Napjainkban a bolygórendszerek konfigurációinak tanulmányozása, dinamikai fejlődésük vizsgálata, valamint az egyes bolygótípusok kialakulásának jobb megértése áll a bolygók keletkezésével és a bolygórendszerek fejlődésével foglalkozó kutatások középpontjában. A bolygórendszerek dinamikájával, fejlődésével számos angol nyelvű tanulmány foglalkozik, és már több, a témával foglalkozó cikk jelent meg hazai folyóiratokban, s egyéb kiadványokban is. A bolygókeletkezés folyamatát leíró elméletek alapjául főként a naprendszerbeli égitestek tanulmányozása során szerzett ismeretek szolgáltak. Az exobolygó rendszerek vizsgálata során nyert információk némelyike a Naprendszerben tapasztaltakkal ellentétben több esetben is merőben új kialakulási körülményekre engedett következtetni, ez pedig a korábbi elméletek módosítását, illetve új modellek felállítását tette szükségessé.
Az eltérések az egyes bolygórendszerekben az égitestek pályakonfigurációinak különbözősége mellett főképp abból adódnak, hogy számos rendszerben például óriás gázbolygók vagy éppen nagy tömegű kőzetbolygók (kisebb mint 10 földtömegű forró szuper-Földek) keringenek a központi csillag közelségében. Továbbá a megfigyelések olyan új bolygótípusok létét igazolták, melyek létezéséről egy évtizede még nem volt tudomásunk.
A NASA bolygótranzitokat kereső Kepler űrtávcsöve mérési adatai alapján, több olyan új bolygótípust sikerült azonosítani, amelyek létezése igencsak meglepte a kutatókat. Ezekre korábban nemhogy Naprendszerünkben, de azon kívül addig még az exobolygók világában sem ismertünk példákat. Köztük éppúgy megtalálhatók a Neptunuszéval összemérhető tömegű kőzetbolygók (10 földtömeget meghaladó tömegű mega-Földek), mint azok az extrém átlagsűrűségű planéták, melyek kompaktabbak még annál is, mintha teljes egészében vasból épülnének fel. Az új felfedezések tükrében nem csupán a nagyon nagy tömegű és extrém átlagsűrűségű exobolygók kialakulása szorul magyarázatra, de a szilárd maggal rendelkező gázóriások keletkezését és fejlődését magyarázó elméleteket is felül kell vizsgálni. Jelen cikkben tehát az olyan új bolygótípusok lehetséges kialakulási körülményeihez kapcsolódó kérdéskört tárgyaljuk, melyek léte több vonatkozásban is új megvilágításba helyezi a bolygókeletkezési elméleteket. Nem célunk kísérletet tenni a még megválaszolatlan kérdések tisztázására, hanem azokat a lehetséges forgatókönyveket mutatjuk be, amelyek a megfigyelések eredményeiből levont következtetések alapján megalapozottnak tekinthetők.
Óriásbolygó születik
A bolygótestek formálódásának klasszikus teóriája szerint az újszülött, még kialakulófélben lévő csillag környezetében, a csillagkeletkezés természetes velejárójaként létrejött gáz- és porkorongban a rendszer időbeli fejlődése során az anyagszemcsék a fokozatos tömeggyarapodás és egymásra hatásaik által egyre nagyobb méretű és tömegű testekké állnak össze. A bolygókeletkezés kimenetele a születő csillag és a protoplanetáris korong tulajdonságaitól is függ. Az óriás, Jupiter-szerű gázbolygók kialakulásának széles körben elfogadott elmélete, az úgynevezett magakkréciós modell (core nucleated accretion, CNA) szerint elsőként a bolygók nagy, akár 10 földtömeget is meghaladó tömegű szilárd magjai jönnek létre bolygókezdemények ütközése és összetapadása révén. A gázbolygók legtöbbjének a gázkomponensekhez képest nagy sűrűségű anyagokból felépülő, fémes és szilikátos övezetre különülő, vagy pedig fémek, fém-oxidok és szilikátok mixtúrájából álló kőzetmagja van. Ha a bolygómagok elegendően nagy tömegűre híznak (meghaladják a 10 földtömeget), környezetükből tetemes mennyiségű gázt gyűjthetnek maguk köré, s csillagászati értelemben viszonylag rövid idő alatt vastag gázburok fejlődik, amely a bolygótest jelentős mértékű tömeggyarapodását idézi elő. A gázóriások keletkezése viszonylag gyors, mindössze néhány millió év alatt végbemenő folyamat lehet, mivel csupán addig van rá mód, amíg a fiatal csillagok környezetéből el nem tűnik teljesen a gázanyag. Ez pedig korántsem biztos, hogy nem következik be idő előtt. Létezniük kell tehát olyan óriás kőzetmagoknak is, melyek nem tudtak gázbolygóvá fejlődni, tömegük pedig akár jócskán meghaladhatja a Földének tízszeresét is.
A Föld-típusú (terresztrikus) bolygók keletkezésének egyszerű modellje
A modellek értelmében a Jupiter-szerű gázóriások keletkezése meglehetősen gyors folyamat, a bolygómagok összeállását követően akár néhány százezer év alatt lezajlik. Ezzel szemben a Föld-típusú bolygók akkréciós folyamatának teljes időskálája néhány millió évtől évtízmilliókig terjedhet. Az akkréciós folyamat részleteiben történő modellezése numerikusan, számítógépes szimulációk alkalmazásával végezhető csak el. A folyamat nem minden részletében teljesen tisztázott, de megfigyelések támasztják alá, hogy a protoplanetáris korongokban a planetezimálok (bolygókezdemények) gyorsan növekednek (akár 1 millió éven belül), kilométeres nagyságrendbe tartozó méretű testek állhatnak össze a kavics méretű sziklarögök (pebbles) sorozatos ütközési és összetapadási folyamata révén. A legnagyobb méretű planetezimálok néhány tízezer, néhány százezer év alatt több száz, vagy akár több ezer kilométer átmérőjű protobolygókká fejlődnek. A teljes összeállási folyamat a mikrométeres szemcséktől a nagyméretűre fejlődött kőzetbolygóig több millió évet vesz igénybe. A Föld-típusú bolygók keletkezési helyük alapján két fő kategóriába sorolhatók. Az első esetben a bolygótest a rendszer hóhatáron túli tartományában alakul ki és esetleg később vándorol a belső bolygórendszerbe, míg a második esetben a hóhatáron belüli térrészben, a Föld-típusú bolygók keletkezési zónájában születik meg a planéta. Megfelelő körülmények mellett mindkét esetben felépülhetnek nagy tömegű szilikátos bolygók is, azonban a hóhatáron túli „jeges” környezetben történő akkréció esetén a jelentős tömeggyarapodás valószínűsége nagyobb.
A Föld-típusú bolygók kialakulásának egyéb plauzibilis forgatókönyvei
A Föld-típusú bolygók klasszikus keletkezési modellje az elmúlt évek felfedezései tükrében továbbfejlesztésre, kiegészítésre szorul annak érdekében, hogy kellő pontossággal magyarázatot tudjunk szolgáltatni a megfigyelt új bolygótípusok létezésére. Ha nem áll rendelkezésre annyi idő egy bolygómagnak, hogy elegendően nagy mennyiségű gázt gyűjtsön össze mielőtt a korong gázanyaga teljesen disszipálódik, akkor a bolygókeletkezési folyamat lezártával csak a nagy tömegű kőzetmag marad vissza, ami egy szuper-Föld vagy akár egy mega-Föld kategóriájú planetáris test is lehet. Mindezekből következik, hogy az óriás bolygómagok és az előbbiekben leírt módon keletkező mega-Földek kialakulásának valószínűsége közel akkora, mint az óriás gázbolygóké. A csillagukhoz közel keringő forró óriásbolygók léte szülte meg azt az elgondolást, mely szerint nagy méretű kőzetbolygók meghatározott feltételek mellett oly módon is kialakulhatnak, hogy a befelé vándorolt gázóriás elveszítheti légkörének tekintélyes részét vagy egészét a közeli csillag erős sugárzása következtében. A második csoportba tehát ezek a már korábban kialakult bolygók tartoznak, amelyek valamiféle posztgenetikus mechanizmus révén fejlődésük során egy új bolygótípussá alakulnak át. A posztgenetikus átfejlődési folyamat nem csupán a nagy csillag közelsége esetén megvalósuló intenzív sugárzás hatására mehet végbe, hanem egy nagy energiájú ütközéses esemény is előidézheti azt. Egy másik nagy tömegű planetáris testtel történő ütközés során egy gázbolygó adott esetben szintén elveszítheti atmoszféráját.
A távoli bolygórendszerekben keringő óriásbolygók némelyike jóval nagyobb tömegű a Jupiternél, vagy jóval nagyobb átlagsűrűséggel rendelkezik a Naprendszerbeli óriásbolygókénál, így ezek kőzetmagja több tíz földtömegnyi is lehet. A WASP-86b jelű szub-Jupiter kategóriájú exobolygó például nagyrészt nehéz elemekből épülhet fel, tömegét figyelembe véve a gázbolygó akár még kétszáz földtömegű szilárd magot is rejthet. A nagy tömegű fém-szilikát maggal rendelkező gázbolygók létezése pedig rávilágít arra is, hogy a Tejútrendszerben előfordulhatnak több tíz földtömegű szilárd felszínű bolygók. Az eddig felfedezett mega-Földek között nagyszerű példák a BD+20594 b és a Kepler-145 b jelű exobolygók, valamint érdekes objektum a Kepler-414 c is, melynek valószínűleg vastag légköre van, így átmeneti típus lehet a mega-Földek és a Neptunusz jellegű bolygók között. A Kepler-űrteleszkóp mérései által olyan bolygókat is azonosítottak már a 2010-es évek elején, melyek átlagsűrűsége adott esetben még annál is jóval nagyobb, mint ha teljes egészében vasból épülnének fel. Ez csak úgy lehetséges, hogy ezek eredetileg egy olyan gázóriások magjai lehettek, melyek később valamilyen fizikai hatásra elveszítették vastag gázburkukat és csak a csupasz kőzetmagjuk maradt vissza. Ezek felületére – a gázóriás fejlődési fázis alatt – nagy nyomást gyakorolt a vastag gázköpeny és még a gázburok elvesztése után akár évmilliárdokig is nagy átlagsűrűséget eredményező, nagy belső nyomású (szuper-presszúrizált) állapotban maradhatnak, mígnem teljesen konszolidálódnak. A NASA Exobolygó Archívumában nagyszerű példák találhatók extrém átlagsűrűségű exobolygókra: Kepler-52 b és c, Kepler-57 b és c jelű planéták. Az extrém átlagsűrűségű planetáris objektumok létezése megerősíti a hipotézist, mely szerint nagy tömegű kőzetbolygók egykori gázóriások fotoevaporatív vagy egyéb hatásra bekövetkező tömegvesztése útján is keletkezhetnek. A kutatók egy része úgy véli, hogy nagy tömegű kőzetbolygók kisebb tömegű társaikhoz hasonlóan is keletkezhetnek, nem csupán fejlődésükben megrekedt vagy migrációjukat követően átfejlődött gázbolygók szilárd magjai lehetnek. Megfelelő feltételek mellett egy nagy tömegű protoplanetáris korongban – mely feltétel fontosságát a megfigyelések és a modellek is alátámasztják – valószínűleg a Földhöz hasonlóan, a Föld-típusú bolygók keletkezési zónájában is születhetnek nagy tömegű kőzetbolygók. Ehhez még a nagy tömegű korongokban általában hozzájárul a nagyobb planetezimálsűrűség is. Nagy tömegű protoplanetáris korongok pedig általában a nagyobb tömegű csillagok körül jöhetnek létre, így a keletkező bolygók tömege legtöbb esetben kapcsolatba hozható az újszülött csillag tömegének nagyságával. A megfigyelésekből levont következtetések alapján az is valószínűnek tűnik, hogy a Föld-típusú bolygók általános kialakulási mechanizmusa szerint megszülető nagy tömegű kőzetbolygók leginkább olyan rendszerekben keletkeznek, amelyekben nem alakul ki óriás gázbolygó. Megjegyzendő, hogy kialakulásuk során a bolygórendszerekben a hóhatár vándorol, helyzete és változásának időbeli fejlődése szintén fontos körülmény a bolygókeletkezésben, többek között azért is, mert a hóhatáron túli térségben a jég kondenzációját követően nagyobb tömegű testek jöhetnek létre, mint a csillag viszonylagos közelségében. Ez pedig azt sugallja, hogy a szuper- és mega-Földek egy része a hóhatáron túli régióban alakul ki, és adott esetben ezt követően vándorol a csillaghoz közeli térségbe. Jelenleg még nem tisztázott, hogy a Földünknél többszörösen nagyobb tömegű, szilárd felszínű bolygók esetében melyik a gyakoribb keletkezési mechanizmus. A bolygómag-akkréciós folyamat révén keletkezik-e a többségük és kerül a későbbiekben a csillaghoz közelebb, vagy pedig zömmel a belső bolygórendszerben születnek meg a Föld-típusú bolygók klasszikus modellje szerint egy elegendően nagy tömegű és kezdeti planetezimál-sűrűségű protoplanetáris korongban? Ez utóbbi helyben („in situ”) keletkezett masszív kőzetbolygók kialakulási gyakorisága nem valószínű, hogy nagyobb, mint a fotoevaporatív tömegvesztéssel átalakult gázbolygóké, mivel a megfigyelések szerint a megfelelően nagy tömegű protoplanetáris korongok meglehetősen ritkának számítanak. Az viszont szinte biztos, hogy az óriás Föld-szerű planéták kialakulási forgatókönyveinek mindkét alapesete folyamatosan megvalósul a Világegyetemben.
Klasszikus modell új megvilágításban
A nagy tömegű bolygómagok kialakulási mechanizmusának pontosabb modellezése tehát nem csupán a Jupiter-szerű gázóriások keletkezéséről és további fejlődéséről szolgáltathat bővebb információkat, de közelebb vihet a szupermasszív Föld-típusú planéták említett típusai összeállásának jobb megértéséhez, valamint bővebb magyarázatot szolgáltat az extrém átlagsűrűségű exobolygók létezéséhez is. A nagy tömegű kőzetbolygók kialakulásának egyes forgatókönyvei szorosabb kapcsolatot teremtenek az óriás gázbolygók és a Föld-típusú bolygók keletkezését magyarázó klasszikus modellek között, új megvilágításba helyezve azokat.
IRODALOM
[1] Mizuno H. (1980): Formation of the Giant Planets. Progress of Theoretical Physics, vol. 64, 2, 544–557.
[2] Weidenschlilling S. J. (1974): A model for accretion of the terrestrial planets. Icarus,vol 22, 426-435.
[3] Wetherill G. W. (1980): Formation of the terrestrial planets. Annual review of astronomy and astrophysics. Volume 18, p. 77-113.
[4] Lopez E. D., Fortney J.J. (2013): The Role of Core Mass in Controlling Evaporation: The Kepler Radius Distribution and the Kepler-36 Density Dichotomy. The Astrophysical Journal, vol. 776, 2,11 pp
[5] Owen J. E., Jackson A.P. (2012): Planetary evaporation by UV & X-ray radiation: basic hydrodynamics. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 425, 4, pp. 2931-2947.
[6] Owen J. E., Wu Y. (2013): Kepler Planets: A Tale of Evaporation. The Astrophysical Journal, vol. 775, 2, 105,12pp
[7] Inamdar N. K., Schlichting H. E. (2015): The formation of super-Earths and mini-Neptunes with giant impacts. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 448, 2, p.1751-1760.
[8] Schlichting H. E., Sari Re’em, Yalinewich A. (2015): Atmospheric mass loss during planet formation: The importance of planetesimal impacts. Icarus, vol. 247, p. 81-94.
[9] Faedi F. et al. (2016): WASP-86b and WASP-102b: super-dense versus bloated planets. arXiv:1608.04225
[10] NASA Exoplanet Archive (http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu)
[11] Futó Péter (2016): Ősi bolygórendszerek és mega-Föld a Kepler-mezőben. Űrtan Évkönyv 2015. MANT, pp.75-81.
[12] Süli Áron (2013): Föld-típusú bolygók keletkezése. Káosz, környezet, komplexitás. Természet világa, 144. évf. II. különszám. 25-31.o.
A cikk a Természet Világa 2018. augusztusi (149. évf. 8. sz.) számában jelent meg.
