Plinasti in ledeni velikani

Jupiter in Saturn sta plinasta velikana: večino njune mase sestavljata vodik in helij. Vsebujeta tudi težje elemente, razporejene po njuni notranjosti, ki je bolj zapletena kot majhno trdno jedro z jasnimi mejami pod plinastim ovojem.[3]

Uran in Neptun imata prav tako vodikove in helijeve ovoje, vendar večino njune mase sestavljajo težji elementi. Astronomi ju tradicionalno imenujejo ledena velikana, saj so voda, amonijak in metan lahko del snovi, iz katere sta nastala. Samo ime ne pomeni, da voda v njiju predstavlja določen delež ali da imata plašč iz običajnega zamrznjenega ledu.[4]

Mase so zaokrožene glede na planetarne parametre, ki jih navaja NASA JPL. Gre za meritve skupnih mas, ne mas posameznih jeder.[1]

Onkraj specifične snežne meje lokalne razmere omogočajo, da snov kondenzira v led. Fazni prehodi vode, ogljikovega dioksida in ogljikovega monoksida potekajo v različnih razmerah. Položaj teh meja je odvisen od temperature, tlaka in razvoja diska, zato ni ene same nespremenljive meje zmrzovanja, ki bi veljala za vse hlapne snovi.[5]

Kjer se led ohrani, poveča količino razpoložljive trdne snovi. Plavajoči delci lahko te vire tudi prerazporejajo. To lahko pomaga rastočemu telesu, vendar niti hladno območje niti prečkanje meje vodnega snega ne zagotavljata nastanka plinskega velikana.[5]

Planet lahko spremeni svojo oskrbo z materialom

Planet z dovolj močnim vplivom lahko spremeni tlačni profil diska in za svojo orbito ustvari tlačni maksimum. To omeji tok prihajajočih kamenčkov. Ta proces se imenuje izolacija pred kamenčki. Masa, pri kateri do tega pride, je odvisna od razmer v disku, drobni delci pa lahko vseeno prodrejo skozenj.[7]

Izolacija sama po sebi ne ustvari plinskega velikana. Če je takšno telo premajhno ali se njegov ovoj razvija prepočasi, preostala življenjska doba diska morda ne bo dovolj dolga, da bi se nabrala velika količina plina.[7]

Planetina gravitacija privlači pline, vendar jih stiskanje segreva. Tlak nato pomaga ovoju kljubovati gravitaciji. Da bi lahko učinkovito kopičil več plina, mora ovoj izgubljati energijo in se krčiti. Zaradi potrebe po ohlajanju je lahko kopičenje plina sprva precej počasnejše, kot bi sklepali iz preproste predstave o »sesalniku«.[8]

Kopičenje trdne snovi prav tako dovaja toploto

Trdna snov, ki pade na planet, sprošča energijo. Zato lahko nadaljnja akrecija kamenčkov pomaga ohranjati ovoj vroč. Ko se to segrevanje zmanjša, na primer zaradi prekinitve dovajanja kamenčkov, se lahko ohlajanje in kopičenje plina pospešita.[9]

Pomembna je tudi motnost, ki določa, kako zlahka sevanje potuje skozi snov. Ovoj, ki učinkovito zadržuje toploto, se lahko razvija drugače kot tisti, ki lažje oddaja energijo. Na rezultat vplivajo tudi razmere v okoliškem disku.[8]

Pomembna postane tudi gravitacija samega ovoja

Ko se plin kopiči, lahko njegova lastna gravitacija pospeši krčenje in nadaljnjo akrecijo. Ko postaneta masa ovoja in jedra primerljivi, se v številnih modelih začne nenadna akrecija plina: hitra rast, med katero se lahko, dokler je plin še na voljo, oblikuje planet, v katerem prevladujeta vodik in helij.[11]

Ko planet že lahko hitro kopiči plin, postane odločilna sposobnost diska, da mu ga dovaja. Plin mora skozi okoliški disk pritekati v planetovo okolico. Rast lahko začne omejevati dovod plina, ne pa sposobnost ovoja, da se ohlaja.[10]

Nastala reža ne ustavi vseh tokov

Zaradi gravitacijskih navorov masivnega planeta se lahko okoli njegove orbite oblikuje redkejša reža. Ali bo nastala globoka reža, je odvisno od gravitacije planeta, tlaka plina in prenosa vrtilne količine v disku. Reža je običajno območje z manj snovi, ne pa prazen jarek.[12]

Plin lahko prečka režo, ki jo je ustvaril planet, in se še naprej dovaja planetu ali notranjemu delu diska. Reža spremeni pretok dovajanega plina, vendar njen nastanek ne določa ene univerzalne končne mase planeta.[10], [13]

Prvotna zaloga plina se sčasoma razprši

Plina je vse manj zaradi akrecije na zvezdo in vetrov iz diska. Življenjska doba diskov se razlikuje; za vse sisteme ne velja obvezen interval od 3 do 10 milijonov let. Velikan mora pridobiti svoj obsežen prvotni vodikovo-helijev ovoj, dokler je še na voljo ustrezna zaloga plina, čeprav se lahko trki in spremembe orbit nadaljujejo tudi pozneje.[14]

Nastanek ledenega velikana zahteva ravnovesje. V modelih se mora nabrati precej težje snovi, ovoj iz vodika in helija pa mora ostati razmeroma majhen. Pogoji, v katerih se trdna snov učinkovito kopiči, lahko planetu pomagajo tudi nabrati toliko plina, da namesto ledenega velikana postane plinasti velikan.[16]

Možni scenariji razvoja se razlikujejo po času rasti, segrevanju zaradi padajoče trdne snovi in količini plina, ki je na voljo med izginjanjem diska. Trditev »Nastala sta prepozno« je lahko del modela, ni pa potrjena razlaga tega, kaj se je zgodilo z obema planetoma.[16], [9]

Nastanek obeh planetov mora biti skladen z istim spreminjajočim se sistemom

V študiji modeliranja iz leta 2023 so hkrati spremljali razvoj kamenčkov, planetezimalov in plinov. Rezultati rekonstrukcije Urana in Neptuna so bili občutljivi na spremembe začetnih planetarnih zametkov in zgodovine njihove rasti. To kaže, zakaj je lažje rekonstruirati maso enega planeta kot pojasniti nastanek obeh planetov z doslednim modelom razmer v disku.[17]

Na njihov razvoj so morda vplivali tudi migracija in velikanski trki. Njihove današnje razdalje ne razkrivajo krajev nastanka, razpoložljivi podatki pa ne omogočajo določitve enega samega zaporedja dogodkov.[4]

Znani pasovi oblakov razkrivajo le zunanjost. Globoko pod njimi naraščajoči tlak spreminja lastnosti snovi. V globinah Jupitra in Saturna vodik postane gosta tekočina, pri dovolj visokem tlaku pa električno prevoden kovinski vodik. »Plinasti velikan« ne pomeni, da je ves planet sestavljen iz običajnega plina z majhno gostoto.[3]

Ledo ir uolienų santykis tebėra atviras klausimas

Naujausi vidaus sandaros modeliai gali atitikti turimus Urano ir Neptūno matavimų duomenis tiek numatant daug vandens, tiek daug uolienų turinčią sudėtį. Gelmių medžiaga gali būti tankių fluidų arba kitų aukšto slėgio fazių būsenos. Įprasta schema, kurioje mažą uolienų branduolį gaubia stora, vienalytė ledo mantija, yra vienas iš galimų modelių, o ne tiesiogiai stebėta sandara.[21]

Dėl maišymosi ir evoliucijos dabartinės branduolio sritys nebūtinai išlaiko pradinį planetos kietosios medžiagos pasiskirstymą.[3]

Diskų vaizdai atskleidžia struktūrą

ALMA vaizduose matyti žiedai, tarpai ir kiti dulkių spinduliuotės raštai. Tokie projektai kaip DSHARP išsamiai kartografuoja šias struktūras. Planeta gali prisidėti prie tarpo susidarymo, tačiau vien tarpas dulkių diske nėra nei patvirtinta planeta, nei vienareikšmis jos formavimosi mechanizmo patikrinimas.[22]

Jaunos planetos atskleidžia tebevykstantį augimą

Jaunoje sistemoje PDS 70 yra dvi tiesiogiai aptiktos protoplanetos. Su abiem siejama vandenilio spinduliuotė teikia įrodymų apie tebevykstančią akreciją. Tokie stebėjimai patvirtina, kad planetos gali augti diskuose, ir padeda tikrinti dujų srautų modelius, tačiau vien jų nepakanka kiekvienam formavimosi istorijos etapui nustatyti.[23]

Atmosferose slypi cheminių užuominų

Pagal spektrus galima apriboti molekulių ir elementų gausos vertes stebėjimams prieinamose atmosferos srityse. Šie matavimai apima konkrečius sluoksnius; jie tiesiogiai neparodo viso sunkiųjų elementų kiekio planetoje. Norint juos susieti su formavimusi, reikia akrecijos, cheminių virsmų ir kintančio disko modelių.[24]

Pavyzdžiui, anglies ir deguonies santykis gali padėti palyginti formavimosi scenarijus. Jis neleidžia vienareikšmiškai nustatyti pradinio atstumo nuo žvaigždės: skirtinga disko cheminė sudėtis, medžiagos pernaša ir migracijos istorija gali lemti panašią atmosferų sudėtį.[24]

Egzoplanetų paieškos apžvalgos atskleidžia daugelio sistemų dėsningumus

Populacijose, tirtose atliekant radialinio greičio apžvalgas, dujinės milžinės dažniau aptinkamos prie žvaigždžių, turinčių daugiau metalų. Tyrimai, kuriuose atsižvelgiama į žvaigždžių masę, patvirtina ryšį tarp prieinamos kietosios medžiagos kiekio ir dujinių milžinių formavimosi. Tai statistinė tendencija, o ne konkrečios žvaigždės garantija.[25]

Planeta veikia savo diską sukimo momentais, o diskas sukimo momentais veikia planetą. Net ir tarpą diske atverianti planeta gali migruoti. Tradicinis terminas II tipo migracija apibūdina šį režimą, tačiau planetos judėjimas nebūtinai yra griežtai susietas su klampos nulemtu disko tekėjimu į vidų.[13]

Karštieji Jupiteriai rodo, kokie įvairūs gali būti galutiniai rezultatai: dujiniai milžinai gali skrieti orbitomis, kurių periodas – vos kelios dienos. Tarp siūlomų kilmės paaiškinimų – migracija disku, vėlesnis ištęstos orbitos sužadinimas ir po jo vykstantis orbitos mažėjimas dėl potvyninių jėgų, taip pat formavimasis arti žvaigždės. Nėra nustatyta vieno visiems karštiesiems Jupiteriams bendro formavimosi kelio.[26]

Šie klausimai susieja planetos masę ir sudėtį su aplinka, kurioje ji vystėsi.[2], [9], [10]