تاریخ کیهانی می‌تواند ویژگی‌های عطارد، زهره، زمین و مریخ را توضیح دهد!!

 

 

این واضح‌ترین تصویری است که تاکنون توسط آلما گرفته شده است – واضح‌تر از آنچه که معمولاً در نور مرئی با تلسکوپ فضایی هابل ناسا/ESA به دست می‌آید. این دیسک پیش‌سیاره‌ای را نشان می‌دهد که ستاره جوان HL Tauri را احاطه کرده است. این مشاهدات جدید آلما زیرساخت‌هایی را در داخل دیسک نشان می‌دهد که قبلاً هرگز دیده نشده‌اند و حتی موقعیت‌های احتمالی سیارات را نشان می‌دهند که در تکه‌های تاریک درون منظومه شکل می‌گیرند. اعتبار: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

 

ستاره‌شناسان موفق شده‌اند خواص سیارات درونی منظومه شمسی را با تاریخ کیهانی ما مرتبط کنند: با ظهور ساختارهای حلقه‌ای در قرص چرخان گاز و غبار که این سیارات در آن شکل گرفته‌اند. حلقه‌ها با ویژگی‌های فیزیکی اساسی مانند انتقال از یک منطقه بیرونی در ارتباط هستند که در آن یخ می‌تواند تشکیل شود ، جایی که آب فقط می‌تواند به صورت بخار آب وجود داشته باشد. ستاره‌شناسان از گسترش شبیه‌سازی برای کشف احتمالات مختلف تکامل سیاره درونی استفاده کردند. نواحی داخلی منظومه شمسی ما یک نتیجه نادر، اما ممکن از این تکامل است.

 

تصویر پهنای شکل‌گیری سیاره در اطراف ستاره‌ها برای دهه‌ها بدون تغییر بوده است. اما بسیاری از جزئیات هنوز توضیح داده نشده است – و جستجو برای توضیحات بخش مهمی از تحقیقات فعلی است. اکنون، گروهی از ستاره‌شناسان به رهبری آندره ایزیدورو از دانشگاه رایس، که شامل برترام بیتش از مؤسسه نجوم ماکس پلانک است، توضیحی برای این امر یافته‌اند که چرا سیارات درونی منظومه شمسی ما دارای ویژگی‌هایی هستند که ما مشاهده می‌کنیم.

 

یک دیسک چرخان و حلقه‌هایی که همه چیز را تغییر می‌دهد

در اطراف یک ستاره جوان، “دیسک پیش سیاره‌ای” از گاز و غبار تشکیل می‌شود و در داخل آن دیسک اجسام کوچک بزرگتری رشد می‌کنند که در نهایت به قطر هزاران کیلومتر می‌رسند، یعنی: تبدیل شدن سیارات اما در سال‌های اخیر، به لطف روش‌های رصدی مدرن، تصویر مدرن شکل‌گیری سیاره اصلاح شده و در جهت‌های بسیار خاصی تغییر کرده است.

 

قابل‌توجه‌ترین تغییر توسط یک تصویر واقعی ایجاد شد: اولین تصویری که توسط رصد آلما پس از تکمیل آن در سال 2014 گرفته شد. این تصویر صفحه پیش سیاره‌ای را در اطراف ستاره جوان HL Tauri با جزئیات بی‌سابقه‌ای نشان می‌دهد و خیره‌ کننده‌ترین جزئیات به یک تو در تو می‌رسد. ساختار حلقه‌ها و شکاف‌های به وضوح قابل مشاهده در آن دیسک هستند.

 

همانطور که محققان درگیر در شبیه‌سازی ساختارهای دیسک پیش سیاره‌ای این مشاهدات جدید را انجام دادند، مشخص شد که چنین حلقه ها و شکاف‌هایی معمولاً با “برآمدگی‌های فشار” مرتبط هستند، جایی که فشار محلی تا حدودی کمتر از مناطق اطراف است. این تغییرات موضعی معمولاً با تغییراتی در ترکیب دیسک، عمدتاً در اندازه دانه‌های غبار مرتبط است.

 

سه انتقال کلیدی که سه حلقه ایجاد می‌کند

به طور خاص، برآمدگی‌های فشار مرتبط با انتقال‌های مهمی در دیسک وجود دارد که می‌توانند مستقیماً به فیزیک بنیادی مرتبط شوند. بسیار نزدیک به ستاره، در دمای بالاتر از 1400 کلوین، ترکیبات سیلیکات (فکر می‌کنیم “دانه‌های شن”) گازی هستند – برای وجود آنها در هر حالت دیگری خیلی گرم است. البته این بدان معناست که سیارات نمی‌توانند در چنین منطقه گرمی تشکیل شوند. در زیر آن دما، ترکیبات سیلیکات “تصعید” می‌شوند، یعنی هر گاز سیلیکات مستقیماً به حالت جامد تبدیل می‌شود. این برآمدگی فشار یک مرز داخلی کلی برای تشکیل سیاره را مشخص می‌کند.

 

دورتر، در 170 کلوین (100- درجه سانتیگراد)، یک انتقال بین بخار آب از یک طرف و یخ آب از طرف دیگر وجود دارد که به عنوان خط برف آب شناخته می‌شود. (دلیل اینکه دما بسیار کمتر از 0 درجه سانتیگراد استاندارد است که در آن آب روی زمین یخ می‌زند، فشار بسیار کمتر در مقایسه با جو زمین است.) در دماهای حتی پایین‌تر، 30 کلوین (240- درجه سانتیگراد)، خط برف CO است; در زیر این دما، مونوکسید کربن یک یخ جامد تشکیل می‌دهد.

 

برآمدگی فشار به عنوان تله سنگریزه

شبیه‌سازی‌های متعدد قبلی نشان داده بود که چگونه چنین برآمدگی‌های فشاری تشکیل سیاره‌های کوچک را تسهیل می‌کنند – اجرام کوچکی با قطر بین 10 تا 100 کیلومتر، که اعتقاد بر این است که بلوک‌های سازنده سیارات هستند. از این گذشته، فرآیند تشکیل بسیار بسیار کوچکتر، یعنی با دانه‌های گرد و غبار شروع می‌شود. این دانه‌های غبار تمایل دارند در ناحیه کم‌فشار یک ضربه‌گیر فشار جمع شوند، زیرا دانه‌هایی با اندازه معین به سمت داخل (یعنی به سمت ستاره) حرکت می‌کنند تا زمانی که با فشار بالاتر در مرز داخلی ضربه متوقف شوند.

 

با افزایش غلظت دانه در برآمدگی فشار، و به ویژه نسبت مواد جامد (که تمایل به تجمع دارد) به گاز (که تمایل دارد دانه‌ها را از هم جدا کند) افزایش می‌یابد، تشکیل سنگریزه برای آن دانه‌ها و سنگریزه‌ها آسان‌تر می‌شود. برای جمع شدن در اشیاء بزرگتر سنگریزه‌ها همان چیزی هستند که اخترشناسان آن را دانه‌های جامد با اندازه‌های بین چند میلی‌متر تا چند سانتی‌متر می‌نامند.

 

اما چیزی که هنوز به صورت یک سوال باقی مانده بود، نقش آن ساختارهای فرعی در شکل کلی منظومه‌های سیاره‌ای، مانند منظومه شمسی خودمان، با توزیع مشخصه آن از سیارات سنگی، درونی زمینی و سیارات گازی بیرونی بود. این سوالی است که آندره ایزیدورو (دانشگاه رایس)، برترام بیتسچ از موسسه نجوم ماکس پلانک و همکارانشان مطرح کردند. در جستجوی پاسخ‌ها، آنها چندین شبیه‌سازی را با هم ترکیب کردند که جنبه‌های مختلف و مراحل مختلف تشکیل سیاره را پوشش می‌دهد.

 

به طور خاص، اخترشناسان مدلی از یک دیسک گاز، با سه برجستگی فشار در مرز سیلیکات تبدیل به گاز و خطوط برف آب و CO ساختند. آنها سپس نحوه رشد و تکه تکه شدن دانه‌های غبار در دیسک گاز، شکل‌گیری سیاره‌های کوچک، رشد سیاره‌های کوچک به جنین‌های سیاره‌ای (از 100 کیلومتر قطر تا 2000 کیلومتر) در نزدیکی محل زمین ما شبیه‌سازی کردند. رشد جنین‌های سیاره‌ای به سیارات برای سیارات زمینی و تجمع سیاره‌های کوچک در یک کمربند سیارکی تازه تشکیل شده است.

 

در منظومه شمسی خودمان، کمربند سیارکی بین مدارهای مریخ و مشتری خانه صدها جرم کوچکتر است، که گمان می‌رود بقایای یا قطعات برخورد سیاره‌های کوچک در آن منطقه هستند که هرگز رشد نکردند تا جنین‌های سیاره‌ای را تشکیل دهند (چه رسد به سیارات).

 

تغییرات در یک موضوع سیاره‌ای

یک سوال جالب برای شبیه‌سازی این است: اگر راه‌اندازی اولیه فقط کمی متفاوت بود، آیا نتیجه نهایی همچنان تا حدودی مشابه بود؟ درک این نوع تغییرات برای درک این امر مهم است که کدام یک از اجزاء کلیدی برای نتیجه شبیه سازی هستند. به همین دلیل است که بیتسچ و همکارانش تعدادی سناریو مختلف را با ویژگی‌های متفاوت برای ترکیب و مشخصات دمایی دیسک تجزیه و تحلیل کردند. در برخی از شبیه‌سازی‌ها، آنها فقط برآمدگی‌های فشار سیلیکات و یخ آب در برخی دیگر هر سه را نشان می‌دهند.

 

نتایج نشان می ‌هد که ارتباط مستقیمی بین ظاهر منظومه شمسی ما و ساختار حلقه‌ای قرص پیش سیاره‌ای آن وجود دارد. برترام بیتسچ از مؤسسه نجوم ماکس پلانک، که هم در برنامه‌ریزی این برنامه تحقیقاتی و هم در توسعه برخی از روش‌های مورد استفاده شرکت داشت، می‌گوید: “برای من، این کاملاً تعجب آور بود که چگونه مدل‌های ما به خوبی توانستند تصاویر را به تصویر بکشند: توسعه یک منظومه سیاره‌ای مانند سیستم ما – درست تا جرم ها و ترکیبات شیمیایی کمی متفاوت زهره، زمین و مریخ.

 

همانطور که انتظار می‌رفت، در آن مدل‌ها، سیاره‌های کوچک در آن شبیه‌سازی‌ها به‌طور طبیعی در نزدیکی برجستگی‌های فشار، به‌عنوان یک «ترافیک کیهانی» برای سنگریزه‌هایی که به سمت داخل حرکت می‌کنند، تشکیل می‌شوند که سپس با فشار بالاتر در مرز داخلی ضربه‌گیر فشار متوقف می‌شوند.

 

دستورالعمل برای منظومه شمسی (درونی) ما

برای بخش‌های داخلی سامانه‌های شبیه‌سازی‌شده، محققان شرایط مناسبی را برای شکل‌گیری چیزی شبیه منظومه شمسی خودمان شناسایی کردند: اگر منطقه درست خارج از درونی‌ترین برآمدگی فشار (سیلیکاتی) حاوی حدود ۲.۵ سیاره کوچک به جرم زمین باشد، این سیاره‌ها برای تشکیل اجسام تقریباً به اندازه مریخ – مطابق با سیارات درونی منظومه شمسی رشد می‌کنند.

 

یک دیسک پرجرم‌تر، یا در غیر این صورت، کارایی بالاتر تشکیل سیارات کوچک، در عوض منجر به تشکیل “ابرزمین‌ها”، یعنی سیارات سنگی بسیار پرجرم تر می‌شود. آن ابرزمین‌ها در مداری نزدیک به دور ستاره میزبان ، دقیقاً در مقابل آن مرز فشار قرار می‌گیرند. وجود این مرز همچنین می‌تواند توضیح دهد که چرا هیچ سیاره‌ای به خورشید نزدیک‌تر از عطارد وجود ندارد – مواد لازم به سادگی می‌توانست تا این اندازه نزدیک به ستاره تبخیر شده باشد.

 

شبیه‌سازی‌ها حتی تا آنجا پیش می‌روند که ترکیب‌های شیمیایی کمی متفاوت مریخ از یک سو، زمین و زهره از سوی دیگر را توضیح می‌دهند: در مدلها، زمین و زهره در واقع بیشتر موادی را جمع‌آوری می‌کنند که بخش عمده آنها را از مناطق نزدیک‌تر تشکیل می‌دهند. خورشید نسبت به مدار فعلی زمین (یک واحد نجومی). در مقابل، آنالوگ‌های مریخ در شبیه‌سازی‌ها، بیشتر از موادی از مناطق کمی دورتر از خورشید ساخته شده‌اند.

 

چگونه کمربند سیارکی بسازیم؟

فراتر از مدار مریخ، شبیه‌سازی‌ها منطقه‌ای را به دست آوردند که با جمعیت کم یا حتی در برخی موارد کاملاً خالی از سیاره‌های کوچک – پیش‌گوی کمربند سیارکی امروزی منظومه‌های خورشیدی ما، شروع شد. با این حال، برخی از سیاره‌های کوچک از مناطق داخل یا مستقیماً فراتر از آن، بعداً به منطقه کمربند سیارکی سرگردان می‌شوند و به دام می‌افتند.

 

با برخورد آن سیاره‌های کوچک، قطعات کوچک‌تر به‌وجود آمده، چیزی را تشکیل می‌دهند که امروزه به عنوان سیارک مشاهده می‌کنیم. شبیه‌سازی‌ها حتی می‌توانند جمعیت‌های مختلف سیارک‌ها را توضیح دهند: آنچه که ستاره‌شناسان آن‌ها را سیارک‌های نوع S می‌نامند، اجسامی که بیشتر از سیلیس ساخته شده‌اند، بقایای اجرام سرگردانی هستند که از منطقه اطراف مریخ منشا می‌گیرند، در حالی که سیارک‌های نوع C، که عمدتاً حاوی کربن، بقایای اجرام سرگردان از منطقه به طور مستقیم خارج از کمربند سیارکها خواهد بود.

 

سیارات بیرونی و کمربند کوییپر

در آن ناحیه بیرونی، درست خارج از برآمدگی فشار که حد داخلی حضور یخ آب را مشخص می‌کند، شبیه‌سازی‌ها آغاز شکل‌گیری سیارات غول‌پیکر را نشان می‌دهند – سیاره‌های کوچک نزدیک به آن مرز معمولاً دارای جرم کلی بین 40 تا 100 برابر جرم زمین، مطابق با تخمین‌های کل جرم هسته‌های سیارات غول پیکر در منظومه شمسی هستند: مشتری، زحل، اورانوس و نپتون.

 

در آن شرایط، پرجرم‌ترین سیاره‌ها به سرعت جرم بیشتری جمع می‌کنند. شبیه‌سازی‌های کنونی تکامل بعدی آن سیارات غول‌پیکر را که قبلاً به خوبی مطالعه شده بود که شامل یک گروه نسبتاً فشرده است که بعداً اورانوس و نپتون از آن‌ها به سمت خارج به موقعیت‌های کنونی خود مهاجرت کردند.

 

آخرین اما نه کم‌اهمیت‌ترین، شبیه‌سازی‌ها می‌توانند کلاس نهایی اجسام و ویژگی‌های آن را توضیح دهند: اجسام به اصطلاح کمربند کوییپر که خارج از بیرونی‌ترین ضربه فشار تشکیل شده‌اند که مرز داخلی وجود یخ مونوکسیدکربن را مشخص می‌کند. حتی می‌تواند تفاوت‌های جزئی در ترکیب بین اجرام شناخته‌شده کمربند کویپر را توضیح دهد: دوباره به عنوان تفاوت بین سیاره‌های کوچکی که در اصل خارج از برجستگی فشار خط برف CO تشکیل شده‌اند و در آنجا باقی مانده‌اند و سیاره‌های کوچکی که از ناحیه داخلی سیارات غول پیکر مجاور به کمربند کویپر منحرف شده‌اند.

 

دو نتیجه اساسی و منظومه شمسی کمیاب ما

به طور کلی، گسترش شبیه‌سازی‌ها منجر به دو نتیجه اساسی شد: یا یک ضربه فشار در خط برف آب-یخ خیلی زود شکل گرفت. در آن صورت، نواحی درونی و بیرونی منظومه سیاره‌ای در اوایل صد هزار سال اول راه خود را طی کردند. این منجر به تشکیل سیارات زمینی کم جرم در قسمت‌های داخلی منظومه شد، مشابه آنچه در منظومه شمسی خودمان اتفاق افتاد.

 

متناوباً، اگر برآمدگی فشار آب-یخ دیرتر از آن تشکیل شود یا به اندازه‌ای مشخص نباشد، جرم بیشتری می‌تواند به ناحیه درونی منتقل شود و در عوض منجر به تشکیل ابرزمین‌ها یا مینی‌نپتون‌ها در منظومه‌های سیاره‌ای درونی شود. شواهد به دست آمده از مشاهدات این منظومه‌های فراسیاره‌ای که ستاره‌شناسان تاکنون یافته‌اند نشان می‌دهد که این مورد بسیار محتمل‌تر است – و منظومه شمسی خود ما نتیجه نسبتاً نادری از تشکیل سیاره است.

 

چشم‌انداز

در این تحقیق تمرکز اخترشناسان بر درون منظومه شمسی و سیارات زمینی بود. سپس، آنها می‌خواهند شبیه‌سازی‌هایی را اجرا کنند که شامل جزئیات مناطق بیرونی، با مشتری، زحل، اورانوس و نپتون است. هدف نهایی این است که به توضیح کاملی برای ویژگی‌های ما و دیگر منظومه‌های خورشیدی برسیم.

 

حداقل برای منظومه شمسی داخلی، اکنون می‌دانیم که ویژگی‌های کلیدی زمین و نزدیک‌ترین سیاره همسایه آن را می‌توان در برخی فیزیک نسبتاً ابتدایی ردیابی کرد: مرز بین آب یخ زده و بخار آب و ضربه فشار مربوط به آن در دیسک چرخان گاز و غباری که خورشید جوان را احاطه کرده بود.

 

ترجمه: سارا سیدحاتمی

منبع:

Cosmic history can explain the properties of Mercury, Venus, Earth and Mars

by Max Planck Society DECEMBER 30, 2021

https://phys.org/news/2021-12-cosmic-history-properties-mercury-venus.html

 

 

دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *