Gaasikütused ja jäähiiglased
Linas JuozėnasJaga
Teadmiste kaar · Kosmos · 05. peatükk / 04. artikkel
Kuidas tekivad hiidplaneedid
Kuidas koguvad mõned planeedid enda ümber tohutuid gaasikihte, samas kui teiste koostises jääb suhteliselt rohkem kivimeid ja jääd? Jälgime, kuidas muutub tasakaal tahke aine kogunemise, jahtumise ja kettast pärineva aine juurdevoolu vahel.
Miks saab planeedist hiidplaneet?
Jupiteri mass on peaaegu 318 Maa massi. Neptuuni oma umbes 17. Mõlemad on Maaga võrreldes hiiglaslikud, kuid nende erinevused ei piirdu suurusega.[1]
Üks peamisi seletusi, tuuma akretsioon, kirjeldab tahke aine ja gaasi üheaegset kogunemist. Kasvaval kehal võib olla kiht olemas juba ammu enne seda, kui sellest saab gaasihiidplaneet; hilisem kasv oleneb sellest, kuidas see kiht muutub.[2]
Eelmises artiklis käsitlesime Maa-tüüpi maailmade teket. Siin jälgime planeetide kasvu sellist arengusuunda, kus massiivne kiht muutub planeedi arengu oluliseks osaks.
Mille poolest erinevad gaasihiidplaneedid jäähiidplaneetidest?
Jupiter ja Saturn on gaasihiidplaneedid: suurema osa nende massist moodustavad vesinik ja heelium. Neis leidub ka raskemaid elemente, mis on jaotunud planeetide sügavustesse, mille ehitus on keerukam kui gaasikihi all paiknev väike selgete piiridega tahke tuum.[3]
Uraanil ja Neptuunil on samuti vesiniku- ja heeliumikihid, kuid suurema osa nende massist moodustavad raskemad elemendid. Astronoomid nimetavad neid traditsiooniliselt jäähiidplaneetideks, sest vesi, ammoniaak ja metaan võivad kuuluda nende tekkematerjali hulka. Nimetus üksi ei tähenda, et vesi moodustaks neis kindla osa või et neil oleks tavalise külmunud jää mantlikiht.[4]
| Planeet | Kogumass (Maa = 1) |
Üldkirjeldus |
|---|---|---|
| Jupiter | 317,8 | Gaasiline hiidplaneet; koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist. |
| Saturn | 95,2 | Gaasiline hiidplaneet; koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist. |
| Uranas | 14,5 | Ledo milžinas; vyrauja sunkesnieji elementai. |
| Neptūnas | 17,1 | Ledo milžinas; vyrauja sunkesnieji elementai. |
Masės suapvalintos pagal NASA JPL pateikiamus planetų parametrus. Tai bendrosios masės, o ne atskirų branduolių masės matavimai.[1]
Kodėl išorinė disko dalis gali padėti susidaryti didelėms užuomazgoms?
Už konkrečios medžiagos sniego ribos vietinės sąlygos leidžia jai kondensuotis į ledą. Vandens, anglies dioksido ir anglies monoksido faziniai virsmai vyksta skirtingomis sąlygomis. Šių ribų padėtis priklauso nuo temperatūros, slėgio ir disko evoliucijos, todėl nėra vienos nekintamos užšalimo ribos, bendros visoms lakiosioms medžiagoms.[5]
Ten, kur ledas išlieka, jis papildo prieinamos kietosios medžiagos kiekį. Dreifuojančios dalelės taip pat gali perskirstyti šiuos išteklius. Tai gali padėti augančiam kūnui, tačiau nei šalta vieta, nei vandens sniego ribos kirtimas negarantuoja, kad susidarys dujinis milžinas.[5]
Planetezimalės tiekia medžiagą per susidūrimus
Augantis planetos embrionas per susidūrimus gali prisijungti didesnius kietuosius kūnus. Gravitacija gali padidinti jo efektyvųjį susidūrimo skerspjūvį, o orbitų sužadinimas keičia tai, kaip dažnai suartėjimai lemia augimą.[2]
Dujos gali padėti pagauti akmenukus
Mažesnių dreifuojančių dalelių, priartėjusių prie augančio kūno, judėjimas jo atžvilgiu gali sulėtėti dėl dujų pasipriešinimo. Tinkamomis sąlygomis tai leidžia jas pagauti; vien gravitacija nepriverčia kiekvieno netoliese esančio akmenuko pasilikti.[6]
Planeta gali pakeisti savo pačios aprūpinimą medžiaga
Pakankamai stiprų poveikį daranti planeta gali pakeisti disko slėgio profilį ir už savo orbitos sukurti slėgio maksimumą. Tai apriboja atkeliaujančių akmenukų srautą. Šis procesas vadinamas akmenukų izoliacija. Masė, kuriai esant tai įvyksta, priklauso nuo disko sąlygų, o smulkios dalelės vis tiek gali prasiskverbti.[7]
Izoliacija savaime nesukuria dujinio milžino. Jei toks kūnas yra per mažas arba jo apvalkalas evoliucionuoja per lėtai, likusio disko gyvavimo laiko gali nepakakti dideliam dujų kiekiui sukaupti.[7]
Kaip nedidelis apvalkalas tampa masyvus?
Planetos gravitacija pritraukia dujas, tačiau suspaudimas jas įkaitina. Slėgis tuomet padeda apvalkalui atsilaikyti prieš gravitaciją. Kad galėtų veiksmingai kaupti daugiau dujų, apvalkalas turi prarasti energiją ir susitraukti. Dėl būtinybės vėsti dujų kaupimasis iš pradžių gali būti gerokai lėtesnis, nei leistų manyti paprastas „dulkių siurblio“ vaizdinys.[8]
Kietosios medžiagos kaupimasis taip pat teikia šilumą
Į planetą krintanti kietoji medžiaga išskiria energiją. Todėl besitęsianti akmenukų akrecija gali padėti išlaikyti apvalkalą karštą. Susilpnėjus šiam kaitinimui, pavyzdžiui, nutrūkus akmenukų tiekimui, vėsimas ir dujų kaupimasis gali paspartėti.[9]
Svarbus ir neskaidrumas, nusakantis, kaip lengvai spinduliuotė sklinda per medžiagą. Apvalkalas, kuris veiksmingai sulaiko šilumą, gali evoliucionuoti kitaip nei tas, kuris lengviau išspinduliuoja energiją. Rezultatui įtakos turi ir aplinkinio disko sąlygos.[8]
Paties apvalkalo gravitacija tampa svarbi
Kaupiantis dujoms, jų pačių gravitacija gali paspartinti traukimąsi ir tolesnę akreciją. Kai apvalkalo ir branduolio masės tampa panašios, daugelyje modelių artėjama prie lavininės dujų akrecijos: spartaus augimo, per kurį, kol dar yra dujų, gali susiformuoti planeta, kurioje vyrauja vandenilis ir helis.[11]
Kas neleidžia dujiniam milžinui augti be galo?
Kai planeta jau gali sparčiai kaupti dujas, lemiamą reikšmę įgyja disko gebėjimas jas tiekti. Dujos turi tekėti per aplinkinį diską į planetos aplinką. Augimą gali pradėti riboti dujų tiekimas, o ne apvalkalo gebėjimas vėsti.[10]
Atsivėręs tarpas nesustabdo visų srautų
Dėl masyvios planetos gravitacinių jėgų momentų aplink jos orbitą gali susidaryti mažesnio tankio tarpas. Ar susidarys gilus tarpas, priklauso nuo planetos gravitacijos, dujų slėgio ir judesio kiekio momento pernašos diske. Paprastai tarpas yra medžiagos išretėjimas, o ne tuščias griovys.[12]
Dujos gali kirsti planetos suformuotą tarpą ir toliau būti tiekiamos planetai ar vidinei disko daliai. Tarpas keičia tiekiamų dujų srautą, tačiau jo atsivėrimas nenustato vienos universalios galutinės planetos masės.[10], [13]
Pirminis dujų rezervuaras galiausiai išsisklaido
Dujų mažėja dėl akrecijos į žvaigždę ir disko vėjų. Diskų gyvavimo trukmė skiriasi; nėra visoms sistemoms privalomo 3–10 milijonų metų intervalo. Milžinas turi sukaupti savo didelį pirminį vandenilio ir helio apvalkalą, kol tebėra tinkamas dujų rezervuaras, nors vėliau susidūrimai ir orbitų pokyčiai gali tęstis.[14]
Kas susidaro, kai dujinis milžinas susiformuoja tiesiogiai iš disko dujų?
Gravitacinis nestabilumas atveria kitą kelią. Pakankamai masyviame diske savoji gravitacija gali sukurti spiralinę struktūrą ir, kai leidžia šiluminės sąlygos, suskaidyti diską į gravitaciškai susietus telkinius. Vėliau toks telkinys turi išlikti migruodamas ir atsilaikyti prieš potvyninį ardymą, kartu pernelyg neišaugdamas, kad liktų planetos massiga objektu. Fragmentatsiooni selgitus on vaid osa lõpliku planeedi tekke selgitusest.[15]
Kodėl sunku paaiškinti, kaip susidarė Uranas ir Neptūnas?
Ledo milžinei susidaryti reikia pusiausvyros. Modeliuose turi susikaupti nemažai sunkesnės medžiagos, o vandenilio ir helio apvalkalas turi išlikti palyginti nedidelis. Sąlygos, kuriomis kietoji medžiaga kaupiasi efektyviai, taip pat gali padėti planetai sukaupti tiek dujų, kad vietoj ledo milžinės ji taptų dujine milžine.[16]
Galimi raidos scenarijai skiriasi augimo trukme, įkrintančios kietosios medžiagos sukeliamu kaitinimu ir nykstant diske prieinamu dujų kiekiu. Teiginys „Jos susiformavo per vėlai“ gali būti modelio dalis, bet tai nėra patvirtintas paaiškinimas, kas nutiko abiem planetoms.[16], [9]
Abiejų planetų susidarymas turi derėti su ta pačia kintančia sistema
2023 m. modeliavimo tyrime kartu buvo stebima akmenukų, planetesimaalide ir dujų raida. Abiejų planetų – Urano ir Neptūno – susidarymo atkūrimo rezultatai buvo jautrūs pradinių planetų užuomazgų ir jų augimo istorijų pokyčiams. Tai rodo, kodėl vienos planetos masę lengviau atkurti, nei paaiškinti abiejų planetų susidarymą pagal nuoseklų disko sąlygų modelį.[17]
Jų raidai įtakos taip pat galėjo turėti migracija ir milžiniški susidūrimai. Dabartiniai jų atstumai neatskleidžia, kur jos susidarė, o turimi duomenys neleidžia nustatyti vienintelės įvykių sekos.[4]
Kas slypi po dujinės milžinės debesimis?
Pažįstamos debesų juostos atskleidžia tik išorę. Giliai po jomis didėjantis slėgis keičia medžiagos savybes. Jupiterio ir Saturno gelmėse vandenilis tampa tankiu fluidu, o esant pakankamai dideliam slėgiui – elektrai laidžiu metaliniu vandeniliu. „Dujinis milžinas“ nereiškia, kad visą planetą sudaro įprastos mažo tankio dujos.[3]
Jupiteris: išsklaidyta medžiaga gelmėse
Tikslūs zondo „Juno“ gravitacijos matavimai patvirtina modelius, kuriuose sunkesnė medžiaga pasklidusi plačioje gelmių srityje ir susimaišiusi su vandeniliu bei heliu. Šie duomenys neleidžia nustatyti vienos konkrečios, aiškias ribas turinčios kompaktiškos šerdies masės.[19]
Saturnas: žiedai, atskleidžiantys gelmių judėjimą
Saturni sisemuses toimuvad võnkumised põhjustavad selle gravitatsiooniväljas häiritusi ja võivad esile kutsuda laineid rõngastes. Nende lainete modelleerimine annab tõendeid, et sügavuste ja väliskesta vahel on ulatuslik koostise järgi kihistunud üleminekupiirkond.[20]
Jää ja kivimite suhe on endiselt lahtine küsimus
Uusimad siseehituse mudelid võivad sobida Uraani ja Neptuuni kohta olemasolevate mõõtmisandmetega nii vee- kui ka kivimirohke koostise korral. Sügavuste aine võib olla tihedate fluidide või muude kõrgrõhufaaside kujul. Tavapärane skeem, kus väikest kivimituuma ümbritseb paks homogeenne jäämantel, on üks võimalik mudel, mitte vahetult vaadeldud ehitus.[21]
Segunemise ja evolutsiooni tõttu ei pruugi praegused tuumapiirkonnad säilitada planeedi tahke aine esialgset jaotust.[3]
Kuidas astronoomid kontrollivad gaashiidplaneetide tekkemudeleid?
Ketaste pildid toovad esile struktuuri
ALMA piltidel on näha rõngaid, vahesid ja muid tolmukiirguse mustreid. Sellised projektid nagu DSHARP kaardistavad neid struktuure üksikasjalikult. Planeet võib kaasa aidata vahe tekkimisele, kuid tolmuketta vahe ei ole iseenesest ei kinnitatud planeet ega üheselt mõistetav tõend selle tekkemehhanismi kohta.[22]
Noored planeedid näitavad jätkuvat kasvu
Noores süsteemis PDS 70 on tuvastatud kaks protoplaneeti. Mõlemaga seotud vesiniku kiirgus annab tõendeid jätkuva akretsiooni kohta. Sellised vaatlused kinnitavad, et planeedid võivad ketastes kasvada, ning aitavad kontrollida gaasivoogude mudeleid, kuid neist üksi ei piisa tekkimise ajaloo kõigi etappide kindlakstegemiseks.[23]
Atmosfäärid peidavad keemilisi vihjeid
Spektrite põhjal saab piirata molekulide ja elementide arvukuse väärtusi vaatlustega uuritavates atmosfäärikihtides. Need mõõtmised hõlmavad kindlaid kihte; need ei näita otseselt kogu planeedi raskete elementide hulka. Nende seostamiseks tekkega on vaja akretsiooni, keemilisi muundumisi ja ketta muutumist käsitlevaid mudeleid.[24]
Näiteks süsiniku ja hapniku suhe võib aidata võrrelda tekkestsenaariume. Selle põhjal ei saa üheselt kindlaks teha planeedi esialgset kaugust tähest: ketta erinev keemiline koostis, aine transport ja rändelugu võivad anda sarnase atmosfääri koostise.[24]
Planeetide otsingu ülevaated toovad esile paljude süsteemide seaduspärasused
Radiaalkiiruse ülevaadetes uuritud tähepopulatsioonides leidub gaashiidplaneete sagedamini metallirikkamate tähtede ümber. Tähtede massiga arvestavad uuringud toetavad seost kättesaadava tahke aine hulga ja gaashiidplaneetide tekke vahel. See on statistiline suundumus, mitte garantii konkreetse tähe puhul.[25]
Miks satuvad hiidplaneedid nii erinevatele orbiitidele?
Planeet mõjutab oma ketast pöördemomentidega ja ketas mõjutab planeeti pöördemomentidega. Isegi ketta sisse tühimiku tekitav planeet võib migreeruda. Tavapärane termin II tüüpi migratsioon kirjeldab seda režiimi, kuid planeedi liikumine ei pruugi olla rangelt seotud ketta viskoossusest tingitud sissepoole voolamisega.[13]
Kuumad Jupiterid näitavad, kui mitmekesised võivad lõpptulemused olla: gaasihiiglased võivad tiirelda orbiitidel, mille periood on kõigest mõni päev. Pakutud päritoluseletuste hulka kuuluvad kettas toimuv migratsioon, hilisem pikliku orbiidi tekitamine ja sellele järgnev orbiidi kahanemine tõusujõudude mõjul, samuti teke tähe lähedal. Kõigile kuumadele Jupiteridele ühist tekketeed ei ole kindlaks tehtud.[26]
Kus lõpevad hiidplaneedid ja algavad pruunid kääbused?
Umbes 13 Jupiteri massi peetakse sageli ligikaudseks deuteeriumi põlemise piiriks. Tegelik põlemise lävimass sõltub koostisest ja kasutatavast kriteeriumist. See füüsikaline näitaja on kasulik, kuid üksnes mass ei näita, kuidas objekt tekkis.[27]
Mis kasvas?
Tahke aine ja gaas moodustasid lõpliku planeedi eri osad.
Mis võis jahtuda?
Ümbrise kuumenemine ja energia kadu mõjutasid gaasi kogunemise kiirust.
Mis saabus?
Kettalt pärineva aine muutuv juurdevool mõjutas osaliselt seda, kui suureks planeet sai kasvada.
Need küsimused seovad planeedi massi ja koostise keskkonnaga, milles see arenes.[2], [9], [10]
Hiidplaneedi orbiit on osa selle ajaloost.
Planeet võib kujuneda ja migreeruda samal ajal. Selle praegune asukoht on muutuva süsteemi arengu tulemus ning võib olla kaugel piirkonnast, kus kasv algas.[13], [26]
Loe edasi: Orbiitide dünaamika ja migratsioon: kuidas planeedid vahetavad impulsimomenti, muudavad oma orbiite ja mõjutavad üksteist.
Allikad ja lisalugemine
Moksliniai artiklid, autorite ülevaated ja planeetide mõõteandmed. Skeemid illustreerivad protsesse ja üldisi koostise erinevusi; need ei määra täpseid sisekihte ega ainukest kujunemislugu.
- NASA Reaktyvinio judėjimo laboratorija, Saulės sistemos dinamika. Planetų fizikiniai parametrai.Pateikiamos išmatuotos bendros planetų masės, palyginimui išreikštos Žemės masės vienetais.
- Pollack ir kt. (1996). Planetų milžinių formavimasis vykstant vienalaikei kietosios medžiagos ir dujų akrecijaiKlasikiniuose skaičiavimuose kartu nagrinėjamas kietosios medžiagos augimas ir dujų akrecija.
- Helled, R. ja Stevenson, D. J. (2024). Jupiteri ja Saturni hajusad tuumad.Ülevaade laialivalgunud, segunenud materjalidest koosnevatest tuumadest ja gaasihiidude sügavuste kohta jäänud ebaselgusest.
- Helled, R., Nettelmann, N. ja Guillot, T. (2020). Uraan ja Neptuun: päritolu, areng ja siseehitus.Käsitletakse koostisega seotud ebakindlust, termilise arengu ajalugu, tekketeid ja võimalikke hiiglaslikke kokkupõrkeid.
- Öberg, Facchini ja Anderson (2023). Protoplanetaarsete ketaste keemiaÜlevaade ketaste keemiast, pärandunud molekulidest ja muutuvatest planeetide ehitusmaterjalidest.
- Birnstiel, Fang ja Johansen (2016) — Tolmu areng ja planetesimaalide tekePäritud tolm, kokkupõrgetest tingitud kasvutõkked, osakeste kontsentratsioon ja planetesimaalide teke.
- Bitsch jt (2018). Kivikeste isolatsioonimass: skaleerimisseos ning tähtsus super-Maa ja gaasihiidude tekkimiselRõhutõkked piiravad kivikeste juurdevoolu, kuid ei taga gaasihiiu teket.
- Piso ja Youdin (2014). Minimaalsest tuumamassist, mis on vajalik hiidplaneetide tekkeks tähest suurel kauguselJahtumine, läbipaistmatus ja ketta tingimused muudavad massi, mis on vajalik gaasi kiire akretsiooni alguseks.
- Lambrechts, Johansen ja Morbidelli (2014). Gaasihiidude ja jäähiidude eraldamine kivikeste akretsiooni peatamise teelJätkuv tahke aine akretsioon soojendab ümbriseid; kivikeste juurdevoolu peatamine võib kiirendada jahtumist.
- Tanigawa ja Tanaka (2016). Hiidplaneetide lõplik mass. II. Jupiteri teke gaasivaeses kettasKui ümbrise kiire akretsioon on alanud, võib edasist kasvu juhtida gaasi juurdevool kettast.
- Ikoma ir Kobayashi (2025). Hiidplaneetide tekeKuidas mõjutavad üksteist ümbrise ehitus, jahtumine, tahke aine akretsioon ja ketta tingimused.
- Crida, Morbidelli ja Masset (2006). Protoplanetaarsete ketaste pilude laiuse ja kuju kohtaPilude teke sõltub planeedi gravitatsioonist, rõhust ja ketta viskoossusest.
- Dürmann ja Kley (2015). Massiivsete planeetide migratsioon akretsiooniketastesGaas voolab läbi planeetide avatud pilude ning migratsioon ei pruugi vastata viskoossusest tingitud gaasivoolule sissepoole.
- Pascucci jt (2023) — Kettatuulte roll protoplanetaarsete ketaste arengus ja hajumisesMagnetilised ja termilised tuuled ketta arengu ning gaasi hajumise käigus.
- Kratter ja Lodato (2016). Gravitatsioonilised ebastabiilsused ümbertähtketastesMassiivsed kettad võivad fragmenteeruda, kuid tuleb selgitada, kuidas tekivad planeedimassiga objektid ja kuidas need püsima jäävad.
- Helled, R. ja Bodenheimer, P. (2014). Uraani ja Neptuuni teke: probleemid ja tähendus keskmise massiga eksoplaneetide jaoks.Näidatakse, miks on endiselt keeruline jäähiidude massi ja suhteliselt väikest gaasikesta taastada.
- Eriksson, L. E. J., Mol Lous, M. A. S., Shibata, S., & Helled, R. (2023). Kas Uraan ja Neptuun võivad tekkida samaaegse kivikeste, gaasi ja planetesimaalide akretsiooni käigus?Uuritakse jäähiidude ühise tekke stsenaariumi ja tuuakse esile selle tundlikkus kasvueelduste suhtes.
- Rogers & Seager (2010). Eksoplaneetide siseehituse koostise määramatuse kvantifitseerimise meetodKuidas võivad erinevad kivimite, metallide, vee ja gaasi segud vaatlusandmetega sobida.
- Wahl, S. M. jt (2017). Jupiteri siseehituse mudelite võrdlus „Juno“ gravitatsioonimõõtmistega ja lahjendatud tuuma roll.„Juno“ gravitatsioonimõõtmised toetavad mudeleid, milles on ette nähtud hajus, lahjendatud tuum.
- Mankovich, C. R., & Fuller, J. (2021). Saturni rõngaste seismoloogia paljastab hajusa tuuma.Saturni rõngaste lained annavad tõendeid tuuma laia üleminekupiirkonna kohta.
- Morf, L., & Helled, R. (2025). Jäised või kivised? Konvektiivsed või stabiilsed? Uued Uraani ja Neptuuni siseehituse mudelid.Olemasolevate planeedimõõtmiste andmetega võivad sobida nii veerikas kui ka kivimirikas siseehitus.
- Andrews jt (2018). Ketaste peenstruktuuride suure nurkeraldusvõimega uuringu projekt (DSHARP): I. Põhjendus, valim, kalibreerimine ja ülevaadeKahekümne ereda ja suure ketta ülevaateuuring näitab, et peenstruktuurid on neis laialt levinud.
- Haffert jt (2019). Kaks ainet akreteerivat protoplaneeti noore tähe PDS 70 ümberVesiniku kiirgus paljastab jätkuva aine akretsiooni PDS 70 süsteemi kahele protoplaneedile.
- Mollière jt (2022). Eksoplaneetide atmosfääri koostise tõlgendamine: tundlikkus planeetide tekke eelduste suhtesAtmosfääri keemia piirab võimalikke tekkestsenaariume, kuid selle tõlgendamine sõltub ketaste mudelitest.
- Ghezzi, Montet & Johnson (2018). Endised A-tüüpi tähed uue pilguga: hiidplaneetide esinemissageduse ajakohastatud hinnang tähe metallilisuse ja massi funktsiooninaÜlevaateuuringute andmed seostavad hiidplaneetide esinemissageduse tähtede massi ja metallide rohkusega.
- Dawson & Johnson (2018). Kuumade Jupiterite päritoluVõrreldakse pakutud selgitusi väga lühikese tiirlemisperioodiga orbiitidel tiirlevate hiidplaneetide päritolu kohta.
- Spiegel, Burrows & Milsom (2011). Deuteeriumi põlemise massipiir pruunidele kääbustele ja hiidplaneetideleNäidatakse, miks deuteeriumi põlemise massilävi sõltub koostisest.
Kõik selle peatüki artiklid
- Protoplanetaarsed kettad: planeetide sünnipaigad
- Planetesimaalide akretsioon
- Maa-tüüpi maailmade kujunemine
- Gaasi- ja jäähiiglased — asute siin
- Orbiitide dünaamika ja ränne
- Kuud ja rõngad
- Asteroidid, komeedid ja kääbusplaneedid
- Eksoplaneetide mitmekesisus
- Eluks sobiva tsooni mõiste
- Tulevased planetoloogiauuringud