Формування Юпітера відбувається за допомогою процесів, які значною мірою відповідають тим самим механізмам, за якими формуються планети -гіганти, згідно з моделлю сонячної туманності .

Після формування Сонця, яке почалося приблизно 4,6 мільярда років тому, залишковий матеріал, багатий на метали, утворив навколозоряний диск, з якого спочатку сформувалися планетезималі, а потім відбулося їх об'єднання в протопланети .

Юпітер виник внаслідок злиття планетозималей, розташованих за межами того, що планетологи називають лінією морозу (астрофізика), межі, за якою конденсуються леткі матеріали з низькими температурами плавлення . Original article: Злиття численних крижаних планетозималей призвело до появи, одразу за лінією промерзання, великого планетарного зародка, який, згідно з дослідженням, опублікованим у листопаді 2008 року, мав масу приблизно 10–18 мас Землі ( M⊕ ). Згодом ембріон почав швидко нарощувати масу, витягуючи водень і гелій з газової оболонки, що залишилася після формування Сонця, швидко досягнувши своєї поточної маси 318 M⊕ .

Процес акреції планети був опосередкований формуванням навколопланетного диска . Після того, як леткі матеріали, що утворювали атмосферу планети, вичерпалися, кам'янисті матеріали, що залишилися, сприяли формуванню системи супутників, що обертаються навколо планети. Пізніше ця система розширилася шляхом захоплення численних малих тіл через сильне гравітаційне тяжіння Юпітера.

Походження

Сонце та Сонячна система утворилися внаслідок гравітаційного колапсу великої молекулярної хмари в рукаві Оріона, що виник приблизно 4,7 мільярда років тому внаслідок вибуху однієї або кількох наднових поблизу. Встановлено, що близько 4,57 мільярда років тому швидке зникнення хмари призвело до формування покоління молодих зірок типу T Тельця, включаючи Сонце, яке невдовзі після свого формування вийшло на майже кругову орбіту навколо центру Галактики, на середній відстані близько 26 000 світлових років. Багаті на кальцій та алюміній включення, що залишилися від зореутворення, потім утворили протопланетний диск навколо нової зірки.

У межах навколозоряного диска розпочався процес формування планет. Сучасна наукова модель, модель сонячної туманності, стверджує, що планети утворилися в результаті злиття частинок пилу, що обертаються навколо зірки, що зароджується. Через прямий контакт ці частинки пилу зростали, досягаючи розмірів порядку кілометра . Ці великі кам'янисті фрагменти зіткнулися, утворюючи більші тіла, відомі як планетезималі . Безперервні зіткнення та злиття планетозималей призводили до утворення дедалі більших тіл, зрештою протягом кількох мільйонів років формуючи перші протопланети .

У внутрішній частині Сонячної системи високі температури призвели до концентрації планетозималей, що складаються з елементів та сполук з високими температурами плавлення, зокрема металів (таких як залізо, нікель та алюміній ) та кам'янистих силікатів, що призвело до утворення планет земного типу .

У зовнішній частині Сонячної системи, за так званою лінією морозу (також відомою як снігова лінія, розташована приблизно за 5 астрономічних одиниць – а.о. від Сонця), нижчі температури сприяли накопиченню планетезималей, що складаються з речовин з низькою температурою плавлення, таких як вода . Ці крижані планетозималі забезпечили основу для формування газових гігантів. Кількість крижаних планетозималей значно перевищувала кількість кам'янистих, що дозволило газовим протопланетам досягти маси, достатньої для запуску процесу акреції та накопичення великої кількості водню та гелію, яких багато в цих регіонах, що сформували їхні розлогі атмосфери .

Конденсація та акреція Прото-Юпітера Формування Юпітера почалося зі злиття крижаних планетозималей одразу за лінією промерзання. На ранніх стадіях свого розвитку планета складалася переважно з твердого матеріалу з деяким газом, що походить з воднево-гелієвої оболонки, що залишилася після формування Сонця, і обмежена сонячною радіацією та сонячним вітром у цих областях планетної системи. Таким чином, формування Юпітера поєднало акрецію планетезималей з накопиченням газу із сонячної туманності, що стало опосередкованим формуванням дископодібної структури, навколопланетного або протомісячного диска, подібного до мініатюрного протопланетного диска.

Акреція планетозималей, спочатку інтенсивніша, ніж акреція газу, тривала доти, доки кількість кам'янистих тіл в орбітальній смузі, де утворилася планета, значно не зменшилася. Цей процес призвів до утворення великого планетарного зародка з масою, згідно з комп'ютерним моделюванням, приблизно 10–18 мас Землі ( M⊕ ). На цьому етапі швидкості акреції планети та газу стали порівнянними, причому акреція газу зрештою почала домінувати, зумовлена швидким стисненням акреційної газової оболонки та розширенням зовнішньої межі системи, що залежить від загальної маси планети. Прото-Юпітер швидко ріс, поглинаючи водень із сонячної туманності, досягнувши 150 M⊕ менш ніж за тисячу років, а остаточних 318 M⊕ – за аналогічний період.

За словами астрофізиків, не випадково Юпітер знаходиться одразу за лінією промерзання. Через сублімацію крижаного матеріалу, що падає у внутрішню частину Сонячної системи, у цьому регіоні накопичилася велика кількість води, створюючи зону низького тиску, яка збільшувала швидкість обертальних частинок, уповільнюючи їхнє падіння до Сонця. Лінія інею діяла як бар'єр, спричиняючи швидке накопичення матеріалу приблизно на відстані 5 а.о. від Сонця.

Формування навколопланетного диска ознаменувало перехід від нерозбірливої акреції з сонячної туманності до ізоляції планети від протопланетного диска, зупинивши процес акреції. Ця фаза ізоляції почалася, коли Юпітер поглинув більшу частину газу у своїй орбітальній області, створивши проміжок у щільному міжпланетному середовищі протопланетного диска.

Походження природних супутників

Вважається, що звичайні супутники є залишками давньої популяції супутників з масами, подібними до сучасних галілеєвих супутників, що утворилися внаслідок злиття пилу в навколопланетному диску.

Моделювання показують, що, незважаючи на початкову відносно низьку масу, навколопланетний диск захопив і обробив значну частину маси, яку Юпітер, що формувався, з часом набув із залишків сонячної туманності. Однак, виходячи з мас звичайних супутників, маса диска, ймовірно, становила лише близько 2% від маси планети, що є дуже низьким значенням. Вважається, що існувало кілька поколінь супутників (принаймні чотири, окрім нинішнього ) з масами, порівнянними з галілеєвими супутниками, кожен з яких падав до планети через взаємодію з навколопланетним диском, тоді як нові супутники формувалися з щойно захопленого пилу. Під час цього обертання супутника кількість пилу, що утворює диск, значно зменшилася, так що поточний пил у системі Юпітера не має суттєвого впливу на орбіти поточного (ймовірно, п'ятого) покоління супутників. Це покоління сформувалося на більшій відстані, ніж їхнє поточне положення, і поступово мігрувало всередину через втрату кутового моменту від тертя об диск, що стоншується, накопичуючи додатковий матеріал. Ця внутрішня міграція припинилася, коли встановився орбітальний резонанс, що з'єднує Іо, Європу та Ганімед . Більша маса Ганімеда свідчить про те, що він мігрував швидше, ніж Іо та Європа.

Зовнішні, неправильної форми супутники, ймовірно, утворилися внаслідок захоплення астероїдів, що пролітали, коли навколопланетний диск був ще достатньо масивним, щоб поглинути значну частину їхнього імпульсу, утримуючи їх на орбіті. Багато з цих тіл фрагментувалися через припливні напруги під час захоплення або зіткнень з меншими об'єктами, утворюючи сімейства супутників, які спостерігаються сьогодні.

Поточна орбіта та захоплення троянців

Комп'ютерне моделювання, що вивчає своєрідні орбіти гарячих юпітерів показує, що Юпітер зазнав планетарної міграції невдовзі після свого формування. Планета, ймовірно, утворилася приблизно на відстані 5,65 а.о. від Сонця та протягом наступних 100 000 років дрейфувала всередину приблизно на 0,45 а.о. (70 мільйонів кілометрів) через втрату кутового моменту, спричиненого тертям із залишковим пилом протопланетного диска, стабілізуючись на своїй поточній орбіті та увійшовши в резонанс 1:2 із Сатурном .

Основним доказом цієї міграції є група з приблизно 700 астероїдів родини Гільда, які перебувають у резонансі 3:2 з Юпітером і переважно мають високо еліптичні та ексцентричні орбіти навколо Сонця. Моделювання показують, що міграція Юпітера значно збурила кругові орбіти протоастероїдів типу Хільда, викинувши деякі з них із Сонячної системи та утримуючи решту на їхніх нинішніх ексцентричних орбітах.

Ще однією подією, ймовірно пов'язаною з міграцією Юпітера, є захоплення троянськими астероїдами . Міграція планет-гігантів дестабілізувала пояс Койпера, який, згідно з моделлю Ніцци, тоді був ближче до Сонця (як показано на супровідному зображенні), розсіюючи мільйони дрібних тіл у внутрішню частину Сонячної системи. Крім того, їхній сукупний гравітаційний вплив порушив будь-які вже існуючі астероїдні системи, що оберталися в точках Лагранжа L4 та L5 . Таким чином, нинішня популяція троянців, ймовірно, походить від об'єктів поясу Койпера, захоплених під час міграції, коли Юпітер і Сатурн увійшли в свій поточний орбітальний резонанс.

Нотатки

Посилання

Бібліографія

Загальні роботи

Конкретні роботи

Про Сонячну систему

На Юпітері