Dujiniai ir ledo milžinai

Dujiniai ir ledo milžinai

Masyvių branduolių augimas už šalčio ribos, prisitraukiant storus vandenilio–helio apvalkalus

1. Anapus šalčio ribos

Protoplanetiniuose diskuose, regione, esančiame už tam tikro nuotolio nuo žvaigždės – dažnai vadinamo šalčio linija (sniego linija) – vanduo ir kitos lakiosios medžiagos gali užšalti į ledo grūdelius. Tai turi didelę reikšmę planetų formavimuisi:

  1. Ledu praturtintos kietosios dalelės: Žemesnė temperatūra leidžia vandeniui, amoniakui, metanui ir kitoms lakiosioms medžiagoms kondensuotis ant dulkių grūdelių, padidinant bendrą kietųjų medžiagų masę.
  2. Didesni kietųjų dalelių branduoliai: Šis masės padidėjimas padeda planetiniams embrionams sparčiai kaupti medžiagą ir pasiekti kritinę masę, kad prisitrauktų ūko dujas.

Dėl to išorinėje disko dalyje besiformuojančios planetos gali įgyti storus vandenilio–helio apvalkalus ir tapti dujiniais milžinais (kaip Jupiteris ar Saturnas) arba lediniais milžinais (Uranas ir Neptūnas). Kol karštajame vidiniame diske terestrinės planetos išlieka gana mažos masės ir daugiausia uolinės, šios išorinės disko planetos gali pasiekti dešimtis ar šimtus Žemės masių, žymiai veikdamos bendrą sistemos planetinę architektūrą.

2. Branduolio akrecijos modelis

2.1 Pagrindinė prielaida

Plačiai pripažintas branduolio akrecijos modelis teigia:

  1. Kietojo branduolio augimas: Planetinis embrionas (iš pradžių ledu praturtintas protoplanetinis kūnas) akrecijuoja vietines kietąsias dalis, kol pasiekia ~5–10 MŽemės.
  2. Dujų prisitraukimas: Kai branduolys tampa pakankamai masyvus, jis sparčiai gravitaciškai pritraukia vandenilį–helį iš disko, prasidedant nevaldomai apvalkalo akrecijai.
  3. Nevaldomas augimas: Taip susidaro Jupiterio tipo dujiniai milžinai arba tarpinio dydžio „lediniai milžinai“, jei disko sąlygos mažiau palankios apvalkalo prisijungimui arba diskas išsisklaido anksčiau.

Šis modelis patikimai paaiškina masyvių H/He apvalkalų egzistavimą prie joviškųjų planetų ir kuklesnius apvalkalus „lediniuose milžinuose“, kurie galbūt susiformavo vėliau, lėčiau pritraukė dujas ar prarado dalį apvalkalo dėl žvaigždės ar disko procesų.

2.2 Disko gyvavimo laikas ir spartus formavimasis

Dujiniai milžinai privalo susiformuoti prieš išsisklaidant disko dujoms (per ~3–10 mln. metų). Jei branduolys auga per lėtai, protoplaneta nebespės prisijungti daug vandenilio–helio. Tyrimai jaunuose žvaigždžių spiečiuose rodo, kad diskai nyksta gana greitai, atitinkamai pagrįsdami, jog milžinių planetų formavimasis turi vykti pakankamai sparčiai, norint išnaudoti trumpalaikį dujų rezervuarą [1], [2].

2.3 Apvalkalo traukimasis ir vėsimas

Branduoliui peržengus kritinę masę, iš pradžių negilus atmosferos sluoksnis pereina į nevaldomą dujų prisijungimo stadiją. Apvalkalui augant, gravitacinė energija išspinduliuojama, leidžiant apvalkalui trauktis ir pritraukti dar daugiau dujų. Šis teigiamas grįžtamasis ryšys gali suformuoti galutines ~dešimtis ar šimtus Žemės masių planetas, priklausomai nuo vietinio disko tankio, laiko ir tokių veiksnių kaip II tipo migracija ar tarpo formavimasis diske.

3. Šalčio linijos ir ledinių kietųjų dalelių svarba

3.1 Lakieji junginiai ir padidėjusi kietųjų dalelių masė

Išoriniame diske, kur temperatūra nukrenta žemiau ~170 K (vandeniui, nors tiksli riba priklauso nuo disko parametrų), vandens garai kondensuojasi, didindami kietųjų dalelių paviršinį tankį 2–4 kartus. Taip pat ir kiti ledai (CO, CO2, NH3) iškrenta dar žemesnėje temperatūroje dar toliau nuo žvaigždės, todėl kietųjų medžiagų kiekis tampa dar didesnis. Ši ledo praturtintų planetesimalių gausa lemia sparčiau augančius branduolius, kas yra pagrindinė dujinių ir ledinių milžinių formavimosi prielaida [3], [4].

3.2 Kodėl vienos tampa dujinėmis, kitos – ledinėmis milžinėmis?

  • Dujiniai milžinai (pvz., Jupiteris, Saturnas): Jų branduoliai susiformuoja pakankamai greitai (>10 Žemės masių), kad spėtų perimti didžiulį vandenilio–helio sluoksnį iš disko.
  • Lediniai milžinai (pvz., Uranas, Neptūnas): Galėjo susiformuoti vėliau, lėčiau akrecijuodami ar patyrę didesnę disko dispersiją, todėl gavo menkesnį dujų apvalkalą, o didelę dalį jų masės sudaro vandens/amonio/metano ledai.

Taigi, ar planeta taps „joviniu milžinu“ ar „neptūniniu ledo milžinu“, lemia kietųjų dalelių tankis, branduolio augimo tempas ir išorinė aplinka (pvz., fotoišgarinimas nuo netoliese esančių masyvių žvaigždžių).

4. Masyvių branduolių augimas

4.1 Planetesimalių akrecija

Remiantis standžiuoju branduolio akrecijos modeliu, ledo planetesimalės (nuo km dydžio ir didesnės) susiformuoja per susidūrimus arba streaming nestabilumą. Kai protoplaneta pasiekia ~1000 km dydį ar didesnę, ji sustiprina gravitacinius susidūrimus su likusiomis planetesimalėmis:

  1. Oligarchinis augimas: Kelios didžiosios protoplanetos dominuoja regione, „nušluodamos“ smulkesnes kūnų populiacijas.
  2. Skilimo mažinimas: Mažesnis susidūrimų greitis (dėl dalinio dujų slopinimo) skatina akreciją, o ne suardymą.
  3. Laiko skalės: Branduolys privalo pasiekti ~5–10 MŽemės per kelis mln. metų, kad spėtų pasinaudoti disko dujomis [5], [6].

4.2 „Akmenėlių“ akrecija

Kitas mechanizmas yra „akmenėlių“ akrecija:

  • Akmenėliai (mm–cm) dreifuoja disku.
  • Pakankamai masyvus protobranduolys gali gravitaciškai „užfiksuoti“ tuos akmenėlius, itin greitai išaugdamas.
  • Tai paspartina perėjimą prie super-Žemės ar milžino branduolio, kas itin svarbu norint pradėti apvalkalo akreciją.

Kai branduolys pasiekia ribinę masę, prasideda nevaldoma dujų akrecija, dėl kurios atsiranda dujinis milžinas ar ledo milžinas, priklausomai nuo galutinio apvalkalo masės ir disko sąlygų.

5. Apvalkalo akrecija ir dujų dominuojamos planetos

5.1 Nevaldomas apvalkalo augimas

Branduoliui peržengus kritinę masę, pro-milžinė planeta iš pradžių turi menką atmosferą, kuri pereina į nevaldomą dujų pritraukimo fazę. Apvalkalui plečiantis, gravitacinė energija išspinduliuojama, o tai leidžia dar labiau traukti ūko dujas. Esminis ribojantis veiksnys dažnai būna diskui tiekti ir atnaujinti dujas arba planetos galimybė vėsinti ir traukti savo apvalkalą. Modeliai rodo, kad jei ~10 MŽemės branduolys susiformuoja, apvalkalo masė gali išaugti iki dešimčių ar šimtų Žemės masių, jei diskas išlieka [7], [8].

5.2 Tarpo susidarymas ir II tipo migracija

Pakankamai masyvi planeta gali išpjauti tarpą diske per potvyninius sukinius, viršijančius lokalaus disko slėgio jėgas. Tai keičia dujų tiekimo eigą ir lemia II tipo migraciją, kai planetos orbitinė evoliucija priklauso nuo disko klampumo masto. Kai kurie milžinai gali migruoti į vidų (susidaro „karštieji Jupiteriai“), jei diskas ne išnyksta pakankamai greitai, o kiti išlieka savo formavimosi zonoje ar toliau, jei disko sąlygos slopina migraciją ar jei kelios milžinės susijungia rezonansais.

5.3 Dujinių milžinių įvairūs baigiamieji variantai

  • Į Jupiterį panašios: Labai masyvios, didelis apvalkalas (~300 Žemės masių), ~10–20 Žemės masių branduolys.
  • Į Saturną panašios: Tarpinis apvalkalo dydis (~90 Žemės masių), visgi ryškus vandenilio–helio dominavimas.
  • Sub-joviniai: Mažesnė bendra masė ar neužbaigtas nevaldomas augimas.
  • Rudosios nykštukės: Pasiekus ~13 Jupiterio masių, atsiranda riba tarp milžinių planetų ir subžvaigždinių rudųjų nykštukių, nors formavimosi mechanizmai gali skirtis.

6. Lediniai milžinai: Uranas ir Neptūnas

6.1 Formavimasis tolimajame diske

Lediniai milžinai, tokie kaip Uranas ir Neptūnas, turi maždaug 10–20 Žemės masių bendrą masę, iš jų ~1–3 MŽemės branduolyje ir vos kelias Žemės mases vandenilio/helio apvalkale. Manoma, jie gimė už 15–20 AV, kur disko tankis mažesnis, o akrecijos tempus sulėtina didesnis atstumas. Juos suformuojančios priežastys skiriasi nuo Jupiterio/Saturno:

  • Vėlyvas formavimas: Branduolys pasiekė kritinę masę gana vėlai, kol diskas jau blaškėsi, todėl pritrauktas mažesnis dujų kiekis.
  • Spartesnis disko nykimas: Mažiau laiko ar išorinis spinduliavimas sumažino dujų atsargas.
  • Orbitinė migracija: Galėjo susiformuoti kiek arčiau ar toliau ir būti išstumti į dabartines orbitas dėl kitų milžinių sąveikos.

6.2 Sudėtis ir vidaus struktūra

Lediniuose milžinuose gausu vandens/amonio/metano ledų — lakieji junginiai, kurie kondensavosi šaltoje išorinėje zonoje. Jų didesnis tankis, palyginti su tyrųjų H/He milžinais, rodo daugiau „sunkiųjų elementų“. Vidaus sandara gali būti sluoksniuota: uolinis/metalinis branduolys, vandeninėje mantijoje su ištirpintu amoniaku/metanu bei palyginti plonas H–He sluoksnis viršuje.

6.3 Egzoplanetiniai analogai

Daug egzoplanetų, vadinamų „mini-Neptūnais“, masės atžvilgiu užima tarpinę padėtį tarp super-Žemių (~2–10 MŽemės) ir Saturno. Tai rodo, kad dalinis ar neužbaigtas apvalkalo akrecijos procesas yra gana dažnas, kai tik susidaro bent vidutinio dydžio branduolys — tokia dinamika panaši į „ledo milžino“ formavimąsi aplink daugelį žvaigždžių.

7. Stebėjimų tikrinimas ir teoriniai svarstymai

7.1 Stebint formuojamus milžinus diskuose

ALMA aptikti žiedų/tarpų modeliai gali būti išraižyti milžiniškų planetų branduolių. Kai kurie tiesioginiai vaizdo gavimo prietaisai (pvz., SPHERE/GPI) bando aptikti jaunus gigantiškus darinius, kurie dar panirę diske. Tokie aptikimai patvirtina tempius ir masės kaupimą, nurodytus branduolio akrecijos teorijoje.

7.2 Sudėties užuominos iš atmosferinių spektrų

Egzoplanetinių milžinių spektrai (tranzito ar tiesioginės stebėsenos) atskleidžia atmosferos „metaliniškumą“, nurodantį, kiek sunkiųjų elementų joje yra. Stebint Saturno, Jupiterio atmosferas, taip pat matyti diskų chemijos pėdsakai, kai jos formavosi, pvz., C/O santykis ar tauriųjų dujų kiekis. Skirtumai gali rodyti planetesimalių akreciją ar dinaminio migravimo kelią.

7.3 Migracijos poveikis ir sistemos architektūros

Egzoplanetų apklausos rodo daug sistemų su karštaisiais Jupiteriais ar keliomis joviškomis planetomis netoli žvaigždės. Tai rodo, kad milžinių planetų formavimas ir disko arba planetų tarpusavio sąveika gali stipriai perkelti orbitas. Mūsų Saulės sistemos išoriniai dujiniai/lediniai milžinai lėmė galutinį išsidėstymą, išsklaidydami kometas ir smulkesnius kūnus, tad galėjo ir padėti apsaugoti Žemę nuo didesnės migracijos grėsmės (pvz., Jupiteryje ar Saturne į vidų).

8. Kosmologiniai padariniai ir įvairovė

8.1 Žvaigždės metališkumo įtaka

Žvaigždės su didesniu metališkumu (didesne sunkiųjų elementų dalimi) paprastai dažniau turi milžinių planetų. Tyrimai rodo stiprią koreliaciją tarp žvaigždės geležies gausos ir milžinių planetų tikimybės. Greičiausiai tai susiję su didesniu dulkių kiekiu diske, kas spartina branduolio augimą. Mažo metališkumo diskai dažnai suformuoja mažiau ar mažesnes milžines, o gal daugiau uolinių/ „vandenyninių“ pasaulių.

8.2 Rudųjų nykštukių „dykuma“?

Kai dujų akrecija pereina į ~13 Jupiterio masių sritį, riba tarp milžinių planetų ir subžvaigždinių rudųjų nykštukių tampa neaiški. Stebėjimai rodo „rudųjų nykštukių dykumą“ netoli Saulės tipo žvaigždžių (retai randami rudosios nykštukės nedideliais atstumais), galbūt todėl, kad tokių masių kūnams galioja kitoks formavimosi mechanizmas, o disko fragmentavimas retai duoda stabilias orbitas tam masės diapazonui.

8.3 Mažos masės žvaigždės (M nykštukės)

M nykštukės (mažesnės masės žvaigždės) paprastai turi mažesnės masės diskus. Jose lengviau sukurti mini-Neptūnų ar super-Žemių, nei Jupiterio dydžio planetų, nors esama išimčių. Ryšys tarp disko masės ir žvaigždės masės paaiškina, kodėl aplink mažesnes žvaigždes dažniau aptinkame Neptūnų ar uolinių super-Žemių.

9. Išvada

Dujiniai ir lediniai milžinai – tai vieni masyviausių planetinio formavimosi rezultatų, atsirandantys už šalčio linijos protoplanetiniuose diskuose. Jų galingi branduoliai, greitai susiformavę iš ledu praturtintų planetesimalių, prisitraukia storius vandenilio–helio apvalkalus, kol diske gausu dujų. Galutinės pasekmės – joviški milžinai su didžiuliais apvalkalais, žiedais pasipuošusios Saturno analogijos arba mažesni „lediniai milžinai“, priklauso nuo disko savybių, formavimosi tempo ir migracijos eigos. Stebėjimai egzoplanetų milžinių bei tarpų jaunuose dulkiniuose diskuose rodo, kad šis procesas vyksta plačiai, lemia orbitų ir sudėties įvairovę milžinėms planetoms.

Vadovaujantis branduolio akrecijos modeliu, kelias atrodo niuansuotas: ledu praturtintas kūnas peržengia kelias Žemės mases, išprovokuoja nevaldomą dujų prisijungimą ir tampa masyvia H/He talpykla, didele dalimi veikiančia visos planetų sistemos išsidėstymą – išsklaidydama arba tvarkydama mažesnius kūnus, sukuria pagrindinį dinaminį kontekstą. Kol toliau stebime ALMA žiedų struktūras, milžinių atmosferų spektro duomenis ir egzoplanetų statistiką, mūsų supratimas, kaip šaltos protoplanetinių diskų zonos išaugina didžiausius planetinių šeimų narius, tampa vis gilesnis.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and 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). “Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Giant planet formation, evolution, and internal structure.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Formation of the giant planets.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Characterization of exoplanets from their formation. I. Models of combined planet formation and evolution.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Extrasolar planet formation.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Вернуться к блогу