Plynní a ľadoví obri

Jupiter a Saturn sú plynné obry: väčšinu ich hmotnosti tvorí vodík a hélium. Obsahujú aj ťažšie prvky, rozložené v ich hlbinách, ktorých štruktúra je zložitejšia než malý, jasne ohraničený pevný stred pod plynným obalom.[3]

Urán a Neptún majú tiež vodíkové a héliové obaly, no väčšinu ich hmotnosti tvoria ťažšie prvky. Astronómovia ich tradične nazývajú ľadovými obrami, pretože voda, amoniak a metán mohli byť súčasťou materiálu, z ktorého vznikli. Samotný názov neznamená, že voda tvorí určitú časť ich zloženia alebo že majú plášť z bežného zamrznutého ľadu.[4]

Hmotnosti sú zaokrúhlené podľa planetárnych parametrov NASA JPL. Ide o merania celkových hmotností, nie hmotností samostatných jadier.[1]

Za konkrétnou snehovou čiarou danej látky umožňujú miestne podmienky jej kondenzáciu na ľad. K fázovým premenám vody, oxidu uhličitého a oxidu uhoľnatého dochádza za odlišných podmienok. Poloha týchto hraníc závisí od teploty, tlaku a vývoja disku, preto neexistuje jedna nemenná hranica zamŕzania spoločná pre všetky prchavé látky.[5]

Tam, kde sa ľad zachová, zväčšuje množstvo dostupného pevného materiálu. Unášané častice môžu tieto zdroje tiež prerozdeľovať. To môže pomôcť rastúcemu telesu, no ani chladné miesto, ani prekročenie hranice snehovej čiary vody nezaručuje vznik plynného obra.[5]

Planéta môže zmeniť vlastné zásobovanie materiálom

Planéta s dostatočne silným vplyvom môže zmeniť tlakový profil disku a za svojou obežnou dráhou vytvoriť maximum tlaku. Tým sa obmedzí prísun prichádzajúcich kamienkov. Tento proces sa nazýva izolácia od kamienkov. Hmotnosť, pri ktorej k tomu dôjde, závisí od podmienok v disku a drobné častice môžu preniknúť aj naďalej.[7]

Izolácia sama osebe nevytvorí plynného obra. Ak je takéto teleso príliš malé alebo sa jeho obal vyvíja príliš pomaly, na nahromadenie veľkého množstva plynu nemusí zostať dosť času do zániku disku.[7]

Planetárna gravitácia priťahuje plyn, ale stláčaním sa zahrieva. Tlak potom pomáha obalu odolávať gravitácii. Aby dokázal účinne nahromadiť viac plynu, obal musí stratiť energiu a zmrštiť sa. Potreba ochladzovania môže spočiatku výrazne spomaľovať hromadenie plynu v porovnaní s tým, ako by sa mohlo zdať z jednoduchého obrazu „vysávača“.[8]

Hromadenie pevného materiálu takisto dodáva teplo

Pevný materiál dopadajúci na planétu uvoľňuje energiu. Pokračujúca akrécia kamienkov preto môže pomáhať udržiavať obal horúci. Keď sa toto zahrievanie oslabí, napríklad po zastavení prísunu kamienkov, ochladzovanie a hromadenie plynu sa môžu zrýchliť.[9]

Dôležitá je aj nepriehľadnosť, ktorá vyjadruje, ako ľahko žiarenie prechádza látkou. Obal, ktorý účinne zadržiava teplo, sa môže vyvíjať inak než obal, z ktorého energia ľahšie uniká vyžarovaním. Výsledok ovplyvňujú aj podmienky v okolitom disku.[8]

Dôležitá začína byť aj gravitácia samotného obalu

Pri hromadení plynu môže jeho vlastná gravitácia urýchliť jeho zmršťovanie a ďalšiu akréciu. Keď sa hmotnosť obalu priblíži hmotnosti jadra, v mnohých modeloch sa systém blíži k prudkej akrécii plynu: rýchlemu rastu, počas ktorého môže vzniknúť planéta, v ktorej prevláda vodík a hélium, kým je ešte k dispozícii plyn.[11]

Keď už planéta dokáže rýchlo hromadiť plyn, rozhodujúca je schopnosť disku dodávať ho. Plyn musí prúdiť cez okolitý disk do oblasti okolo planéty. Rast môže začať obmedzovať prísun plynu, nie schopnosť obalu ochladzovať sa.[10]

Otvorená medzera nezastaví všetky prúdy

Gravitačné momenty pôsobiace na okolitý disk vplyvom hmotnej planéty môžu vytvoriť v okolí jej dráhy oblasť s nižšou hustotou. To, či vznikne hlboká medzera, závisí od gravitácie planéty, tlaku plynu a prenosu momentu hybnosti v disku. Medzera je zvyčajne oblasťou s menším množstvom materiálu, nie prázdnou ryhou.[12]

Plyn môže prechádzať cez medzeru vytvorenú planétou a naďalej sa dodávať planéte alebo do vnútornej časti disku. Medzera mení tok plynu, ktorý sa dodáva, no jej otvorenie neurčuje jednu univerzálnu konečnú hmotnosť planéty.[10], [13]

Primordiálna zásoba plynu sa napokon rozptýli

Množstvo plynu klesá v dôsledku akrécie na hviezdu a vetrov z disku. Životnosť diskov sa líši; neexistuje univerzálne platný interval 3 – 10 miliónov rokov pre všetky systémy. Obor musí nahromadiť svoj mohutný primordiálny obal z vodíka a hélia, kým je ešte k dispozícii dostatočná zásoba plynu, hoci zrážky a zmeny dráh môžu pokračovať aj neskôr.[14]

Vznik ľadového obra si vyžaduje rovnováhu. V modeloch sa musí nahromadiť značné množstvo ťažšieho materiálu, pričom obal z vodíka a hélia musí zostať pomerne malý. Podmienky, za ktorých sa pevný materiál hromadí efektívne, môžu planéte zároveň pomôcť nahromadiť toľko plynu, že sa z nej namiesto ľadového obra stane plynný obor.[16]

Možné scenáre vývoja sa líšia časom rastu, zahrievaním spôsobeným dopadom pevného materiálu a množstvom dostupného plynu pri zániku disku. Tvrdenie „Vznikli príliš neskoro“ môže byť súčasťou modelu, ale nie je potvrdeným vysvetlením toho, čo sa stalo obom planétam.[16], [9]

Vznik oboch planét musí byť zlučiteľný s tým istým vyvíjajúcim sa systémom

V simulačnej štúdii z roku 2023 sa súčasne sledoval vývoj kamienkov, planetesimál a plynov. Výsledky rekonštrukcie oboch planét – Uránu a Neptúna – boli citlivé na zmeny počiatočných zárodkov planét a ich histórií rastu. To ukazuje, prečo je jednoduchšie zrekonštruovať hmotnosť jednej planéty než vysvetliť vznik oboch planét pomocou jednotného modelu podmienok v disku.[17]

Na ich vývoj mohli vplývať aj migrácia a obrovské zrážky. Ich súčasné vzdialenosti neprezrádzajú miesta ich vzniku a dostupné údaje neumožňujú určiť jedinú postupnosť udalostí.[4]

Známe pásy oblakov odhaľujú iba povrch. Hlboko pod nimi rastúci tlak mení vlastnosti materiálu. V hlbinách Jupitera a Saturna sa vodík mení na hustú tekutinu a pri dostatočne vysokom tlaku na elektricky vodivý kovový vodík. „Plynný obor“ neznamená, že celú planétu tvoria bežné plyny s nízkou hustotou.[3]

Pomer ľadu a hornín zostáva otvorenou otázkou

Najnovšie modely vnútornej stavby môžu zodpovedať dostupným údajom z meraní Uránu a Neptúna, či už predpokladajú zloženie s veľkým podielom vody, alebo hornín. Látka v hlbinách môže byť vo forme hustých tekutín alebo iných vysokotlakových fáz. Tradičná schéma, v ktorej malé kamenné jadro obklopuje hrubý, homogénny ľadový plášť, je jedným z možných modelov, nie priamo pozorovanou štruktúrou.[21]

V dôsledku premiešavania a vývoja si dnešné oblasti jadra nemusia zachovávať pôvodné rozloženie pevných látok na planéte.[3]

Snímky diskov odhaľujú ich štruktúru

Na snímkach ALMA vidno prstence, medzery a ďalšie vzory žiarenia prachu. Projekty ako DSHARP tieto štruktúry podrobne mapujú. Planéta môže prispievať k vzniku medzery, no samotná medzera v prachovom disku nie je potvrdením existencie planéty ani jednoznačným dôkazom mechanizmu jej vzniku.[22]

Mladé planéty odhaľujú prebiehajúci rast

V mladej sústave PDS 70 sa nachádzajú dve priamo pozorované protoplanéty. Žiarenie vodíka spojené s oboma poskytuje dôkazy o prebiehajúcej akrécii. Takéto pozorovania potvrdzujú, že planéty môžu rásť v diskoch, a pomáhajú testovať modely prúdenia plynu, no samy osebe nestačia na určenie každej fázy histórie ich vzniku.[23]

Atmosféry ukrývajú chemické indície

Na základe spektier možno určiť rozpätie hodnôt zastúpenia molekúl a prvkov v oblastiach atmosféry dostupných pozorovaniu. Tieto merania sa týkajú konkrétnych vrstiev; priamo neodhaľujú celkové množstvo ťažkých prvkov na planéte. Na ich spojenie so vznikom sú potrebné modely akrécie, chemických premien a meniaceho sa disku.[24]

Napríklad pomer uhlíka a kyslíka môže pomôcť porovnať scenáre vzniku. Neumožňuje jednoznačne určiť počiatočnú vzdialenosť od hviezdy: podobné zloženie atmosfér môže byť výsledkom rozdielneho chemického zloženia disku, prenosu látky a histórie migrácie.[24]

Prehľady hľadania planét odhaľujú zákonitosti vo viacerých systémoch

Apžvalgose, kuriose nagrinėjamas žvaigždžių radialinis greitis, tirta žvaigždžių populiacijose planetos milžinės dažniau aptinkamos prie metalingesnių žvaigždžių. Tyrimai, kuriuose atsižvelgiama į hviezdnu masu, podporujú vzťah medzi dostupným množstvom pevných látok a vznikom obrích planét. Ide o štatistický trend, nie záruku pre konkrétnu hviezdu.[25]

Planéta pôsobí na svoj disk momentmi síl a disk pôsobí momentmi síl na planétu. Migrovať môže aj planéta, ktorá v disku otvára medzeru. Tradičný termín migrácia typu II označuje tento režim, pohyb planéty však nemusí byť striktne viazaný na prúdenie disku smerom dovnútra spôsobené viskozitou.[13]

Horúce Jupitery ukazujú, aké rozmanité môžu byť konečné výsledky: plynné obry môžu obiehať s periódou iba niekoľkých dní. Medzi navrhované vysvetlenia ich pôvodu patrí migrácia v disku, neskoršie vybudenie pretiahnutej dráhy, po ktorom nasleduje zmenšovanie obežnej dráhy pôsobením slapových síl, ako aj vznik blízko hviezdy. Zatiaľ sa neurčila jediná cesta vzniku spoločná pre všetky horúce Jupitery.[26]

Tieto otázky spájajú hmotnosť a zloženie planéty s prostredím, v ktorom sa vyvíjala.[2], [9], [10]