Dujiniai ir ledo milžinai

Putket ja jääjättiläiset

Massiivisten ytimien kasvu kylmärajan takana, vetäen puoleensa paksuja vety-heliumkuoria

1. Kylmärajan takana

Protoplanetaarisissa kiekkoissa, alueella, joka sijaitsee tietyn etäisyyden päässä tähdestä – usein kutsuttu kylmärajaksi (lumirajaksi) – vesi ja muut haihtuvat aineet voivat jäätyä jäähiukkasiksi. Tämä on erittäin tärkeää planeettojen muodostumiselle:

  1. Jäällä rikastuneet kiinteät hiukkaset: Alhaisempi lämpötila sallii veden, ammoniakin, metaanin ja muiden haihtuvien aineiden tiivistyä pölyhiukkasten pinnalle, lisäten kiinteiden aineiden kokonaismassaa.
  2. Suuremmat kiinteiden hiukkasten ytimet: Tämä massan kasvu auttaa planeetan alkioita keräämään aineita nopeasti ja saavuttamaan kriittisen massan, jotta ne vetäisivät puoleensa sumun kaasuja.

Ulkoisella kiekon osalla muodostuvat planeetat voivat saada paksuja vety-heliumkuoria ja muuttua kaasukehiksi jättiläisiksi (kuten Jupiter tai Saturnus) tai jääjättiläisiksi (Uranus ja Neptunus). Kuumassa sisäisessä kiekossa maankaltaiset planeetat pysyvät melko pienimassaisina ja pääasiassa kivisinä, mutta nämä ulkoiset kiekon planeetat voivat saavuttaa kymmeniä tai satoja Maan massoja, vaikuttaen merkittävästi koko järjestelmän planeetta-arkkitehtuuriin.

2. Ytimen akkretiomalli

2.1 Perusoletus

Laajasti hyväksytty ytimen akkretiomalli toteaa:

  1. Kiinteän ytimen kasvu: Planeetan alkio (aluksi jääpitoisella protoplaneettisella kappaleella) kerää paikallisia kiinteitä aineita, kunnes saavuttaa noin 5–10 MMaan.
  2. Kaasun keräys: Kun ydin saavuttaa riittävän massan, se vetää nopeasti gravitaation avulla vetyä ja heliumia levyltä, aloittaen hallitsemattoman kuoren akkretion.
  3. Hallittu kasvu: Näin muodostuvat Jupiterin kaltaiset kaasuplaneetat tai keskikokoiset "jääjättiläiset", jos levyn olosuhteet ovat vähemmän suotuisat kuoren keräykselle tai levy hajaantuu aikaisemmin.

Tämä malli selittää luotettavasti massiivisten H/He-kuorten olemassaolon jovian kaltaisilla planeetoilla ja vaatimattomammat kuoret "jääjättiläisillä", jotka ovat ehkä muodostuneet myöhemmin, keränneet kaasua hitaammin tai menettäneet osan kuorestaan tähden tai levyn prosessien vuoksi.

2.2 Levyn elinikä ja nopea muodostuminen

Kaasuplaneettojen on muodostuttava ennen levyn kaasujen hajaantumista (noin 3–10 miljoonassa vuodessa). Jos ydin kasvaa liian hitaasti, protoplaneetta ei ehdi kerätä paljon vetyä ja heliumia. Nuorten tähtijoukkojen tutkimukset osoittavat, että levyt katoavat melko nopeasti, mikä tukee sitä, että jättiläisplaneettojen muodostumisen on tapahduttava riittävän nopeasti hyödyntääkseen lyhytaikaista kaasureserviä [1], [2].

2.3 Kuoren kutistuminen ja jäähtyminen

Kun ydin ylittää kriittisen massan, aluksi matala ilmakerros siirtyy hallitsemattomaan kaasun keräysvaiheeseen. Kuoren kasvaessa gravitaatioenergia säteilee pois, jolloin kuori kutistuu ja vetää puoleensa lisää kaasua. Tämä positiivinen takaisinkytkentä voi muodostaa lopullisia noin kymmeniä tai satoja Maan massoja olevia planeettoja paikallisen levyn tiheydestä, ajasta ja sellaisista tekijöistä kuten II-tyypin migraatiosta tai välin muodostumisesta levyllä riippuen.

3. Kylmän rajan ja jäätyneiden kiinteiden hiukkasten merkitys

3.1 Haihtuvat yhdisteet ja lisääntynyt kiinteiden hiukkasten massa

Ulkolevyllä, jossa lämpötila laskee alle ~170 K:n (vedelle, vaikka tarkka raja riippuu levyn parametreista), vesihöyry tiivistyy, lisäten kiinteiden hiukkasten pintatiheyttä 2–4-kertaiseksi. Myös muut jäätyneet aineet (CO, CO2, NH3) kiteytyvät vielä alhaisemmassa lämpötilassa kauempana tähdestä, joten kiinteiden aineiden määrä kasvaa entisestään. Tämä jääpitoisten planetesimaalien runsaus johtaa nopeammin kasvaviin ytimiin, mikä on kaasu- ja jääjättiläisten muodostumisen pääasiallinen edellytys [3], [4].

3.2 Miksi jotkut planeetat muodostuvat kaasujättiläisiksi ja toiset jääjättiläisiksi?

  • Kaasujättiläiset (esim. Jupiter, Saturnus): Niiden ytimet muodostuvat riittävän nopeasti (>10 Maapallon massaa), jotta ne ehtivät ottaa suuren vety-helium-kerroksen levyltä.
  • Jääjättiläiset (esim. Uranus, Neptunus): Saattoivat muodostua myöhemmin, hitaammin akretoimalla tai kokien suuremman levyn dispersio, minkä vuoksi ne saivat ohuemman kaasukehän, ja suurin osa niiden massasta koostuu veden/ammoniakin/metaanin jäästä.

Näin ollen, tuleeko planeetasta "joviaalinen jättiläinen" vai "neptuninen jääjättiläinen" riippuu kiinteiden hiukkasten tiheydestä, ytimen kasvunopeudesta ja ulkoisesta ympäristöstä (esim. valosammutuksesta lähellä olevien massiivisten tähtien vaikutuksesta).

4. Massiivisten ytimien kasvu

4.1 Planeettakappaleiden akretio

Jäykän ytimen akretiomallin mukaan jääplaneettakappaleet (km-kokoiset ja suuremmat) muodostuvat törmäysten tai virtausinstabiliteetin kautta. Kun protoplaneetta saavuttaa ~1000 km koon tai suuremman, se vahvistaa gravitaatiotörmäyksiä muiden planeettakappaleiden kanssa:

  1. Oligarkkinen kasvu: Muutamat suuret protoplanetat hallitsevat aluetta, "puhdistamalla" pienemmät kappalejoukot.
  2. Hajoamisen vähentäminen: Alhaisempi törmäysnopeus (osittaisen kaasun vaimennuksen vuoksi) edistää akretiota eikä hajotusta.
  3. Aikaskaalat: Ytimen on saavutettava ~5–10 MMaapallon muutamassa miljoonassa vuodessa, jotta se ehtii hyödyntää levyn kaasuja [5], [6].

4.2 "Kivien" akretio

Toinen mekanismi on "kivien" akretio:

  • Kivet (mm–cm) ajelehtivat levyllä.
  • Riittävän massiivinen prototähti voi gravitaatiovoimalla "kiinnittää" nuo kivet, kasvaen erittäin nopeasti.
  • Tämä nopeuttaa siirtymistä super-Maapallon tai jättiläisytimen vaiheeseen, mikä on erityisen tärkeää kuoren akretiovaiheen aloittamiseksi.

Kun ydin saavuttaa kriittisen massan, alkaa hallitsematon kaasujen akretio, mikä johtaa kaasujättiläisen tai jääjättiläisen muodostumiseen riippuen lopullisesta kuoren massasta ja levyn olosuhteista.

5. Kuoren akretiota ja kaasujen hallitsemat planeetat

5.1 Hallitsematon kuoren kasvu

Kun ydin ylittää kriittisen massan, pro-jättiläisplaneetalla on aluksi ohut ilmakehä, joka siirtyy hallitsemattomaan kaasujen vetovaiheeseen. Kuoren laajentuessa gravitaatioenergia säteilee pois, mikä mahdollistaa sumun kaasujen entistä voimakkaamman vetämisen. Keskeinen rajoittava tekijä on usein levyn kaasujen syöttäminen ja uudistaminen tai planeetan kyky jäähdyttää ja vetää kuortaan. Mallit osoittavat, että jos ~10 MMaapallon ydin muodostuu, kuoren massa voi kasvaa kymmeniin tai satoihin Maapallon massoihin, jos levy pysyy [7], [8].

5.2 Aukon muodostuminen ja tyypin II migraatio

Riittävän massiivinen planeetta voi leikata aukon levyyn vuorovesivoimilla, jotka ylittävät paikallisen levyn painevoimat. Tämä muuttaa kaasun syöttöä ja johtaa tyypin II migraatioon, jossa planeetan radan evoluutio riippuu levyn viskositeetin asteesta. Jotkut jättiläiset voivat siirtyä sisäänpäin (muodostaen "kuumat Jupiterit"), jos levy ei katoa tarpeeksi nopeasti, ja toiset pysyvät muodostumisalueellaan tai kauempana, jos levyn olosuhteet estävät migraatiota tai jos useat jättiläiset liittyvät resonansseihin.

5.3 Kaikkien kaasujättiläisten erilaiset lopulliset muodot

  • Jupiterin kaltaiset: Erittäin massiivisia, suuri vaippa (~300 Maapallon massaa), ~10–20 Maapallon massaa ytimessä.
  • Saturnuksen kaltaiset: Välimuotoinen vaipan koko (~90 Maapallon massaa), mutta selkeä vety-helium-dominanssi.
  • Sub-joviset: Pienempi kokonaismassa tai keskeneräinen hallitsematon kasvu.
  • Ruskeat kääpiöt: Saavuttaessa noin 13 Jupiterin massaa syntyy raja jättiläisplaneettojen ja subtähtien ruskeiden kääpiöiden välillä, vaikka muodostumismekanismit voivat poiketa toisistaan.

6. Jääjättiläiset: Uranus ja Neptunus

6.1 Muodostuminen kaukaisessa levyradassa

Jääjättiläiset, kuten Uranus ja Neptunus, ovat yhteismassaltaan noin 10–20 Maapallon massaa, joista ~1–3 MMaapallon ytimessä ja vain muutama Maapallon massa vety/helium-vaipassa. Niiden uskotaan syntyneen 15–20 AU:n etäisyydellä, missä levyn tiheys on pienempi ja akretioprosessin nopeus hidastuu suuremman etäisyyden vuoksi. Niiden muodostumisen syyt eroavat Jupiterin/Saturnuksen syistä:

  • Myöhäinen muodostuminen: Ydin saavutti kriittisen massan melko myöhään, kun levy oli jo hajaantumassa, joten kaasun kerääntyminen jäi vähäisemmäksi.
  • Levyn nopeampi häviäminen: Vähemmän aikaa tai ulkoinen säteily vähensi kaasun varantoja.
  • Orbiittinen migraatio: Saattoi muodostua hieman lähempänä tai kauempana ja siirtyä nykyisille radoille muiden jättiläisten vuorovaikutuksen seurauksena.

6.2 Koostumus ja sisäinen rakenne

Jääjättiläisissä on runsaasti vettä/ammoniakkia/metaanijäätä — haihtuvia yhdisteitä, jotka kondensoituivat kylmässä ulommassa vyöhykkeessä. Niiden suurempi tiheys verrattuna puhtaisiin H/He-jättiläisiin viittaa suurempaan "raskasalkuaineiden" määrään. Sisäinen rakenne voi olla kerroksellinen: kivinen/metallinen ydin, vesimanteli, jossa liuennutta ammoniakkia/metaania, ja suhteellisen ohut H–He-kerros päällä.

6.3 Eksoplaneettojen analogit

Monet eksoplaneettaa, joita kutsutaan "mini-Neptuuneiksi", sijoittuvat massaltaan super-Maan (~2–10 MMaapallon) ja Saturnuksen väliin. Tämä viittaa siihen, että osittainen tai keskeneräinen vaipan akretioprosessi on melko yleinen, kun vain muodostuu vähintään keskikokoinen ydin — tällainen dynamiikka muistuttaa "jääjättiläisen" muodostumista monien tähtien ympärille.

7. Havainnollinen tarkistus ja teoreettiset pohdinnat

7.1 Jättiläisten muodostumisen havainnointi kiekkoissa

ALMA:n havaitsemat renkaiden/välien mallit voivat olla jättiläisplaneettojen ytimien kaivertamia. Jotkut suorien kuvien laitteet (esim. SPHERE/GPI) yrittävät havaita nuoria jättiläismäisiä muodostumia, jotka ovat vielä kiekossa upoksissa. Tällaiset havainnot vahvistavat vetovoimia ja massan kertymistä, joita ytimen akretioteoria ennustaa.

7.2 Koostumuksen vihjeitä ilmakehän spektrien perusteella

Eksoplaneettojen jättiläisten spektrit (transitin tai suorien havaintojen kautta) paljastavat ilmakehän "metallisuuden", joka kertoo kuinka paljon raskasalkuaineita siinä on. Saturnuksen ja Jupiterin ilmakehien havainnoissa näkyy myös kiekkojen kemian jälkiä niiden muodostuessa, esim. C/O-suhde tai jalokaasujen määrä. Erot voivat viitata planetesimaalien akretiiviseen tai dynaamiseen migraatioreittiin.

7.3 Migraation vaikutus ja järjestelmän arkkitehtuuri

Eksoplaneettakartoitukset osoittavat monia järjestelmiä, joissa on kuumia jupiterilaisia tai useita jovisia planeettoja lähellä tähteä. Tämä viittaa siihen, että jättiläisplaneettojen muodostuminen ja kiekon tai planeettojen välinen vuorovaikutus voivat voimakkaasti siirtää ratoja. Aurinkokuntamme ulkoiset kaasumaiset/jääjättiläiset ovat vaikuttaneet lopulliseen järjestykseen, hajaannuttaen komeettoja ja pienempiä kappaleita, ja ehkä auttaneet suojaamaan Maata suuremmalta migraatiouhalta (esim. Jupiterissa tai Saturnuksessa sisäänpäin).

8. Kosmologiset seuraukset ja monimuotoisuus

8.1 Tähden metallisuuden vaikutus

Tähdet, joilla on suurempi metallisuus (suurempi raskasalkuaineiden osuus), omaavat yleensä useammin jättiläisplaneettoja. Tutkimukset osoittavat vahvan korrelaation tähden rautapitoisuuden ja jättiläisplaneettojen todennäköisyyden välillä. Todennäköisesti tämä liittyy suurempaan pölyn määrään kiekossa, mikä nopeuttaa ytimen kasvua. Pienemmän metallisuuden kiekot muodostavat usein vähemmän tai pienempiä jättiläisiä, tai ehkä enemmän kivisiä/"merellisiä" maailmoja.

8.2 Ruskeiden kääpiöiden "autiomaa"?

Kun kaasun akretiovaihe siirtyy noin 13 Jupiterin massan alueelle, raja jättiläisplaneettojen ja subtähtien ruskeiden kääpiöiden välillä hämärtyy. Havainnot osoittavat "ruskeiden kääpiöiden autiomaan" lähellä Aurinkotyyppisiä tähtiä (ruskeat kääpiöt ovat harvinaisia lyhyillä etäisyyksillä), ehkä siksi, että tämän massaluokan kappaleilla on erilainen muodostumismekanismi, ja kiekon fragmentaatio harvoin tuottaa vakaita ratoja tälle massaskaalaan.

8.3 Pienimassaiset tähdet (M kääpiötähdet)

M kääpiötähdet (pienemmän massan tähdet) omaavat yleensä pienemmän massan kiekkoja. Niissä on helpompi muodostaa mini-Neptunuksia tai super-Maapalloja kuin Jupiterin kokoisia planeettoja, vaikka poikkeuksiakin on. Yhteys kiekon massan ja tähden massan välillä selittää, miksi pienempien tähtien ympäriltä löytyy useammin Neptunuksen kaltaisia tai kivisiä super-Maapalloja.

9. Yhteenveto

Kaasu- ja jääjättiläiset ovat massiivisimpia planeetanmuodostuksen tuloksia, jotka syntyvät kylmän rajan takana protoplaneettalevyissä. Niiden voimakkaat ytimet, jotka muodostuvat nopeasti jäällä rikastuneista planetesimaaleista, vetävät puoleensa paksuja vety-helium-kuoria niin kauan kuin kaasua on levyllä runsaasti. Lopputulokset – joviaanisiksi jättiläisiksi valtavine kuorineen, Saturnuksen kaltaisiksi renkailla koristelluiksi planeetoiksi tai pienemmiksi ”jääjättiläisiksi” – riippuvat levyn ominaisuuksista, muodostumisnopeudesta ja migraation kulusta. Nuoret pölylevyt, joissa on eksoplaneettojen jättiläisiä ja aukkoja, osoittavat, että tämä prosessi on laajalle levinnyt ja aiheuttaa jättiläisplaneettojen ratojen ja koostumuksen monimuotoisuutta.

Branduolio akrecijos mallin mukaan tie näyttää monimutkaiselta: jäällä rikastunut kappale ylittää useita Maan massoja, laukaisee hallitsemattoman kaasun kerääntymisen ja muuttuu massiiviseksi H/He-säiliöksi, joka suurelta osin vaikuttaa koko planeettajärjestelmän järjestykseen – hajaannuttaen tai järjestäen pienempiä kappaleita, luoden pääasiallisen dynaamisen kontekstin. Jatkaessamme ALMA-renkaiden rakenteiden, jättiläisten ilmakehien spektridatan ja eksoplaneettojen tilastojen tarkkailua, ymmärryksemme siitä, miten kylmät protoplaneettalevyjen alueet kasvattavat suurimpia planeettaperheiden jäseniä, syvenee jatkuvasti.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). ”Jättiläisplaneettojen muodostuminen samanaikaisella kiinteiden aineiden ja kaasun akkretiolla.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Protoplaneettapilven evoluutio ja Maan sekä planeettojen muodostuminen. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). ”Kaasujättiläisten ytimen nopea kasvu helmien akkretion avulla.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). ”Jättiläisplaneettojen muodostuminen, evoluutio ja sisäinen rakenne.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). ”Jättiläisplaneettojen muodostuminen.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). ”Eksoplaneettojen karakterisointi niiden muodostumisen perusteella. I. Yhdistettyjen planeetanmuodostus- ja evoluutiomallien tutkimus.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). ”Planeettojen kasvu helmien akkretion avulla kehittyvissä protoplaneettalevyissä.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). ”Eksoplaneettojen muodostuminen.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Palaa blogiin