Dlaczego młode układy planetarne są tak bogate w gaz?

Nowe badania przeprowadzone przez międzynarodowy zespół naukowców mogą rzucić światło na tajemnicę formowania się planet: dlaczego młode układy planetarne są tak bogate w gaz?

Aby zrozumieć, dlaczego jest to tak ważne pytanie, cofnijmy się nieco w czasie. Tworzenie się planet jest jednym z najważniejszych procesów, które astronomowie powinni zrozumieć. Jednym z największych pytań ludzkości jest to, czy jesteśmy sami we Wszechświecie. Astrofizycy odkryli już blisko 4000 egzoplanet, a my jesteśmy bliżej, niż kiedykolwiek, aby znaleźć odpowiedź na tę zagadkę. Odpowiedź prawdopodobnie nie będzie pochodzić od bezpośredniego wykrycia życia pozaziemskiego, ale raczej z dobrego zrozumienia pobliskich układów planetarnych. Na przykład obecnie możemy badać układy planetarne na tyle szczegółowo, żeby stwierdzić, czy ich powierzchnie są gościnne dla życia. Jesteśmy również w stanie szukać molekuł, które zostałyby wytworzone przez żywe organizmy, i sprawdzić, czy planeta nie jest bombardowana szkodliwym promieniowaniem. Żyjemy zatem w wyjątkowym momencie historii, gdzie mamy możliwość odpowiadania na egzystencjalne pytania dotyczące obecności życia na innych planetach.

Ponieważ planety są trudne do wykrycia (w końcu są znacznie słabsze i mniejsze od gwiazd), astronomowie często badają układy planetarne na etapie tworzenia się, patrząc na gaz i pył zmieszany z młodymi planetami. Badanie zawartości gazu w bardziej dojrzałych układach planetarnych stało się możliwe dopiero w ciągu ostatnich kilku lat, dzięki najnowszej generacji obserwatoriom na falach milimetrowych (takich, jak np. ALMA). Początkowo astronomowie byli zaskoczeni odkryciem gazu w dojrzałych układach planetarnych. Powszechnie uważano, że gazowy dysk mógłby istnieć tylko na najwcześniejszych etapach życia systemu planetarnego (tzw. faza dysku protoplanetarnego, która trwa zaledwie kilka milionów lat), i dawno nie powinno być go w starszych układach. Ale obserwacje były jasne: starsze układy planetarne, w wieku od 10 do 100 mln lat, również posiadają dyski gazowe. Modele formowania się planet nie przewidywały tego, a astronomowie pracowali ciężko, od kiedy próbowali zrozumieć, skąd ten gaz pochodzi.

Istnieją dwa możliwe rozwiązania. Albo owe dyski gazowe są pozostałością po pierwotnym dysku protoplanetarnym, albo są tworzone osobno w późniejszym czasie (może powstał podczas odparowywania skalistych ciał układu). Model „drugorzędnego pochodzenia” zgadza się z pewnymi obserwacjami – odpowiada ilości gazu, jaką widzimy na przykład w układach, w których wykrywane są małe ilości gazu – ale do tej pory pojawiał się duży problem z tym pomysłem.

Aby zrozumieć problem, musimy przyjrzeć się składowi chemicznemu tego gazu. Gaz w młodych układach planetarnych to głównie wodór, ale zawiera również inne molekuły, takie jak tlenek węgla. CO jest niezwykle ważne: wodór jest prawie niewidoczny dla teleskopów astronomicznych, więc cząsteczki tlenku węgla są tym, na co faktycznie patrzą astronomowie, kiedy mierzą dyski gazowe. Problem polega na tym, że CO jest bardzo delikatną molekułą. Jest łatwo rozpraszany przez wysokoenergetyczne ultrafioletowe fotony z kosmosu. Aby tlenek węgla przetrwał, musi być chroniony (zazwyczaj przez warstwę cząsteczek wodoru). Uważa się, że każdy pierwotny tlenek węgla mógłby istnieć wraz z ochronną otoczką wodorową, umożliwiającą mu przetrwanie, podczas gdy CO, pojawiający się później (pochodzenie wtórne) byłby niechroniony i nie trwałby zbyt długo.

To jest więc problem. Astronomowie obserwują dojrzałe układy planetarne z masywnymi dyskami gazowymi. Ilość gazu i jego rozkład sugerują, że dyski nie są pozostałością po najwcześniejszym układzie, ale powstały później. Jednak każdy tlenek węgla, który pojawił się później, powinien zostać zniszczony przez fotony UV z kosmosu.

To nowe badanie dostarcza nowatorskiego rozwiązania, które wyjaśnia ten paradoks. Okazuje się, że tlenek węgla może sam sobie zaszkodzić! CO, wyparowując z planetozymali bogatych w lotne substancje, zostaje zniszczony przez fotony UV (zgodnie z oczekiwaniami). Ale fragmenty pozostałe po molekule są niszczone – atomy węgla i tlenu – budują i tworzą własną tarczę ochronną. Gdy pierwotny CO zostanie zniszczony, a „tarcza” się rozwinie, dyski CO są chronione i mogą wzrastać.

Autorzy badania przetestowali nowe modele w układzie wokół gwiazdy HD 131835. CO już był obserwowany w tym układzie. Aby przetestować teorię, użyli ALMA do uzyskania nowych obserwacji atomów węgla, które powinny chronić CO. I teoria działa! Po pierwsze, masa atomów węgla w układzie jest rzeczywiście wystarczająco wysoka, aby działać jako osłona dla CO. Po drugie, ilość tlenku węgla jest zgodna z modelem „źródła wtórnego” dla tarczy gazowej. Chociaż jest to jedyny masywny układ z obserwowanymi atomami węgla, autorzy przyglądają się także innym masywnym dyskom gazowym i pokazują, że obserwowane masy CO są zgodne z ich modelami.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
University of Cambridge

Dodaj komentarz

This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.