Artystyczna wizja dysku protoplanetarnego wokół młodej gwiazdy / Credits: NASA/JPL-CaltechNaukowcy z Uniwersytetu Chicago sformułowali ostatnio od czego mogą zależeć warunki na planetach pozasłonecznych, które wpływają na możliwość podtrzymania wody. Okazuje się, że w przypadku planet krążących wokół licznych gwiazd o niskiej masie mogłyby wystąpić nadwyżki dostępnej wody.
Gwiazdy karłowate klasy M, których masa waha się w zakresie od 10 do 50% masy naszego Słońca, stanowią jedną z najliczniejszych grup gwiazd w Drodze Mlecznej. Ostatnie dane uzyskane z teleskopu Keplera świadczą o tym, że wokół 6% tych czerwonych karłów krążą planety wielkością zbliżone do Ziemi, które posiadają warunki odpowiednie do podtrzymania życia.
Pod pojęciem zdatności planety do zamieszkania naukowcy rozumieją występujące wartości temperatur, przy których woda utrzymuje się w stanie ciekłym. Wczesne badania z wykorzystaniem symulacji sugerowały, że planety krążące wokół gwiazd klasy M mogą nie posiadać w ogóle wody. Naukowcy sugerują jednak teraz dokładniejsze przyjrzenie się temu zagadnieniu.
Na podstawie aktualnego rozumienia mechanizmów, które wpłynęły na uformowanie się naszego Układu Słonecznego, naukowcy uważają, że kwestia źródła „planetarnej wody” zależna jest od warunków, w jakich powstaje centralna gwiazda. Może być to istotne w prognozowaniu ilości możliwych zasobów wody w środowisku gwiazd klasy M.
Woda przypuszczalnie znalazła się na Ziemi razem ze skałami oraz drobnymi cząstkami, które we wczesnym okresie dziejów Układu Słonecznego znajdowały się w ogromnym dysku protoplanetarnym rotującym wokół młodego Słońca. Materiał w wewnętrznej części dysku przypuszczalnie był zbyt gorący, by mogła tam być utrzymywana woda, jednak skały i drobiny za tak zwaną „linią zamarzania”, zlokalizowaną w odległości około 375 mln km od Dziennej Gwiazdy (2,5 odległości jaka dzieli Ziemię od Słońca), były na tyle zimne, że możliwe było utrzymywanie w nich cząstek lodu.
Ziemia oraz inne planety wewnętrzne najprawdopodobniej powstały wewnątrz tej strefy (wewnątrz "linii zamarzania"), więc technicznie rzecz biorąc nie powinna się na nich znajdować woda. Na sytuację wpływ jednak miały oddziaływania grawitacyjne, które doprowadziły do wymieszania składników i w efekcie do ściągnięcia materiału bogatego w wodę do wewnętrznych rejonów dysku protoplanetarnego. Rezultat tego procesu widzimy dzisiaj na naszej planecie, na której oceany wypełnione są życiem.
Czy podobne procesy mogą występować wokół innych gwiazd o mniejszej masie? Kilka lat temu przeprowadzono symulacje dotyczące formowania się układów słonecznych z częścią składników, jakie były dostępne u nas. Rezultat był taki, że planety znajdujące się w „strefach życia” (miejscach, gdzie może występować woda w stanie ciekłym) wokół gwiazd klasy M są suche.
Jedna z teorii tłumaczących ten stan rzeczy mówiła, że gwiazdy klasy M posiadają mniejsze dyski protoplanetarne, co oznacza jednocześnie występowanie słabszych oddziaływań grawitacyjnych i dużo mniej wydajny proces transferu wody do wewnętrznych części dysku. Innym aspektem jest to, że gwiazdy o małej masie świecą jaśniej, gdy są młodsze. Fakt ten wpływa na odsunięcie linii zamarzania dalej od „strefy życia”, co utrudnia zajście efektywnego procesu transferu wody.
Powyższe aspekty mogą być znaczące przy odniesieniu do naszego, większego Układu Słonecznego. Tymczasem niewykluczone, że jeszcze coś dodatkowego prócz wielkości różni Układ Słoneczny od układu gwiazdy karłowatej klasy M. Naukowcy przypuszczają, że może to być… aluminium!
Aluminium, w tym przypadku izotop o nazwie Al-26, mogło odegrać znaczącą rolę w sprowadzeniu wody na Ziemię. Izotop Al-26 jest radioaktywny i posiada czas połowicznego rozkładu wynoszący 700 tys. lat. Na podstawie badań meteorytów wiemy, że te obiekty oraz rodzice (asteroidy) mogły w przeszłości zawierać sporą ilość tego izotopu, który uległ rozpadowi dawno temu.
Rozpad Al-26 prawdopodobnie ma duży wpływ na wielkie obiekty skalne nazywane planetozymalami, które ostatecznie ulegają scaleniu i przeistoczeniu w planety. Wewnątrz planetozymali ulegający rozpadowi izotop aluminium generuje ciepło, co doprowadza do topnienia obecnego lodu. Część z tej powstałej wody może wejść w reakcje ze skałami, tworząc hydraty różnych minerałów – wykrywanych w wielu meteorytach, a inna część ulega rozproszeniu w przestrzeni kosmicznej.
Jeśli ta teoria okałaby się prawdziwa, to można przypuszczać, że z Ziemi „uciekła” spora ilość wody. Jednak nie musi się to okazać zasadne z uwagi na możliwość nie występowania aluminium w każdym układzie planetarnym. Al-26 powstaje we wnętrzach masywnych gwiazd. Nie do końca jasne jest skąd tak dużego tego materiału w naszym Układzie Słonecznym. Jedną z teorii wyjaśniających jest dostarczenie Al-26 z wybuchu pobliskiej supernowej.
Inne systemy planetarne mogą nie posiadać tyle izotopu aluminium, stąd planetozymale mogą utrzymać więcej wody w trakcie procesu formowania planet. Ten scenariusz jest teraz szczegółowo badany przez naukowców. Być może istotną rolę w rozpraszaniu wody grają także inne czynniki. Niemniej jednak dominujący jeszcze parę lat temu pogląd, że planety wokół lekkich gwiazd mogą być suche, zdaje się być coraz mniej aktualny.
Istnieją jeszcze inne modele, które pokazują, że kwestia transferu wody może być „regulowana” na skutek migracji planet we wczesnej fazie „porządkowania” układu słonecznego. Ten model, nazywany modelem Wielkiej Migracji (Grand Track), zakłada, że w naszym przypadku materia tworząca Jowisza przebywała kiedyś bliżej Słońca – do momentu rozpoczęcia formowania się Saturna. Migracja gazowych gigantów mogła pomóc w sprowadzeniu materiału zasobnego w wodę w rejony bliższe Słońcu.
W ten sposób można dojść do wniosku, że wody na planetach wewnętrznych w innych układach słonecznych może być w rzeczywistości nawet bardzo dużo. Jeśli teorie odnośnie oddziaływania izotopu aluminium oraz migracji gazowych gigantów okażą się prawdziwe, to problem braku dostatecznej ilości wody może w ogóle nie znajdować pokrycia w rzeczywistości. W przyszłości misje takie jak James Webb Space Telescope mogą pozwolić na zaobserwowanie cząsteczek wody w atmosferach odległych egzoplanet. Wtedy teorie o źródłach wody na planetach zostaną dobrze zweryfikowane.
(NASA)
Źródło: Kosmonauta.net
Przeczytaj więcej: 
