Astronomie

Wie erklärt die Grand-Tack-Hypothese, wie sich Jupiter innerhalb der Frostgrenze gebildet hat?

Wie erklärt die Grand-Tack-Hypothese, wie sich Jupiter innerhalb der Frostgrenze gebildet hat?

Die Grand-Tack-Hypothese besagt, dass Jupiter sich etwa 3,5 AE von der Sonne entfernt gebildet hat und dann mit einem großen Teil der Objekte im Sonnensystem interagiert hat, bevor er sich auf seiner aktuellen Umlaufbahn niederlässt.

Wie ich jedoch bei der Suche nach einer Antwort auf diese Frage festgestellt habe, bilden sich Riesenplaneten im Allgemeinen jenseits der Frostgrenze – dies erklärt tatsächlich, warum die Riesenplaneten von den terrestrischen Planeten abgeschnitten sind.

Wie kann die Grand-Tack-Hypothese dies umgehen?


Eine direkte Cribbing der Wiki-Seite für die Frostlinie:

In der Astronomie oder Planetenwissenschaft ist die Frostgrenze, auch Schneegrenze oder Eisgrenze genannt, der besondere Abstand im Sonnennebel vom zentralen Protostern, wo es für flüchtige Verbindungen wie Wasser, Ammoniak, Methan, Kohlendioxid kalt genug ist , Kohlenmonoxid zu festen Eiskörnern zu kondensieren. Diese Kondensationstemperatur hängt von der flüchtigen Substanz und dem Dampfpartialdruck im Protosternnebel ab. Die tatsächliche Temperatur und Entfernung für die Schneegrenze des Wassereises hängt von dem physikalischen Modell ab, mit dem sie berechnet wurde:

  • 170 K bei 2,7 AE (Hayashi, 1981)
  • 143 K bei 3,2 AE bis 150 K bei 3 AE (Podolak und Zucker, 2010)
  • 3.1 AE (Martin und Livio, 2012)

Gelegentlich wird der Begriff Schneegrenze auch verwendet, um die aktuelle Entfernung darzustellen, in der Wassereis stabil sein kann (auch bei direkter Sonneneinstrahlung). Diese aktuelle Schneelinienentfernung unterscheidet sich von der Formationsschneelinienentfernung während der Bildung des Sonnensystems und beträgt ungefähr 5 AE. Der Grund für den Unterschied ist, dass der Sonnennebel während der Entstehung des Sonnensystems eine undurchsichtige Wolke war, in der die Temperatur in der Nähe der Sonne niedriger war [Zitat erforderlich] und die Sonne selbst weniger energiereich war. Nach der Bildung wurde das Eis durch einfallenden Staub begraben und ist einige Meter unter der Oberfläche stabil geblieben. Wenn Eis innerhalb von 5 AE ausgesetzt ist, z.B. durch einen Krater, dann sublimiert er auf kurzen Zeitskalen. Allerdings kann Eis ohne direkte Sonneneinstrahlung auf der Oberfläche von Asteroiden (und dem Mond) stabil bleiben, wenn es sich in permanent beschatteten Kratern befindet, wo die Temperatur über das Alter des Sonnensystems sehr niedrig bleiben kann (z Mond).

Beobachtungen des Asteroidengürtels, der sich zwischen Mars und Jupiter befindet, legen nahe, dass sich die Wasserschneegrenze während der Entstehung des Sonnensystems in dieser Region befand. Die äußeren Asteroiden sind eisige Objekte der C-Klasse (z. B. Abe et al. 2000; Morbidelli et al. 2000), während der innere Asteroidengürtel weitgehend wasserfrei ist. Dies impliziert, dass sich die Schneegrenze bei der Planetesimalbildung bei etwa $R_{snow} = 2,7$ AE von der Sonne befand.

In allen drei aufgeführten Modellen sowie der aus den Eigenschaften von Asteroiden abgeleiteten Schneegrenze scheint es, dass die Startentfernung von 3,5 AE für Jupiter in der Grand-Tack-Hypothese bequem hinter der Schneegrenze bleibt (zumindest für Wasser, was immer noch ein Vorteil gegenüber den inneren Planeten).

Da es schließlich eine Zeit lang gut innerhalb der Schneegrenze lag, würde man erwarten, dass freiliegendes Eis schnell sublimiert. Ich würde vermuten, dass es dies wettgemacht hat, indem es die felsigeren Planetesimale im Inneren des Sonnensystems angesammelt hat, die dann das verbleibende Eis abschirmen könnten.


Diese Seite bietet eine ziemlich gute Detaillierung der Grundstruktur der Grand Tack-Hypothese. Die am leichtesten verdauliche Information befindet sich ganz unten in Form einer AVI-Datei, die die ersten paar Millionen Jahre des Sonnensystems modelliert. Die kurze Antwort auf Ihre Frage lautet: "Es wird angenommen, dass Jupiter zu Beginn der Hypothese bereits einen fundamentalen Kern gebildet hat, sich dann bewegt und Dinge durch das innere Sonnensystem akkretiert und streut, bis er zum äußeren Sonnensystem zurückkehrt, um das Wachstum zu beenden". Die anfängliche Einwanderung nach innen wird durch Wechselwirkungen mit der relativ dicken Gasscheibe (der Großteil davon wird nie Teil eines Planeten werden) verursacht, die einen Widerstand auf die Planeten / Planetesimale erzeugt und dazu führt, dass sie an Geschwindigkeit verlieren und nach innen fallen.

Aber das Video ist ziemlich cool, also werde ich es verlinken und nur um seiner selbst willen darüber sprechen.

Holen Sie sich das Video, wie es von der Zeitung Walsh et. al., 2011

Sie finden es vielleicht am besten, dies mit halber Geschwindigkeit oder langsamer auszuführen, um wirklich zu sehen, was vor sich geht.

So fängt es an.

Die festen schwarzen Bahnen sind die Gasriesenbahnen, wobei Jupiter die innerste ist und Saturn die nächste. Der gestrichelte Kreis stellt eine Entfernung von 2 AE von der Sonne dar (der heutige Mars befindet sich derzeit bei etwa 1,5 AE und der moderne Asteroidengürtel erstreckt sich ungefähr 2,2-3 AE). Dies ist bemerkenswert, da das Modell versucht zu erklären, warum der Mars so klein ist und warum es (relativ gesehen) so wenig Material im Asteroidengürtel gibt. Die zahlreichen kleinen blauen Punkte sind die eisigen Kometen / Planetesimale, die sich direkt um den Punkt herum bilden, an dem Jupiter beginnt und darüber hinaus zeigt. Die zahlreichen roten Punkte sind die felsigen Asteroiden/Planetenimals, die für das innere Sonnensystem charakteristisch sind.

In den ersten Sekunden sehen wir Jupiter in Richtung des inneren Sonnensystems schleichen. Sie werden feststellen, dass viele felsige Planetesimale in das äußere Sonnensystem verstreut werden, während einige der eisigen in das innere Sonnensystem verstreut werden. Tatsächlich scheint es ein allgemeines Merkmal dieses Modells zu sein, dass die Gesamtmenge des Materials innerhalb von ungefähr 1 AE einen Nettozuwachs erfährt.

Saturn bewegt sich auch langsam hinein, aber nicht annähernd so schnell wie Jupiter (Neptun / Uranus scheinen ziemlich stabil zu sein, aber "pulsieren" ein wenig ein und aus).

In diesem Bild sehen wir, dass Jupiter bei ~3 Sekunden die 2 AE-Marke erreicht, was einer Modellzeit von etwa 68.000 Jahren entspricht. An diesem Punkt können Sie einen gestrichelten Kreis in etwa 3,5 AE Entfernung sehen, der der Startentfernung von Jupiter entspricht. Saturn ist jetzt etwa 4 AE draußen, nachdem er bei über 5 begonnen hat.

Die dritte bis vierte Sekunde sehen ziemlich stabil aus, wobei sich Jupiter auf etwa 1,5 AE bewegt, aber die anderen äußeren Planeten bleiben größtenteils stehen.

Aber in der 5. Sekunde (~94.000 Jahre Modellzeit)…

Wir sehen, wie Saturn eine sehr schnelle Bewegung nach innen macht. Dies ist der Hauptgrund, warum ich vorschlage, es langsam zu spielen, da Sie es sehr leicht übersehen und den Überblick verlieren können, woher jede feste schwarze Umlaufbahn stammt. Zur Modellzeit von 98.000 Jahren (noch in der 5. Sekunde der Videozeit) ist Saturn bereits auf etwa 2 AE der Sonne angenähert; Jupiter ist immer noch etwa 1,5 AE groß, und innerhalb von 1 AE gibt es eine dicke Konzentration von meist felsigen Planetesimalen.

Nach einer Modellzeit von etwa 120.000 Jahren prallen Saturn und Jupiter wieder in das äußere Sonnensystem zurück, in ungefähr den gleichen Entfernungen, die wir heute sehen, und zerstreuen die meisten Planetesimale, die in den Gebieten verblieben sind, die später Mars und Asteroidengürtel werden würden. Dies lässt eine ziemlich dichte Materialscheibe für die Bildung und das Wachstum von Erde, Venus und Merkur übrig, während für den Mars deutlich weniger und noch weniger für den Asteroidengürtel übrig bleibt.

Der gesamte 10-Sekunden-Film umfasst eine Modellzeit von 600.000 Jahren.

Walsh, K. J., Morbidelli, A., Raymond, S. N., O'Brien, D. P., Mandell, A. M. (2011). Eine geringe Masse für den Mars aus der frühen gasgetriebenen Wanderung des Jupiter. Natur 475, 206-209.

Walsh, K.J., Morbidelli, A., Raymond, S.N., O'Brien, D.P., Mandell, A.M. (2012). Besiedlung des Asteroidengürtels aus zwei Ursprungsregionen aufgrund der Migration von Riesenplaneten - "The Grand Tack". Meteoritik und Planetenwissenschaft 47(12), 1941-1947.