W jaki sposób powstają układy słoneczne?
Zakładając, że ogrzewanie gazów spowodowane jest kompresją, obracająca się chmura gazów i pyłów była odgrzewana, a dysk protoplanetarny ulegał zmniejszeniu. Jednak po zatrzymaniu procesu kurczenia się i stabilizacji poprzez rotację proces ogrzewania dobiega końca i rozpoczęło się chłodzenie poprzez rozprowadzanie energii do przestrzeni bliskiej absolutnemu zeru. Ostatecznie chłodzenie jest tak intensywne, że rozpoczyna się nowy proces. Wewnątrz tworzą się niewielkie płatki i ziarna, z których na koniec utworzy się układ słoneczny. Podczas akceleracji masy działa magentorotacyjna niestabilność, tworząc turbulencje. Namagnetyzowane turbulencje rozpraszają energię w sposób nieregularny, determinując w ten sposób strukturę regionów akrecyjnych. Celem projektu COOKINGDUSTINDISKS (Forming high-temperature solids in protoplanetary disks) było wyjaśnienie procesu rozpraszania energii namagentyzowanych turbulencji powodujących miejscowe ogrzewane dysków. W tym celu astrofizycy wykorzystali modele numeryczne o wysokiej rozdzielczości. Przewidywania uzyskane na podstawie modelu ukazały po raz pierwszy rotację różnicową odcinającą pola magnetyczne, która z kolei powodowała tworzenie małych regionów cieplejszych o kilkaset stopni Kelvina niż otaczający gaz. Zaobserwowane wahania temperatury były na tyle wysokie, że wywarły wpływ na formowanie się minerałów. Zdarzenia ogrzewania mogą odgrywać główną rolę w topnieniu chondruli, ponownym topnieniu bogatych w wapno i aluminium inkluzji oraz wyżarzaniu się krzemianów, tj. substancji znajdujących się w meteorytach. Podejmując działania zmierzające do symulacji dysków protoplanetarnych, astrofizycy początkowo badali niewielką część dysku, tak aby zredukować koszty obliczeń. Później jednak zostały przeprowadzone globalne symulacje magnetohydrodynamiczne (MHD) dysków protoplanetarnych, które ujawniły zaskakujące struktury pola magnetycznego. Zaobserwowano jakościowo inną bieżącą strukturę warstwową w regionie w dużej mierze pozbawionym turbulencji sterowaną procesami ujętymi w uogólnionym modelu miejscowym. Uzyskana wiedza dotycząca roli pól magnetycznych w dyskach protoplanetarnych została następnie wykorzystana do zbadania niestabilności fal Rossby'ego. Taka niestabilność może powstawać podczas przejścia słabo zjonizowanych obszarów do namagnetyzowanych stref dysków protoplanetarnych i przyczynić się do procesu tworzenia się planet. Trójwymiarowe symulacje MHD pokazały, jak w określonych warunkach tworzone są duże wiry umożliwiające uchwycenie pyłu i przekształcenie go na planetozymale, komety i asteroidy. Film opracowany na podstawie wyników symulacji został udostępniony tutaj. Wiele interesujących wyników uzyskanych w projekcie COOKINGDUSTINDISKS zostało opisanych w serii publikacji w prestiżowych czasopismach naukowych. Dzięki obserwacjom dysków protoplanetarnych zbliżonych do naszego układu słonecznego astrofizykom udało się lepiej zrozumieć sposób, w jaki chmura międzygwiezdna opadła, tworząc nasz układ słoneczny.
Słowa kluczowe
Układ słoneczny, planety, komety, asteroidy, dyski protoplanetarne, COOKINGDUSTINDISKS
