¿Por qué los planetas del sistema solar se vuelven roca-gas-hielo en lugar de roca-hielo-gas cuando se alejan del sol?

Question

El sol y el viento solar parecen hacer un buen trabajo fraccionando materiales más livianos hacia el sistema solar exterior y dejando materiales más pesados ​​en el sistema solar interior. Así que terminamos con planetas rocosos / metálicos en el sistema solar interior y gigantes gaseosos y gigantes de hielo en el sistema solar exterior. Pero, ¿por qué los gigantes gaseosos (Júpiter y Saturno compuestos principalmente de hidrógeno y helio, los materiales más ligeros) están más cerca del sol que los gigantes de hielo (Urano y Neptuno compuestos de agua, amoníaco, metano, etc.)?

Answer 1

Preludio

Ahora se acepta generalmente en la comunidad de formación de planetas que los planetas se forman como un producto secundario del proceso de formación de estrellas en los llamados discos protoplanetarios.
Los discos protoplanetarios tienen masas iniciales de unos pocos a decenas de por ciento de sus masas de huéspedes estelares, son relativamente fríos (T <150K en aproximadamente el 95% o más de su masa, que está fuera de la línea de hielo para un modelo MMSN estándar) y, por lo tanto, están en su mayoría detectado en el infrarrojo. El componente infrarrojo radiante es el componente "polvoriento" (detección y confirmación publicadas por primera vez a través del satélite IRAS en 1984-1985) que constituye aproximadamente el 1% de la masa, y el 99% restante es gas H / He.

Esos discos son discos de acreción, es decir, pierden momento angular a través de varios procesos, lo que conduce a una caída de masa en su estrella anfitriona. El polvo se deposita en el plano medio. Para el caso de acreción turbulenta, el polvo y el gas se mezclarán bien y se acumularán de manera relativamente uniforme en la estrella, mientras que en el caso de acreción impulsada por el viento del disco, H / He en las capas superiores del disco fluye sobre el plano medio y proporciona la tasa de acreción. Las tasas de acreción del disco pueden ser demasiado para lo que la estrella realmente puede acumular y el exceso de masa se expulsa verticalmente en chorros que pueden existir durante la vida útil del disco, sus tasas de disminución de masa corresponden típicamente al 1-50% de la tasa de acreción del disco.
Menciono la línea de hielo únicamente como punto de referencia, ya que su efecto exacto en la física de la formación de planetas es muy debatido, actualmente no se puede observar, y líneas de hielo en varias otras moléculas como $\rm CO, CO_2, N_2,...$ también podría estar jugando papeles.

Formación de planetas

Nuestro sistema solar se originó muy probablemente en uno de esos discos protoplanetarios. No podemos seguir el proceso de formación a lo largo de la vida útil del disco, ya que esto toma entre 1 y 20 my años (valor medio de 3 a 5 myrs, según la encuesta ) y, por lo tanto, con tanta frecuencia en astrofísica, confiamos en instantáneas y estadísticas de exoplanetas para intentar resolver problemas. juntos la física.

El 50% de todos los sistemas exoplanetarios albergan varias supertierras rocosas en radios interiores a la línea de hielo del agua. El 6-10% de todas las estrellas posee planetas gigantes gaseosos fríos (planetas gigantes en ejes semi-mayores> 0.5 AU) y el 0.5-1% posee gigantes gaseosos calientes (planetas gigantes en ejes semi-mayores <0.1 AU). Si bien a partir de esto nuestro sistema solar parece tener una masa inusualmente baja en la zona del planeta terrestre, no obstante, la física parece preferir construir planetas rocosos en el interior de la línea de hielo. Esos procesos deben ocurrir en la fase del disco protoplanetario y posiblemente poco después de la remoción del gas (<100Myrs, está pobremente limitado qué fracción de su masa final poseía la Tierra en la dispersión del disco).

También se cree que los planetas rocosos se forman más allá de la línea de hielo del agua. Sin embargo, en esas regiones del disco protoplanetario, el depósito de masa es enorme y los planetas rocosos pueden lograr una acumulación de gas descontrolada.antes de que el disco de sus padres se disperse. Alcanzar la acumulación de gas descontrolada consta de dos pasos: Primero, después de que se forma el planeta rocoso de múltiples masas terrestres, adquiere una atmósfera que está conectada hidrostáticamente al disco a través de su propia gravitación. Esta atmósfera se enfría lentamente a través del enfriamiento Kelvin-Helmholtz. La contracción permite que fluya más masa hacia el dominio planetario, formando una atmósfera masiva. Si esta atmósfera alcanza una masa lo suficientemente importante como para que la autogravedad ayude aún más a la contracción, el planeta se acrecienta más cuanto más se enfría y se enfría más cuanto más se acumula, por lo que se alcanza una acreción descontrolada.

La arquitectura del sistema solar

Con todo esto, podemos formular la explicación estándar de la arquitectura del sistema solar:

Júpiter y Saturno son gigantes gaseosos fríos estándar que pasaron por una fase de rápido ensamblaje del núcleo y la consiguiente acumulación de gas descontrolada. Urano y Neptuno crecieron mucho en regiones de baja densidad de gas de disco (o pequeñas poblaciones de polvo, lo que aumenta el ensamblaje del núcleo y el tiempo de enfriamiento ) y, por lo tanto, se atascaron en la fase de acreción de gas hidrostático hasta que el disco se dispersó. El "hielo" en los gigantes de hielo, por lo tanto, se refiere al componente sólido que constituye el 60-80% de su masa, y no es que hayan pasado por alto la acumulación descontrolada, lo que daría lugar a un nombre más claro.

Ahora la otra pregunta es, ¿por qué los planetas en radios pequeños parecían haber evadido la acumulación de gas descontrolada, en nuestro sistema solar y al menos el 50% de los sistemas exoplanetarios? Un mecanismo candidato es el " reciclaje de gas ", es decir, el reabastecimiento de entropía a atmósferas protoplanetarias que evita su contracción. Esto es posible cerca de la estrella porque el gas es muy denso, reemplazando el enfriamiento por advección como mecanismo dominante de transporte de entropía.

Resumiendo

Los grandes rasgos de la arquitectura del sistema solar pueden entenderse en términos de mecanismos físicos que se ha demostrado que funcionan en simulaciones. Sin embargo, al aplicar esos mismos mecanismos para formar poblaciones sintéticas de planetas, esas poblaciones sintéticas suelen ser incompatibles con las observadas. Este es un trabajo en progreso y necesita misiones futuras a los gigantes de hielo para medir sus abundancias detalladas de elementos pesados ​​y usar este último para distinguir entre escenarios de formación en competencia, de los cuales he presentado solo uno.

Por lo tanto, la física presentada aquí es muy diferente de una simple imagen de "elementos pesados ​​que se hunden en el viento solar", que hasta donde yo sé, nunca se consideró como un candidato para un modelo de formación de planetas. Simplemente Laplace en el siglo XVIII consideró un modelo de sonido similar al suyo, de una atmósfera solar extendida que se rompe centrífugamente en anillos para formar los planetas. Sin embargo, con mi preludio como el anterior, ahora se sabe que este modelo es incorrecto.