Lumiraja (aurinkokunnan synty)
Lumiraja on se etäisyys auringosta, jolla vesi tiivistyy jääksi. Yleisemmin lumiraja on jonkin haihtuvan aineen tiivistymisetäisyys. Alkuaurinkokunnassa veden lumiraja oli asteroidivyöhykkeellä, mutta häkäkaasun lumiraja Neptunuksen etäisyydellä.
Veden lumiraja[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Monet asteroidit ja komeetat sisältävät paljon haihtuvia aineita, koska syntyivät lumirajan ulkopuolella.
Veden lumirajan arvellaan monesti olleen noin 2,7[1]-3,2 AUn päässä auringosta. Tällä etäisyydellä on nykyään asteroidivyöhyke. Nykyään lumiraja on lähempänä Aurinkoa, noin 1,7 AUn päässä siitä[2].
Vesi tiivistyi harvassa alkuaurinkoa ympäröineessä sumussa vasta hyvin kylmässä noin 130-170 K:n lämpötilassa.[3]
Lumirajan etäisyys vaihteli aurinkokunnan synnyn aikanakin. Toisaalta lumirajan etäisyys riippui suhteellisen vähän alkuauringon kirkkaudesta ja kiekon tiheydestä[2].
Lunta saattoi säilyä varjoisissa kohdissa lumirajan sisäpuolellakin.
Teoreettinen esiplanetaarisen kiekon pintatiheys kasvoi lumirajan kohdalla noin 3-4-kertaiseksi[2]. Näin koska haihtuvia aineita oli alkuaurinkosumussa 1,6 %, kun kiveä ja metallia 0,6 %[4]. Niinpä tiivistyneitten jäitten takia tiheämmässä kiekossa syntyi suuria planeettaytimiä, jotka keräsivät ympärilleen suuren vetyvaipan[2].
Maapallon vesi tuli lumirajan takaa asteroideista ja/tai komeetoista.
Muita lumirajoja[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Muita lumirajoja ovat esimerkiksi hiilidioksidin, häkäkaasun ja ammoniakin lumirajat. Häkäkaasun lumiraja oli noin 30 AUn päässä Auringosta eli suunnilleen Neptunuksen radan nykyisellä paikalla[5][6].
Uusien tutkimusten mukaan eri aineiden lumirajat ovat epävakaita.Tämä johtuu jatkuvasta tiivistymisestä ja sublimoitumisesta. Prosessi johtaa tiheän ainerenkaan syntyyn lumirajan sisäpuolella, ja aineen harvenemiseen lumirajan kohdalla. Planeettojen synty nopeutuu näin eri lumirajojen lähellä. Lumirajat myös hyppelevät, syntyy monia harvoja ja tiheitä vyöhykkeitä.[7]
Lumirajoja muilla tähdillä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Laskelmien mukaan Aurinkoa kevyemmillä tähdillä lumiraja on suhteessa kauempana keskustähdestään kuin Auringolla. Vertailukohde on tällöin etäisyys, jolla planeetan lämpötila vastaa Maan lämpötilaa, kun tähti on vakaassa pääsarjatilassa.Tällöin lämpötilan puolesta elinkelpoisella vyöhykkeellä oleva planeetta on tavallisemmin Maata kuivempiAurinkoa kevyemmällä tähdellä. Tällöin esimerkiksi K-spektrityypin pääsarjan tähden planeetat ovat useammin Maata kuivempia.[8]
Tähden HL Tauri ympärillä on esiplanetaarinen kaasu- ja pölykiekko, jossa on aukkoja. Suuria aukkoja on keskustähdestä katsoen etäisyyksillä
13, 32 ja 63 AU. Lämpötilat näillä etäisyyksillä ovat 144, 84 ja 57 K. Nämä vastaavat veden, ammoniakin ja häkäkaasun hydraatin tiivistymisrajoja. Näissä on tapahtunut pölyhitustan kasvua suuremmiksi kappaleiksi, ehkä ainakin desimetrin kokoisiksi.[9][3]
Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
- ↑ [1]
- ↑ a b c d [2]
- ↑ a b Ke Zhang, Geoffrey A. Blake, Edwin A. Bergin: Evidence of fast pebble growth near condensation fronts in the HL Tau protoplanetary disk. The Astrophysical Journal, 4.6.2015, 806. vsk, nro 1, s. L7. doi:10.1088/2041-8205/806/1/L7. ISSN 2041-8213. Artikkelin verkkoversio.
- ↑ [3] (Arkistoitu – Internet Archive)
- ↑ [4]
- ↑ [5]
- ↑ James E. Owen: Snow-lines can be thermally unstable. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1.7.2020, 495. vsk, nro 3, s. 3160–3174. doi:10.1093/mnras/staa1309. ISSN 0035-8711. Artikkelin verkkoversio.
- ↑ Gijs D. Mulders, Fred J. Ciesla, Michiel Min, Ilaria Pascucci: THE SNOW LINE IN VISCOUS DISKS AROUND LOW-MASS STARS: IMPLICATIONS FOR WATER DELIVERY TO TERRESTRIAL PLANETS IN THE HABITABLE ZONE. The Astrophysical Journal, 24.6.2015, 807. vsk, nro 1, s. 9. doi:10.1088/0004-637X/807/1/9. ISSN 1538-4357. Artikkelin verkkoversio.
- ↑ Ben Cook: Forming Rings in a Protoplanetary Disk astrobites. 13.5.2015. Viitattu 17.1.2023. (englanniksi)
