Na przykład takim dużym księżycem względem Ziemi jest nasz „Łysy”. Astronomowie potwierdzili za pomocą symulacji numerycznych, że istnieje masa graniczna planety, powyżej której nie uformuje się duży księżyc w wyniku gigantycznego zderzenia planety z innym obiektem. Dla planet skalistych ta graniczna masa wynosi ~6M⊕, zaś dla lodowych - ~1M⊕. Te rachunki potwierdzają, że mógł powstać tak duży satelita, jak nasz Księżyc, gdy 4,5 miliarda lat temu Ziemia – wtedy jeszcze bardzo młoda i „chudsza” w promieniu o jakiś tysiąc kilometrów planeta, zderzyła się z protoplanetą wielkości Marsa, którą „pośmiertnie” nazwano Theą.
Z całą pewnością księżyce są jednymi z bardziej interesujących ciał niebieskich – mimo że nie są tak nośne medialnie jak wirujące galaktyki lub burze szalejące na odległych planetach. Na przykład Enceladus tryska gejzerami wodnymi. Na księżycu Io wybuchają wulkany. Pod powierzchnią Europy jest ukryty ocean słonej wody, który jest większy od jakiegokolwiek ziemskiego morza. Tak ogromną różnorodność (w tym wiele obiektów do poszukiwania życia) można znaleźć zaledwie w naszym Układzie Słonecznym.
W miarę jak coraz więcej planet jest odkrywanych wokół innych gwiazd, astronomowie kierują swoje zainteresowanie ku mniejszym towarzyszom tych nowych światów, czyli egzoksiężycom. O tych poszukiwaniach można poczytać, np.: tutaj lub tutaj. Również autorzy omawianej publikacji są zainteresowani kuzynami księżyców z naszego Układu Słonecznego, ale nie obserwowali ich bezpośrednio. Zamiast tego cofnęli się o krok i przeprowadzili symulacje numeryczne ich powstawania.
Możliwe scenariusze
Jest wiele sposobów pozyskania księżyców przez planetę, a mianowicie:
• „kradzież”, gdy księżyc zostanie przechwycony przez pole grawitacyjne planety (np. księżyc Tryton przechwycony przez Neptuna),
• powstanie z pozostałości dysku protoplanetarnego (np. księżyce Galileusza),
• najbardziej dramatyczne – gigantyczne zderzenie, podczas którego planeta zostaje nieomal zniszczona, a masywny księżyc powstaje z pozostałości po tym zderzeniu (np. Księżyc).
Jesteśmy prawie pewni, że ostatni scenariusz przydarzył się Ziemi. Tzn. nasza planeta, gdy była jeszcze bardzo młoda i „chudsza” o jakieś tysiąc kilometrów w promieniu, zderzyła się z protoplanetą o wielkości Marsa, którą „pośmiertnie” nazwano Theą. Energia zderzenia wyrzuciła ogromną ilość materii i całkowicie zniszczyła Theę – mieszając jej zawartość ze zniekształconą, ale nadal zwartą Ziemią. Wyrzucona materia wirowała wokół planety przez krótki czas i w końcu połączyła się w Księżyc.
Czy ten proces może wystąpić gdzieś indziej?
Jeżeli młoda planeta zostanie uderzona przez duży obiekt, to czy wtedy również powstanie względnie duży księżyc? Aby odpowiedzieć na te pytania astrofizycy zastosowali technikę zwana SPH (ang. Smoothed Particle Hydrodynamics) i symulowali numerycznie zderzenia planet o różnych masach i strukturach z innymi obiektami.
Cyfrowa destrukcja
Metoda SPH traktuje płyn (w tym przypadku cała planetę) raczej jako zbiór wielu odrębnych cząstek niż ciągły rozkład cieczy. Mimo, że to uproszczenie nie jest tak dokładne jak symulacja pełnego płynu , to jednak wystarczająco obniża koszty obliczeń. Dlatego tak skomplikowane zjawiska, jak gigantyczne zderzenia z udziałem planet są możliwe do modelowania numerycznego z wykorzystaniem dostępnych mocy obliczeniowych. Ta metoda pozwala również na śledzenie w czasie rozkładu przestrzennego wielu parametrów podczas zderzenia, np. stanu każdej cząstki, jej temperatury i entropii.
Z mniej technicznego punktu widzenia te modelowania numeryczne są również bardzo ładne. Na przykład poniższa symulacja (wariant z planetą skalistą → „rocky planet”) przedstawia migawki z gigantycznego zderzenia, w którym po ~9 godzinach od zderzenia z Theją o masie 0.13M⊕ uformowała się planeta o masie ~1M⊕ (tutaj kolorem oznaczono wartość entropii każdej cząstki).
Chronologiczne zestawione sześciu migawek z symulacji gigantycznego zderzenia, w którym planeta i mniejszy obiekt są skaliste („rocky planet”) lub lodowe („icy planet”). Dużo pozostałości po zderzeniu spada z powrotem na planetę. Jednak pewna ilość tej materii może później utworzyć dysk wokół planety, zanim skondensuje się w księżyc. Skala na rysunkach 107m = 10 tys. km. Źródło: M. Nakajima i inni (2022) Nat Commun 13, 568
W omawianej publikacji najważniejszym parametrem, który zainteresował astronomów jest ułamek masowy gazu w dysku po zderzeniu, czyli parametr oznaczony skrótem VMF (ang. Vapor Mass Fraction). VMF określa, jaka część tego dysku jest w fazie gazowej w stosunku do fazy ciekłej lub stałej. Wartość VMF = 1 oznacza, że cały dysk jest w fazie gazowej, a VMF = 0 – dysk uległ całkowitej kondensacji (faza ciekła/stała).
Dlaczego zawartość gazu w dysku po zderzeniu jest taka istotna?
Wiadomo chociażby z obserwacji naszej atmosfery, że ciała stałe napotykają na opór, gdy poruszają się w ośrodku gazowym. Jeżeli jest więcej gęstego gazu, to zanurzone w nim ciało stałe odczuje silniejszy opór i w konsekwencji straci więcej energii kinetycznej. Dlatego fragmenty wyrzuconej materii poruszają się coraz wolniej i w końcu spadają z powrotem na planetę, czyli nie stają się częścią nowego księżyca. Więc duże wartości VMF nie sprzyjają powstawaniu dużych księżyców.
Ułamek masowy gazu w dysku po gigantycznym zderzeniu, czyli parametr VMF (ang. Vapor Mass Fraction). Odcienie koloru brązowego oznaczają większe wartości ułamka masowego gazu (dysk całkowicie gazowy → VMF=1), zaś odcienie koloru niebieskiego – jego mniejsze wartości (dysk całkowicie skondesowany → VMF=0). Oprac. na podstawie M. Nakajima i inni (2022) Nat Commun 13, 568
Wyniki
Jakie są wyniki symulacji komputerowych tych gigantycznych zderzeń?
W skrócie – im bardziej masywna i/lub bardziej lodowa jest planeta, to tym większą wartość ma parametr VMF dysku, który uformował się po zderzeniu. Ta ogólna tendencja jest dość intuicyjna. Tzn. jest to sensowne, iż planety masywne wymagają większych energii, aby uformować dysk. Jak również to, że planety lodowe łatwiej wyparowują.
Jednak ilość gazu jest nieco zaskakująca, ponieważ dla planet skalistych o masach > 6M⊕ i planet lodowych o masach > 1M⊕, astrofizycy oszacowali wartość VMF bliską 1. Czyli prawie cały dysk jest w fazie gazowej!
Z symulacji numerycznej M. Nakajima ze współpracownikami wynika więc, że wokół superziem (szczególnie tych lodowych!) mogą istnieć trudniejsze warunki do formowania się księżyców po gigantycznych zderzeniach, w porównaniu do ich mniejszych odpowiedników. Czyli większe planety mogą nie być dobrym miejscem do poszukiwania egzoksiężyców, które powstały w wyniku gigantycznych zderzeń. Pamiętając o tym, rozpocznijmy ich poszukiwania!
Ułamek masowy gazu w dysku dla kilku symulacji zderzeń planet. Każde koło przedstawia jedno symulowane zderzenie planety, w którym położenie na wykresie definiuje parametry początkowe symulacji, a jej kolor – wartość VMF dla dysku po zderzeniu. Parametry początkowe są to: masa całkowita (MT) vs stosunek „masa impaktora” / „masa całkowita” (ang. impactor-to-total mass ratio).
Masa całkowita (MT) jest wyrażona w masach Ziemi (=1M⊕). Panel (a) prezentuje planety skaliste (ang. rocky planet), (b) – planety lodowe (ang. icy planet). Odcienie koloru brązowego oznaczają większe wartości VMF, zaś odcienie koloru niebieskiego – mniejsze. Oprac. na podstawie M. Nakajima i inni (2022) Nat Commun 13, 568
Więcej informacji:
- Publikacja naukowa (dostęp otwarty): Nakajima, M., Genda, H., Asphaug, E. et al. Large planets may not form fractionally large moons. Nat Commun 13, 568 (2022). https://doi.org/10.1038/s41467-022-28063-8
- The bigger they are, the smaller their moons?
Źródło: Astrobites
Opracowanie: Ryszard Biernikowicz
Na ilustracji: orientacyjny zakres mas wyrażonych w masach Ziemi (= 1M⊕), przy których może powstać duży egzoksiężyc w wyniku gigantycznego zderzenia planety z innym obiektem. Oś pozioma przedstawia różne rodzaje płaszcza planetarnego (skalisty – po lewej / lodowy – po prawej), oś pionowa – masy planet wyrażone w masach Ziemi. Wokół planet skalistych o masach < 6 M⊕ i lodowych - < 1M⊕, mogą uformować się takie względnie duże księżyce – na co wskazują odcienie koloru pomarańczowego. Symulacje numeryczne są zgodne ze strukturą układów planetarno-księżycowych w naszym Układzie Słonecznym. Oprac na podstawie M. Nakajima i inni (2022) Nat Commun 13, 568
