Условия и признаки разделю по темам — кратко, с конкретными критериями и наблюдательными маркерами.
1) Механизмы образования гигантских планет — требования
- Core accretion (ядро → газовая оболочка):
- Нужно успеть накопить массивное твёрдое ядро до исчезновения газа: время роста $t_{\mathrm{grow}}\lesssim t_{\mathrm{disk}}$ (типично $t_{\mathrm{disk}}\sim 1\text{–}3$ Myr, т.е. $\sim 10^6\text{–}10^7$ лет).
- Критическая масса ядра порядка $\sim 10M_{\oplus }$ (зависит от опалённости/потока планетезималей); формируется легче при высокой поверхностной плотности твёрдых частиц ${\Sigma }_s$.
- Пороговая масса, когда захват газа идёт транзитно (runaway), достигается если масса атмосферы $\sim$ масса ядра.
- Эффективная пеббл-аккреция и образование избыточной плотности за снежной линией: пеббл-изоляционная масса примерно $M_{\mathrm{iso},\mathrm{peb}}\approx 20{\left(\frac{H/r}{0.05}\right)}^3{M}_{\oplus }$.
- Важны параметры диска: вискость $\alpha$ ($\sim 10^{-4}\text{–}10^{-2}$), профиль $\Sigma (r)$, температура $T(r)$ (определяет $H/r$ и скорость миграции).
- Disk (gravitational) instability:
- Условие устойчивости: параметр Тоомре $Q=\frac{c_s\Omega }{\pi G\Sigma }$. Нестабильность при $Q\lesssim 1.5$.
- Требуется массивный и холодный диск: обычно $M_{\mathrm{disk}}/M_{\ast }\gtrsim 0.1$ и большая дистанция (десятки — сотни AU), слабое инфракрасное нагревание.
- Быстрый отвод тепла: критерий Гэмми $t_{\mathrm{cool}}\Omega \lesssim \mathrm{few}$ (обычно $\sim 3\text{–}10$).
- Результат — прямое фрагментирование в объекты газовой массы без массивного твердого ядра.
2) Условия образования планет-океаносфер (водные/ледяные планеты с большим водным запасом)
- Формирование за снежной линией (snow line): там концентрация льда выше, увеличивает доступность воды и массы твердых частиц. Температурная модель:
- $T(r)\approx 280(L_{\ast }/L_{\odot }{)}^{1/4}(r/1\mathrm{AU}{)}^{-1/2}$. Снежная линия при $T\approx 170$ K даёт $r_{\mathrm{snow}}\approx 2.7(L_{\ast }/L_{\odot }{)}^{1/2}$ AU.
- Необходимы:
- Достаточная доля льдов в твердых частицах за снежной линией (повышение ${\Sigma }_s$ на фактор $\sim 2\text{–}4$).
- Механизмы переноса воды к будущей планете: локальная аккреция льда (вне линии), миграция ледяных ядер внутрь, либо поздние бомбардировки/поставка кометами.
- Масса и гравитация, достаточные для удержания воды (для океаноподобных миров ~$\gtrsim 0.1M_{\oplus }$ и выше для тонких атмосфер; удержание лёгких газов требует больших масс).
- Условия образования и миграции (Type I/II) определяют, сохранит ли планета свою воду при перемещении внутрь.
3) Ключевые числовые критерии (сводно)
- Время жизни диска: $t_{\mathrm{disk}}\sim 10^6\text{–}10^7$ лет.
- Критическая масса ядра для газовой аккреции: $\sim 10M_{\oplus }$ (порядок).
- Toomre: $Q\lesssim 1.5$ → возможна гравитационная нестабильность.
- Масса диска для GI: $M_{\mathrm{disk}}/M_{\ast }\gtrsim 0.1$.
- Снежная линия для Солнца: $r_{\mathrm{snow}}\approx 2.7$ AU (при $L_{\ast }=L_{\odot }$).
4) Наблюдательные признаки, подтверждающие механизмы
- Структуры в пыли/газе (ALMA, визуализация):
- Кольца и щели (rings/gaps): хорошо согласуются с плането-дисковыми взаимодействиями и ловушками пебблов (поддерживают core accretion). Приметы: концентрированные пылевые кольца, асимметрии (вихри) — указывают на давление-бамп / пепл-трап.
- Спирали и крупные несимметрии: могут указывать на массивные возмущения — либо планету большого масс (локальные спирали), либо гравитационную нестабильность (широкомасштабные спиральные структуры).
- Пустоты/кавы (cavities) в пыли при сохранённом газе — следы очистки гигантом.
- Газовая кинематика:
- «Kinks» и локальные отклонения от кеплерова движения в молекулах CO — прямой признак встроенных планет.
- Локальные дефициты/избытки поверхности плотности газа указывают на рытьё дорожек планетами.
- Химические следы и снежные линии:
- Трассировка снежной линии CO через N2H+ (N2H+ усиливается там, где CO замёрзает). Аналогично HCO+ и DCO+ для зон заморозки.
- Водяной пар (H2O) в ближних областях (инфракрасные и субмм линии) и отпечатки воды в туманностях — указывают на испарение льда при перенесении внутрь.
- Изменение соотношения C/O в газе и пыли — индикатор места образования планеты: планеты, сформированные внутри/вне снежных линий, должны иметь разные C/O в атмосферах.
- Изотопные соотношения (D/H) и наличие сложных органических молекул — следы доставки льдов.
- Популяционная статистика:
- Корреляция вероятности наличия газовых гигантов с металличностью звезды (поддержка core accretion).
- Редкость гигантов на больших расстояниях → GI не доминирует на малых радиусах.
- Инструменты и диапазоны:
- ALMA: пыльные кольца, CO-кинематика, N2H+, DCO+ карты.
- JWST / VLT: инфракрасные линии H2O и органики, спектроскопия атмосфер.
Короткий вывод:
- Для гигантов: либо быстрый рост твёрдого ядра (высокая ${\Sigma }_s$, пеббл-аккреция, $t_{\mathrm{grow}}\lesssim 10^6\text{–}10^7$ yr), либо очень массивный холодный диск с $Q\lesssim 1.5$ и быстрым охлаждением (disk instability).
- Для планет-океаносфер: формирование/накопление льда за снежной линией и доставка воды при миграции/бомбардировках; важно удержание воды при последующей эволюции.
- Наблюдения (кольца/щели, кинематические «kinks», снежные линии через N2H+/CO, H2O линии, C/O, D/H) дают совокупные доказательства реализующихся механизмов.