فضاپیمای جونوی ناسا (Juno) طی دو سال گذشته با دقت بسیار زیادی^۱و۲ میدان گرانشی مشتری را بررسی کرده است. نتایج این کار نشان داده است که محتوای هیدروژن-هلیم مایع این سیاره ترکیب یکنواختی ندارد: بخش درونی نسبت به بخش بیرونی عناصر سنگین بیشتری دارد^۳و۴. همان‌طور که در نشریه نیچر آمده است، لیو و همکارانش^۵ فرض کرده‌اند که این عدم‌تقارن ناشی از برخوردی سربه‌سر بین مشتری جوان و یک پیش‌سیاره است که جرمی حدود ده‌برابر جرم زمین داشته است. نویسندگان مقاله نشان داده‌اند که هسته‌های اولیه سیاره (مشتری) و پیش‌سیاره در یکدیگر ادغام شده‌اند و سپس بخشی از آن با محتوای تشکیل‌دهنده مشتری ترکیب شده و ساختار سیاره را، چنانچه امروز می‌بینیم، تشکیل داده است.

آثار زیادی از این برخوردها روی اجرام سیاره‌های سنگی دیده می‌شود. مثلا ماه پر از دهانه‌های برخوردی است که طی برخوردی که ۴.۵ میلیارد سال پیش بین زمین و جرمی بزرگ^۶ صورت گرفته، شکل گرفته‌اند. با این که برخوردها هیچ اثر مستقیمی روی سطح سیاره‌های مایع به‌جا نگذاشته‌ است، اما کجی محورهای چرخش زحل (۲۷ درجه)، اورانوس (۹۸ درجه) و نپتون (۳۰ درجه) می‌تواند نشان‌دهنده برخوردهای شدیدی در گذشته باشد^۷. با این همه مشخص شده است که علاوه بر سیاراتی که هنوز هم هستند، باید پیش‌سیاره‌ای بزرگ با جرمی از مرتبه ده برابر جرم زمین در منظومه شمسی اولیه^۸ وجود داشته باشد. به‌نظر می‌رسد که مشتری با انحراف محور کوچک خود (۳ درجه) بدون آسیب مانده است. اما طبق گفته لیو و همکارانش این‌طور نیست.

مشتری بیشتر از هیدروژن و هلیم تشکیل شده است. بااین‌حال، رصدهای ترکیب جوی^۹ و میدان گرانشی مشتری نشان می‌دهد که مشتری دارای نسبت غیرقابل چشم‌پوشی از عناصر سنگین به‌شکل یک هسته مرکزی در پوششی از هیدروژن-هلیم است. این پوشش شاره است و انتظار می‌رود تا حد زیادی همرفتی^۱۰ باشد، بنابراین وقتی جونو نشان داد که ترکیب این پوشش یکنواخت نیست، جای تعجب داشت. درعوض، به‌نظر می‌رسد که هسته تا حدی در پوشش حل شده و تا تقریبا نیمی از شعاع سیاره گسترده شده است^۳و۴. (شکل ۱)

شکل ۱. سه فاز (مرحله) مشتری. لیو و همکارانش فرض کردند که ساختار درونی کنونی مشتری دراثر یک برخورد بزرگ بین سیاره جوان و یک پیش‌سیاره که تقریبا هم‌جرم اورانوس بوده، ایجاد شده است. a) طبق مدل نویسندگان، مشتری و پیش‌سیاره پیش از برخورد یک هسته چگال مرکزی از عناصر سنگین و پوششی از هیدروژن-هلیم داشتند. رنگ‌ها چگالی مواد را نشان می‌دهند، چگالی کم (سفید) و چگالی زیاد (نارنجی پررنگ) است. b) دو هسته درست پس از برخورد با هم ادغام شدند و یک هسته مایع تشکیل شد. c) پس از مرحله بعدی، هسته مایع باقی ماند، اما بخشی از آن در پوشش حل شد و باعث شد که پوشش غنی از عناصر سنگین شود.

مشتری جوان پس از تشکیل هسته و طی نیمه اول دوره رشد پوشش، برای ایجاد این ساختار درونی، به‌طور مستقیم به جرمی برابر ۱۰ تا ۲۰ برابر جرم زمین^۳و۴ از عناصر سنگین نیاز داشت. پس از این که سیاره به نیمی از اندازه فعلی خود رسید باید متوقف می‌شد.

مدل‌های تشکیل سیاره‌ای نشان می‌دهد که این فرضیه‌ها بعید است. در این مدل‌ها وقتی مشتری به حدود ۳۰درصد جرم زمین می‌رسد، رشد پوشش به‌واسطه برافزایش سریع می‌شود^۱۱ و سیاره هر ذزه گرد‌وغباری با اندازه میلی‌متری یا بزرگ‌تر را به بیرون می‌راند^۱۲. درنتیجه، میزان عناصر سنگین پوشش باید کم باشد. هرگونه ارائه عناصر سنگین توسط اجرام سیاره‌ای کوچک (مواد پیش‌سیاره‌ای با اندازه سیارک) یا سیاره‌های کوچک ناکافی است و نمی‌تواند فراوانی عناصر سنگین را که با عمق افزایش می‌یابد، آن طور که رصدها نشان داده، توضیح دهد. تحلیل هسته به درون پوشش ممکن است^۱۰و۱۳، اما شبیه‌سازی‌ها نشان می‌دهد که این فرایند به‌جای افزایش، ‌میل به حذف هر ترکیب کوچکی در پوشش دارد^۱۴.

راه‌حل پیشنهادی لیو و همکارانش ساده است. در مدل آنها،‌ پیش‌سیاره‌ای که هسته‌ای چگال از ذرات سنگین دارد با مشتریِ درحال شکل‌گیری برخورد می‌کند. سپس هسته‌ی دو جرم ادغام می‌شود و بخشی از آن با پوشش مشتری ترکیب می‌شود. این توضیح به یک پیش‌سیاره سنگین (با جرمی حدود جرم زمین) و برخوردی تقریبا سربه‌سر نیاز دارد، اما این دو عامل به‌شکل منطقی‌ای محتمل هستند. نویسندگان نشان دادند که برخورد و به‌دنبال آن ترکیب همرفتی بخش بیرونی پوشش، فقط بخشی از عناصر سنگین را مخلوط می‌کند و یک هسته مایع سیاره‌ایِ نسبتا دست‌نخورده باقی می‌ماند (شکل ۱). بنابراین شاید در یک نظر این تصویر بتواند هسته مایع آشکارشده توسط جونو^۳و۴ و فراوانی گسترده عناصر سنگین در جو مشتری را توضیح دهد^۹.

اکنون باید مدل لیو و همکارانش اصلاح شود. به‌خصوص مدل نیاز دارد که با یک سناریوی واقع‌گرایانه از تشکیل منظومه شمسی همراه شود^۸. علاوه‌براین، ترکیب عناصر سنگین در مدل باید گرما و پخش عناصر را هم درنظر بگیرد –فرایند معروف به انتشار همرفتی^۱۳. همچنین نتایج باید به‌صورت کمّی با محدودیت‌های میدان گرانشی مشتری برای جونو^۱و۲ و نیز ترکیب جوی سیاره که از طیف‌سنجی به‌دست آمده مقایسه شود^۱۰.

مدل نویسندگان نشان می‌دهد که ممکن است گاه‌گاهی در حین تشکیل سیاره‌ای، برخوردهای عظیم رخ دهد. این رخداد می‌تواند باعث کجی محورهای سیاره‌ای در منظومه شمسی باشد. همین رخداد می‌تواند توضیح دهد که چطور برخی فراسیاره‌ها، معروف به مشتری‌های داغ، بیش از ۱۰۰ برابر جرم زمین عناصر سنگین جمع کرده‌اند^۱۵و۱۶ –ویژگی‌ای که در مدل‌های تشکیل معمول به‌سختی به‌دست می‌آیند. مشتری‌های داغ نزدیک به ستاره میزبان خود، در منطقه‌ای که کشش گرانشی ستاره بسیار قوی است، قرار دارند. درنتیجه ممکن است این فراسیارات بتوانند از بین یک‌سری برخوردهای بزرگ به‌جای آنکه پیش‌سیاره‌ها را پس بزنند، آنها زا جمع کنند و بنابراین محتوای عناصر سنگین آنها افزایش می‌یابد.

بااین‌حال، ‌سیاره‌های غول‌پیکر سطحی شاره‌ای دارند که نمی‌تواند آثار رخداد را حفظ کند، چنین سیاره‌هایی سرنخ‌هایی از گذشته وحشتناک خود نگه داشته‌اند که امروزه به سیستم‌های سیاره‌ای رصدشده منجر شده است. مدل پیشنهادی لیو و همکارانش این امکان را فراهم می‌کند که رصدهای امروزی با اوایل تشکیل منظومه شمسی مرتبط شوند. از بسط بررسی‌ها در این مورد و سیارات غول‌پیکری که به دور خورشید یا دیگر ستاره‌ها می‌چرخد،‌ پیشرفت حاصل خواهد شد. کاوش مداوم در منظومه شمسی بسیار مهم است،‌ بخصوص درباره اورانوس و نپتون که شاید بقایای مقدار زیادی پیش‌سیاره‌های پرجرم در منظومه شمسی اولیه باشند.

منبع:

Nature 572, 315-317 (2019)

نویسنده:

Tristan Guillot از دانشگاه کوت‌دازور، آزمایشگاه Lagrange، رصدخانه de la Côte d’Azur، CNRS UMR 7293, 06304 Nice Cedex 4, France.

مراجع:

1.

Folkner, W. M. et al. Geophys. Res. Lett. 44, 4694–4700 (2017).

2.

Iess, L. et al. Nature 555, 220–222 (2018).

3.

Wahl, S. M. et al. Geophys. Res. Lett. 44, 4649–4659 (2017).

4.

Debras, F. & Chabrier, G. Astrophys. J. 872, 100 (2019).

5.

Liu, S.-F. et al. Nature 572, 355–357 (2019).

6.

Hartmann, W. & Davis, D. Icarus 24, 504–515 (1975).

7.

Chambers, J. & Mitton, J. in From Dust to Life: The Origin and Evolution of Our Solar System 216 (Princeton Univ. Press, 2017).

8.

Izidoro, A., Morbidelli, A., Raymond, S. N., Hersant, F. & Pierens, A. Astron. Astrophys. 582, A99 (2015).

9.

Wong, M. H., Mahaffy, P. R., Atreya, S. K., Niemann, H. B. & Owen, T. C. Icarus 171, 153–170 (2004).

10.

Guillot, T., Stevenson, D. J., Hubbard, W. B. & Saumon, D. in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere (eds Bagenal, F., Dowling, T. E. & McKinnon, W. B.) 35–57 (Cambridge Univ. Press, 2004).

11.

Mordasini, C., Alibert, Y., Klahr, H. & Henning, T. Astron. Astrophys. 547, A111 (2012).

12.

Paardekooper, S.-J. & Mellema, G. Astron. Astrophys. 425, L9–L12 (2004).

13.

Moll, R., Garaud, P., Mankovich, C. & Fortney, J. J. Astrophys. J. 849, 24 (2017).

14.

Vazan, A., Helled, R. & Guillot, T. Astron. Astrophys. 610, L14 (2018).

15.

Moutou, C. et al. Icarus 226, 1625–1634 (2013).

16.

Thorngren, D. P., Fortney, J. J., Murray-Clay, R. A. & Lopez, E. D. Astrophys. J. 831, 64 (2016).