Simulacije tima sa Instituta Max Planck pokazuju da je prsten prašine odmah izvan Jupitera mogao tokom ~2 miliona godina formirati više generacija planetesimala sa različitim sastavima. Rani talasi bili su bogatiji krupnim, otpornim česticama (odgovarajući CO i CV kondritima), dok su kasniji talasi dovodili do matriks-bogatijih tela (CM, Tagish Lake). Model povezuje laboratorijsku hemiju meteorita sa dinamikom ranog diska i naglašava ključnu ulogu Jupitera u oblikovanju meteoritnih rezervoara.
Prsten prašine iza Jupitera mogao je stvoriti više roditeljskih tela — objašnjenje raznolikosti ugljeničnih kondrita
Simulations suggest one dust trap beyond Jupiter formed multiple planetesimal types over millions of years. (CREDIT: Wikimedia / CC BY-SA 4.0)
Simulacije pokazuju da je prsten prašine i gasa odmah izvan Jupitera tokom otprilike dva miliona godina mogao postati plodno i menjajuće utočište za nastanak planetesimala — roditeljskih tela mnogih meteorita koje danas nalazimo na Zemlji. Novi rad tima sa Instituta Max Planck za istraživanje Sunčevog sistema (MPS) u The Astrophysical Journal sugeriše da je ista prstenasta zona proizvodila uzastopne generacije tela sa različitim sastavima zbog promene pristiznog materijala i evolucije gasnog diska.
Just outside Jupiter’s orbit, a ring-shaped region of high gas pressure formed. In this “dust trap,” over several million years planetesimals of varying compositions were able to form. (CREDIT: MPS / hormesdesign.de)
Kako je funkcionisala "zamka"
Kada je Jupiter formiran i očistio svoje neposredno okruženje, oko njegove orbite ostala je praznina u protoplanetarnom disku. Odmah izvan te praznine nastala je pritisna izbočina — prsten u kome se driftujuće čestice zaustavljaju i nakupljaju. Takve "zamke" su pogodne za skupljanje šljunka i prašine koji se zatim mogu gravitaciono kolabovati u kilometarska tela.
Schematic of the model for carbonaceous chondrite formation. We assume that chondrules and refractory inclusions are rigid particles, and that the matrix is fragile. Rigid and fragile materials can stick together to form larger pebbles. We highlight the dominant process at different times in bold and underlined. (CREDIT: The Astrophysical Journal)
Model i ključni rezultati
Autori su u simulacijama uključili dva osnovna tipa čestica: lomljivo, sitnozrnato gradivo koje predstavlja meteoritni matriks i čvršće, termički obrađene čestice (chondrule i refraktorne inkluzije). Pratili su sudare, spajanja, lomljenje, unutrašnje drifovanje i nakupljanje materijala u prstenu.
Carbonaceous chondrites can look very different. Some, such as the Allende meteorite shown on the left, contain a high proportion of clearly recognizable inclusions. Others, such as the Ivuna meteorite (right), consist almost entirely of fine-grained, crumbly material. The capsule shown here is only about one centimeter long and contains a few grains of this very rare meteorite. (CREDIT: MPS / T. Klawunn)
„Različite vrste planetesimala očigledno su se formirale u istoj regiji rane prašine i gasa, ali u različitim vremenskim intervalima. Regija odmah izvan Jupitera nudila je odlične uslove za to,” rekao je Joanna Drążkowska iz Lise Meitner grupe.
Ključna ideja je vremenska promena "recepture" materijala koji je dolazio u zamku. U ranoj fazi (oko 2,3 miliona godina posle pojave najstarijih inkluzija, CAI) prsten je bio relativno bogat krupnijim i otpornijim česticama, što je dovelo do formiranja matriks-siromašnijih tela koja odgovaraju karakteristikama CO i CV kondrita.
Different groups of carbonaceous chondrites (here CO, CV, CM, TL, CI, and CR) can be traced back to different generations of planetesimals that formed over the course of about two million years. They differ in their proportions of fine-grained material (shown here in blue) and inclusions (in brown). (CREDIT: MPS / hormesdesign.de)
Kako su veće čestice brže odlivale i ispražnjavale zalihe, kasniji dotoci postali su sve bogatiji sitnozrnatom, lomljivom prašinom. To je dovelo do nastanka matriks-bogatijih tela, u skladu sa grupama CM i meteorita Tagish Lake. U kasnoj fazi, dok je gasni disk tanjao usled fotoevaporacije, tok čestica se ponovo promenio i omogućio formiranje i CR i CI tipova u kratkim razmacima (i manjem od 0,1 Myr između faza).
Širi značaj i ograničenja
Studija pokazuje da jedna dugo živeća pritisna izbočina može objasniti veliki deo raznolikosti ugljeničnih kondrita bez potrebe za mnoštvom geografski odvojenih mesta formiranja. Ovo podržava ideju da su u ranim fazama diska postojale strukturisane "zone" koje su različito obrađivale materijal unutar i izvan orbite Jupitera, pomažući objašnjenju podele na ugljenične i ne-ugljenične meteoritne rezervoare.
Autori napominju da model ne sadrži sve moguće procese (npr. potpunu obradu kasne formacije chondrule) i da zbirke meteorita na Zemlji možda ne odražavaju u potpunosti izvorne proporcije roditeljskih tela. Ipak, slaganje simulacija sa laboratorijskim podacima o meteoritskoj hemiji predstavlja značajan korak ka povezivanju hemije uzoraka sa fizičkom evolucijom ranog Sunčevog sistema.
Zaključak: Jedan prsten prašine izvan Jupitera mogao je tokom miliona godina proizvesti više generacija planetesimala različitog sastava — i tako ostaviti trag u raznolikosti meteorita koje danas proučavamo.
Izvor: Max Planck Institute for Solar System Research; The Astrophysical Journal.
Pomozite nam da budemo bolji.
