Dujiniai ir ledo milžinai

Dujiniai i lodowi giganci

Wzrost masy masywnych jąder poza linią zimna, przyciągając grube powłoki wodoru i helu

1. Poza linią zimna

W dyskach protoplanetarnych, w regionie znajdującym się poza pewną odległością od gwiazdy – często nazywanym linią zimna (linią śniegu) – woda i inne lotne substancje mogą zamarzać na ziarnach lodu. Ma to duże znaczenie dla formowania się planet:

  1. Cząstki stałe wzbogacone lodem: Niższa temperatura pozwala wodzie, amoniakowi, metanowi i innym lotnym substancjom kondensować się na ziarnach pyłu, zwiększając całkowitą masę cząstek stałych.
  2. Większe jądra z cząstek stałych: Ten wzrost masy pomaga embrionom planetarnym szybko gromadzić materię i osiągnąć masę krytyczną, aby przyciągnąć gazy mgławicy.

W wyniku tego planety formujące się w zewnętrznej części dysku mogą zyskać grube powłoki wodoru i helu i stać się gazowymi olbrzymami (takimi jak Jowisz czy Saturn) lub lodowymi olbrzymami (Uran i Neptun). Podczas gdy w gorącym, wewnętrznym dysku planety skaliste pozostają stosunkowo małej masy i głównie skaliste, te zewnętrzne planety dysku mogą osiągać dziesiątki lub setki mas Ziemi, znacząco wpływając na ogólną architekturę planetarną układu.

2. Model akrecji jądra

2.1 Główne założenie

Szeroko uznany model akrecji jądra stwierdza:

  1. Wzrost stałego jądra: Embrion planetarny (początkowo wzbogacony w lód protoplanetarny obiekt) akreuje lokalne cząstki stałe, aż osiągnie ~5–10 MZiemi.
  2. Przyciąganie gazu: Gdy jądro staje się wystarczająco masywne, szybko grawitacyjnie przyciąga wodór i hel z dysku, rozpoczynając niekontrolowaną akrecję otoczki.
  3. Niepohamowany wzrost: Tak powstają gazowe olbrzymy typu Jowisza lub pośredniej wielkości „lodowe olbrzymy”, jeśli warunki w dysku są mniej sprzyjające akrecji otoczki lub dysk rozprasza się wcześniej.

Ten model wiarygodnie wyjaśnia istnienie masywnych otoczek H/He przy planetach jowiszopodobnych oraz skromniejsze otoczki „lodowych olbrzymów”, które mogły powstać później, przyciągały gaz wolniej lub utraciły część otoczki z powodu procesów gwiezdnych lub dyskowych.

2.2 Czas życia dysku i szybkie formowanie się

Olbrzymy gazowe muszą się uformować przed rozproszeniem gazu dysku (w ciągu ~3–10 mln lat). Jeśli jądro rośnie zbyt wolno, protoplaneta nie zdąży przyciągnąć dużo wodoru i helu. Badania młodych gromad gwiazd pokazują, że dyski zanikają dość szybko, co uzasadnia, że formowanie się planet olbrzymów musi przebiegać wystarczająco szybko, aby wykorzystać krótkotrwały zasób gazu [1], [2].

2.3 Kurczenie się i chłodzenie otoczki

Gdy jądro przekracza masę krytyczną, początkowo płytka warstwa atmosfery przechodzi w niekontrolowaną fazę akrecji gazu. W miarę wzrostu otoczki energia grawitacyjna jest emitowana, co pozwala otoczce kurczyć się i przyciągać jeszcze więcej gazu. Ta dodatnia pętla sprzężenia zwrotnego może utworzyć ostateczne planety o masie rzędu dziesiątek lub setek mas Ziemi, w zależności od lokalnej gęstości dysku, czasu oraz takich czynników jak migracja typu II czy tworzenie się przerw w dysku.

3. Linie zimna i znaczenie lodowych cząstek stałych

3.1 Lotne związki i zwiększona masa cząstek stałych

Na zewnętrznym dysku, gdzie temperatura spada poniżej ~170 K (dla wody, chociaż dokładna granica zależy od parametrów dysku), para wodna kondensuje się, zwiększając powierzchniową gęstość cząstek stałych 2–4 razy. Również inne lodowe substancje (CO, CO2, NH3) zamarzają w jeszcze niższej temperaturze, dalej od gwiazdy, przez co ilość materii stałej staje się jeszcze większa. Ta obfitość planetesymali wzbogaconych w lód prowadzi do szybszego wzrostu jąder, co jest głównym warunkiem formowania się gazowych i lodowych olbrzymów [3], [4].

3.2 Dlaczego niektóre stają się gazowymi, a inne lodowymi olbrzymami?

  • Gazowe olbrzymy (np. Jowisz, Saturn): Ich jądra formują się wystarczająco szybko (>10 mas Ziemi), aby zdążyć przejąć ogromną warstwę wodoru i helu z dysku.
  • Lodowe olbrzymy (np. Uran, Neptun): Mogły powstać później, wolniej akreując lub doświadczając większej dyspersji dysku, przez co mają mniejszą otoczkę gazową, a dużą część ich masy stanowią lody wodne/amonowe/metanowe.

Tak więc, czy planeta stanie się „olbrzymem jowiszowym” czy „lodowym olbrzymem neptunowym”, zależy od gęstości cząstek stałych, tempa wzrostu jądra i środowiska zewnętrznego (np. fotoewaporacji od pobliskich masywnych gwiazd).

4. Wzrost masywnych jąder

4.1 Akrecja planetesymalna

Na podstawie sztywnego modelu akrecji jądra, lodowe planetesymale (od km wielkości i większe) formują się przez zderzenia lub niestabilność strumieniową. Gdy protoplaneta osiąga rozmiar ~1000 km lub większy, wzmacnia grawitacyjne zderzenia z pozostałymi planetesymalami:

  1. Wzrost oligarchiczny: Kilka dużych protoplanet dominuje w regionie, „zamiatając” mniejsze populacje ciał.
  2. Zmniejszenie fragmentacji: Niższa prędkość zderzeń (z powodu częściowego tłumienia gazu) sprzyja akrecji, a nie rozdrabnianiu.
  3. Skale czasowe: Jądro musi osiągnąć ~5–10 MZiemi w ciągu kilku mln lat, aby zdążyć wykorzystać gazy dysku [5], [6].

4.2 Akrecja „kamyczków”

Innym mechanizmem jest akrecja „kamyczków”:

  • Kamyczki (mm–cm) dryfują w dysku.
  • Wystarczająco masywny protogłaz może grawitacyjnie „złapać” te kamyczki, szybko rosnąc.
  • To przyspiesza przejście do super-Ziemi lub jądra olbrzyma, co jest kluczowe dla rozpoczęcia akrecji otoczki.

Gdy jądro osiąga masę krytyczną, rozpoczyna się niekontrolowana akrecja gazu, prowadząca do powstania gazowego olbrzyma lub lodowego olbrzyma, w zależności od ostatecznej masy otoczki i warunków dysku.

5. Akrecja otoczki i planety zdominowane przez gazy

5.1 Niecontrolowany wzrost otoczki

Gdy jądro przekroczy masę krytyczną, pro-olbrzymia planeta początkowo ma słabą atmosferę, która przechodzi w niekontrolowaną fazę przyciągania gazów. W miarę rozszerzania się otoczki, energia grawitacyjna jest promieniowana, co pozwala na dalsze przyciąganie gazów mgławicy. Kluczowym czynnikiem ograniczającym często jest dostarczanie i odnawianie gazów do dysku lub zdolność planety do chłodzenia i przyciągania swojej otoczki. Modele pokazują, że jeśli jądro o masie ~10 MZiemi się uformuje, masa otoczki może wzrosnąć do dziesiątek lub setek mas Ziemi, jeśli dysk pozostaje [7], [8].

5.2 Tworzenie luki i migracja typu II

Planeta o wystarczającej masie może wykopać lukę w dysku przez pływowe momenty sił przewyższające lokalne ciśnienie dysku. Zmienia to przebieg dostarczania gazu i prowadzi do migracji typu II, gdy ewolucja orbity planety zależy od skali lepkości dysku. Niektórzy olbrzymy mogą migrować do wewnątrz (powstają „gorące Jowisze"), jeśli dysk nie zanika wystarczająco szybko, a inni pozostają w swojej strefie formowania lub dalej, jeśli warunki dysku hamują migrację lub jeśli kilka olbrzymów łączy się rezonansami.

5.3 Różne końcowe warianty gazowych olbrzymów

  • Podobne do Jowisza: Bardzo masywne, duża powłoka (~300 mas Ziemi), ~10–20 mas Ziemi w jądrze.
  • Podobne do Saturna: Pośrednia wielkość powłoki (~90 mas Ziemi), ale wyraźna dominacja wodoru i helu.
  • Sub-jowisze: Mniejsza całkowita masa lub nieukończony niekontrolowany wzrost.
  • Brązowe karły: Po osiągnięciu ~13 mas Jowisza pojawia się granica między olbrzymimi planetami a subgwiazdowymi brązowymi karłami, choć mechanizmy formowania mogą się różnić.

6. Lodowi olbrzymy: Uran i Neptun

6.1 Formowanie się w odległym dysku

Lodowi olbrzymy, tacy jak Uran i Neptun, mają łączną masę około 10–20 mas Ziemi, z czego ~1–3 MŻemii w jądrze i zaledwie kilka mas Ziemi w powłoce wodoru/helowego. Uważa się, że powstały poza 15–20 AU, gdzie gęstość dysku jest mniejsza, a tempo akrecji spowalnia większa odległość. Przyczyny ich powstania różnią się od Jowisza/Saturna:

  • Późne formowanie: Jądro osiągnęło masę krytyczną dość późno, gdy dysk już zanikał, więc przyciągnięto mniejszą ilość gazu.
  • Szybsze zanikanie dysku: Mniej czasu lub promieniowanie zewnętrzne zmniejszyły zapasy gazu.
  • Orbitalna migracja: Mogły powstać bliżej lub dalej i zostać wypchnięte na obecne orbity przez interakcje z innymi olbrzymami.

6.2 Skład i struktura wewnętrzna

Lodowi olbrzymy zawierają dużo lodów wody/amonu/metanu — lotne związki, które skondensowały się w zimnej zewnętrznej strefie. Ich większa gęstość w porównaniu z gorącymi olbrzymami H/He wskazuje na więcej „ciężkich pierwiastków". Struktura wewnętrzna może być warstwowa: skaliste/metaliczne jądro, wodna płaszcz z rozpuszczonym amoniakiem/metanem oraz stosunkowo cienka warstwa H–He na powierzchni.

6.3 Egzoplanetarne analogi

Wiele egzoplanet zwanych „mini-Neptunami" ma masę pośrednią między super-Ziemiami (~2–10 MŻemii) a Saturnem. Wskazuje to, że częściowy lub nieukończony proces akrecji powłoki jest dość powszechny, gdy tylko powstanie co najmniej średniej wielkości jądro — taka dynamika jest podobna do formowania się „lodowego olbrzyma" wokół wielu gwiazd.

7. Weryfikacja obserwacji i rozważania teoretyczne

7.1 Obserwacje formujących się olbrzymów w dyskach

ALMA wykryte wzory pierścieni/przerw mogą być wyżłobione przez jądra olbrzymich planet. Niektóre instrumenty do bezpośredniego obrazowania (np. SPHERE/GPI) próbują wykryć młode gigantyczne obiekty, które nadal są zanurzone w dysku. Takie wykrycia potwierdzają naprężenia i akumulację masy przewidziane w teorii akrecji jądra.

7.2 Wskazówki dotyczące składu z widm atmosferycznych

Spektra egzoplanetarnych olbrzymów (z tranzytu lub obserwacji bezpośrednich) ujawniają "metaliczność" atmosfery, wskazującą, ile ciężkich pierwiastków się w niej znajduje. Obserwacje atmosfer Saturna i Jowisza pokazują również ślady chemii dysków podczas ich formowania, np. stosunek C/O lub ilość gazów szlachetnych. Różnice mogą wskazywać na akrecję planetozymali lub ścieżkę migracji dynamicznej.

7.3 Wpływ migracji i architektura układu

Przeglądy egzoplanet wykazują wiele układów z gorącymi Jowiszami lub kilkoma planetami jowiszowymi blisko gwiazdy. Wskazuje to, że formowanie planet olbrzymów oraz interakcje dysku lub planet mogą silnie przesuwać orbity. Zewnętrzni gazowi/lodowi olbrzymy naszego Układu Słonecznego wpłynęły na ostateczne rozmieszczenie, rozpraszając komety i mniejsze ciała, co mogło również pomóc chronić Ziemię przed większym zagrożeniem migracji (np. Jowisza lub Saturna do wnętrza).

8. Konsekwencje kosmologiczne i różnorodność

8.1 Wpływ metaliczności gwiazdy

Gwiazdy o wyższym metaliczności (większym udziale ciężkich pierwiastków) zazwyczaj częściej mają planety olbrzymy. Badania pokazują silną korelację między zawartością żelaza w gwieździe a prawdopodobieństwem występowania planet olbrzymów. Najprawdopodobniej wiąże się to z większą ilością pyłu w dysku, co przyspiesza wzrost jądra. Dyski o niskiej metaliczności często tworzą mniej lub mniejsze olbrzymy, a może więcej skalistych/"oceanicznych" światów.

8.2 "Pustka" brązowych karłów?

Gdy akrecja gazu przechodzi do obszaru około 13 mas Jowisza, granica między planetami olbrzymami a subgwiazdowymi brązowymi karłami staje się niejasna. Obserwacje pokazują "pustkę brązowych karłów" w pobliżu gwiazd typu słonecznego (brązowe karły rzadko występują na małych odległościach), być może dlatego, że dla ciał o takich masach obowiązuje inny mechanizm formowania, a fragmentacja dysku rzadko daje stabilne orbity w tym zakresie mas.

8.3 Gwiazdy o małej masie (M karły)

M karły (gwiazdy o mniejszej masie) zazwyczaj mają dyski o mniejszej masie. Łatwiej jest w nich utworzyć mini-Neptuny lub super-Ziemie niż planety wielkości Jowisza, choć zdarzają się wyjątki. Zależność między masą dysku a masą gwiazdy wyjaśnia, dlaczego wokół mniejszych gwiazd częściej wykrywa się Neptuny lub skaliste super-Ziemie.

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). „Formowanie planet olbrzymów przez jednoczesną akrecję ciał stałych i gazu.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Ewolucja obłoku protoplanetarnego i formowanie Ziemi oraz planet. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). „Szybki wzrost jąder gazowych olbrzymów przez akrecję pyłową.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). „Formowanie, ewolucja i struktura wewnętrzna planet olbrzymów.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). „Formowanie planet olbrzymów.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). „Charakterystyka egzoplanet na podstawie ich formowania. I. Modele łączonego formowania i ewolucji planet.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). „Wzrost planet przez akrecję pyłową w ewoluujących dyskach protoplanetarnych.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). „Formowanie planet pozasłonecznych.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Wróć na blog