Gass- og isgiganter

Jupiter og Saturn er gasskjemper: Mesteparten av massen deres består av hydrogen og helium. De inneholder også tyngre grunnstoffer fordelt i de indre delene, med en mer kompleks struktur enn en liten, tydelig avgrenset fast kjerne under et gasshylster.[3]

Uranus og Neptun har også hydrogen- og heliumhylstre, men mesteparten av massen deres består av tyngre grunnstoffer. Astronomer kaller dem tradisjonelt iskjemper, fordi vann, ammoniakk og metan kan være blant materialene de ble dannet av. Navnet i seg selv innebærer ikke at vann utgjør en bestemt andel av dem, eller at de har en mantel av vanlig, frossen is.[4]

Massene er avrundet i samsvar med planetparametrene oppgitt av NASA JPL. Dette er totale masser, ikke målinger av massen til enkeltkjerner.[1]

Utenfor snøgrensen for et bestemt materiale gjør de lokale forholdene at det kan kondensere til is. Faseovergangene for vann, karbondioksid og karbonmonoksid skjer under ulike forhold. Plasseringen av disse grensene avhenger av temperatur, trykk og skivens utvikling, så det finnes ingen enkelt, uforanderlig frysegrense som gjelder for alle flyktige stoffer.[5]

Der isen består, øker den mengden fast materiale som er tilgjengelig. Drivende partikler kan også omfordele disse ressursene. Dette kan hjelpe et legeme i vekst, men verken et kaldt sted eller det å krysse vannets snøgrense garanterer at det dannes en gasskjempe.[5]

En planet kan endre sin egen tilførsel av materiale

En planet med tilstrekkelig sterk påvirkning kan endre trykkprofilen i skiven og skape et trykkmaksimum utenfor banen sin. Dette begrenser strømmen av småstein som kommer inn. Denne prosessen kalles småsteinsisolasjon. Massen dette skjer ved, avhenger av forholdene i skiven, og små partikler kan fortsatt slippe gjennom.[7]

Isolasjon skaper ikke en gasskjempe av seg selv. Hvis et slikt legeme er for lite, eller skallet utvikler seg for sakte, er det ikke sikkert at resten av skivens levetid er lang nok til å samle opp store mengder gass.[7]

Planetens gravitasjon trekker til seg gass, men kompresjonen varmer den opp. Trykket bidrar da til at skallet motstår gravitasjonen. For å kunne samle effektivt mer gass må skallet miste energi og trekke seg sammen. Fordi det må kjøles ned, kan gassoppsamlingen i starten gå langt saktere enn den enkle «støvsuger»-forestillingen skulle tilsi.[8]

Oppsamling av fast materiale tilfører også varme

Fast materiale som faller inn på planeten, frigjør energi. Derfor kan fortsatt akkresjon av småstein bidra til å holde kappen varm. Når denne oppvarmingen avtar, for eksempel fordi tilførselen av småstein opphører, kan avkjøling og gassoppsamling gå raskere.[9]

Opasiteten er også viktig; den beskriver hvor lett stråling passerer gjennom materialet. En kappe som holder effektivt på varmen, kan utvikle seg annerledes enn en som lettere stråler ut energi. Forholdene i den omkringliggende skiven påvirker også resultatet.[8]

Kappens egen gravitasjon blir viktig

Når gass samles opp, kan dens egen gravitasjon påskynde sammentrekningen og videre akkresjon. Når massene til kappen og kjernen blir omtrent like store, nærmer man seg i mange modeller løpsk gassakkresjon: rask vekst som kan danne en planet dominert av hydrogen og helium, så lenge det fortsatt finnes gass.[11]

Når planeten først kan samle gass raskt, blir skivens evne til å tilføre den avgjørende. Gass må strømme gjennom den omkringliggende skiven og inn i planetens omgivelser. Gassforsyningen kan begynne å begrense veksten, snarere enn kappens evne til å kjøles ned.[10]

En åpning stanser ikke all strøm

Et mindre tett område kan dannes rundt planetens bane som følge av gravitasjonsmomentene fra en massiv planet. Om det dannes en dyp åpning, avhenger av planetens gravitasjon, gasstrykket og transporten av dreieimpuls i skiven. Vanligvis er åpningen en uttynning av materialet, ikke en tom grøft.[12]

Gass kan krysse en åpning som planeten har dannet, og fortsette å bli tilført planeten eller den indre delen av skiven. Åpningen endrer gasstrømmen som tilføres, men den bestemmer ikke én universell sluttmasse for planeten.[10], [13]

Det opprinnelige gassreservoaret forsvinner til slutt

Det blir mindre gass på grunn av akkresjon på stjernen og vinder fra skiven. Skivenes levetid varierer; det finnes ikke et obligatorisk intervall på 3–10 millioner år for alle systemer. Kjempen må samle opp sin store opprinnelige hydrogen- og heliumkappe mens det fortsatt finnes et egnet gassreservoar, selv om kollisjoner og endringer i banene kan fortsette senere.[14]

Dannelsen av en iskjempe krever en balanse. I modellene må det samle seg opp betydelige mengder tyngre materiale, samtidig som hydrogen- og heliumkappen forblir forholdsvis liten. Forhold som gjør det effektivt å samle fast materiale, kan også gjøre at planeten samler nok gass til å bli en gasskjempe i stedet for en iskjempe.[16]

Mulige utviklingsscenarier varierer med veksttidspunkt, oppvarming forårsaket av innfallende fast materiale og hvor mye gass som er tilgjengelig etter hvert som skiven forsvinner. Påstanden «De ble dannet for sent» kan være en del av en modell, men er ikke en bekreftet forklaring på hva som skjedde med begge planetene.[16], [9]

Dannelsen av begge planetene må passe med det samme systemet i endring

En modelleringsstudie fra 2023 fulgte utviklingen til småstein, planetesimaler og gass samtidig. Resultatene for dannelsen av begge planetene – Uranus og Neptun – var følsomme for endringer i de opprinnelige planetkimenes størrelse og veksthistorie. Dette viser hvorfor det er enklere å gjenskape massen til én planet enn å forklare dannelsen av begge planetene med én sammenhengende modell av forholdene i skiven.[17]

Migrasjon og gigantiske kollisjoner kan også ha påvirket utviklingen deres. Avstandene deres i dag angir ikke hvor de ble dannet, og tilgjengelige data gjør det ikke mulig å fastslå én bestemt hendelsesrekkefølge.[4]

De velkjente skybeltene viser bare overflaten. Dypt under dem endrer økende trykk materialets egenskaper. I det indre av Jupiter og Saturn blir hydrogen til en tett væske, og ved tilstrekkelig høyt trykk til elektrisk ledende metallisk hydrogen. «Gasskjempe» betyr ikke at hele planeten består av vanlige gasser med lav tetthet.[3]

Forholdet mellom is og stein er fortsatt et åpent spørsmål

Nyere modeller for indre struktur kan samsvare med tilgjengelige målinger av Uranus og Neptun, enten de forutsetter en sammensetning med mye vann eller mye stein. Materialet i dypet kan være i form av tette fluider eller andre høytrykksfaser. Den vanlige modellen, der en liten steinkjerne er omgitt av en tykk, ensartet iskappe, er én mulig modell, ikke en direkte observert struktur.[21]

På grunn av blanding og utvikling bevarer de nåværende kjerneområdene ikke nødvendigvis planetens opprinnelige fordeling av fast stoff.[3]

Diskbilder avslører struktur

ALMA-bilder viser ringer, gap og andre mønstre i støvstrålingen. Prosjekter som DSHARP kartlegger disse strukturene i detalj. En planet kan bidra til at et gap dannes, men et gap i støvskiven er alene verken en bekreftet planet eller en entydig test av dannelsesmekanismen.[22]

Unge planeter avslører pågående vekst

Det unge systemet PDS 70 har to direkte påviste protoplaneter. Hydrogenstråling knyttet til begge gir belegg for pågående akkresjon. Slike observasjoner bekrefter at planeter kan vokse i skiver, og bidrar til å teste modeller for gassstrømmer, men de alene er ikke nok til å fastslå hvert trinn i dannelseshistorien.[23]

Atmosfærer rommer kjemiske spor

Spektra kan brukes til å begrense forekomsten av molekyler og grunnstoffer i de atmosfæriske områdene som er tilgjengelige for observasjoner. Disse målingene gjelder bestemte lag; de viser ikke direkte den totale mengden tunge grunnstoffer på planeten. For å knytte dem til dannelsen trengs modeller for akkresjon, kjemiske omdanninger og en skive i endring.[24]

For eksempel kan forholdet mellom karbon og oksygen bidra til å sammenligne dannelsesscenarier. Det gjør det ikke mulig å fastslå entydig den opprinnelige avstanden fra stjernen: Ulike kjemiske sammensetninger i skiven, materialtransport og migrasjonshistorier kan gi lignende atmosfæresammensetninger.[24]

Oversikter over planetsøk avdekker mønstre i mange systemer

I radialhastighetsundersøkelser av undersøkte stjernepopulasjoner finnes kjempeplaneter oftere rundt stjerner med høyere metallisitet. Studier som tar hensyn til stjernemassen, støtter en sammenheng mellom mengden tilgjengelig fast stoff og dannelsen av kjempeplaneter. Dette er en statistisk tendens, ikke en garanti for en bestemt stjerne.[25]

Planeten påvirker skiven med dreiemomenter, og skiven påvirker planeten med dreiemomenter. Selv en planet som åpner et gap i skiven, kan migrere. Den tradisjonelle betegnelsen type II-migrasjon beskriver dette regimet, men planetens bevegelse er ikke nødvendigvis strengt bundet til den viskositetsdrevne strømmen i skiven innover.[13]

Varme jupitere viser hvor ulike de endelige resultatene kan være: gasskjemper kan gå i baner med en omløpstid på bare noen få dager. Blant de foreslåtte forklaringene på opphavet er migrasjon i skiven, senere eksitasjon av en langstrakt bane etterfulgt av banefall på grunn av tidevannskrefter, samt dannelse nær stjernen. Det er ikke fastslått én dannelsesvei som gjelder alle varme jupitere.[26]

Disse spørsmålene knytter planetens masse og sammensetning til miljøet den utviklet seg i.[2], [9], [10]