หนึ่งในหัวข้อทางดาราศาสตร์ที่ร้อนแรงที่สุด - การตามล่าดาวเคราะห์คล้ายโลกรอบดาวฤกษ์อื่นเพิ่งเพิ่งได้รับแรงผลักดันสำคัญจากการสำรวจสเปกตรัมใหม่ด้วยเครื่องมือ MIDI ที่ ESO VLT Interferometer (VLTI)
ทีมนักดาราศาสตร์ระหว่างประเทศ [2] ได้รับสเปคตรัมอินฟราเรดของฝุ่นในบริเวณด้านในสุดของแผ่นดาวเคราะห์ดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์อายุน้อยสามดวง - ขณะนี้อยู่ในสถานะที่อาจคล้ายกับระบบสุริยะของเราในการสร้างประมาณ 4,500 ล้านปีก่อน
การรายงานในวารสาร Science Nature ฉบับสัปดาห์นี้และด้วยมุมมองของ interferometry ที่ไม่มีใครเทียบคมและแหลมพวกเขาแสดงให้เห็นว่าในทั้งสามส่วนผสมที่ถูกต้องมีอยู่ในสถานที่ที่เหมาะสมเพื่อเริ่มก่อตัวดาวเคราะห์หินที่ดาวเหล่านี้
“ ทราย” ในบริเวณด้านในของแผ่นดาวฤกษ์
ดวงอาทิตย์เกิดมาประมาณ 4,500 ล้านปีที่แล้วจากเมฆก๊าซและฝุ่นระหว่างดวงดาวและเย็นจำนวนมหาศาลที่ยุบตัวภายใต้แรงโน้มถ่วงของมันเอง มีแผ่นฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่ซึ่งโลกและดาวเคราะห์อื่นรวมถึงดาวหางและดาวเคราะห์น้อยก่อตัวขึ้นในภายหลัง
ยุคนี้หายไปนาน แต่เรายังคงเห็นกระบวนการเดียวกันนี้โดยการสังเกตการปล่อยอินฟราเรดจากดาวฤกษ์อายุน้อยมากและดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์ฝุ่นรอบตัวพวกมัน อย่างไรก็ตามจนถึงขณะนี้เครื่องมือที่มีอยู่ไม่อนุญาตให้มีการศึกษาการกระจายตัวของส่วนประกอบต่าง ๆ ของฝุ่นในแผ่นดิสก์ดังกล่าว แม้แต่กล้องโทรทรรศน์ที่ใกล้ที่สุดก็ยังอยู่ไกลเกินไปสำหรับกล้องโทรทรรศน์เดี่ยวที่ดีที่สุดที่จะแก้ไขได้ แต่ตอนนี้ในฐานะ Francesco Paresce Project Scientist สำหรับ VLT Interferometer และสมาชิกของทีมจาก ESO อธิบายว่า“ ด้วย VLTI เราสามารถรวมแสงจากกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่สองตัวที่แยกตัวได้ดีเพื่อให้ได้ความละเอียดเชิงมุมที่ไม่เคยมีมาก่อน สิ่งนี้ทำให้เราเป็นครั้งแรกที่จะเข้าไปในพื้นที่ด้านในสุดของแผ่นดิสก์รอบดาวฤกษ์อายุน้อยบางแห่งในบริเวณที่เราคาดว่าดาวเคราะห์เช่นโลกของเรากำลังก่อตัวหรือจะเกิดขึ้นเร็ว ๆ นี้”
โดยเฉพาะการสังเกตการณ์ทางอินเตอร์เฟอโรเมตริกใหม่ของดาวอายุน้อยสามดวงโดยทีมระหว่างประเทศ [2] โดยใช้พลังงานรวมของกล้องโทรทรรศน์ VLT ขนาด 8.2-m สองเมตรห่างกันหนึ่งร้อยเมตรทำให้ได้ความคมชัดของภาพที่เพียงพอ (ประมาณ 0.02 arcsec) ภูมิภาคด้านในของแผ่นดิสก์ประมาณสามดาว (สัมพันธ์กับขนาดของวงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์) และการปลดปล่อยจากส่วนนอกของแผ่นดิสก์เหล่านั้น สเปกตรัมอินฟราเรดที่สอดคล้องกันได้ให้ข้อมูลที่สำคัญเกี่ยวกับองค์ประกอบทางเคมีของฝุ่นในแผ่นดิสก์และยังเกี่ยวกับขนาดเม็ดเฉลี่ย
การสำรวจทางแสงจ้าเหล่านี้แสดงให้เห็นว่าส่วนด้านในของแผ่นดิสก์นั้นอุดมไปด้วยผลึกซิลิเกต (“ ทราย”) ที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยประมาณ 0.001 มม. พวกมันเกิดจากการแข็งตัวของเม็ดฝุ่นขนาดเล็กที่มีรูปร่างไม่แน่นอนซึ่งอยู่ทั่วไปในเมฆระหว่างดวงดาวที่ให้กำเนิดดวงดาวและแผ่นดิสก์
การคำนวณแบบจำลองแสดงให้เห็นว่าเม็ดผลึกควรมีอยู่อย่างมากมายในส่วนด้านในของแผ่นดิสก์ในเวลาที่มีการก่อตัวของโลก อันที่จริงอุกกาบาตในระบบสุริยะของเรานั้นส่วนใหญ่ประกอบด้วยซิลิเกตชนิดนี้
นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ Rens Waters สมาชิกของทีมจากสถาบันดาราศาสตร์แห่งมหาวิทยาลัยอัมสเตอร์ดัมกระตือรือร้น:“ ด้วยส่วนผสมทั้งหมดในสถานที่และการก่อตัวของเมล็ดขนาดใหญ่จากฝุ่นเริ่มขึ้นแล้วการก่อตัวของก้อนหินที่ใหญ่และใหญ่กว่าและ ในที่สุดดาวเคราะห์คล้ายโลกจากแผ่นดิสก์เหล่านี้เกือบจะหลีกเลี่ยงไม่ได้!”
แปลงสภาพเมล็ด
เป็นที่ทราบกันมานานแล้วว่าฝุ่นส่วนใหญ่ในแผ่นดิสก์รอบ ๆ ดาวฤกษ์เกิดใหม่ประกอบด้วยซิลิเกต ในเมฆนาทอลฝุ่นนี้มีรูปร่างไม่แน่นอนคืออะตอมและโมเลกุลที่ประกอบกันเป็นเม็ดฝุ่นรวมกันอย่างวุ่นวายและเมล็ดมีขนาดเล็กและหนามากโดยทั่วไปมีขนาดประมาณ 0.0001 มม. อย่างไรก็ตามใกล้ดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีอุณหภูมิและความหนาแน่นสูงสุดอนุภาคฝุ่นในดิสก์วงรอบดวงดาวมักจะติดกันเพื่อให้เมล็ดมีขนาดใหญ่ขึ้น ยิ่งไปกว่านั้นฝุ่นถูกทำให้ร้อนโดยการแผ่รังสีของดาวฤกษ์และนี่เป็นสาเหตุให้โมเลกุลในธัญพืชจัดเรียงตัวเองใหม่ในรูปแบบทางเรขาคณิต (ผลึก)
ดังนั้นฝุ่นในบริเวณดิสก์ที่ใกล้เคียงกับดาวฤกษ์จะถูกเปลี่ยนจาก“ บริสุทธิ์” (เล็กและอสัณฐาน) เป็น“ แปรรูป” (ใหญ่กว่าและเป็นผลึก) ธัญพืช
การสังเกตทางสเปกตรัมของธัญพืชซิลิเกตในช่วงความยาวคลื่นอินฟราเรดกลาง (ประมาณ 10? m) จะบอกได้ว่าพวกมันเป็น "ล้วน" หรือ "ผ่านการประมวลผล" การสำรวจดิสก์ก่อนหน้ารอบดาวฤกษ์อายุน้อยแสดงให้เห็นว่ามีส่วนผสมของวัตถุเก่าแก่และกระบวนการแปรรูปที่มีอยู่ แต่มันก็เป็นไปไม่ได้เลยที่จะบอกได้ว่ามีธัญพืชชนิดใดอยู่ในแผ่นดิสก์
ด้วยการเพิ่มความละเอียดเชิงมุมเป็นร้อยเท่าด้วย VLTI และเครื่องมือ MIDI ที่มีความไวสูงสเปกตรัมอินฟราเรดแบบละเอียดในภูมิภาคต่างๆของแผ่นดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์เกิดใหม่สามดวงมีอายุเพียงไม่กี่ล้านปีแสดงให้เห็นว่าฝุ่นใกล้เคียงกับ ดาวฤกษ์นั้นมีการประมวลผลมากกว่าฝุ่นในบริเวณดิสก์ด้านนอก ในสองดาว (HD 144432 และ HD 163296) ฝุ่นในแผ่นดิสก์ด้านในนั้นได้รับการประมวลผลอย่างเป็นธรรมในขณะที่ฝุ่นในแผ่นดิสก์ด้านนอกเกือบจะบริสุทธิ์ ในดาวดวงที่สาม (HD 142527) ฝุ่นถูกประมวลผลในแผ่นดิสก์ทั้งหมด ในภาคกลางของแผ่นดิสก์นี้มีการประมวลผลอย่างมากสอดคล้องกับฝุ่นผลึกอย่างสมบูรณ์
ข้อสรุปที่สำคัญจากการสังเกตการณ์ของ VLTI คือว่ามีการสร้างบล็อคสำหรับดาวเคราะห์คล้ายโลกซึ่งอยู่ในดิสก์รอบดาวฤกษ์ตั้งแต่เริ่มต้น สิ่งนี้มีความสำคัญอย่างยิ่งเนื่องจากมันบ่งบอกว่าดาวเคราะห์ในประเภทดาวเคราะห์ (หิน) เช่นโลกนั้นส่วนใหญ่อาจเป็นเรื่องธรรมดาในระบบดาวเคราะห์เช่นเดียวกับนอกระบบสุริยะ
ดาวหางที่เก่าแก่
การสำรวจในปัจจุบันก็มีผลกระทบต่อการศึกษาดาวหางด้วย ดาวหางบางส่วนในระบบสุริยะอาจประกอบด้วยฝุ่นที่เก่าแก่และไม่ผ่านกระบวนการและมีลักษณะเป็นผลึก ดาวหางก่อตัวขึ้นในระยะทางไกลจากดวงอาทิตย์ในบริเวณรอบนอกของระบบสุริยจักรวาลซึ่งมันหนาวมากเสมอ ดังนั้นจึงยังไม่ชัดเจนว่าฝุ่นละอองที่ผ่านกระบวนการแปรรูปอาจมาเป็นดาวหางได้อย่างไร
ในทฤษฎีหนึ่งฝุ่นที่ผ่านกระบวนการถูกส่งออกไปจากดวงอาทิตย์อายุน้อยโดยความปั่นป่วนในแผ่นดิสก์ circumsolar ค่อนข้างหนาแน่น ทฤษฎีอื่นอ้างว่าฝุ่นที่ผ่านการประมวลผลในดาวหางนั้นผลิตขึ้นในพื้นที่หนาวเย็นเป็นเวลานานอาจเกิดจากคลื่นกระแทกหรือสายฟ้าในแผ่นดิสก์หรือเกิดการชนกันบ่อยครั้งระหว่างชิ้นส่วนขนาดใหญ่
ทีมนักดาราศาสตร์ในปัจจุบันสรุปได้ว่าทฤษฎีแรกเป็นคำอธิบายที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดสำหรับการมีฝุ่นที่ผ่านกระบวนการในดาวหาง นี่ก็หมายความว่าดาวหางระยะยาวที่บางครั้งเรามาจากด้านนอกของระบบสุริยะของเรานั้นเป็นวัตถุที่เก่าแก่อย่างแท้จริงย้อนหลังไปถึงยุคที่โลกและดาวเคราะห์อื่นยังไม่ได้ก่อตัวขึ้น
การศึกษาดาวหางดังกล่าวโดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อดำเนินการในแหล่งกำเนิดจะช่วยให้สามารถเข้าถึงวัสดุดั้งเดิมที่เกิดจากระบบสุริยะได้โดยตรง
ข้อมูลมากกว่านี้
ผลการรายงานใน ESO PR นี้นำเสนอในรายละเอียดเพิ่มเติมในรายงานการวิจัย“ กลุ่มอาคารของดาวเคราะห์ในภูมิภาค“ ภาคพื้นดิน” ของดิสก์กำเนิดดาวเคราะห์” โดย Roy Van Boekel และผู้ร่วมเขียน (ธรรมชาติ, 25 พฤศจิกายน 2004) การสังเกตเกิดขึ้นในหลักสูตรสาธิตวิทยาศาสตร์เบื้องต้นของ ESO
หมายเหตุ
[1]: ข่าวประชาสัมพันธ์ ESO นี้ออกร่วมกับสถาบันดาราศาสตร์แห่งมหาวิทยาลัยอัมสเตอร์ดัมเนเธอร์แลนด์ (NOVA PR) และ Max-Planck-Institut f? r Astronomie (Heidelberg, Germany (MPG PR)
[2]: ทีมประกอบด้วย Roy van Boekel, Michiel Min, Rens Waters, Carsten Dominik และ Alex de Koter (สถาบันดาราศาสตร์, มหาวิทยาลัยอัมสเตอร์ดัม, เนเธอร์แลนด์), Christoph Leinert, Olivier Chesneau, Uwe Graser, Thomas Henning, Thomas Henning ? hler และ Frank Przygodda (Max-Planck-Institut f? r Astronomie, Heidelberg, เยอรมนี), Andrea Richichi, Sebastien Morel, Francesco Paresce, Markus Sch? ller และ Markus Wittkowski (ESO), Walter Jaffe และ Jeroen de Jong (Leiden Observatory Observatory) , เนเธอร์แลนด์), Anne Dutrey และ Fabien Malbet (Observatoire de Bordeaux, ฝรั่งเศส), Bruno Lopez (Observatoire de la Cote d'Azur, นีซ, ฝรั่งเศส), Guy Perrin (LESIA, Observatoire de Paris, ฝรั่งเศส) และ Thomas Preibisch (Max -Planck-Institut f? r Radioastronomie, Bonn, ประเทศเยอรมัน)
[3]: เครื่องมือ MIDI เป็นผลมาจากความร่วมมือระหว่างสถาบันเยอรมัน, ดัตช์และฝรั่งเศส ดู ESO PR 17/03 และ ESO PR 25/02 สำหรับข้อมูลเพิ่มเติม
แหล่งต้นฉบับ: ข่าว ESO
