Tähtitiede/Planeettakuntien synty

Planeetat syntyvät tiivistymällä tähtiä ympäröivästä pölystä ja kaasusta. Syntyaineen määrä ja laatu vaikuttaa syntyvien planeettojen kokoon.

Jos ainetta on vähän, syntyy pieniä planeettoja tähden lähelle, jos syntyy.

Jos aine on tiheää tai hyvin pölypitoista, voi syntyä suuria planeettoja.

Muiden tähtien säteily ja vetovoima voivat muuttaa planeettojen syntyä.

Aurinkokunnan synty selitetään tässä.

Kaikki ei ole vielä selvää. Tutkimukset jatkuvat aiheesta yhä.

Muita planeettakuntia

Eksoplaneetoista kerrotaan täällä.

Eri välineillä on havaittu satoja toisia tähtiä kiertäviä planeettoja. Monet planeettakunnat ovat erilaisia kuin omamme.

Planeettakunnan synty

Tähdeltä HL Tauri on löydetty planeettojen syntykiekko, jossa on tihentymiä ja harventumia.

Punaiselle kääpiötähdelle on syntynyt kivinen planeetta, jolla on vety-heliumkaasukehä. Planeetta ei ehkä sopiva elämälle.

Oman planeettakuntamme synty kuvataan täällä.

Alussa tähtien välinen kaasu- ja pölypilvi kutistuu ja tihentyy. Sen keskus kuumenee tähdeksi. Tähden ympärille jää pyörimään keskipakoisvoiman takia kaasu- ja pölykiekko. Kaasukiekko virtaa hitaasti kohti keskustähteä sen sisäisen kitkan, sitkon takia. Sitko kun jarruttaa kaasun liikettä. Kiekon uloin osa on hyvin kylmä, sisäosa kuuma.

Kaasu- ja pölykiekko on monesti planeettatehdas. Pölyhituset törmäilevät. Ne voivat törmätessään joku kasaantua tai hajota. Nopeat törmäykset hajottavat, hitaat kasaavat. Muun muassa kaasun jarrutuksen takia ja hitusten massaerojen takia kasautuminen voittaa. Huokkaset kasvavt kuin villakoirat. Painavat hituset keräävät pienempiä vetovoimallaan kuin pölynimurit.

Pölyhituset kasvavat aikaa myöten kiven kokoisiksi. Niistä syntyy pieniä 100 km läpimittaisia planetesimaaleja. Kun planetesimaalit törmäilevät tulee Marsin kokoisia protoplaneettoja. Näistä kehittyy hitaasti planeettoja.

Jos protoplaneetta on kyllin suuri, se pystyy keräämään kaasua, jolloin siitä tulee Neptunuksen tapainen jääjättiläinen, lopulta Jupiteria muistuttava kaasupitoinen jättiläisplaneetta.

Jättiläisplaneetta syntyy monesti lumirajan ulkopuolella. Lumiraja on vyöhyke, jossa vesihöyry tiivistyy jääksi. Avaruudessa kun vesi ei ole nesteenä. Lumirajan lähellä on enemmän planeettojan syntyainetta kuin muualla. Tämä mahdollistaa jättiläisplaneetan nopean synnyn. Jättiläisplaneetta syntyy monesti nopeammin kuin kiviplaneetta.

Planetesimaalit liikkuvat kaasun jarrutuksen takia kohti keskustähteä. Nopeus riippuu kaasun ja planetesimaalien ominaisuuksista. Ykis kaasun ominaisuukksista on sitko, sisäinen kitka. Suuri kaasun sitko ajaa planetesimaaleja nopeasti tähden lähelle, pieni pitää kaukana.

Tähteä ympäröivä kiekko on jo osin hajonnut, jättiläisplaneettoja syntynyt

Miksi syntyy erilaisia planeettakuntia

Harvinaisen piitkäikäistä, massiivista planeettojen syntykiekkoa sanotaan "Peter Pan" kiekoksi, koska se ei kehity nopeasti. Kuvassa on silti jo syntynyt planeettoja.

Planeettakunnan syntyyn vaikuttavat monet perustekijät. Keskustähden massa. Ainekiekon pölypitoisuus, massa,sitkoisuus, elinikä ja tiheysjakauma. Kiekon elinikää ja tiheysjakaumaa muuttavat lähitähtien aiheuttamat häiriöt: vetovoima, säteily.

Pienikin pölyn määrän lisääminen kasvattaa huomattavasti planeettojen syntynopeutta ja lyhentää kiekon elinikää. Toisaalta hyvin pölyköyhät kiekot voivat hävitä nopeasti ennen planeettojen syntyä, koska ne hajaantuvat helposti tähtien säteilyyn, jota pöly ei niin paljoa varjosta.

Planeettakuntia muuttaa paljon planeettojen ajautuminen. Tätä sanotaan migraatioksi. Migraatiota estävät luultavasti toisten planeettojen vaikutus ja ainekiekon niin sanotut kuolleet vyöhykkeet, joille tähden ionisäteily ei pääse. Lisäksi, kun planeetat ovat syntyneet, saattaa alkaa "vetovoimabiljardi" joka muuttaa planeettojen ratoja paljon, ennen kuin vakaat radat löytyvät.

Keskustähden massa

Mitä painavampia keskustähdet ovat, sitä suurempia ovat kaasu- ja pölykiekot, sitä suurempia planeetat yleensä ovat.

Hyvin painavien tähtien kaasu- ja pölykiekot hajaantuvat niin nopeasti, ettei planeettoja ehdi syntyä.

Massa, sitkoisuus

Trappist-1:n planeettakunta on syntynyt kaasu -ja pölykiekosta, jossa on vähän ainetta. Niinpä planeetat ovat lähellä tähteään ja ovat melko saman kokoisia.

Paljon kiekon massaa: isoja planeettoja. Vähän massaa - pieniä planeettoja. Melko itsestään selvää. Kiekon kiinteän aineen massa vaikuttaa syntyvän planeetan kokoon hyvin paljon. Jos saapuva kiekon pöly on kais kertaa suurempi, siitä syntyvän planeetan massa on 4-8 kertaa suurempi.

Raskas, pölypitoinen planeettojen syntykiekko on monesti vähäsitkoinen. Sen kaasu ja pöly ajauttuvat silloin hitaasti kohti tähteä. Tällöin planeetat ehtivät kasvaa suuriksi. Monesti painavien tähtien ainekiekot ovat isoja.

Jos tähteä alussa ympäröivän kaasu- ja pölykiekon massa on kohtalaisen pieni, tähden lähelle syntyy pieniä planeettoja. Ne ovat monesti keskenään "samanlaisia planeettoja" jotka ovat "kuin herneet palossa". Jättiläisplaneettoja ei tällöin yleensä synny, korkeintaan Neptunuksia. Tämmöiset planeettakunnat ovat hyvin yleisiä. Tunnetuin näistä linee Trappist-1:llä oleva. Siinä on 7 suunnilleen Maan massaista planeettaa.

Jos kiekon massa on suurempi, planeettojen muodostuminen alkaa kauempana tähdestä. Nyt syntyy erikokoisia planeettoja: pienempiä ja jättiläisiä.

Keskimääräisellä kiekon massalla syntyvien planeettojen järjestys voi olla iso pieni iso pieni ... Tällainen planeettakunta on järjestykseltään "sekoittunut". Tämmöisiä on Kepler-89:llä, WASP-47:llä ja Gliese 876:lla.

Gliese 876:lla on pieniä planeettoja sekä lähellä että kauempana tähdestä. Planeettakunta on "sekoittunut", syntyainekiekon massa Trappist-1:n kiekon massaa isompi.

Kepler-90:lla on kaasujättiläisiäkin ympärillään. Silloin tähden ympärillä on on ollut alussa enemmän kaasua ja pölyä kuin Trappist-1:llä.

Suuremmalla massalla planeettojen massa joko kasvaa tai vähenee keskustähdestä poispäin mentäessä. Harvinaisin laji havaituissa planeettakunnissa on pieniä planeettoja melko lähellä tähteä, suuria kaukana. Aurinkokunta kuuluu tähän ei kovin tavalliseen luokkaan.

Planeettakuntia, joissa olisi suuria planeettoja lähellä, pieniä kaukana, ei ole havaittu.

Vielä suuremmilla kiekon massoilla syntyy ehkä soikeita jupitereita, lähellä tähteä olevia kuumia jupitereita ja monia jättiläisplaneettoja sisältäviä planeettakuntia, ja Jupiteria paljon suurempia "super-jupitereita".

Jättiläisplaneettoja ei yleensä synny, jos ainekiekon massa on alle 1/10 Auringon massaa.

Tämän mukaan Aurinkokunta olisi syntynyt melko painavasta ainekiekosta, jonne saattoi syntyä jättiläisplaneettoja nopeasti, koska oli paljon ainetta. Jättiläisplaneetta sitten esti kiekon ainetta saapumasta ulompaa syntyvästä Aurinkokunnasta vielä muodostumattoman Maan radalle. Näin Maasta ei tullut vetistä supermaapalloa, jollaisia

monesti ilmaantuu, jos ei ole jättiläisplaneettoja. Toisaalta supermaapalloja voi syntyä, vaikka ulompana on jättiläisplaneettoja.

Eristymismassa ja painerenkaat

Alussa syntyvä planeetta pystyy melko nopeasti keräämään pölyä ja suurempia kappaleita planeettojen syntykiekosta. Mutta kun kyllin suureksi kasvaneen planeetan vetovoima avamaan siihen aukon, aineen keruu hidastuu huomattavasti. Sitä planeetan massaa, jossa uuden massan keryuu hidastuu paljon, sanotaan eristymismassaksi.

Maan radan etäisyydessä syntyvälle Aurigon massaisen tähden planeetalle eristymismassa on arvioitu noin 5 - 10 Maan massan luokkaiseksi. Näin, jos mukana on kaasua. Pelkälle kivianiekselle eristymismassa on vain noin 0.1 Maan massaa.

Maa on paljon kevyempi kuin eristymismassa.

Jos Maan etäisyydellä planeetta kasvaa eristymismassaan asti, siitä tulee supermaapallo tai Mini-Neptunus.

Jos planeetta kasvaa eristymismassaan asti, se synnyttä kiekkoon tihentymiä. Näitä sanotaan painerenkaiksi. Nissä kaasun paine pystyy kasaaman sisään päin virtaavaa kiekon ainetta tiheämmäksi. Näin käy, kun kaasun paine jarruttaa pölyn virtausta sisään päin. Tämä helpottaa uusien planeettojen syntyä.

Näitä sanotaan painerenkaiksi. Painerengas syntyy yleensä jonkin matkaa planeetan radan ulkopuolelle. Painerenkaakseen syntyy helposti uusi planeetta, joka kasvaa helposti eristymismassaan. Tämä toistuu monta kertaa. Näin syntyy helposti Trappist-1:n tyyppinen planeettakunta, jossa planeettojen massat ovat karkeasti ottaen samoja. Tai ainakin lähes samoja.

Eristymismassan nopea saavuttaminen vaatii sitä, että planeetan syntykiekossa on oltava paljon ainetta. Kaasulle eristymismassa on hieman eri kuin kiinteälle aineelle.

Metallipitoisuus

Metallipitoisilla tähdillä on useammin useampia ja raskaampia planeettoja. Metallipitoisuus nopeuttaa planeettojen syntyä, ja toisaalta hidastaa syntykiekon hajaantumista tähtien röntgensäteilyyn. Metallipitoisuus vähentää veden määrää. Metalliköyhyys lyhentää kiekkojen elinikää. Hyvin metalliköyhillä, vanhoilla tähdillä ei ole planeettoja, ehkä vain asteroideja ja komeettoja. Vielä 1/200 Auringon metallipitoisuudesta mahdollistaa planeettojen synnyn. Monesti alle 1/2 Auringon metallipitoisudesta ei tuota jättiläisplaneettoja.

Massan jakauma

Jos tähden lähellä on hyvin paljon planeettojen syntyainetta ja kaukana vähän, massajakauma on jyrkkä.

Tällöin suuria jättiläisplaneettoja saattaa syntyä tähden lähellekin.

Jos planeettojen syntykiekon massa vähenee loivasti tähdestä poispäin mentäessä, jättiläisplaneettoja ei synny tähden lähelle.

Lähitähtien vaikutus

Jos lähellä runsaasti tähtiä, syntykeikko ohenee nopeasti. Tällöin syntyy vain pieniä planeettoja. Monessa tapauksessa lähellä on tähtiä, jotka "syövät" säteilyllään kaasukiekkoa merkittävästi.

Väitetään jopa, että hyvin tihessä tähtijoukossa ei syntyisi lainkaan jättiläisplaneettoja ja planeettakunta olis vesiköyhä, koska lähitähdet kuumentavat, tavallaan "keittävät" säteilyllään veden pois.

Planeettojen vaeltelu

Tietyn kokoiset planeetat vaeltavat kaasukiekossa kohti tähteä tai siitä poispäin. Yleensä vaelluksen suunta on kohti tähteä, mutta voi olla siitä poiskin päin. Muun muassa kiekon sitkoisuus ja massa sekä sen jakauma vaikuttavat vaelteluun.

Sitkoisessa kaasukiekossa tapahtuva planeettojen vaeltelu saattoi ajaa planeettoja kiertämään lähelle tähteään tai jopa syöstä tähtiin.

Kaasukiekon lisäksi vaeltelua aiheuttavat planetesimaalien vetovoimat.

Hyvin massiiviseen kiekkoon saattaa syntyä monia kaasujättiläisiä. Näiden keskinäiset vetovoimavaikutukset ajavat planeetat soikeille radoille. Näin syntyy "soikeita Jupitereita".

Ne saattavat törmätä toisiinsa. Ne voivat syöksyä tähteen tai karata. Ne voivat muuttua "kuumiksi Jupitereiksi" kiertämään lähellä tähteään.

Tämmöinen "planeettojen synnyn jälkeinen vetovoimabiljardi" voi jopa poistaa kaikki planeetat.

Vakaat planeetakunnat ovat sellaisia, joissa planeettojen kiertoaikojen suhde on tasainen luku. Esimerkiksi Mars kiertää aurinkokunnassamme kaksi kertaa hitaammin Aurinkoa kuin Maa. Tätä sanotaan 2:1 resonanssiksi. Kaikki aurinkokuntamme planeetat ovat resonansseissa jonkun toisen kanssa. Saturnus on Jupiterin kanssa 5:2 resonansissa.

Kaiken kukkuraksi on mahdollista, että vapaana kelluva suurimassainen planeetta kulkee planeettojen ohi ja syöksee näitä radoiltaan. Näin lainalaisuuksien lisäksi myös sattuma muokaa planeettakuntia niiden syntyessä.

Sanastoa

Asteroidi: pikkuplaneetta, avaruuden kiinteä kappale, jonka läpimitta noin 100 m -1000 km

Lumiraja: Tässä vyöhyke, jonka sisäpuolela vesi on höyryä, ulkopuolella kiinteää. On myös muita lumirajoja, esimerkiksi hiilidioksidin ja häkäkaasun lumirajat.

Planetesimaali: asteroidin kokoinen kappale, jollaisista planeetta syntyvät

Protoplaneetta: noin Kuun tai Marsin kokoinen, suunnilleen 1000-6000 km läpimittainen kappale, joista kasautuu planeettoja

Resonanssi: kahden kappaleen värähtely samassa tahdissa tai tahtien monikerroissa: 1:1, 1:2, 1:3 tai esim 2:3, 2:5 ... Tähtitieteessä värähtelyä vastaa planeetan kiertoaika. Resonanssit joko vakauttavat tai muuttavat planeettojen kiertoratoja.