Accretion (astrofysik)
Inom astrofysik är ackretion ansamling av partiklar till ett massivt föremål genom att gravitationsmässigt attrahera mer materia, typiskt gasformig materia , i en ansamlingsskiva . De flesta astronomiska objekt , som galaxer , stjärnor och planeter , bildas av ansamlingsprocesser.
Översikt
Accretion-modellen som jorden och de andra terrestra planeterna bildade av meteoriskt material föreslogs 1944 av Otto Schmidt , följt av protoplanetteorin av William McCrea (1960) och slutligen infångningsteorin av Michael Woolfson . År 1978 Andrew Prentice de initiala Laplacian-idéerna om planetbildning och utvecklade den moderna Laplacian-teorin . Ingen av dessa modeller visade sig vara helt framgångsrik, och många av de föreslagna teorierna var beskrivande.
Tillväxtmodellen från 1944 av Otto Schmidt utvecklades ytterligare på ett kvantitativt sätt 1969 av Viktor Safronov . Han beräknade i detalj de olika stadierna av jordisk planetbildning. Sedan dess har modellen vidareutvecklats med hjälp av intensiva numeriska simuleringar för att studera planetesimal ackumulering. Det är nu accepterat att stjärnor bildas genom gravitationell kollaps av interstellär gas . Före kollapsen är denna gas mestadels i form av molekylära moln, såsom Orionnebulosan . När molnet kollapsar och förlorar potentiell energi, värms det upp, får kinetisk energi, och bevarandet av rörelsemängden säkerställer att molnet bildar en tillplattad skiva - ackretionsskivan .
Accretion av galaxer
Några hundra tusen år efter Big Bang , svalnade universum till den punkt där atomer kunde bildas . När universum fortsatte att expandera och svalna, förlorade atomerna tillräckligt med kinetisk energi och mörk materia sammansmält tillräckligt för att bilda protogalaxier . När ytterligare ackretion inträffade bildades galaxer . Indirekta bevis är utbredda. Galaxer växer genom sammanslagningar och smidig gastillväxt. Accretion sker också inuti galaxer och bildar stjärnor.
Tillväxt av stjärnor
Stjärnor tros bildas inuti gigantiska moln av kallt molekylärt väte - gigantiska molekylära moln på ungefär 300 000 M ☉ och 65 ljusår (20 pc ) i diameter. Under miljontals år är gigantiska molekylära moln benägna att kollapsa och splittras. Dessa fragment bildar sedan små, täta kärnor, som i sin tur kollapsar till stjärnor. Kärnorna varierar i massa från en bråkdel till flera gånger solens och kallas protostellära (protosolära) nebulosor. De har diametrar på 2 000–20 000 astronomiska enheter (0,01–0,1 pc ) och en partikeltäthet på ungefär 10 000 till 100 000/cm 3 (160 000 till 1 600 000/cu in). Jämför det med partikeltätheten i luften vid havsnivån—2,8 × 10 19 /cm 3 (4,6 × 10 20 /cu in).
Den första kollapsen av en protostellär nebulosa med solmassa tar cirka 100 000 år. Varje nebulosa börjar med en viss mängd rörelsemängd . Gas i den centrala delen av nebulosan, med relativt låg rörelsemängd, genomgår snabb kompression och bildar en het hydrostatisk (icke-sammandragande) kärna som innehåller en liten del av den ursprungliga nebulosans massa. Denna kärna bildar fröet till det som kommer att bli en stjärna. När kollapsen fortsätter, kräver bevarande av vinkelmomentet att rotationen av det infallande höljet accelererar, vilket så småningom bildar en skiva.
När materialinsläppet från skivan fortsätter, blir höljet så småningom tunt och genomskinligt och det unga stjärnobjektet (YSO) blir observerbart, först i långt infrarött ljus och senare i det synliga. Runt denna tid börjar protostjärnan smälta samman deuterium . Om protostjärnan är tillräckligt massiv (över 80 M J ), följer vätefusion. Annars, om dess massa är för låg, blir föremålet en brun dvärg . Denna födelse av en ny stjärna inträffar ungefär 100 000 år efter att kollapsen började. Objekt i detta skede är kända som klass I-protostjärnor, som också kallas unga T Tauri-stjärnor , utvecklade protostjärnor eller unga stjärnobjekt. Vid det här laget har den bildade stjärnan redan samlat på sig mycket av sin massa; den totala massan av skivan och det kvarvarande enveloppet överstiger inte 10–20 % av den centrala YSO:ns massa.
I nästa steg försvinner kuvertet helt, efter att ha samlats upp av skivan, och protostjärnan blir en klassisk T Tauri-stjärna. De senare har ansamlingsskivor och fortsätter att ansamla het gas, vilket visar sig genom starka emissionslinjer i deras spektrum. De förra har inte accretion diskar. Klassiska T Tauri-stjärnor utvecklas till svagt fodrade T Tauri-stjärnor. Detta händer efter cirka 1 miljon år. Massan av skivan runt en klassisk T Tauri-stjärna är cirka 1–3 % av stjärnmassan, och den samlas med en hastighet av 10 −7 till 10 −9 M ☉ per år. Ett par bipolära jetstrålar är vanligtvis också närvarande. Accretionen förklarar alla märkliga egenskaper hos klassiska T Tauri-stjärnor: starkt flöde i emissionslinjerna (upp till 100 % av stjärnans inneboende ljusstyrka ), magnetisk aktivitet, fotometrisk variabilitet och jetstrålar. Emissionslinjerna bildas faktiskt när den samlade gasen träffar stjärnans "yta", vilket sker runt dess magnetiska poler . Strålarna är biprodukter av ackretion: de bär bort överdriven vinkelmomentum. Det klassiska T Tauri-stadiet varar cirka 10 miljoner år (det finns bara ett fåtal exempel på så kallade Peter Pan-skivor , där ansamlingen fortsätter att kvarstå under mycket längre perioder, ibland varar i mer än 40 miljoner år). Skivan försvinner så småningom på grund av ansamling på den centrala stjärnan, planetbildning, utstötning av jetstrålar och fotoförångning av ultraviolett strålning från den centrala stjärnan och närliggande stjärnor. Som ett resultat blir den unga stjärnan en svagt fodrad T Tauri-stjärna, som under hundratals miljoner år utvecklas till en vanlig solliknande stjärna, beroende på dess initiala massa.
Accretion av planeter
Självansamling av kosmiskt stoft påskyndar tillväxten av partiklarna till planetesimaler i blockstorlek . De mer massiva planetesimalerna samlar några mindre, medan andra splittras i kollisioner. Accretionskivor är vanliga runt mindre stjärnor, stjärnrester i en nära binär , eller svarta hål omgivna av material (som de i galaxernas centra) . Viss dynamik i skivan, såsom dynamisk friktion , är nödvändig för att tillåta kretsande gas att förlora rörelsemängd och falla på det centrala massiva föremålet. Ibland kan detta resultera i stellar ytfusion (se Bondi-tillväxt) .
Vid bildandet av jordiska planeter eller planetkärnor kan flera stadier övervägas. För det första, när gas- och stoftkorn kolliderar, agglomererar de genom mikrofysiska processer som van der Waals-krafter och elektromagnetiska krafter , och bildar mikrometerstora partiklar; under detta skede är ackumuleringsmekanismerna till stor del icke-gravitationella till sin natur. Emellertid är planetesimal bildning i centimeter-till-meter-intervallet inte väl förstådd, och ingen övertygande förklaring ges till varför sådana korn skulle ackumuleras snarare än att bara återhämta sig. I synnerhet är det fortfarande inte klart hur dessa objekt växer till att bli 0,1–1 km (0,06–0,6 mi) stora planetesimaler; detta problem är känt som "meterstorleksbarriären": När stoftpartiklar växer genom koagulering, får de allt större relativa hastigheter i förhållande till andra partiklar i deras närhet, såväl som en systematisk inåtgående drivhastighet, som leder till destruktiva kollisioner, och därigenom begränsa aggregatens tillväxt till någon maximal storlek. Ward (1996) föreslår att när långsamt rörliga korn kolliderar, hindrar den mycket låga, men ändå icke-noll, gravitationen hos kolliderande korn deras flykt. Man tror också att kornfragmentering spelar en viktig roll för att fylla på små korn och hålla skivan tjock, men också för att upprätthålla ett relativt stort överflöd av fasta ämnen av alla storlekar.
Ett antal mekanismer har föreslagits för att passera den "meterstora" barriären. Lokala koncentrationer av småsten kan bildas, som sedan gravitationsmässigt kollapsar till planetesimaler lika stora som stora asteroider. Dessa koncentrationer kan uppstå passivt på grund av gasskivans struktur, till exempel mellan virvlar, vid tryckgupp, vid kanten av ett gap skapat av en jätteplanet eller vid gränserna för turbulenta områden på skivan. Eller så kan partiklarna ta en aktiv roll i sin koncentration via en återkopplingsmekanism som kallas strömningsinstabilitet . I en strömningsinstabilitet resulterar interaktionen mellan de fasta ämnena och gasen i den protoplanetära skivan i tillväxt av lokala koncentrationer, eftersom nya partiklar ackumuleras i kölvattnet av små koncentrationer, vilket får dem att växa till massiva filament. Alternativt, om kornen som bildas på grund av agglomerering av damm är mycket porösa kan deras tillväxt fortsätta tills de blir tillräckligt stora för att kollapsa på grund av sin egen gravitation. Den låga densiteten hos dessa föremål gör att de kan förbli starkt kopplade till gasen och därigenom undvika kollisioner med hög hastighet som kan resultera i deras erosion eller fragmentering.
Korn håller så småningom ihop för att bilda bergsstorlek (eller större) kroppar som kallas planetesimals. Kollisioner och gravitationsinteraktioner mellan planetesimaler kombineras för att producera planetembryon i månstorlek ( protoplaneter ) under ungefär 0,1–1 miljon år. Slutligen kolliderar planetembryona och bildar planeter över 10–100 miljoner år. Planetesimalerna är tillräckligt massiva för att ömsesidiga gravitationsinteraktioner är tillräckligt betydande för att tas med i beräkningen när deras utveckling beräknas. Tillväxten underlättas av orbital förfall av mindre kroppar på grund av gasmotstånd, vilket förhindrar dem från att stranda mellan embryonas banor. Ytterligare kollisioner och ackumulering leder till jordlevande planeter eller kärnan av jätteplaneter.
Om planetesimalerna bildas genom gravitationskollapsen av lokala koncentrationer av småsten, domineras deras tillväxt till planetariska embryon och kärnor av jätteplaneter av de ytterligare anhopningarna av småsten. Pebble accretion underlättas av gasmotståndet som känns av föremål när de accelererar mot en massiv kropp. Gasmotstånd saktar ner småstenen under utrymningshastigheten för den massiva kroppen, vilket gör att de spiralerar mot och samlas av den. Pebble accretion kan påskynda bildandet av planeter med en faktor på 1000 jämfört med accretion av planetesimals, vilket gör att jätteplaneter kan bildas innan gasskivan försvinner. Ändå verkar kärntillväxt via stentillväxt oförenlig med de slutliga massorna och sammansättningarna av Uranus och Neptunus .
Bildandet av jordlevande planeter skiljer sig från det för gigantiska gasplaneter, även kallade jovianska planeter . Partiklarna som utgör de jordiska planeterna är gjorda av metall och sten som kondenseras i det inre solsystemet . Jovianska planeter började dock som stora, isiga planetesimaler, som sedan fångade väte och heliumgas från solnebulosan . Differentiering mellan dessa två klasser av planetesimaler uppstår på grund av solnebulosans frostlinje .
Accretion av asteroider
Meteoriter innehåller ett register över ackretion och nedslag under alla stadier av asteroidens ursprung och evolution; mekanismen för asteroidtillväxt och tillväxt är dock inte väl förstått. Bevis tyder på att den huvudsakliga tillväxten av asteroider kan vara resultatet av gasassisterad ackretion av kondruler , som är millimeterstora sfärer som bildas som smälta (eller delvis smälta) droppar i rymden innan de ansamlas till sina moderasteroider. I det inre solsystemet tycks kondruler ha varit avgörande för att initiera ackretion. Den lilla massan av asteroider kan delvis bero på ineffektiv kondrulbildning bortom 2 AU , eller mindre effektiv leverans av kondruler från nära protostjärnan. Påverkan kontrollerade också bildandet och förstörelsen av asteroider, och tros vara en viktig faktor i deras geologiska utveckling.
Kondruler, metallkorn och andra komponenter som troligen har bildats i solnebulosan . Dessa samlades för att bilda moderasteroider. Några av dessa kroppar smälte därefter och bildade metalliska kärnor och olivinrika mantlar ; andra var vattenmässigt förändrade. Efter att asteroiderna hade svalnat eroderades de av nedslag i 4,5 miljarder år, eller stördes.
För att ansamling ska ske måste anslagshastigheterna vara mindre än ungefär två gånger utrymningshastigheten, vilket är ungefär 140 m/s (460 ft/s ) för en asteroid med en radie på 100 km (60 mi). Enkla modeller för ansamling i asteroidbältet antar i allmänhet mikrometerstora dammkorn som klibbar ihop och sätter sig i nebulosans mittplan för att bilda ett tätt lager av damm, som på grund av gravitationskrafter omvandlades till en skiva av kilometerstora planetesimaler . Men flera argument [ vilka? ] tyder på att asteroider kanske inte har samlats på detta sätt.
Accretion av kometer
.png)
Kometer , eller deras föregångare, bildades i det yttre solsystemet, möjligen miljontals år innan planeten bildades. Hur och när kometer bildades diskuteras, med distinkta implikationer för solsystemets bildning, dynamik och geologi. Tredimensionella datorsimuleringar indikerar att de viktigaste strukturella egenskaperna som observerats på kometkärnor kan förklaras av parvis låghastighetsansamling av svaga kometesimaler. Den för närvarande gynnade bildningsmekanismen är den av nebulärhypotesen , som säger att kometer förmodligen är en rest av de ursprungliga planetesimala "byggstenarna" som planeterna växte från.
Astronomer tror att kometer har sitt ursprung i både Oorts moln och den spridda skivan . Den spridda skivan skapades när Neptunus migrerade utåt in i proto-Kuiperbältet, som vid den tiden låg mycket närmare solen, och lämnade i dess spår en population av dynamiskt stabila objekt som aldrig kunde påverkas av dess omloppsbana (Kuiperbältet ) korrekt), och en population vars perihelia är tillräckligt nära för att Neptunus fortfarande kan störa dem när den färdas runt solen (den spridda skivan). Eftersom den spridda skivan är dynamiskt aktiv och Kuiperbältet relativt dynamiskt stabil, ses nu den spridda skivan som den mest sannolika utgångspunkten för periodiska kometer. Den klassiska Oorts molnteorin säger att Oorts moln, en sfär som mäter cirka 50 000 AU (0,24 st) i radie, bildades samtidigt som solnebulosan och emellanåt släpper ut kometer in i det inre solsystemet när en gigantisk planet eller stjärna passerar i närheten. och orsakar gravitationsstörningar. Exempel på sådana kometmoln kan redan ha setts i Helixnebulosan .
Rosetta - uppdraget till kometen 67P/Churyumov–Gerasimenko fastställde 2015 att när solens värme tränger in i ytan utlöser den förångning (sublimering) av begravd is. Medan en del av den resulterande vattenångan kan komma ut från kärnan, kondenserar 80 % av den i lager under ytan. Denna observation antyder att de tunna isrika skikten som exponeras nära ytan kan vara en konsekvens av kometaktivitet och evolution, och att global skiktning inte nödvändigtvis inträffar tidigt i kometens bildningshistoria. Medan de flesta forskare trodde att alla bevis tydde på att strukturen hos kometernas kärnor är bearbetade stenhögar av mindre isplanetesimaler från en tidigare generation, avfärdade Rosetta -uppdraget tanken att kometer är "grushögar" av olika material.
Se även
- Astrokemi – Studie av molekyler i universum och deras reaktioner
- Astronomisk spektroskopi – Studie av astronomi med hjälp av spektroskopi för att mäta spektrumet av elektromagnetisk strålning
- Circumplanetary disk – Ansamling av materia runt en planet
- Lista över interstellära och cirkumstellära molekyler – Molekyler som upptäckts i rymden
- Nova – Kärnvapenexplosion i en vit dvärgstjärna
- Planetnebulosa – Typ av emissionsnebulosa
- Q-PACE – Rymdfarkostuppdrag för att studera stjärntillväxt
- Kvasistjärna
- Ringsystem – Ring av kosmiskt stoft som kretsar kring ett astronomiskt objekt
- Grushög – Himmelkroppen består av många stenbitar som hålls samman av gravitationen
- Tidslinje för gravitationsfysik och relativitet
