Dujiniai ir ledo milžinai

Gas- och isjättar

Tillväxt av massiva kärnor bortom kallgränsen, som drar till sig tjocka väte–heliumskal

1. Bortom kallgränsen

I protoplanetära skivor, i ett område bortom ett visst avstånd från stjärnan – ofta kallat kallgränsen (snölinjen) – kan vatten och andra flyktiga ämnen frysa till iskorn. Detta har stor betydelse för planetbildningen:

  1. Isberikade fasta partiklar: Lägre temperaturer tillåter vatten, ammoniak, metan och andra flyktiga ämnen att kondensera på dammkorn, vilket ökar den totala massan av fasta ämnen.
  2. Större kärnor av fasta partiklar: Denna massökning hjälper planetariska embryon att snabbt ackumulera material och nå en kritisk massa för att dra till sig dimgaser.

Planeter som bildas i den yttre delen av skivan kan därför få tjocka väte–heliumskal och bli gasjättar (som Jupiter eller Saturnus) eller isjättar (Uranus och Neptunus). Medan de varma inre skivplaneterna förblir relativt små och mestadels steniga, kan dessa yttre skivplaneter nå tiotals eller hundratals jordmassor och påverka den övergripande planetarkitekturen i systemet avsevärt.

2. Kärnackretionsmodellen

2.1 Grundläggande förutsättning

Den allmänt accepterade kärnackretionsmodellen säger:

  1. Tillväxt av fast kärna: Den planetariska embryon (inledningsvis en isberikad protoplanetär kropp) ackreterar lokala fasta partiklar tills den når ~5–10 MJord.
  2. Gasackretion: När kärnan blir tillräckligt massiv attraherar den snabbt gravitationellt väte–helium från skivan, vilket startar okontrollerad omslagsackretion.
  3. Okontrollerad tillväxt: Så bildas Jupiterliknande gasjättar eller mellanstora ”isjättar” om skivförhållandena är mindre gynnsamma för omslagsackretion eller om skivan försvinner tidigare.

Denna modell förklarar pålitligt förekomsten av massiva H/He-omslag vid jovianska planeter och mer blygsamma omslag hos ”isjättar”, som kanske bildades senare, ackreterade gas långsammare eller förlorade en del av omslaget på grund av stjärn- eller skivprocesser.

2.2 Skivans livslängd och snabb bildning

Gasjättar måste bildas innan skivans gaser försvinner (inom ~3–10 miljoner år). Om kärnan växer för långsamt hinner protoplaneten inte ackretera mycket väte–helium. Studier av unga stjärnhopar visar att skivor försvinner ganska snabbt, vilket stöder att jätteplaneternas bildning måste ske tillräckligt snabbt för att utnyttja det kortvariga gasförrådet [1], [2].

2.3 Omslagets sammandragning och kylning

När kärnan överstiger den kritiska massan går det inledningsvis en grund atmosfär över i ett okontrollerat gasackretionsstadium. När omslaget växer, strålas gravitationsenergi ut, vilket tillåter omslaget att dra ihop sig och attrahera ännu mer gas. Denna positiva återkoppling kan bilda slutliga planeter med ~tiotals eller hundratals jordmassor, beroende på den lokala skivtätheten, tiden och faktorer som typ II-migration eller gapbildning i skivan.

3. Kallinjer och betydelsen av isiga fasta partiklar

3.1 Flyktiga föreningar och ökad massa av fasta partiklar

I det yttre skivområdet, där temperaturen sjunker under ~170 K (för vatten, även om den exakta gränsen beror på skivans parametrar), kondenserar vattenånga och ökar ytdensiteten av fasta partiklar med 2–4 gånger. Även andra isar (CO, CO2, NH3) fryser ut vid ännu lägre temperaturer längre bort från stjärnan, vilket gör att mängden fasta ämnen blir ännu större. Denna rikedom på isberikade planetesimaler leder till snabbare växande kärnor, vilket är den huvudsakliga förutsättningen för bildandet av gas- och isjättar [3], [4].

3.2 Varför blir vissa gasjättar och andra isjättar?

  • Gasjättar (t.ex. Jupiter, Saturnus): Deras kärnor bildas tillräckligt snabbt (>10 jordmassor) för att hinna fånga ett enormt lager av väte–helium från skivan.
  • Isjättar (t.ex. Uranus, Neptunus): Kan ha bildats senare, med långsammare ackretion eller utsatts för större skivedispersion, vilket resulterade i ett mindre gasomslag och där en stor del av deras massa består av isar av vatten/ammoniak/metan.

Således avgörs om en planet blir en "joviansk jätte" eller en "neptunisk isjätte" av tätheten av fasta partiklar, kärntillväxttakten och den yttre miljön (t.ex. fotoavdunstning från närliggande massiva stjärnor).

4. Tillväxt av massiva kärnor

4.1 Planetesimalackretion

Baserat på den stela kärnackretions modellen bildas isplanetesimaler (från km-storlek och större) genom kollisioner eller streaming-instabilitet. När protoplaneten når ~1000 km storlek eller större, förstärker den gravitationskollisionerna med återstående planetesimaler:

  1. Oligarkisk tillväxt: Flera stora protoplaneter dominerar regionen och "sopar" bort mindre kroppspopulationer.
  2. Minskning av fragmentering: Lägre kollisionshastighet (på grund av partiell gasdämpning) främjar ackretion snarare än fragmentering.
  3. Tidsskalor: Kärnan måste nå ~5–10 MJordens inom några miljoner år för att hinna utnyttja skivans gas [5], [6].

4.2 "Stenfragment"-ackretion

En annan mekanism är "stenfragment"-ackretion:

  • Stenfragment (mm–cm) driver i skivan.
  • En tillräckligt massiv protokärna kan gravitationellt "fånga" dessa stenfragment och växa mycket snabbt.
  • Det påskyndar övergången till en superjord eller jättekärna, vilket är avgörande för att starta omslagsackretionen.

När kärnan når den kritiska massan börjar okontrollerad gasackretion, vilket leder till en gasjätte eller isjätte beroende på den slutliga omslagsmassan och skivans förhållanden.

5. Omslagsackretion och gasdominerade planeter

5.1 Okontrollerad omslagstillväxt

När kärnan överskrider den kritiska massan, har den pro-jätteplaneten initialt en svag atmosfär som övergår i en okontrollerad fas av gasinfångning. När omslaget expanderar, strålas gravitationsenergi ut, vilket möjliggör ytterligare infångning av dimgas. Den avgörande begränsande faktorn är ofta att förse skivan med och förnya gasen eller planetens förmåga att kyla och dra till sig sitt omslag. Modeller visar att om en kärna på ~10 MJordens bildas, kan omslagsmassan växa till tiotals eller hundratals jordmassor, om skivan kvarstår [7], [8].

5.2 Banbildning och typ II-migration

En tillräckligt massiv planet kan rensa en bana i disken genom tidvattenvridningar som överstiger de lokala disktryckskrafterna. Detta ändrar gasflödet och leder till typ II-migration, där planetens orbitalevolution beror på diskens viskositet. Vissa jättar kan migrera inåt (bildar "heta Jupiterar") om disken inte försvinner tillräckligt snabbt, medan andra stannar kvar i sin bildningszon eller längre ut om diskförhållandena hämmar migration eller om flera jättar fångas i resonanser.

5.3 Olika slutliga varianter av gasjättar

  • Jupiterliknande: Mycket massiva, stort skal (~300 jordmassor), ~10–20 jordmassor i kärnan.
  • Saturnusliknande: Mellanstort skal (~90 jordmassor), men tydlig dominans av väte–helium.
  • Sub-jovianska: Mindre total massa eller ofullständig okontrollerad tillväxt.
  • Bruna dvärgar: Vid ungefär 13 Jupiter-massor finns gränsen mellan jätteplaneter och substellära bruna dvärgar, även om bildningsmekanismerna kan skilja sig.

6. Isjättar: Uranus och Neptunus

6.1 Bildning i den yttre disken

Isjättar som Uranus och Neptunus har en total massa på ungefär 10–20 jordmassor, med ~1–3 MJord i kärnan och bara några jordmassor i väte/heliumskalet. Man tror att de bildades vid 15–20 AU, där diskens densitet är lägre och ackretionshastigheten saktas ner av det större avståndet. Orsakerna till deras bildning skiljer sig från Jupiter/Saturnus:

  • Sen bildning: Kärnan nådde kritisk massa ganska sent, när disken redan var instabil, vilket ledde till mindre gasinfångning.
  • Snabbare diskförsvinnande: Mindre tid eller yttre strålning minskade gasreserverna.
  • Orbital migration: Kan ha bildats något närmare eller längre bort och blivit utkastade till nuvarande banor på grund av interaktioner med andra jättar.

6.2 Sammansättning och inre struktur

Isjättar innehåller mycket vatten/ammoniak/metanis is — flyktiga föreningar som kondenserade i den kalla yttre zonen. Deras högre densitet jämfört med de lätta H/He-jättarna tyder på mer "tunga element". Den inre strukturen kan vara lagerindelad: stenig/metal kärna, vattenmantel med löst ammoniak/metan och ett relativt tunt H–He-skikt ovanpå.

6.3 Exoplanetära analoger

Många exoplaneter, kallade "mini-Neptuner", har massor som ligger mellan superjordar (~2–10 MJord) och Saturnus. Detta tyder på att en partiell eller ofullständig skalackretion är ganska vanlig så snart en åtminstone medelstor kärna bildas — en dynamik liknande "isjättens" bildning runt många stjärnor.

7. Verifiering av observationer och teoretiska överväganden

7.1 Observation av jätteplaneter under bildning i skivor

ALMA har upptäckt ring- och gapmönster som kan vara uthuggna av jättelika planetkärnor. Vissa direktavbildningsinstrument (t.ex. SPHERE/GPI) försöker upptäcka unga gigantiska objekt som fortfarande är inbäddade i skivan. Sådana upptäckter bekräftar drag och massuppbyggnad som förutsagts av kärnackretionsmodellen.

7.2 Sammansättningsledtrådar från atmosfäriska spektra

Spektrum från exoplanetjättar (från transit- eller direktobservationer) avslöjar atmosfärens "metallhalt", vilket anger mängden tunga element. Observationer av Saturnus och Jupiters atmosfärer visar också spår av skivans kemi vid bildandet, t.ex. C/O-förhållande eller ädelgasinnehåll. Skillnader kan indikera ackretion av planetesimaler eller dynamisk migrationshistoria.

7.3 Migrationens påverkan och systemarkitektur

Exoplanetundersökningar visar många system med heta jupitrar eller flera jovianska planeter nära stjärnan. Detta tyder på att jätteplanetbildning och interaktioner mellan skiva eller planeter kan kraftigt flytta banor. Vårt solsystems yttre gas-/isjättar påverkade den slutliga fördelningen, spridde kometer och mindre kroppar, och kan ha hjälpt till att skydda Jorden från större migrationshot (t.ex. inåt migration av Jupiter eller Saturnus).

8. Kosmologiska konsekvenser och mångfald

8.1 Stjärnans metallhalts påverkan

Stjärnor med högre metallhalt (en större andel tunga element) har vanligtvis oftare jätteplaneter. Studier visar en stark korrelation mellan stjärnans järnhalt och sannolikheten för jätteplaneter. Troligen beror detta på en större mängd damm i skivan, vilket påskyndar kärntillväxten. Skivor med låg metallhalt bildar ofta färre eller mindre jättar, eller kanske fler steniga/"oceaniska" världar.

8.2 Den "bruna dvärg-öknen"?

När gasackretionen når ungefär 13 Jupiter-massor blir gränsen mellan jätteplaneter och sub-stjärniga bruna dvärgar otydlig. Observationer visar på en "brun dvärg-öken" nära sol-liknande stjärnor (bruna dvärgar är sällsynta på korta avstånd), kanske för att kroppar i denna massintervall bildas genom en annan mekanism och skivfragmentering sällan ger stabila banor i detta massområde.

8.3 Stjärnor med låg massa (M dvärgstjärnor)

M dvärgstjärnor (stjärnor med mindre massa) har vanligtvis skivor med mindre massa. Det är lättare att bilda mini-Neptuner eller super-Jordar där än planeter i Jupiterstorlek, även om det finns undantag. Sambandet mellan skivans massa och stjärnans massa förklarar varför Neptuner eller steniga super-Jordar oftare upptäcks runt mindre stjärnor.

9. Slutsats

Gas- och isjättar är några av de mest massiva resultaten av planetbildning, som uppstår bortom frostlinjen i protoplanetära skivor. Deras kraftfulla kärnor, snabbt formade av isberikade planetesimaler, attraherar tjocka väte–helium-höljen så länge gas finns i skivan. Slutresultaten – jovianska jättar med enorma höljen, Saturnusliknande med ringar eller mindre ”isjättar” – beror på skivans egenskaper, bildningstakt och migrationsförlopp. Observationer av exoplanetjättar och gap i unga dammskivor visar att denna process är utbredd och ger upphov till variationsrikedom i banor och sammansättning för jättelika planeter.

Enligt kärnackretionsmodellen är vägen nyanserad: en isberikad kropp överstiger flera jordmassor, utlöser okontrollerad gasackretion och blir en massiv H/He-reservoar som i hög grad påverkar hela planetsystemets konfiguration – genom att sprida eller ordna mindre kroppar skapas en grundläggande dynamisk kontext. Medan vi fortsätter att observera ALMA-ringstrukturer, spektrala data från jättarnas atmosfärer och exoplanetstatistik, fördjupas vår förståelse för hur kalla zoner i protoplanetära skivor odlar de största medlemmarna i planetfamiljer.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Bildning av jätteplaneter genom samtidig ackretion av fasta ämnen och gas.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and Planets. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Snabb tillväxt av gasjätte-kärnor genom pebble-accretion.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Jätteplanetbildning, utveckling och intern struktur.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Bildning av jätteplaneter.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Karakterisering av exoplaneter från deras bildning. I. Modeller för kombinerad planetbildning och utveckling.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Tillväxt av planeter genom pebble-accretion i utvecklande protoplanetära skivor.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Extrasolär planetbildning.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Återgå till bloggen