Gas and Ice Giants

Raksasa Gas lan Es

Pertumbuhan inti gedhe sawise frost line, ngakresi envelope hydrogen-helium kandel

1. Pambuka: Saliyane Frost Line

Ing protoplanetary disks, wilayah sawise jarak orbit tartamtu—biasane diarani frost line (snow line)—ngidini banyu lan volatiles liyane beku dadi butiran es. Proses iki nduweni implikasi gedhe kanggo pambentukan planèt:

  1. Ice-Rich Solids: Suhu sing luwih adhem ngidini banyu, amonia, metana, lan volatiles liyane ngendhok ing butiran bledug, nambah total massa padatan sing kasedhiya.
  2. Bigger Solid Cores: Tambahan massa iki mbantu embrio planèt nglumpukake bahan cukup cepet, nggayuh massa kritis kanggo nangkep gas nebular.

Akibate, planèt sing mbentuk ing wilayah njaba iki bisa ngumpulake envelope hydrogen-helium kandel, berkembang dadi gas giants (kaya Jupiter lan Saturnus) utawa ice giants (kaya Uranus lan Neptunus). Nalika planèt terestrial ing disk njero sing panas tetep relatif cilik lan umume watu, planèt disk njaba iki bisa nggayuh puluhan nganti atusan massa Bumi, kanthi jero mbentuk arsitektur planèt sistem kasebut.

2. Model Core Accretion

2.1 Premis Dasar

Model core accretion sing umum ditampa nyatakaké:

  1. Solid Core Growth: Embrio planèt (wiwitan minangka protoplanèt sugih es) ngakresi padatan lokal nganti ngluwihi ~5–10 M⊕ (massa Bumi).
  2. Gas Capture: Sawise inti cukup gedhe, kanthi cepet narik hydrogen-helium saka disk kanthi gravitasi, nyebabake akresi envelope runaway.
  3. Runaway Growth: Iki bisa ngasilake gas raksasa kaya Jupiter utawa "ice giants" intermediate yen kahanan disk kurang ndhukung kanggo nangkep envelope utawa disk nyebar luwih awal.

Model iki nerangake kanthi kuat anané amplop H/He gedhe ing planet Jovian lan amplop sing luwih sederhana ing “ice giants,” sing bisa uga kabentuk mengko, nduweni akresi gas sing luwih alon, utawa amplop ilang amarga proses lintang utawa disk.

2.2 Umur Disk lan Pambentukan Cepet

Gas giants kudu kabentuk sadurunge gas disk ilang (ing ~3–10 yuta taun). Yen inti tuwuh alon banget, protoplanet ora bakal nglumpukake akeh hidrogen-helium. Observasi klaster lintang enom nuduhake dispersal disk sing cepet, cocog karo gagasan manawa pambentukan planet raksasa kudu cepet kanggo nggunakake pasokan gas nebula sing sementara [1], [2].

2.3 Kontraksi lan Pendinginan Amplop

Sawise inti ngluwihi massa kritis, atmosfer sing awalé cethek ngalih dadi penangkapan gas runaway. Nalika amplop saya gedhe, energi gravitasi dipancarake metu, ngidini amplop nyusut lan narik luwih akeh gas. Umpan balik positif iki bisa ngasilake massa pungkasan saka sawetara puluhan nganti atusan massa Bumi, gumantung kerapatan disk lokal, wektu, lan proses saingan kaya migrasi tipe II utawa pambentukan celah ing disk.

3. Peran Garis Es lan Padhet Es

3.1 Volatil lan Massa Padhet sing Ditingkatake

Ing disk njaba, ing ngendi suhu mudhun ngisor ~170 K (kanggo es banyu, sanajan suhu persis bisa beda-beda miturut parameter disk), uap banyu ngembun, nambah kerapatan permukaan padhet kaping 2–4. Es tambahan (CO, CO2, NH3) uga bisa beku ing suhu sing rada luwih murah luwih adoh saka lintang, nambah total cadangan materi padhet. Kelebihan planetesimal sing kebak es iki nyepetake pertumbuhan inti, faktor utama kanggo gas lan ice giants sing kabentuk ing utawa ngluwihi garis es [3], [4].

3.2 Muncule Gas vs. Ice Giants

  • Gas Giants (contone, Jupiter, Saturn): Intine kabentuk kanthi cepet (asring >10 massa Bumi) kanggo nyebabake akresi gedhe hidrogen-helium saka disk.
  • Ice Giants (contone, Uranus, Neptune): Bisa uga mbentuk inti sing rada luwih cilik utawa nglumpukake amplop mengko, utawa ngalami dispersal disk sing dipicu UV lintang. Amplop pungkasan luwih sithik massane, kanthi bagean signifikan saka komposisi interior ing es banyu/amonia/metana.

Mula, apa planet dadi Jupiter utawa Neptune bisa gumantung marang kerapatan permukaan padhet lokal, wektu pambentukan inti, lan lingkungan eksternal (contone, fotoevaporasi saka lintang gedhe sing cedhak).

4. Pertumbuhan Inti Masif

4.1 Akresi Planetesimal

Ing teori core accretion standar, planetesimal es (skala km utawa luwih gedhe) kabentuk liwat koagulasi tabrakan utawa streaming instability. Sawise protoplanet muncul ing skala ~1000 km utawa luwih gedhe, iku ngetokake fokus gravitasi sing kuwat, nyepetake tabrakan karo planetesimal sing isih ana:

  1. Pertumbuhan Oligarkis: Sawetara protoplanet gedhé nguwasani wilayah, nyapu badan cilik.
  2. Fragmentasi Sing Dikurangi: Kecepatan tabrakan sing luwih rendah (amarga sebagian diredam dening gas drag) ngidini pertumbuhan netto tinimbang kerusakan katastrofik.
  3. Skala Waktu: Inti kudu tekan ~5–10 M⊕ sajrone sawetara yuta taun kanggo isih bisa nangkep disk gas [5], [6].

4.2 Akresi Pebble

Mekanisme alternatif utawa tambahan yaiku akresi pebble:

  • Pebbles (ukuran mm–cm) ngalir liwat disk.
  • Proto-inti sing cukup gedhé bisa nangkep pebble kanthi gravitasi, kanthi cepet nambah massa inti.
  • Iki mempercepat garis wektu kanggo mbentuk super-Bumi utawa inti raksasa, penting kanggo miwiti akresi amplop.

Sawise inti tekan massa ambang, nangkep gas runaway diwiwiti, pungkasané dadi gas giant utawa es giant, gumantung massa amplop pungkasan lan kahanan disk.

5. Akresi Amplop lan Planet Didominasi Gas

5.1 Pertumbuhan Amplop Runaway

Sawise ngliwati massa inti kritis, proto-planet raksasa ngalih saka atmosfer kuasi-statis dadi runaway nangkep gas. Potensi gravitasi amplop saya jero, narik luwih akeh gas nebular. Faktor wates asring yaiku kapasitas disk kanggo nyuplai lan ngisi ulang gas ing wilayah kasebut utawa kapasitas planet kanggo adhem lan nyusut amplop. Model nuduhake yen sawisé ~10 M⊕ tekan ing inti, massa amplop bisa munggah nganti puluhan utawa atusan massa Bumi yen disk tetep [7], [8].

5.2 Mbukak Celah lan Migrasi Tipe II

Planèt sing cukup gedhé bisa mbukak celah ing disk liwat torsi tidal sing ngluwihi tekanan lokal disk. Iki ngowahi tingkat pasokan gas lan miwiti migrasi Tipe II, ing ngendi evolusi orbit planèt digandhengake karo skala wektu viskous disk. Sawetara planet raksasa bisa migrasi mlebu (mbentuk “hot Jupiters”) yen disk ora cepet ilang, nalika liyane tetep cedhak utawa ngluwihi wilayah formasi yen kahanan disk ngalangi migrasi utawa yen pirang-pirang raksasa mbentuk struktur resonan.

5.3 Keanekaragaman Status Akhir Gas Giant

  • Jupiter-Like: Massa gedhe, amplop gedhe (~300 massa Bumi total, ~10–20 massa inti Bumi).
  • Saturn-Like: Amplop massa tengah (~90 massa Bumi) nanging isih didominasi hidrogen-helium kanthi signifikan.
  • Sub-Jovians: Bisa uga massa total luwih cilik utawa runaway durung rampung.
  • Brown Dwarfs: Yen sawijining obyek sing nambah massa ngancik ~13 massa Jupiter, mlebu wilayah wates antarane planet raksasa lan brown dwarfs substellar, sanajan mekanisme formasi bisa beda.

6. Raksasa Es: Uranus lan Neptunus

6.1 Formasi ing Disk Njaba

Raksasa es kaya Uranus lan Neptunus ing sistem kita biasané ana ing kisaran 10–20 M⊕, kanthi inti ~1–3 M⊕ lan amplop H/He sawetara massa Bumi. Dheweke mbentuk ing njaba 15–20 AU (wilayah ngendi kerapatan disk luwih sithik, lan skala wektu akresi bisa luwih alon). Penjelasan kanggo amplop sing luwih cilik kalebu:

  • Formasi Telat: Dheweke mbentuk utawa tekan massa kritis relatif telat, nyekel gas nebula sing luwih sithik sadurunge disk nyebar.
  • Disk Cepet Mlebu: Wektu sing luwih cendhak utawa radiasi eksternal nyepetake pasokan gas.
  • Migrasi Orbital: Bisa uga mbentuk luwih cedhak utawa rada ngluwihi orbit Jupiter-Saturnus lan migrasi metu utawa disebarake.

6.2 Komposisi lan Interior

Raksasa es ngemot jumlah gedhé es banyu/amonia/metana—senyawa volatile sing ngembun ing wilayah njaba sing adhem. Kerapatané sing dhuwur dibandhingaké karo raksasa hidrogen-helium murni nuduhake fraksi unsur abot sing luwih gedhé. Interioré bisa nduwèni struktur lapisan kanthi inti watu/logam, mantel “es” jero saka banyu/amonia, lan amplop H-He sing relatif tipis.

6.3 Paralel Exoplanet

Akeh exoplanet sing ditemokaké yaiku “mini-Neptunes,” nyambungake jurang massa antarane super-Bumi (~2–10 M⊕) lan Saturnus. Iki nuduhake yèn akresi amplop sing parsial utawa ora lengkap iku asil umum sawisé inti sing cukup cilik mbentuk, konsisten karo gaya formasi “raksasa es” ing disk ing sakubengé macem-macem jinis lintang.

7. Tes Observasi lan Pertimbangan Teoretis

7.1 Ndelok Raksasa Sing Mbentuk ing Disk

ALMA wis ngrekam struktur cincin/celah sing bisa uga dipahat déning inti planet raksasa. Sawetara instrumen citra langsung (SPHERE/GPI) nyoba ndeteksi planet raksasa enom sing isih kaiket ing disk. Deteksi kaya ngono negesake skala wektu lan akumulasi massa sing diprediksi déning akresi inti.

7.2 Petunjuk Komposisi saka Spektra Atmosfer

Kanggo raksasa exoplanet, transit utawa spektroskopi langsung nuduhake metalisitas atmosfer, sing nuduhake pira unsur abot sing dikunci ing amplop. Ndelok komposisi atmosfer Saturnus utawa Jupiter uga menehi wawasan babagan kimia disk nalika wektu formasi, contoné, ngukur rasio karbon lan oksigen, utawa ndeteksi gas mulia. Benten-bentenan bisa nggambarake akresi planetesimal utawa pola migrasi dinamis.

7.3 Tanda Migrasi lan Arsitektur Sistem

Survei exoplanet nuduhake akèh sistem kanthi hot Jupiters utawa pirang-pirang planet Jovian cedhak lintang. Iki nuduhake yèn formasi planet raksasa lan interaksi sing digerakké déning disk utawa planet-planet bisa ngowahi orbit kanthi drastis. Raksasa gas/es ing njaba sistem srengéngé kita mbentuk susunan pungkasan, nyebarake komet lan badan cilik, bisa uga nerangake carané Bumi ora ngalami migrasi mlebu sing katastrofik déning Jupiter utawa Saturnus.

8. Implikasi Kosmologis lan Variasi

8.1 Pengaruh Metalitas Lintang

Lintang kanthi metalitas luwih dhuwur (yaiku, fraksi unsur abot) biasane mbentuk luwih akeh planet raksasa. Observasi nuduhake korelasi kuat antarane kelimpahan wesi lintang lan kamungkinan nduweni planet raksasa. Iki kamungkinan nggambarake isi debu sing luwih kuat ing disk, nyepetake pertumbuhan inti. Disk kanthi metalitas luwih murah ndeleng luwih sithik utawa planet raksasa luwih cilik, bisa uga luwih milih jagad terestrial utawa samodra sing luwih cilik.

8.2 Padang Pasir Brown Dwarf?

Perluasan pembentukan planet raksasa bisa mlebu wilayah brown dwarfs (~13–80 MJup). Secara observasi, ana “padang pasir brown dwarf” cedhak lintang tipe surya (sawetara brown dwarf ditemokake ing jarak cendhak utawa sedang). Sebab bisa uga saluran pembentukan beda saka core accretion standar kanggo massa substellar gedhe, utawa fragmentasi ing disk arang banget ngasilake obyek ing rentang massa kasebut kanthi orbit stabil.

8.3 Variasi Antarane M-Dwarf

Lintang M-dwarf (massa luwih cilik) kamungkinan duwe disk sing kurang gedhe. Dheweke bisa mbentuk mini-Neptunus utawa super-Bumi luwih gampang tinimbang planet ukuran Jupiter, sanajan ana sawetara pengecualian. Nglacak carane massa disk skala karo massa lintang mbantu ngurai apa populasi kaya Neptunus utawa super-Bumi berbatu dominan ing sekitar lintang sing luwih cilik.

9. Kesimpulan

Gas lan raksasa es makili sawetara asil paling gedhe saka pembentukan planet, mbentuk ing njaba frost line saka disk protoplanetary. Inti gedhe sing diklumpukake kanthi cepet saka planetesimal sugih es nglumpukake amplop hidrogen-helium sing kandel nalika disk isih kebak gas. Asil pungkasan—raksasa skala Jovian, analog Saturnus sing ana cincin, utawa “raksasa es” kaya Neptunus sing luwih cilik—gumantung saka sifat disk, wektu pembentukan, lan episode migrasi. Observasi raksasa eksoplanet lan gambar langsung celah ing disk berdebu negesake yen proses iki umum ing galaksi, mbentuk keragaman ing orbit lan komposisi planet raksasa.

Didorong dening model core accretion, kita weruh dalan sing rinci: jagad es ngluwihi sawetara massa Bumi ing ukuran inti, nyebabake akresi runaway, lan dadi reservoir ageng H/He, mengaruhi arsitektur sistem planet sakabehe—nyebarake utawa nglindhungi badan cilik, nyetel kerangka dinamis sing nyakup. Nalika kita nyempurnakake gambaran liwat struktur cincin ALMA, spektroskopi atmosfer planet raksasa, lan demografi eksoplanet, kita terus entuk wawasan luwih jero babagan carane zona adhem njaba disk protoplanetary malih dadi anggota paling gedhe lan paling nggumunake saka kulawarga planet.

Referensi lan Wacan Luwih Jero

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Pembentukan Planet Raksasa kanthi Akresi Solida lan Gas sing Bareng.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Evolusi Awan Protoplanetary lan Pembentukan Bumi lan Planet. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Pertumbuhan cepet inti raksasa gas kanthi akresi kerikil.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Pembentukan, evolusi, lan struktur internal planet raksasa.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Pembentukan planet raksasa.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Karakterisasi exoplanet saka pembentukane. I. Model gabungan pembentukan lan evolusi planet.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Pertumbuhan planet kanthi akresi kerikil ing disk protoplanetary sing berkembang.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Pembentukan planet extrasolar.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.

 

← Artikel sadurunge                    Artikel sabanjure →

 

 

Bali menyang ndhuwur

Bali menyang Blog