Por que os planetas do sistema solar viram rocha-gás-gelo em vez de rocha-gelo-gás quando se afastam do sol?

Question

O sol e o vento solar parecem fazer um bom trabalho de fracionamento de materiais mais leves para o sistema solar externo e deixando materiais mais pesados ​​no sistema solar interno. Assim, acabamos com planetas rochosos / metálicos no sistema solar interno e os gigantes gasosos e gigantes de gelo no sistema solar externo. Mas por que os gigantes gasosos (Júpiter e Saturno compostos principalmente de Hidrogênio e Hélio - os materiais mais leves) estão mais próximos do Sol do que os gigantes de gelo (Urano e Netuno são compostos de água, amônia, metano, etc.)?

Answer 1

Prelúdio

Agora é geralmente aceito na comunidade de formação de planetas que os planetas se formam como um produto secundário do processo de formação de estrelas nos chamados discos protoplanetários.
Os discos protoplanetários têm massas iniciais de poucos a dezenas de por cento de suas massas hospedeiras estelares, são relativamente frios (T <150K em cerca de 95% ou mais de sua massa, que está fora da linha de água para um modelo MMSN padrão) e são, portanto, principalmente detectado no infravermelho. O componente infravermelho radiante é o componente 'empoeirado' (primeira detecção e confirmação publicada via satélite IRAS em 1984-1985) constituindo cerca de 1% da massa, os outros 99% sendo gás H / He.

Esses discos são discos de acreção, ou seja, eles perdem o momento angular por meio de vários processos, o que leva à queda de massa em sua estrela hospedeira. A poeira se instala no plano intermediário. Para o caso de acreção turbulenta, poeira e gás serão bem misturados e se acumularão de maneira relativamente uniforme na estrela, enquanto no caso de acreção impulsionada pelo vento do disco, H / He nas camadas superiores do disco flui sobre o plano médio e fornece a taxa de acúmulo. As taxas de acreção do disco podem ser muito altas para o que a estrela pode realmente agregar e o excesso de massa é ejetado verticalmente em jatos que podem existir ao longo da vida do disco, suas taxas de decreção de massa correspondem tipicamente a 1-50% da taxa de acreção do disco.
Menciono a linha de gelo da água apenas como ponto de referência, já que seu efeito exato na física da formação do planeta é fortemente debatido, atualmente não pode ser observada, e linhas de gelo em várias outras moléculas, como $\rm CO, CO_2, N_2,...$ poderia estar desempenhando papéis também.

Formação do planeta

Nosso sistema solar se originou muito provavelmente em um desses discos protoplanetários. Não podemos acompanhar o processo de formação ao longo da vida útil do disco, pois isso leva entre 1-20 Myears (valor médio de 3-5 Myrs, dependendo da pesquisa ) e, portanto, tão frequentemente na astrofísica, contamos com instantâneos e estatísticas de exoplanetas para tentar resolver junto a física.

50% de todos os sistemas exoplanetários abrigam várias superteras rochosas em raios interiores até a linha de água. 6-10% de todas as estrelas possuem planetas gigantes gasosos frios (planetas gigantes nos eixos semi-maiores> 0,5 UA) e 0,5-1% possuem gigantes gasosos quentes (planetas gigantes nos eixos semi-principais <0,1 UA). Embora a partir disso nosso sistema solar pareça ter uma massa incomumente baixa na zona do planeta terrestre, a física parece preferir construir planetas rochosos no interior da linha de água. Esses processos devem acontecer na fase do disco protoplanetário e possivelmente logo após a remoção do gás (<100Myrs, é mal restringido qual fração de sua massa final a Terra possuía na dispersão do disco).

Acredita-se que os planetas rochosos também se formem além da linha de gelo da água. No entanto, nessas regiões do disco protoplanetário, o reservatório de massa é enorme e os planetas rochosos podem atingir acreção descontrolada de gásantes de seu disco pai se dispersar. Atingir a acumulação descontrolada de gás consiste em duas etapas: Primeiro, depois que o planeta rochoso com várias massas terrestres é formado, ele adquire uma atmosfera que está hidrostaticamente conectada ao disco por meio de sua própria gravitação. Esta atmosfera esfria lentamente por meio do resfriamento Kelvin-Helmholtz. A contração permite que mais massa flua para o domínio planetário, formando uma atmosfera massiva. Se esta atmosfera atingir uma massa importante o suficiente para que a autogravidade ajude ainda mais a contração, o planeta se acumula mais quanto mais ele esfria e ele esfria mais quanto mais se acrescenta, portanto, o acúmulo descontrolado é atingido.

A arquitetura do sistema solar

Com tudo isso, podemos formular a explicação padrão para a arquitetura do sistema solar:

Júpiter e Saturno são gigantes de gás frio padrão que passaram por uma fase de rápida montagem do núcleo e subsequente acreção descontrolada de gás. Urano e Netuno cresceram em regiões de baixa densidade de gás de disco (ou pequenas populações de poeira, aumentando a montagem do núcleo e o tempo de resfriamento ) e, portanto, ficaram presos na fase de acreção de gás hidrostático até que o disco se dispersasse. O "gelo" em gigantes de gelo, portanto, refere-se ao componente sólido que compõe 60-80% de sua massa, e não que eles tenham perdido a acumulação descontrolada, o que tornaria o nome mais claro.

Agora, a outra questão é: por que planetas em pequenos raios pareciam ter evitado a acumulação descontrolada de gás em nosso sistema solar e em pelo menos 50% dos sistemas exoplanetários. Um mecanismo candidato é a " reciclagem de gás ", isto é, a reposição da entropia em atmosferas protoplanetárias que evita sua contração. Isso é possível perto da estrela porque o gás é muito denso, substituindo o resfriamento por advecção como mecanismo de transporte de entropia dominante.

Resumindo

Os traços gerais da arquitetura do sistema solar podem ser entendidos em termos de mecanismos físicos que comprovadamente funcionam em simulações. No entanto, ao aplicar esses mesmos mecanismos para formar populações sintéticas de planetas, essas populações sintéticas costumam ser inconsistentes com as observadas. Este é um trabalho em andamento e precisa de futuras missões para os gigantes de gelo a fim de medir suas abundâncias detalhadas de elementos pesados ​​e usar o último para distinguir entre cenários de formação concorrentes, dos quais apresentei apenas um.

A física apresentada aqui é, portanto, muito diferente de uma imagem simples de "sumidouros de elementos pesados ​​no vento solar", que, até onde sei, nunca foi considerada candidata a um modelo de formação de planetas. Meramente Laplace no século 18 considerava um modelo semelhante ao seu, de uma atmosfera solar estendida que centrifugamente se quebra em anéis para formar os planetas. Com meu prelúdio como acima, este modelo agora é conhecido por ser incorreto.