Warum gehen die Planeten des Sonnensystems Stein-Gas-Eis anstelle von Stein-Eis-Gas, wenn sie sich von der Sonne entfernen?

Question

Die Sonne und der Sonnenwind scheinen gute Arbeit darin zu leisten, leichtere Materialien zum äußeren Sonnensystem zu fraktionieren und schwerere Materialien im inneren Sonnensystem zu belassen. Wir haben also felsige / metallische Planeten im inneren Sonnensystem und die Gas- und Eisriesen im äußeren Sonnensystem. Aber warum sind die Gasriesen (Jupiter und Saturn hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium - den leichtesten Materialien) näher an der Sonne als die Eisriesen (Uranus und Neptun aus Wasser, Ammoniak, Methan usw.)?

Answer 1

Auftakt

In der Planetenbildungsgemeinschaft ist es mittlerweile allgemein anerkannt, dass sich Planeten als Nebenprodukt des Sternentstehungsprozesses in sogenannten protoplanetaren Scheiben bilden.
Protoplanetare Scheiben haben Anfangsmassen von wenigen bis zehn Prozent ihrer Sternwirtsmassen, sind relativ kalt (T <150 K in etwa 95% oder mehr ihrer Masse, die für ein Standard-MMSN-Modell außerhalb der Wassergrenze liegt) und sind daher meistens im Infrarot erkannt. Die strahlende Infrarotkomponente ist die "staubige" Komponente (erste veröffentlichte Erkennung und Bestätigung über den IRAS-Satelliten in den Jahren 1984-1985), die etwa 1% der Masse ausmacht, die anderen 99% sind H / He-Gas.

Diese Scheiben sind Akkretionsscheiben, dh sie verlieren durch verschiedene Prozesse ihren Drehimpuls, was zu einem Masseneinfall in ihren Wirtsstern führt. Der Staub setzt sich in der Mittelebene ab. Für den Fall einer turbulenten Akkretion werden Staub und Gas gut gemischt und wachsen relativ gleichmäßig im Stern an, während im Fall einer durch Scheibenwind angetriebenen Akkretion H / He in den oberen Schichten der Scheibe über die Mittelebene und fließt liefert die Akkretionsrate. Die Scheibenakkretionsraten können zu hoch sein für das, was der Stern tatsächlich anreichern kann, und die überschüssige Masse wird vertikal in Düsen ausgestoßen, die während der gesamten Lebensdauer der Scheibe vorhanden sein können. Ihre Massendekretionsraten entsprechen typischerweise 1-50% der Scheibenakkretionsrate.
Ich erwähne die Wasserlinie nur als Bezugspunkt, da ihre genaue Auswirkung auf die Physik der Planetenbildung heftig diskutiert wird, derzeit nicht beobachtet werden kann und die Linien in mehreren anderen Molekülen wie z $\rm CO, CO_2, N_2,...$ könnte auch Rollen spielen.

Planetenbildung

Unser Sonnensystem entstand sehr wahrscheinlich aus einer dieser protoplanetaren Scheiben. Wir können den Entstehungsprozess nicht über die gesamte Lebensdauer der Scheibe verfolgen, da dies zwischen 1 und 20 Myears dauert (Medianwert 3-5 Myrs, abhängig von der Umfrage ). Daher verlassen wir uns in der Astrophysik wie so oft auf Schnappschüsse und Exoplanetenstatistiken, um Rätsel zu lösen zusammen die Physik.

50% aller exoplanetaren Systeme beherbergen mehrere felsige Supererden in Radien innerhalb der Wasserlinie. 6-10% aller Sterne besitzen Kaltgas-Riesenplaneten (Riesenplaneten an den Hauptachsen> 0,5 AE) und 0,5-1% besitzen Heißgasriesen (Riesenplaneten an den Hauptachsen <0,1 AE). Während unser Sonnensystem in der terrestrischen Planetenzone eine ungewöhnlich geringe Masse zu haben scheint, scheint die Physik es dennoch vorzuziehen, felsige Planeten innerhalb der Wasserlinie zu bauen. Diese Prozesse müssen in der protoplanetaren Scheibenphase und möglicherweise kurz nach der Gasentfernung stattfinden (<100Myrs, es ist kaum eingeschränkt, welchen Anteil seiner endgültigen Masse Erde bei der Scheibenverteilung besaß).

Es wird auch angenommen, dass sich felsige Planeten jenseits der Wassergrenze bilden. In diesen Regionen der protoplanetaren Scheibe ist das Massenreservoir jedoch riesig und felsige Planeten können eine außer Kontrolle geratene Gasakkretion erreichenbevor sich ihre Elternscheibe zerstreut. Das Erreichen der außer Kontrolle geratenen Gasakkretion besteht aus zwei Schritten: Erstens gewinnt der felsige Planet mit mehreren Erdmassen nach seiner Bildung eine Atmosphäre, die über seine eigene Gravitation hydrostatisch mit der Scheibe verbunden ist. Diese Atmosphäre kühlt sich langsam durch Kelvin-Helmholtz-Kühlung ab. Durch die Kontraktion kann mehr Masse in die Planetendomäne fließen und eine massive Atmosphäre bilden. Sollte diese Atmosphäre eine Masse erreichen, die wichtig genug für die Selbstgravitation ist, um die Kontraktion weiter zu unterstützen, wächst der Planet umso mehr an, je mehr er abkühlt, und je mehr er sich abkühlt, desto mehr wird eine außer Kontrolle geratene Akkretion erreicht.

Die Architektur des Sonnensystems

Mit all dem können wir die Standarderklärung für die Architektur des Sonnensystems formulieren:

Jupiter und Saturn sind Standard-Kaltgasriesen, die eine Phase schneller Kernmontage und anschließender außer Kontrolle geratener Gasakkretion durchlaufen haben. Uranus und Neptun wuchsen in Regionen mit geringer Scheibengasdichte (oder kleinen Staubpopulationen, die die Kernmontage und Abkühlzeit verlängerten ) weit heraus und blieben daher in der hydrostatischen Gasakkretionsphase stecken, bis sich die Scheibe dispergierte. Das "Eis" in Eisriesen bezieht sich daher auf die feste Komponente, die 60-80% ihrer Masse ausmacht, und nicht darauf, dass sie eine außer Kontrolle geratene Akkretion verpasst haben, was zu einem klareren Namen führen würde.

Die andere Frage ist nun, warum Planeten mit kleinen Radien in unserem Sonnensystem und in mindestens 50% der exoplanetaren Systeme der außer Kontrolle geratenen Gasakkretion entgangen zu sein schienen. Ein möglicher Mechanismus ist das " Gasrecycling ", dh das Auffüllen der Entropie in protoplanetare Atmosphären, wodurch deren Kontraktion verhindert wird. Dies ist in der Nähe des Sterns möglich, da das Gas sehr dicht ist und die Kühlung durch Advektion als dominanten Entropietransportmechanismus ersetzt.

Zusammenfassen

Die breiten Striche der Architektur des Sonnensystems können anhand physikalischer Mechanismen verstanden werden, von denen gezeigt wurde, dass sie in Simulationen funktionieren. Wenn jedoch dieselben Mechanismen angewendet werden, um synthetische Populationen von Planeten zu bilden, stimmen diese synthetischen Populationen normalerweise nicht mit den beobachteten überein. Dies ist in Arbeit und erfordert zukünftige Missionen bei den Eisriesen, um ihre detaillierten Häufigkeiten an schweren Elementen zu messen und letztere zu verwenden, um zwischen konkurrierenden Formationsszenarien zu unterscheiden, von denen ich nur eines vorgestellt habe.

Die hier vorgestellte Physik unterscheidet sich daher stark von einem einfachen Bild „Schwere Elemente sinken im Sonnenwind“, das meines Wissens nie als Kandidat für ein Planetenbildungsmodell angesehen wurde. Lediglich Laplace betrachtete im 18. Jahrhundert ein ähnlich klingendes Modell von Ihnen, eine ausgedehnte Sonnenatmosphäre, die zentrifugal in Ringe zerbricht, um die Planeten zu bilden. Mit meinem Vorspiel wie oben ist dieses Modell jetzt jedoch als falsch bekannt.