Gas and Ice Giants

Gas- och isjättar

Tillväxt av massiva kärnor bortom frostlinjen, ackumulerande tjocka väte-helium-omslag

1. Introduktion: Bortom frostlinjen

I protoplanetära skivor tillåter området bortom ett visst omloppsavstånd—vanligtvis kallat frostlinjen (snölinjen)—att vatten och andra flyktiga ämnen fryser till iskorn. Denna process har stora konsekvenser för planetbildning:

  1. Isrika fasta ämnen: Kallare temperaturer tillåter vatten, ammoniak, metan och andra flyktiga ämnen att kondensera på dammkorn, vilket ökar den totala massan av tillgängliga fasta ämnen.
  2. Större fasta kärnor: Denna massökning hjälper planetariska embryon att snabbt samla tillräckligt med material och nå den kritiska massan för att fånga nebulär gas.

Som ett resultat kan planeter som bildas i detta yttre område ackumulera tjocka väte-helium-omslag, utvecklas till gasjättar (som Jupiter och Saturnus) eller isjättar (som Uranus och Neptunus). Medan jordlika planeter i den varma inre skivan förblir relativt blygsamma i massa och mestadels steniga, kan dessa yttre skiveplaneter nå tiotals till hundratals jordmassor, vilket påverkar systemets planetarkitektur djupt.

2. Kärnackretionsmodellen

2.1 Grundläggande antagande

Den allmänt accepterade kärnackretionsmodellen antar:

  1. Fast kärntillväxt: En planetarisk embryo (initialt en isrik protoplanet) ackumulerar lokala fasta ämnen tills den överstiger ~5–10 M⊕ (jordmassor).
  2. Gasfångst: När kärnan är tillräckligt massiv attraherar den snabbt gravitationellt omgivande väte-helium från skivan, vilket leder till okontrollerad omslagstillväxt.
  3. Okontrollerad tillväxt: Detta kan ge Jupiter-liknande gasjättar eller intermediära ”isjättar” om skivans förhållanden är mindre gynnsamma för omslagsfångst eller om skivan sprids tidigare.

Denna modell förklarar robust förekomsten av stora H/He-atmosfärer på jovianska planeter och de mer måttliga atmosfärerna på ”isjättar”, som antingen bildades senare, hade långsammare gasackretion eller förlorade atmosfärer till stjärn- eller diskprocesser.

2.2 Disklivslängder och snabb bildning

Gasjättar måste bildas innan diskens gas försvinner (inom ~3–10 miljoner år). Om en kärna växer för långsamt kommer protoplaneten inte att samla mycket väte-helium. Observationer av unga stjärnhopar visar snabb diskdispersal, vilket stämmer överens med idén att jätteplanetbildning måste vara tillräckligt snabb för att utnyttja det kortvariga utbudet av nebulär gas [1], [2].

2.3 Atmosfärssammandragning och kylning

Efter att kärnan överstiger den kritiska massan övergår en initialt grund atmosfär till okontrollerad gasinfångning. När atmosfären växer, strålas gravitationell energi bort, vilket låter atmosfären dra ihop sig och dra in ännu mer gas. Denna positiva återkoppling kan producera slutliga massor från några tiotal upp till hundratals jordmassor, beroende på lokal diskdensitet, tidsskala och konkurrerande processer som typ II-migration eller gapbildning i disken.

3. Frostlinjens och isiga fasta ämnens roll

3.1 Flyktiga ämnen och ökad fast massa

I yttre disken, där temperaturerna sjunker under ~170 K (för vattenis, även om den exakta temperaturen kan variera med diskparametrar), kondenserar vattenånga, vilket ökar yttätheten av fasta ämnen med en faktor 2–4. Ytterligare isar (CO, CO2, NH3) kan också frysa ut vid något lägre temperaturer längre från stjärnan, vilket ökar den totala reserven av fast materia. Detta överskott av isrika planetesimaler främjar snabbare kärntillväxt, en huvudfaktor för att gas- och isjättar bildas vid eller bortom frostlinjen [3], [4].

3.2 Framväxten av gas- vs. isjättar

  • Gasjättar (t.ex. Jupiter, Saturnus): Deras kärnor bildas tillräckligt snabbt (ofta >10 jordmassor) för att utlösa en massiv ackretion av väte-helium från disken.
  • Isjättar (t.ex. Uranus, Neptunus): Kan antingen bilda något mindre kärnor eller ackumulera atmosfärer senare, eller uppleva stjärnans UV-drivna diskdispersal. Den slutliga atmosfären är mindre massiv, med en betydande andel av inre sammansättning i vatten/ammoniak/metan-isar.

Därför kan det avgöras om en planet blir en Jupiter eller en Neptunus beroende på lokala fasta yttätheter, tidpunkten för kärnbildning och den yttre miljön (t.ex. fotoavdunstning från en närliggande massiv stjärna).

4. Tillväxt av massiva kärnor

4.1 Planetesimalackretion

I standard core accretion-teori bildas isiga planetesimaler (km-stora eller större) genom kollisionskoagulation eller streaminginstabilitet. När en protoplanet uppstår vid ungefär ~1000 km-storlek eller större, utövar den stark gravitationell fokusering, vilket påskyndar kollisioner med kvarvarande planetesimaler:

  1. Oligarkisk tillväxt: Några stora protoplaneter dominerar området och sveper upp mindre kroppar.
  2. Minskad fragmentering: Lägre kollisionshastigheter (på grund av partiell dämpning av gasdrag) möjliggör nettotillväxt istället för katastrofal nedbrytning.
  3. Tidsramar: Kärnan måste nå ~5–10 M⊕ inom några miljoner år för att fortfarande hinna fånga den gasrika skivan [5], [6].

4.2 Småstensackretion

En alternativ eller tilläggsmekanism är småstensackretion:

  • Småstenar (mm–cm storlek) driver genom skivan.
  • En tillräckligt stor proto-kärna kan gravitationellt fånga dessa småstenar och snabbt öka kärnans massa.
  • Detta påskyndar tidslinjen för att bilda en superjord eller jätte-kärna, avgörande för att initiera omslagsackretion.

När en kärna når tröskelmassan sätter runaway gasinfångning igång, vilket kulminerar i en gasjätte eller isjätte, beroende på slutlig omslagsmassa och skivförhållanden.

5. Omslagsackretion och gasdominerade planeter

5.1 Runaway-omslagstillväxt

Efter att ha passerat den kritiska kärnmassan övergår protojätteplaneten från en kvasi-stationär atmosfär till runaway gasinfångning. Omslagets gravitationella potentialbrunn fördjupas och drar in mer nebulär gas. Den begränsande faktorn är ofta skivans förmåga att tillföra och fylla på gas i området eller planetens kapacitet att kyla och kontrahera sitt omslag. Modeller visar att när ~10 M⊕ nås i kärnan kan omslagsmassan stiga till tiotals eller hundratals jordmassor om skivan består [7], [8].

5.2 Lucköppning och Typ II-migration

En tillräckligt massiv planet kan öppna en lucka i skivan via tidala vridmoment som överstiger det lokala skivtrycket. Detta ändrar gaskällans tillförselhastigheter och initierar Typ II-migration, där planetens omloppsutveckling är kopplad till skivans viskösa tidsskala. Vissa gasjättar kan migrera inåt (bilda ”heta Jupitrar”) om skivan inte försvinner snabbt, medan andra stannar nära eller bortom sin bildningsregion om skivförhållandena hindrar migration eller om flera jättar bildar resonansstrukturer.

5.3 Mångfald av gasjättars slutliga tillstånd

  • Jupiterliknande: Stor massa, stort omslag (~300 Jordmassor totalt, ~10–20 Jordmasskärna).
  • Saturnliknande: Mellanmassigt omslag (~90 Jordmassor) men fortfarande betydligt väte-heliumdominerat.
  • Sub-Jovians: Möjligen lägre totalmassa eller ofullständig runaway.
  • Bruna dvärgar: Om ett ackreterande objekt närmar sig ~13 Jupitermassor, går det in i en gränsregion mellan jättelika planeter och substellära bruna dvärgar, även om bildningsmekanismerna kan skilja sig åt.

6. Isjättar: Uranus och Neptunus

6.1 Bildning i den yttre skivan

Isjättar som Uranus och Neptunus i vårt system ligger typiskt i intervallet 10–20 M⊕, med ~1–3 M⊕ kärnor och ~några jordmassor H/He-omslag. De bildades bortom 15–20 AU (området där skivtätheten är lägre och ackretionstiderna kan vara långsammare). Förklaringar till deras mindre omslag inkluderar:

  • Sen bildning: De bildades eller nådde kritisk massa relativt sent, och fångade mindre nebulär gas innan skivan försvann.
  • Snabbare skivupplösning: Minskad tid eller extern strålning avbröt gastillförseln.
  • Orbital migration: Möjligen bildade närmare eller något bortom Jupiter-Saturnus banor och migrerade utåt eller blev utspridda.

6.2 Sammansättning och inre strukturer

Isjättar innehåller betydande mängder vatten-/ammoniak-/metanisar—flyktiga föreningar som kondenserade i kalla yttre regioner. Deras höga densitet jämfört med rena väte-heliumjättar tyder på en större andel ”tunga element.” Interiörer kan ha en lagerstruktur med en sten-/metallkärna, en djup ”is”-mantel av vatten/ammoniak och ett relativt tunt H-He-omslag.

6.3 Exoplanetparalleller

Många exoplaneter som upptäckts är “mini-Neptunes,” som överbryggar massgapet mellan superjordar (~2–10 M⊕) och Saturnus. Detta antyder att partiell eller ofullständig omslagsackretion är ett vanligt resultat när en måttlig kärna bildas, i linje med en ”isjätte”-typ av bildning i skivor runt olika stjärntyper.

7. Observationella tester och teoretiska överväganden

7.1 Observation av bildande jättar i skivor

ALMA har avbildat ring-/gapstrukturer som möjligen formats av jätteplanetkärnor. Vissa direktavbildningsinstrument (SPHERE/GPI) försöker upptäcka unga jättar som fortfarande är inbäddade i skivan. Sådana upptäckter bekräftar de tidsskalor och massuppbyggnad som förutsägs av kärnackretion.

7.2 Sammansättningsledtrådar från atmosfäriska spektra

För exoplanetjättar avslöjar transit- eller direkt spektroskopi atmosfäriska metalliciteter, vilket indikerar hur många tunga element som är bundna i omslaget. Att observera Saturnus eller Jupiters atmosfärssammansättning ger också insikter i skivans kemi vid bildningstidpunkten, t.ex. att mäta förhållandet mellan kol och syre eller att upptäcka ädelgaser. Avvikelser kan spegla ackretion av planetesimaler eller dynamiska migrationsmönster.

7.3 Migrationsavtryck och systemarkitekturer

Exoplanetundersökningar visar många system med hot Jupiters eller flera jovianska planeter nära stjärnan. Detta antyder att jätteplanetbildning plus skivdrivna eller planet-planet-interaktioner kan drastiskt omorganisera banor. Vårt solsystems yttre gas-/isjättar formade den slutliga ordningen, spridde kometer och mindre kroppar, vilket möjligen förklarar hur jorden undvek katastrofal inåtgående migration av Jupiter eller Saturnus.

8. Kosmologiska implikationer och variation

8.1 Påverkan av stjärnans metallicity

Stjärnor med högre metallicity (dvs. tyngre grundämnesandel) bildar vanligtvis fler jättplaneter. Observationer visar en stark korrelation mellan en stjärnas järnhalt och sannolikheten att hysa en jättplanet. Detta speglar förmodligen ett mer robust damminnehåll i skivan, vilket påskyndar kärntillväxt. Skivor med lägre metallhalt har färre eller mindre jättar, vilket möjligen gynnar mindre jordlika eller oceanvärldar.

8.2 Brown Dwarf Desert?

En förlängning av jättplanetbildning kan glida in i området för brown dwarfs (~13–80 MJup). Observationellt finns det en ”brown dwarf desert” nära sol-liknande stjärnor (få brown dwarfs hittas på korta eller måttliga avstånd). Anledningen kan vara att bildningskanaler skiljer sig från standard core accretion för stora substellära massor, eller att fragmentering i skivan sällan producerar objekt i den massintervallet med stabila banor.

8.3 Variation bland M-dvärgar

M-dvärgstjärnor (lägre massa) har förmodligen mindre massiva skivor. De kan lättare bilda mini-Neptuner eller superjordar än Jupiter-stora planeter, även om vissa undantag finns. Att spåra hur skivmassan skalar med stjärnmassan hjälper till att avkoda om Neptunliknande eller steniga superjordpopulationer dominerar runt mindre stjärnor.

9. Slutsats

Gas- och isjättar representerar några av de mest massiva resultaten av planetbildning och bildas bortom frostlinjen i protoplanetära skivor. Deras massiva kärnor—snabbt sammansatta av isrika planetesimaler—ackumulerar tjocka väte-helium-omslag medan skivan fortfarande är rik på gas. De slutgiltiga resultaten—Jovianska jättar, ringprydda Saturnus-analoger eller mindre Neptunliknande ”isjättar”—beror på skivans egenskaper, bildningstidpunkt och migrationshändelser. Observationer av exoplanetjättar och direkta bilder av gap i dammskivor bekräftar att denna process är vanlig i hela galaxen och skapar mångfald i både banor och sammansättningar av jättplaneter.

Drivna av core accretion-modellen ser vi en nyanserad väg: en isig värld överstiger några jordmassor i kärnstorlek, utlöser okontrollerad ackretion och blir ett kolossalt reservoar av H/He, vilket påverkar hela planetsystemets arkitektur—sprider eller vallar mindre kroppar och sätter en övergripande dynamisk ram. När vi förfinar vår bild via ALMA-ringstrukturer, jättplaneternas atmosfärsspektroskopi och exoplanetdemografi får vi ständigt djupare insikt i hur dessa yttre, kalla zoner av protoplanetära skivor omvandlas till de största, mest imponerande medlemmarna i planetfamiljer.

Referenser och vidare läsning

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). ”Bildandet av jättplaneter 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). “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.

 

← Föregående artikel                    Nästa artikel →

 

 

Tillbaka till toppen

Tillbaka till bloggen