پیدایش منظومه شمسی با چشم‌اندازی از ترکیبات کمربند اصلی سیارک‌ها

پیدایش منظومه شمسی با چشم‌اندازی از ترکیبات کمربند اصلی سیارک‌ها

در حوزه‌ی پژوهش بر روی سیارک‌ها، هدف نهایی تکمیل‌کردن تصویر به‌دست‌آمده از پیدایش سیارک‌ها و هم‌چنین یافتن رابطه‌ای بین شیمی آن‌ها و فراوانی مواد فرٌار موجود بر روی کره‌ی زمین است. در شکل ۱، کمربند اصلی سیارک‌ها را به همراه جمعیت سیارک‌های هیلدا (واقع در ۴ واحد نجومی)، مجموعه‌ی هانگاریا(۱) و تروجان‌ها(۲) (واقع در نقاط لاگرانژی مدار سیاره‌ی مشتری) می‌بینید. افزون بر این، ساختار کمربند اصلی به علت حضور سیاره‌ی مشتری دارای نواحی ناپایدار در ۲.۵ و ۲.۸ واحد نجومی است که بنابر آن این کمربند به سه ناحیه‌ی داخلی، میانی و خارجی تقسیم‌بندی می‌شود.

شکل ۱. محدوده‌ی کمربند اصلی سیارک‌ها همراه با انحراف مداری برحسب درجه در محور عمودی و تراکم جمعیت سیارک‌ها. نواحی زردرنگ دارای بالاترین تراکم اجرام و نواحی آبی رنگ کمترین تراکم را نشان می‌دهد.

شکل ۱. محدوده‌ی کمربند اصلی سیارک‌ها همراه با انحراف مداری برحسب درجه در محور عمودی و تراکم جمعیت سیارک‌ها. نواحی زردرنگ دارای بالاترین تراکم اجرام و نواحی آبی رنگ کمترین تراکم را نشان می‌دهد.

در این مقاله به پژوهش‌های نو و جالبی پرداخته می‌شود که دو تصور کلی را از اجرام کمربند اصلی سیارک‌ها تغییر می‌دهد و هم‌چنین نقش مدل‌های مطرح‌شده در رابطه با مراحل تکامل منظومه‌ی شمسی را روشن‌تر می‌سازد.

  • تصور یک ـ در سال ۱۹۸۰، اندازه‌گیری و مطالعات طیف‌سنجی نشان می‌داد که سیارک‌های کمربند اصلی در ناحیه‌ی داخلی از اجرام آذرین ذوب‌شده(۳) تشکیل شده که دارای شیب طیفی مثبت (سرخگون) است. در حالی که ناحیه‌ی خارجی از اجرامی پر شده است که دستخوش تغییرات حرارتی(۴) کمی بوده و دارای شیب طیفی خنثی (آبیگون) است.
  • تصور دو ـ حدود دو دهه پس از کشف اجرام کمربند اصلی سیارک‌ها، نظریه‌ی ایستای پیدایش منظومه‌ی شمسی نشان داده است که سیارک‌ها، به عنوان بقایای شکل‌گیری سیارات، در ابتدا نیز در این محل، یعنی در فاصله‌ی بین مریخ و مشتری به‌ وجود آمده‌اند. این ایدە‌ی قدیمی پیدایش ایستای کمربند اصلی سیارک‌ها، دو رنگ بودن شیب طیفی این اجرام را در دو ناحیه‌ی داخلی و خارجی، ناشی از وجود گرادیان گرمایی در سراسر کمربند اصلی سیارکی می‌داند.
شکل۲: تأثیرات مهاجرت سیارات در کمربند اصلی سیارک‌ها. این تصویر اجزاء اصلی مدل‌های دینامیکی را برای پیدایش اجرام کوچک نشان می‌دهد و مراحل تکامل منظومه‌ی شمسی از جمله مخلوط شعاعی، جرم‌زدودگی و مهاجرت سیارات را در بر دارد. مرحله‌ی اول (بالای تصویر) با دیسک برافزایشی آغاز شده و در نهایت به وضعیت کنونی سیارات و اجرام کوچک در پایین صفحه ختم می‌شود.

شکل۲: تأثیرات مهاجرت سیارات در کمربند اصلی سیارک‌ها. این تصویر اجزاء اصلی مدل‌های دینامیکی را برای پیدایش اجرام کوچک نشان می‌دهد و مراحل تکامل منظومه‌ی شمسی از جمله مخلوط شعاعی، جرم‌زدودگی و مهاجرت سیارات را در بر دارد. مرحله‌ی اول (بالای تصویر) با دیسک برافزایشی آغاز شده و در نهایت به وضعیت کنونی سیارات و اجرام کوچک در پایین صفحه ختم می‌شود.

با مرور زمان و با کشف بیش از نیم میلیون سیارک و شکست نظریه‌ی تحول ایستای منظومه شمسی (تصور دو)، نظریه‌ی تحول دینامیک منظومه شمسی مطرح شد که در برگیرندە‌ی مدل مهاجرتی سیارات است. در مدل‌های دینامیکی مدرن منظومه شمسی، پژوهش‌ها و شبیه‌سازی‌ها نشان می‌دهد که در هنگام شکل‌گیری منظومه‌ی شمسی سیارات غول‌پیکر در مسافت‌های طولانی قابل توجهی مهاجرت کرده‌اند. مهاجرت سیارات بزرگ موجب جابه‌جایی سیارک‌های شکل‌گرفته در سراسر منظومه شمسی شده و باعث هدایت قسمتی از این اجرام از موقعیت کنونی آن‌ها به کمربند اصلی سیارک‌ها می‌شود. شکل ۲، طرحی را از مراحل اصلی تأثیر مهاجرت سیارات بر روی اجرام کوچک توزیع شده در منظومه شمسی بر اساس مدل‌های دینامیکی نشان می‌دهد. به طور کلی، بسیاری از مدل‌های ارائه شده دربارە‌ی تکاملِ منظومه شمسی قادر به بازتولید قسمت‌های خاصی از منظومه‌ی شمسی‌اند، اما محققان به دنبال مدلی هستند که توانایی ساخت تمام وجوه را داشته باشد.

یکی از جامع‌ترین مدل‌های تکاملِ منظومه‌ی شمسی مشهور به مدل نیس(۵)، تاکنون توانسته بسیاری از ساختارهای منحصربه‌فرد موجود در منظومه‌ی شمسی از جمله مکان و کشیدگی مدارهای(۶)سیارات بزرگ، به تله‌افتادن قمرهای نامنظم سیاره‌ی زحل و خواص مداری تروجان‌ها را توضیح دهد. مدل اصلی نیس مشهور به مدل کلاسیک نیس در سال ۲۰۰۵ و نسخه دومِ این مدل با در نظرگرفتن شرایط اولیه واقعی‌تر نسبت به مدل کلاسیک در سال ۲۰۱۱ ارائه شد.

مدل کلاسیک نیس به مهاجرت سیاره‌ی مشتری به سمت داخل دیسک عظیم خرده‌سیارات(۷) می‌پردازد، در حالی که سیارات غول‌پیکر دیگر حرکتی به سمت خارج از دیسک دارند. در این نسخه‌ی کلاسیک، هنگامی که نسبت دوره‌ی تناوب مداری سیارات مشتری و زحل بزرگتر از ۲ می‌شود، ناپایداری سیستم آغاز میگردد. در صورتی که در نسخه جدیدتر، برهمکنش سیارات غولپیکر و دیسک دورافتاده کویپر باعث ناپایداری سیستم می‌شود. در مرحله‌ی ناپایداری، ناحیه‌ی تروجان‌های مشتری خالی شده و از طریق اجرامِ فراتر از نپتون که به سمت داخل پراکنده می‌شود، دوباره پر خواهد شد. به این ترتیب، مدل نیس به‌طور طبیعی توانسته است توزیع مداری و جرم تروجان‌ها را توضیح و همچنین پاسخی برای متمایزبودن ترکیب تروجان‌ها از اجرام کمربند اصلی سیارکی بدهد. آنچه در مدل نیس نمیتوان توضیح داد، مخلوطِ مواد آبیگون و سرخگون در مقیاسی بزرگ واقع در کمربند اصلی سیارک‌ها است.

بازنوبسی و برگردان : نفیسه معصوم‌زاده. منبع : جدول ۴ از فصل ۹ کتاب Planetary Sciences, Imke de Pater, Jack J. Lissauer. انتشارات دانشگاه کمبریج

بازنوبسی و برگردان : نفیسه معصوم‌زاده. منبع : جدول ۴ از فصل ۹ کتاب Planetary Sciences, Imke de Pater, Jack J. Lissauer. انتشارات دانشگاه کمبریج

در ادامه با تمرکز بر جزئیات نقشه‌ی جدیدی از توزیع جرمی سیارک‌ها در محدوده‌ی کمربند اصلی سیارکی و مقایسه‌ی آن با دیگر جمعیت‌های اجرام کوچک، به دلایل ناکامی مدل‌های تکاملِ منظومه‌ی شمسی می‌پردازیم. در شکل ۳، نقشه‌ی توزیع جرمی سیارک‌ها در سرتاسر کمربند اصلی سیارک‌ها تا ناحیه‌ی تروجان‌ها ارائه شده است. این توزیع جرمی که دربرگیرنده‌ی سیارک‌هایی از قطر ۵ تا ۱۰۰۰ کیلومتر است به پژوهشگران کمک می‌کند تا در پژوهش‌هایشان جرم سیارک‌ها را نیز در نظر بگیرند. به بیان دیگر، دانستن توزیع جرمی سیارک‌ها کمک می‌کند تا پژوهشگران تا وزن آماری متناسب به سیارک‌ها داده و سیارکهای متنوع را براساس جرمشان تک‌تک و با دقت بیشتری مطالعه کنند.

این نقشه که حاصل گردآوری و پردازش اندازه‌گیری‌های فوتومتری و طیف مرئی سیارک‌ها است، ویژگی‌های جدیدی را دربارە‌ی سیارک‌های محدوده‌ی کمربند اصلی سیارک‌ها نمایان ساخته است. این یافته‌ها عبارت‌اند از:

  • نوع نادری از سیارک‌ها که پوسته و گوشته‌ی آن‌ها باقیمانده‌ای از اجرام تحت گرمایش و ذوب بالا است، در تمام نواحی کمربند سیارک‌ها مشاهده می‌شود. این مشاهده محل پیدایش این گونه سیارک‌ها را به چالش می‌کشد؛ آیا اجرام مادر این سیارک‌ها در همه جای کمربند سیارک‌ها حاضر هستند یا درلحظات اولیه‌ی تشکیل منظومه‌ی شمسی، در کنار خورشید به‌وجود آمده و بعدتر به کمربند سیارکی تزریق شده‌اند؟
  • سیارک‌هایی با ترکیبات مشابه تروجان‌ها، مشهور به نوع D، در ناحیه‌ی داخلی کمربند سیارکی مشاهده می‌شوند (شکل ۳). حضور این نوع سیارک‌های بسیار تاریک در نزدیکی خورشید، این سوال را به وجود می‌آورد که این اجرام چگونه به این محل رسیده‌اند و آیا در کل هیچ ارتباطی بین این سیارک‌ها و تروجان‌ها وجود دارد؟
  • همان‌طور که نقشهی توزیع جرمی نشان میدهد تعداد زیادی از اجرام آبیگون و سرخگون در نواحی مختلف کمربند سیارکی یافت میشوند، درحالی‌که بیشتر جرم ناحیهی هانگاریا در برگیرندهی تعداد محدودی ازاین مواد آبیگون و سرخگون است.
  • توزیع نسبی جرمی هر گروه سیارکی تابعی است از اندازه‌ی آن، که در هر ناحیه از کمربند سیارک‌ها تغییر می‌کند. در ناحیه‌ی داخلی کمربند سیارکی، افزایش مواد آبی‌گون (نوع C) با کاهش اندازە‌ی سیارک‌ها همراه است. در واقع این اجرام آبی‌گون در اندازه‌های بزرگ در ناحیه‌ی داخلی یافت نمی‌شوند و همچنین باید در نظر داشت که کل جمعیت آبی‌گون در ناحیه‌ی داخلی ۶٪ است که نیمی از آن‌ها را در اندازه‌های کوچک دیده‌اند. در ناحیه‌ی خارجی کمربند سیارک‌ها، اگرچه سیارک‌های سرخگون (نوع S) کسر کوچکی از جرم کل را ساخته‌اند، هنوز وجود این مقدار جرم از مواد سرخ‌گون چشمگیر است. جالب این که بیش از نصف جرم مواد سرخ‌گونی که کشف شده در خارج از ناحیه‌ای است که پیش‌بینی می‌شد؛ یعنی ناحیه‌ی داخلی کمربند سیارک‌ها. پس در واقع در هر ناحیه از کمربند سیارک‌ها همه‌ی انواع سیارک‌ها را مشاهده کرده‌اند.

بنابراین، تمام این ویژگی‌های تازە‌ی شناسایی‌شده، تغییرات عمده را در تفسیر تاریخ تحول کمربند سیارکی و به نوبه‌ی خود در تفسیر تاریخ منظومه‌ی شمسی مطالبه می‌کنند.

شکل۳: نقشه‌ی توزیع جرمی در محدوده‌ی کمربند اصلی سیارکی تا ناحیه تروجان‌ها. رنگ خاکستری پس‌زمینه نشان دهنده‌ی جرم کل در پیاله ۰.۰۲ واحد نجومی است. خطوط رنگی نماینده‌ی نوع طیفی هر گروه از سیارک‌ها است که راهنمای آن در سمت راست تصویر قرار دارد.

شکل۳: نقشه‌ی توزیع جرمی در محدوده‌ی کمربند اصلی سیارکی تا ناحیه تروجان‌ها. رنگ خاکستری پس‌زمینه نشان دهنده‌ی جرم کل در پیاله ۰.۰۲ واحد نجومی است. خطوط رنگی نماینده‌ی نوع طیفی هر گروه از سیارک‌ها است که راهنمای آن در سمت راست تصویر قرار دارد.

در آخر، نویسندگان باور دارند که دسته‌بندی کلی ترکیب سیارک‌ها، پیچیدگی ترکیبات و منشاء شکل‌گیری آن‌ها را به طور دقیق بازتاب نمی‌دهد و با شکستن دسته‌بندی کلی ترکیب سیارک‌ها به گروه‌های کوچکتر، همراه با گردآوری داده‌های نورسنجی بیشتر و طیف‌سنجی در ناحیه‌ی فروسرخ، این پژوهش وارد مرحله‌ی بعد می‌شود.

(۱) منطقه‌ی هانگاریا به نام عضو اصلی آن، سیارک ۴۳۴ هانگاریا، نامگذاری شده و شامل سیارک‌هایی با بازتابندگی بالا، معروف به نوع E، است.
(۲) ناحیه‌ی تروجان‌ها واقع در نقاط لاگرانژی مدار سیاره مشتری، حاوی سیارک‌های بسیار تیره نوع D با خواص فیزیکی کاملا متمایز از کمربند اصلی سیارکی است.
(۳) Melted igneous bodies
(۴) Thermal alteration
(۵) Nice model
(۶) Orbital eccentricities
(۷) Planetesimal

عنوان اصلی مقاله: Solar System evolution from compositional mapping of the asteroid belt
نویسندگان:. F. E. DeMeo and B. Carry این مقاله در نشریهی Nature چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://www.nature.com/nature/journal/v505/n7485/full/nature12908.html
گردآوری: نفیسه معصوم‌زاده

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

نفیسه معصوم‌زاده

پژوهشگر پسادکترا در زمینه‌ی فیزیک سیاره‌ای (و به‌ طور خاص سنجش از راه دور سیارات) و عضو گروه سیستم اوسریس (دوربین فضا پیمای رُزتا) است . او دانش‌آموخته‌ی فیزیک از دانشگاه اصفهان (کارشناسی)، اخترفیزیک از دانشگاه تبریز (کارشناسی ارشد)، و اخترفیزیک از دانشگاه گوتینگن ِآلمان (دکترا) است. او در طول دوره‌ی دکترا و قسمتی از دوره‌ی پسادکترایش در «مؤسسه‌ی ماکس پلانک برای تحقیقات منظومه‌ی خورشیدی» با استفاده از داده‌های اپتیکی سیستم اوسریس از سیارک‌های اِشتاین، لوتشیا و هم‌چنین هسته‌ی دنباله‌دار چوریوموف‌ـ‌گراسیمنکو (۶۷‌‌پی) به مطالعه‌ی فوتومتریکی و طیفی از سطح این اجرام پرداخته است.

بازتاب‌ها

  1. کمربند گرمایشی  – چیچیلی ۸ اردیبهشت, ۱۳۹۶، ۱۲:۱۱

    […] […]

دیدگاه‌ها

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*