo wysokiej rozdzielczości, dostarczonym przez VLTI. Łącząc cztery 8,2-metrowe teleskopy VLT w Obserwatorium Paranal w Europejskim Obserwatorium Południowym, mogą rozpoznawać szczegóły tak, jakby astronomowie używali teleskopu z 200-metrowym zwierciadłem głównym. Varga, van Bokel i ich współpracownicy uzyskali dane za pomocą trzech instrumentów, aby uzyskać szerokie pokrycie długości fali od 1,6 do 13 mikrometrów, co reprezentuje światło podczerwone.

MPIA dostarczyła elementy biotechnologiczne do dwóch instrumentów: GRAVITY i wieloaperturowego eksperymentu spektroskopowego w średniej podczerwieni (MATISSE). Jednym z głównych celów Mattisa jest badanie skalistych obszarów tworzących planety wokół młodych gwiazd. „Przyglądając się wnętrzom dysków protoplanetarnych wokół gwiazd, naszym celem jest zbadanie pochodzenia różnych minerałów zawartych w dysku – minerałów, które później utworzą stałe składniki planet takich jak Ziemia” – mówi Thomas Henning, dyrektor MPIA i badacz. Uczestnik PI narzędzia MATISSE.

Jednak wytworzenie obrazów interferometrycznych, takich jak te, do których jesteśmy przyzwyczajeni uzyskiwać z pojedynczych teleskopów, nie jest łatwe i czasochłonne. Najbardziej efektywnym wykorzystaniem cennego czasu obserwacji do rozszyfrowania struktury obiektu jest porównanie rzadkich danych z modelami możliwych konfiguracji obiektów docelowych. W przypadku HD 144432 struktura trójpierścieniowa lepiej reprezentuje dane.

Jak powszechne są dyski bogate w żelazo, w których powstają planety?

Oprócz Układu Słonecznego, HD 144432 wydaje się stanowić kolejny przykład planet powstających w środowisku bogatym w żelazo. Jednak astronomowie na tym nie poprzestaną. „Nadal mamy kilku obiecujących kandydatów, którzy czekają, aż VLTI przyjrzy się bliżej” – podkreśla Van Bokel. W ramach poprzednich obserwacji zespół odkrył szereg dysków wokół młodych gwiazd, które wskazują konfiguracje warte ponownego zbadania. Odkryją jednak jego szczegółową strukturę i skład chemiczny przy użyciu najnowocześniejszych urządzeń VLTI. W końcu astronomom być może uda się wyjaśnić, czy planety powstają zazwyczaj w dyskach pyłowych bogatych w żelazo w pobliżu swoich gwiazd macierzystych.

Odniesienie: „Dowody średniej podczerwieni dla pyłu bogatego w żelazo w wewnętrznym dysku wielopierścieniowym HD 144432” autorstwa J. Varga, LBFM Waters, M. Hogerheijde, R. van Boekel, A. Matter, B. Lopez, K. Perraut, L. Chen, D. Nadella, S. Wolf, C. Dominik, Á. Cosbal, B. Abraham, J.-C. Augereau, p. Polly, J. Bordarot, A. Carati lub Jarati, F. Cruz Saenz de Mira, WC Danchi, V. Gamez Rosas, Th. Henning, K.-H. Hoffmana, M. Holley, J. W. Isbell, W. Jaffe, T. Juhasz, V. Kekskemethy, J. Cobos, E. Kokulina, L. Labady, F. Leco, F. Mellor, A. Moore, N. Morugao, E. Pantin, D. Schertel, M. Schick, L. Van Haestera, J. Weigelt, J. Wellsa i B. Wojtek, 8 stycznia 2024, Astronomia i astrofizyka.
doi: 10.1051/0004-6361/202347535

Badacze MPIA zaangażowani w to badanie to: Roy van Boekel, Marten Scheuck, Thomas Henning, Jacob W. Isbell, Ágnes Kóspál (także Centrum Badawcze HUN-REN ds. Astronomii i Nauk o Ziemi, Obserwatorium Konkoli, Budapeszt, Węgry). [Konkoly]; CSFK, Centrum Doskonałości MTA, Budapeszt, Węgry [CSFK]; Uniwersytet ELTE Eötvös Loránd, Budapeszt, Węgry [ELTE]), Alessio Carati lub Garatti (również INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Neapol, Włochy).

Pozostali akcjonariusze to: J. Varga (Concoli; CSFK; Obserwatorium w Leiden, Holandia). [Leiden]), LBFM Waters (Uniwersytet Radboud, Nijmegen, Holandia; SRON, Leiden, Holandia), M. Hogerheijde (Leiden; Uniwersytet w Amsterdamie, Holandia) [UVA]), A. Mater (Observatoire de la Côte d'Azur/CNRS, Nicea, Francja [OCA]), B. Lopeza (OCA), K. Peru (Université Grenoble Alpes/CNRS/IPAG, Francja [IPAG]), L. Chen (Konkoly; CSFK), D. Nadella (Leiden), S. Wolf (Uniwersytet w Kilonii, Niemcy [UK]), C. Dominic (UVA), P. Abraham (Konkoli; CSFK; ELTE), J.-C. Augereau (IPAG), P. Boley (OCA), G. Bourdarot (Instytut Fizyki Pozaziemskiej im. Maxa Plancka, Garching, Niemcy), F. Cruz-Saénz de Miera (Konkoly; CSFK; Uniwersytet w Tuluzie, Francja), W. C. Danchi (NASA Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda, Greenbelt, USA), V. Gámez Rosas (Leiden), K.-H. Hoffmanna (Instytut Radioastronomii Maxa Plancka, Bonn, Niemcy [MPIfR]), M. Houllé (OCA), W. Jaffe (Leiden), T. Juhász (Konkoly; CSFK; ELTE), V. Kecskeméthy (ELTE), J. Kobus (Wielka Brytania), E. Kokoulina (Uniwersytet w Liège, Belgia ; OCA), L. Labadie (Uniwersytet w Kolonii, Niemcy), F. Lykou (Konkoly; CSFK), F. Millour (OCA), A. Moór (Konkoly; CSFK), N. Morujão (Universidade de Lisboa i Universidade do Porto, Portugalia), E. Pantin (AIM, CEA/CNRS, Gif-sur-Yvette, Francja), D. Schertl (MPIfR), L. van Haastere (Leiden), G. Weigelt (MPIfR), J. Woillez (Europejskie Obserwatorium Południowe, Garching, Niemcy ), P. Woitke (Instytut Badań Kosmicznych, Austriacka Akademia Nauk, Graz, Austria), Współpraca MATISSE i GRAVITY