行星的形成

2021-01-09 中國數字科技館

在過去幾年, 由於深空探測特別是幾個彗星任務的科學結果以及理論模擬的突破, 使我們對行星形成的過程有新的想法. 其中包括微星體和行星胚胎的產生可能部分以小圓石塊積生而成, 而「星塵號」和「羅塞塔」彗星計劃告訴我們一方面太陽星雲的固態塵埃粒子曾經大規模的混合, 另一方面揮發性冰晶物質含有很大量的星際物質成分. 彗星67P含有豐度僅次於水分子中的氧分子亦是一個完全未預期到的結果. 再加上系外行星的發現和第9行星的搜尋, 太陽系來源的研究將進入一個新境界.

自從第一個系外行星在1995年被發現後, 至今已經有逾2000個系外行星, 逾500個含兩個或以上行星的行星系統登錄在www.exoplanet.eu. 我們的預期是這些系外行星系統的存在, 會有助於我們了解太陽系的來源. 但實際情況是每個行星系統的形成, 可能都有它的特殊因素,沒有一個簡單的通則. 譬如說行星系統的主星是否在一個星團中產生, 以及在星團的哪個位置, 都會對各行星的軌道結構有很大的影響. 最近有關第九行星存在的研究報告[1], 便是與太陽和很多恆星在一個星團中同時形成有關. 如果這個星團的恆星數目多逾數百, 則大質量的OB恆星率先出現, 並快速演化到末期以超新星爆炸為止的概率便很大. 產生太陽星雲的低質量分子雲可能是因超新星爆炸的震波壓力而塌縮的[2].

此外根據隕石研究結果, 太陽星雲的附近曾有一個超新星爆炸, 把大量的輻射性元素注射入太陽星雲, 其中包括輻射衰變半衰期時間只有7.3×105年的26Al[3]. 星雲溫度隨著漸減使得氣體開始凝結成固體粒子. 由于越靠近原始太陽中心溫度越高, 只有金屬和石質的物質可以凝固成為構成內行星的材料. 而水、二氧化碳、一氧化碳及其他揮發性高的氣體只有在離原始太陽遠處的區域, 才可以凝固成冰粒. 水冰開始凝結的軌道距離約3天文單位處通稱為雪線. 除了冰粒外, 分子雲中的星際塵粒也可以完整保存在低溫的外太陽系區域. 所以另一個重要假設便是如彗星的冰質微星體定會含有大量的有機星際塵粒[4]. 這種星際物質和彗星的關係便有待太空彗星探測計劃的證實. 但美國NASA的星塵(stardust)彗星塵埃標本採樣計劃發現短周期彗星81P/Wild 2(惠爾特2號)的釐米塵粒找不到星際物質, 反而是成分與在接近太陽區域形成的隕石相似, 另外也找到凝結溫度在1000~2000 K的矽晶粒子[5]. 這表示在行星形成過程中, 一定有大尺度運輸或對流機制將內太陽系高溫區域的物質輸送到整個太陽星雲. 這可能是磁場重聯作用而產生的「X-風」效應[6], 但也可能是大型湍流作用的效應[7], 到今尚未有定論.

在行星的形成過程中, 也就是物體如何從釐米大小的細粒累積成幾百公裡到幾千公裡大的個體, 湍流也扮演著非常關鍵的角色. 簡而言之, 初始的細粒聚集在太陽星雲中間的平面形成固態塵粒高密度的碟狀薄片, 彼此碰撞的速度非常小, 利用表面吸引力可以在短時間內便積生成公分到公尺大小的小圓石顆粒. 但從這個階段跨進更大的尺寸範圍便再不能依靠這個機制. 要解決這個瓶頸, 一個理論模型便是當太陽星雲中間塵埃薄片產生密度擾變化, 這些局部的高密度區域因重力不穩定性作用可以繼續增生而形成一團, 由此產生數十公尺到數十公裡的微星體[8,9]. 這些微星體利用自身的微重力, 便可以因低速度的非彈性碰撞而結合成更大的原行星和矮行星了.

但以上的經典範例有著幾個基礎問題. 第一個是太陽星雲中間的塵埃片繞著原始太陽旋轉的速度, 和上下的氣層有顯著的差別. 這個相對速度可以產生湍流作用, 從而破壞了塵埃薄片的重力不穩定性效應[10]. 第二個問題是縱使數十公尺到數公裡大小的微星體開始產生, 它們和太陽星雲氣體的流體力學作用可以快速縮小軌道, 引致不能停留在原來的源區[11]. 碰撞模型計算指出在外行星軌道範圍, 要從數十公尺逐步建立致數百公裡大小的物體大小分布需要數百萬年的時間[12], 這比起微星體的流體力學軌道遷移時間顯然是長了很多. 如何能在這瞬息萬變的太陽星雲外圍, 貯存足夠的冰質微星體質量來製造原行星? 第三個難點則是在於天文觀察告訴我們, 原始恆星的吸積盤的壽命通常只有數百萬年[13], 也是說如果太陽星雲的氣體流失了, 含有大量氫和氦的類木行星的積生便會中途夭折. 這些考慮都給行星科學研究者帶來很大的挑戰.

在過去十年有一個新的提議可能把這些問題都一筆勾銷. 有趣的是所謂解鈴還在系鈴人,這個理論基礎是在於太陽星雲中間塵埃薄片和上下氣層的氣體力學作用產生的湍流結構. 利用高分解率的數值模擬計算發現在一定的條件下, 因為流不穩定性塵埃薄片的密度擾動可以產生漩渦般的構造[14]. 重要的是在這些漩渦中的小圓石顆粒可以有著很大的密度. 如果把這些小圓石質量集合起來, 一個漩渦便足以產生一個數百公裡大小的矮行星[15]. 這種「小圓石積生」模型給太陽系來源理論帶來很大的衝擊. 因為一方面它解決了小圓石顆粒無法從下而上聚集成大型星體的問題, 也躲避了時間的限制. 這種用太陽星雲流不穩定效應從上而下產生的原行星族群的大小分布, 在某個程度亦符合小行星可能一開始便是以大於100 km左右的大小為主, 經後來的碰撞分裂演化才形成今日的大小分布[16]. 這些新發展都是傾覆了以前的標準模型, 但很值得我們注意.

彗星研究的主要出發點是它們代表行星形成的積木塊, 彗核的組成物質如CO2, CO, NH3等都是冰質微星體形成時保存下來者. 但一個重要盲點卻是根據行星積生模型和碰撞頻率的計算, 我們今日看到的短周期彗星, 事實上絕大部分都是一百公裡到幾百公裡的母體(亦即海王星外物體)經多次高速度碰撞分裂而成[17]. 在這種情況下, 為何CO2, CO等冰晶不會因撞擊加熱而散失, 這是一個很難解釋的問題. 反過來說, 這些原始冰晶的存在是否表示正如小圓石積生模型的建構, 整個太陽系形成的過程都要重新評估? 這些議題在歐洲太空局的羅塞塔彗星探測計劃的初步成果公布後, 更加令人注目[18].

羅塞塔計劃帶來另一個驚奇, 這便是宇宙飛船上的中性分子質譜儀發現彗星67P含有很大量的O2分子, 平均豐度比例是水的3.8%[19]. 也可以說是除水之外, 含量第二高的便是O2. 歐洲太空局的喬圖宇宙飛船中性分子質譜儀飛越哈雷彗星得到的數據的重新分析, 也證明哈雷彗星的O2豐度也高達3.7%[20]. 所以這個現象可以說是整個太陽星雲的特性. 現在有兩個說法: 一個是說O2是因為H2O的冰受到宇宙射線的長期照射而產生. 但因為這種輻射分解作用也會產生臭氧(O3)[21], 而羅塞塔的質譜儀實驗並未看到, 所以這個提議不能成立. 另一個提議則是說形成太陽星雲前的分子雲溫度(20~30 K)比較高於其他的分子雲(~10 K), 所容許O2分子的多量產生[19]. 當然這些想法是基於分子雲的氣體成分都不受太陽星雲動力學影響, 而能直接保留在彗核冰晶中. 此外, 彗核或它們的母體內部化學成分經26Al輻射衰變加熱會不會受到改變,都是需要作進一步了解.

隕石和地球的整體成分所有的碳豐度比彗星、太陽和星際物質都少很多, 這可能是因為在太陽星雲內部的塵埃粒子所含的碳質成分受到高溫氧原子的侵蝕所致[22]. 這種機制和原太陽產生的巨量恆星風和X射線及紫外射線造成的光致蒸發有關[23]. 這種碳成分缺失的現象在其他的行星系統也找到跡象[24], 所以可能是一種非常普遍的過程. 原始太陽磁場重聯作用產生的X-風, 太陽星雲流不穩定衍生的小圓石積生機制, 以及早期的光致蒸發現象, 實際上都和電漿物理和磁流體力學分不開. 而控制超級地球大氣環境變遷和生物圈演化更和恆星風作用直接有關[25]. 這個前沿領域的開拓需要混合力學、電漿物理和輻射傳導計算的大尺度數值模擬工作, 但更需要跨界和跨領域的思維.

本文來自《科學通報》

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