Wiele osób prawdopodobnie chciałoby zobaczyć, jak formowała się nasza planeta lub cały Układ Słoneczny, lecz z oczywistych względów nie jest to możliwe. Coraz lepsza technologia pozwala nam jednak oglądać jak wyglądają dyski protoplanetarne innych gwiazd, a stworzone modele pomagają w zrozumieniu zależności między własnościami dysku a planetami. Dzięki temu w przyszłości łatwiej będzie można ustalić, jak dokładnie przebiega formacja planet.

Dysk protoplanetarny jest pozostałością po procesie powstawania nowej gwiazdy. Tworzy dookoła niej pierścień składający się z gazu i pyłu – uważa się, że to właśnie z niego powstają wszystkie planety. Do tej pory obserwacje dysków protoplanetarnych nie były łatwe, gdyż są one ciemne i stosunkowo zimne, ale dzięki teleskopowi ALMA w Chile udało się dostrzec ich zupełnie nowe struktury, takie jak spirale, dziury lub przerwy. Sęk tkwi w tym, że naukowcy nie do końca wiedzą, co je powoduje. Istnieją jednak hipotezy, że są one związane z formacją planet.

 

W poszczególnych dyskach protoplanetarnych na powyższej grafice można dostrzec liczne przerwy, lecz nie w każdej z nich znajduje się planeta. Dzięki symulacjom dysków protoplanetarnych w dwóch wymiarach odkryto, że pojedyncza planeta o masie pomiędzy masą Ziemi a Neptuna może spowodować powstanie nie jednej, ale aż do pięciu takich przerw.

 

Widok z góry na symulację dysku protoplanetarnego po 0,26 milionach lat. Lewy obrazek pokazuje zagęszczenie gazu, a prawy – pyłu. Zielony plus symbolizuje centrum gwiazdy, która jest zakryta czarnym kołem, a zielona kropka oznacza położenie planety. W tym wypadku ma ona 1,8 masy Ziemi, a stosunek grubości dysku do jego promienia wynosi 0,03.

 

W przeprowadzonych symulacjach autorzy ustawili planetę na stabilnej orbicie, pozwalając jej rosnąć i ewoluować przez ok. 0,1-1 milionów lat, zmieniając także przy okazji swoje otoczenie. W trakcie symulacji zwracano uwagę na rozmiary oraz położenie powstających przerw w zależności od masy planety i stosunku grubości dysku do jego promienia.

Wyniki sugerują kilka zależności:

  1. Gdy rośnie stosunek grubości do promienia dysku albo masa planety, przerwy tworzą się szybciej.

  2. Im mniejsza masa planety bądź im większy stosunek grubości do promienia, tym przerwy w dysku są szersze oraz znajdują się dalej od siebie.

  3. Jeśli stosunek grubości do promienia dysku maleje, powstające przerwy są węższe.

 

Porównanie danych obserwacyjnych (po lewej) z uzyskanymi modelami (po prawej). Na symulacjach, zielony krzyżyk zaznacza centrum gwiazdy, a kropka położenie planety. Idąc z góry na dół, mają one odpowiednio 57, 29 i 65 mas Ziemi. Większość przerw, chociaż nie wszystkie, pokrywają się.

Ze wszystkich cech dysków protoplanetarnych, najłatwiej jest zaobserwować położenie występujących w nich przerw. Zdecydowano się zatem na porównanie wyników badań z obserwacjami uzyskanymi dzięki teleskopowi ALMA i ustalenie, jaki model najlepiej pasuje do każdego z trzech obiektów: HL Tau, TW Hya oraz HD 163296.

Autorzy podkreślają, że opracowane przez nich modele nie były w żaden sposób dopasowywane do obserwacji w trakcie ich tworzenia, lecz zostały znalezione na podstawie podobieństwa. W każdym przypadku odkryto, że orbitująca planeta musiała być znacznie masywniejsza od Ziemi.

Niestety nawet ALMA ma swoje ograniczenia i jest możliwe, że nie pomoże w głębszym badaniu mniejszych planet, ani też w bardziej skomplikowanych badaniach dysków protoplanetarnych. W związku z tym naukowcy proponują wykorzystanie zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego do dalszych obserwacji. Temat ten jest stosunkowo nowy, więc pozostaje nam tylko z niecierpliwością czekać na nowe odkrycia.

Source :

astrobites

Autor

Aleksandra Bochenek