Vývoj protoplanetárního disku po vzniku Slunce se v centrálních oblastech disku vypařily ledové částice a následně i prach ve vnějších a řídkých partiích přežila zrnka materiálu, která na sebe začala vázat další mikroskopické částice a plyn (uplatnily se elektrostatické a následně i gravitační interakce) Jeden milion let po vzniku Slunce dochází ke srážkám prachových zrnek disk se zplošťuje v rovině disku se částice pohybují směrem ke Slunci částice mimo rovinu disku se pohybují nejen směrem ke Slunci, ale také k rovině disku, kde se střetávají s částicemi uvnitř roviny disku dochází k jejich brzdění (brzdí se především složka pohybu kolmá k rovině disku) uvolňuje se velké množství tepla rovina disku Slunce prachová zrnka pohlcují záření mladého Slunce, jež následně emitují jako krátkovlnné infračervené záření, které ohřívá i tmavé oblasti disku zastíněné okolním materiálem teplota, hustota i tlak plynu uvnitř disku klesají s rostoucí vzdáleností od Slunce pozorování: disky staré 10 6 až 3.10 6 let jsou řídké, plynný materiál vyfouknul hvězdný vítr plynní obři se musí zformovat do 10 7 let, jinak v disku nezůstane dostatek materiálu!
Konkurenční teorie vzniku Sluneční soustavy Hypotéza akrece (Core-instability hypothesis či Planetesimals hypothesis) planety vznikly postupnou akrecí (spojováním) mikroskopických částeček pevného materiálu a plynu ve větší tělesa tzv. proces zdola nahoru Hypotéza plynné nestability (Gas-instability hypothesis) planety vznikly ze zárodečného materiálu pramlhoviny podobně jako Slunce, dokonce bez nutnosti vzniku protoplanetárního disku stejnou cestou vznikají například hnědí trpaslíci tzv. proces shora dolů
Jeansovo kritérium vs. hypotéza plynné nestability z Jeansova kritéria vyplývá, že ve slunečním protopl. disku nebylo dosaženo kritické hmotnosti M J, při níž by se jednotlivé partie disku začaly samy smršťovat (hodnota M J je řádově vyšší než hmotnost planet) disk byl příliš řídký a horký ke vzniku planet gravitačním smršťováním tudíž nemohlo dojít hlavní roli sehrála akrece M J kt G am u 3/ 2 1 k Boltzmanova konstanta, G gravitační konstanta, a průměrná hmotnost molekul v atomových hmotnostních jednotkách m u James Jeans (1877-1946) vypracoval teorii, podle níž se Slunce střetlo s jinou hvězdou a vyvržený oblak sluneční hmoty pak kondenzoval do planet
Přenesení momentu hybnosti ze Slunce na planety klíčovou otázkou je, jakým způsobem se moment hybnosti rotujícího Slunce přenesl na planety ve Slunci je soustředěno 99,85 % hmotnosti Sluneční soustavy 98 % momentu hybnosti je však ukryto v oběhu planet a zbývajících těles Magnetické interakce je možné, že se moment hybnosti přenesl prostřednictvím magnetického pole mezi tělesy (tzv. zamrzlé magnetické siločáry ve vnitřní části sluneční pramlhoviny, jež byla ionizována zářením mladého Slunce) Gravitační interakce uplatit se mohlo také gravitační působení mezi jednotlivými částmi protoplanetárního disku, které obíhaly v různých vzdálenostech od Slunce jde o tzv. gravitační tření, kdy jedna část oblaku s určitou rychlostí oběhu brzdila (respektive urychlovala) sousední část oblaku s větší (či menší) rychlostí oběhu tím se přenášel moment hybnosti původního protoplanetárního disku(a posléze i Slunce) do oběhu budoucích planet
Teorie akrece Kondenzace plynného materiálu při poklesu teploty na 900-1 400 C (1 200-1 700 K) začal plyn v disku kondenzovat do mikroskop. zrnek nejdříve přešly do pevné fáze netěkavé kovové prvky s vysokou teplotou tání: Ti, Fe, Ni, Al, Ca následovaly je oxidy výše uvedených prvků a křemičitany Sněžná čára při nízkém tlaku a teplotě kolem -75 C (200 K) začala kondenzovat voda (H 2 O) a posléze i čpavek (NH 3 ) teplotu pod -75 C měly oblasti ve vzdálenosti 3-4 AU od Slunce, tedy za současným hlavním pásem planetek tato oblast se nazývá sněžná čára (snow line) či ledová čára (frost line) ve vzdálenosti 10 AU kondenzoval do pevných zrn také metan (CH 4 ) v protoplanetárním disku se objevily oblasti o různém chemickém složení (důležitý předpoklad pro formování terestrických planet a plynných obrů)
Teorie akrece Růst prachových zrn shluky atomů a molekul vytvářely dalším nabalováním plynného i pevného materiálu mikroskopická zrnka uplatnily se především elektrostatické a posléze i gravitační interakce, důležitou roli mohla sehrát i námraza rychlost růstu milimetry za rok! podobná, velmi stará zrna zárodečného materiálu nalezneme v chondritických meteoritech Chondritické meteority stáří cca. 4,56 miliardy let, obsahují drobné kulové útvary: starší vápenito-hlinité inkluze (CAls) mladší chondry (zůstaly od svého vzniku nezměněny) vývoj chonder byl dramatický, studium jejich krystalické struktury ukázalo, že byly šokově přetaveny a následné ochlazení probíhalo v intervalu desítek minut co je příčinou přetavení nevíme, možná sluneční erupce nebo elektrické výboje v protoplanetárním disku
Podrobnější pohled na hranici ledu Hromadění materiálu nahromadění materiálu v protoplanetárním disku ve vzdálenosti ~5 AU od Slunce souvisí se vznikem přechodové hranice mezi vodní párou a ledem (tzv. snow line sněžná čára), která měla významný vliv na formování disku v této oblasti skokově narostla hustota protoplanetárního disku mladé Slunce produkovalo intenzivní ultrafialové záření, které vypařilo těkavé látky (voda, čpavek apod.) ve vnitřních částech Sluneční soustavy sluneční vítr dopravil tyto látky do oblasti sněžné čáry, kde zkondenzovaly do pevných zrnek větší hmotnost zpomalila pohyb zrnek směrem ze Sluneční soustavy pevný materiál se hromadil v oblasti sněžné čáry docházelo k jeho intenzivní akreci Akrece diferencovaného materiálu akrece probíhala v celém protoplanetárním disku stavební materiál byl ale odlišný a jeho složení záviselo na vzdálenosti od Slunce (těkavé prvky a sloučeniny vs. kovy, oxidy kovů, křemičitany apod.)
Vznik planetesimál Gravitační akrece zrnka se srážejí (dochází k jejich tříštění nebo spojování, záleží na rychlosti) zrnka, která proniknou za hranici ledu, do vnitřních oblastí Sluneční soustavy, pokrývají složitější molekuly, vyšší teploty činí jejich povrch lepkavým z větších zrn vznikají tělesa o průměru 1-10 metrů Za deset tisíc let se formují tělesa o průměrech stovek metrů až několika kilometrů, tzv. planetesimály rychlost jejich růstu činí několik centimetrů za rok po dobu několika milionů let na konci období formování planet je do planetesimál sbalen téměř všechen původní prach a ledové částice tření planetesimál o plyn v protoplanetárním disku vede k tomu, že obíhají v rovině disku a jejich dráhy jsou téměř kruhové, popř. vykazují jen velmi malou excentricitu
O akreci planetesimál je možné rozlišit dva základní typy růstu planetesimál: Uspořádaný růst vzájemné relativní rychlosti blízkých planetesimál jsou velké, ke kolizím dochází jen na geometrickém účinném průřezu pohybujících se těles menší tělesa rostou rychleji než větší Překotný růst vzájemné relativní rychlosti blízkých planetesimál jsou malé, může se uplatnit tzv. gravitační fokusace, při níž se planetesimály vzájemně přitahují větší tělesa rostou rychleji než menší během formování protopl. disku se zpočátku uplatňoval uspořádaný růst planetesimál, jakmile však tělesa dosáhla průměru cca. 1 km, byly jejich gravitační interakce (a tření o plyn) natolik velké, že jejich vzájemné relativní rychlosti poklesly a byl zahájen překotný růst trvající asi 100 000 let gravitační interakce velkých těles (planetárních zárodků) vytvořených překotným růstem následně navýšily vzájemné relativní rychlosti okolních planetesimál, takže překotný růst ustal a planetární zárodky dále rostly uspořádaným, tzv. oligarchickým růstem, zatímco malé planetesimály rostly překotným růstem
Růst planetárních zárodků vzniká až několik desítek planetárních zárodků (kamenných jader budoucích planet) většinu povrchu planetárního systému tvoří povrch malých těles (planetesimál), většina hmotnosti je však soustředěna ve velkých tělesech (p. zárodcích) velké planetární zárodky pohlcují menší tělesa, rychlost jejich růstu klesá s úbytkem stavebního materiálu, který leží v úzkém pásu podél jejich dráhy planetární zárodky s podobnými hmotnostmi si konkurují při akreci zbývajících planetesimál Vzdálenost 1 AU od Slunce vznikají desítky planetárních zárodků o velikosti Měsíce, jejich spojováním posléze vzniknou tělesa o velikosti Země (v časovém horizontu 100 milionů roků) Vzdálenost 5 AU a dále od Slunce planetární zárodky dosáhnou několikanásobku hmotnosti Země za pár milionů roků, možná i rychleji vznikají čtyři větší kamenné planetární zárodky (budoucí Jupiter, Saturn, Uran a Neptun), jež posléze zachytávají okolní plyn z protoplanetárního disku
Další vývoj planety Jupiter ve vzdálenosti cca. 5 AU od Slunce existuje díky zvýšené hustotě protoplanetárního disku, podél sněžné čáry, velké množství planetesimál jejich složení je podobné složení komet (především ledové částice a prach) Záchyt plynu za 10 5 až 10 6 roků dosáhnul planetární zárodek Jupiteru hmotnosti asi 10-15 M Z a začal velmi rychle zachytávat okolní plyn (vodík a helium) zpočátku probíhal záchyt plynu pomalu, plyn putoval přes Lagrangeovy body L 1 a L 2 jakmile dosáhla hmotnost zachyceného plynu hmotnosti jádra planety, proces se zrychlil pří záchytu plynu ztrácí plyn svou kinetickou energii a ochlazuje se rychlost růstu plynného obra je limitována schopností plynu ochladit se Tepelný přenos je ovlivněn tokem záření skrze vnější vrstvy planetární atmosféry, průhlednost těchto vrstev je dána jejich složením model: rychlý přenos tepla nastane pouze u planetárních zárodků s hmotností kolem desetinásobku hmotnosti Země
Simulace záchytu plynu obří planetou animace růstu planety uvnitř protoplanetárního disku na počátku simulace má planeta 3x větší hmotnost než Země, na jejím konci je hmotnost planety 10x větší než hmotnost Jupiteru díky interakcím s okolním plynem by za normálních okolností planeta migrovala do vnitřních částí protoplanetárního disku, v simulaci je však její kruhová oběžná dráha zafixována v levém dolním rohu je zobrazen hustotní profil disku prostřednictvím tzv. povrchové hustoty (hmotnost připadající na jednotku plochy) s tím jak planeta roste, sílí gravitační interakce mezi ní a plynem (planeta přenáší část svého momentu hybnosti na okolní plyn), v disku pak vzniká oblast se sníženou hustotou materiálu i poté, co planeta vyčistí okolí své oběžné dráhy, k ní stále proudí plyn přes Lagrangeovy body
Simulace záchytu plynu obří planetou (videosekvence)
Migrace planet její příčinou je výměna momentu hybnosti mezi planetami a částicemi protoplanetárního disku může nastat jak v plynném protoplanetárním disku (uplatní se tření planety o plyn i gravitační interakce mezi planetou a diskem), tak v planetesimálním disku (příčinou je gravitační interakce planety s okolními planetesimálami) existuje i chaotická migrace při níž systém dospěje do stavu dynamické nestability, výsledkem jsou dráhy planet s vysokou excentricitou, následkem čehož dochází k blízkým setkáním planet a zpravidla i vypuzení jedné z planet ze systému Migrace Jupiteru pokud měla Sluneční pramlhovina větší hmotnost, mohl Jupiter vzniknout dále od Slunce (5,5 AU) disk planetesimál se rozkládal do vzdálenosti přibližně 30-35 AU při gravitačních interakcích s planetesimálami (o srážky se jednalo pouze v menší míře) se rychlost Jupiterova oběhu zmenšovala, Jupiter se začal spirálovitě blížit ke Slunci některé planetesimály jsou Jupiterem pohlceny, jiné jsou vypuzeny ze Sluneční soustavy (dostávají se na excentrické dráhy s velkým sklonem vůči rovině Jupiterova oběhu) velké množství planetesimál je vypuzeno do vnějších partií Sluneční soustavy, kde vzniká Oortův oblak Jupiter postupně putuje až do současné vzdálenosti 5 AU od Slunce dochází ke vzniku gravitačních rezonancí mezi planetami
Gravitační rezonance gravitační rezonance se objevují mezi dvojicí těles podobné hmotnosti, která se pohybují po tzv. souměřitelných (komensurabilních) drahách poměr dob jejich oběhu lze vyjádřit poměrem malých celých čísel Jupiter-Saturn (5:2) Saturn-Uran (3:1,05) Uran-Neptun (2:1) Neptun-Pluto (3:2) pokud mají tělesa podobnou hmotnost, jejich dráhy se stabilizují, pokud je ovšem jedno z těles výrazně hmotnější (např. Jupiter vs. planetesimály a planetky), tělesa se nemohou pohybovat po souměřitelných drahách vznik Kirkwoodových mezer v hlavním pásu planetek (vliv Jupiteru) vznik proluk uvnitř Saturnových prstenců (vliv Saturnových měsíců a měsíčků)
Vývoj obřích planet Model z Nice v roce 2005 byla vytvořena numerická simulace (tzv. Model z Nice dle observatoře v Nice) popisující vývoj uvnitř mladé Sluneční soustavy Počáteční podmínky Modelu z Nice: hlavní poloosy čtyř obřích planet: Jupiter ~5,5 AU Saturn ~8,5 AU Uran a Neptun ~11-13 AU (event. ~14-17 AU), přičemž minimální vzdálenost Uranu a Neptunu činila 2 AU oběžné dráhy těles byly téměř kruhové a koplanární disk planetesimál měl hmotnost 30-50 M z a sestával z 1 000-5 000 těles stejné hmotnosti (vnitřní okraj disku začínal ihned za drahami planet, vnější okraj disku končil ve vzdálenosti 30-35 AU od Slunce) Observatoř v Nice
Vývoj obřích planet Model z Nice Výsledky: Jupiter migruje do vnitřních částí Sluneční soustavy, Saturn naopak vně mezi Jupiterem a Saturnem dochází ke vzniku dočasné gravitační rezonance 2:1, což mělo výrazný vliv na planetesimály i ledové obry (Uran a Neptun) obě planety však posléze doputovaly až do současných vzdáleností (vznik gravitačních rezonancí nejspíše zastavil pohyb Jupiteru do vnitřních partií Sluneční soustavy) roste excentricita oběžných drah Uranu a Neptunu, obě planety migrují do současných vzdáleností (20 respektive 30 AU), čímž se ocitají v oblastech původního disku planetesimál Neptun s Uranem si zřejmě vyměňují pozice díky migraci Uranu a Neptunu se tělesa z disku planetesimál (vně jejich oběžných drah) dostávají na dráhy s obrovskou excentricitou -> původní disk planetesimál je na konci migrace planet v podstatě zcela rozptýlen Srovnání výsledků modelu z Nice s realitou. V grafech je vynesena excentricita a sklon oběžných drah čtyř obřích planet. Černé kruhy vyznačují současné hodnoty. Černá data odpovídají simulaci, při níž došlo k silnějším interakcím mezi Saturnem a vnitřním ledovým obrem, světlejší data pak simulaci s méně intenzivními interakcemi.
Vývoj obřích planet Model z Nice Migrace planet (vývoj jejich drah v čase) podle simulací vytvořených v rámci tzv. Modelu z Nice. Horní a dolní křivka u každé z planet reprezentuje vývoj excentricity dráhy planety. Maximální dosažená excentricita během posledních dvou milionů roků simulace je pak uvedena po pravé straně grafu. Autoři: K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli a H. F. Levison, (2005).
Ledoví obři Uran a Neptun růst vzdálených ledových obrů (Uran a Neptun) na jejich současných pozicích by trval kvůli nedostatku materiálu v protoplanetárním disku neúměrně dlouho, až 100 miliard let! planety pravděpodobně vznikly blíže Slunci, v hustších partiích protoplanetárního disku a migrovaly do vnějších částí Sluneční soustavy obě planety doputovaly do vzdálenosti 20-30 AU, odkud vypudily další planetesimály některé z planetesimál se zachránily vytvořením rezonancí s Neptunem, Pluto a Plutina mají např. rezonanci 3:2 planetární zárodky Uranu a Neptunu extrémně narostly (hmotnost 10krát až 20krát větší než hmotnost Země) v důsledku jejich enormního růstu se zpozdil záchyt plynu, kterého mezitím zůstalo k dispozici jen málo planety Uran a Neptun získaly plyn odpovídající pouze dvojnásobku hmotnosti Země jedná se spíše o ledové obry (je možné, že jsou běžnějším typem planet než plynní obři) hustoty Uranu a Neptunu snad naznačují, že Uran vzniknul dále od Slunce než Neptun migrace planet skončila s rozptýlením disku planetesimál, kdy se dráhy planet opět stabilizovaly
Vliv migrace planet na vývoj Sluneční soustavy a) rozložení planetesimál ve Sl. soustavě před vznikem rezonance 2:1mezi Jupiterem a Saturnem (dráhy planet: Jupiter červená, Saturn bílá, Neptun tyrkysová, Uran fialová) b) rozložení planetesimál při migraci Neptunu do vnějších částí Sluneční soustavy c) rozložení planetesimál po skončení migrace planet animace: Nice model Alessandro Morbidelli a kol.
Vliv migrace planet na disk planetesimál (videosekvence)
Vliv migrace planet na vývoj Sluneční soustavy Kuiperův pás obsahuje planetesimály rozptýlené Neptunem Rozptýlený disk (scattered disk) obsahuje planetesimály rozptýlené Neptunem Oortův oblak obsahuje planetesimály (snad) rozptýlené Jupiterem celková hmotnost těles se pohybuje kolem stonásobku hmotnosti Země Trojané po zániku rezonance 2:1 mezi Jupiterem a Saturnem zůstaly v Lagrangeových bodech Jupiteru L 4 a L 5 zachyceny planetky, které se tam zrovna náhodně nacházely, tzv. Trojané
Vliv plynných a ledových obrů na vývoj Sluneční soustavy 50 až 100 milionů roků po vzniku Slunce obíhaly všechny planety Sluneční soustavy po přibližně kruhových drahách blízko roviny ekliptiky Jupiter migroval směrem do středu Sluneční soustavy, Saturn, Uran a Neptun naopak vně Období pozdního intenzivního bombardování před 3,85 mld. roků (asi 800 mil. roků po zrodu Slunce) došlo ke vzniku dočasné gravitační rezonance 2:1 mezi Jupiterem a Saturnem výsledkem bylo gravitační narušení drah planetek uvnitř disku planetesimál přes 99 % planetek se dostalo na excentrické dráhy, některé byly vypuzeny do vnějších částí Sluneční soustavy, další spadly do Slunce nastalo období pozdního intenzivního bombardování, Late Heavy Bombardment, LHB
Závěrečné období formování terestrických planet terestrické planety byly vystaveny intenzivnímu bombardování zbývajícími planetesimálami s hmotnosti až ¼ hmotnosti dané planety došlo k uvolnění obrovského množství tepelné energie a roztavení hornin teplo uvolněné akrecí, obřími impakty a rozpadem radioaktivních izotopů ohřívalo nitro i povrch mladých planet na teploty přesahující 1600 C na povrchu vznikaly oceány magmatu vzniklá směs se v budoucnu diferencovala (viz geologická stavba terestrických těles) odpařila se voda a plyny z hornin, vznikly první, tzv. primární atmosféry impaktující tělesa (planetesimály, komety apod.) dopravila na terestrické planety vodu při tečné srážce Země s tělesem o velikosti Marsu vzniknul před 4,5 mld. roků Měsíc
Vznik terestrických planet Konkurující si planetární zárodky budoucí planetární systém nejspíše obsahoval nadbytek planetárních zárodků, které si navzájem konkurovaly v oblasti vnitřní Sluneční soustavy mohlo existovat 20-40 planetárních zárodků o velikosti Merkuru po vymetení plynu si zárodky vzájemně destabilizovaly své oběžné dráhy, které získaly eliptický charakter, následovaly srážky zárodků a jejich další růst během 10 8 let srážkami vznikly terestrické planety dráhy velkých těles (budoucích planet) se opětovně stabilizovaly tzv. dynamickým třením, kdy byly malá tělesa rozptýlena na excentrické dráhy, zatímco dráhy velkých těles přešly na kruhové některé z planetárních zárodků byly dokonce vypuzeny do vnějších částí planetárního systému Na scéně opět Jupiter? je možné, že svou roli sehrál také Jupiter jeho gravitační vliv mohl způsobit mírnou migraci terestrických planet směrem ke Slunci, kde se dostaly do kontaktu se zbývajícím nevyužitým materiálem
Terestrické planety Merkur, Venuše, Země, Mars vznikly ve vnitřní části Sluneční soustavy do vzdálenosti 4 AU od Slunce složeny z netěkavých kovů (Fe, Ni, Al) a horninotvorných křemičitanů tyto prvky tvořily asi 0,5 % sluneční pramlhoviny, jejich množství limitovalo rozměry terestrických planet
Plynní a ledoví obři Jupiter, Saturn, Uran a Neptun zrodily se ve vnějších partiích Sluneční soustavy, kde byla hojnost lehkých prvků (vodík, helium) a jednoduchých sloučenin s nízkou teplotou tání kamenné zárodky (jádra) plynných obrů dosáhly hmotnosti odpovídající jednotkám až desetinásobkům hmotnosti Země zbytek současné hmotnosti těchto těles představuje gravitačně zachycený plyn plynní a ledoví obři tvoří 99 % hmotnosti všech těles, která obíhají kolem Slunce
Použitá literatura Mikulášek, Z. (2000): Úvod do fyziky hvězd. Přírodovědecká fakulta Masarykovy univerzity v Brně. Imke, P. a Lissauer, J., J. (2007): Planetary Sciences. Cambridge University Press. Taylor, S., R. (2001): Solar system evolution. Cambridge University Press. Tsiganis, K., Gomes, R., Morbidelli, A., Levison, H. F. (May 2005): Origin of the Orbital Architecture of the Giant Planets of the Solar system. Nature 435: 459-461. Shaw, A., M. (2007): Astrochemistry. John Wiley & Sons, Ltd. Lin, D., N., C. (May 2008): The Genesis of Planets. Scientific American 298 (5): 50-59. Kretke, A. a Lin, D., N., C. (July 2007): Grain retention and formation of planetesimals near the snow line in MRI-driven turbulent protoplanetarydisks. The Astrophysical Journal 664 (20). Brož, M., (2004): Astronomický kurz. Povětroň 4. Pokorný, Z. (2005): Planety. Aventinum. Kulhánek, P. a Rozehnal, J. (2007): Hvězdy, planety, magnety. Mladá fronta, a. s. Beatty, K., J. (January 2011): A New, Improved Solar System. Sky & Telescope. Rozehnal, J. (Leden 2011): Útěk ledových obrů 1. Astropis. Rozehnal, J. (Březen 2011): Útěk ledových obrů 2. Astropis. Zimmerman, R. (March 2012): Finding the Sun s Lost Nursery. Sky & Telescope. Izidoro, A., Haghighipour, N., Winter, O., C. a Tsuchida, M. (January 2014): Terrestrial Planet Formation in a Protoplanetary Disk With a Local Mass Depletion: A Successful Scenario for the Formation of Mars The Astrophisical Journal 782:31.
Použitá literatura Bellini, G., Ianni, A., Ludhova, L., Mantovani, F. a McDonough, W., F. (June 2014): Geo-neutrinos. Progress in Particle and Nuclear Physics 73: 1-34. Perrot, C., et al. (April 2016): Discovery of concentric broken rings at sub-arcsec separations in the HD 141569A gas-rich, debris disk with VLT/SPHERE. Astronomy & Astrophysics manuscript no. hd141569_sphere_vf2.