Dujiniai ir ledo milžinai

Gāzes un ledus milži

Masīvu kodolu augšana aiz aukstuma robežas, piesaistot biezus ūdeņraža–hēlija apvalkus

1. Aiz aukstuma robežas

Protoplanētu diskos, reģionā, kas atrodas aiz noteikta attāluma no zvaigznes – bieži saukts par aukstuma līniju (sniega līniju) – ūdens un citas gaistošas vielas var sasalt ledus graudiņos. Tam ir liela nozīme planētu veidošanās procesā:

  1. Ledus bagātinātas cietās daļiņas: Zemāka temperatūra ļauj ūdenim, amonjakam, metānam un citām gaistošām vielām kondensēties uz putekļu graudiņiem, palielinot kopējo cieto vielu masu.
  2. Lielāki cieto daļiņu kodoli: Šī masas palielināšanās palīdz planētu embrijiem ātri uzkrāt materiālu un sasniegt kritisko masu, lai piesaistītu miglas gāzes.

Tāpēc ārējā diska daļā veidojošās planētas var iegūt biezus ūdeņraža–hēlija apvalkus un kļūt par gāzes milžiem (kā Jupiters vai Saturns) vai ledus milžiem (Urāns un Neptūns). Kamēr karstajā iekšējā diskā cietzemes planētas paliek salīdzinoši nelielas masas un galvenokārt iežu sastāvā, šīs ārējās diska planētas var sasniegt desmitiem vai simtiem Zemes masu, būtiski ietekmējot kopējo sistēmas planētu arhitektūru.

2. Kodolakrecijas modelis

2.1 Galvenais priekšnoteikums

Plaši atzītais kodolakrecijas modelis apgalvo:

  1. Cietā kodola augšana: Planētas embrijs (sākotnēji ar ledu bagātināts protoplanētas ķermenis) akrēcē vietējās cietās daļiņas, līdz sasniedz aptuveni 5–10 MZemes.
  2. Gāzu piesaiste: Kad kodols kļūst pietiekami masīvs, tas strauji gravitacionāli piesaista ūdeņradi–hēliju no diska, sākoties nekontrolētai apvalka akrecijai.
  3. Nekontrolēta augšana: Tā veidojas Jupiteram līdzīgi gāzu milži vai vidēja izmēra „ledus milži“, ja diska apstākļi ir mazāk labvēlīgi apvalka piesaistīšanai vai disks izkliedējas agrāk.

Šis modelis pārliecinoši izskaidro masīvu H/He apvalku eksistenci pie joviālajām planētām un pieticīgākus apvalkus „ledus milžos“, kas, iespējams, veidojās vēlāk, lēnāk piesaistīja gāzes vai zaudēja daļu apvalka zvaigznes vai diska procesu dēļ.

2.2 Diska dzīves ilgums un ātra veidošanās

Gāzu milži ir jāizveidojas pirms diska gāzu izkliedēšanās (aptuveni 3–10 milj. gadu laikā). Ja kodols aug pārāk lēni, protoplanēta nepaspēs piesaistīt daudz ūdeņraža–hēlija. Pētījumi jaunās zvaigžņu kopās rāda, ka diski izzūd diezgan ātri, tādējādi pamatoti norādot, ka milžu planētu veidošanās ir jānotiek pietiekami ātri, lai izmantotu īslaicīgo gāzu rezervuāru [1], [2].

2.3 Apvalka saraušanās un atdzišana

Kad kodols pārsniedz kritisko masu, sākotnēji seklā atmosfēras kārta pāriet nekontrolējamā gāzu piesaistes stadijā. Apvalkam augot, gravitācijas enerģija tiek izstarota, ļaujot apvalkam sarukt un piesaistīt vēl vairāk gāzu. Šī pozitīvā atgriezeniskā saite var veidot galīgās ~desmitiem vai simtiem Zemes masu planētas, atkarībā no vietējā diska blīvuma, laika un tādiem faktoriem kā II tipa migrācija vai spraugas veidošanās diskā.

3. Aukstuma līnijas un ledus cieto daļiņu nozīme

3.1 Lidošie savienojumi un palielināta cieto daļiņu masa

Ārējā diskā, kur temperatūra nokrīt zem ~170 K (ūdenim, lai gan precīza robeža ir atkarīga no diska parametriem), ūdens tvaiki kondensējas, palielinot cieto daļiņu virsmas blīvumu 2–4 reizes. Tāpat arī citi ledus veidi (CO, CO2, NH3) izkrīt vēl zemākā temperatūrā vēl tālāk no zvaigznes, tādējādi cieto vielu daudzums kļūst vēl lielāks. Šī ledus bagāto planetesimālu pārpilnība nosaka ātrāku kodolu augšanu, kas ir galvenais gāzu un ledus milžu veidošanās priekšnoteikums [3], [4].

3.2 Kāpēc vienas kļūst par gāzu, bet citas – par ledus milžiem?

  • Gāzu milži (piemēram, Jupiters, Saturns): To kodoli veidojas pietiekami ātri (>10 Zemes masu), lai paspētu pārņemt milzīgu ūdeņraža–hēlija slāni no diska.
  • Ledus milži (piemēram, Urāns, Neptūns): Varēja veidoties vēlāk, lēnāk akrecējoties vai piedzīvojot lielāku diska dispersiju, tādēļ ieguva mazāku gāzu apvalku, un lielu daļu to masas veido ūdens/amonjaka/metāna ledus.

Tātad, vai planēta kļūs par "Jovian milzi" vai "Neptūna ledus milzi", nosaka cieto daļiņu blīvums, kodola augšanas temps un ārējā vide (piemēram, fotoiztvaikošana no tuvumā esošām masīvām zvaigznēm).

4. Masīvu kodolu augšana

4.1 Planetesimāļu akrecija

Balstoties uz stingro kodolakrecijas modeli, ledus planetesimāli (no km lieluma un lielāki) veidojas sadursmju vai straumēšanas nestabilitātes rezultātā. Kad protoplanēta sasniedz ~1000 km vai lielāku izmēru, tā pastiprina gravitācijas sadursmes ar pārējām planetesimālēm:

  1. Oligarhisks augums: Dažas lielās protoplanētas dominē reģionā, „notīrot“ mazākas ķermeņu populācijas.
  2. Sadalīšanās samazināšana: Zemāks sadursmju ātrums (daļējas gāzu slāpēšanas dēļ) veicina akreciju, nevis iznīcināšanu.
  3. Laika skalas: Kodolam jāspēj sasniegt ~5–10 MŽemės dažu miljonu gadu laikā, lai izmantotu diska gāzes [5], [6].

4.2 "Akmens graudu" akrecija

Cits mehānisms ir "akmens graudu" akrecija:

  • Akmens graudi (mm–cm) dreifē diskā.
  • Pietiekami masīvs protokodols var gravitacionāli „noķert“ šos akmeņus, ļoti ātri augot.
  • Tas paātrina pāreju uz super-Zemes vai milža kodolu, kas ir īpaši svarīgi, lai sāktu apvalka akreciju.

Kad kodols sasniedz kritisko masu, sākas nekontrolēta gāzu akrecija, kas noved pie gāzu milža vai ledus milža veidošanās, atkarībā no gala apvalka masas un diska apstākļiem.

5. Apvalka akrecija un gāzu dominētas planētas

5.1 Nekontrolēta apvalka augšana

Kad kodolam pāri kritiskajai masai, pro milzu planētai sākotnēji ir vāja atmosfēra, kas pāriet nekontrolējamā gāzu pievilkšanas fāzē. Apvalkam paplašinoties, gravitācijas enerģija tiek izstarota, ļaujot vēl vairāk piesaistīt miglas gāzes. Būtisks ierobežojošais faktors bieži ir gāzu piegāde diskam un tā atjaunošana vai planētas spēja atdzesēt un piesaistīt savu apvalku. Modeļi rāda, ka, ja ~10 MŽemės kodols veidojas, apvalka masa var pieaugt līdz desmitiem vai simtiem Zemes masu, ja disks saglabājas [7], [8].

5.2 Spraugas veidošanās un II tipa migrācija

Pietiekami masīva planēta var izgriezt spraugu diskā caur plūdmaiņu griešanos, kas pārsniedz lokālā diska spiediena spēkus. Tas maina gāzu piegādes gaitu un izraisa II tipa migrāciju, kad planētas orbitālā evolūcija ir atkarīga no diska viskozitātes līmeņa. Daži milži var migrēt iekšā (veidojas "karstie Jupiteri"), ja disks neizzūd pietiekami ātri, bet citi paliek savā veidošanās zonā vai tālāk, ja diska apstākļi kavē migrāciju vai ja vairāki milži savienojas rezonansēs.

5.3 Gāzveida milžu dažādi galīgie varianti

  • Jupiteram līdzīgas: Ļoti masīvas, liels apvalks (~300 Zemes masas), ~10–20 Zemes masas kodols.
  • Saturnam līdzīgas: Starpposma apvalka izmērs (~90 Zemes masas), tomēr izteikta ūdeņraža–helija dominance.
  • Sub-jovīdi: Mazāka kopējā masa vai nepabeigts nekontrolēts pieaugums.
  • Brūnās pundurzemes: Sasniedzot ~13 Jupitera masas, rodas robeža starp milzu planētām un subzvaigžņu brūnajām pundurzemēm, lai gan veidošanās mehānismi var atšķirties.

6. Ledus milži: Urāns un Neptūns

6.1 Veidošanās tālajā diskā

Ledus milži, piemēram, Urāns un Neptūns, kopējā masa ir aptuveni 10–20 Zemes masas, no tām ~1–3 MŽemės kodolā un tikai dažas Zemes masas ūdeņraža/helija apvalkā. Tiek uzskatīts, ka tie radās ārpus 15–20 AU, kur diska blīvums ir mazāks, un akrecijas ātrumu palēnina lielāks attālums. To veidošanās iemesli atšķiras no Jupitera/Saturna:

  • Vēlāka veidošanās: Kodols sasniedza kritisko masu diezgan vēlu, kamēr disks jau izklīda, tāpēc piesaistīts mazāks gāzu daudzums.
  • Ātrāka diska izzušana: Mazāk laika vai ārējā starojuma dēļ samazinājās gāzu krājumi.
  • Orbitālā migrācija: Varēja veidoties nedaudz tuvāk vai tālāk un tikt izspiesti uz pašreizējām orbītām citu milžu mijiedarbības dēļ.

6.2 Sastāvs un iekšējā struktūra

Ledus milžos ir daudz ūdens/amonjaka/metāna ledus — gaistošas vielas, kas kondensējās aukstā ārējā zonā. To lielāks blīvums, salīdzinot ar gāzveida H/He milžiem, liecina par vairāk "smago elementu". Iekšējā struktūra var būt slāņaina: klinšains/metālisks kodols, ūdens mantija ar izšķīdušu amonjaku/metānu un salīdzinoši plāns H–He slānis virsū.

6.3 Eksoplanētu analogi

Daudz eksoplanētu, ko sauc par „mini-Neptūniem“, masas ziņā ieņem starppozīciju starp super-Zemēm (~2–10 MŽemės) un Saturnu. Tas liecina, ka daļēja vai nepabeigta apvalka akrecijas procesa ir diezgan izplatīta, tik tikko izveidojas vismaz vidēja izmēra kodols — šāda dinamika ir līdzīga „ledus milža" veidošanai ap daudzām zvaigznēm.

7. Novērojumu pārbaude un teorētiskie apsvērumi

7.1 Novērojot veidojošos milžus diskos

ALMA atklātie gredzenu/atstarpju modeļi var būt izgrebti milzīgu planētu kodolos. Daži tiešās attēlošanas instrumenti (piemēram, SPHERE/GPI) mēģina atklāt jaunus gigantiski veidojošus objektus, kas vēl ir iegremdēti diskā. Šādi atklājumi apstiprina spriegumus un masas uzkrāšanos, kas norādīti kodola akrecijas teorijā.

7.2 Sastāva norādes no atmosfēras spektriem

Egzoplanētu milžinieku spektri (tranzīta vai tiešās novērošanas) atklāj atmosfēras "metāliskumu", norādot, cik daudz smago elementu tajā ir. Novērojot Saturna, Jupitera atmosfēras, redzami arī disku ķīmijas pēdas, kad tās veidojās, piemēram, C/O attiecība vai retgāzu daudzums. Atšķirības var liecināt par planetesimālu akreciju vai dinamiskās migrācijas ceļu.

7.3 Migrācijas ietekme un sistēmas arhitektūra

Egzoplanētu aptaujas rāda daudz sistēmu ar karstajiem Jupiteriem vai vairākām joviškām planētām netālu no zvaigznes. Tas liecina, ka milžinieku planētu veidošanās un diska vai planētu savstarpējā mijiedarbība var būtiski pārvietot orbītas. Mūsu Saules sistēmas ārējie gāzveida/ledus milži noteica galīgo izvietojumu, izkliedējot komētas un mazākus ķermeņus, tādējādi varēja arī palīdzēt aizsargāt Zemi no lielākas migrācijas draudiem (piemēram, Jupitera vai Saturna virzienā uz iekšpusi).

8. Kosmoloģiskās sekas un daudzveidība

8.1 Zvaigznes metāliskuma ietekme

Zvaigznes ar lielāku metāliskumu (lielāku smago elementu daļu) parasti biežāk ir milžinieku planētas. Pētījumi rāda spēcīgu korelāciju starp zvaigznes dzelzs saturu un milžinieku planētu varbūtību. Visticamāk, tas saistīts ar lielāku putekļu daudzumu diskā, kas paātrina kodola augšanu. Zema metāliskuma diski bieži veido mazāk vai mazākas milžinieku planētas, vai arī vairāk cietu/"okeāna" pasauli.

8.2 Brūno nykštuku "tuksnesis"?

Kad gāzu akrecija pāriet aptuveni 13 Jupitera masu robežās, robeža starp milžinieku planētām un subzvaigžņu brūnajām nykštukēm kļūst neskaidra. Novērojumi rāda "brūno nykštuku tuksnesi" netālu no Saules tipa zvaigznēm (brūnās nykštukes reti sastopamas nelielos attālumos), iespējams tāpēc, ka šādu masu ķermeņiem ir cits veidošanās mehānisms, un diska fragmentācija reti dod stabilas orbītas šim masu diapazonam.

8.3 Mazas masas zvaigznes (M nykštukes)

M nykštukes (mazākas masas zvaigznes) parasti ir mazākas masas diskus. Tajos vieglāk izveidot mini-Neptūnus vai super-Zemes nekā Jupitera izmēra planētas, lai gan ir izņēmumi. Saistība starp diska masu un zvaigznes masu izskaidro, kāpēc ap mazākām zvaigznēm biežāk atrod Neptūnus vai cietas super-Zemes.

9. Išvada

Dujiniai ir lediniai milžinai – tai vieni masyviausių planetinio formavimosi rezultatų, atsirandantys už šalčio linijos protoplanetiniuose diskuose. Jų galingi branduoliai, greitai susiformavę iš ledu praturtintų planetesimalių, prisitraukia storius vandenilio–helio apvalkalus, kol diske gausu dujų. Galutinės pasekmės – joviški milžinai su didžiuliais apvalkalais, žiedais pasipuošusios Saturno analogijos arba mažesni „lediniai milžinai“, priklauso nuo disko savybių, formavimosi tempo ir migracijos eigos. Stebėjimai egzoplanetų milžinių bei tarpų jaunuose dulkiniuose diskuose rodo, kad šis procesas vyksta plačiai, lemia orbitų ir sudėties įvairovę milžinėms planetoms.

Vadovaujantis branduolio akrecijos modeliu, kelias atrodo niuansuotas: ledu praturtintas kūnas peržengia kelias Žemės mases, išprovokuoja nevaldomą dujų prisijungimą ir tampa masyvia H/He talpykla, didele dalimi veikiančia visos planetų sistemos išsidėstymą – išsklaidydama arba tvarkydama mažesnius kūnus, sukuria pagrindinį dinaminį kontekstą. Kol toliau stebime ALMA žiedų struktūras, milžinių atmosferų spektro duomenis ir egzoplanetų statistiką, mūsų supratimas, kaip šaltos protoplanetinių diskų zonos išaugina didžiausius planetinių šeimų narius, tampa vis gilesnis.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Milzu planētu veidošanās, vienlaicīgi akrēcijai izmantojot cietvielas un gāzi.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Protoplanetārā mākonīša evolūcija un Zemes un planētu veidošanās. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Ātra gāzes milžu kodolu augšana, akrēcijai izmantojot oļus.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Milzu planētu veidošanās, evolūcija un iekšējā struktūra.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Milzu planētu veidošanās.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Egzoplanētu raksturojums pēc to veidošanās. I. Apvienotās planētu veidošanās un evolūcijas modeļi.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Planētu augšana, akrēcijai izmantojot oļus, mainīgos protoplanetārajos diskos.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Extrasolāro planētu veidošanās.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Atgriezties emuārā