Ζούμε πραγματικά σε έναν καταπληκτικό χρόνο για έρευνα εξωπλανήτη. Ακόμα πιο πρόσφατα, άρχισαν να βγαίνουν άμεσες εικόνες, καθώς και τα πρώτα φάσματα της ατμόσφαιρας τέτοιων πλανητών. Τόσο πολλά δεδομένα είναι διαθέσιμα, οι αστρονόμοι έχουν αρχίσει ακόμη και να μπορούν να κάνουν συμπεράσματα σχετικά με το πώς θα μπορούσαν να σχηματιστούν αυτοί οι επιπλέον ηλιακοί πλανήτες.
Γενικά, υπάρχουν δύο μέθοδοι με τις οποίες μπορούν να σχηματιστούν πλανήτες. Το πρώτο είναι μέσω της συνύπαρξης στην οποία το αστέρι και ο πλανήτης θα σχηματίζονταν από τη βαρυτική κατάρρευση ανεξάρτητα το ένα από το άλλο, αλλά σε πολύ κοντινή απόσταση ώστε η αμοιβαία βαρύτητά τους να τα ενώνει σε τροχιά. Η δεύτερη, η μέθοδος μέσω της οποίας σχηματίστηκε το ηλιακό μας σύστημα, είναι η μέθοδος δίσκου. Σε αυτό, υλικό από ένα λεπτό δίσκο γύρω από ένα πρωτόκολλο καταρρέει για να σχηματίσει έναν πλανήτη. Κάθε μία από αυτές τις διαδικασίες έχει ένα διαφορετικό σύνολο παραμέτρων που μπορεί να αφήσουν ίχνη που θα μπορούσαν να επιτρέψουν στους αστρονόμους να αποκαλύψουν ποια μέθοδο είναι κυρίαρχη. Ένα νέο έγγραφο από το Helmut Abt του Kitt Peak National Observatory, εξετάζει αυτά τα χαρακτηριστικά και προσδιορίζει ότι, από την τρέχουσα δειγματοληψία εξωπλανητών, το ηλιακό μας σύστημα μπορεί να είναι περίεργο.
Η πρώτη παράμετρος που διακρίνει τις δύο μεθόδους σχηματισμού είναι αυτή της εκκεντρότητας. Για να καθορίσει μια βάση αναφοράς για σύγκριση, ο Abt σχεδίασε πρώτα την κατανομή εκκεντρότητας για 188 δυαδικά αστέρια κύριας αλληλουχίας και συνέκρινε αυτό με τον ίδιο τύπο γραφικής παράστασης για το μόνο γνωστό σύστημα που είχε σχηματιστεί μέσω της μεθόδου δίσκου (το Ηλιακό μας Σύστημα). Αυτό αποκάλυψε ότι, ενώ η πλειονότητα των αστεριών έχει τροχιές με χαμηλή εκκεντρότητα, αυτό το ποσοστό πέφτει αργά καθώς αυξάνεται η εκκεντρότητα. Στο ηλιακό μας σύστημα, όπου μόνο ένας πλανήτης (υδράργυρος) έχει εκκεντρότητα μεγαλύτερη από 0,2, η κατανομή πέφτει πολύ πιο απότομα. Όταν ο Abt δημιούργησε τη διανομή για τους 379 πλανήτες με γνωστή εκκεντρότητα, ήταν σχεδόν ταυτόσημη με εκείνη για τα δυαδικά αστέρια.
Μια παρόμοια πλοκή δημιουργήθηκε για τον ημι-μείζονα άξονα των δυαδικών αστεριών και του ηλιακού μας συστήματος. Και πάλι, όταν αυτό σχεδιάστηκε για τους γνωστούς επιπλέον ηλιακούς πλανήτες, η διανομή ήταν παρόμοια με αυτή των δυαδικών συστημάτων αστεριών.
Ο Abt επιθεώρησε επίσης τη διαμόρφωση των συστημάτων. Τα συστήματα αστεριών που περιέχουν τρία αστέρια περιείχαν γενικά ένα ζευγάρι αστεριών σε μια σφιχτή δυαδική τροχιά με ένα τρίτο σε μια πολύ μεγαλύτερη τροχιά. Συγκρίνοντας τις αναλογίες τέτοιων τροχιών, ο Abt ποσοτικοποίησε την τροχιακή απόσταση. Ωστόσο, αντί να συγκρίνει απλώς με το ηλιακό σύστημα, εξέτασε την ανάλογη κατάσταση σχηματισμού αστεριών γύρω από την κεντρική μάζα του γαλαξία και δημιούργησε μια παρόμοια κατανομή με αυτόν τον τρόπο. Σε αυτήν την περίπτωση, τα αποτελέσματα ήταν διφορούμενα. Και οι δύο τρόποι σχηματισμού παρήγαγαν παρόμοια αποτελέσματα.
Τέλος, ο Abt εξέτασε την ποσότητα των βαρέων στοιχείων στο πιο ογκώδες σώμα. Είναι ευρέως γνωστό ότι οι περισσότεροι εξωηλιακοί πλανήτες βρίσκονται γύρω από αστέρια πλούσια σε μέταλλα. Παρόλο που δεν υπάρχει λόγος σχηματισμού πλανητών σε δίσκο δεν μπορούσα να σχηματίζονται γύρω από αστέρια υψηλής μάζας, έχοντας ένα πλούσιο σε μέταλλο σύννεφο από το οποίο σχηματίζουν αστέρια και πλανήτες είναι μια απαίτηση για το μοντέλο συν-διόρθωσης επειδή τείνει να επιταχύνει τη διαδικασία κατάρρευσης, επιτρέποντας στους γιγαντιαίους πλανήτες να σχηματιστούν πλήρως πριν το σύννεφο διαλυθεί καθώς το αστέρι ενεργοποιήθηκε. Έτσι, το γεγονός ότι η συντριπτική πλειονότητα των ηλιακών πλανητών υπάρχει γύρω από αστέρια πλούσια σε μέταλλα, ευνοεί την υπόθεση της συνύπαρξης.
Συνολικά, αυτό παρέχει τέσσερις δοκιμές για μοντέλα σχηματισμού. Σε κάθε περίπτωση, οι τρέχουσες παρατηρήσεις υποδηλώνουν ότι η πλειονότητα των πλανητών που ανακαλύφθηκαν μέχρι στιγμής σχηματίστηκαν από τη συνύπαρξη και όχι σε ένα δίσκο. Ωστόσο, ο Abt σημειώνει ότι αυτό πιθανότατα οφείλεται σε στατιστικές προκαταλήψεις που επιβάλλονται από τα όρια ευαισθησίας των τρεχόντων μέσων. Όπως σημειώνει, οι αστρονόμοι «δεν έχουν ακόμη την ακτινωτή ευαισθησία ταχύτητας για να ανιχνεύουν συστήματα δίσκων όπως το ηλιακό σύστημα, εκτός από μεμονωμένους μεγάλους πλανήτες, όπως ο Δίας στα 5 AU». Ως τέτοια, αυτή η άποψη πιθανότατα θα αλλάξει καθώς οι νέες γενιές μέσων θα είναι διαθέσιμες. Πράγματι, καθώς τα όργανα βελτιώνονται στο σημείο που η τρισδιάστατη χαρτογράφηση είναι διαθέσιμη και οι τροχιακές κλίσεις μπορούν να παρατηρηθούν άμεσα, οι αστρονόμοι θα μπορούν να προσθέσουν μια άλλη δοκιμή για τον προσδιορισμό των τρόπων σχηματισμού.
ΕΠΕΞΕΡΓΑΣΙΑ: Μετά από κάποια σύγχυση και συζήτηση στα σχόλια, ήθελα να προσθέσω ένα ακόμη σημείωμα. Λάβετε υπόψη ότι αυτό είναι μόνο το μέση τιμή όλων των συστημάτων επί του παρόντος γνωστό ότι μοιάζει με συσσωματωμένα συστήματα. Ενώ υπάρχουν αναμφίβολα κάποιοι εκεί που σχηματίστηκαν από δίσκους, η σπανιότητα τους στα τρέχοντα δεδομένα τους κάνει να μην ξεχωρίζουν. Σίγουρα, το γνωρίζουμε ελάχιστα ένα σύστημα που ταιριάζει σε μια ισχυρή δοκιμή για τη μέθοδο δίσκου. Αυτή η πρόσφατη ανακάλυψη από τον Κέπλερ, στην οποία έχουν παρατηρηθεί τρεις πλανήτες που διέρχονται από το αστέρι του ξενιστή τους, δείχνει ότι όλοι αυτοί οι πλανήτες πρέπει βρίσκονται σε ένα δίσκο που δεν ανταποκρίνεται στις προσδοκίες της ανεξάρτητης συμπύκνωσης. Καθώς ανακαλύπτονται περισσότερα συστήματα όπως αυτό, αναμένουμε ότι οι κατανομές των δοκιμών που περιγράφονται παραπάνω θα γίνουν διτροπικές, έχοντας στοιχεία που ταιριάζουν με κάθε υπόθεση σχηματισμού.
