Vznik Merkuru, Venuše, Země a Marsu v plynném disku

Čtyřčlenný vědecký tým ve složení Miroslav Brož, Ondřej Chrenko (oba MFF UK), David Nesvorný (Southwest Research Institute) a Nicolas Dauphas (University of Chicago) studoval, jak Země a ostatní terestrické planety postupně vznikaly v zárodečném plynném disku. Systém popisovali pomocí hydrodynamických nebo N-částicových simulací.

Autoři předpokládali, že na počátku byl v oblasti větší počet menších těles (protoplanet) a že disk měl neobvyklou strukturu – ve vnitřní části jeho hustota značně klesala (asi pro r < 1 au, kde 1 au odpovídá současné vzdálenosti Země od Slunce).

Pohyb protoplanet byl určen gravitací plynného disku, přičemž směr jejich pohybu (ke Slunci nebo od Slunce) bývá ovlivňován detaily, jak proudí plyn v okolí – spirálními rameny, korotační oblastí nebo ohřevem od horké protoplanety. Podle provedených simulací se ustavila konvergentní zóna, ve které se protoplanety soustřeďovaly (poblíž 1 au) a po vzájemných srážkách z nich vzniklo 4 až 6 planet.

Vědcům se tak podařilo vysvětlit, proč Venuše a Země mají relativně blízké vzdálenosti od Slunce (asi 0,7 a 1 au), proč Merkur a Mars mají podstatně menší hmotnost (0,05 a 0,1 M_E, kde 1 M_E odpovídá současné hmotnosti Země) a proč jsou jejich dráhy výstředné, ale zároveň oddělené od ostatních. Zároveň lze takto pochopit odlišné chemické složení Merkuru, který pravděpodobně vznikl poblíž místa, kde se vypařovaly silikáty a pevná látka obsahovala více železa (s teplotou vypařování okolo 1400 K).

Zvolený přístup najde uplatnění i při studiu dalších částí sluneční soustavy. „V minulosti jsme pomocí podobného modelu studovali vznik jádra Jupiteru. Jednou z možností totiž je, že se protoplanety soustřeďovaly také mezi 5 a 7 au a při vzájemných srážkách překročily kritickou hmotnost, která činí asi 20 ME,“ říká dr. Ondřej Chrenko. „Jiným důsledkem je, že v prostoru mezi zónou obřích planet a zónou terestrickou musely protoplanety migrovat pryč. Právě tam se dnes nachází hlavní pás asteroidů, který je velmi ochuzen, co se týká hmotnosti. Právě proto, že tam žádné protoplanety nezůstaly,“ dodává doc. Miroslav Brož.

Nový model terestrického systému vysvětluje jeho vlastnosti výhradně místními hydrodynamickými jevy; žádné vnější vlivy nevyžaduje. To je v přímém rozporu s předchozími modely (např. Walsh et al. 2011), které předpokládaly značný vliv obřích planet. „Naznačuje nám to, že pro pochopení vzniku sluneční soustavy a jejího vztahu k cizím hvězdám a exoplanetám je třeba testovat ještě mnoho hypotéz,“ dodávají autoři.

Hydrodynamická simulace merkurovských až marsovských protoplanet obíhajících v plynném disku. Zobrazena je relativní povrchová hustota (Σ-Σ(r))/Σ(r). Dobře viditelná jsou pak spirální ramena od každé protoplanety.

N-částicová simulace konvergence protoplanet směrem k 1 au a jejich růst vzájemnými srážkami během 10 miliónů let. Na konci plynné fáze vznikl systém pěti planet, který však nebyl zcela stabilní. Podle geochemických modelů lze očekávat dodatečnou srážku v čase okolo 45 miliónů let, při níž mj. vznikl náš Měsíc.

Reference:

M. Brož, O. Chrenko, D. Nesvorný, N. Dauphas: Early terrestrial planet formation by torque-driven convergent migration of planetary embryos. Nature Astronomy, 5, 898-902, 2021.

S.N. Raymond: A terrestrial convergence. Nature Astronomy, 5, 875-976, 2021.

K.J. Wash, A. Morbidelli, S.N. Raymond, D.P. O'Brien, A.M. Mandell: A low mass for Mars from Jupiter's early gas-driven migration. Nature, 475, 206-209, 2011.

Poznámka:

Další informace, obrazové materiály a preprint jsou k dispozici zde.

AUUK