ยักษ์ก๊าซและยักษ์น้ำแข็ง

การเติบโตของแกนกลางขนาดใหญ่เกินเส้นน้ำค้างแข็ง โดยสะสมซองบรรจุไฮโดรเจน-ฮีเลียมหนา

1. บทนำ: นอกเส้นน้ำค้างแข็ง

ใน แผ่นดิสก์ดาวเคราะห์ต้นกำเนิด บริเวณที่อยู่นอกระยะวงโคจรหนึ่งซึ่งเรียกกันทั่วไปว่า เส้นน้ำค้างแข็ง (เส้นหิมะ) ช่วยให้น้ำและสารระเหยอื่น ๆ กลายเป็นเกล็ดน้ำแข็ง กระบวนการนี้มีผลสำคัญต่อการก่อตัวของดาวเคราะห์:

ของแข็งที่อุดมด้วยน้ำแข็ง: อุณหภูมิที่เย็นกว่าช่วยให้น้ำ แอมโมเนีย มีเทน และสารระเหยอื่น ๆ กลายเป็นน้ำแข็งเกาะติดกับฝุ่น เพิ่มมวลรวมของของแข็งที่มีอยู่
แกนกลางแข็งที่ใหญ่ขึ้น: การเพิ่มมวลนี้ช่วยให้ตัวอ่อนดาวเคราะห์รวบรวมวัสดุได้อย่างรวดเร็วพอที่จะถึงมวลวิกฤตเพื่อ จับแก๊สเนบิวลาร์

ด้วยเหตุนี้ ดาวเคราะห์ที่ก่อตัวในบริเวณนอกสุดนี้จึงสามารถสะสม ซองบรรจุไฮโดรเจน-ฮีเลียมหนา และพัฒนาเป็น ดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ (เช่น จูปิเตอร์และเสาร์) หรือ ดาวเคราะห์น้ำแข็ง (เช่น ยูเรนัสและเนปจูน) ขณะที่ดาวเคราะห์หินในแผ่นดิสก์ร้อนภายในยังคงมีมวลค่อนข้างน้อยและส่วนใหญ่เป็นหิน ดาวเคราะห์ในแผ่นดิสก์ภายนอกเหล่านี้สามารถมีมวลถึงสิบถึงร้อยเท่าของมวลโลก ซึ่งมีผลอย่างมากต่อโครงสร้างของระบบดาวเคราะห์

2. โมเดลการสะสมแกนกลาง

2.1 สมมติฐานพื้นฐาน

โมเดล การสะสมแกนกลาง ที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางเสนอว่า:

การเติบโตของแกนกลางแข็ง: ตัวอ่อนดาวเคราะห์ (ซึ่งเริ่มต้นเป็นดาวเคราะห์น้ำแข็ง) สะสมของแข็งในท้องถิ่นจนมีมวลเกิน ~5–10 M_⊕ (มวลโลก)
การจับแก๊ส: เมื่อแกนกลางมีมวลมากพอ มันจะดึงดูด ไฮโดรเจน-ฮีเลียม รอบตัวจากแผ่นดิสก์อย่างรวดเร็ว นำไปสู่การสะสมซองบรรจุอย่างรวดเร็ว
การเติบโตอย่างรวดเร็ว: สิ่งนี้สามารถสร้างดาวเคราะห์แก๊สยักษ์แบบจูปิเตอร์ หรือดาวเคราะห์ “น้ำแข็ง” ระดับกลาง หากสภาพแวดล้อมในแผ่นดิสก์ไม่เอื้ออำนวยต่อการจับซองบรรจุ หรือแผ่นดิสก์สลายตัวเร็วกว่าปกติ

โมเดลนี้อธิบายได้อย่างมั่นคงถึงการมีอยู่ของซองบรรจุไฮโดรเจน/ฮีเลียมขนาดใหญ่บนดาวเคราะห์ประเภทจูปิเทียน และซองบรรจุที่มีขนาดปานกลางบน “ดาวเคราะห์น้ำแข็ง” ซึ่งอาจก่อตัวช้ากว่า มีการสะสมแก๊สช้ากว่า หรือสูญเสียซองบรรจุไปจากกระบวนการของดาวฤกษ์หรือแผ่นดิสก์

2.2 อายุของแผ่นดิสก์และการก่อตัวอย่างรวดเร็ว

ดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ต้องก่อตัว ก่อน ที่แก๊สในแผ่นดิสก์จะสลายไป (ภายใน ~3–10 ล้านปี) หากแกนกลางโตช้าเกินไป ดาวเคราะห์ดวงนั้นจะไม่สามารถรวบรวมไฮโดรเจน-ฮีเลียมได้มาก การสังเกตกลุ่มดาวฤกษ์อายุน้อยแสดงให้เห็นการสลายตัวของแผ่นดิสก์อย่างรวดเร็ว ซึ่งสอดคล้องกับแนวคิดที่ว่าการก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์ต้องรวดเร็วพอที่จะใช้ประโยชน์จากแหล่งแก๊สเนบิวลาที่มีอยู่อย่างชั่วคราว [1], [2].

2.3 การหดตัวและการเย็นตัวของชั้นบรรยากาศ

หลังจากแกนมีมวลเกินกว่าค่าที่วิกฤติ บรรยากาศที่ตื้นเริ่มเปลี่ยนเป็นการจับก๊าซอย่างรวดเร็ว เมื่อชั้นบรรยากาศเติบโต พลังงานโน้มถ่วงจะถูกแผ่ออกไป ทำให้ชั้นบรรยากาศหดตัวและดึงก๊าซเข้ามามากขึ้น การตอบสนองเชิงบวกนี้สามารถสร้างมวลสุดท้ายตั้งแต่หลักสิบจนถึงหลักร้อยเท่าของมวลโลก ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของแผ่นดิสก์ในท้องถิ่น ระยะเวลา และกระบวนการแข่งขัน เช่น การย้ายที่แบบชนิดที่สองหรือการก่อตัวของช่องว่างในแผ่นดิสก์

3. บทบาทของเส้นน้ำค้างแข็งและวัตถุแข็งน้ำแข็ง

3.1 สารระเหยและมวลของแข็งที่เพิ่มขึ้น

ใน แผ่นดิสก์ชั้นนอก ที่อุณหภูมิลดต่ำลงต่ำกว่า ~170 K (สำหรับน้ำแข็งน้ำ แม้อุณหภูมิที่แน่นอนอาจเปลี่ยนแปลงตามพารามิเตอร์ของแผ่นดิสก์) ไอน้ำจะควบแน่น เพิ่มความหนาแน่นของพื้นผิวของแข็งขึ้น 2–4 เท่า น้ำแข็งชนิดอื่น (CO, CO₂, NH₃) ก็สามารถแข็งตัวที่อุณหภูมิต่ำกว่านี้เล็กน้อยในระยะที่ไกลจากดาวฤกษ์มากขึ้น เพิ่มปริมาณวัตถุแข็งทั้งหมด ส่วนเกินของดาวเคราะห์น้อยที่มีน้ำแข็งนี้ช่วยเร่งการเติบโตของแกน ซึ่งเป็นปัจจัยหลักที่ทำให้ ดาวยักษ์ก๊าซและน้ำแข็ง ก่อตัวที่หรือเลยเส้นน้ำค้างแข็ง [3], [4]

3.2 การเกิดขึ้นของดาวยักษ์ก๊าซและน้ำแข็ง

ดาวยักษ์ก๊าซ (เช่น ดาวพฤหัสบดี, ดาวเสาร์): แกนของพวกมันก่อตัวเร็วพอ (มักมากกว่า 10 เท่าของมวลโลก) เพื่อกระตุ้นการสะสมก๊าซไฮโดรเจน-ฮีเลียมจำนวนมากจากแผ่นดิสก์
ดาวยักษ์น้ำแข็ง (เช่น ยูเรนัส, เนปจูน): อาจก่อตัวแกนที่เล็กกว่าหรือสะสมชั้นบรรยากาศภายหลัง หรือประสบกับการกระจายของแผ่นดิสก์ที่ขับเคลื่อนด้วยรังสี UV ของดาวฤกษ์ ชั้นบรรยากาศสุดท้ายมีมวลน้อยกว่า โดยมีส่วนประกอบภายในเป็นน้ำแข็งน้ำ/แอมโมเนีย/มีเทนในสัดส่วนสำคัญ

ดังนั้น การที่ดาวเคราะห์จะกลายเป็นดาวพฤหัสบดีหรือดาวเนปจูนขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของพื้นผิวของแข็งในท้องถิ่น เวลาที่แกนก่อตัว และสภาพแวดล้อมภายนอก (เช่น การระเหยของแสงจากดาวฤกษ์มวลมากใกล้เคียง)

4. การเติบโตของแกนมวลมาก

4.1 การสะสมดาวเคราะห์น้อย

ในทฤษฎี การสะสมแกน แบบมาตรฐาน ดาวเคราะห์น้ำแข็งขนาดกิโลเมตรขึ้นไปก่อตัวขึ้นผ่านการรวมตัวจากการชนหรือความไม่เสถียรของการไหล เมื่อโปรโตแพลนเน็ตขนาดประมาณ ~1000 กม. หรือใหญ่กว่านั้นปรากฏขึ้น มันจะมีแรงโน้มถ่วงที่เน้นการชนอย่างมาก เร่งการชนกับดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่:

การเติบโตแบบผู้มีอำนาจ: โปรโตแพลนเน็ตขนาดใหญ่ไม่กี่ดวงครอบงำพื้นที่นั้น โดยกวาดล้างวัตถุขนาดเล็กกว่า
การแตกตัวลดลง: ความเร็วการชนที่ต่ำลง (เนื่องจากการหน่วงบางส่วนโดยแรงต้านของก๊าซ) ช่วยให้เกิดการเติบโตสุทธิแทนที่จะเป็นการทำลายอย่างรุนแรง
ช่วงเวลา: แกนกลางต้องถึง ~5–10 M_⊕ ภายในไม่กี่ล้านปีเพื่อจับแผ่นดิสก์ก๊าซได้ทัน [5], [6]

4.2 การสะสมก้อนกรวด

กลไกทางเลือกหรือเสริมคือ การสะสมก้อนกรวด:

ก้อนกรวด (ขนาดมิลลิเมตรถึงเซนติเมตร) ลอยผ่านแผ่นดิสก์
แกนกลางต้นกำเนิดที่มีขนาดใหญ่พอสามารถจับก้อนกรวดเหล่านี้ด้วยแรงโน้มถ่วง เพิ่มมวลแกนกลางอย่างรวดเร็ว
สิ่งนี้เร่งเวลาสำหรับการก่อตัวของซูเปอร์เอิร์ธหรือแกนกลางยักษ์ ซึ่งสำคัญต่อการเริ่มต้นการสะสมซองมวล

เมื่อแกนกลางถึงมวลเกณฑ์ การจับก๊าซแบบวิ่งหนีจะเริ่มขึ้น นำไปสู่การก่อตัวของดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์หรือดาวเคราะห์น้ำแข็ง ขึ้นอยู่กับมวลซองมวลสุดท้ายและสภาพแผ่นดิสก์

5. การสะสมซองมวลและดาวเคราะห์ที่มีแก๊สเป็นส่วนใหญ่

5.1 การเติบโตของซองมวลแบบวิ่งหนี

หลังจากผ่านมวลแกนกลางวิกฤต ดาวเคราะห์ยักษ์ต้นกำเนิดจะเปลี่ยนจากบรรยากาศกึ่งคงที่เป็นการจับก๊าซแบบ วิ่งหนี หลุมศักย์โน้มถ่วงของซองมวลลึกขึ้น ดึงก๊าซเนบิวลามากขึ้น ปัจจัยจำกัดมักเป็น ความสามารถของแผ่นดิสก์ ในการจ่ายและเติมก๊าซในบริเวณนั้น หรือความสามารถของดาวเคราะห์ในการเย็นและหดตัวซองมวล แบบจำลองแสดงว่าเมื่อแกนกลางถึง ~10 M_⊕ มวลซองมลสามารถเพิ่มขึ้นเป็นสิบหรือร้อยเท่าของมวลโลกหากแผ่นดิสก์ยังคงอยู่ [7], [8]

5.2 การเปิดช่องว่างและการย้ายที่แบบประเภท II

ดาวเคราะห์ที่มีมวลเพียงพอสามารถ เปิดช่องว่าง ในแผ่นดิสก์ผ่านแรงบิดน้ำขึ้นน้ำลงที่เกินแรงดันในแผ่นดิสก์ท้องถิ่น ซึ่งเปลี่ยนอัตราการจ่ายก๊าซและเริ่มต้น การย้ายที่แบบประเภท II ซึ่งวิวัฒนาการวงโคจรของดาวเคราะห์จะสัมพันธ์กับช่วงเวลาความหนืดของแผ่นดิสก์ ดาวเคราะห์ยักษ์บางดวงสามารถย้ายเข้ามาใกล้ดาวฤกษ์ (ก่อตัวเป็น “ฮอตจูปิเตอร์”) หากแผ่นดิสก์ไม่สลายตัวเร็ว ในขณะที่บางดวงยังคงอยู่ใกล้หรือเลยบริเวณก่อตัวหากสภาพแผ่นดิสก์ขัดขวางการย้ายที่หรือหากดาวเคราะห์ยักษ์หลายดวงก่อตัวเป็นโครงสร้างเรโซแนนซ์

5.3 ความหลากหลายของสถานะสุดท้ายของดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์

ลักษณะคล้ายดาวพฤหัสบดี: มวลมาก ซองมวลใหญ่ (~300 มวลโลกทั้งหมด, แกนกลางประมาณ 10–20 มวลโลก)
ลักษณะคล้ายดาวเสาร์: ซองมวลกลาง (~90 มวลโลก) แต่ยังคงมีไฮโดรเจน-ฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่
ดาวย่อย-จูปิเทียน: อาจมีมวลรวมต่ำกว่าหรือการวิ่งหนีไม่สมบูรณ์
ดาวแคระน้ำตาล: หากวัตถุที่กำลังสะสมมวลสารเข้าใกล้ ~13 มวลของดาวพฤหัสบดี จะเข้าสู่เขตแดนระหว่างดาวเคราะห์ยักษ์กับดาวแคระน้ำตาลใต้ดาวฤกษ์ แม้ว่ากลไกการก่อตัวอาจแตกต่างกัน

6. ดาวน้ำแข็ง: ยูเรนัสและเนปจูน

6.1 การก่อตัวในแผ่นดิสก์ด้านนอก

ดาวน้ำแข็ง เช่น ยูเรนัสและเนปจูนในระบบของเรามีมวลประมาณ 10–20 M_⊕ โดยมีแกนประมาณ ~1–3 M_⊕ และชั้นบรรยากาศ H/He ประมาณไม่กี่มวลโลก พวกมันก่อตัวนอก 15–20 AU (บริเวณที่ความหนาแน่นของแผ่นดิสก์ต่ำกว่า และช่วงเวลาการสะสมอาจช้ากว่า) คำอธิบายสำหรับชั้นบรรยากาศที่เล็กกว่าของพวกมันรวมถึง:

การก่อตัวล่าช้า: พวกมันก่อตัวหรือถึงมวลวิกฤตในเวลาค่อนข้างช้า จับก๊าซเนบิวลาน้อยลงก่อนที่แผ่นดิสก์จะแตกตัว
การสลายตัวของแผ่นดิสก์ที่รวดเร็วขึ้น: เวลาที่ลดลงหรือรังสีภายนอกตัดการจ่ายก๊าซ
การย้ายวงโคจร: อาจก่อตัวใกล้เข้ามาหรือเลยวงโคจรของดาวพฤหัสบดี-ดาวเสาร์เล็กน้อยแล้วย้ายออกไปข้างนอกหรือถูกกระจัดกระจาย

6.2 องค์ประกอบและโครงสร้างภายใน

ดาวน้ำแข็งประกอบด้วยน้ำแข็งน้ำ/แอมโมเนีย/มีเทนในปริมาณมาก—สาร volatile ที่ควบแน่นในบริเวณเย็นด้านนอก ความหนาแน่นสูงเมื่อเทียบกับดาวเคราะห์ยักษ์ที่ประกอบด้วยไฮโดรเจน-ฮีเลียมบริสุทธิ์บ่งชี้ว่ามีสัดส่วนของ “ธาตุหนัก” มากกว่า โครงสร้างภายในอาจมีชั้นซ้อนกันโดยมีแกนหิน/โลหะ ชั้น “น้ำแข็ง” ลึกของน้ำ/แอมโมเนีย และชั้นบรรยากาศ H-He ที่ค่อนข้างบาง

6.3 ความคล้ายคลึงของดาวเคราะห์นอกระบบ

ดาวเคราะห์นอกระบบจำนวนมากที่ค้นพบเป็น “mini-Neptunes” ซึ่งเป็นสะพานเชื่อมช่องว่างมวลระหว่างซูเปอร์เอิร์ธ (~2–10 M_⊕) กับดาวเสาร์ ซึ่งบ่งชี้ว่าการสะสมชั้นบรรยากาศบางส่วนหรือไม่สมบูรณ์เป็นผลลัพธ์ที่พบบ่อยเมื่อแกนดาวเคราะห์ขนาดปานกลางก่อตัวขึ้น สอดคล้องกับรูปแบบการก่อตัวแบบ “ดาวน้ำแข็ง” ในแผ่นดิสก์รอบดาวฤกษ์หลายประเภท

7. การทดสอบเชิงสังเกตและการพิจารณาทางทฤษฎี

7.1 การสังเกตดาวเคราะห์ยักษ์ที่กำลังก่อตัวในแผ่นดิสก์

ALMA ได้ถ่ายภาพโครงสร้างวงแหวน/ช่องว่างที่อาจถูกแกะสลักโดยแกนดาวเคราะห์ยักษ์ เครื่องมือถ่ายภาพโดยตรงบางตัว (SPHERE/GPI) พยายามตรวจจับดาวเคราะห์ยักษ์วัยเยาว์ที่ยังฝังตัวอยู่ในแผ่นดิสก์ การตรวจจับเช่นนี้ยืนยันช่วงเวลาการก่อตัวและการสะสมมวลที่ทำนายโดยการสะสมแกนดาวเคราะห์

7.2 เบาะแสองค์ประกอบจากสเปกตรัมบรรยากาศ

สำหรับดาวเคราะห์นอกระบบยักษ์ การผ่านหน้าหรือสเปกโตรสโกปีโดยตรงเผยให้เห็นความเข้มข้นของโลหะในบรรยากาศ ซึ่งบ่งชี้ว่ามีธาตุหนักจำนวนเท่าใดที่ถูกล็อกไว้ในชั้นบรรยากาศ การสังเกตองค์ประกอบบรรยากาศของดาวเสาร์หรือดาวพฤหัสบดียังให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับเคมีของแผ่นดิสก์ในช่วงเวลาการก่อตัว เช่น การวัดอัตราส่วนของคาร์บอนต่อออกซิเจน หรือการตรวจจับก๊าซมีค่า ความแตกต่างอาจสะท้อนถึงการสะสมของดาวเคราะห์น้อยหรือรูปแบบการย้ายที่แบบไดนามิก

7.3 ร่องรอยการย้ายที่อยู่และสถาปัตยกรรมระบบ

การสำรวจดาวเคราะห์นอกระบบแสดงให้เห็นว่ามีหลายระบบที่มี ฮอตจูปิเตอร์ หรือดาวพฤหัสบดีหลายดวงใกล้ดาว นี่บ่งชี้ว่าการก่อตัวดาวเคราะห์ยักษ์รวมกับการเคลื่อนที่ของแผ่นดิสก์หรือปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวเคราะห์สามารถจัดเรียงวงโคจรใหม่อย่างมาก ระบบสุริยะของเราที่มีดาวก๊าซ/น้ำแข็งยักษ์ด้านนอกได้กำหนดการจัดเรียงสุดท้าย โดยการกระจายดาวหางและวัตถุขนาดเล็ก อาจอธิบายได้ว่าโลกหลีกเลี่ยงการย้ายเข้ามาภายในอย่างรุนแรงโดยดาวพฤหัสบดีหรือดาวเสาร์ได้อย่างไร

8. ผลกระทบทางจักรวาลวิทยาและความแตกต่าง

8.1 ผลกระทบของความอุดมของโลหะในดาว

ดาวที่มี ความอุดมของโลหะ สูงกว่า (เช่น สัดส่วนธาตุหนักมากกว่า) มักก่อตัวดาวเคราะห์ยักษ์ได้มากกว่า การสังเกตแสดงความสัมพันธ์ที่แข็งแกร่งระหว่างปริมาณเหล็กในดาวกับโอกาสในการมีดาวเคราะห์ยักษ์ นี่น่าจะสะท้อนถึงปริมาณฝุ่นที่มากขึ้นในแผ่นดิสก์ ทำให้แกนเติบโตเร็วขึ้น แผ่นดิสก์ที่มีความอุดมของโลหะต่ำกว่ามักมีดาวยักษ์น้อยหรือเล็กกว่า อาจเอื้อต่อดาวโลกหรือดาวมหาสมุทรขนาดเล็กกว่า

8.2 ทะเลทรายดาวแคระน้ำตาล?

การขยายตัวของการก่อตัวดาวเคราะห์ยักษ์สามารถลุกลามเข้าสู่ขอบเขตของ ดาวแคระน้ำตาล (~13–80 M_Jup) จากการสังเกตพบว่ามี “ทะเลทรายดาวแคระน้ำตาล” ใกล้ดาวประเภทดวงอาทิตย์ (พบดาวแคระน้ำตาลน้อยที่ระยะใกล้หรือปานกลาง) สาเหตุอาจเป็นเพราะช่องทางการก่อตัวแตกต่างจากการสะสมแกนมาตรฐานสำหรับมวลใต้ดาวขนาดใหญ่ หรือการแตกตัวในแผ่นดิสก์ไม่ค่อยสร้างวัตถุในช่วงมวลนั้นที่มีวงโคจรเสถียร

8.3 ความแตกต่างในหมู่ดาวแคระ M

ดาวแคระ M (มวลต่ำกว่า) น่าจะมีแผ่นดิสก์ที่มีมวลน้อยกว่า พวกมันสามารถก่อตัวเป็นดาวเนปจูนขนาดเล็กหรือดาวโลกยักษ์ได้ง่ายกว่าดาวพฤหัสบดี แม้ว่าจะมีข้อยกเว้นบางกรณี การติดตามว่ามวลของแผ่นดิสก์สัมพันธ์กับมวลดาวอย่างไรช่วยถอดรหัสว่าประชากรดาวเนปจูนหรือดาวโลกยักษ์หินครอบงำรอบดาวขนาดเล็กมากกว่ากัน

9. สรุป

ดาวยักษ์ก๊าซและน้ำแข็ง เป็นตัวแทนของผลลัพธ์ที่มีมวลมากที่สุดบางส่วนของการก่อตัวของดาวเคราะห์ ซึ่งก่อตัวขึ้นนอก เส้นน้ำค้างแข็ง ของแผ่นดิสก์ดาวเคราะห์น้อย แกนขนาดใหญ่ของพวกมัน—ที่ประกอบขึ้นอย่างรวดเร็วจากดาวเคราะห์น้อยที่อุดมด้วยน้ำแข็ง—สะสมชั้นบรรยากาศหนาของไฮโดรเจน-ฮีเลียมในขณะที่แผ่นดิสก์ยังเต็มไปด้วยก๊าซ ผลลัพธ์สุดท้าย—ยักษ์ขนาดเท่าดาวพฤหัสบดี, ดาวเสาร์ที่มีวงแหวน หรือ “ดาวยักษ์น้ำแข็ง” ขนาดเล็กกว่าแบบดาวเนปจูน—ขึ้นอยู่กับคุณสมบัติของแผ่นดิสก์, เวลาการก่อตัว และช่วงเวลาการย้ายที่อยู่ การสังเกตดาวเคราะห์ยักษ์นอกระบบและภาพถ่ายโดยตรงของช่องว่างในแผ่นดิสก์ฝุ่นยืนยันว่ากระบวนการนี้เป็นเรื่องปกติทั่วทั้งกาแล็กซี สร้างความหลากหลายในวงโคจรและองค์ประกอบของดาวเคราะห์ยักษ์

ขับเคลื่อนโดยแบบจำลอง core accretion เราเห็นเส้นทางที่ซับซ้อน: โลกน้ำแข็งที่มีแกนขนาดเกินมวลโลกไม่กี่เท่า กระตุ้นการสะสมอย่างรวดเร็ว และกลายเป็นแหล่งกักเก็บ H/He ขนาดมหึมา ส่งผลต่อโครงสร้างระบบดาวเคราะห์ทั้งหมด—กระจายหรือควบคุมวัตถุขนาดเล็กกว่า กำหนดกรอบพลวัตโดยรวม ขณะที่เราปรับภาพของเราโดยใช้โครงสร้างวงแหวน ALMA, สเปกโทรสโกปีบรรยากาศดาวเคราะห์ยักษ์ และประชากรดาวเคราะห์นอกระบบ เราก็ได้รับความเข้าใจลึกซึ้งยิ่งขึ้นเกี่ยวกับวิธีที่โซนเย็นภายนอกของแผ่นดิสก์ต้นกำเนิดดาวเคราะห์เปลี่ยนเป็นสมาชิกที่ใหญ่ที่สุดและโดดเด่นที่สุดของตระกูลดาวเคราะห์.

บรรณานุกรมและการอ่านเพิ่มเติม

Pollack, J. B., et al. (1996). “การก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์โดยการสะสมของแข็งและก๊าซพร้อมกัน.” Icarus, 124, 62–85.
Safronov, V. S. (1972). วิวัฒนาการของเมฆต้นกำเนิดดาวเคราะห์และการก่อตัวของโลกและดาวเคราะห์. NASA TT F-677.
Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “การเติบโตอย่างรวดเร็วของแกนดาวยักษ์ก๊าซโดยการสะสมเม็ดกรวด.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
Helled, R., et al. (2014). “การก่อตัว การวิวัฒนาการ และโครงสร้างภายในของดาวเคราะห์ยักษ์.” Protostars and Planets VI, สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยแอริโซนา, 643–665.
Stevenson, D. J. (1982). “การก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
Mordasini, C., et al. (2012). “การลักษณะดาวเคราะห์นอกระบบจากการก่อตัวของพวกมัน. I. แบบจำลองการก่อตัวและวิวัฒนาการของดาวเคราะห์ร่วมกัน.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “การเติบโตของดาวเคราะห์โดยการสะสมเม็ดกรวดในแผ่นดิสก์ต้นกำเนิดดาวเคราะห์ที่เปลี่ยนแปลง.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
D’Angelo, G., et al. (2011). “การก่อตัวของดาวเคราะห์นอกระบบ.” Exoplanets, สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยแอริโซนา, 319–346.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา