Dujiniai ir ledo milžinai

Газові та льодові гіганти

Зростання масивних ядер за межами лінії холоду з притягуванням товстих оболонок з водню та гелію

1. За межами лінії холоду

У протопланетних дисках, у регіоні, що знаходиться за певною відстанню від зорі – часто званому лінією холоду (лінією снігу) – вода та інші леткі речовини можуть замерзати у крижані зерна. Це має велике значення для формування планет:

  1. Тверді частинки, збагачені льодом: Нижча температура дозволяє воді, аміаку, метану та іншим летким речовинам конденсуватися на пилових зернах, збільшуючи загальну масу твердих речовин.
  2. Більші ядра з твердих частинок: Це збільшення маси допомагає планетарним ембріонам швидко накопичувати матеріал і досягати критичної маси, щоб притягувати гази туману.

Через це планети, що формуються у зовнішній частині диска, можуть набувати товсті оболонки з водню та гелію і ставати газовими гігантами (як Юпітер чи Сатурн) або крижаними гігантами (Уран і Нептун). Поки у гарячому внутрішньому диску тверді планети залишаються досить малої маси і переважно кам'янисті, ці зовнішні планети диска можуть досягати десятків чи сотень мас Землі, суттєво впливаючи на загальну планетарну архітектуру системи.

2. Модель акреції ядра

2.1 Основна передумова

Широко визнана модель акреції ядра стверджує:

  1. Зростання твердого ядра: Планетний ембріон (спочатку збагачене льодом протопланетне тіло) акретує місцеві тверді частинки, доки не досягне ~5–10 MЗемлі.
  2. Приєднання газів: Коли ядро стає достатньо масивним, воно швидко гравітаційно притягує водень–гелій із диска, починаючи неконтрольовану акрецію оболонки.
  3. Неконтрольоване зростання: Так утворюються газові гіганти типу Юпітера або проміжні за розміром «крижані гіганти», якщо умови диска менш сприятливі для приєднання оболонки або диск розсіюється раніше.

Ця модель надійно пояснює існування масивних H/He оболонок біля юпітероподібних планет і скромніші оболонки у «крижаних гігантів», які, можливо, сформувалися пізніше, повільніше притягували гази або втратили частину оболонки через процеси зорі чи диска.

2.2 Тривалість життя диска та швидке формування

Газові гіганти повинні сформуватися до розсіювання газів диска (приблизно за ~3–10 млн років). Якщо ядро зростає занадто повільно, протопланета не встигне приєднати багато водню–гелію. Дослідження в молодих зоряних скупченнях показують, що диски зникають досить швидко, що відповідно підтверджує, що формування гігантських планет має відбуватися досить швидко, щоб використати короткочасний газовий резервуар [1], [2].

2.3 Стискання та охолодження оболонки

Коли ядро перевищує критичну масу, спочатку неглибокий атмосферний шар переходить у стадію неконтрольованого приєднання газів. Зі зростанням оболонки гравітаційна енергія випромінюється, дозволяючи оболонці стискатися і притягувати ще більше газів. Цей позитивний зворотний зв’язок може сформувати кінцеві планети масою близько десятків або сотень мас Землі, залежно від місцевої щільності диска, часу та таких факторів, як міграція типу II або формування проміжку в диску.

3. Лінії холоду та значення крижаних твердих частинок

3.1 Леткі сполуки та збільшена маса твердих частинок

На зовнішньому диску, де температура падає нижче ~170 K (для води, хоча точна межа залежить від параметрів диска), водяна пара конденсується, збільшуючи поверхневу щільність твердих частинок у 2–4 рази. Також інші льоди (CO, CO2, NH3) випадають при ще нижчій температурі ще далі від зірки, тому кількість твердих речовин стає ще більшою. Ця багатість льодових планетезималів призводить до швидшого зростання ядер, що є основною передумовою формування газових і крижаних гігантів [3], [4].

3.2 Чому одні стають газовими, а інші – крижаними гігантами?

  • Газові гіганти (наприклад, Юпітер, Сатурн): Їхні ядра формуються досить швидко (>10 мас Землі), щоб встигнути захопити величезний шар водню-гелію з диска.
  • Крижані гіганти (наприклад, Уран, Нептун): Могли сформуватися пізніше, повільніше акреціюючи або зазнавши більшої дисперсії диска, тому отримали меншу газову оболонку, а більшу частину їх маси складають льоди води/амонію/метану.

Отже, чи стане планета «юпітероподібним гігантом» чи «нептуноподібним крижаним гігантом», визначають щільність твердих частинок, темп росту ядра та зовнішнє середовище (наприклад, фотоевапорація від сусідніх масивних зірок).

4. Ріст масивних ядер

4.1 Акреція планетезималей

Відповідно до жорсткої моделі акреції ядра, крижані планетезималі (розміром від км і більше) формуються через зіткнення або нестабільність потоку. Коли протопланета досягає розміру ~1000 км або більше, вона посилює гравітаційні зіткнення з іншими планетезималями:

  1. Олігархічний ріст: Кілька великих протопланет домінують у регіоні, «змітаючи» дрібніші популяції тіл.
  2. Зменшення руйнування: Менша швидкість зіткнень (через часткове гасіння газом) сприяє акреції, а не руйнуванню.
  3. Часові масштаби: Ядро має досягти ~5–10 MЗемлі за кілька млн років, щоб встигнути скористатися газами диска [5], [6].

4.2 Акреція «камінців»

Іншим механізмом є акреція «камінців»:

  • Камінці (мм–см) дрейфують у диску.
  • Достатньо масивне протоядро може гравітаційно «захоплювати» ці камінці, дуже швидко зростаючи.
  • Це прискорює перехід до супер-Землі або гігантського ядра, що є надзвичайно важливим для початку акреції оболонки.

Коли ядро досягає граничної маси, починається неконтрольована акреція газів, що призводить до утворення газового гіганта або крижаного гіганта, залежно від кінцевої маси оболонки та умов диска.

5. Акреція оболонки та газові планети

5.1 Неконтрольований ріст оболонки

Коли ядро перевищує критичну масу, про-гігантська планета спочатку має слабку атмосферу, яка переходить у неконтрольовану фазу притягання газів. Розширюючись, оболонка випромінює гравітаційну енергію, що дозволяє ще більше притягувати гази туману. Основним обмежувальним фактором часто є постачання і оновлення газів диском або здатність планети охолоджувати і притягувати свою оболонку. Моделі показують, що якщо ядро ~10 MЗемлі сформується, маса оболонки може зрости до десятків чи сотень мас Землі, якщо диск зберігається [7], [8].

5.2 Формування проміжку та міграція типу II

Достатньо масивна планета може вирізати проміжок у диску через припливні крутіння, що перевищують локальні сили тиску диска. Це змінює хід постачання газу і призводить до міграції типу II, коли орбітальна еволюція планети залежить від ступеня в'язкості диска. Деякі гіганти можуть мігрувати всередину (утворюються «гарячі юпітери»), якщо диск не зникає досить швидко, а інші залишаються у своїй зоні формування або далі, якщо умови диска пригнічують міграцію або якщо кілька гігантів резонують між собою.

5.3 Різні кінцеві варіанти газових гігантів

  • Юпітероподібні: Дуже масивні, велика оболонка (~300 Земних мас), ~10–20 Земних мас у ядрі.
  • Сатурноподібні: Проміжний розмір оболонки (~90 Земних мас), але з явним домінуванням водню та гелію.
  • Суб-юпітеріанські: Менша загальна маса або незавершений неконтрольований ріст.
  • Бурі карлики: При досягненні ~13 мас Юпітера з'являється межа між гігантськими планетами та субзоряними бурими карликами, хоча механізми формування можуть відрізнятися.

6. Льодові гіганти: Уран і Нептун

6.1 Формування у віддаленому диску

Льодові гіганти, такі як Уран і Нептун, мають загальну масу близько 10–20 Земних мас, з яких ~1–3 MЗемлі у ядрі та лише кілька Земних мас у воднево-гелієвій оболонці. Вважається, що вони народилися за 15–20 а.о., де густина диска менша, а темпи акреції сповільнюються через більшу відстань. Причини їх формування відрізняються від Юпітера/Сатурна:

  • Пізнє формування: Ядро досягло критичної маси досить пізно, коли диск уже розсіювався, тому було залучено менше газу.
  • Швидше зникнення диска: Менше часу або зовнішнє випромінювання зменшили запаси газу.
  • Орбітальна міграція: Могли сформуватися трохи ближче або далі і бути виштовхнуті на теперішні орбіти через взаємодію з іншими гігантами.

6.2 Склад і внутрішня структура

У льодових гігантів багато водяного/амонієвого/метанового льоду — леткі сполуки, які конденсувалися у холодній зовнішній зоні. Їхня більша щільність порівняно з газовими H/He гігантами свідчить про більшу кількість «важких елементів». Внутрішня структура може бути шаруватою: кам'яне/металеве ядро, воднева мантія з розчиненим амоніаком/метаном та відносно тонкий шар H–He зверху.

6.3 Екзопланетні аналоги

Багато екзопланет, які називають «міні-Нептунами», за масою займають проміжне положення між супер-Землями (~2–10 MЗемлі) та Сатурном. Це свідчить про те, що частковий або незавершений процес акреції оболонки є досить поширеним, коли формується принаймні середнього розміру ядро — така динаміка схожа на формування «льодового гіганта» навколо багатьох зірок.

7. Перевірка спостережень і теоретичні роздуми

7.1 Спостереження формування гігантів у дисках

ALMA виявлені моделі кілець/проміжків можуть бути вирізані ядрами гігантських планет. Деякі прилади прямого візуального спостереження (наприклад, SPHERE/GPI) намагаються виявити молоді гігантські утворення, які ще занурені в диск. Такі знахідки підтверджують напруження та накопичення маси, передбачені теорією акреції ядра.

7.2 Підказки про склад із спектрів атмосфери

Спектри екзопланет-гігантів (транзитні або прямі спостереження) виявляють «металевість» атмосфери, що вказує, скільки важких елементів у ній міститься. Спостерігаючи атмосфери Сатурна, Юпітера, також видно сліди хімії дисків під час їх формування, наприклад, співвідношення C/O або кількість інертних газів. Відмінності можуть свідчити про акрецію планетезималей або шлях динамічної міграції.

7.3 Вплив міграції та архітектура системи

Огляди екзопланет показують багато систем із гарячими юпітерами або кількома юпітероподібними планетами поблизу зірки. Це свідчить, що формування гігантських планет і взаємодія диска або планет можуть суттєво змінювати орбіти. Зовнішні газові/крижані гіганти нашої Сонячної системи визначили кінцеве розташування, розсіюючи комети та дрібні тіла, тож могли допомогти захистити Землю від більшої загрози міграції (наприклад, Юпітер чи Сатурн рухалися всередину).

8. Космологічні наслідки та різноманітність

8.1 Вплив металевості зірки

Зірки з вищим металевим вмістом (більшим відсотком важких елементів) зазвичай частіше мають гігантські планети. Дослідження показують сильну кореляцію між вмістом заліза у зірці та ймовірністю наявності гігантських планет. Найімовірніше, це пов’язано з більшим вмістом пилу в диску, що прискорює зростання ядра. Диски з низьким металевим вмістом часто формують менше або менших гігантів, або більше кам'янистих/«океанічних» світів.

8.2 «Пустеля» бурих карликів?

Коли газова акреція переходить у область ~13 мас Юпітера, межа між гігантськими планетами і субзірковими бурими карликами стає нечіткою. Спостереження показують «пустелю бурих карликів» поблизу зірок сонцеподібного типу (бурі карлики рідко зустрічаються на невеликих відстанях), можливо, тому, що для тіл такої маси діє інший механізм формування, а фрагментація диска рідко дає стабільні орбіти для цього діапазону мас.

8.3 Зірки малої маси (M карлики)

M карлики (зірки меншої маси) зазвичай мають диски меншої маси. У них легше утворюються міні-Нептуни чи супер-Землі, ніж планети розміром із Юпітер, хоча є винятки. Зв'язок між масою диска і масою зірки пояснює, чому навколо менших зірок частіше виявляють Нептуни або кам'янисті супер-Землі.

9. Висновок

Газові та крижані гіганти – це одні з наймасивніших результатів планетарного формування, що виникають за лінією холоду у протопланетних дисках. Їхні потужні ядра, швидко сформовані з льодово збагачених планетезималей, притягують товсті оболонки водню-гелію, поки в диску багато газу. Остаточні наслідки – юпітероподібні гіганти з величезними оболонками, сатурноподібні аналоги з кільцями або менші «крижані гіганти» – залежать від властивостей диска, темпу формування та ходу міграції. Спостереження за гігантами екзопланет і проміжками в молодих пилових дисках показують, що цей процес відбувається широко, визначаючи різноманітність орбіт і складу гігантських планет.

Відповідно до моделі акреції ядра, шлях виглядає складним: тіло, збагачене льодом, перевищує кілька мас Землі, провокує неконтрольоване приєднання газу і стає масивним резервуаром H/He, що значною мірою впливає на розташування всієї планетної системи – розсіюючи або впорядковуючи менші тіла, створює основний динамічний контекст. Поки ми продовжуємо спостерігати структури кілець ALMA, спектральні дані атмосфер гігантів і статистику екзопланет, наше розуміння того, як холодні зони протопланетних дисків вирощують найбільших членів планетних сімейств, стає все глибшим.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Формування гігантських планет шляхом одночасної акреції твердих тіл і газу.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Еволюція протопланетного хмари та формування Землі і планет. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Швидке зростання ядер газових гігантів шляхом акреції гальки.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Формування, еволюція та внутрішня структура гігантських планет.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Формування гігантських планет.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Характеристика екзопланет за їх формуванням. I. Моделі комбінованого формування та еволюції планет.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Зростання планет шляхом акреції гальки в еволюціонуючих протопланетних дисках.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Формування позасонячних планет.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Повернутися до блогу