Oligarkkivaihe
Oligarkkivaihe eli ”harvainvaltavaihe” on Aurinkokunnan synnyn se vaihe, jolloin alkuperäisestä pölykiekosta on kasvanut muutamia kymmeniä suuria planeetta-alkioita, jotka törmäilevät toisiinsa harvakseltaan. Näiden Marsin kokoluokkaa olevien planeetta-alkioiden välissä oli edelleen suuret määrät eri kokoisia pienempiä kappaleita. Erään näkemyksen mukaan Mars olisi ainoa jäljelle jäänyt oligarkki, joka syntyi 2–4 miljoonassa vuodessa.[1] Oligarkit saattavat selittää monia muuten epäselväksi jääviä Aurinkokunnan kummallisuuksia. Esimerkiksi Maan Kuun synty selitetään nykyään niin, että alkumaapalloon törmäsi Marsin kokoluokkaa oleva oligarkki, jonka Maasta irrottamasta aineesta syntyi Kuu.
Aurinkokunnan piirteet, jotka oligarkit selittävät
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Varsinkin kasautumisteoriaksi kutsuttu aurinkokunnan syntyteoria ennustaa oligarkkeja, suuria kaukana toisistaan olevia esiplaneettoja aurinkokunnan synnyn loppuvaiheeseen.
Oligarkkivaihe on planeettakunnan synnyn se vaihe, jolloin alkuperäisestä pölykiekosta on jäljellä enää joitakin kymmeniä suunnilleen Marsin kokoisia ja suurempia protoplaneetoiksi kutsuttuja kappaleita ja jonkin verran välissä olevia pienempiä kappaleita, planetesimaaleja. Suuret kappaleet, oligarkit, häiritsevät pitkän aikavälin kuluessa vetovoimallaan toistensa ratoja niin, että ne harvakseltaan, yhä harventuen, törmäilevät toisiinsa.
Jos oligarkkeja todella oli loppuvaiheessa, tämä voisi näkyä Aurinkokunnan nykyisessä rakenteessa. Oligarkeilla on helppo selittää monia aurinkokunnan planeettojen erilaisuuksia verrattuna muihin planeettoihin. Esimerkiksi Maan kuun synty on hankala selittää ilman oligarkkeja. ”Oligarkit” selittävät Maa–Kuu-parin olemassaolon kahden suuren oligarkin törmäyksellä. Oligarkit selittävät luultavasti myös Venuksen hitaan pyörimisen[2] ja Merkuriuksen suuren rautapitoisuuden,[2] törmäys olisi vienyt silikaattivaipasta pois suuren osan.[3] Samoin Uranuksen outo pyöriminen[2][4] ja Neptunuksen muiden jättiläisplaneettojen kuihin verrattuna häiriintynyt kuujärjestelmä saattavat selittyä oligarkkitörmäyksillä ja niiden lähiohituksilla. Myös Neptunuksen suuri sisäinen lämmöntuotto selittyy oligarkkitörmäyksen tuomalla energialla.[5] Uranuksen kuiden pitäisi yhdellä muutaman maan massaisella jääplaneetan törmäyksellä olla taannehtiva, joten tämä vaatii planeettatutkija Morbidellin mukaan kaksi oligarkkitörmäystä.[6] Myös Jupiterin pieni ydin selitetään eräässä teoriassa noin 10 Maan massaisen supermaan törmäyksellä. Törmäys olisi haihduttanut Jupiterin ytimestä osan pois.[7][8]
Eräiden väitteiden mukaan oligarkkivaihe kestäisi Maan etäisyydellä noin 300 miljoonaa vuotta mutta se on voinut olla lyhyempikin.[9] Suuria törmäyksiä tapahtui tämän jälkeenkin. Laskelmien mukaan kahden Maan massainen jäinen planeetta olisi voinut syntyä vielä 18 AU:n päässä auringosta.[6] Oligarkit selittävät myös Kuun monet meret synnyttäneen myöhäisen meteoriittipommituksen. John Chamberlainin esittämän teorian mukaan asteroidivyöhykkeellä noin kahden AU:n päässä kiersi alkujaan suunnilleen Marsin kokoinen planeetta satoja miljoonia vuosia. Sitten planeetan rata epävakautui muun muassa Jupiterin aiheuttamien ratahäiriöiden takia. Tämä taas aiheutti asteroidien ratojen häiriintymistä ja niiden syöksyjä muun muassa sisäplaneettoihin. Itse planeetta syöksyi Aurinkoon.[6]
Oligarkkivaihe
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Aurinkokunnan synty tapahtui kasautumisteorian mukaan siten, että pienet planetesimaalit törmäilivät toisiinsa. Nämä kappaleet kasautuvat nopeasti valtaviksi niin sanotun kiihtyvän kasautumisen vaiheessa. Oligarkkivaihe alkaa eräiden tietojen mukaan, kun kappaleet kasvavat läpimitaltaan yli 100–1000 km suuruisiksi[10] eli suurimpien asteroidien kokoisiksi. Tällöin muutamat suurimmat kappaleet keräävät itseensä pienempiä kappaleita törmäysten kautta. Jos Maan kohdalla planetesimaalien pintatiheys on 32 g/cm², noin 300 000 vuoden kuluttua planeettakunnan synnyn alusta planeettojen alkiot alkavat häiritä vetovoimillaan toistensa ratoja liikkuen 0,05–0,1 AU.[11] Häiriöt voimistuvat 2–3 miljoonan vuoden kuluttua, jolloin planeetan alkiot vaeltelevat AU:n kymmenesosia. Silloin suuret planetesimaalit keräävät pienet planetesimaalit itseensä.
Oligarkkivaihe on väistämätön välivaihe planeettakuntien synnyssä, sillä kasautumisteorian mukainen kappaleiden kasvu toisiinsa törmäilemällä on sitä nopeampaa mitä suurempia kappaleet ovat. Tämä johtaa vain muutaman kymmenen suuremman kappaleen syntyyn. Nämä kappaleet ovat aluksi kiertoradoilla, jotka eivät leikkaa toisiaan ja joilla kappaleet pitävät kohtuullisen välimatkan toisiinsa. Oligarkkivaihe päättyi, kun kappaleet kasvoivat 0,1–10 Maan massaisiksi.[9] Kymmenien miljoonien vuosien aikaskaalassa kappaleet kuitenkin häiritsevät toisiaan gravitaation vaikutuksesta, ja niiden radat muuttuvat eksentrisemmiksi, kunnes leikkaavat toisiaan. Tällöin suuret törmäykset ovat välttämätön lopputulos.
Oligarkkivaiheen loppu kesti arvioiden mukaan sadasta kolmeensataan miljoonaa vuotta.[12]
Oligarkkien välimatka
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Oligarkkinen kasvu alkaa, kun suurimpien kappaleiden massa on 10-5–10−6 MMaa.
Oligarkit kasaavat ympäristöstään tietyn määrän ainetta.
Oligarkkien väli b on noin 5–10 Hillin sädettä rH.[13]
10rH = 10*((2*M)/(3*MO))^(1/3)*a
Missä:
- rH Hillin säde
- 10rH kymmenen Hillin sädettä
- M oligarkin massa
- MO keskustähden (usein Auringon) massa
- a Planeetan ratasäde
Oligarkkien eristymismassa
Meristys= ((2*b*π*Σ)^(3/2)*r^3)/(3*Mkeskustähti)^(1/2)
- Meristys=
- b = Hillin säteen kerroin 5–10
- π = pii
- Σ = pintatiheys
- r oligarkin etäisyys keskustähdestä
- Mkeskustähti keskustähden massa
Massa kasvaa r:n mukana, jos pintatiheyden muutos etäisyyden mukana loivempi kuin r^-2
Oligarkkisen kasvun vauhti[9]
dM/dt riippuu ΣM2/3/r1/2
jossa
- dM/dt = kappaleen massan kasvu ajan mukana
- Σ planetesimaalien pintatiheys
- M kappaleen massa
- r = planeetan etäisyys keskustähdestä
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Saatteen kirjoittanut Moore, Patrick & Watson, Fred, neuvonantaja & Kirjoittanut Anderson, Martin et al.: Astronomica galaksit, planeetat, tähdet, tähtikartat, avaruustutkimus. Suomentanut Tähtinen, Leena & Virtanen, Hannu. Ullmann, 2008. ISBN 978-3-8331-4372-4
- Whitehouse, David: Kuun elämäkerta. Helsinki: WSOY, 2004. ISBN 951-0-28401-7
Viitteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ Tähdet ja avaruus 5/2011
- ↑ a b c Whitehouse 2004, s. 284
- ↑ Astronomica, s. 36
- ↑ Astronomica, s. 90
- ↑ Tähdet ja Avaruus, 8/2011, artikkeli Aurinkokunna kadonneet planeetat, s. 18
- ↑ a b c Tähdet ja Avaruus, 8/2011, artikkeli Aurinkokunnan kadonneet planeetat s. 14-18, s. 18
- ↑ Tähdet ja Avaruus, 8/2011, artikkeli Aurinkokunnan kadonneet planeetat s. 14-18
- ↑ Tähdet ja Avaruus, 11/2010
- ↑ a b c Thommes, Ed: Accretion of Planets, Star & Planet Formation Minicourse, U of T Astronomy Dept. Lecture 5 Astro.utoronto.ca. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- ↑ Simulation Tracks Planetary Evolution SpaceDaily. 21.3.2006. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- ↑ Kenyon, Scott: Formation of the Earth Scott Kenyon's Earth formation page. 21.11.2012. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- ↑ http://www.exp-astro.phys.ethz.ch/PLANETZ/Talks_Apr06/Ryuji.ppt[vanhentunut linkki]
- ↑ Kokobo, Eiichiro & Ida, Shigeru: Oligarchic Growth of Protoplanets and Diversity of Planetary Systems Online.kitp.ucsb.edu. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
Aiheesta muualla
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Raymond, Sean N. & Kokubo, Eiichiro & Morbidelli, Alessandro & Morishima, Ryuji & Walsh, Kevin J.: Terrestrial Planet Formation at Home and Abroad. Earth and Planetary Astrophysics, 2014. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch026 Artikkelin verkkoversio. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- From Planetesimals to Planets (Formation of Terrestrial Planets) National Astronomical Observatory of Japan. 8.11.2016. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).
- 4. Planet formation Ast.cam.ac.uk. Viitattu 24.11.2018 (englanniksi).