Gāzes un ledus milži
Linas JuozėnasDalīties
Zināšanu arka · Visums · 05. nodaļa / 04. raksts
Kā veidojas milži
Kā dažas planētas uzkrāj milzīgus gāzu apvalkus, bet citu sastāvā paliek samērā vairāk iežu un ledus? Aplūkosim, kā mainās līdzsvars starp cietās vielas uzkrāšanos, atdzišanu un materiāla piegādi no diska.
Kāpēc planēta kļūst par milzi?
Jupitera masa ir gandrīz 318 Zemes masu. Neptūna masa – aptuveni 17 Zemes masas. Abi ir milzīgi, salīdzinot ar Zemi, taču atšķiras ne tikai pēc izmēra.[1]
Viens no galvenajiem skaidrojumiem, kodola akrēcija, apraksta cietās vielas un gāzu uzkrāšanos vienlaikus. Augošam ķermenim var būt apvalks jau krietni pirms tas kļūst par gāzes milzi; turpmākā augšana ir atkarīga no tā, kā šis apvalks mainās.[2]
Iepriekšējā rakstā aplūkojām Zemes tipa pasauļu veidošanos. Šeit aplūkosim planētu augšanas ceļu, kurā masīvs apvalks kļūst par būtisku planētas attīstības daļu.
Ar ko gāzes milži atšķiras no ledus milžiem?
Jupiters un Saturns ir gāzes milži: lielāko daļu to masas veido ūdeņradis un hēlijs. Tajos ir arī smagāki elementi, kas izvietoti to dzīlēs, kuru uzbūve ir sarežģītāka nekā neliels, skaidri norobežots ciets kodols zem gāzu apvalka.[3]
Urānam un Neptūnam arī ir ūdeņraža un hēlija apvalki, taču lielāko daļu to masas veido smagāki elementi. Astronomi tos tradicionāli sauc par ledus milžiem, jo ūdens, amonjaks un metāns var būt to veidošanās materiāla sastāvdaļas. Pats nosaukums nenozīmē, ka ūdens tajos veido noteiktu daļu vai ka tiem ir parasta sasaluša ledus mantija.[4]
| Planēta | Kopējā masa (Zeme = 1) |
Vispārīgs raksturojums |
|---|---|---|
| Jupiters | 317,8 | Gāzes milzis; galvenokārt sastāv no ūdeņraža un hēlija. |
| Saturns | 95,2 | Gāzes milzis; galvenokārt sastāv no ūdeņraža un hēlija. |
| Urāns | 14,5 | Ledus milzis; tajā dominē smagākie elementi. |
| Neptūns | 17,1 | Ledus milzis; tajā dominē smagākie elementi. |
Masas noapaļotas, pamatojoties uz NASA JPL sniegtajiem planētu parametriem. Tās ir kopējās masas, nevis atsevišķu kodolu masas mērījumi.[1]
Kāpēc diska ārējā daļa var veicināt lielu aizmetņu veidošanos?
Ārpus konkrētas vielas sniega robežas vietējie apstākļi ļauj tai kondensēties ledū. Ūdens, oglekļa dioksīda un oglekļa monoksīda fāžu pārejas notiek atšķirīgos apstākļos. Šo robežu novietojums ir atkarīgs no temperatūras, spiediena un diska evolūcijas, tāpēc nav vienas nemainīgas sasalšanas robežas, kas būtu kopīga visām gaistošajām vielām.[5]
Vietās, kur saglabājas ledus, tas palielina pieejamā cietā materiāla daudzumu. Dreifējošas daļiņas arī var pārdalīt šos resursus. Tas var palīdzēt augošam ķermenim, taču ne auksta vieta, ne ūdens sniega robežas šķērsošana negarantē gāzu milža veidošanos.[5]
Planetezimāli piegādā materiālu sadursmēs
Augošs planētas embrijs sadursmēs var pievienot sev lielākus cietos ķermeņus. Gravitācija var palielināt tā efektīvo sadursmju šķērsgriezumu, bet orbītu ierosināšana maina to, cik bieži satuvošanās veicina augšanu.[2]
Gāze var palīdzēt notvert oļus
Gāzu pretestība var palēnināt mazāku dreifējošu daļiņu kustību attiecībā pret augošo ķermeni, kad tās tam pietuvojas. Piemērotos apstākļos tas ļauj tās notvert; gravitācija vien neliek katram tuvumā esošajam olim palikt.[6]
Planēta var mainīt savu apgādi ar materiālu
Planēta, kas rada pietiekami spēcīgu ietekmi, var mainīt diska spiediena profilu un aiz savas orbītas izveidot spiediena maksimumu. Tas ierobežo ienākošo oļu plūsmu. Šo procesu sauc par oļu izolāciju. Masa, pie kuras tas notiek, ir atkarīga no diska apstākļiem, un sīkas daļiņas joprojām var izkļūt cauri.[7]
Izolācija pati par sevi nerada gāzu milzi. Ja šāds ķermenis ir pārāk mazs vai tā apvalks attīstās pārāk lēni, diska atlikušā mūža var nepietikt, lai uzkrātu lielu gāzu daudzumu.[7]
Kā neliels apvalks kļūst masīvs?
Planetos gravitacija traukia 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]
Arī cietās vielas uzkrāšanās rada siltumu
Cietā viela, kas krīt uz planētu, izdala enerģiju. Tāpēc nepārtraukta oļu akrēcija var palīdzēt uzturēt apvalku karstu. Kad šī sildīšana pavājinās, piemēram, pārtrūkstot oļu piegādei, atdzišana un gāzes uzkrāšanās var paātrināties.[9]
Svarīga ir arī necaurspīdība, kas raksturo, cik viegli starojums izplatās caur vielu. Apvalks, kas efektīvi aiztur siltumu, var attīstīties citādi nekā tāds, kas enerģiju izstaro vieglāk. Rezultātu ietekmē arī apstākļi apkārtējā diskā.[8]
Svarīga kļūst arī paša apvalka gravitācija
Uzkrājoties gāzei, tās pašas gravitācija var paātrināt saraušanos un turpmāko akrēciju. Kad apvalka un kodola masas kļūst līdzīgas, daudzos modeļos sākas lavīnveida gāzes akrēcija: strauja augšana, kuras laikā, kamēr vēl ir pieejama gāze, var izveidoties planēta, kurā dominē ūdeņradis un hēlijs.[11]
Kas neļauj gāzu milzim augt bezgalīgi?
Kad planēta jau spēj strauji uzkrāt gāzi, izšķiroša nozīme ir diska spējai to piegādāt. Gāzei caur apkārtējo disku jāplūst uz planētas apkārtni. Augšanu var sākt ierobežot gāzes piegāde, nevis apvalka spēja atdzist.[10]
Izveidojusies sprauga neaptur visu plūsmu
Masīvas planētas gravitācijas radīto griezes momentu dēļ ap tās orbītu var veidoties mazāka blīvuma sprauga. Tas, vai izveidosies dziļa sprauga, ir atkarīgs no planētas gravitācijas, gāzes spiediena un impulsa momenta pārneses diskā. Parasti sprauga ir retināts vielas apgabals, nevis tukša rieva.[12]
Gāze var plūst cauri planētas izveidotajai spraugai un turpināt pieplūst planētai vai diska iekšējai daļai. Sprauga maina gāzes pieplūdes ātrumu, taču tās izveidošanās nenosaka vienu universālu planētas galīgo masu.[10], [13]
Sākotnējā gāzes rezerve galu galā izkliedējas
Gāzes daudzums samazinās, jo tās akrēcijas ceļā nonāk uz zvaigznes un aizplūst diska vējos. Disku dzīves ilgums atšķiras; nav visām sistēmām obligāta 3–10 miljonu gadu intervāla. Milzim jāuzkrāj savs lielais sākotnējais ūdeņraža un hēlija apvalks, kamēr vēl pieejama pietiekama gāzes rezerve, lai gan vēlāk var turpināties sadursmes un orbitālās izmaiņas.[14]
Vai milzis var veidoties tieši no diska gāzes?
Gravitācijas nestabilitāte paver citu ceļu. Pietiekami masīvā diskā paša gravitācija var radīt spirālveida struktūru un, ja to pieļauj termiskie apstākļi, sašķelt disku gravitācijas ziņā saistītos sabiezējumos. Šādam sabiezējumam vēlāk jāsaglabājas, migrējot un pretojoties paisuma spēku izraisītai sairšanai, vienlaikus nepāraugot par objektu, kas ir lielāks par planētu. Fragmentācijas skaidrojums ir tikai daļa no skaidrojuma par planētas galīgo izveidošanos.[15]
Kāpēc ir grūti izskaidrot Urāna un Neptūna veidošanos?
Ledus milža veidošanās prasa līdzsvaru. Modelī jāuzkrājas ievērojamam smagāka materiāla daudzumam, bet ūdeņraža un hēlija apvalkam jāpaliek samērā nelielam. Apstākļi, kuros cietais materiāls uzkrājas efektīvi, var arī palīdzēt planētai uzkrāt tik daudz gāzes, ka tā ledus milža vietā kļūst par gāzu milzi.[16]
Iespējamie attīstības scenāriji atšķiras pēc augšanas laika, cietā materiāla pieplūduma izraisītās sasilšanas un gāzes daudzuma, kas pieejams, diskam izklīstot. Apgalvojums „Tās izveidojās pārāk vēlu” var būt daļa no modeļa, taču tas nav apstiprināts skaidrojums tam, kas notika ar abām planētām.[16], [9]
Abu planētu veidošanās jāizskaidro vienas un tās pašas mainīgās sistēmas ietvaros
2023. gada modelēšanas pētījumā tika izsekota akmentiņu, planetesimāļu un gāzes attīstība. Abu planētu – Urāna un Neptūna – atveidošanas rezultāti bija jutīgi pret izmaiņām sākotnējo planetāro aizmetņu īpašībās un to augšanas vēsturē. Tas parāda, kāpēc vienas planētas masu ir vieglāk atveidot nekā izskaidrot abu planētu veidošanos ar vienotu diska apstākļu modeli.[17]
To attīstību, iespējams, ietekmēja arī migrācija un milzu sadursmes. To pašreizējie attālumi nenorāda uz veidošanās vietām, un pieejamie dati neļauj noteikt vienu vienīgu notikumu secību.[4]
Kas slēpjas zem milzu planētas mākoņiem?
Pazīstamās mākoņu joslas atklāj tikai ārējo slāni. Dziļi zem tām pieaugošais spiediens maina materiāla īpašības. Jupitera un Saturna dzīlēs ūdeņradis kļūst par blīvu šķidrumu, bet pietiekami lielā spiedienā – par elektrību vadošu metālisku ūdeņradi. „Gāzu milzis” nenozīmē, ka visu planētu veido parasta, maza blīvuma gāze.[3]
Jupiters: izkliedēts dziļumu materiāls
Precīzi Juno zondes gravitācijas mērījumi apstiprina modeļus, kuros smagāks materiāls izkliedēts plašā dziļuma apgabalā un sajaucies ar ūdeņradi un hēliju. Šie dati neļauj noteikt viena kompakta kodola ar skaidrām robežām masu.[19]
Saturns: gredzeni, kas fiksē iekšējo kustību
Saturno viduje vykstantys svyravimai sukelia jo gravitacinio lauko trikdžius ir gali sužadinti bangas žieduose. Šių bangų modeliavimas teikia įrodymų, kad tarp gelmių ir išorinio apvalkalo yra plati, pagal sudėtį susisluoksniavusi pereinamoji sritis.[20]
Ledo ir uolienų santykis tebėra atviras klausimas
Naujausi vidaus sandaros modeliai gali atitikti turimus Urano ir Neptūno matavimų duomenis tiek numatant daug vandens, tiek daug uolienų turinčią sudėtį. Gelmių medžiaga gali būti tankių fluidų arba kitų aukšto slėgio fazių būsenos. Įprasta schema, kurioje mažą uolienų branduolį gaubia stora, vienalytė ledo mantija, yra vienas iš galimų modelių, o ne tiesiogiai stebėta sandara.[21]
Dėl maišymosi ir evoliucijos dabartinės branduolio sritys nebūtinai išlaiko pradinį planetos kietosios medžiagos išsidėstymą.[3]
Kaip astronomai tikrina planetų milžinių formavimosi modelius?
Diskų vaizdai atskleidžia struktūrą
ALMA vaizduose matyti žiedai, tarpai ir kiti dulkių spinduliuotės raštai. Tokie projektai kaip DSHARP išsamiai kartografuoja šias struktūras. Planeta gali prisidėti prie tarpo susidarymo, tačiau vien tarpas dulkių diske nėra nei patvirtinta planeta, nei vienareikšmis jos formavimosi mechanizmo patikrinimas.[22]
Jaunos planetos atskleidžia tebevykstantį augimą
Jaunoje sistemoje PDS 70 yra dvi tiesiogiai aptiktos protoplanetos. Su abiem siejama vandenilio spinduliuotė teikia įrodymų apie tebevykstančią akreciją. Tokie stebėjimai patvirtina, kad planetos gali augti diskuose, ir padeda tikrinti dujų srautų modelius, tačiau vien jų nepakanka kiekvienam formavimosi istorijos etapui nustatyti.[23]
Atmosferose slypi cheminių užuominų
Pagal spektrus galima apriboti molekulių ir elementų gausio vertes stebėjimams prieinamose atmosferos srityse. Šie matavimai apima konkrečius sluoksnius; jie tiesiogiai neparodo viso sunkiųjų elementų kiekio planetoje. Norint juos susieti su formavimusi, reikia akrecijos, cheminių virsmų ir kintančio disko modelių.[24]
Pavyzdžiui, anglies ir deguonies santykis gali padėti palyginti formavimosi scenarijus. Jis neleidžia vienareikšmiškai nustatyti pradinio atstumo nuo žvaigždės: skirtinga disko cheminė sudėtis, medžiagos pernašos ir migracijos istorijos gali lemti panašią atmosferų sudėtį.[24]
Planetų paieškos apžvalgos atskleidžia daugelio sistemų dėsningumus
Radialinio greičio apžvalgose, tirtose žvaigždžių populiacijose, planetos milžinės dažniau aptinkamos prie daugiau metalų turinčių žvaigždžių. Tyrimai, kuriuose atsižvelgiama į žvaigždžių masę, palaiko ryšį tarp prieinamos kietosios medžiagos ir planetų milžinių formavimosi. Tai statistinė tendencija, o ne garantija konkrečiai žvaigždei.[25]
Kodėl milžinai atsiduria tokiose skirtingose orbitose?
Planeta veikia savo diską sukimo momentais, o diskas sukimo momentais veikia planetą. Net ir tarpą diske atverianti planeta gali migruoti. Tradicinis terminas II tipo migracija apibūdina šį režimą, tačiau planetos judėjimas nebūtinai yra griežtai susietas su klampos nulemtu disko tekėjimu į vidų.[13]
Karštieji Jupiteriai rodo, kokie įvairūs gali būti galutiniai rezultatai: dujiniai milžinai gali skrieti orbitomis, kurių periodas – vos kelios dienos. Tarp siūlomų kilmės paaiškinimų – migracija disku, vėlesnis ištęstos orbitos sužadinimas ir po jo vykstantis orbitos mažėjimas dėl potvyninių jėgų, taip pat formavimasis arti žvaigždės. Nėra nustatyta vieno visiems karštiesiems Jupiteriams bendro formavimosi kelio.[26]
Kur baigiasi planetos milžinės un prasideda rudosios nykštukės?
Maždaug 13 Jupiterio masių masė dažnai laikoma apytiksle deuterio degimo riba. Tikroji degimo slenkstinė masė priklauso nuo sudėties ir taikomo kriterijaus. Šis fizikinis rodiklis naudingas, tačiau vien masė neatskleidžia, kaip objektas susidarė.[27]
Kas augo?
Kietoji medžiaga ir dujos sudarė skirtingas galutinės planetos dalis.
Kas galėjo vėsti?
Apvalkalo kaitimas ir energijos netekimas turėjo įtakos dujų kaupimosi spartai.
Kas atkeliavo?
Kintantis medžiagos tiekimas iš disko iš dalies lėmė, kiek planeta galėjo augti.
Šie klausimai susieja planetos masę ir sudėtį su aplinka, kurioje ji vystėsi.[2], [9], [10]
Milžinės orbita – jos istorijos dalis.
Planeta gali formuotis ir migruoti vienu metu. Dabartinė jos padėtis yra tos kintančios sistemos raidos rezultatas ir gali būti toli nuo srities, kurioje prasidėjo augimas.[13], [26]
Toliau skaitykite Orbitų dinamika ir migracija: kaip planetos keičiasi judesio kiekio momentu, keičia savo orbitas ir veikia viena kitą.
Šaltiniai ir papildoma literatūra
Moksliniai straipsniai, autorių apžvalgos ir planetų matavimų duomenys. Schemos iliustruoja procesus ir bendrus sudėties skirtumus; jos nenusako tikslių vidinių sluoksnių ar vienintelės formavimosi istorijos.
- 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. un Stevenson, D. J. (2024). Izkliedētie Jupitera un Saturna kodoli.Pārskats par izplūdušiem kodoliem, kas sastāv no sajauktiem materiāliem, un neatrisinātajiem jautājumiem par gāzes milžu dzīlēm.
- Helled, R., Nettelmann, N. un Guillot, T. (2020). Urāns un Neptūns: izcelsme, evolūcija un iekšējā uzbūve.Aplūkota sastāva nenoteiktība, termiskās evolūcijas vēsture, veidošanās ceļi un iespējamās milzu sadursmes.
- Öberg, Facchini un Anderson (2023). Protoplanetāro disku ķīmijaPārskats par disku ķīmiju, pārmantotajām molekulām un mainīgajiem planētu veidošanās materiāliem.
- Birnstiel, Fang un Johansen (2016) — Putekļu evolūcija un planetesimālu veidošanāsPārmantotie putekļi, sadursmju radītie augšanas šķēršļi, daļiņu koncentrācija un planetesimālu veidošanās.
- Bitsch u. c. (2018). Oļu izolācijas masa: mērogošanas likums un nozīme superzemju un gāzes milžu veidošanāSpiediena barjeras ierobežo oļu piegādi, taču negarantē gāzes milža izveidošanos.
- Piso un Youdin (2014). Par minimālo kodola masu, kas nepieciešama milzu planētu veidošanai lielā attālumā no zvaigznesAtdzišana, necaurspīdība un diska apstākļi maina masu, kas nepieciešama, lai sāktos lavīnveida gāzes akrēcija.
- Lambrechts, Johansen un Morbidelli (2014). Gāzes un ledus milžu nošķiršana, apturot oļu akrēcijuTurpināta cietās vielas akrēcija silda apvalkus; pārtraucot oļu piegādi, atdzišana var paātrināties.
- Tanigawa un Tanaka (2016). Milzu planētu galīgās masas. II. Jupitera veidošanās diskā ar ierobežotu gāzes daudzumuPēc straujas apvalka akrēcijas sākuma turpmāko augšanu var noteikt gāzes piegāde no diska.
- Ikoma un Kobayashi (2025). Milzu planētu veidošanāsKā mijiedarbojas apvalka struktūra, atdzišana, cietās vielas akrēcija un diska apstākļi.
- Crida, Morbidelli un Masset (2006). Par protoplanetāro disku spraugu platumu un formuSpraugu veidošanās ir atkarīga no planētas gravitācijas, spiediena un diska viskozitātes.
- Dürmann un Kley (2015). Masīvu planētu migrācija akrēcijas diskosGāze plūst cauri planētu atvērtajām spraugām, un migrācija ne vienmēr atbilst viskozitātes izraisītajai gāzes plūsmai uz iekšu.
- Pascucci u. c. (2023) — Disku vēju loma protoplanetāro disku attīstībā un izkliedēšanāMagnētiskie un termiskie vēji diska attīstības un gāzes izkliedēšanās laikā.
- Kratter un Lodato (2016). Gravitācijas nestabilitāte apzvaigžņu diskosMasīvi diski var fragmentēties, taču jāizskaidro, kā veidojas planētu masas objekti un kā tie saglabājas.
- Helled, R. un Bodenheimer, P. (2014). Urāna un Neptūna veidošanās: izaicinājumi un nozīme vidējas masas eksoplanētām.Parādīts, kāpēc joprojām ir grūti izskaidrot ledus milžu masas un to salīdzinoši nelielos gāzes apvalkus.
- Eriksson, L. E. J., Mol Lous, M. A. S., Shibata, S., & Helled, R. (2023). Vai Urāns un Neptūns var veidoties vienlaikus, akrēcijas ceļā piesaistot akmentiņus, gāzi un planetesimālus?Tiek pārbaudīts abu ledus milžu kopīgs veidošanās scenārijs un atklāta tā jutība pret augšanas pieņēmumiem.
- Rogers un Seager (2010). Metodika eksoplanētu iekšējā sastāva nenoteiktības kvantitatīvai novērtēšanaiKā dažādi iežu, metālu, ūdens un gāzu maisījumi var atbilst novērojumu datiem.
- Wahl, S. M. u. c. (2017). Jupitera iekšējās uzbūves modeļu salīdzinājums ar “Juno” gravitācijas mērījumiem un izkliedēta kodola loma.“Juno” gravitācijas mērījumi pamato modeļus, kuros paredzēts plašs, izkliedēts kodols.
- Mankovich, C. R., & Fuller, J. (2021). Saturna gredzenu seismoloģija atklāj difūzu kodolu.Saturna gredzenu viļņi liecina par plašu kodola pārejas apgabalu.
- Morf, L., & Helled, R. (2025). Ledus vai ieži? Konvektīvi vai stabili? Jauni Urāna un Neptūna iekšējās uzbūves modeļi.Pieejamos planētu mērījumu datus var izskaidrot gan ar ūdeni bagāta, gan ar iežiem bagāta iekšējā uzbūve.
- Andrews un citi (2018). Disku smalkstruktūru pētījums ar augstu leņķisko izšķirtspēju (DSHARP): I. Motivācija, izlase, kalibrēšana un pārskatsDivdesmit spožu, lielu disku pārskata pētījums atklāj, ka smalkstruktūras tajos ir plaši izplatītas.
- Haffert un citi (2019). Divas matēriju akrēcējošas protoplanētas ap jaunu zvaigzni PDS 70Ūdeņraža starojums atklāj, ka matērijas akrēcija divās PDS 70 sistēmas protoplanētās joprojām turpinās.
- Mollière un citi (2022). Eksoplanētu atmosfēru sastāva interpretācija: jutība pret planētu veidošanās pieņēmumiemAtmosfēras ķīmija ierobežo iespējamos veidošanās scenārijus, taču tās interpretācija ir atkarīga no diska modeļiem.
- Ghezzi, Montet & Johnson (2018). Bijusī A tipa zvaigzne jaunā gaismā: atjaunināts milzu planētu izplatības biežums atkarībā no zvaigžņu metāliskuma un masasPārskata pētījumu dati saista milzu planētu izplatību ar zvaigžņu masu un metālu daudzumu.
- Dawson & Johnson (2018). Karsto Jupiteru izcelsmeSalīdzināti piedāvātie skaidrojumi par ļoti īsa perioda orbītās riņķojošo milzu planētu izcelsmi.
- Spiegel, Burrows & Milsom (2011). Deitērija degšanas masas robeža brūnajiem punduriem un milzu planētāmParādīts, kāpēc deitērija degšanas masas slieksnis ir atkarīgs no sastāva.
Visi šīs nodaļas raksti
- Protoplanetārie diski: planētu dzimšanas vietas
- Planetezimāļu akrēcija
- Zemes tipa pasauļu veidošanās
- Gāzes un ledus milži — jūs esat šeit
- Orbītu dinamika un migrācija
- Pavadoņi un gredzeni
- Asteroīdi, komētas un pundurplanētas
- Eksoplanētu daudzveidība
- Apdzīvojamās zonas jēdziens
- Nākotnes planetoloģijas pētījumi