Dujiniai ir ledo milžinai

Plynoví a ledoví obři

Růst masivních jader za linií chladu, přitahujících tlusté vodíkově–heliové obaly

1. Za linií chladu

V protoplanetárních discích, v oblasti za určitou vzdáleností od hvězdy – často nazývané linie chladu (linie sněhu) – voda a další těkavé látky mohou zmrznout do ledových zrnek. To má velký význam pro formování planet:

  1. Ledem obohacené pevné částice: Nižší teplota umožňuje vodě, amoniaku, metanu a dalším těkavým látkám kondenzovat na prachových zrnech, čímž se zvyšuje celková hmotnost pevných látek.
  2. Větší jádra z pevných částic: Tento nárůst hmotnosti pomáhá planetárním embryím rychle hromadit materiál a dosáhnout kritické hmotnosti, aby přitáhly mlhovinové plyny.

Vnější planety formující se vnější části disku mohou získat tlusté vodíkově–heliové obaly a stát se plynnými obry (jako Jupiter nebo Saturn) nebo ledovými obry (Uran a Neptun). Zatímco v horkém vnitřním disku zůstávají terestrické planety poměrně malé hmotnosti a převážně skalnaté, tyto vnější diskové planety mohou dosáhnout desítek či stovek hmotností Země, výrazně ovlivňujíc celkovou planetární architekturu systému.

2. Model akrece jádra

2.1 Základní předpoklad

Široce uznávaný model akrece jádra tvrdí:

  1. Růst pevného jádra: Planetární embryo (zpočátku protoplanetární těleso obohacené ledem) akrecuje místní pevné částice, dokud nedosáhne ~5–10 MZemě.
  2. Přitahování plynů: Když jádro dosáhne dostatečné hmotnosti, rychle gravitačně přitahuje vodík a helium z disku, což spouští nekontrolovanou akreci obalu.
  3. Nekontrolovaný růst: Tak vznikají plynoví obři typu Jupiter nebo středně velcí „ledoví obři“, pokud jsou podmínky v disku méně příznivé pro akreci obalu nebo pokud se disk dříve rozptýlí.

Tento model spolehlivě vysvětluje existenci masivních H/He obalů u jovovských planet a skromnější obaly u „ledových obrů“, kteří se možná vytvořili později, pomaleji přitahovali plyny nebo ztratili část obalu kvůli procesům hvězdy či disku.

2.2 Doba života disku a rychlé formování

Plynoví obři se musí vytvořit před rozptýlením plynů disku (během ~3–10 milionů let). Pokud jádro roste příliš pomalu, protoplaneta nestihne přitáhnout dostatek vodíku a helia. Studie mladých hvězdokup ukazují, že disky mizí poměrně rychle, což podporuje názor, že formování obrů musí probíhat dostatečně rychle, aby využilo krátkodobé zásoby plynů [1], [2].

2.3 Smršťování a ochlazování obalu

Jakmile jádro překročí kritickou hmotnost, nejprve se vytvoří mělká atmosférická vrstva, která přechází do nekontrolované fáze akrece plynů. Jak obal roste, gravitační energie se vyzařuje, což umožňuje obalu smršťovat se a přitahovat ještě více plynů. Tato pozitivní zpětná vazba může vytvořit konečné planety o hmotnosti ~desítek až stovek Zemí, v závislosti na místní hustotě disku, čase a faktorech jako je migrace typu II nebo tvorba mezery v disku.

3. Studené linie a význam ledových pevných částic

3.1 Labilní sloučeniny a zvýšená hmotnost pevných částic

Na vnějším disku, kde teplota klesne pod ~170 K (pro vodu, i když přesná hranice závisí na parametrech disku), dochází ke kondenzaci vodní páry, což zvyšuje povrchovou hustotu pevných částic 2–4krát. Také další ledy (CO, CO2, NH3) kondenzují při ještě nižších teplotách dále od hvězdy, takže množství pevných látek je ještě větší. Toto bohatství ledem obohacených planetesimál vede k rychlejšímu růstu jader, což je hlavní předpoklad pro formování plynných a ledových obrů [3], [4].

3.2 Proč některé se stávají plynnými, jiné ledovými obry?

  • Plynní obři (např. Jupiter, Saturn): Jejich jádra se vytvoří dostatečně rychle (>10 hmotností Země), aby stihla převzít obrovskou vrstvu vodíku a helia z disku.
  • Ledoví obři (např. Uran, Neptun): Mohli se vytvořit později, pomaleji akretujíce nebo zažívajíce větší disperzi disku, proto mají menší plynný obal a velkou část jejich hmoty tvoří led z vody/amoníaku/methanu.

Takže zda se planeta stane „joviálním obrem“ nebo „neptunským ledovým obrem“ závisí na hustotě pevných částic, rychlosti růstu jádra a vnějším prostředí (např. fotoevaporace od blízkých masivních hvězd).

4. Růst masivních jader

4.1 Akrece planetesimál

Podle rigidního modelu akrece jádra se ledové planetesimály (velikosti km a větší) tvoří srážkami nebo proudovou nestabilitou. Když protoplaneta dosáhne velikosti ~1000 km nebo větší, zesiluje gravitační srážky s ostatními planetesimály:

  1. Oligarchický růst: Několik velkých protoplanet dominuje oblasti a „vymetá“ menší populace těles.
  2. Snížení fragmentace: Nižší rychlost srážek (díky částečnému tlumení plynů) podporuje akreci místo rozbití.
  3. Časové škály: Jádro musí dosáhnout ~5–10 MZemě během několika milionů let, aby mohlo využít plynů disku [5], [6].

4.2 Akrece „kamínků“

Dalším mechanismem je akrece „kamínků“:

  • Kamínky (mm–cm) se v disku pohybují.
  • Dostatečně masivní protjádro může gravitačně „zachytit“ tyto kamínky a velmi rychle růst.
  • To urychluje přechod k super-Zemi nebo jádru obra, což je velmi důležité pro zahájení akrece obalu.

Když jádro dosáhne kritické hmotnosti, začíná nekontrolovaná akrece plynů, která vede ke vzniku plynného obra nebo ledového obra, v závislosti na konečné hmotnosti obalu a podmínkách disku.

5. Akrece obalu a plynem dominované planety

5.1 Nekontrolovaný růst obalu

Když jádro překročí kritickou hmotnost, pro-obří planeta má zpočátku slabou atmosféru, která přechází do nekontrolované fáze přitahování plynů. Jak se obal rozšiřuje, gravitační energie se vyzařuje, což umožňuje ještě silnější přitahování plynů mlhoviny. Klíčovým omezujícím faktorem je často dodávání a obnovování plynů do disku nebo schopnost planety chladit a přitahovat svůj obal. Modely ukazují, že pokud se vytvoří jádro o hmotnosti ~10 MZemě, hmotnost obalu může vzrůst na desítky či stovky hmotností Země, pokud disk zůstává [7], [8].

5.2 Vznik mezery a migrace typu II

Dostatečně masivní planeta může vyřezat mezeru v disku díky přílivovým silám překračujícím lokální tlak disku. To mění průběh dodávky plynů a vede k migraci typu II, kdy orbitální evoluce planety závisí na míře viskozity disku. Někteří obři mohou migrovat dovnitř (vznikají „horkí Jupiterové“), pokud disk nezaniká dostatečně rychle, zatímco jiní zůstávají ve své formovací zóně nebo dál, pokud podmínky disku migraci potlačují nebo pokud se několik obrů spojí rezonancemi.

5.3 Různé konečné varianty plynných obrů

  • Jupiteru podobní: Velmi masivní, velký obal (~300 hmot Země), ~10–20 hmot Země v jádře.
  • Saturnu podobní: Střední velikost obalu (~90 hmot Země), přesto výrazná dominance vodíku a helia.
  • Sub-joviani: Nižší celková hmotnost nebo nedokončený nekontrolovaný růst.
  • Hnědí trpaslíci: Při dosažení ~13 hmot Jupiteru vzniká hranice mezi obřími planetami a subhvězdnými hnědými trpaslíky, i když mechanismy formování se mohou lišit.

6. Ledoví obři: Uran a Neptun

6.1 Formování v odlehlém disku

Ledoví obři, jako Uran a Neptun, mají celkovou hmotnost asi 10–20 Masa Země, z toho ~1–3 MŽemės v jádře a jen několik hmot Země v obalu z vodíku/helia. Předpokládá se, že se zrodili za 15–20 AU, kde je hustota disku nižší a rychlost akrece zpomaluje větší vzdálenost. Příčiny jejich vzniku se liší od Jupiteru/Saturnu:

  • Pozdní formování: Jádro dosáhlo kritické hmotnosti poměrně pozdě, když disk už slábl, takže bylo přitahováno méně plynů.
  • Rychlejší ústup disku: Méně času nebo vnější záření snížilo zásoby plynů.
  • Orbitální migrace: Mohly vzniknout blíže nebo dále a být vytlačeny na současné oběžné dráhy interakcí s jinými obry.

6.2 Složení a vnitřní struktura

Ledoví obři obsahují hodně vodního/amoníkového/metanového ledu — létavé sloučeniny, které kondenzovaly v chladné vnější zóně. Jejich vyšší hustota ve srovnání s plynnými H/He obry naznačuje více „těžkých prvků“. Vnitřní struktura může být vrstvená: skalnaté/kovové jádro, vodíková plášť s rozpuštěným amoniakem/metanem a relativně tenká vrstva H–He nahoře.

6.3 Exoplanetární analogy

Mnoho exoplanet nazývaných „mini-Neptuny“ má hmotnostně střední pozici mezi super-Zeměmi (~2–10 MŽemės) a Saturnem. To naznačuje, že částečný nebo nedokončený proces akrece obalu je poměrně běžný, jakmile vznikne alespoň středně velké jádro — tato dynamika je podobná formování „ledových obrů“ kolem mnoha hvězd.

7. Kontrola pozorování a teoretické úvahy

7.1 Pozorování formujících se obrů v discích

ALMA detekované vzory prstenců/mezer mohou být vyřezány jádry obřích planet. Některé přístroje pro přímé zobrazování (např. SPHERE/GPI) se snaží detekovat mladé obří objekty, které jsou stále ponořené v disku. Takové detekce potvrzují tahu a hromadění hmoty, jak uvádí teorie akrece jádra.

7.2 Nápovědy ke složení z atmosférických spekter

Spektra exoplanetárních obrů (z tranzitů nebo přímých pozorování) odhalují „metalicitu“ atmosféry, která ukazuje, kolik těžkých prvků obsahuje. Pozorování atmosfér Saturnu a Jupitera také ukazují stopy chemie disků, ve kterých vznikaly, např. poměr C/O nebo množství vzácných plynů. Rozdíly mohou naznačovat akreci planetesimál nebo dráhu dynamické migrace.

7.3 Dopad migrace a architektura systému

Průzkumy exoplanet ukazují mnoho systémů s horkými Jupitery nebo několika joviánskými planetami blízko hvězdy. To naznačuje, že formování obřích planet a interakce disku nebo planet mohou výrazně měnit oběžné dráhy. Vnější plynná/ledová obří tělesa naší Sluneční soustavy ovlivnila konečné uspořádání, rozptýlila komety a menší objekty, a mohla tak pomoci ochránit Zemi před větším rizikem migrace (např. Jupiterem nebo Saturnem směrem dovnitř).

8. Kosmologické důsledky a rozmanitost

8.1 Vliv metalicity hvězdy

Hvězdy s vyšším metalicitou (vyšším podílem těžkých prvků) obvykle častěji hostí obří planety. Studie ukazují silnou korelaci mezi obsahem železa ve hvězdě a pravděpodobností výskytu obřích planet. Pravděpodobně je to spojeno s větším množstvím prachu v disku, což urychluje růst jádra. Disky s nízkou metalicitou často vytvářejí méně nebo menší obří planety, případně více skalnatých či „oceánských“ světů.

8.2 „Poušť“ hnědých trpaslíků?

Když akrece plynů dosáhne oblasti kolem ~13 hmotností Jupitera, hranice mezi obřími planetami a subhvězdnými hnědými trpaslíky se stává nejasnou. Pozorování ukazují „poušť hnědých trpaslíků“ poblíž hvězd typu Slunce (hnědí trpaslíci jsou na malých vzdálenostech vzácní), možná proto, že pro tělesa této hmotnosti platí odlišný mechanismus formování a fragmentace disku zřídka vytváří stabilní oběžné dráhy v tomto hmotnostním rozsahu.

8.3 Hvězdy s nízkou hmotností (M trpaslíci)

M trpaslíci (hvězdy s menší hmotností) obvykle mají disky s menší hmotností. V nich je snazší vytvořit mini-Neptuny nebo super-Země než planety velikosti Jupitera, i když existují výjimky. Vztah mezi hmotností disku a hmotností hvězdy vysvětluje, proč kolem menších hvězd častěji nacházíme Neptuny nebo skalnaté super-Země.

9. Závěr

Plynoví a ledoví obři jsou jedny z nejmasivnějších výsledků planetárního formování, vznikající za linie chladu v protoplanetárních discích. Jejich silná jádra, rychle vytvořená z ledem obohacených planetesimál, přitahují husté obaly vodíku a helia, dokud je v disku dostatek plynů. Konečné výsledky – jovovští obři s obrovskými obaly, Saturnovy analogy s prstenci nebo menší „ledoví obři“ – závisí na vlastnostech disku, rychlosti formování a průběhu migrace. Pozorování exoplanetárních obrů a mezer v mladých prachových discích ukazují, že tento proces je široce rozšířený a určuje rozmanitost orbit a složení obrů.

Podle modelu akrece jádra je cesta složitá: těleso obohacené ledem překročí několik hmotností Země, vyvolá nekontrolovanou akreci plynů a stane se masivní nádrží H/He, která do značné míry ovlivňuje uspořádání celé planetární soustavy – rozptyluje nebo uspořádává menší tělesa a vytváří hlavní dynamický kontext. Jak dál sledujeme struktury prstenců ALMA, spektrální data atmosfér obrů a statistiku exoplanet, naše porozumění tomu, jak chladné zóny protoplanetárních disků vychovávají největší členy planetárních rodin, se stále prohlubuje.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). „Formování obřích planet současnou akrecí pevných látek a plynů.“ Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Vývoj protoplanetárního oblaku a formování Země a planet. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). „Rychlý růst jader plynných obrů akrecí kamínků.“ Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). „Formování, evoluce a vnitřní struktura obřích planet.“ Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). „Formování obřích planet.“ Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). „Charakterizace exoplanet z jejich formování. I. Modely kombinovaného formování a evoluce planet.“ Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). „Růst planet akrecí kamínků v evoluujících protoplanetárních discích.“ Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). „Formování extrasolárních planet.“ Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Návrat na blog