Dujiniai ir ledo milžinai

Gaasikütused ja jäähiiglased

Massiivsete tuumade kasv külmjoone taga, tõmmates ligi paksu vesiniku- ja heeliumi kestu

1. Külmjoone taga

Protoplaneedisüsteemides, piirkonnas, mis asub teatud kaugusel tähest – mida sageli nimetatakse külmjooneks (lumeliiniks) – vesi ja teised lenduvad ained võivad külmuda jääosakesteks. Sellel on suur tähtsus planeetide moodustumisel:

  1. Jääga rikastatud tahked osakesed: Madalam temperatuur võimaldab veele, ammooniumile, metaanile ja teistele lenduvatele ainetele kondenseeruda tolmuosakestele, suurendades tahkete ainete kogumassi.
  2. Suuremad tahkete osakeste tuumad: See massi suurenemine aitab planeedi embrüodel kiiresti materjali koguda ja saavutada kriitilise massi, et tõmmata ligi udu gaase.

Välisketta piirkonnas moodustuvad planeedid võivad saada paksud vesiniku- ja heeliumi kestad ning muutuda gaasihiiglasteks (nagu Jupiter või Saturn) või jäähiiglasteks (Uraan ja Neptuun). Kuigi kuumas sisekettas jäävad maismaaplaneedid suhteliselt väikese massiga ja peamiselt kivised, võivad need välisketta planeedid saavutada kümneid või sadu Maa masse, mõjutades oluliselt kogu süsteemi planeedi arhitektuuri.

2. Tuuma akretsiooni mudel

2.1 Põhieeldus

Laiasti tunnustatud tuuma akretsiooni mudel väidab:

  1. Tahke tuuma kasv: Planeedi embrüo (alguses jääga rikastatud protoplaneetiline keha) akretsioonib kohalikke tahkeid osakesi, kuni jõuab ~5–10 MMaa.
  2. Gaaside ligimeelitamine: Kui tuum muutub piisavalt massiivseks, meelitab see kiiresti gravitatsiooniliselt vesinikku–heeliumi ketast, alustades kontrollimatut kesta akretsiooni.
  3. Kontrollimatu kasv: Nii tekivad Jupiteri tüüpi gaashiidud või vahe suurusega „jäähiidud“, kui ketta tingimused on kestale gaaside kogumiseks vähem soodsad või ketas hajub varem.

See mudel selgitab usaldusväärselt massiivsete H/He kestade olemasolu joviaanse tüüpi planeetide juures ja tagasihoidlikumaid kestasid „jäähiidudel“, mis võisid tekkida hiljem, gaase aeglasemalt ligi meelitades või kaotades osa kestast tähe või ketta protsesside tõttu.

2.2 Ketta eluiga ja kiire moodustumine

Gaashiidud peavad moodustuma enne ketta gaaside hajumist (umbes ~3–10 miljonit aastat). Kui tuum kasvab liiga aeglaselt, ei jõua protoplaneet piisavalt vesiniku- ja heeliumi koguda. Uuringud noortes tähtede parvedes näitavad, et kettad kaovad üsna kiiresti, mis õigustab, et hiidplaneetide moodustumine peab toimuma piisavalt kiiresti, et ära kasutada lühiajalist gaasivarusid [1], [2].

2.3 Kesta kokkutõmbumine ja jahtumine

Kui tuum ületab kriitilise massi, läbib alguses madal atmosfäärikiht kontrollimatu gaaside kogunemise faasi. Kesta kasvades kiirgub välja gravitatsioonienergia, võimaldades kestal kokku tõmbuda ja ligi meelitada veelgi rohkem gaase. See positiivne tagasiside võib moodustada lõplikud ~kümned või sajad Maa massid planeedid, sõltuvalt kohaliku ketta tihedusest, ajast ja sellistest teguritest nagu II tüüpi migratsioon või vahe tekkimine ketas.

3. Külmjooned ja jääkõvade osakeste tähtsus

3.1 Auruvad ühendid ja suurenenud tahkete osakeste mass

Väliskettal, kus temperatuur langeb alla ~170 K (vee puhul, kuigi täpne piir sõltub ketta parameetritest), kondenseeruvad veeaurud, suurendades tahkete osakeste pindtihedust 2–4 korda. Samuti sadestuvad teised jääd (CO, CO2, NH3) veel madalamal temperatuuril veel kaugemal tähelt, mistõttu tahkete ainete hulk suureneb veelgi. See jääga rikastatud planetesimaalide rohkus põhjustab kiiremini kasvavaid tuumasid, mis on peamine gaasiliste ja jäähiidude tekkimise eeldus [3], [4].

3.2 Miks mõned saavad gaasihiiglasteks, teised jäähiiglasteks?

  • Gaasihiiglased (nt Jupiter, Saturn): Nende tuumad tekivad piisavalt kiiresti (>10 Maailma massi), et jõuda ketast võimsalt vesiniku-heeliumi kihiga varustama.
  • Jäähiiglased (nt Uraan, Neptuun): Võisid tekkida hiljem, aeglasema akretsiooniga või suurema ketta dispersiooniga, mistõttu said väiksema gaasikesta ja suure osa massist moodustavad vee/ammooniumi/meetaani jääd.

Seega määravad, kas planeetist saab „joviaalne hiiglane“ või „neptuunilaadne jäähiiglane“, tahkete osakeste tihedus, tuuma kasvukiirus ja väline keskkond (nt fotoaurustumine lähedal asuvate massiivsete tähtede poolt).

4. Massiivsete tuumade kasv

4.1 Planetesimaalide akretsioon

Tugeva tuuma akretsiooni mudeli põhjal tekivad jää planetesimaalid (km suurused ja suuremad) kokkupõrgete või voolustiku ebastabiilsuse kaudu. Kui protoplaneet saavutab ~1000 km suuruse või suurema, tugevdab see gravitatsioonilisi kokkupõrkeid ülejäänud planetesimaalidega:

  1. Oligarhiline kasv: Mõned suured protoplaneedid domineerivad piirkonnas, „pühkides“ väiksemaid kehade populatsioone.
  2. Killustumise vähendamine: Madalam kokkupõrke kiirus (osalise gaasisummutuse tõttu) soodustab akretsiooni, mitte lagunemist.
  3. Aja skaalad: Tuum peab saavutama ~5–10 MMaailma mõne miljoni aasta jooksul, et jõuda ketta gaaside kasutamiseni [5], [6].

4.2 „Kivikeste“ akretsioon

Teine mehhanism on „kivikeste“ akretsioon:

  • Kivikesed (mm–cm) triivivad ketas.
  • Piisavalt massiivne prototuum võib gravitatsiooniliselt „kinni püüda“ need kivikesed, kasvades väga kiiresti.
  • See kiirendab üleminekut super-Maailma või hiiglase tuumaks, mis on eriti oluline kesta akretsiooni alustamiseks.

Kui tuum saavutab piirava massi, algab kontrollimatu gaaside akretsioon, mille tulemusena tekib gaasihiiglane või jäähiiglane, sõltuvalt lõplikust kesta massist ja ketta tingimustest.

5. Kesta akretsioon ja gaasidominantsete planeetide teke

5.1 Kontrollimatu kesta kasv

Kui tuum ületab kriitilise massi, on pro-hiiglaslikul planeedil alguses nõrk atmosfäär, mis läbib kontrollimatu gaaside tõmbefaasi. Kest laieneb, gravitatsioonienergia kiirgub välja, võimaldades veelgi rohkem udugaase tõmmata. Põhiline piirav tegur on sageli ketta gaaside tarnimine ja uuendamine või planeedi võime oma kest jahutada ja tõmmata. Mudelid näitavad, et kui ~10 MMaailma tuum tekib, võib kestamass kasvada kümnete või sadade Maailma massideni, kui ketas püsib [7], [8].

5.2 Vahe tekkimine ja II tüüpi migratsioon

Piisavalt massiivne planeet võib ketta sees vahe välja lõigata tõmbejõudude abil, mis ületavad kohaliku ketta rõhujõud. See muudab gaasi tarnimise protsessi ja põhjustab II tüüpi migratsiooni, kus planeedi orbiidi evolutsioon sõltub ketta viskoossusest. Mõned hiiglased võivad migreeruda sissepoole (tekivad „kuumad Jupiterid“), kui ketas ei kao piisavalt kiiresti, teised jäävad oma moodustumisvööndisse või kaugemale, kui ketta tingimused migratsiooni pidurdavad või kui mitu hiiglast ühinevad resonantsides.

5.3 Gaasihiiglaste erinevad lõplikud variandid

  • Jupiterile sarnased: Väga massiivsed, suur kest (~300 Maailma massi), ~10–20 Maailma massi tuum.
  • Saturnile sarnased: Keskmise suurusega kest (~90 Maailma massi), kuid selge vesiniku-heeliumi domineerimine.
  • Sub-joviidid: Väiksem kogumass või lõpetamata kontrollimatu kasv.
  • Pruunid kääbused: Ligikaudu 13 Jupiteri massi juures tekib piir hiigelplaneetide ja subtähtede pruunkääbuste vahel, kuigi moodustumismehhanismid võivad erineda.

6. Jäähiiglased: Uraan ja Neptuun

6.1 Moodustumine kauges ketas

Jäähiiglased, nagu Uraan ja Neptuun, omavad umbes 10–20 Maailma massi kogumassi, millest ~1–3 MMaailma on tuumas ja vaid mõned Maailma massid vesiniku/heeliumi kestas. Arvatakse, et nad tekkisid 15–20 AV kaugusel, kus ketta tihedus on madalam ja akretsioonikiirus aeglasem suurema kauguse tõttu. Nende moodustumise põhjused erinevad Jupiteri/Saturni omadest:

  • Hilinenud moodustumine: Tuum saavutas kriitilise massi üsna hilja, kui ketas juba hajus, mistõttu kogunes vähem gaasi.
  • Ketta kiirema kadumise: Vähem aega või väliskiirgus vähendas gaasiressursse.
  • Orbiidimigratsioon: Võisid moodustuda kas veidi lähemal või kaugemal ning nihkuda praegustele orbiitidele teiste hiiglaste vastasmõju tõttu.

6.2 Koostis ja sisemine struktuur

Jäähiiglased sisaldavad palju vee/ammoniaagi/meetaani jääd — auruvad ühendid, mis kondenseerusid külmas välisvööndis. Nende suurem tihedus võrreldes puhaste H/He hiiglastega viitab suuremale "raskemate elementide" sisaldusele. Sisemine struktuur võib olla kihiline: kivine/metalne tuum, vesine mantel lahustunud ammoonia ja metaaniga ning suhteliselt õhuke H–He kiht peal.

6.3 Eksoplaneedi analoogid

Palju eksoplaneete, mida nimetatakse „mini-Neptuunideks", on massilt vahepeal super-Maade (~2–10 MMaailma) ja Saturni vahel. See viitab sellele, et osaline või lõpetamata kestakretsiooniprotsess on üsna tavaline, kui tekib vähemalt keskmise suurusega tuum — selline dünaamika on sarnane „jäähiiglase“ moodustumisele paljude tähtede ümber.

7. Vaatluste kontroll ja teoreetilised arutelud

7.1 Hiidude moodustumise jälgimine kettades

ALMA poolt avastatud rõngaste/tühimike mustrid võivad olla hiidplaneetide tuumade poolt raiutud. Mõned otsese pildistamise instrumendid (nt SPHERE/GPI) püüavad avastada noori hiiglaslikke struktuure, mis on veel ketta sees. Sellised avastused kinnitavad tuumade akretsiooni teoorias kirjeldatud tõmbejõude ja massi kogunemist.

7.2 Koostise vihjed atmosfääri spektritest

Ekso-planeetide hiidude spektrid (transiidi või otsese vaatluse kaudu) paljastavad atmosfääri „metalli sisaldust“, mis näitab, kui palju raskemaid elemente selles on. Saturni ja Jupiteri atmosfääri vaatlemisel on näha ka ketaste keemia jälgi nende moodustumise ajal, nt C/O suhe või haruldaste gaaside sisaldus. Erinevused võivad viidata planeetesimaalide akretsioonile või dünaamilise migratsiooni teele.

7.3 Migratsiooni mõju ja süsteemi arhitektuur

Ekso-planeetide uuringud näitavad palju süsteeme, kus on kuumad Jupiterid või mitu joviaani planeeti tähe lähedal. See viitab, et hiidplaneetide moodustumine ja ketta või planeetide omavaheline mõju võivad tugevalt muuta orbiite. Meie Päikesesüsteemi välised gaasi-/jäähiiglased määrasid lõpliku paigutuse, hajutades komeete ja väiksemaid kehasid ning võisid aidata kaitsta Maad suurema migratsiooniohu eest (nt Jupiteri või Saturni suunas sissepoole).

8. Kosmoloogilised tagajärjed ja mitmekesisus

8.1 Tähe metalli sisalduse mõju

Tähed, millel on suurem metalli sisaldus (suurem raskemate elementide osakaal), omavad tavaliselt sagedamini hiidplaneete. Uuringud näitavad tugevat korrelatsiooni tähe rauasisalduse ja hiidplaneetide tõenäosuse vahel. Tõenäoliselt on see seotud suurema tolmu kogusega ketas, mis kiirendab tuuma kasvu. Madala metalli sisaldusega kettad moodustavad sageli vähem või väiksemaid hiidplaneete või rohkem kiviseid/„ookeanilisi“ maailmu.

8.2 Pruunide kääbuste „kõrb“?

Kui gaasi akretsioon jõuab ~13 Jupiteri massi piirini, muutub piir hiidplaneetide ja subtähtede pruunide kääbuste vahel ebaselgeks. Vaatlused näitavad „pruunide kääbuste kõrbe“ Päikese-tüüpi tähtede lähedal (pruune kääbuseid leidub harva väikestel kaugustel), võib-olla seetõttu, et sellise massiga kehade moodustumismehhanism on erinev ning ketta fragmentatsioon annab harva stabiilsed orbiidid selle massivahemiku jaoks.

8.3 Väikese massiga tähed (M kääbustähed)

M kääbustähed (väiksema massiga tähed) omavad tavaliselt väiksema massiga kettaid. Nendes on lihtsam moodustada mini-Neptuune või super-Maailmu kui Jupiteri suuruseid planeete, kuigi on erandeid. Seos ketta massi ja tähe massi vahel selgitab, miks väiksemate tähtede ümber leidub sagedamini Neptuune või kiviseid super-Maailmu.

9. Kokkuvõte

Gaasilised ja jäähiidud on mõned massiivseimad planeetide tekkimise tulemused, mis moodustuvad külmjoone taga protoplaneediketastes. Nende võimsad tuumad, mis kiiresti tekivad jääga rikastatud planetesimaalidest, tõmbavad ligi paksu vesiniku- ja heeliumikesta, kuni ketas on gaasirikas. Lõplikud tulemused – joviaalsed hiidud tohutute kestadega, Saturni analoogid rõngastega või väiksemad „jäähiidud“ – sõltuvad ketta omadustest, tekkimise kiirusest ja migratsiooni kulust. Eksoplaneetide hiidude ja vahede vaatlus noortes tolmketastes näitab, et see protsess on laialt levinud, põhjustades hiidplaneetide orbiitide ja koostise mitmekesisust.

Juhindudes tuuma akretsiooni mudelist, näib tee nüansirikas: jääga rikastatud keha ületab mitu Maa massi, vallandades kontrollimatu gaasi akretsiooni ja saades massiivseks H/He mahutiks, mis suures osas mõjutab kogu planeedisüsteemi paigutust – hajutades või korrastades väiksemaid kehi, luues peamise dünaamilise konteksti. Jätkates ALMA rõngastruktuuride, hiidude atmosfääri spektriandmete ja eksoplaneetide statistika jälgimist, süveneb meie arusaam, kuidas külmad protoplaneediketaste tsoonid kasvatavad suurimaid planeedisugulasi.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Hiidplaneetide teke tahkete osakeste ja gaasi samaaegse akretsiooni kaudu.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Protoplaneedipilve evolutsioon ja Maa ning planeetide teke. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Gaasihiidude tuumade kiire kasv kivikeste akretsiooni teel.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Hiidplaneetide teke, evolutsioon ja sisemine struktuur.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Hiidplaneetide teke.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Ekstrasolaarsed planeedid nende tekkest lähtudes. I. Ühiste planeedi tekkimise ja evolutsiooni mudelid.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Planeetide kasv kivikeste akretsiooni teel arenevates protoplaneedisüsteemides.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Ekstrasolaarsed planeetide tekked.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Naaske ajaveebi