Dujiniai ir ledo milžinai

Dujiniai și giganții de gheață

Creșterea nucleelor masive dincolo de linia de îngheț, atrăgând învelișuri groase de hidrogen–heliu

1. Dincolo de linia de îngheț

În discurile protoplanetare, în regiunea aflată la o anumită distanță de stea – adesea numită linia de îngheț (linia zăpezii) – apa și alte substanțe volatile pot îngheța în granule de gheață. Acest lucru are o importanță majoră pentru formarea planetelor:

  1. Particule solide îmbogățite cu gheață: Temperatura mai scăzută permite apei, amoniacului, metanului și altor substanțe volatile să condenseze pe granulele de praf, crescând masa totală a materialului solid.
  2. Nuclee mai mari de particule solide: Această creștere a masei ajută embrionii planetari să acumuleze rapid material și să atingă masa critică pentru a atrage gazele nebuloase.

Planetele care se formează în partea exterioară a discului pot dobândi învelișuri groase de hidrogen–heliu și pot deveni giganți gazoși (ca Jupiter sau Saturn) sau giganți de gheață (Uranus și Neptun). În timp ce planetele terestre din discul interior fierbinte rămân de masă relativ mică și în mare parte stâncoase, aceste planete exterioare ale discului pot atinge zeci sau sute de mase terestre, influențând semnificativ arhitectura planetară generală a sistemului.

2. Modelul de acumulare a nucleului

2.1 Premisa principală

Modelul larg acceptat de acumulare a nucleului afirmă:

  1. Creșterea nucleului solid: Embrionul planetar (inițial un corp protoplanetar îmbogățit cu gheață) acumulează particulele solide locale până atinge ~5–10 MTerra.
  2. Atragerea gazelor: Când nucleul devine suficient de masiv, atrage rapid gravitațional hidrogen–heliu din disc, inițiind acumularea necontrolată a învelișului.
  3. Crestere necontrolată: Astfel se formează giganții gazoși de tip Jupiter sau „gigantele înghețate” de dimensiuni intermediare, dacă condițiile din disc sunt mai puțin favorabile acumulării învelișului sau discul se disipează mai devreme.

Acest model explică în mod convingător existența învelișurilor masive de H/He în jurul planetelor joviene și învelișurile mai modeste ale „gigantelor înghețate”, care probabil s-au format mai târziu, au atras gaze mai lent sau au pierdut o parte din înveliș din cauza proceselor stelare sau ale discului.

2.2 Durata de viață a discului și formarea rapidă

Gigantele gazoase trebuie să se formeze înainte ca gazele din disc să se disipeze (în ~3–10 milioane de ani). Dacă nucleul crește prea lent, protoplaneta nu va mai avea timp să acumuleze mult hidrogen–heliu. Studiile în roiuri stelare tinere arată că discurile dispar destul de rapid, susținând ideea că formarea planetelor gigantice trebuie să aibă loc suficient de repede pentru a valorifica rezervorul temporar de gaze [1], [2].

2.3 Contracția și răcirea învelișului

Odată ce nucleul depășește masa critică, inițial un strat atmosferic superficial trece în stadiul de acumulare necontrolată a gazelor. Pe măsură ce învelișul crește, energia gravitațională este radiată, permițând învelișului să se contracte și să atragă și mai mult gaz. Această reacție pozitivă poate forma planete finale cu mase de ordinul zecilor sau sutelor de mase terestre, în funcție de densitatea locală a discului, timp și factori precum migrația de tip II sau formarea golurilor în disc.

3. Liniile de îngheț și importanța particulelor solide înghețate

3.1 Compuși volatili și masa crescută a particulelor solide

În discul exterior, unde temperatura scade sub ~170 K (pentru apă, deși limita exactă depinde de parametrii discului), vaporii de apă se condensează, crescând densitatea suprafeței particulelor solide de 2–4 ori. De asemenea, și alți gheați (CO, CO2, NH3) se depun la temperaturi și mai scăzute, mai departe de stea, astfel că cantitatea de materie solidă devine și mai mare. Această abundență de planetesimale îmbogățite cu gheață conduce la creșterea mai rapidă a nucleelor, ceea ce este principala condiție pentru formarea gigantelor gazoase și a celor înghețate [3], [4].

3.2 Kodėl vienos tampa dujinėmis, kitos – ledinėmis milžinėmis?

  • Dujiniai milžinai (pvz., Jupiteris, Saturnas): Jų branduoliai susiformuoja pakankamai greitai (>10 Žemes masių), kad spėtų perimti didžiulį vandenilio–helio sluoksnį iš disko.
  • Lediniai milžinai (pvz., Uranas, Neptūnas): Galėjo susiformuoti vėliau, lėtžiau akrecijuodami ar patyrę didesnę disko dispersiją, todėl gavo menkesnį dujų apvalkalą, o didelę dalį jų masės sudaro vandens/amonio/metano ledai.

Taigi, ar planeta taps „joviniu milžinu“ ar „neptūniniu ledo milžinu“, lemia kietųjų dalelių tankis, branduolio augimo tempas ir išorinė aplinka (pvz., fotoišgarinimas nuo netoliese esančių masyvių žvaigždių).

4. Masyvių branduolių augimas

4.1 Planetesimalių akrecija

Remiantis standžiuoju branduolio akrecijos modeliu, ledo planetesimalės (nuo km dydžio ir didesnės) susiformuoja per susidūrimus arba streaming nestabilumą. Kai protoplaneta pasiekia ~1000 km dydį ar didesnę, ji sustiprina gravitacinius susidūrimus su likusiomis planetesimalĕmis:

  1. Oligarchinis augimas: Kelios didžiosios protoplanetos dominuoja regione, „nušluodamos“ smulkesnes kūnų populiacijas.
  2. Skilimo mažinimas: Mažesnis susidūrimų greitis (dėl dalinio dujų slopinimo) skatina akreciją, o ne suardymą.
  3. Laiko skalės: Branduolys privalo pasiekti ~5–10 MŽemes per kelis mln. metų, kad spėtų pasinaudoti disko dujomis [5], [6].

4.2 „Akmenėlių“ akrecija

Kitas mechanizmas yra „akmenėlių“ akrecija:

  • Akmenėliai (mm–cm) dreifuoja disku.
  • Pakankamai masyvus protobranduolys gali gravitaciškai „žufiksuoti“ tuos akmenėlius, itin greitai išaugdamas.
  • Tai paspartina perėjimą prie super-Žemes ar milžino branduolio, kas itin svarbu norint pradėti apvalkalo akreciją.

Kai branduolys pasiekia ribinę masę, prasideda nevaldoma dujų akrecija, dėl kurios atsiranda dujinis milžinas ar ledo milžinas, priklausomai nuo galutinio apvalkalo masės ir disko sąlygų.

5. Apvalkalo akrecija ir dujų dominuojamos planetos

5.1 Nevaldomas apvalkalo augimas

Branduoliui peržngus kritinę masę, pro-milžinė planeta iš pradžių turi menką atmosferą, kuri pereina į nevaldomą dujų pritraukimo fazę. Apvalkalui plečiantis, gravitacinė energija išspinduliuojama, o tai leidžia dar labiau traukti ūko dujas. Esminis ribojantis veiksnys dažnai būna diskui tiekti ir atnaujinti dujas arba planetos galimybė vėsinti ir traukti savo apvalkalą. Modeliai rodo, kad jei ~10 MŽemes branduolys susiformuoja, apvalkalo masę gali išaugti iki dešimčių ar šimtų Žemes masių, jei diskas išlieka [7], [8].

5.2 Formarea golului și migrația de tip II

O planetă suficient de masivă poate crea un gol în disc prin torente de mare intensitate care depășesc forțele de presiune locală a discului. Aceasta modifică fluxul de gaze și determină migrația de tip II, când evoluția orbitală a planetei depinde de nivelul de vâscozitate al discului. Unii giganți pot migra spre interior (formând „Jupiteri fierbinți“), dacă discul nu dispare suficient de repede, iar alții rămân în zona lor de formare sau mai departe, dacă condițiile discului inhibă migrația sau dacă mai mulți giganți se cuplează prin rezonanțe.

5.3 Variante finale diverse ale giganților gazoși

  • Similare cu Jupiter: Foarte masive, înveliș mare (~300 mase Pământ), nucleu de ~10–20 mase Pământ.
  • Similare cu Saturn: Dimensiune intermediară a învelișului (~90 mase Pământ), dar cu o dominanță clară a hidrogenului–heliului.
  • Sub-jovieni: Masă totală mai mică sau creștere necontrolată incompletă.
  • Stele maronii: La ~13 mase Jupiter, apare o limită între planetele gigant și stelele maronii substelare, deși mecanismele de formare pot diferi.

6. Giganții de gheață: Uranus și Neptun

6.1 Formarea în discul exterior

Giganții de gheață, precum Uranus și Neptun, au o masă totală de aproximativ 10–20 Masa Pământului, din care ~1–3 MPământ în nucleu și doar câteva mase terestre în învelișul de hidrogen/heliu. Se crede că s-au format la 15–20 UA, unde densitatea discului este mai mică, iar rata de acreție este încetinită de distanța mai mare. Cauzele formării lor diferă de cele ale lui Jupiter/Saturn:

  • Formare târzie: Nucleul a atins masa critică destul de târziu, când discul era deja perturbat, astfel fiind atrasă o cantitate mai mică de gaze.
  • Dispariție mai rapidă a discului: Mai puțin timp sau radiație externă a redus rezervele de gaze.
  • Migrație orbitală: Ar fi putut să se formeze mai aproape sau mai departe și să fie împinși pe orbitele actuale prin interacțiuni cu alți giganți.

6.2 Compoziție și structură internă

Gigantii de gheață conțin multă apă/amoniac/metan înghețat — compuși volatili care s-au condensat în zona exterioară rece. Densitatea lor mai mare comparativ cu giganții gazoși H/He indică mai multe „elemente grele“. Structura internă poate fi stratificată: nucleu stâncos/metal, mantaua de apă cu amoniac/metan dizolvat și un strat relativ subțire de H–He deasupra.

6.3 Analogi exoplanetari

Multe exoplanete numite „mini-Neptuni“ au o masă intermediară între super-Pământuri (~2–10 MPământ) și Saturn. Aceasta indică faptul că procesul parțial sau incomplet de acreție a învelișului este destul de frecvent atunci când se formează cel puțin un nucleu de dimensiune medie — o dinamica similară cu formarea „gigantului de gheață" în jurul multor stele.

7. Verificarea observațiilor și considerații teoretice

7.1 Observarea gigantelor în formare în discuri

ALMA a detectat modele de inele/goluri care pot fi săpate de nucleele planetelor gigantice. Unele instrumente de imagistică directă (de exemplu, SPHERE/GPI) încearcă să detecteze structuri gigantice tinere încă încorporate în disc. Astfel de detectări confirmă tracțiunile și acumularea de masă indicate de teoria acreției nucleului.

7.2 Indicii despre compoziție din spectrele atmosferice

Spectrele gigantelor exoplanetare (din tranzit sau observații directe) dezvăluie „metallicitatea" atmosferei, indicând cât de multe elemente grele conține. Observațiile atmosferelor lui Saturn și Jupiter arată, de asemenea, urme ale chimiei discului în timpul formării, de exemplu raportul C/O sau cantitatea de gaze nobile. Diferențele pot indica acreția planetesimalelor sau traseul migrației dinamice.

7.3 Impactul migrației și arhitectura sistemului

Sondajele de exoplanete arată multe sisteme cu Jupiteri fierbinți sau mai multe planete joviene aproape de stea. Acest lucru indică faptul că formarea planetelor gigantice și interacțiunile dintre disc sau planete pot muta puternic orbitele. Giganții gazoși/înghețați din sistemul nostru solar exterior au determinat aranjamentul final, dispersând cometele și corpurile mai mici, putând astfel ajuta la protejarea Pământului de o migrație mai mare (de exemplu, spre interior în Jupiter sau Saturn).

8. Consecințe cosmologice și diversitate

8.1 Influența metallicității stelei

Stelele cu metallicitate mai mare (procent mai mare de elemente grele) au, în general, mai frecvent planete gigantice. Studiile arată o corelație puternică între abundența fierului în stea și probabilitatea existenței planetelor gigantice. Cel mai probabil, acest lucru este legat de o cantitate mai mare de praf în disc, care accelerează creșterea nucleului. Discurile cu metallicitate scăzută formează adesea mai puține sau planete gigantice mai mici, sau mai multe lumi stâncoase/„oceanice".

8.2 „Deșertăciunea" piticelor maronii?

Când acreția de gaze trece în zona de ~13 mase Jupiteriene, granița dintre planetele gigantice și piticele maronii substelare devine neclară. Observațiile arată o „deșertăciune a piticelor maronii" în apropierea stelelor de tip solar (piticele maronii sunt rare la distanțe mici), probabil pentru că corpurile de această masă au un mecanism de formare diferit, iar fragmentarea discului rar produce orbite stabile în acest interval de masă.

8.3 Stele de masă mică (pitice M)

Piticele M (stele pitice de masă mai mică) au, în general, discuri de masă mai mică. În acestea este mai ușor să se formeze mini-Neptuni sau super-Pământuri decât planete de dimensiunea lui Jupiter, deși există excepții. Relația dintre masa discului și masa stelei explică de ce în jurul stelelor mai mici se găsesc mai frecvent Neptuni sau super-Pământuri stâncoase.

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). “Formarea planetelor gigant prin acreție concurentă de solide și gaze.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Evoluția norului protoplanetar și formarea Pământului și planetelor. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Creșterea rapidă a nucleelor gigantice gazoase prin acreție de pietriș.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Formarea, evoluția și structura internă a planetelor gigant.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Formarea planetelor gigant.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Caracterizarea exoplanetelor din formarea lor. I. Modele combinate de formare și evoluție a planetelor.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Creșterea planetelor prin acreție de pietriș în discuri protoplanetare în evoluție.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Formarea planetelor extrasolare.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Reveniți la blog