Dujiniai ir ledo milžinai

Газови и ледени гиганти

Растеж на масивни ядра отвъд линията на студ, привличайки дебели водородно-хелиеви обвивки

1. Отвъд линията на студ

В протопланетарните дискове, в област, намираща се на определено разстояние от звездата – често наричана линия на студ (снежна линия) – водата и други летливи вещества могат да замръзнат в ледени зърна. Това има голямо значение за формирането на планетите:

  1. Твърди частици, обогатени с лед: По-ниската температура позволява на водата, амоняка, метана и други летливи вещества да кондензират върху прахови зърна, увеличавайки общата маса на твърдите вещества.
  2. По-големи ядра от твърди частици: Това увеличение на масата помага на планетарните ембриони бързо да натрупват материя и да достигнат критична маса, за да привлекат газове от мъглявината.

Поради това планетите, формиращи се във външната част на диска, могат да придобият дебели водородно-хелиеви обвивки и да станат газови гиганти (като Юпитер или Сатурн) или ледени гиганти (Уран и Нептун). Докато в горещия вътрешен диск земеподобните планети остават с относително малка маса и предимно скалисти, тези външни планети в диска могат да достигнат десетки или стотици земни маси, значително влияейки на цялостната планетарна архитектура на системата.

2. Модел на акреция на ядро

2.1 Основно предположение

Широко приетият модел на акреция на ядро твърди:

  1. Растеж на твърдото ядро: Планетарният ембрион (първоначално ледено обогатено протопланетно тяло) акретира местни твърди частици, докато достигне ~5–10 MЗемя.
  2. Привличане на газове: Когато ядрото стане достатъчно масивно, то бързо гравитационно привлича водород–хелий от диска, започвайки неуправляема акреция на обвивката.
  3. Неуправляем растеж: Така се образуват газови гиганти от тип Юпитер или междинни по размер „ледени гиганти“, ако условията в диска са по-малко благоприятни за присъединяване на обвивка или дискът се разсейва по-рано.

Този модел надеждно обяснява съществуването на масивни H/He обвивки около юпитерови планети и по-скромни обвивки при „ледените гиганти“, които вероятно са се формирали по-късно, са привлекли газове по-бавно или са загубили част от обвивката поради процеси на звездата или диска.

2.2 Време на живот на диска и бързо формиране

Газовите гиганти трябва да се формират преди разсейването на газовете в диска (за около ~3–10 млн. години). Ако ядрото расте твърде бавно, протопланетата няма да успее да привлече много водород–хелий. Изследванията на млади звездни купове показват, че дисковете изчезват доста бързо, което оправдава необходимостта формирането на гигантски планети да протича достатъчно бързо, за да се използва краткотрайният газов резервоар [1], [2].

2.3 Свиване и охлаждане на обвивката

След като ядрото надвиши критичната маса, първоначално плитък атмосферeн слой преминава в стадий на неуправляемо присъединяване на газове. С нарастването на обвивката гравитационната енергия се излъчва, позволявайки на обвивката да се свие и да привлече още повече газове. Тази положителна обратна връзка може да формира крайни планети с маси от порядъка на десетки или стотици маси на Земята, в зависимост от местната плътност на диска, времето и фактори като миграция от тип II или образуване на празнина в диска.

3. Линии на студ и значението на ледени твърди частици

3.1 Летливи съединения и увеличена маса на твърдите частици

Външният диск, където температурата пада под ~170 K (за водата, въпреки че точната граница зависи от параметрите на диска), водните пари кондензират, увеличавайки повърхностната плътност на твърдите частици 2–4 пъти. Също така и други ледове (CO, CO2, NH3) се утаяват при още по-ниски температури по-далеч от звездата, поради което количеството на твърдите вещества става още по-голямо. Това изобилие от ледено обогатени планетезимали води до по-бърз растеж на ядрата, което е основното условие за формирането на газови и ледени гиганти [3], [4].

3.2 Защо някои стават газови, а други – ледени гиганти?

  • Газови гиганти (напр. Юпитер, Сатурн): Техните ядра се формират достатъчно бързо (>10 земни маси), за да успеят да поемат огромен слой водород–хелий от диска.
  • Ледени гиганти (напр. Уран, Нептун): Могли са да се формират по-късно, по-бавно акрецирайки или претърпявайки по-голяма дискова дисперсия, затова имат по-слаба газова обвивка, а голяма част от масата им се състои от ледове на вода/амоняк/метан.

Така че дали планетата ще стане „юпитеров гигант“ или „нептунов ледено гигант“ зависи от плътността на твърдите частици, темпа на растеж на ядрото и външната среда (напр. фотоизпаряване от близки масивни звезди).

4. Растеж на масивни ядра

4.1 Акреция на планетесимали

Според твърдия модел на акреция на ядро, ледени планетесимали (с размери от километри и повече) се формират чрез сблъсъци или нестабилност на потока. Когато протопланетата достигне размер около 1000 км или повече, тя засилва гравитационните сблъсъци с останалите планетесимали:

  1. Олигархичен растеж: Няколко големи протопланети доминират в региона, „изчистват“ по-дребните популации от тела.
  2. Намаляване на разрушаването: По-ниска скорост на сблъсъци (поради частично газово гасене) насърчава акрецията, а не разрушаването.
  3. Времеви мащаби: Ядрото трябва да достигне ~5–10 MЗемя за няколко милиона години, за да успее да използва газовете от диска [5], [6].

4.2 Акреция на „камъчета“

Друг механизъм е акрецията на „камъчета“:

  • Камъчетата (мм–см) дрейфират в диска.
  • Достатъчно масивното протоядро може гравитационно да „заключи“ тези камъчета, растейки много бързо.
  • Това ускорява прехода към супер-Земя или гигантско ядро, което е особено важно за започване на акреция на обвивката.

Когато ядрото достигне критичната маса, започва неконтролирана газова акреция, която води до образуването на газов гигант или ледено гигант, в зависимост от крайната маса на обвивката и условията в диска.

5. Акреция на обвивката и газово доминирани планети

5.1 Неконтролирано нарастване на обвивката

Когато ядрото премине критичната маса, про-гигантската планета първоначално има слаба атмосфера, която преминава във неконтролирана фаза на привличане на газове. С разширяването на обвивката, гравитационната енергия се излъчва, което позволява още по-силно привличане на газовете от мъглата. Основният ограничаващ фактор често е доставката и обновяването на газовете към диска или способността на планетата да охлажда и привлича своята обвивка. Моделите показват, че ако се формира ядро с маса около ~10 MЗемя, масата на обвивката може да нарасне до десетки или стотици земни маси, ако дискът остане [7], [8].

5.2 Образуване на празнина и миграция от II тип

Достатъчно масивна планета може да изреже празнина в диска чрез приливни въртения, превишаващи силите на локалното налягане в диска. Това променя хода на доставката на газ и води до миграция от II тип, при която орбиталната еволюция на планетата зависи от степента на вискозитет на диска. Някои гиганти могат да мигрират навътре (образувайки „горещи Юпитери“), ако дискът не изчезне достатъчно бързо, а други остават в зоната на формиране или по-далеч, ако условията в диска потискат миграцията или ако няколко гиганта се свържат чрез резонанси.

5.3 Различни крайни варианти на газовите гиганти

  • Подобни на Юпитер: Много масивни, голяма обвивка (~300 Земни маси), ~10–20 Земни маси ядро.
  • Подобни на Сатурн: Междинен размер на обвивката (~90 Земни маси), но с ясно доминиране на водород–хелий.
  • Суб-юпитери: По-малка обща маса или незавършен неконтролиран растеж.
  • Кафяви джуджета: При достигане на ~13 маси на Юпитер се появява граница между гигантските планети и субзвездните кафяви джуджета, въпреки че механизмите на формиране могат да се различават.

6. Ледени гиганти: Уран и Нептун

6.1 Формиране в отдалечения диск

Ледените гиганти, като Уран и Нептун, имат обща маса около 10–20 Земни маси, от които ~1–3 MЗемя в ядрото и само няколко Земни маси в обвивката от водород/хелий. Смята се, че са се родили на 15–20 АЕ, където плътността на диска е по-ниска, а темпът на натрупване се забавя заради по-голямото разстояние. Причините за тяхното формиране се различават от тези на Юпитер/Сатурн:

  • Късно формиране: Ядрото е достигнало критична маса доста късно, когато дискът вече е бил разпаднат, затова е привлечено по-малко количество газ.
  • По-бързо изчезване на диска: По-малко време или външно лъчение са намалили запасите от газ.
  • Орбитална миграция: Могли са да се образуват по-близо или по-далеч и да бъдат изтласкани в настоящите орбити поради взаимодействия с други гиганти.

6.2 Състав и вътрешна структура

Ледените гиганти съдържат много лед от вода/амоняк/метан — летливи съединения, които са кондензирали в студената външна зона. По-голямата им плътност в сравнение с газовите H/He гиганти показва повече „тежки елементи“. Вътрешната структура може да е слоеста: скално/метално ядро, водна мантия с разтворен амоняк/метан и сравнително тънък H–He слой отгоре.

6.3 Екзопланетни аналози

Много екзопланети, наречени „мини-Нептуни“, по маса заемат междинно положение между супер-Земите (~2–10 MЗемя) и Сатурн. Това показва, че частичният или незавършен процес на натрупване на обвивка е доста често срещан, веднага щом се образува поне средно голямо ядро — такава динамика е подобна на формирането на „леден гигант“ около много звезди.

7. Проверка на наблюденията и теоретични разсъждения

7.1 Наблюдение на формиращи се гиганти в дискове

ALMA откритите модели на пръстени/празнини може да са издълбани от гигантски ядра на планети. Някои инструменти за директно изображение (напр. SPHERE/GPI) се опитват да открият млади гигантски образувания, които все още са потопени в диска. Такива открития потвърждават напреженията и натрупването на маса, посочени в теорията за акреция на ядро.

7.2 Подсказки за състава от атмосферни спектри

Спектрите на екзопланетни гиганти (от транзитни или директни наблюдения) разкриват „металността“ на атмосферата, показваща колко тежки елементи съдържа тя. Наблюденията на атмосфери на Сатурн и Юпитер също показват следи от химията на дисковете при тяхното формиране, напр. съотношението C/O или количеството благородни газове. Разликите могат да показват акреция на планетезимали или пътя на динамична миграция.

7.3 Влиянието на миграцията и архитектурата на системата

Проучванията на екзопланети показват много системи с горещи Юпитери или няколко юпитерови планети близо до звездата. Това показва, че формирането на гигантски планети и взаимодействието между диска или планетите може значително да пренареди орбитите. Външните газови/ледени гиганти на нашата Слънчева система са определили крайното разпределение, разпръсквайки комети и по-малки тела, и може би са помогнали да защитят Земята от по-голяма заплаха от миграция (например навътре към Юпитер или Сатурн).

8. Космологични последици и разнообразие

8.1 Влиянието на металността на звездата

Звезди с по-висок металност (по-голям дял на тежки елементи) обикновено по-често имат гигантски планети. Изследванията показват силна корелация между съдържанието на желязо в звездата и вероятността за гигантски планети. Най-вероятно това е свързано с по-голямо количество прах в диска, което ускорява растежа на ядрото. Дискове с ниска металност често формират по-малко или по-малки гиганти, или повече скалисти/„океански“ светове.

8.2 „Пустинята“ на кафявите джуджета?

Когато газовата акреция премине в областта около ~13 маси на Юпитер, границата между гигантските планети и субзвездните кафяви джуджета става неясна. Наблюденията показват „пустинята на кафявите джуджета“ близо до звезди от слънчев тип (рядко се намират кафяви джуджета на малки разстояния), вероятно защото за тела с такава маса важи различен механизъм на формиране, а фрагментацията на диска рядко дава стабилни орбити за този масов диапазон.

8.3 Звезди с малка маса (M джуджета)

M джуджета (звезди с по-малка маса) обикновено имат дискове с по-малка маса. В тях е по-лесно да се образуват мини-Нептуни или супер-Земи, отколкото планети с размерите на Юпитер, въпреки че има изключения. Връзката между масата на диска и масата на звездата обяснява защо около по-малките звезди по-често се откриват Нептуни или скалисти супер-Земи.

9. Заключение

Газовите и ледени гиганти са едни от най-масивните резултати от формирането на планети, възникващи отвъд линията на замръзване в протопланетните дискове. Техните мощни ядра, бързо формирани от ледено обогатени планетезимали, привличат дебели обвивки от водород-гелий, докато в диска има изобилие от газ. Крайният резултат – юпитерови гиганти с огромни обвивки, аналози на Сатурн с пръстени или по-малки „ледени гиганти“, зависи от свойствата на диска, темпото на формиране и хода на миграцията. Наблюденията на гигантски екзопланети и празнини в млади прахови дискове показват, че този процес е широко разпространен и определя разнообразието на орбитите и състава на гигантските планети.

Според модела на ядрената акреция пътят изглежда сложен: ледено обогатено тяло преминава няколко маси на Земята, предизвиква неконтролирано присъединяване на газ и се превръща в масивен резервоар на H/He, който в голяма степен влияе на разпределението на цялата планетна система – разпръсквайки или подреждайки по-малки тела, създава основния динамичен контекст. Докато продължаваме да наблюдаваме структурите на пръстените на ALMA, спектралните данни на атмосфери на гиганти и статистиката на екзопланетите, нашето разбиране за това как студените зони на протопланетните дискове отглеждат най-големите членове на планетните семейства става все по-дълбоко.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Формиране на гигантските планети чрез едновременна акреция на твърди частици и газ.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Еволюция на протопланетния облак и формиране на Земята и планетите. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Бърз растеж на ядрата на газови гиганти чрез натрупване на камъчета.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Формиране, еволюция и вътрешна структура на гигантските планети.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Формиране на гигантските планети.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Характеризация на екзопланети от тяхното формиране. I. Модели на комбинирано формиране и еволюция на планети.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Растеж на планети чрез натрупване на камъчета в развиващи се протопланетни дискове.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Формиране на екзопланети.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Върнете се в блога