Dujiniai ir ledo milžinai

Газовые и ледяные гиганты

Рост массивных ядер за линией холода с притяжением толстых оболочек из водорода и гелия

1. За пределами линии холода

В протопланетных дисках, в области за определённым расстоянием от звезды — часто называемой линией холода (линией снега) — вода и другие летучие вещества могут замерзать в ледяные зерна. Это имеет большое значение для формирования планет:

  1. Твердые частицы, обогащённые льдом: Более низкая температура позволяет воде, аммиаку, метану и другим летучим веществам конденсироваться на пылевых зернах, увеличивая общую массу твердых веществ.
  2. Крупные ядра из твердых частиц: Увеличение массы помогает планетным эмбрионам быстро накапливать материал и достигать критической массы, чтобы притягивать газ туманности.

Из-за этого планеты, формирующиеся во внешней части диска, могут приобрести толстые оболочки из водорода и гелия и стать газовыми гигантами (как Юпитер или Сатурн) или ледяными гигантами (Уран и Нептун). Пока в горячем внутреннем диске земные планеты остаются относительно маломассивными и в основном каменистыми, эти внешние планеты диска могут достигать десятков или сотен масс Земли, значительно влияя на общую планетарную архитектуру системы.

2. Модель аккреции ядра

2.1 Основное предположение

Широко признанная модель аккреции ядра утверждает:

  1. Рост твердого ядра: Планетный эмбрион (первоначально ледяное обогащенное протопланетное тело) аккумулирует местные твердые частицы, пока не достигнет ~5–10 MЗемли.
  2. Приток газа: Когда ядро становится достаточно массивным, оно быстро гравитационно притягивает водород–гелий из диска, начиная неуправляемое накопление оболочки.
  3. Неуправляемый рост: Так образуются газовые гиганты типа Юпитера или промежуточные по размеру «ледяные гиганты», если условия в диске менее благоприятны для захвата оболочки или диск рассеивается раньше.

Эта модель надежно объясняет существование массивных H/He оболочек у юпитерианских планет и более скромных оболочек у «ледяных гигантов», которые, возможно, сформировались позже, медленнее захватывали газ или потеряли часть оболочки из-за процессов звезды или диска.

2.2 Время жизни диска и быстрое формирование

Газовые гиганты должны сформироваться до рассеяния газов диска (примерно за ~3–10 млн лет). Если ядро растет слишком медленно, протопланета не успеет захватить много водорода и гелия. Исследования в молодых звездных скоплениях показывают, что диски исчезают довольно быстро, что обосновывает необходимость достаточно быстрого формирования гигантских планет для использования кратковременного газового резерва [1], [2].

2.3 Сжатие и охлаждение оболочки

Когда ядро превышает критическую массу, сначала неглубокий атмосферный слой переходит в стадию неуправляемого притока газа. По мере роста оболочки гравитационная энергия излучается, позволяя оболочке сжиматься и притягивать еще больше газа. Эта положительная обратная связь может сформировать конечные планеты массой ~десятки или сотни масс Земли, в зависимости от локальной плотности диска, времени и таких факторов, как миграция II типа или формирование промежутков в диске.

3. Линии холода и значение ледяных твердых частиц

3.1 Летучие соединения и увеличенная масса твердых частиц

На внешнем диске, где температура опускается ниже ~170 K (для воды, хотя точная граница зависит от параметров диска), водяной пар конденсируется, увеличивая поверхностную плотность твердых частиц в 2–4 раза. Также другие льды (CO, CO2, NH3) выпадают при еще более низких температурах дальше от звезды, поэтому количество твердых веществ становится еще больше. Это изобилие ледяных планетезималей приводит к более быстрому росту ядер, что является основной предпосылкой формирования газовых и ледяных гигантов [3], [4].

3.2 Почему одни становятся газовыми, а другие — ледяными гигантами?

  • Газовые гиганты (например, Юпитер, Сатурн): Их ядра формируются достаточно быстро (>10 масс Земли), чтобы успеть захватить огромный слой водорода–гелия из диска.
  • Ледяные гиганты (например, Уран, Нептун): Могли сформироваться позже, медленнее аккрецируя или подвергшись большему рассеянию диска, поэтому получили меньшую газовую оболочку, а большую часть их массы составляют льды воды/аммиака/метана.

Таким образом, станет ли планета «юпитерианским гигантом» или «нептуновым ледяным гигантом», зависит от плотности твёрдых частиц, скорости роста ядра и внешней среды (например, фотоиспарения от близлежащих массивных звёзд).

4. Рост массивных ядер

4.1 Аккреция планетезималей

Согласно жёсткой модели аккреции ядра, ледяные планетезимали (размером от км и больше) формируются через столкновения или потоковую нестабильность. Когда протопланета достигает размера около 1000 км или больше, она усиливает гравитационные столкновения с оставшимися планетезималями:

  1. Олигархический рост: Несколько крупных протопланет доминируют в регионе, «сметая» более мелкие популяции тел.
  2. Снижение разрушения: Более низкая скорость столкновений (из-за частичного гашения газом) способствует аккреции, а не разрушению.
  3. Временные масштабы: Ядро должно достичь ~5–10 MЗемли за несколько миллионов лет, чтобы успеть воспользоваться газами диска [5], [6].

4.2 Аккреция «камешков»

Другой механизм — аккреция «камешков»:

  • Камешки (мм–см) дрейфуют в диске.
  • Достаточно массивное протоядро может гравитационно «захватывать» эти камешки, быстро увеличиваясь в размерах.
  • Это ускоряет переход к сверхземному или гигантскому ядру, что особенно важно для начала аккреции оболочки.

Когда ядро достигает предельной массы, начинается неуправляемая аккреция газа, в результате чего образуется газовый гигант или ледяной гигант, в зависимости от конечной массы оболочки и условий диска.

5. Аккреция оболочки и газовые планеты

5.1 Неуправляемый рост оболочки

Когда ядро превышает критическую массу, про-гигантская планета изначально имеет слабую атмосферу, которая переходит в неуправляемую фазу притяжения газов. По мере расширения оболочки гравитационная энергия излучается, что позволяет ещё сильнее притягивать туманность. Основным ограничивающим фактором часто является поставка и обновление газа в диск или способность планеты охлаждать и притягивать свою оболочку. Модели показывают, что если формируется ядро ~10 MЗемли, масса оболочки может вырасти до десятков или сотен масс Земли, если диск сохраняется [7], [8].

5.2 Формирование промежутка и миграция II типа

Достаточно массивная планета может вырезать промежуток в диске через приливные кручения, превышающие локальные силы давления диска. Это меняет ход газоснабжения и приводит к миграции II типа, когда орбитальная эволюция планеты зависит от масштаба вязкости диска. Некоторые гиганты могут мигрировать внутрь (образуются «горячие Юпитеры»), если диск не исчезает достаточно быстро, а другие остаются в своей зоне формирования или дальше, если условия диска подавляют миграцию или если несколько гигантов связаны резонансами.

5.3 Различные конечные варианты газовых гигантов

  • Похожие на Юпитер: Очень массивные, большая оболочка (~300 Земных масс), ~10–20 Земных масс в ядре.
  • Похожие на Сатурн: Промежуточный размер оболочки (~90 Земных масс), но с явным доминированием водорода и гелия.
  • Суб-юпитерианцы: Меньшая общая масса или незавершённый неконтролируемый рост.
  • Бурые карлики: При достижении ~13 масс Юпитера появляется граница между гигантскими планетами и субзвёздными коричневыми карликами, хотя механизмы формирования могут различаться.

6. Ледяные гиганты: Уран и Нептун

6.1 Формирование во внешнем диске

Ледяные гиганты, такие как Уран и Нептун, имеют общую массу около 10–20 Земных масс, из которых ~1–3 MЗемли в ядре и всего несколько Земных масс в оболочке из водорода/гелия. Считается, что они родились за 15–20 а.е., где плотность диска ниже, а скорость аккреции замедляется из-за большего расстояния. Причины их формирования отличаются от Юпитера/Сатурна:

  • Позднее формирование: Ядро достигло критической массы довольно поздно, когда диск уже разрушался, поэтому было привлечено меньше газа.
  • Ускоренное исчезновение диска: Меньше времени или внешнее излучение уменьшили запасы газа.
  • Орбитальная миграция: Могли сформироваться ближе или дальше и быть вытеснены на нынешние орбиты из-за взаимодействия с другими гигантами.

6.2 Состав и внутренняя структура

В ледяных гигантах много льда из воды/аммиака/метана — летучие соединения, которые конденсировались в холодной внешней зоне. Их большая плотность по сравнению с газовыми гигантами из H/He указывает на большее содержание «тяжёлых элементов». Внутренняя структура может быть слоистой: каменно-металлическое ядро, водородная мантия с растворённым аммиаком/метаном и сравнительно тонкий слой H–He сверху.

6.3 Экзопланетные аналоги

Многие экзопланеты, называемые «мини-Нептунами», по массе занимают промежуточное положение между супер-Землями (~2–10 MЗемли) и Сатурном. Это указывает на то, что частичный или незавершённый процесс аккреции оболочки довольно распространён, когда формируется хотя бы ядро среднего размера — такая динамика похожа на формирование «ледяного гиганта» вокруг многих звёзд.

7. Проверка наблюдений и теоретические размышления

7.1 Наблюдение формирующихся гигантов в дисках

ALMA обнаружила модели колец/промежутков, которые могут быть вырезаны гигантскими ядрами планет. Некоторые инструменты прямого изображения (например, SPHERE/GPI) пытаются обнаружить молодые гигантские объекты, ещё погружённые в диск. Такие находки подтверждают тяги и накопление массы, указанные в теории аккреции ядра.

7.2 Подсказки состава из атмосферных спектров

Спектры экзопланет-гигантов (транзитные или прямые наблюдения) раскрывают «металличность» атмосферы, указывая, сколько тяжёлых элементов в ней содержится. Наблюдения атмосфер Сатурна, Юпитера также показывают следы химии дисков при их формировании, например, соотношение C/O или количество благородных газов. Различия могут указывать на аккрецию планетезималей или путь динамической миграции.

7.3 Влияние миграции и архитектура системы

Обзоры экзопланет показывают много систем с горячими юпитерами или несколькими юпитерианскими планетами близко к звезде. Это указывает, что формирование гигантских планет и взаимодействия диска или планет могут сильно менять орбиты. Внешние газовые/ледяные гиганты нашей Солнечной системы определили конечное расположение, рассеивая кометы и мелкие тела, и могли помочь защитить Землю от большей угрозы миграции (например, внутрь Юпитера или Сатурна).

8. Космологические последствия и разнообразие

8.1 Влияние металличности звезды

Звёзды с более высоким металличностью (большей долей тяжёлых элементов) обычно чаще имеют гигантские планеты. Исследования показывают сильную корреляцию между содержанием железа в звезде и вероятностью наличия гигантских планет. Вероятно, это связано с большим количеством пыли в диске, что ускоряет рост ядра. Диски с низкой металличностью часто формируют меньше или меньших гигантов, или больше каменистых/«океанических» миров.

8.2 «Пустота» бурых карликов?

Когда газовая аккреция достигает примерно 13 масс Юпитера, граница между гигантскими планетами и субзвёздными бурыми карликами становится неясной. Наблюдения показывают «пустоту бурых карликов» около звёзд типа Солнца (бурые карлики редко встречаются на малых расстояниях), возможно, потому что для тел такой массы действует иной механизм формирования, а фрагментация диска редко даёт стабильные орбиты в этом диапазоне масс.

8.3 Звёзды малой массы (M-карлики)

У M-карликов (звёзд меньшей массы) обычно диски меньшей массы. В них легче образовать мини-Нептунов или супер-Земли, чем планеты размера Юпитера, хотя бывают исключения. Связь между массой диска и массой звезды объясняет, почему вокруг звёзд меньшей массы чаще обнаруживают Нептунов или каменистых супер-Земель.

9. Заключение

Газовые и ледяные гиганты — одни из самых массивных результатов планетарного формирования, возникающие за пределами линии холода в протопланетных дисках. Их мощные ядра, быстро сформировавшиеся из обогащённых льдом планетезималей, притягивают толстые оболочки из водорода и гелия, пока в диске достаточно газа. Итоговые результаты — юпитерообразные гиганты с огромными оболочками, аналоги Сатурна с кольцами или меньшие «ледяные гиганты» — зависят от свойств диска, темпов формирования и миграции. Наблюдения гигантов экзопланет и промежутков в молодых пылевых дисках показывают, что этот процесс широко распространён и определяет разнообразие орбит и состава гигантских планет.

Согласно модели аккреции ядра, путь выглядит сложным: тело, обогащённое льдом, превышает несколько масс Земли, провоцирует неконтролируемое присоединение газа и становится массивным резервуаром H/He, в значительной степени влияющим на расположение всей планетной системы — рассеивая или упорядочивая меньшие тела, создавая основной динамический контекст. Пока мы продолжаем наблюдать структуру колец ALMA, спектральные данные атмосфер гигантов и статистику экзопланет, наше понимание того, как холодные зоны протопланетных дисков выращивают крупнейших членов планетных семей, становится всё глубже.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). «Формирование гигантских планет путём одновременной аккреции твёрдых тел и газа.» Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). «Быстрый рост ядер газовых гигантов за счёт аккреции гальки.» Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). «Формирование, эволюция и внутренняя структура гигантских планет.» Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). «Формирование гигантских планет.» Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). «Характеристика экзопланет по их формированию. I. Модели комбинированного формирования и эволюции планет.» Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). «Рост планет за счёт аккреции гальки в эволюционирующих протопланетных дисках.» Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). «Формирование внесолнечных планет.» Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Вернуться в блог