RW Space

Формирование планет может не всегда идти так, как мы себе это представляем.

Новые симуляции показывают, что большие планеты, формирующиеся довольно далеко от звезд-хозяев, начинают свою жизнь не как аккуратную сферу, а как аккуратную сферу. но скорее сплющенный диск как пушистый блин или M&M — форма называется сплюснутым сфероидом. По мере вращения эти протопланеты постепенно втягивают в себя материал, в конечном итоге приобретая более знакомую круглую форму Юпитера или стоппера. (Не лгите, вы съели бы чашу Юпитера.)

Открытие, к которому пришли астрофизики Адам Фентон и Димитрис Стамателлос из Университета Центрального Ланкашира, проливает некоторый свет на множество различных способов вырастить планету в турбулентном диске пыли и газа, который вращается вокруг молодой звезды.

«Мы изучаем формирование планет в течение долгого времени, но никогда раньше нам не приходило в голову проверить форму планеты такими, какими они формируются в симуляциях. Мы всегда предполагали, что они имеют сферическую форму», — говорит Стамателлос.

«Мы были очень удивлены, когда они оказались сплюснутыми сфероидами, очень похожими на умников!»

Хотя мы нашли множество планет в Млечном Пути – на сегодняшний день подтверждено более 5500 – не совсем ясно, как они формируются. Когда звезда рождается, она формируется из комка огромного плотного облака газа и пыли в космосе; этот комок разрушается под действием силы тяжести и начинает вращаться. Материал вокруг него образует диск, который наматывается на молодую звезду, обеспечивая ее рост.

Этот диск не весь падает на звезду. То, что осталось, образует другие объекты, составляющие планетную систему: планеты, кометы, астероиды, спутники.

Но как материал в диске объединяется? Ученые полагают, что меньшие планеты земной группы, такие как Земля, Венера, Марс и Меркурий, образуются постепенно за счет срастания кусков камня, которые слипаются и накапливаются, пока в конечном итоге не образуется планета.

Ученые полагают, что с более крупными газовыми гигантами может произойти то, что называется нестабильностью диска. Это когда быстро остывающий диск вокруг звезды распадается на куски, которые под действием силы тяжести конденсируются и формируются в планеты.

Это привлекательная идея, поскольку она может объяснить существование планет, которые сложно объяснить с помощью теории аккреции, таких как как планеты, размер которых намного больше, чем ожидалось для их звезды, планеты с большим расстоянием между орбитами или большие планеты, которые формируются быстро.

Фентон хотел лучше понять процесс формирования планет из-за нестабильности диска, поэтому он спроектировал и запустил сложное моделирование, настраивающее различные аспекты процесса, такие как плотность газа, температура и скорость диска.

«Это был чрезвычайно требовательный вычислительный проект, потребовавший полмиллиона часов процессора на британском DiRAC [Распределенные исследования с использованием передовых вычислений] Центр высокопроизводительных вычислений», — говорит Фентон. «Но результаты были потрясающими и стоили затраченных усилий!»

Эти результаты показали, что первыми были газовые гиганты-протопланеты. при вращении принимают уплощенную форму, что, учитывая задействованную центробежную силу и тот факт, что протопланета на этом этапе все еще представляет собой относительно рыхлое скопление материи, имеет смысл. Даже хорошо сформированные и гораздо более компактные планеты Солнечной системы имеют центробежные выпуклости вокруг экватора.

Моделирование также предполагает, что материал накапливается на растущей протопланете преимущественно на полюсах, а не вокруг экватора.

Неясно, какое значение это открытие имеет для модели аккреции ядра, но исследование предполагает, что свойства протопланеты, встроенной в звездный диск, могут меняться в зависимости от угла обзора.

Сбоку форма блина более заметна, но с высоты легко принять круглую форму за сферу. Мы становимся лучше в обнаружении этих развивающихся планет, поэтому, по словам исследователей, важно понять, как интерпретировать то, на что мы смотрим.

Результаты исследования были приняты в Письма по астрономии и астрофизике и доступны на arXiv.