Jättiläisplaneetta

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Aurinkokunnan jättiläisplaneetat ylhäältä alaspäin: Neptunus, Uranus, Saturnus ja Jupiter

Jättiläisplaneetta, kaasujättiläinen tai joviaaninen planeetta (Jupiteria muistuttava planeetta) on suuri planeetta, jossa on runsaasti kaasumaisia ainesosia.[1] Jupiter on aurinkokunnan jättiläisplaneetoista suurin. Se on lähinnä jättimäinen vetypallo, joka oli kuitenkin aivan liian pienimassainen kehittyäkseen tähdeksi. Sen massa on noin 300 Maan massaa. Aurinkokunnan jättiläisplaneetat ovat Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Koska Uranuksen ja Neptunuksen arvellaan koostuvan enimmäkseen jäästä, niitä sanotaan joskus jääjättiläisiksi.

Rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Aurinkokunnan jättiläisplaneettojen massat suhteessa toisiinsa.

Maasta katsoen jättiläisplaneetat ovat huomattavan kaukana Auringosta. Niiden etäisyydet Auringosta ovat noin 5–30 AU (1 AU on Maan keskimääräinen etäisyys Auringosta). Jättiläisplaneetat ovat Maata paljon suurempia, niillä on usein suuri määrä niiden kokoon verrattuna pieniä kuita ja niillä on usein renkaita.

Huomattava osa jättiläisplaneetan materiasta koostuu niin sanotusta aurinkomateriasta, eli vedystä ja heliumista. Jättiläisplaneetan ulommat kerrokset ovat kaasumaisia. Sisempänä arvellaan olevan nestemäistä molekyylimuodossa olevaa vetyä, nestemäistä metallista vetyä, jäätä, kiveä sekä rautaa. On kiistelty siitä, kuinka suuri kiinteästä aineesta oleva ydin esimerkiksi Jupiterilla olisi. Ytimen massa lienee 10–50 Maan massaa.

Massiivisetkaan jättiläisplaneetat eivät ole tilavuudeltaan puoltatoista kertaa Jupiteria suurempia, koska kaasu puristuu helposti kokoon oman painonsa alla. Jättiläisplaneetan massan yläraja lienee 13 Jupiterin massaa, jota suuremmat kohteet ovat ruskeita kääpiöitä, joissa tapahtuu jonkin aikaa tähdille tyypillisiä ydinreaktioita.

Noin 3–13 Jupiterin massaiset planeetat ovat eräänlaisia "megaplaneettoja", joilla saattaa muissa aurinkokunnissa olla soikea rata. Jättiläisplaneetta voi syntyä tiivistymällä suoraan tiheästä kaasupilvestä tai siten, että riittävän suuri kivestä ja jäästä kostuva ydin kerää runsaasti kaasua ympärilleen.

Renkaat ja kuut[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kaikilla Aurinkokunnan jättiläisplaneetoilla tiedetään olevan renkaat. Saturnuksen renkaat näkyvät Maahan asti hyvin. Uranukselta löydettiin renkaat vuonna 1977. Jupiterin rengas on hyvin himmeä. Renkaat ovat suunnilleen 2–3 planeetan säteen päässä sen keskustasta. Lähellä renkaita kiertää pieniä, muutaman kilometrin kokoisia kuita, kauempana satojen kilometrien läpimittaisia suuria kuita ekvaattoritasossa. Vain Neptunuksen kuujärjestelmä on tästä poikkeus, mutta silläkin on pieniä kuita ja renkaat. Renkaat ja kuut ovat planeetan päiväntasaajan tasossa. Tämä ja planeettojen kuujärjestelmien samankaltaisuus viittaa yhtenäiseen syntytapaan.

Aurinkokunnan jättiläisplaneettojen kokovertailu. Vasemmalta oikealle: Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Aurinko taustalla samassa mittakaavassa.

Kaasu- ja jääjättiläiset[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Jupiter ja Saturnut koostuvat lähinnä vedystä ja heliumista, joten niitä kutsutaan kaasujättiläisiksi. Samaan tapaan Uranusta ja Neptunusta , joiden massasta huomattavan suuri osa koostuu astrofyysisistä jäistä kuten H2O, CH4, H2S ja NH3, voisi kutsua jääjättiläisiksi. Nämä "jäät" eivät kuitenkaan ole kiinteässä muodossa vaan nesteenä. Voi myös olla että Uranus ja Neptunus koostuvat pääasiassa "kiven" sekä vedyn ja heliumin seoksesta toisin kuin Jupier ja Saturnus joiden koostumuksesta pääosan täytyy niiden tiheyden vuoksi olla ainoastaan vetyä ja heliumia.[2] Jupiteria ja Saturnusta vastaavien planeettojen massa on noin 30-300 Maan massaa. Uranusta ja Neptunusta vastaavien eksoplaneettojen massa on noin 10-30 Maan massaa.

Kaasukääpiöt[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kaasukääpiöt eli mini-Neptunukset ovat Neptunusta pienempiä, mutta Maata paljon suurempia planeettoja, joilla on ympärillään paksu vetykaasukehä. Kaasukääpiöiden rakenne on tavallisimmin kiviytimen ympärillä jäätä ja vettä, ja uloinpana vetykaasukehä. Kaasukääpiöt ovat noin 2-4 Maan säteisiä. Niinpä niiden massa saattaa olla 2-20 Maan massaa, riippuen sisäisestä rakenteesta. Kaasukääpiöiden todennäköinen olemassaolo on johdettu teoreettisesti Uranuksesta ja Neptunuksesta ajattelemalla, että näitä pienempiä paksun vetykaasukehän omaavia planeettoja on eksoplanettojen joukossa. Noin 2,3 Maan massainen Kepler-11f on luultavasti kaasukääpiö[3].

Super-Jupiterit[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Multa tähdiltä on löydetty jupiteria n. 3-13 kertaa massiivisempia super-Jupitereita, mm. Kappa Andromedae b, jonka massa on 12-13 Jupiterin massaa, juuri ruskeaa kääpiötä pienempi.

Synty[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Yleensä jättiläisplaneettojen uskotaan syntyneen siten, että noin 10–15 Maan massainen ydin kasautui ensin aurinkoa kiertävässä kiekkomaisessa kaasu- ja pölypilvessä. Kun ydin oli näin massiivinen, se keräsi kaasua itseensä. Prosessi olisi vienyt miljoonia vuosia. Uranuksen ja Neptunuksen varsinkin uskotaan vaellelleen kaasu- ja pikkuplaneettakiekossa ainakin muutaman AU:n verran synnyinsijoiltaan.

Yleisimmän teorian mukaan jättiläisplaneetat Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus ovat syntyneet niin, että alkuaurinkosumussa kivisiä ja jäisiä kappaleita sulautui törmäämällä toisiinsa pitkän ajan kuluessa noin 10–40 Maan massaiseksi ytimeksi, joka melko lyhyessä ajassa keräsi ympärilleen paksun vetyvaipan.[4] Kilpaileva, mutta tutkijoiden piirissä melko epäsuosittu kiekkoepävakaisuusteoria väittää, että jättiläisplaneetat olisivat tiivistyneet suoraan alkuaurinkosumusta oman painovoimansa ansiosta. Aurinkokunnan jättiläisplaneetat ovat teorioiden mukaan vaeltaneet alkuperäisiltä syntymäpaikoiltaan joissain määrin ulospäin vuorovaikuttaessaan Aurinkoa ympäröivän kaasuista ja planetesimaaleista koostuvan sumukiekon kanssa, sekä häiritsemällä toistensa ratoja siihen asti, kun vakaa tila on saavutettu. Uranuksen ja Neptunuksen synty on nykyisten laskujen mukaan mahdotonta niillä etäisyyksillä, joilla ne nyt ovat.lähde? Näillä etäisyyksillähän on vain jäisiä pikkuplaneettamaisia Kuiperin vyöhykkeen kohteita. Jättiläisplaneettojen sisemmät kuut ovat syntyneet jättiläisplaneettoja kiertäneestä jäähitusia ja pölyä ja suurempia kappaleita sisältäneestä kiekosta.

Kasautumisteoria[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Kasautumisteoria

Useimmat Aurinkokunnan syntyteoriat lähtevät nykyään liikkeelle siitä, että Aurinkoa ympäröi alussa kaasusta, pölystä ja jäähitusista koostunut esiplanetaarinen kiekko. Tässä alkuaurinkosumussa oli lumiraja, jonka sisäpuolella ei ollut jäähitusia korkean lämpötilan takia. Yleensä tutkijat ajattelevat jättiläisplaneettojen syntyneen kasautumalla pienemmistä osasista pitkän ajan kuluessa. Alussa oli pölyhituisia, jotka törmäilivät toisiinsa pienellä nopeudella tarttuen kiinni. Ajan kuluessa syntyi kiven kokoisia, pikkuplaneettojen kokoisia planetesimaaleja jne kappaleita, vaikka osa törmäyksistä saattoikin pilkkoa kappaleita alkkutekijöihinsä. Planetesimaalit kasautuivat keskinäisissä törmäyksissä lopulta planeettojen ytimiksi ns. karkaavassa kasvussa, jossa isot kappaleet keräsivät pienempiä kappaleita itseensä. Kun planeetan ytimen koko kasvoi kriittisen rajan yli, se alkoi kerätä ympäröivästä esiplanetaarisesta kiekostakaasua, lähinnä vetyä ja heliumia. Kriittinen raja on 5–15 Maan massaa, mikä saavutettiin ennen karkaavan kasvun loppua. Noin viiden Maan massaisia ytimiä saattoi syntyä 3–8 AU:n etäisyydellä ja 10 Maan massaa 3–7,5 AU:n etäisyydellä.lähde? Alussa kaasun kertyminen oli hidasta, mutta tietyssä vaiheessa kertyminen alkoi ruokkia itseään ja kaasun kertyminen esimerkiksi jättiläisplaneettaan oli äärimmäisen nopeaa. Tämä alkoi noin 30 Maan massassa.[5]

Jupiter ja Saturnus saattoivat syntyä siinä vaiheessa, missä esiplanetaarisessa kiekossa oli vielä runsaasti kaasua, tai sitä virtasi vielä kiekkoon sisään, toisin kuin pienemmät Uranus ja Neptunus.[6] Tutkijoiden mukaan jättiläisplaneetat syntyivät vasta, kun esiplanetaarisen kiekon kaasu oli jo häviämässä ja sen alkuperäisestä määrästä oli jäljellä vain murto-osa.[7] Alkujupiterin säde oli kaksi Jupiterin sädettä ja pintalämpötila 700 K. Teorian mukaan Jupiter loisti kasautuessa jopa 0,01 Auringon voimalla, mutta ainakin 1e-6 Auringon voimalla.[8] Jupiter avasi eräässä vaiheessa vetovoimallaan kaasusta ja planetesimaaleista koostuvaan esiplanetaariseen kiekkoon aukon, jossa ainakin alussa oli kaksi kaasun syöttövirtausta kohti Jupiteria. Tällöin Jupiterin kasvu hidastui.

Teoreetikot olettavat kasautumisteorian mukaisesti, että jättiläisplaneettojen muodostuminen olisi vaikeaa pienimaissaisille metalliköyhille tähdille. On väitetty, että jättiläisplaneettoja tuottaisi kaksi prosessia, joista toinen harvinaisempi ei riipu tähden metallipitoisuudesta.[9] Nykyisen kasautumisteorian haastaa GJ 876:n järjestelmä, jossa metallipitoisuus on alhainen. Tähden Fe/H -0,4 - 0,0 ja keskustähti pienimassainen, 0,32 Auringon massaa.[10] Tähdellä on kaksi Jupiterin massaista planeettaa.

Kiekkoepävakaisuusteoria[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Jotkut tutkijat kannattavat ajatusta, jonka mukaan Aurinkokunan sjättiläisplaneetat syntyivät kiekossa olevian häiriöiden luhistuttua oman painovoimansa ansiosta nopeasti, korkeintaan muutaman sadan-tuhannen vuoden sisään kasaan. Tämän kiekkoepävakaisuusteorian ongelmana on yleensä ollut se, että se vaatii suuria ainetiheyksiä.

Aikaskaalaongelma[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kasautumisteorioiden haasteena on ollut aika: monet teoriat vaativat Jupiterin synnyltä monia tai monia kymmeniä miljoonia vuosia, mutta muista tähdistä tehtyjen havaintojen mukaan jättiläisplaneettojen on täytynyt syntyä noin miljoonassa vuodessa.

Perinteisesti on ajateltu että jättiläisplaneettojen synty tapahtui jossain 5–10 AU etäisyydellä, missä oli tiheässä jäisiä, hiilivedystä koostuvia tervaisia ja kivisiä kappaleita noin 10–15 g/cm² pintatiheydellä. Kaasua saattoi olla 5*10-11 g/cm-3.[11] Erään laskelman mukaan pintatiheys ulkoplaneettojen kohdalla saattoi olla 2x minimimassaisen aurinkosumun verran. Tällöin tietokonelaskelmat tuottavat miltei oikeanlaisia planeettoja lukuun ottamatta sitä, että Jupiterille tulee liian raskas ydin[12]. Jupiterin kevyt ydin selitetään nykyään suurella oligarkkivaiheen törmäyksellä, joka tuhosi osan Jupiterin ytimestä[13].

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Esitelmä jättiläisplaneetoista Ursa (suomenkielisen nimen lähde)
  2. Lissauer & Stevenson: Formation of Giant Planets (PDF) Centro de Radioastronomía y Astrofísica Mexico. Viitattu 23.1.2013.
  3. [1]
  4. http://www.cfa.harvard.edu/events/2004/apsconf/index/speaker_presentation/Stevenson.ppt
  5. www.lam.oamp.fr/private/exoplanet/POM/Corot/13-Guillot.pdf
  6. http://www.cfa.harvard.edu/events/2004/apsconf/index/speaker_presentation/Stevenson.ppt
  7. Planets Around Low-Mass Stars: Theory, Shigeru Ida (T
  8. www.astro.northwestern.edu/AspenW05/Talks/Laughlin.pdf
  9. www.astro.northwestern.edu/AspenW05/Talks/Sozzetti.ppt
  10. www.astro.northwestern.edu/AspenW05/Talks/Laughlin.pdf
  11. www.astro.northwestern.edu/AspenW05/Talks/Laughlin.pdf
  12. Planet Formation Giant planet formation Department of Terrestrial Magnetism, Carnegie Institution of Washington
  13. Tähdet ja avaruus, lokakuu 2008

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]