Dujiniai ir ledo milžinai

Gas- en ijsreuzen

Groei van massieve kernen buiten de koude grens, met aantrekking van dikke waterstof-helioomhulsels

1. Buiten de koude grens

In protoplanetaire schijven, in het gebied buiten een bepaalde afstand van de ster – vaak de koude lijn (sneeuwlijn) genoemd – kunnen water en andere vluchtige stoffen bevriezen tot ijskorrels. Dit is van groot belang voor de planeetvorming:

  1. Met ijs verrijkte vaste deeltjes: Lagere temperaturen maken het mogelijk dat water, ammoniak, methaan en andere vluchtige stoffen condenseren op stofkorrels, waardoor de totale massa van vaste stoffen toeneemt.
  2. Grotere kernen van vaste deeltjes: Deze toename in massa helpt planetaire embryo's om snel materiaal te verzamelen en een kritische massa te bereiken om nevelgassen aan te trekken.

Daardoor kunnen planeten die zich in het buitenste deel van de schijf vormen, dikke waterstof-helioomhulsels krijgen en gasreuzen worden (zoals Jupiter of Saturnus) of ijsreuzen (Uranus en Neptunus). Terwijl terrestrische planeten in de hete binnenste schijf relatief klein en voornamelijk rotsachtig blijven, kunnen deze buitenste schijfplaneten tientallen tot honderden aardmassa's bereiken, wat een grote invloed heeft op de algemene planetaire architectuur van het systeem.

2. Kernaccumulatiemodel

2.1 Hoofdaanname

Het breed erkende kernaccumulatiemodel stelt:

  1. Groei van de vaste kern: Het planetaire embryo (aanvankelijk een ijsverrijkte protoplaneet) accreteert lokale vaste deeltjes totdat het ~5–10 MAarde bereikt.
  2. Gasaccumulatie: Wanneer de kern massief genoeg wordt, trekt hij snel gravitatiegewijs waterstof–helium aan uit de schijf, wat leidt tot onbeheersbare mantelaccretie.
  3. Onbeheersbare groei: Zo ontstaan Jupiter-achtige gasreuzen of middelgrote “ijsreuzen”, als de schijfcondities minder gunstig zijn voor mantelaccumulatie of de schijf eerder verdampt.

Dit model verklaart betrouwbaar het bestaan van massieve H/He mantels bij joviaanse planeten en bescheidener mantels bij “ijsreuzen”, die mogelijk later gevormd zijn, gas langzamer aantrokken hebben of een deel van hun mantel verloren door processen van de ster of schijf.

2.2 Levensduur van de schijf en snelle vorming

Gasreuzen moeten zich vormen vóór het verdampen van het schijfgas (binnen ~3–10 miljoen jaar). Als de kern te langzaam groeit, kan de protoplaneet niet genoeg waterstof–helium aantrekken. Onderzoek in jonge sterrenhopen toont aan dat schijven vrij snel verdwijnen, wat ondersteunt dat de vorming van reuzenplaneten snel genoeg moet verlopen om het kortstondige gasreservoir te benutten [1], [2].

2.3 Krimp en afkoeling van de mantel

Zodra de kern de kritische massa overschrijdt, gaat een aanvankelijk ondiepe atmosfeer over in een onbeheersbare fase van gasaccumulatie. Terwijl de mantel groeit, wordt gravitatie-energie uitgestraald, waardoor de mantel kan krimpen en nog meer gas kan aantrekken. Deze positieve feedback kan leiden tot uiteindelijke planeten met ~tientallen tot honderden aardmassa's, afhankelijk van de lokale schijfdichtheid, tijd en factoren zoals type II migratie of spleetvorming in de schijf.

3. Koude lijnen en het belang van ijzige vaste deeltjes

3.1 Vluchtige verbindingen en verhoogde massa van vaste deeltjes

In de buitenste schijf, waar de temperatuur daalt tot onder ~170 K (voor water, hoewel de exacte grens afhangt van de schijfparameters), condenseren waterdamp en neemt de oppervlaktedichtheid van vaste deeltjes toe met een factor 2–4. Ook andere ijssoorten (CO, CO2, NH3) slaan neer bij nog lagere temperaturen verder van de ster vandaan, waardoor de hoeveelheid vaste stoffen nog groter wordt. Deze overvloed aan ijsverrijkte planetesimalen leidt tot sneller groeiende kernen, wat de belangrijkste voorwaarde is voor de vorming van gas- en ijsreuzen [3], [4].

3.2 Waarom worden sommigen gasreuzen en anderen ijsreuzen?

  • Gasreuzen (bijv. Jupiter, Saturnus): Hun kernen vormen zich snel genoeg (>10 aardmassa's) om een enorme waterstof-heliafzetting uit de schijf te verkrijgen.
  • IJsreuzen (bijv. Uranus, Neptunus): Kunnen later gevormd zijn, langzamer accreterend of onderhevig aan grotere schijfdispersie, waardoor ze een kleinere gasmantel kregen en een groot deel van hun massa uit water/ammoniak/methaanijs bestaat.

Dus of een planeet een "joviale reus" of een "Neptunische ijsreus" wordt, wordt bepaald door de dichtheid van vaste deeltjes, de groeisnelheid van de kern en de externe omgeving (bijv. fotoverdamping door nabijgelegen massieve sterren).

4. Groei van massieve kernen

4.1 Planetesimale accretie

Volgens het rigide kernaccretie model vormen ijsplanetesimalen (van km-grootte en groter) zich door botsingen of streaming-instabiliteit. Wanneer een protoplaneet ~1000 km groot wordt of groter, versterkt hij de gravitatiebotsingen met de resterende planetesimalen:

  1. Oligarchische groei: Enkele grote protoplaneten domineren het gebied en "vegen" kleinere lichaamspopulaties weg.
  2. Vermindering van fragmentatie: Lagere botsingssnelheden (door gedeeltelijke gasdemping) bevorderen accretie in plaats van vernietiging.
  3. Tijdschalen: De kern moet ~5–10 MEarth bereiken binnen enkele miljoenen jaren om gebruik te kunnen maken van het schijfgas [5], [6].

4.2 "Steentjes" accretie

Een ander mechanisme is "steentjes" accretie:

  • Steentjes (mm–cm) drijven door de schijf.
  • Een voldoende massieve protokern kan die steentjes gravitatiegewijs "vangen" en zo snel groeien.
  • Dit versnelt de overgang naar een super-Aarde of reuzenkern, wat cruciaal is om mantelaccretie te starten.

Wanneer de kern de kritieke massa bereikt, begint onbeheersbare gasaccretie, wat leidt tot een gasreus of ijsreus, afhankelijk van de uiteindelijke mantelmassa en de schijfcondities.

5. Mantelaccretie en gasgedomineerde planeten

5.1 Onbeheersbare mantelgroei

Wanneer de kern de kritieke massa overschrijdt, heeft de pro-reusachtige planeet aanvankelijk een zwakke atmosfeer die overgaat in een onbeheersbare fase van gasaanzuiging. Terwijl de mantel zich uitbreidt, wordt gravitatie-energie uitgestraald, wat het aantrekken van nevelgas verder bevordert. Een essentiële beperkende factor is vaak het aanvoeren en vernieuwen van gas naar de schijf of het vermogen van de planeet om zijn mantel te koelen en aan te trekken. Modellen tonen aan dat als een kern van ~10 MEarth gevormd wordt, de mantelmassa kan groeien tot tientallen of honderden aardmassa's, mits de schijf blijft bestaan [7], [8].

5.2 Gapvorming en type II migratie

Een voldoende massieve planeet kan een gap creëren in de schijf door getijdenkrachten die de lokale schijfdruk overtreffen. Dit verandert de gasaanvoer en leidt tot type II migratie, waarbij de orbitale evolutie van de planeet afhangt van de viscositeit van de schijf. Sommige reuzen kunnen naar binnen migreren (waardoor "hete Jupiters" ontstaan) als de schijf niet snel genoeg verdwijnt, terwijl anderen in hun vormingszone of verder blijven als de schijfcondities migratie remmen of als meerdere reuzen in resonantie samenkomen.

5.3 Diverse eindstadia van gasreuzen

  • Jupiter-achtig: Zeer massief, grote mantel (~300 Aardmassa's), ~10–20 Aardmassa's kern.
  • Saturnus-achtig: Tussenmaat mantel (~90 Aardmassa's), maar toch duidelijke dominantie van waterstof–helium.
  • Sub-jovianen: Lagere totale massa of onvoltooide onbeheersbare groei.
  • Bruine dwergen: Bij ~13 Jupitermassa's ontstaat de grens tussen reuzenplaneten en sub-stellaire bruine dwergen, hoewel de vormingsmechanismen kunnen verschillen.

6. IJsreuzen: Uranus en Neptunus

6.1 Vorming in de verre schijf

IJsreuzen zoals Uranus en Neptunus hebben een totale massa van ongeveer 10–20 Aardmassa's, waarvan ~1–3 MŽemės in de kern en slechts enkele aardmassa's in de waterstof/helium mantel. Men denkt dat ze zijn ontstaan op 15–20 AE, waar de schijfdichtheid lager is en de accretiesnelheid wordt vertraagd door de grotere afstand. De oorzaken van hun vorming verschillen van die van Jupiter/Saturnus:

  • Late vorming: De kern bereikte vrij laat een kritische massa, terwijl de schijf al aan het verdwijnen was, waardoor minder gas werd aangetrokken.
  • Snellere schijfverdwijning: Minder tijd of externe straling verminderde de gasreserves.
  • Orbitale migratie: Ze konden iets dichterbij of verder weg gevormd zijn en door interacties met andere reuzen naar hun huidige banen zijn geduwd.

6.2 Samenstelling en interne structuur

IJsreuzen bevatten veel water/ammoniak/methaanijs — vluchtige verbindingen die condenseerden in de koude buitenste zone. Hun hogere dichtheid vergeleken met de lichte H/He-reuzen wijst op meer "zware elementen". De interne structuur kan gelaagd zijn: een rotsachtige/metalen kern, een watermantel met opgelost ammoniak/methaan en een relatief dunne H–He-laag aan de bovenkant.

6.3 Exoplanetaire analogen

Veel exoplaneten, genaamd "mini-Neptunussen", hebben qua massa een tussenpositie tussen super-Aardes (~2–10 MŽemės) en Saturnus. Dit wijst erop dat een gedeeltelijk of onvoltooid accretieproces van de mantel vrij vaak voorkomt zodra er ten minste een middelgrote kern is gevormd — een dynamiek vergelijkbaar met de vorming van een "ijsreus" rond veel sterren.

7. Verificatie van waarnemingen en theoretische overwegingen

7.1 Waarnemingen van vormende reuzen in schijven

ALMA ontdekte ringen/gap-patronen kunnen zijn uitgehouwen door de kernen van reuzenplaneten. Sommige directe beeldvormingsinstrumenten (zoals SPHERE/GPI) proberen jonge gigantische objecten te detecteren die nog in de schijf zijn ondergedompeld. Dergelijke detecties bevestigen de trekkrachten en massa-accretie die in de kernaccretietheorie worden beschreven.

7.2 Samenstellingsindicaties uit atmosferische spectra

Spectra van exoplaneetreuzen (via transit of directe waarneming) onthullen de "metalliciteit" van de atmosfeer, wat aangeeft hoeveel zware elementen erin aanwezig zijn. Bij het observeren van de atmosferen van Saturnus en Jupiter zijn ook sporen van schijfchemie zichtbaar tijdens hun vorming, zoals de C/O-verhouding of het gehalte aan edelgassen. Verschillen kunnen wijzen op accretie van planetesimalen of het pad van dynamische migratie.

7.3 Effect van migratie en systeemarchitectuur

Exoplaneetonderzoeken tonen veel systemen met hete Jupiters of meerdere joviaanse planeten dicht bij de ster. Dit wijst erop dat de vorming van reuzenplaneten en de interactie tussen schijf of planeten banen sterk kan verplaatsen. De buitenste gas-/ijsreuzen van ons zonnestelsel bepaalden de uiteindelijke rangschikking door kometen en kleinere lichamen te verstrooien, en konden zo ook helpen de Aarde te beschermen tegen een grotere migratierisico (bijvoorbeeld migratie van Jupiter of Saturnus naar binnen).

8. Kosmologische gevolgen en diversiteit

8.1 Invloed van de metalliciteit van sterren

Sterren met een hogere metalliciteit (een groter aandeel zware elementen) hebben doorgaans vaker reuzenplaneten. Onderzoeken tonen een sterke correlatie tussen het ijzergehalte van de ster en de kans op reuzenplaneten. Dit hangt waarschijnlijk samen met een grotere hoeveelheid stof in de schijf, wat de kernvorming versnelt. Schijven met lage metalliciteit vormen vaak minder of kleinere reuzen, of juist meer rotsachtige/"oceaan"-werelden.

8.2 De "woestijn" van bruine dwergen?

Wanneer gasaccretie overgaat naar ongeveer 13 Jupitermassa's, wordt de grens tussen reuzenplaneten en sub-stellaire bruine dwergen onduidelijk. Waarnemingen tonen een "bruine dwerg woestijn" nabij zonachtige sterren (bruine dwergen worden zelden op korte afstand gevonden), mogelijk omdat lichamen van die massa een ander vormingsmechanisme hebben en schijffragmentatie zelden stabiele banen oplevert in dat massabereik.

8.3 Sterren met een lage massa (M-dwergen)

M-dwergen (sterren met een kleinere massa) hebben doorgaans schijven met een kleinere massa. Het is gemakkelijker om mini-Neptunussen of super-Aardes te vormen dan planeten ter grootte van Jupiter, hoewel er uitzonderingen zijn. De relatie tussen de schijfmassa en de stermassa verklaart waarom we rond kleinere sterren vaker Neptunussen of rotsachtige super-Aardes aantreffen.

9. Conclusie

Gas- en ijsreuzen zijn enkele van de meest massieve resultaten van planetaire vorming, die ontstaan buiten de vrieslijn in protoplanetaire schijven. Hun krachtige kernen, snel gevormd uit met ijs verrijkte planetesimalen, trekken dikke waterstof-helioomhulsels aan zolang er veel gas in de schijf is. De uiteindelijke uitkomsten – joviaanse reuzen met enorme omhulsels, Saturnus-analogen met ringen of kleinere "ijsreuzen" – hangen af van de eigenschappen van de schijf, het vormingssnelheid en migratieverloop. Waarnemingen van exoplaneetreuzen en gaten in jonge stofschijven tonen aan dat dit proces wijdverspreid is en leidt tot diversiteit in banen en samenstelling van reuzenplaneten.

Volgens het kernaccretie-model lijkt het proces genuanceerd: een met ijs verrijkt lichaam overschrijdt enkele aardmassa's, veroorzaakt een oncontroleerbare gasaanhechting en wordt een massieve H/He-reservoir, die grotendeels de rangschikking van het hele planetenstelsel beïnvloedt – door kleinere lichamen te verstrooien of te ordenen, creëert het de belangrijkste dynamische context. Terwijl we ALMA-ringstructuren, spectra van reuzenatmosferen en exoplaneetstatistieken blijven observeren, verdiept ons begrip van hoe koude zones in protoplanetaire schijven de grootste leden van planetenfamilies voortbrengen.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). "Vorming van de reuzenplaneten door gelijktijdige accretie van vaste stoffen en gas." Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and Planets. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). "Snelle groei van gasreus-kernen door pebble-accretie." Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). "Vorming, evolutie en interne structuur van reuzenplaneten." Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). "Vorming van de reuzenplaneten." Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). "Karakterisering van exoplaneten vanuit hun vorming. I. Modellen van gecombineerde planeetvorming en evolutie." Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). "De groei van planeten door pebble-accretie in evoluerende protoplanetaire schijven." Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). "Vorming van extrasolaire planeten." Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Keer terug naar de blog