Большие планеты Солнечной системы

По материалам сайта ЮЗГУ:
https://swsu.ru/sbornik-statey/formirovanie-planet-i-evolyutsiya-solnechnoy-sistemy.php

КТ дает правдоподобную модель формирования крупных планет, но она не объясняет земные планеты. Протопланеты образуются потому, что общая масса блоба в нити накала, в основном газа, обычно больше, чем критическая масса Джинса. Первоначальное движение протопланет связано с афелием, и к тому времени, когда они приближаются к звезде, они представляют собой компактные объекты, способные противостоять разрушению; газовые экзопланеты, так называемые «горячие юпитеры» наблюдаются на расстояниях до 0,015 а.е. от их звезд. Это ставит вопрос о формировании земных планет.

Идея вызова планетарного столкновения для объяснения земных планет солнечной системы была впервые предложена Дормандом и Вулфсоном (1977), но состояние знаний и вычислительных средств, доступных в то время, не позволило создать реалистичную модель. Когда орбиты протопланет эволюционировали, масса сопротивляющегося кругового диска давала нецентральную силу на планетах, вызывая орбитальную прецессию. Дифференциальные скорости прецессии означали, что слегка наклонные пары орбит время от времени будут пересекаться в пространстве в течение эволюционного периода орбиты. Дорман и Вулфсон постулировали исходную систему из шести планет, настоящих четырех основных планет и двух других, и обнаружили, что вероятность того, что какая-то пара столкнется, прежде чем они округлятся, была порядка 0,1 — маленькая, но не несущественная. Идея о том, что произошли планетарные столкновения, получила поддержку наблюдения космического телескопа НАСА «Спитцер» в августе 2009 года, свидетельствующего о планетарном столкновении в окрестностях молодой звезды HD172555 (возраст 12 млн. Лет) в течение последних нескольких тысяч лет. В свете новых знаний и наличия подходящих вычислительных средств была пересмотрена гипотеза о планетарном столкновении (Woolfson, 2013b).

Распределение дейтерия в сталкивающихся планетах играет значительную роль в этом процессе. Космическое соотношение D / H составляет около 2 × 10-5, но намного выше во многих телах солнечной системы. В звездообразующих облаках общее отношение D / H аналогично космическому отношению, но отношение внутри облаков чрезвычайно неоднородно. Соотношение D / H у некоторых молекулярных видов в этих облаках и в образовавшихся внутри них протозвездах малой массы значительно выше (Roueff et al., 2000: Loinard et al., 2001; Loinard et al., 2002; Parise et al. al., 2002). Среднее значение по всем молекулярным видам оценивается в D / H> 0,01. Эта концентрация дейтерия обусловлена ​​явлением химии зернистой поверхности. А атом дейтерия, падающий на поверхность ледяного зерна, будет обмениваться местами с атомом водорода в молекуле, поскольку это снижает энергию молекулы и увеличивает ее стабильность. В течение длительного времени этот процесс концентрирует дейтерий в молекулах льда до наблюдаемых уровней. Хотя наиболее распространенными водородсодержащими молекулами являются вода, аммиак и метан, в холодных облаках
более сложные молекулы присутствуют в значительных количествах; было обнаружено, что отношение метанола к воде, CH3OH / H2O, находится в диапазоне от 0,1 до 0,5.
Протопланета существенно разрушается примерно через 104 года (рис. 3), а затем медленно переходит в ее конечное состояние. Ранняя стадия коллапса, которая почти свободна, очень медленная, и в это время твердые зерна мигрируют к центру. В итоге образуется железное ядро ​​с силикатной мантией, окруженное оболочкой из ныне испаренных водородосодержащих молекул с высоким отношением D / H. Со временем этот избыточный дейтерий будет мигрировать наружу, чтобы увеличить отношение D / H в газовой оболочке.
Вулфсон (Wbfson, 2013b) предположил, что ранняя Солнечная система содержит шесть основных планет, существующие четыре плюс Enyo с массой 1,9 MJ и Bellona массой 2,5 МДж, причем обе массы находятся в пределах диапазона, наблюдаемого для экзопланет. Планеты были смоделированы в четыре слоя на основе неполного осаждения материала по плотности — железного ядра с некоторым силикатом, силикатной мантии,
с некоторым количеством железа, богатой дейтерием газообразной оболочки с некоторыми силикатами и атмосферой водород-гелий. Общая композиция приведена в таблице 4
Были разработаны модели точечных масс для моделирования SPH, как описано Woolfson (2007), в которых плотность точек SPH была самой высокой в ​​центре, область наибольшего интереса для этого моделирования, и уменьшалась с увеличением расстояния от центра. На рисунке 16 показана проецируемая модель для двух планет непосредственно перед столкновением. Четыре оболочки — газ, лед, мантия и ядро ​​показаны попеременно как черно-белые с каждой планетой, представленными 4,921 очками SPH. Для внутренних трех областей использовалось уравнение Тиллотсона (Тиллотсон, 1962) и модифицированный газовый закон для атмосферы, в котором размещались области высокого давления. Начиная с температуры и плотности в центре, приведенных в таблице 4, уравнения равновесия гравитации и давления интегрировались наружу с критериями, что плотность была разрывной на границах между областями, где уравнение состояния изменилось, но эта температура была непрерывной. Граница планеты была взята, когда температура упала до 100 К, что дало радиусы в таблице 4.

Таблица 4 Характеристики встречных планет