الفلك

أين ينتهي عمالقة الغاز؟

أين ينتهي عمالقة الغاز؟

أريد إنشاء مولد نظام نجمي شبه واقعي ولكني لست متأكدًا من مكان "وضع" عمالقة الغاز. أعتقد أنها يمكن أن تتشكل إلى حد كبير في أي مكان داخل مجال تأثير النجم في الظروف المناسبة.

ما زلت أجادل حول كيفية بدء إنشاء النظام بالضبط ، لكنه لن يكون معقدًا للغاية. من المحتمل أن يكون لديّ هبوط في نجم بكتلة عشوائية وتعتمد على عوامل مثل المسافة والانعكاس والدفيئة وهبوط الصدفة العشوائي في أنواع معينة من الكواكب. ليس من الضروري أن تكون واقعيًا ولكن يجب أن تشعر بالواقعية لعدم وجود خبراء في علم الفلك.


ما تسأل عنه غير معروف في الوقت الحالي ، لكن يمكنني التعليق بإيجاز على مدى عيوب معرفتنا.

1.) تنبؤات نظرية:

كما ذكر أحد التعليقات ، السؤال "أين تنتهي الكواكب؟" يعتمد على الإجابة على السؤال "أين تتكون الكواكب؟" والإجابة على "ما مدى سرعة تهاجر الكواكب؟" وهو أمر غير مفهوم جيدًا في الوقت الحالي.
هناك بالطبع تنبؤات لكلتا العمليتين ، لكن هؤلاء في الأساس لا يتفقون على أي شيء ولا سيما مع الملاحظات.

نظرة عامة حديثة وفيديو قصير جدًا لمؤلفي تلك الورقة يلخصها.

2.) ملاحظات:

لدينا عدد قليل جدًا من الأنظمة متعددة الكواكب ، وليس نظامًا واحدًا يمكننا القول إننا نعرف جميع الكواكب حتى حجم معين أو حد كتلة معين.
أقترح عليك إلقاء نظرة على البيانات الموجودة على http://exoplanets.org/table واستخدام عامل التصفية "NCOMP> = 5" (أيضًا الفرز حسب الاسم) ، وبهذه الطريقة تحصل على الأنظمة المرشحة الحالية التي تساوي أو تزيد عن 5 الكواكب.
سترى أنه لا يوجد العديد من الأنظمة التي يمكننا أن نبني عليها أي فهم منهجي.

المؤامرات مثل الأولى في الإجابة على هذا السؤال والتي يبدو أنها تشير إلى أننا نعرف العديد من الأنظمة ، تخفي حقيقة أن هذه الأنظمة كلها أنظمة كواكب مفردة أو مزدوجة.

هذا يحظر تأسيس الأنظمة التي تم إنشاؤها بناءً على البيانات أو نظرية تكوين الكواكب. لكنني أقترح أنه يمكنك استخدام طريقة مختلفة:

3.) استقرار على المدى الطويل:

لا نعرف كل الأنظمة الممكنة ، لكننا نعلم بالتأكيد أن جميع الأنظمة في ظل ظروف معينة تصبح غير مستقرة. هناك مقالة عامة أو مقطع فيديو طويل يوضح أنه يجب أن يكون هناك معيار استقرار بسيط لأنظمة الكواكب:
إذا اقترب أي من الكواكب من بعضهما البعض من ~ 10 أنصاف أقطار هيل متبادلة ، فإن مداراتهم ستصبح غير مستقرة ومن الممكن أن ترسل النظام بأكمله إلى حالة من الفوضى.
نصف قطر التل المتبادل لكوكبين كتلتهما $ m_1 $ و $ m_2 $ والنجم المركزي $ m_s $ والمسافات شبه الرئيسية $ a_1 $ و $ a_2 $ من النجم هو

$$ R_ {hill، exchan} = left ( frac {m_1 + m_2} {3 cdot m_s} right) ^ {1/3} cdot frac { left (a_1 + a_2 right)} { 2} $$

لذا فإن فكرتي عن مولد بسيط للنظام الشمسي ستكون اختيار كتلة كوكبية أولية ووضعها في مكان ما.
ثم قم ببناء النظام النجمي من الداخل إلى الخارج حسب الكوكب ، عن طريق اختيار الكتلة الكوكبية التالية من أحد توزيعات الكوكب 1 أو 2 المذكورة أعلاه (يمكن أن يكون هذا النظام واقعيًا ، كما في Mayor et al. 2011 ، إذا كنت تعرف كيفية إعادة تشكيل التوزيعات العشوائية). يمكنك حساب $ a_2 $ لهما بحيث تكون المسافة المتبادلة بينهما $> 10 cdot R_ {Hill، exchan} $.
بهذه الطريقة ستحصل على الأرجح على أنظمة معبأة بشكل جيد ، ولكن يمكنك بالطبع أن تأخذ مسافاتها المتبادلة لتكون أكبر من 10 دولارات أمريكية cdot R_ {exchan، Hill} $.

وبهذه الطريقة ستكون خصائص أنظمة النجوم التي تم إنشاؤها كما يلي:

  • المسافات المتبادلة: أساس مادي مستقر
  • توزيع الكتلة الكوكبية: سيكون على أقدام مهتزة ، لأننا لا نعرف ما يكفي عن أنظمة الكواكب المتعددة ، وبياناتنا حول الأنظمة المتعددة الكواكب المنخفضة منحازة بشدة نحو الأساليب المستخدمة لاكتشافها.
  • بنية النظام / ترتيب الكواكب: لقد رأينا حتى الآن العديد من الأشياء غير المتوقعة ولا توجد بيانات أو سبب يفترض أنه يجب أن تكون هناك قيود قوية. أعتقد أنه يمكنك هنا السماح لخيالك أو مولد الجماهير العشوائية بالتجول بحرية.

يمكنك حتى أن تخطو خطوة أخرى إلى الأمام وتضمين أحد توزيعات الكتلة الواقعية (في منتصف الطريق) للنجوم ، لتوليد قيم $ m_s $ الخاصة بك.

سيكون رمزك (على سبيل المثال ، إذا قمت بالتشفير في C) قادرًا فقط على منحك أرقامًا عشوائية موزعة بشكل موحد. إذا كنت تريدهم أن يتبعوا توزيعًا معينًا ، فأنت بحاجة إلى تحويلهم. غوغل "غيِّر دالة كثافة الاحتمالات" أو اسأل شخصًا لديه تعليم رياضيات تعرفه ، إذا كنت لا تعرف كيف يعمل ذلك.


الكواكب الكبيرة حقًا: متى تصل عمالقة الغاز إلى نقطة اللاعودة؟

حدد علماء الكواكب في UCL النقطة التي يتسبب فيها النجم في جعل الغلاف الجوي للعملاق الغازي المداري غير مستقر بشكل خطير ، كما ورد في Nature هذا الأسبوع (6 ديسمبر). اعتمادًا على قربها من نجم مضيف ، تمتلك الكواكب العملاقة الشبيهة بالمشتري أغلفة جوية إما مستقرة ورقيقة ، أو غير مستقرة وتتوسع بسرعة. يمكّننا هذا البحث الجديد من معرفة ما إذا كانت الكواكب في الأنظمة الأخرى مستقرة أو غير مستقرة باستخدام نموذج ثلاثي الأبعاد لتمييز غلافها الجوي العلوي.

Tommi Koskinen من قسم الفيزياء وعلم الفلك في UCL هو المؤلف الرئيسي للورقة ، ويقول: "نحن نعلم أن كوكب المشتري له غلاف جوي رقيق ومستقر ويدور حول الشمس في خمس وحدات فلكية (AU) - أو خمسة أضعاف المسافة بين الشمس والجو الأرض. بالمقابل ، نعلم أيضًا أن الكواكب الخارجية التي تدور عن قرب مثل HD209458b - والتي تدور حول الشمس أقرب بمقدار 100 مرة من كوكب المشتري - لها غلاف جوي ممتد للغاية يغلي في الفضاء.أراد فريقنا معرفة أي نقطة من هذا يحدث التغيير وكيف يحدث.

"تظهر ورقتنا أنه إذا أدخلت كوكب المشتري داخل مدار الأرض ، إلى 0.16 وحدة فلكية ، فسيظل مثل المشتري ، مع جو مستقر. ولكن إذا جعلته قريبًا قليلاً من الشمس ، إلى 0.14 وحدة فلكية ، غلافه الجوي سيبدأ فجأة في التوسع ، ويصبح غير مستقر ويهرب. يحدث هذا التغيير الدراماتيكي لأن آلية التبريد التي حددناها تتعطل ، مما يؤدي إلى ارتفاع درجة حرارة الغلاف الجوي حول الكوكب بشكل لا يمكن السيطرة عليه ".

يشرح البروفيسور آلان أيلوارد ، المؤلف المشارك للورقة البحثية ، بعض العوامل التي أدرجها الفريق من أجل تحقيق الاختراق: "لأول مرة استخدمنا النمذجة ثلاثية الأبعاد لمساعدتنا على فهم عملية التسخين بأكملها التي تحدث عندما تحرك عملاقًا غازيًا بالقرب من الشمس ، يدمج النموذج تأثير التبريد للرياح التي تهب حول الكوكب - وليس فقط تلك التي تهب من السطح وتهرب.

"بشكل حاسم ، يقدم النموذج أيضًا مخصصات مناسبة لتأثيرات H3 + في الغلاف الجوي للكوكب. هذا شكل مشحون كهربائيًا من الهيدروجين والذي يشع بقوة ضوء الشمس مرة أخرى إلى الفضاء ويتم إنشاؤه بكميات متزايدة أثناء تسخين كوكب بواسطة لتقريبه من نجمه.

"وجدنا أن 0.15AU هي نقطة اللاعودة المهمة. إذا أخذت كوكبًا أبعد قليلاً من ذلك ، يصبح الهيدروجين الجزيئي غير مستقر ولا ينتج المزيد من H3 +. ثم يتفكك التأثير الذاتي التنظيم ،" الترموستاتي "ويبدأ الغلاف الجوي لتسخين بشكل لا يمكن السيطرة عليه ".

وضع البروفيسور ستيف ميللر ، المؤلف الأخير المساهم في الورقة البحثية ، الاكتشاف في سياقه: "يمنحنا هذا نظرة ثاقبة لتطور الكواكب العملاقة ، والتي تتشكل عادةً كنواة جليدية في الأعماق الباردة للفضاء قبل الهجرة نحوها. المضيف على مدى عدة ملايين من السنين. الآن نحن نعلم أنه في مرحلة ما ربما يعبرون جميعًا نقطة اللاعودة هذه ويخضعون لانهيار كارثي.

"منذ اثني عشر عامًا فقط كان علماء الفلك يبحثون عن دليل على أول كوكب خارج المجموعة الشمسية. ومن المدهش الاعتقاد أننا منذ ذلك الحين لم نعثر على أكثر من 250 منهم فحسب ، بل إننا أيضًا في وضع أفضل بكثير لفهم المكان الذي أتوا منه من وماذا يحدث لهم خلال حياتهم ".

مصدر القصة:

المواد المقدمة من جامعة كلية لندن. ملاحظة: يمكن تعديل المحتوى حسب النمط والطول.


شرح مياه الأرض عن طريق الشراهة العملاقة للغاز

يمكن إرجاع المياه على الأرض والمريخ وفي كل مكان داخل النظام الشمسي الداخلي إلى النمو السريع لتوسيع الخصر لكوكب المشتري وزحل ، مما أدى إلى سقوط مجموعة محلية من الكواكب الجليدية. هذا وفقًا لنموذج جديد ، والذي يمكن أن يفسر أيضًا التركيب الحالي لحزام الكويكبات الحديث.

تصور الفنان للغبار والغاز المحيط بنظام كوكبي حديث التكوين. رصيد الصورة: ناسا.

في حين أن الأرض غالبًا ما توصف بالرخام الأزرق ، مع أكثر من 70٪ من سطحها مغطى بالمحيطات والبحار والأنهار والبحيرات ، تشكل المياه في الواقع أقل من 0.1٪ من كوكبنا من حيث الكتلة.

غالبية H2يمكن العثور على O في النظام الشمسي الداخلي في الواقع في حزام الكويكبات & # 8212 خاصة داخل الكويكبات الكربونية للحزام الخارجي. احتوت النيازك من هذه الكويكبات المزعومة من النوع C على ما يصل إلى 10٪ من الماء بالكتلة.

ومع ذلك ، بالنسبة للعلماء ، فإن المفاجأة الأكبر هي حقيقة أن الماء موجود على الإطلاق داخل مدار كوكب المشتري ، حيث يجب أن تكون درجات الحرارة مقيدة للأجسام الكوكبية لكي تنمو من أكثر قليلاً من الصخور والحديد.

تعود النقاشات حول أصل مياه النظام الشمسي الداخلي هذه إلى عقود ، مع التركيز في البداية على المذنبات الجليدية.

ومع ذلك ، في فجر القرن الحادي والعشرين ، يجب إعادة التفكير في هذا التفضيل بعد إجراء مقارنات لبصمة كيميائية معينة للمياه ، والمعروفة باسم نسبة DH ، بين عينات من الأرض وتلك التي تم جمعها من الكويكبات والمذنبات وغاز النظام الشمسي الحر الذي أظهر أنه الماء الكويكبي من النوع C الذي يتطابق بشكل وثيق مع مياه الأرض.

يقول عالم الفلك ومصمم النظام الشمسي شون ريموند في مختبرات الفيزياء الفلكية في بوردو في بوردو بفرنسا: "لقد اقترح أن الكويكبات من النوع C وأيًا كان مصدر مياه الأرض تأتي من نفس السكان".

"إنهم إخوة وأخوات من نفس السكان الأصليين."

الآن كل ما كان ينقص هو أصل هؤلاء الأشقاء السماويين وشرح لماذا قاموا بحزم أمتعتهم وتركوا منازلهم الخارجية الباردة للنظام الشمسي.

قبل عشر سنوات عندما طُرح هذا السؤال لأول مرة ، كان ريموند أكثر اهتمامًا بالمريخ.

على وجه الخصوص ، كان ينظر إلى الكتلة الصغيرة نسبيًا للكوكب الأحمر مقارنة بالأرض والزهرة ، وهي حالة شاذة لا يمكن حلها في أي نماذج كلاسيكية لتشكيل الكواكب.

أدى بحث ريموند عن طرق لتجويع المريخ من مواد البناء إلى نموذج Grand Tack الخاص به الذي ينطوي على ترحيل كوكب المشتري إلى الداخل لإزالة المواد في مدار المريخ الحالي.

ومع ذلك ، فإن نموذج ريموند ، مثل الأفكار الكلاسيكية من قبل ، يتستر على جزء مهم محتمل من القصة & # 8212 كوكب المشتري والنمو السريع المبكر لزحل.

رسم توضيحي يوضح كل مياه الأرض والمياه العذبة السائلة والمياه العذبة في البحيرات والأنهار. رصيد الصورة: هوارد بيرلمان ، USGS / جاك كوك ، معهد وودز هول لعلوم المحيطات / آدم نيمان.

بعد عشر سنوات ، سيتم نشر الفصل المفقود لريموند في المجلة إيكاروس ويقدم بشكل غير متوقع شرحًا بسيطًا وممتعًا لعوالمنا المائية الداخلية.

نحن نعلم أن كوكب المشتري وزحل نما في وقت كانت فيه بقايا قرص الغاز لا تزال تحيط بشمسنا الفتية ، وهو الوضع الذي استمر لبضعة ملايين من السنين فقط. ومع ذلك ، فإن ما لم يتم النظر إليه هو كيف أثرت هذه الفترة السريعة من النمو على أي كواكب جليدية في الجوار المحلي لعمالقة الغاز.

لذلك أعاد شون عقارب الساعة إلى المراحل الأولى من تكوين الكواكب ، ووضع النوى التي كانت ستشكل في نهاية المطاف كوكب المشتري وزحل في مواقعها الحالية جنبًا إلى جنب مع القليل من الكواكب الجليدية القريبة ، ولفها جميعًا في قرص غازي يتبدد ببطء.

في نموذجه ، تزعزع الكواكب الصغيرة بالقرب من المشتري أو زحل لأن النمو السريع للكوكبين يزيد من مجال تأثير الجاذبية. تمتد مدارات هذه الأجسام الصغيرة إلى الخارج وتبدأ في عبور عمالقة الغاز. فهنا يتلقون ركلات جاذبية كبيرة تؤدي إلى فقد بعضها في النظام الشمسي بالكامل. ومع ذلك ، فإن العديد منها تمتد مداراتها نحو النظام الشمسي الداخلي.

هنا ، هناك تأثير جديد ، وهو سحب الغاز ، يترسخ عندما تحرث الكواكب الصغيرة المدارية الداخلية غير المستقرة من خلال قرص غاز متناقص ولكنه لا يزال موجودًا. يتسبب سحب الغاز في تقلص مداراتها مرة أخرى ، مما يؤدي في البداية إلى محاصرة الكويكبات في حزام الكويكبات حيث يمكن العثور على الكويكبات من النوع C. في وقت لاحق ، مع تبدد قرص الغاز بشكل أكبر وتقليل تأثير السحب بشكل أكبر ، تستمر الكواكب الصغيرة المزعزعة الاستقرار في اتجاه الكواكب الداخلية.

"نمو كوكب المشتري وزحل يلوث بشكل طبيعي النظام الشمسي الداخلي بكواكب غنية بالمياه. يقول ريموند إن الآلية في رأيي واضحة جدًا "، على الرغم من أنه يعترف في الوقت الحالي بأن نمو عملاق الغاز يعمل بشكل جيد جدًا في محاكاته.

ويضيف: "ينتهي بك الأمر إلى إلقاء جزء كبير من الكواكب الصغيرة الخارجية في حزام الكويكبات ، لكن حزام الكويكبات الحالي لا يحتوي على الكثير من الأشياء فيه".

"نماذج أخرى تشير إلى أن حزام الكويكبات قد يكون قد فقد بعض الكتلة بمرور الوقت ، ولكن هذا لا يزال بحاجة إلى العمل والجمع مع نموذجنا."

شون إن ريمون وأمبير أندريه إيزيدورو. 2017. أصل الماء في النظام الشمسي الداخلي: الكواكب الصغيرة منتشرة إلى الداخل خلال كوكب المشتري وتراكم غاز زحل السريع. إيكاروس، في الصحافة arXiv: 1707.01234


لقاءات وثيقة بين القنطور وعمالقة الغاز تشكل "حلقات الخنصر" في نظامنا الشمسي

انطباع الفنان عن الحلقات حول تشاريكلو. رصيد الصورة: ESO / L. Calcada / Nick Risinger ، skysurvey.org.

في حين أن زحل هي الأكثر روعة ، إلا أن جميع عمالقة الغاز مزينة بأنظمة حلقات.

ليست هذه الأقراص جميلة فحسب ، بل توفر طبق بتري الفلكي حيث العمليات التي شكلت الكواكب منذ مليارات السنين تلعب اليوم حتى ندرسها.

يقول ريوكي هيودو من قسم علم الكواكب بجامعة كوبي ، والذي يدرس هذه الحلقات: "بالنظر إلى هذه الأنظمة ، يمكنك فهم أصول النظام الشمسي".

حتى وقت قريب ، كان يعتقد أن عمالقة الغاز فقط هم الذين يمكنهم دعم الحلقات. ومع ذلك ، تم العثور مؤخرًا على أقراص تحيط بأجسام أصغر بكثير.

Chariklo و Chiron هما قنطور ، كتل من الصخور والجليد تتشكل أكثر في النظام الشمسي ، لكنهما اليوم يجدان أنفسهما يدوران بين كوكب المشتري ونبتون.

تشير التقديرات إلى أنه قد يكون هناك 44000 قنطور أكبر من 1 كم ، على الرغم من تشاريكلو ، أكبرها بقطر 250 كم ، وتظل تشيرون هي الحلقتين الوحيدتين اللتين تم رصدهما حولهما.

قد توجد العديد من أقراص القنطور. ومع ذلك ، نظرًا لأن نظريات المنشأ لحلقتين سنتور المرصودة فقط تحولت بين قوى المد والجزر من المواجهات القريبة من الكواكب ، والمواد المقذوفة من تأثيرات الأجسام الأصغر ، والتفريغ الناجم عن ارتفاع درجات الحرارة ، فقد ظل من الصعب إجراء تقديرات قاطعة لمدى شيوعها.

شكوك في أن هذه الأجسام الصغيرة يمكن أن تحتفظ بمواد طرد الصدمية ، وقد أدت ملاحظات بنية الحلقة التي استبعدت أصلًا غازيًا فقط إلى قيام Hyodo بتشغيل محاكاة مفصلة للآلية المفضلة للفريق: تمرير قريب بعملاق غازي مما يخلق قوى المد والجزر التي تزيل الغلاف الخارجي القنطور.

كان مفتاح نموذجهم هو افتراض أن القنطور تم تمييزه من خلال التسخين بالنظائر المشعة ، مما يسمح للمواد الصخرية الأكثر كثافة بالغرق في اللب ، تاركًا غطاءً وسطحًا غنيًا بالجليد.

يقول هيودو: "تشير حساباتنا إلى أنه مع قوى المد والجزر الصحيحة من المواجهة القريبة اليمنى ، فإن قلب القنطور الصخري سيبقى سليمًا بينما يتم تجريد الوشاح الغني بالجليد من تشكيل مادة الحلقة التي لوحظت حول تشاريكلو وشيرون".

بتوسيع عمليات المحاكاة الخاصة بهم إلى نظام القنطور بأكمله ، يعتقد الفريق أن حوالي 10 ٪ من القنطور المتمايزة ستشكل حلقات من خلال هذه العملية. وقد ثبت أن الحلقات بعيدة المنال في نظامنا الشمسي.

في وقت سابق من هذا الشهر اكتشف تشارلز ينج تونج من معهد أكاديميا سينيكا لعلم الفلك والفيزياء الفلكية ومؤلفون مشاركون كائنًا نادرًا عبر نبتون (TNO) أطلقوا عليه اسم نيكو ، مما يعني "التمرد" باللغة الصينية.

يدور نيكو بشكل غير عادي ، سواء في اتجاهه (عكس غالبية النظام الشمسي) وزاويته (110 درجة يميل إلى المستوى العام للمدار) ، وهي خصائص تتحدى التفسير الحالي.

ومع ذلك ، هناك منطقة واحدة حيث Niku هي TNO نموذجي. ليس لديها حلقات.

"بالنسبة إلى TNO ، من الصعب اكتشاف الحلقات حتى لو كانت تحتوي عليها. يشرح ينج تونج ، مثل مراقبة كسوف الشمس - إنها فرصة في اصطفاف نظامنا الشمسي ومن الصعب [مواجهتها] بعيدًا.

كان يعتقد أن الأجسام TNO الأكبر قد توفر أفضل فرصة لرصد الحلقات ، مما يولد الأمل قبل زيارة New Horizon إلى بلوتو ، أكبر TNO تم اكتشافه. لكن البعثة لم تر مثل هذه الهياكل.

يعتقد Ying-Tung أنه من غير المرجح أن يتمكنوا من تشكيل هذا بعيدًا.

يقول: "كثافة الأجسام للتصادم منخفضة ، وهي أبرد من 50 إلى 100 درجة كلفن مما هي عليه في منطقة القنطور ، مما يجعل آليات تفريغ الغاز أقل احتمالًا أيضًا".

مع تجاهل اثنين من النماذج الثلاثة التي يتم التنبؤ بها بشكل شائع ، يوافق Hyudo على أن احتمال وجود حلقات على هذه المسافة منخفض.

"القنطور فقط يمكن أن يكون له حلقات من خلال مواجهة كوكبية لأن القنطور فقط هو الذي يصادف عمالقة الغاز."

ريوكي هيودو وآخرون. 2016. تشكيل أنظمة ساتلية دائرية متنوعة حول القنطور من خلال اضطراب المد والجزر في مواجهات قريبة مع كوكب عملاق. ApJL، مقبول للنشر arXiv: 1608.03509

ينج تونج تشين وآخرون. 2016. اكتشاف جسم جديد عابر لنبتون إلى الوراء: تلميح لمستوى مداري مشترك لمحور شبه كبير منخفض ، أجسام TNO عالية الميل والقنطور. أبج 827 ، L24 دوى: 10.3847 / 2041-8205 / 827/2 / L24


أساسيات صنع كوكب

تتطور الكواكب من أقراص الكواكب الأولية المحيطة بالنجوم الفتية. تتكتل جزيئات الغاز والغبار داخل هذه الأقراص معًا في أجسام أكبر ، وتتراكم على مدى ملايين السنين في كواكب كاملة الحجم. تلتقط الأجسام الأكبر أجواء ضخمة وغازية ، لتصبح عمالقة غازية. ومع ذلك ، فإن نموذج "التراكم الأساسي" هذا لا يعمل بشكل جيد في تكوين عمالقة غازية في مدارات ضيقة أو بعيدة عن النجوم. كما أن عملية التراكم نفسها ليست مفهومة جيدًا. تقترح النظريات الحديثة أن عمالقة الغاز يمكن أن تهاجر نحو أو بعيدًا عن نجومها مع تطور النظام الشمسي ديناميكيًا. في هذه العملية ، يتم إزاحة العديد من العوالم الناشئة عن طريق الجاذبية إلى مدارات غير عادية أو يتم طردها إلى الفضاء بين النجوم. بشكل عام ، تبقى العديد من الأسئلة حول كيف وأين ومتى تنشأ الكواكب.

TKF: لرؤية كوكب صغير لا يزال يتراكم ، لجأت كيت وزملاؤها إلى طريقة جديدة لدراسة LkCa 15 b. باستخدام تلسكوب ماجلان في تشيلي ، اكتشفوا بصمة غاز الهيدروجين المتأين المسخن - المسمى "H-alpha" - عندما سقط الغاز من قرص كوكبي أولي على عالم أخذ شكله للتو. كيت ، هل ستكون قادرًا على استخدام هذه الطريقة لدراسة الكواكب الأخرى التي لا تزال تتشكل؟

فوليت: نحن بالتأكيد نأمل ذلك. لدينا عينة من حوالي 20 كائنًا آخر نعتقد أنها مرشحة جيدة للكواكب الأولية المشابهة لـ LkCa 15 b لأنها موجودة فيما يسمى بأقراص الانتقال. هذه أقراص كوكبية أولية لها تجاويف مركزية كبيرة يتم تنظيفها من كل الغاز والغبار الذي يحيط عادة بالنجم الشاب. تتشكل أقراص الكواكب الأولية الأصغر سناً على شكل فطائر ، حيث تصل المواد إلى طول الطريق وصولاً إلى النجم في المنتصف. من ناحية أخرى ، تشبه الأقراص الانتقالية الكعك ، وقد افترض الباحثون منذ فترة طويلة أن ثقوبها المركزية يتم إزالتها من خلال تأثير الجاذبية للكواكب. تعد صورة LkCa 15 b مهمة لأنها المرة الأولى التي نتمكن فيها من إظهار صحة ذلك من خلال تصوير كوكب داخل فجوة قرصية مباشرة.

نحن نعلم أن النجوم المركزية في هذه الأقراص غالبًا ما لا تزال تعمل بنشاط على تراكم المواد من القرص. لذلك ، لا بد أن الغاز والغبار ينتقلان بطريقة ما من القرص الخارجي إلى النجم ، ولذا يمكنك أن تستنتج منطقيًا أن هذه المادة تسقط أيضًا على الكواكب المتداخلة. في الوقت نفسه ، نظرًا لأن التجاويف قد تم تنظيفها من المواد ، فيمكننا رؤية كل الطريق وصولاً إلى المستوى الأوسط للقرص - نوعًا ما يشبه "خط الوسط" على كعكة دونات ، إذا صح التعبير - حيث نعتقد أن الكواكب موجودة تشكيل.

بالنظر إلى هذا الإعداد ، نعتقد حقًا أن الأقراص الانتقالية والكواكب المتزايدة هي مكان رائع لهذا النوع المعين من التصوير. يتوهج الكوكب بشدة في H-alpha ، وهذا يعني أنه لا يتعين علينا العمل بجد لعزل انبعاث الضوء الخاص به كما لو كنا نحاول دراسة كوكب خافت بالقرب من نجم لامع. نتيجة لذلك ، يمكننا العمل بالقرب من النجم ، وصولاً إلى داخل فجوات القرص هذه. على سبيل المقارنة ، عندما عملت أنا وبروس وروث على اكتشاف 51 Eri b ، كان نجمها أكثر سطوعًا بنحو 500000 مرة من 51 Eri b. الضوء الذي عزلته أنا وزملائي عن LkCa 15 b أخف بمئات المرات من نجمه.

ماكنتوش: هذا مثل الغش. هذا سهل للغاية! [ضحك]

فوليت: أجل ، بالضبط!

TKF: هل يمكن لحل قضية كيفية تشكل الكواكب العملاقة أن تتدفق إلى فهم كيف تتشكل عوالم بحجم نبتون وحتى عوالم صخرية شبيهة بالأرض؟

موراي كلاي: النموذج السائد الحالي لكيفية تشكل عمالقة الغاز هو أن النواة الصلبة والصخرية والجليدية تتشكل أولاً. يصبح اللب ضخمًا بدرجة كافية لتجميع الغاز من قرص الكواكب الأولية المحيط. مع وضع هذا النموذج في الاعتبار ، تتمثل إحدى طرق التفكير في نبتون أو حتى الأرض في الكواكب التي فشلت في النمو بشكل كبير بما يكفي لتصبح عمالقة غازية. بالنسبة إلى نبتون ، يمكنك أن تسأل عما إذا كانت ضخمة بما يكفي لتجميع غلاف بحجم زحل ، فلماذا لم تفعل ذلك؟ لماذا فشلت؟ وبالنسبة للأرض ، يمكنك أن تسأل لماذا لم يكن هناك ما يكفي من المواد حولها كنواة صخرية لتنمو بشكل كبير بما يكفي لتصبح عملاق غازي بدلاً من ذلك؟

تعتمد الإجابات النظرية على هذه الأسئلة عادةً على مقدار الكتلة المتاحة في قرص كوكبي أولي. تتمثل الاعتبارات الأخرى في مدى اضطراب القرص بمرور الوقت ، مما يؤثر على المدة التي تستغرقها النوى الصخرية في النمو ، وما إذا كانت هذه العملية تستغرق وقتًا طويلاً لتكوين عمالقة غازية مقارنة بعمر قرص الغاز المتبدد.

إذا كانت الأفكار الأساسية التي يشاركها العديد منا علماء الفيزياء الفلكية حول تكوين الكواكب صحيحة ، فيجب أن تخبرنا هذه الأفكار بشيء عن أنواع البنى التي نتوقع أن نجدها في أنظمة الكواكب. إذا كنت تريد أن تفهم سبب وجود كوكب الأرض في النظام الشمسي ، فأنت بحاجة أيضًا إلى فهم سبب عدم وجود كوكب المشتري.

ماكنتوش: لفهم عمليات تكوين الكواكب ، جرب الكثير من الناس الأساليب "الأثرية". هذا هو المكان الذي تنظر فيه إلى إحصائيات الكواكب المكتشفة في الأنظمة الشمسية الناضجة وتقارن هذه الإحصائيات بالتنبؤات من مسارات تكوين الكواكب المختلفة. ومع ذلك ، فإن تاريخ نجاح هذا النهج ضعيف نسبيًا. لقد كان من الصعب جدًا تطوير نموذج يتنبأ بنجاح بالأنظمة الشمسية الجديدة التي نستمر في اكتشافها.

TKF: هل لدينا رؤية محدودة أو منحرفة لتكوين الكواكب لأن معظم النظريات تستند إلى مثال واحد لنظامنا الشمسي؟ بعد كل شيء ، لم نكن نعرف حتى عن نظام آخر متعدد الكواكب حول نجم شبيه بالشمس حتى عام 1999.

فوليت: نحن نكتشف كواكب مختلفة تمامًا عما نراه في نظامنا الشمسي ، ولكن مرة أخرى ، مجال علم الكواكب الخارجية حديث جدًا. التقنيات الرئيسية التي استخدمناها لاكتشاف الكواكب الخارجية تفضل الكواكب عالية الكتلة القريبة جدًا من نجومها ، على سبيل المثال ما يسمى بفئة العوالم "كوكب المشتري الساخن". يمكن أنهم هي القيم المتطرفة. قد تكون مجرد كواكب غريبة يسهل اكتشافها في الكون. لذا فإن حقيقة أننا وجدنا الكثير من كواكب المشترى الساخنة أو أنظمة الكواكب المكدسة بشكل وثيق قد لا تشير إلى ماهية القاعدة في الكون.

موراي كلاي: أنا أتفق مع ذلك. قد يكون الأمر أننا في الواقع تم إرسالنا إلى المسار الخطأ من خلال اكتشافات الكواكب الخارجية التي نقوم بها ، وليس العكس من خلال البدء بنظامنا الشمسي. الآن لا يمكن أن يكون هذا صحيحًا تمامًا ، لأنه من خلال عدد الأنظمة الشمسية التي شاهدها كبلر ، يمكننا أن نستنتج أن ما يقرب من 30 بالمائة من النجوم تستضيف "كواكب أرضية فائقة". لذا من الواضح أن الكواكب الأرضية الفائقة ، التي تحتوي على ما يتراوح بين ضعفين إلى 10 أضعاف كتلة الأرض والتي لا توجد لدينا في نظامنا الشمسي ، هي نتيجة شائعة لتكوين الكوكب. ومع ذلك ، لا نعرف أيضًا كيف تبدو الأنظمة الشمسية التي رآها كبلر في مجملها ، لأن بيانات كبلر لا يمكنها أن تخبرنا حقًا عن أي كواكب في مدارات بعيدة. لا نعلم حقًا أن البنى الشبيهة بالنظام الشمسي ليست شائعة.

TKF: ما هي بعض نماذج أو تفسيرات تشكيل الكواكب الواعدة ، إذن ، والتي لن تفسر فقط نظامنا الشمسي ، ولكن تلك الأنظمة الشمسية المختلفة بشكل لافت للنظر التي لمحاتنا عنها في السنوات الأخيرة؟

موراي كلاي: قد يكون هناك مجموعة من كتل النظام الشمسي. قد تكون الأنظمة عالية الكتلة أكثر عرضة لإنتاج عمالقة الغاز. من المرجح أن يتم دفع هذه الكواكب الغازية العملاقة بجاذبية إلى نظامها الشمسي الداخلي ، وبالتالي يمكن ملاحظتها بسهولة من خلال تقنياتنا التقليدية للكشف عن الكواكب الخارجية ، مثل "طريقة السرعة الشعاعية" وكذلك "طريقة العبور" التي شاهدها كبلر.

ثم تحصل على أنظمة شمسية ذات كتلة أقل قليلاً وتحصل على شيء مثل نظامنا الشمسي. لديك بعض عمالقة الغاز في هذا السيناريو ، لكنهم لم يتم دفعهم كثيرًا إلى المدارات الداخلية أو الخارجية بسبب جاذبية الكواكب الأخرى في النظام. بعد ذلك ، تذهب إلى الأنظمة ذات الكتلة الأقل ، وهناك قد ينتهي بك الأمر مع أنظمة لا تحتوي على عمالقة غاز على الإطلاق وعدد من الكواكب الأرضية ونبتون الصغيرة. في إطار كهذا ، فإن النظام الشمسي هو مجرد جزء من طيف من الأنظمة الشمسية الممكنة.

ماكنتوش: إلى حد ما ، على الرغم من ذلك ، يبدو أنه أصبح من الصعب الحصول على سلسلة متصلة لهياكل النظام الشمسي التي تشمل نظامنا الشمسي والأنظمة الشمسية التي اكتشفها كبلر. لا يوجد الكثير من الأنظمة الشمسية الوسيطة. ينتهي بك الأمر إلى الرغبة في عملية ثنائية أو ثلاثية ، حيث تتفرع نتائج النظام الشمسي المحتملة بدلاً من وجود مجموعة من الاحتمالات.

موراي كلاي: لكن كيف لنا أن نعرف ذلك حتى الآن؟ نحن نرى فقط الأجزاء الداخلية للغاية لبعض الأنظمة الشمسية مع كبلر.

ماكنتوش: هذا صحيح بالتأكيد ، لكن نظامًا مثل نظامنا بمدارات تم تقليصها بنسبة 30٪ ، أو زيادة أحجام الكواكب بنسبة 30٪ ، سيكون قابلاً للاكتشاف إلى حد ما بواسطة Kepler.

موراي كلاي: هناك الكثير الذي لا نعرفه حتى الآن ، على الرغم من أنه يمكننا القول أن جزءًا كبيرًا من النجوم لديه أنظمة شمسية ليست مثل أنظمتنا. أعتقد أنه لا يزال من غير الواضح أن النظام الشمسي غير شائع.

TKF: مما يزيد الأمور تعقيدًا ، الباحثون في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، بما في ذلكمايك براون الحائز على جائزة كافلي، قدم مؤخرًا دليلًا نظريًا على عالم جديد بحجم الأرض الفائق يكمن في حزام كايبر ، بعيدًا عن بلوتو. هل يمكن لهذا "الكوكب التاسع" ، إذا كان حقيقيًا ، أن يتبارى في نماذج تشكيل كوكب النظام الشمسي السائدة لدينا؟

ماكنتوش: بافتراض أن الكوكب التاسع موجود بالفعل من أجل المناقشة ، فإنه ليس بالضرورة جنونًا مقارنة بما نراه في الأنظمة الشمسية الأخرى. كنا نناقش للتو أن الافتقار إلى الكواكب الفائقة في نظامنا الشمسي هو إحدى الطرق التي نختلف بها عن غالبية الأنظمة الشمسية التي اكتشفتها مهمة كبلر. الآن قد يكون لدينا كوكب الأرض الفائق البعيدة هذا المسمى الكوكب التاسع ، لكن ليس بالمقابل حيث يرى كبلر هذه الأنواع من الكواكب في أنظمة شمسية أخرى. لذلك أنت بحاجة إلى آلية لشرح كيفية خروج الكوكب التاسع إلى هناك.

نعلم من ملاحظات الكواكب العملاقة أنها يمكن أن تنتشر من الأجزاء الداخلية للأنظمة الشمسية إلى الأجزاء الخارجية. أحد الأمثلة على ذلك هو نظام HR 8799 ، الذي يحتوي على أربعة عوالم بحجم المشتري. اثنان منهم يدوران على مسافة أبعد من نبتون. إن وضع هذه الأفكار معًا ، أ ، نظامنا الشمسي يمكن أن يكون قد شكل مائلًا خارقًا للأرض - صغيرًا - نبتون وب ، بحيث يمكنك تحريك ذلك الأرض الفائقة - القطع - المصغرة - نبتون بعيدًا جدًا ليس من المدهش أن يكون مجنونًا من قبل عالم الفلك المعايير.

موراي كلاي: أتفق تمامًا مع بروس - ليس مجنونًا على الإطلاق. إن طرد الأشياء إلى مدارات كبيرة هو نتيجة شائعة بشكل معقول. سأكون متحمسًا جدًا إذا وجدوا الكوكب التاسع ، لكنني لا أعتقد أنه سيغير بالضرورة وجهة نظرنا عن تكوين النظام الشمسي كثيرًا.

TKF: ما هي المشاريع والأدوات القادمة التي تتطلعون إليها جميعًا والتي يمكن أن تساعد في كشف أسرار تكوين الكواكب؟ بروس ، لقد تم اختيارك للتو لقيادة فريق خارج المجموعة الشمسية لمرصد الفيزياء الفلكية الرئيسي التالي لناسا ، تلسكوب مسح الأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WFIRST). قد يكون التصوير المباشر للكواكب الخارجية مهمة رئيسية لهذا التلسكوب المستقبلي ، المقرر إطلاقه في منتصف عام 2020. لماذا يجب أن نكون متحمسين؟

ماكنتوش: سيكون الشيء الأكثر إثارة للاهتمام في WFIRST هو القدرة على وصف تكوين الكواكب. يمكن أن يخبرك تحليل الضوء الذي يأتي من الكواكب عن تكوينها ، مما يساعدك على فهم مقدار الكتلة التي تراكمت في شبابهم مقابل مقدار الكتلة التي حصلوا عليها من خلال آلية أخرى. لأول مرة مع WFIRST ، سنكون قادرين على القيام بحيل التصوير التي نقوم بها في الوقت الحاضر مع Gemini Planet Imager و Magellan ، لكننا نفعل ذلك على كواكب ناضجة - لم نعد المراهقين. الكواكب في منتصف العمر أكثر شيوعًا بكثير من المراهقين ، لذلك سيكون لدينا عينة أكبر للنظر فيها. سنرى في الواقع شيئًا يشبه كوكب المشتري ونرى نظامًا شمسيًا مشابهًا لنظامنا. سنرى أشياء عن تاريخ تكوين هذه الكواكب من خلال تكويناتها والتي ستكون بمثابة مجاملة لطيفة لدراسات الكواكب الأصغر سنًا.

فوليت: كما قال بروس ، نحن نسير في اتجاه أعتقد أنه واعد للغاية. بالنظر إلى المستقبل ، تدرس ناسا أربعة مفاهيم كبيرة لمهمات التلسكوب الفضائي في الوقت الحالي والتي قد تطير في ثلاثينيات القرن الحالي. سيكون ثلاثة منهم مرشحين جيدين جدًا للقيام بالتصوير المباشر للكواكب الخارجية و / أو الأقراص المكونة للكواكب الخارجية. أعتقد أن هناك دفعة حقيقية في المجال لإحدى المهمات الفضائية الكبيرة التالية لتضمين عنصر تصوير مباشر في تصميمها ، مما سيساعدنا على الدفع نحو تصوير كواكب ذات كتلة أقل وفهمًا أفضل لكيفية تطور الكواكب.

لا يزال انطباع فنان عن كوكب عملاق غازي شاب مغمورًا بآثار قرص كوكبي أولي في مرحلة متأخرة.
ناسا / مختبر الدفع النفاث- معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا)

ماكنتوش: في غضون ذلك ، سيتم إجراء الكثير من الملاحظات القوية جدًا بواسطة منشآت مثل ALMA ، و Atacama Large Millimeter / submillimeter Array ، والتي تعمل الآن ، وتلسكوب جيمس ويب الفضائي عندما يطير في وقت لاحق من هذا العقد. وعندما نحصل على الجيل التالي من التلسكوبات الأرضية الكبيرة للغاية مع مرايا أولية قطرها 25 إلى 40 مترًا في العشرينيات من القرن الحالي ، إذن ، من حيث الرصد ، سنصل حقًا إلى المكان الذي تتشكل فيه الكواكب على مسافات تشبه كوكب المشتري. سنظل نواجه مشكلة في الدفع إلى حيث يوجد زحل وأورانوس. لكن موجة التلسكوب التالية ستسمح لنا حقًا برؤية ما يعادل النظام الشمسي الداخلي المحاصر في عملية التكوين.

موراي كلاي: هذا سيكون مهم جدا لقد جلب لنا تلسكوب كيبلر الفضائي آلاف الكواكب ، لكن في كثير من الحالات نرى فقط كوكبًا واحدًا يمكن اكتشافه بسهولة من نظام شمسي بأكمله. By understanding the overall architecture of planetary systems in the future, we'll have a much better sense of the overall formation scenario for different kinds of systems.

Macintosh: A lot of us are driven by questions about Earth-like planets, of course. How common they are? How detectable might they be? Can we see them? Planet formation theorists like Ruth are trying to understand whether planets like Earth ultimately are a common thing or a rare thing, and whether our Solar System is unique or whether there's a whole bunch of others out there like it.

Follette: Never in the history of astronomy have we—meaning our star, our galaxy, and so on—proven to be particularly special, so it's not likely that our Solar System and its planets are one-of-a-kind. I find this typicality encouraging, because it means there's a chance that we'll image another Earth-like planet during my lifetime. To me, it ultimately means that we're not likely to be alone in the universe either.


How do gas giants die?

They don't die, they're not alive. Stars are said to ɽie' because there's a process, nuclear fusion, which eventually peters out in their cores. But there's no ongoing process that defines a gas giant.

Given enough time they'll gradually contract more and more, and the end of their host star's life (whether red giant to white dwarf or supernova) will result in most of their envelope being blown away.

If they are lucky enough to form around a sun that has no red/yellow giant phase, (If they do they will be consumed by the giant expanding star, all of its gas will be turned to plasma, there may exist a core remnant once the star shrinks again) then they will continue existing until there orbits decay and they fall into their star remnent(black hole, white dwarf, etc..) Now in the rare case that the gas giant gets expelled from its solar system, and continues out of it's galaxy, it will slowly contract to form a smaller more compact object. It does not have sufficient mass to start fusion, however it will continue contracting. Now due to its relativistic speeds and enormous mass this planet is now one of the most energetic to exist. (Stars around galactic centers have more) Assuming this planet does not hit anything in between galaxies,(which is not likely) the elements will eventually decay into their component particles which will continue to decay, eventually we will have a very small neutron planet, as all elements eventually decay into neutrons. Then eventually all the neutrons will decay into free energy and we have nothing left. At this point the universe is just a massive expanse of free energy and the last remaining neutrons. So there it is it, you asked about a gas giant and got the future heat death of our universe. فقاعة


Physicists Reveal the Hidden Interiors of Gas Giants

In astronomy we love focusing on the bigger picture. We’re searching for exoplanets in the vast hope that we may begin to paint a picture of how planetary systems form We’re using the Hubble Space Telescope to peer into the earliest history of the cosmos And we’re building gravitational wave detectors in order to better understand the physical laws that dominate our universe.

All the while we continue to learn about our very own neighborhood. Only recently we learned that Europa has geysers, Mars was perhaps once a lush planet, and comets can in fact disintegrate. Discoveries in our solar system alone never cease to amaze.

For the first time researchers are able to probe the hidden interiors of gas giants such as Jupiter and Saturn. With very little experimental knowledge about the hydrogen deep within such planets, we have always had to rely on mathematical models. But now, researchers have simulated the lower atmospheric layers of these planets in the lab.

The team of physicists led by Dr. Ulf Zastrau from the University of Jena heated cold liquid hydrogen to resemble the dense liquid hydrogen deep within a gas giant’s atmospheric layers.

The team used an X-ray laser operated by a national research center in Germany, Deutsches Elektronen-Synchrotron (DESY), to heat the liquid hydrogen, nearly instantaneously, from -253 to +12,000 degrees Celsius. Initially the X-ray heats only the electrons. But because each electron is bound to a proton, they transfer heat to the proton until a thermal equilibrium is reached. The molecular bonds break during this process, and a plasma of electrons and protons is formed.

In just under a trillionth of a second, physicists are able to create a plasma that’s thought to be radically similar to the plasma deep within the atmospheres of our beloved gas giants.

But first the team had to create cold hydrogen. While it’s abundant throughout the universe, it’s hard to get our hands on the stuff here on Earth. Instead researchers cooled gaseous hydrogen to -253 degrees Celsius using liquid helium. This was a very temperamental process, requiring precise temperature control. If the hydrogen got too cold it would freeze and the researchers would have to use a small heater to re-liquefy it. At the end of the day a jet of cold liquid hydrogen with a diameter no greater than 20 micrometers would flow into a vacuum.

Physicists would then shoot intense pulses of the X-ray laser at the cold hydrogen. They could control the precise timing of the X-ray laser’s “flash” in order to study the properties of liquid hydrogen. The first half of the flash heats up the hydrogen, but the second half of the flash is delayed by varying lengths, which allows the team to understand exactly how thermal equilibrium is established between the electrons and the protons.

The experimental results provide information on the liquid hydrogen’s thermal conductivity and its internal energy exchange, which are both crucial to better understanding gas giants. The experiments will have to be repeated at other temperatures and pressures in order to create a detailed picture of the entire planetary atmosphere.

“Hopefully the results will provide us among others with an experimentally based answer to the question, why the planets discovered outside our solar system do not exist in all imaginable combinations of properties as age, mass, size or elemental composition, but may be allocated to certain groups,” said Dr. Thomas Tschentscher, scientific director of the European XFEL X-ray laser in a press release.

The paper has been accepted in the scientific journal Physical Review Letters and is available for download here.


Where do gas giants end up? - الفلك

Good question - and one it's difficult to give a direct answer to. The problem is that the only solar system we can currently study in detail is our own, so it's difficult to know whether it's just coincidence that all of the large planets currently have rings (Neptune, for example, has rings which are extremely broken up, and it's difficult to say whether this is common, or just something that happens to be there now).

The first thing to say is that Saturn's beautiful rings (you can find pictures on sites like this one or this one are probably only a temporary feature, lasting for only a few million years. They're believed to result from the breakup of a moon under the powerful gravitational field of the giant planet.

Which brings us to the best answer we currently have to your question - the smaller planets don't have rings because they are smaller, and so their gravity is weaker. They don't attract as much material into the neighbourhood, and once there it is easily disrupted by the motion of nearby bodies, the Sun or even the giant planets themselves. In other words, we're unlikely to have rings because we don't have the gravity to keep them there.


Belt-Zone Circulation

The bands we see in the Jovian atmosphere are due to counter-circulating streams of material called zones and belts. Dark belts and bright zones encircle the planet parallel to its equator.

The zones are the lighter bands, and are at higher altitudes in the atmosphere. They have internal updraft, and are high-pressure regions. The belts are the darker bands. They are lower in the atmosphere, and have internal downdraft. They are low-pressure regions. So these structures are analogous to high- and low-pressure cells in Earth's atmosphere. But they have such a different structure -- latitudinal bands that circle the entire planet, as opposed to small confined cells of pressure. This appears to be a result of the rapid rotation, and underlying symmetry of the planet. There are no oceans or landmasses to cause local heating, and the rotation speed is much faster than it is on Earth.

There are smaller structures as well spots of different sizes and colors. On Jupiter, the most noticeable of these features is the Great Red Spot, which has been present for at least 300 years. These structures are huge storms. Some such spots are thunderheads as well. Astronomers have observed lightning from a number of them.


Giant planets from far out there

Title: The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs
Authors: Bertram Bitsch, Michiel Lambrechts, Anders Johansen
First author’s institution: Lund Observatory, Department of Astronomy and Theoretical Physics, Lund University, Sweden.
Status: Accepted for publication in Astronomy & Astrophysics.

A flaw in common planet formation schemes?

Planets are ubiquitous. Therefore, building them must be straightforward, right? The standard, and for the most part, accepted idea sounds roughly like this:

  1. A molecular cloud contracts under its own gravity, forming a protostar due to gas accretion.
  2. A protoplanetary disk forms from the remnants of cloud-contraction around the young star. The disk material is comprised of gas and

Each of the above bullet points is a story of its own, of which the authors of today’s paper tackle the time scale problems of point 4 . If all the material of the protoplanetary disk is stored relatively equally in planetesimals it is really hard to form gaseous planets, because usually all gas vanished before the planets grow big enough to accrete it onto their cores! Moreover, observations show that young stars are usually hosts of protoplanetary disks on the time scale of a few million years (half-life

2.5 million years). When modelers now assume the minimum disk mass from the early solar system (the MMSN – Minimum Mass Solar Nebula) and try to form planet from the collisions between planetesimals, the disk has to have a much longer lifetime to reach masses high enough for the onset of runaway gas accretion, which is necessary for giant planets to accrete enough gas before it has vanished. This would mean no giant planets could form, which is obviously not the case.

Pebble accretion to the rescue

Bitsch et al. replace the planetesimal phase in the story above with pebble accretion. In the version used by the authors, instead of turning all solids in the disk into planetesimals, lots and lots of smaller rocks (‘pebbles’) form by collisions or sublimation/condensation processes until they are roughly mm-sized. At some places the solids collapse and form rocky cores with sizes from 100-1000 km. These cores then accrete many of the pebbles and eventually form planets. The central point is that under specific circumstances the growth via pebble accretion can be much faster than via collisions among planetesimals and therefore potentially solves the time scale issue from above.

Variation and time evolution

Further, as you look deeper into the physics of the evolution of the protoplanetary disk and the population of planets observed, the physics turns out to be very complicated, which has to be reflected in the simulations. Therefore, the authors introduce models of the migration of the planets in the disk (determining whether they end up close to the star or far away), and the change in temperature and density and therefore solid contents of the disk in time. The migration of planets is a subject of its own, crucially important for the explanation of ‘Hot Jupiters’ (massive giant planet in close-in orbits around their host star). Figure 1 shows the final outcome of a model where solid contents in the disk are 1%.

Fig. 1: Final masses of planets depending on the initial conditions, formation distance to the host star r0, and formation time t0 in the disk. All planets below the white line have undergone massive gas accretion and end up as gas giants. The black lines indicate constant planetary masses. Bitsch et al. (2015)

The implications for… the Solar System

Every good theory for planet formation has to be able to explain how our own living room, the solar system, came into being. Doing so proves to be rather easy for the pebble accretion model and turns out to be consistent with the Nice model (video here), which explains the bombardment history of the inner solar system with unstable dynamics of Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune. However, it fails to reproduce the initial conditions of another famous theory, the Grand Tack scenario, which explains the masses and orbital distances of Earth and Mars and the features of the asteroid belt by letting Jupiter and Saturn travel trough the inner solar system before 10 million years after the formation of the system. A specific prediction the authors can deduce from their models is noble gas enrichment in Saturn’s atmosphere. This is known for Jupiter and — using the pebble accretion scenario— holds for Saturn as well. This is only possible because the accretion of pebbles in this scenario is still sufficient to feed planetary cores very far away from the host star. Out there, the solid density is usually too low to grow planetary seeds, at least through common formation channels. This appealing ability of the pebble accretion model brings us to the next section, when transferring the model outcomes to other planetary systems.

The implications for… planet population synthesis

Figure 2 shows the regimes to which kinds of planets the cores grow for different starting conditions of the simulations of Bitsch et al.

Fig. 2: Planet categories formed in the simulations as a function of formation time t0 and formation distance to the host star r0. The ‘ice planets’ regime is a whole new class of planets which has not been detected so far. Bitsch et al. (2015)

First of all, the authors predict a whole new class of planets which have not been found so far! The turquois regime indicates planets with a more massive core than envelope, but only a few Earth masses, such that they are smaller than ice giants like Uranus and Neptune. In the simulations the ice planets form far out in the disk, where all volatiles are frozen, such that their interior is mainly composed of ices. These planets show up very frequently in the simulations at late stages, at which time most of the gas is gone and they can not accrete much anymore. This kind of planets is not predicted by other planet formation models. Unfortunately, it will be hard to detect them with the current generation of planet observatories, as the ice planets are far out and pretty small…

Additionally, the simulations of the authors feature some hints on the formation channel of ‘Hot Jupiters’. Because it is so easy for the pebble accretion model to form gas giants at large orbital distances it is likely that a lot of them form in the outer disk and one of them is eventually perturbed by the others, scattered into the inner disk and coming to halt just close to the host star.

All in all, my main take-away from this work is that the formation of planets at large orbital distances can be increased by much. This would solve a riddle in current planet formation theories and could further explain extremely massive planets with large semi-major axes, without invoking large-scale gravitational instabilities in the disk.


شاهد الفيديو: سفن الغاز العملاقة بتكلفة 12 مليار دولار. أطول من برج إيفل و تستهلك 50 مليون لتر من الماء كل ساعة (شهر اكتوبر 2021).