Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Formarea lui Jupiter

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

1leftarrow blue.svg Intrare principală: Jupiter (astronomie) .

Modalitățile care au condus la formarea lui Jupiter urmează aproximativ aceleași modalități prin care planetele gazoase își au originea în conformitate cu modelul nebuloasei solare .

Impresia artistului despre un gigant gazos în formare; este posibil ca Jupiter, în primele faze ale vieții sale, să fi luat un aspect similar.

După formarea Soarelui , care a început cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă, [1] materialul rezidual, bogat în metale , a fost aranjat într-un disc circumstelar din care planetesimalele au apărut pentru prima dată, prin urmare, prin agregarea acestora din urmă, protoplanetele . [2]

Jupiter a provenit din coalescența planetesimalelor situate dincolo de ceea ce planetologii definesc ca linie de îngheț , o linie dincolo de care se îngroașă materiale volatile cu un punct de topire scăzut. [3] Fuziunea a numeroase planetesimale înghețate a dat naștere, chiar dincolo de linia înghețului , unui embrion planetar mare, care, potrivit unui studiu publicat în noiembrie 2008, [N 1] avea o masă de aproximativ 10-18 mase terestre ( M ). [4] Ulterior, embrionul a început să-și mărească masa într-un ritm rapid prin scăderea hidrogenului și heliului din învelișul gazos rămas de la formarea Soarelui și atingerea, în scurt timp, a masei sale actuale (318 M ). [3]

Procesul de acumulare a planetei a fost mediat de formarea unui disc circumplanetar ; odată ce procesul de epuizare a materialelor volatile, acum dispărut pentru a constitui atmosfera planetei , a fost finalizat, materialele reziduale, în principal stâncoase, au ajuns să constituie sistemul de sateliți care înconjoară planeta, [5] care ulterior s-a îngroșat în urma capturării, prin marea forță de gravitate a lui Jupiter, a numeroase corpuri minore . [6]

Origini

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea și evoluția sistemului solar .
Impresia artistului asupra discului de gaz și praf care înconjoară un sistem planetar care se formează.

Soarele și sistemul solar au provenit din prăbușirea unui nor molecular extins al brațului Orion din cauza exploziei din vecinătatea sa, în urmă cu aproximativ 4,7 miliarde de ani, a uneia sau mai multor supernove . [1] [7] Se stabilește că, acum aproximativ 4,57 miliarde de ani, [8] prăbușirea rapidă a norului a dus la formarea unei generații de stele T Tauri foarte tinere, inclusiv Soarele, care, imediat după formarea sa , a asumat o orbită aproape circulară în jurul centrului Căii Lactee , la o distanță medie de aproximativ 26 000 al. Incluziunile bogate în calciu și aluminiu , reziduale din formația stelară, au format apoi un disc protoplanetar în jurul stelei în creștere. [9] [10] [11]

În cadrul discului circumstelar a început procesul de formare planetară; modelul acceptat în prezent de comunitatea științifică, cel al nebuloasei solare , prezice că planetele s-au format pornind de la coalescența prafului original care a orbitat în jurul stelei în creștere. Prin contact direct, particulele de praf au început să crească atingând dimensiuni de ordinul unui kilometru ; aceste fragmente mari de rocă s-au ciocnit între ele pentru a forma corpuri mai mari, planetesimalele . Coliziunile și fuziunile continue ale planetesimalelor au dus la formarea unor corpuri din ce în ce mai mari, până la primele protoplanete , care s-au format în câteva milioane de ani. [12]

În sistemul solar interior , având în vedere temperaturile ridicate, planetesimalele formate din elemente și compuși cu un punct de topire ridicat, în special metale (cum ar fi fierul , nichelul și aluminiul) și silicații stâncoși, au fost concentrate; din aceste planetesimale au apărut planetele terestre . [2] [3]

În regiunile exterioare ale sistemului solar , dincolo de așa-numita linie de îngheț (numită și limita de zăpadă , regiune situată la aproximativ 5 unități astronomice - UA - de la Soare), temperaturile mai scăzute au favorizat acumularea planetesimalelor formate din substanțe la un punct de topire scăzut (cum ar fi apa ); aceste planetesimale înghețate au constituit baza formării giganților gazoși . Cantitatea de planetesimale înghețate a fost mult mai mare decât cea a planetesimalelor stâncoase, [2] ceea ce a permis protoplanetelor gazoase să atingă o masă suficientă pentru a declanșa procesul de acumulare și pentru a acumula cantitățile uriașe de hidrogen și heliu , prezente din abundență în aceste regiuni din sistem, care a format atmosfera lor vastă. [3]

Condensarea de la planetesimale și acreția proto-Jupiter

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Nebuloasa solară .
Imagine care prezintă structura nebuloasei solare și poziția formării lui Jupiter.

Formarea lui Jupiter a început de la coalescența planetesimalelor de natură înghețată chiar dincolo de linia înghețului ; prin urmare, în primele faze ale formării sale planeta a constat în principal din material solid, cu o anumită cantitate de gaz, care a fost preluată din învelișul de hidrogen și heliu, rezidual din formarea Soarelui, limitat de radiația și vântul stele în aceste regiuni ale sistemului planetar. [13] Formarea lui Jupiter este deci o combinație între creșterea planetesimalelor și acumularea de gaze din nebuloasa solară: de fapt, creșterea gazelor din jurul embrionului planetar a fost mediată de formarea unei structuri discoidale, circumplanetare sau disc protolunar , considerat un fel de disc protoplanetar miniatural. [14]

Creșterea planetesimalelor, care a avut loc inițial la o rată mai intensă decât cea a gazelor, a continuat până când numărul corpurilor stâncoase din centura orbitală în care a avut loc formarea planetei a suferit o scădere notabilă; [13] a originat astfel un embrion planetar mare cu o masă care, conform simulărilor computerizate, s-a ridicat la aproximativ 10-18 mase de pământ (M ). [4] În acest moment, rata de creștere a planetesimalelor și a gazelor a atins inițial valori similare, astfel încât acestea din urmă au început să predomine asupra celor dintâi, favorizate de contracția rapidă a anvelopei gazoase în creștere și de expansiunea rapidă a limitei exterioare a sistem, în funcție de masa totală atinsă de planetă. [13] Proto-Jupiter a crescut într-un ritm rapid prin scăderea hidrogenului din nebuloasa solară și a ajuns la 150 M în mai puțin de o mie de ani, prin urmare, în același timp, 318 M definitiv. [3]

Potrivit astrofizicienilor, nu este o coincidență faptul că Jupiter se află chiar dincolo de linia înghețului : de fapt, deoarece cantități mari de apă acumulate în acest district al sistemului solar datorită sublimării materialului înghețat care a precipitat către regiunile interne ale sistemului în formare, a fost creată o regiune de presiune scăzută care a mărit viteza particulelor care orbitează prin frânarea mișcării lor de cădere spre Soare. [3] De fapt, linia de îngheț a acționat ca o barieră, provocând o acumulare rapidă de materie ~ 5 UA din Soarele. [3]

Formarea discului circumplanetar a marcat faza de tranziție între stadiul nediscriminatoriu de acumulare de la nebuloasa solară și izolarea planetei de discul protoplanetar, care a marcat încetarea procesului de acumulare a planetei. Faza de izolare a început când Jupiter a consumat cea mai mare parte a gazului în regiunea sa orbitală și a început să „sape” un spațiu în mediul dens interplanetar care alcătuia discul protoplanetar. [14]

Originea sateliților naturali

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Sateliții naturali ai lui Jupiter .
Fotomontaj al lui Jupiter cu sateliții Medici .

Sateliții obișnuiți ar constitui rămășițele unei vechi populații de sateliți cu o masă similară cu actualii sateliți mediceni [5] [15] care s-ar fi format pornind de la coalescența prafului circumplanetarului. [5] [16]

Simulările par să indice că discul circumplanetar, în ciuda faptului că are inițial o masă relativ redusă, a limitat și a refăcut de-a lungul timpului o fracțiune substanțială din masa pe care nașterea Jupiter a dobândit-o din rămășițele nebuloasei solare. [5] Cu toate acestea, conform maselor sateliților obișnuiți, masa discului ar fi trebuit să fie egală cu doar 2% din masa planetei, o valoare foarte mică; [5] prin urmare, se crede că ar fi putut exista, în istoria primordială a planetei, mai multe generații de sateliți (se presupune cel puțin patru dincolo de prezent [15] ) de masă comparabilă cu cea a Medici, fiecare dintre care s-ar fi precipitat apoi spre planetă datorită interacțiunilor cu centura circumplanetară, în timp ce noii sateliți s-au format din noul praf capturat de planeta care se formează. [5] În timpul acestei transformări prin satelit, cantitatea de praf care alcătuia discul ar fi fost enorm redusă, atât de mult încât cantitatea actuală de praf legată în sistemul Jupiter nu reușește să efectueze o acțiune interferențială comparabilă împotriva orbitele sateliților care alcătuiesc generația actuală (probabil a cincea). [15] Generația de astăzi a sateliților s-ar fi format la o distanță mai mare decât cea actuală și ar fi alunecat încet în poziția lor actuală din cauza pierderii impulsului unghiular din cauza fricțiunii cu discul de subțire, de la care ar fi dobândit material suplimentar . Coborârea spre orbitele actuale s-ar fi oprit la stabilirea rezonanței orbitale care leagă în prezent Io , Europa și Ganimedes ; masa mai mare a acestuia din urmă face rezonabilă ipoteza că satelitul a migrat cu o viteză mai mare decât Io și Europa. [5]

Sateliții cei mai exteriori, cei neregulați , s-ar fi format din capturarea asteroizilor care treceau, în timp ce discul circumplanetar era încă suficient de masiv pentru a absorbi o mare parte din impulsul lor și a-i captura pe orbita din interiorul acestuia. O mare parte din aceste corpuri s-au spulberat ca urmare a stresului de maree din timpul capturării sau al coliziunilor cu alte obiecte mai mici, producând familiile de sateliți vizibile astăzi. [6]

Migrația către orbita actuală și capturarea troienilor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Model frumos .
O simulare care arată fenomenele de migrație planetară care au implicat planetele exterioare și centura Kuiper în primele etape ale istoriei sistemului solar: a) Înaintea rezonanței Jupiter / Saturn 2: 1 b) Mișcarea obiectelor centurii Kuiper în solar sistem după deplasarea orbitei lui Neptun c) După expulzarea corpurilor centurii Kuiper de către Jupiter.

Simulările pe computer, efectuate pentru a înțelege mecanismele care au condus la orbita lor particulară așa-numitele planete fierbinți ale lui Jupiter [17], au arătat că Jupiter a suferit și un proces de migrație planetară la scurt timp după formarea sa. [18] [19] Planeta s-ar fi format la aproximativ 5,65 UA de la Soare și în următorii 100.000 de ani, ca urmare a pierderii impulsului unghiular cauzat de fricțiunea cu praful rezidual al discului protoplanetar, ar fi alunecat treptat mai intern aproximativ 0,45 UA (70 milioane de kilometri), stabilizându-se pe orbita actuală și intrând într-o rezonanță 1: 2 cu Saturn . [20]

Principalele dovezi ale acestui fenomen sunt furnizate de un grup de aproximativ 700 de asteroizi aparținând familiei Hilda , care sunt în rezonanță 3: 2 cu Jupiter și posedă, pentru marea majoritate, orbite extrem de eliptice și excentrice în jurul Soarelui. [20] Simulările indică faptul că gigantul gazos , în timpul migrației sale, a deranjat foarte mult orbita circulară a asteroizilor proto-Hilda, scoțând unii dintre ei din sistemul solar și legând restul de orbitele lor excentrice actuale. [20]

Un alt eveniment legat aproape sigur de migrația lui Jupiter este capturarea asteroizilor troieni . De fapt, migrația planetelor uriașe a dus la o destabilizare a centurii Kuiper , care, după modelul de la Nisa , trebuia să fie apoi într-o poziție mai internă (așa cum se poate vedea din imaginea din lateral), aruncând în sistemul solar din interiorul a milioane de corpuri mai mici ; în plus, influența lor gravitațională combinată a deranjat rapid orice sistem de asteroizi preexistent care orbitează în punctele Lagrange L 4 și L 5 . [18] Prin urmare, conform acestei teorii, populația actuală a troienilor ar fi provenit din obiectele centurii Kuiper pe fugă pe măsură ce Jupiter și Saturn și-au introdus rezonanța orbitală actuală. [21]

Notă

Note la text
  1. ^ Ipoteza conform căreia planeta s-a format prin coalescența planetesimalelor și acumularea ulterioară a gazelor, este coroborată de rezultatele unor simulări pe computer, care indică faptul că Jupiter are un nucleu de aproximativ două ori mai masiv decât ipotezele inițiale, cu o masă estimată la 14-18 M , prin urmare capabil să crească cantități mari de gaz din nebuloasa solară.
    După cum se poate vedea din: Militzer , 2008.
Surse
  1. ^ a b M. Woolfson, Originea și evoluția sistemului solar ( PDF ) [ link rupt ] , la 200.105.152.242 , Universitatea din York. Adus la 14 decembrie 2012 .
  2. ^ a b c Ann Zabludoff (University of Arizona), Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System , pe atropos.as.arizona.edu . Adus 27.12.2006 .
  3. ^ a b c d e f g Douglas NC Lin, Geneza planetelor , în Științele , vol. 479, mai 2008, pp. 62-71. Articol original: DNC Lin, Geneza haotică a planetelor , în Scientific American , vol. 298, nr. 5, mai 2008, pp. 50–59.
  4. ^ a b B. Militzer, WB Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn, SA Bonev, A Massive Core in Jupiter predicted from First-Principles Simulations ( PDF ), vol. 688, nr. 1, pp. L45-L48, DOI : 10.1086 / 594364 . Adus pe 5 iunie 2009 .
  5. ^ a b c d e f g RM Canup, WR Ward, Origin of Europa and the Galilean Satellites , în Europa , University of Arizona Press, 2009.
  6. ^ a b D. Jewitt, N. Haghighipour, Sateliți neregulați ai planetelor: produse de captare în sistemul solar timpuriu ( PDF ), în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 45, 2007, pp. 261–95, DOI : 10.1146 / annurev.astro.44.051905.092459 . Adus la 14 ianuarie 2012 .
  7. ^ SW Falk, JM Lattmer, SH Margolis, Sunt surse supernove de boabe presolare? , în Nature , vol. 270, 1977, pp. 700-701.
  8. ^ Vârsta actuală a stelei noastre a fost determinată folosind modele dezvoltate la computer pe „ evoluția stelară și nucleocosmocronologia .
    A. Bonanno, H. Schlattl, L. Patern, Epoca Soarelui și corecțiile relativiste în EOS ( PDF ), în Astronomy and Astrophysics , vol. 390, 2002, pp. 1115–1118.
  9. ^ isotopicAges , pe psrd.hawaii.edu . Adus 14.12.2007 .
  10. ^ A. Bonanno, H. Schlattl, L. Patern, Epoca Soarelui și corecțiile relativiste în EOS ( PDF ), în Astronomy and Astrophysics , vol. 390, 2002, pp. 1115–1118.
  11. ^ AP Boss, RH Durisen, Fronturi de șoc care formează condrule în nebuloasa solară: un posibil scenariu unificat pentru formarea planetei și condritei , în The Astrophysical Journal , vol. 621, 2005, pp. L137 - L140, DOI : 10.1086 / 429160 .
  12. ^ P. Goldreich, WR Ward, The Formation of Planetesimals , în Astrophysical Journal , vol. 183, 1973, p. 1051, DOI : 10.1086 / 152291 . Adus la 16 noiembrie 2006 .
  13. ^ a b c JB Pollack, O. Hubickyj, P. Bodenheimer, JP Lissauer, M. Podolak, Y. Greenzweig ,, Formarea planetelor uriașe prin acumulare simultană de solide și gaze , în Icarus , vol. 124, nr. 1, noiembrie 1996, pp. 62-85. Adus la 10 mai 2009 .
  14. ^ a b PR Estrada, I. Mosqueira, JJ Lissauer, G. D'Angelo, DP Cruikshank, Formation of Jupiter and Conditions for Accretion of the Galilean Satellites , în arXiv , 8 septembrie 2008. Accesat la 9 mai 2009 .
  15. ^ a b c Marcus Chown, Cannibalistic Jupiter și-a mâncat primele luni , pe newscientist.com , New Scientist, 7 martie 2009. Accesat la 18 martie 2009 .
  16. ^ Y. Alibert, O. Mousis, W. Benz, Modelarea subnebulei joviene I. Condiții termodinamice și migrația proto-sateliților , în Astronomy & Astrophysics , vol. 439, 2005, pp. 1205-13, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20052841 .
  17. ^ FS Masset, JCB Papaloizou, Runaway Migration and the Formation of Hot Jupiters , în The Astrophysical Journal , vol. 588, nr. 1, mai 2003, pp. 494-508, DOI : 10.1086 / 373892 . Adus pe 5 iunie 2009 .
  18. ^ a b HF Levison, A. Morbidelli, C. Van Laerhoven și colab. , Originea structurii centurii Kuiper în timpul unei instabilități dinamice în orbitele lui Uranus și Neptun , 2007, arXiv 0712.0553.
  19. ^ DE Trilling, JI Lunine, W. Benz, Migrația orbitală și frecvența formării planetei gigantice , în Astronomy and Astrophysics , vol. 394, octombrie 2002, pp. 241-251, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20021108 . Adus pe 5 iunie 2009 .
  20. ^ a b c FA Franklin, NK Lewis, PR Soper, MJ Holman, HildaAsteroids as Possible Probes of Jovian Migration , în The Astronomical Journal , vol. 128, nr. 3, septembrie 2004, pp. 1391-1406, DOI : 10.1086 / 422920 . Adus pe 5 iunie 2009 .
  21. ^ A. Morbidelli, HF Levison, R. Gomes, Captură haotică a asteroizilor troieni ai lui Jupiter în sistemul solar timpuriu ( PDF ), în Nature , vol. 435, nr. 7041, 26 mai 2005, pp. 462–465, DOI : 10.1038 / nature03540 , ISSN 0028-0836, OCLC 112222497. Accesat la 5 iunie 2009 (arhivat din original la 31 iulie 2009) .

Bibliografie

Titluri generale

  • ( EN ) Albrecht Unsöld, The New Cosmos , New York, Springer-Verlag, 1969.
  • HL Shipman, Universul neliniștit. Ghid de observare cu ochiul liber și cu telescopul. Introducere în astronomie , Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5 .
  • (EN) Stephen Hawking ,A Brief History of Time , Bantam Books, 1988, ISBN 0-553-17521-1 .
  • H. Reeves, Evoluția cosmică , Milano, Rizzoli -BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, și colab., Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • M. Rees, Univers. De la big bang până la nașterea planetelor. De la sistemul solar la cele mai îndepărtate galaxii , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.

Titluri specifice

Pe sistemul solar

  • M. Hack , Descoperirea sistemului solar , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
  • F. Biafore, Călătorind în sistemul solar. O călătorie prin spațiu și timp în lumina ultimelor descoperiri , Grupul B, 2008, p. 146.
  • ( EN ) Diverse, Enciclopedia Sistemului Solar , Grupul B, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .

Pe planeta

linkuri externe

Sistem solar Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar
Wikimedaglia
Acesta este un articol de calitate .
A fost recunoscut ca atare la 18 ianuarie 2012 - mergi la raport .
Desigur, alte sugestii și modificări care îmbunătățesc și mai mult activitatea sunt binevenite.

Recomandări · Criterii de admitere · Voci de calitate în alte limbi