Dujiniai ir ledo milžinai

Gass- og isgiganter

Vekst av massive kjerner utenfor kuldegrensen, med tiltrekning av tykke hydrogen–helium-skall

1. Utenfor kuldegrensen

I protoplanetariske skiver, i regionen utenfor en viss avstand fra stjernen – ofte kalt kuldelinjen (snølinjen) – kan vann og andre flyktige stoffer fryse til ispartikler. Dette har stor betydning for planetdannelse:

  1. Isberikede faste partikler: Lavere temperaturer tillater vann, ammoniakk, metan og andre flyktige stoffer å kondensere på støvkorn, noe som øker den totale massen av faste materialer.
  2. Større kjerner av faste partikler: Denne masseøkningen hjelper planetariske embryoer med å raskt akkumulere materiale og nå en kritisk masse for å tiltrekke tåke-gasser.

Derfor kan planeter som dannes i den ytre delen av skiven få tykke hydrogen–helium-skall og bli gassgiganter (som Jupiter eller Saturn) eller iskjemper (Uranus og Neptun). Mens terrestriske planeter i den varme indre skiven forblir relativt små og hovedsakelig steinete, kan disse ytre skiveplanetene nå titalls eller hundrevis av jordmasser, og påvirker dermed systemets planetariske arkitektur betydelig.

2. Kjerneakkresjonsmodellen

2.1 Hovedforutsetning

Den bredt anerkjente kjerneakkresjonsmodellen hevder:

  1. Vekst av fast kjerne: Den planetariske embryoen (opprinnelig en isberiket protoplanetarisk kropp) akkumulerer lokale faste partikler til den når ~5–10 MJord.
  2. Gassakkresjon: Når kjernen blir tilstrekkelig massiv, tiltrekker den raskt gravitasjonelt hydrogen–helium fra disken, og ukontrollert skallakkresjon begynner.
  3. Ukontrollert vekst: Slik dannes Jupiter-lignende gassgiganter eller mellomstore «isgiganter» hvis diskforholdene er mindre gunstige for skallakkresjon eller disken forsvinner tidligere.

Denne modellen forklarer pålitelig eksistensen av massive H/He-skall rundt jovianske planeter og mer beskjedne skall hos «isgiganter», som kanskje dannet seg senere, tiltrakk gass langsommere eller mistet deler av skallet på grunn av stjerne- eller diskprosesser.

2.2 Diskens levetid og rask dannelse

Gassgiganter må dannes før gassen i disken forsvinner (innen ~3–10 millioner år). Hvis kjernen vokser for sakte, rekker ikke protoplaneten å akkumulere mye hydrogen–helium. Studier av unge stjernehoper viser at disker forsvinner ganske raskt, noe som støtter at dannelsen av gassgiganter må skje raskt nok til å utnytte det kortvarige gassreservoaret [1], [2].

2.3 Sammentrekning og avkjøling av skallet

Når kjernen overskrider kritisk masse, går et innledende grunt atmosfærelag over i en ukontrollert fase av gassakkresjon. Når skallet vokser, stråles gravitasjonsenergi ut, noe som gjør at skallet kan trekke seg sammen og tiltrekke enda mer gass. Denne positive tilbakemeldingen kan danne endelige planeter med ~titalls eller hundrevis av jordmasser, avhengig av lokal diskdensitet, tid og faktorer som type II migrasjon eller hulldannelse i disken.

3. Kuldelinjer og betydningen av isete faste partikler

3.1 Flyktige forbindelser og økt masse av faste partikler

På den ytre disken, der temperaturen faller under ~170 K (for vann, selv om den eksakte grensen avhenger av diskens parametere), kondenserer vanndamp, noe som øker overflatedensiteten av faste partikler med 2–4 ganger. Også andre iser (CO, CO2, NH3) faller ut ved enda lavere temperaturer lenger unna stjernen, noe som gjør mengden faste stoffer enda større. Denne overfloden av isberikede planetesimaler fører til raskere voksende kjerner, noe som er den viktigste forutsetningen for dannelsen av gass- og isgiganter [3], [4].

3.2 Hvorfor blir noen gassgiganter, mens andre blir isgiganter?

  • Gassgiganter (f.eks. Jupiter, Saturn): Deres kjerner dannes raskt nok (>10 jordmasser) til å kunne overta et enormt lag av hydrogen–helium fra skiven.
  • Isgiganter (f.eks. Uranus, Neptun): Kan ha dannet seg senere, akkresjonert saktere eller opplevd større skivedispersjon, og dermed fått et mindre gasskall, hvorav en stor del av massen består av is av vann/ammoniakk/metan.

Så om en planet blir en «joviansk gigant» eller en «neptunisk isgigant» avhenger av tettheten av faste partikler, kjerneveksthastigheten og det ytre miljøet (f.eks. fotoevaporasjon fra nærliggende massive stjerner).

4. Vekst av massive kjerner

4.1 Planetesimalakkresjon

Basert på den stive kjerneakkresjonsmodellen dannes isplanetesimaler (fra km-størrelse og oppover) gjennom kollisjoner eller streaming-instabilitet. Når protoplaneten når ~1000 km størrelse eller større, forsterker den gravitasjonskollisjoner med de gjenværende planetesimalene:

  1. Oligarkisk vekst: Flere store protoplaneter dominerer regionen og «rydder» mindre kroppspopulasjoner.
  2. Reduksjon av fragmentering: Lavere kollisjonsfart (på grunn av delvis gassdemping) fremmer akkresjon fremfor fragmentering.
  3. Tidsrammer: Kjernen må nå ~5–10 MJord innen noen få millioner år for å kunne utnytte skivens gass [5], [6].

4.2 «Steinpartikkel»-akkresjon

En annen mekanisme er «steinpartikkel»-akkresjon:

  • Steinpartikler (mm–cm) driver i skiven.
  • En tilstrekkelig massiv protokjerne kan gravitasjonsmessig «fange» steinpartikler og vokse svært raskt.
  • Dette akselererer overgangen til en super-Jord eller gigantkjerne, noe som er avgjørende for å starte skallakkresjonen.

Når kjernen når den kritiske massen, starter ukontrollert gassakkresjon, som fører til dannelsen av en gassgigant eller isgigant, avhengig av den endelige skallmassen og skiveforholdene.

5. Skallakkresjon og gassdominerte planeter

5.1 Ukontrollert skallvekst

Når kjernen overskrider den kritiske massen, har pro-gigantplaneten først en svak atmosfære som går over i en ukontrollert fase med gassakkresjon. Når skallet utvider seg, stråles gravitasjonsenergi ut, noe som gjør det mulig å trekke til seg tåke-gass enda mer. Den avgjørende begrensende faktoren er ofte å forsyne skiven med og fornye gass, eller planetens evne til å kjøle og trekke til seg sitt skall. Modeller viser at hvis en ~10 MJord kjerne dannes, kan skallmassen vokse til titalls eller hundrevis av jordmasser, hvis skiven vedvarer [7], [8].

5.2 Banedannelse og type II migrasjon

En tilstrekkelig massiv planet kan rydde en bane i disken gjennom tidevannssvingninger som overstiger de lokale disktrykk-kreftene. Dette endrer gassforsyningen og fører til type II migrasjon, hvor planetens orbitale utvikling avhenger av diskens viskositet. Noen giganter kan migrere innover (danner "varme Jupitere") hvis disken ikke forsvinner raskt nok, mens andre forblir i eller utenfor dannelsessonen hvis diskforholdene hemmer migrasjon eller hvis flere giganter fanges i resonanser.

5.3 Ulike endelige utfall for gassgiganter

  • Jupiter-lignende: Svært massive, stor kappe (~300 Jordmasser), ~10–20 Jordmasser i kjernen.
  • Saturn-lignende: Mellomstor kappe (~90 Jordmasser), men med tydelig dominans av hydrogen og helium.
  • Sub-jovianske: Lavere total masse eller ufullstendig ukontrollert vekst.
  • Brune dverger: Ved ~13 Jupiter-masser oppstår grensen mellom gassgiganter og sub-stellar brune dverger, selv om dannelsesmekanismene kan variere.

6. Isgiganter: Uranus og Neptun

6.1 Dannelsen i den ytre disken

Isgiganter som Uranus og Neptun har en total masse på omtrent 10–20 Jordmasser, med ~1–3 MJord i kjernen og bare noen få Jordmasser i hydrogen/helium-kappen. De antas å ha dannet seg utenfor 15–20 AU, hvor diskens tetthet er lavere og akkresjonshastighetene reduseres på grunn av større avstand. Årsakene til deres dannelse skiller seg fra Jupiter/Saturn:

  • Sen dannelse: Kjernen nådde kritisk masse ganske sent, mens disken allerede var i oppløsning, noe som førte til mindre gassakkresjon.
  • Raskere diskforvitring: Mindre tid eller ekstern stråling reduserte gassreservene.
  • Orbital migrasjon: De kan ha dannet seg nærmere eller lenger unna og blitt skjøvet til nåværende baner på grunn av interaksjoner med andre giganter.

6.2 Sammensetning og indre struktur

Isgigantene inneholder mye vann/ammoniakk/metanis, flyktige forbindelser som kondenserte i den kalde ytre sonen. Deres høyere tetthet sammenlignet med rene H/He-giganter indikerer flere "tunge elementer". Den indre strukturen kan være lagdelt: stein/metallkjerne, en vannmantel med oppløst ammoniakk/metan, og et relativt tynt H–He-lag på toppen.

6.3 Eksoplanetære analoger

Mange eksoplaneter kalt "mini-Neptuner" har en masse som ligger mellom super-Jordene (~2–10 MJord) og Saturn. Dette antyder at delvis eller ufullstendig kappeakkresjon er ganske vanlig så snart en middels stor kjerne dannes — en dynamikk som ligner på dannelsen av en "isgigant" rundt mange stjerner.

7. Observasjonsverifisering og teoretiske vurderinger

7.1 Observasjon av dannende kjemper i disker

ALMA-oppdagede ring-/gapmønstre kan være skåret ut av kjernene til kjempeplaneter. Noen direkte bildefangst-instrumenter (f.eks. SPHERE/GPI) prøver å oppdage unge gigantiske legemer som fortsatt er nedsenket i disken. Slike funn bekrefter trekk og masseakkumulering som angitt i kjerneakkresjonsteorien.

7.2 Sammensetningsledetråder fra atmosfæriske spektra

Spektrene til eksoplanet-kjemper (fra transitt eller direkte observasjon) avslører atmosfærens "metallisitet", som indikerer mengden tunge elementer. Observasjoner av Saturns og Jupiters atmosfærer viser også spor av disk-kjemi under dannelsen, f.eks. C/O-forhold eller edelgassinnhold. Forskjeller kan indikere planetesimalakkresjon eller dynamisk migrasjonsbane.

7.3 Migrasjonseffekt og systemarkitektur

Eksoplanetundersøkelser viser mange systemer med varme Jupitere eller flere jovianske planeter nær stjernen. Dette indikerer at dannelsen av kjempeplaneter og interaksjoner i disken eller mellom planeter kan flytte baner betydelig. De ytre gass-/is-kjemperne i vårt solsystem påvirket den endelige fordelingen ved å spre kometer og mindre legemer, og kan ha hjulpet til med å beskytte Jorden mot større migrasjonsrisiko (f.eks. inn mot Jupiter eller Saturn).

8. Kosmologiske konsekvenser og mangfold

8.1 Stjerners metallisitetseffekt

Stjerner med høyere metallisitet (høyere andel tunge elementer) har vanligvis oftere kjempeplaneter. Studier viser en sterk korrelasjon mellom stjernens jerninnhold og sannsynligheten for kjempeplaneter. Dette skyldes sannsynligvis mer støv i disken, som akselererer kjernevekst. Disker med lav metallisitet danner ofte færre eller mindre kjemper, eller kanskje flere steinete/"havverdener".

8.2 Brun dverg-"ørken"?

Når gassakkresjon når ~13 Jupiter-masser, blir skillet mellom kjempeplaneter og sub-stjerne brune dverger uklart. Observasjoner viser en "brun dverg-ørken" nær sol-lignende stjerner (brune dverger er sjeldne på korte avstander), muligens fordi legemer i denne masseområdet dannes på en annen måte, og diskfragmentering sjelden gir stabile baner i dette masseområdet.

8.3 Stjerner med lav masse (M-dverger)

M-dverger (stjerner med lavere masse) har vanligvis disker med lavere masse. Det er lettere å danne mini-Neptuner eller super-Jorder i disse enn planeter på størrelse med Jupiter, selv om det finnes unntak. Forholdet mellom diskens masse og stjernens masse forklarer hvorfor vi oftere finner Neptuner eller steinete super-Jorder rundt mindre stjerner.

9. Konklusjon

Gass- og isgiganter er noen av de mest massive resultatene av planetdannelse, som oppstår utenfor frostlinjen i protoplanetariske disker. Deres kraftige kjerner, raskt dannet fra isberikede planetesimaler, tiltrekker seg tykke hydrogen–helium-skall så lenge disken er rik på gass. De endelige konsekvensene – jovianske giganter med enorme skall, Saturn-analoger prydet med ringer, eller mindre «isgiganter» – avhenger av diskens egenskaper, dannelseshastighet og migrasjonsforløp. Observasjoner av eksoplanetgiganter og gap i unge støvskiver viser at denne prosessen er utbredt og gir mangfold i baner og sammensetning for gigantplaneter.

I henhold til kjerneakkresjons-modellen ser veien nyansert ut: en isberiket kropp krysser flere jordmasser, utløser ukontrollert gassakkresjon og blir et massivt H/He-reservoar som i stor grad påvirker hele planetsystemets oppsett – ved å spre eller ordne mindre legemer, skaper den en hovedsakelig dynamisk kontekst. Mens vi fortsetter å observere ALMA-ringstrukturer, spektraldata for gassgigantenes atmosfærer og eksoplanetstatistikk, blir vår forståelse av hvordan kalde protoplanetariske disksoner dyrker de største medlemmene i planetfamiliene stadig dypere.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and 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). “Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Giant planet formation, evolution, and internal structure.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Formation of the giant planets.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Characterization of exoplanets from their formation. I. Models of combined planet formation and evolution.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Extrasolar planet formation.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Gå tilbake til bloggen