Uranus lutning har väsentligen planeten som kretsar runt solen på sin sida, dess rotationsaxel pekar nästan mot solen.
(Bild: © NASA och Erich Karkoschka, Arizona, Arizona)
Även om planeter omger stjärnor i galaxen, förblir de diskuterade hur de bildar. Trots världens rikedomar i vårt eget solsystem är forskare fortfarande inte säkra på hur planeter byggs. För närvarande tar två teorier ut den för rollen som mästare.
Den första och mest accepterade kärnanslutningen fungerar bra med bildandet av markplaneterna men har problem med jätteplaneter som Uranus. Den andra, diskinstabilitetsmetoden, kan stå för skapandet av jätteplaneter.
"Det som skiljer isjättarna från gasjättarna är deras bildningshistorik: under kärntillväxten överskred den förra aldrig [kritisk massa] i en full gasskiva," skrev forskarna Renata Frelikh och Ruth Murray-Clay i ett forskningsdokument.
Kärnans tillväxtmodell
För cirka 4,6 miljarder år sedan var solsystemet ett moln av damm och gas känd som en solnebula. Tyngdkraften kollapsade materialet på sig själv när det började snurra och bildade solen i mitten av nebulosan.
Med solens uppkomst började det kvarvarande materialet klumpa sig samman. Små partiklar slogs samman, bundna av tyngdkraften, till större partiklar. Solvinden sopade bort lättare element, som väte och helium, från de närmare regionerna och lämnade endast tunga, steniga material för att skapa jordvärldar. Men längre bort hade solvindarna mindre påverkan på lättare element, vilket tillät dem att sammanfogas till gasjättar som Uranus. På detta sätt skapades asteroider, kometer, planeter och månar.
Till skillnad från de flesta gasjättar har Uranus en kärna som är stenig snarare än gasformig. Kärnan bildades troligen först och samlade sedan väte, helium och metan som utgör planetens atmosfär. Värme från kärnan driver Uranus temperatur och väder och överväldrar värmen som kommer från den avlägsna solen, som är nästan 2 miljarder mil bort.
Vissa exoplanetobservationer verkar bekräfta kärnanslutning som den dominerande formationsprocessen. Stjärnor med mer "metaller" - en term astronomer använder för andra element än väte och helium - i deras kärnor har fler jätteplaneter än deras metallfattiga kusiner. Enligt NASA antyder kärnanslutning att små, steniga världar borde vara vanligare än de mer massiva gasjättarna.
2005-upptäckten av en jätteplanet med en massiv kärna som kretsar runt den solliknande stjärnan HD 149026 är ett exempel på en exoplanet som hjälpte till att stärka fallet för kärnkraft.
"Detta är en bekräftelse av den grundläggande ackretionsteorin för planetbildning och bevis på att planeter av denna typ bör existera i överflöd," sade Greg Henry i ett pressmeddelande. Henry, en astronom vid Tennessee State University, Nashville, upptäckte stjärnens dimning.
Under 2017 planerar Europeiska rymdorganisationen att lansera den karakteriserande ExOPlanet Satellite (CHEOPS), som kommer att studera exoplaneter i storlekar från superjordar till Neptun. Att studera dessa avlägsna världar kan hjälpa till att bestämma hur planeter i solsystemet bildas.
"I det centrala anslutningsscenariot måste kärnan på en planet nå en kritisk massa innan den kan ansluta gas på ett urbana sätt," sade CHEOPS-teamet. "Denna kritiska massa beror på många fysiska variabler, bland de viktigaste är hastigheten på planetesimals ackretion."
Genom att studera hur växande planeter anskaffar material kommer CHEOPS att ge insikt i hur världar växer.
Diskinstabilitetsmodellen
Men behovet av en snabb bildning av de gigantiska gasplaneterna är ett av problemen med kärnanslutning. Enligt modeller tar processen flera miljoner år, längre än de ljusa gaserna fanns tillgängliga i det tidiga solsystemet. Samtidigt står kärnanslutningsmodellen inför en migrationsproblem, eftersom babyplaneterna troligen kommer att spiralera in i solen på kort tid.
"Jätteplaneter formar sig riktigt snabbt på några miljoner år," berättade Kevin Walsh, en forskare vid Southwest Research Institute i Boulder, Colorado, till Space.com. "Det skapar en tidsbegränsning eftersom gasskivan runt solen bara varar 4 till 5 miljoner år."
Enligt en relativt ny teori är diskinstabilitet, damm och gasklumpar bundna samman tidigt i solsystemets liv. Med tiden kompakteras dessa klumpar långsamt till en jätteplanet. Dessa planeter kan bildas snabbare än sina kärnkraftsrivaler, ibland på så lite som tusen år, vilket gör att de kan fånga de snabbt försvinnande lättare gaserna. De når också snabbt en bana-stabiliserande massa som hindrar dem från att döda marschera in i solen.
När forskare fortsätter att studera planeter inuti solsystemet, liksom runt andra stjärnor, kommer de bättre att förstå hur Uranus och dess syskon bildades.
Pebble accretion
Den största utmaningen för kärnkraft är tid - bygga massiva gasjättar snabbt nog för att ta tag i de lättare komponenterna i deras atmosfär. Nyligen genomförd forskning om hur mindre, småstenar av småsten smälter samman för att bygga jätteplaneter upp till 1000 gånger snabbare än tidigare studier.
"Detta är den första modellen som vi vet om att du börjar med en ganska enkel struktur för solnebulan från vilken planeter bildas och slutar med det jätteplanet-system som vi ser," studerar huvudförfattaren Harold Levison, en astronom vid Southwest Research Institute (SwRI) i Colorado, berättade för Space.com 2015.
År 2012 föreslog forskare Michiel Lambrechts och Anders Johansen från Lunds universitet i Sverige att små stenar, som en gång var avskrivna, innehade nyckeln till att snabbt bygga jätteplaneter.
"De visade att kvarvarande stenar från denna formationsprocess, som tidigare ansågs vara obetydlig, faktiskt kan vara en enorm lösning på det planbildande problemet," sade Levison.
Levison och hans team bygger på den forskningen för att mer exakt modellera hur de små stenarna kunde bilda planeter sett i galaxen idag. Medan tidigare simuleringar, både stora och medelstora föremål konsumerade sina små kusiner i småstor i relativt konstant takt, tyder Levisons simuleringar på att de större objekten agerade mer som mobbar, och ryckte bort småsten från de medelstora massorna för att växa mycket snabbare Betygsätta.
"De större föremålen tenderar nu att sprida de mindre mer än de mindre sprider dem tillbaka, så de mindre hamnar i och med att de sprids ut ur kiseldisken," studerade medförfattare Katherine Kretke, också från SwRI, berättade Space.com . "Den större killen mobbar i princip den mindre så att de kan äta alla små stenar själva, och de kan fortsätta växa upp för att bilda kärnorna i de jätteplaneterna."
Pebble accretion är mer benägna att fungera för de jätteplaneterna än de jordiska världarna. Enligt Sean Raymond, från Frankrikes universitet i Bordeaux, beror det på att "småstenen" är lite större och mycket lättare att hålla fast vid snölinjen, den imaginära linjen där gas är tillräckligt kallt för att bli is.
"För småstenar är det definitivt lite bättre att vara precis förbi snölinjen," sade Raymond till Space.com.
Även om kiseluttag fungerar bra för gasjättarna finns det några utmaningar för isjättarna. Det beror på att partiklarna mellan millimeter och centimeter är mycket effektiva.
"De ansluter sig så snabbt att det är svårt för isgigantiska kärnor att existera i ungefär deras nuvarande kärnmassor under en betydande bråkdel av skivans livslängd medan de ackrediterar ett gashölje," skrev Frelikh och Murray-Clay.
"För att undvika bortfall måste de därför slutföra tillväxten vid en viss tidpunkt, när gasskivan delvis, men inte helt, är uttömd."
Paret föreslog att majoriteten av gasutjämningen på kärnorna i Uranus och Neptune sammanföll med deras rörelse bort från solen. Men vad kan få dem att ändra sitt hem i solsystemet?
En trevlig modell
Ursprungligen trodde forskare att planeter bildades i samma del av solsystemet som de lever i idag. Upptäckten av exoplaneter skakade upp saker och avslöjade att åtminstone några av de mest massiva föremålen kunde migrera.
2005 föreslog en trio av artiklar som publicerades i tidskriften Nature att Uranus och de andra jätteplaneterna var bundna i nästan cirkulära banor mycket mer kompakta än de är i dag. En stor skiva med stenar och is omgav dem och sträckte sig ut till ungefär 35 gånger jord-solavståndet, precis utanför Neptuns nuvarande bana. De kallade detta för Nice-modellen efter staden i Frankrike där de först diskuterade den. (Det uttalas Neese.)
När planeterna samverkade med de mindre kropparna spridda de flesta av dem mot solen. Processen fick dem att handla energi med föremålen och skickade Saturnus, Neptunus och Uranus längre ut i solsystemet. Så småningom nådde de små föremålna Jupiter, som skickade dem flygande till solsystemets kant eller helt ut ur det.
Rörelse mellan Jupiter och Saturn drev Uranus och Neptun till ännu mer excentriska banor och skickade paret genom den återstående skivan med is. En del av materialet kastades inåt, där det kraschade in i de jordiska planeterna under Late Heavy Bombardment. Övrigt material kastades utåt och skapade Kuiper Belt.
När de rörde sig långsamt utåt handlade Neptunus och Uranus platser. Så småningom fick växelverkan med det kvarvarande skräpet paret att sätta sig i mer cirkulära banor när de nådde sitt aktuella avstånd från solen.
Längs vägen är det möjligt att en eller till och med två andra jätteplaneter kastades ut ur systemet. Astronom David Nesvorny från Southwest Research Institute i Colorado har modellerat det tidiga solsystemet på jakt efter ledtrådar som kan leda till att förstå dess tidiga historia.
"I början av dagen var solsystemet mycket annorlunda, med många fler planeter, kanske lika massiva som Neptun, som bildades och spriddes till olika platser," sa Nesvorny till Space.com.
En farlig ungdom
Det tidiga solsystemet var en tid med våldsamma kollisioner, och Uranus var inte undantagen. Medan månens yta och Merkurius båda visar bevis på bombardemang av mindre stenar och asteroider, led Uranus uppenbarligen en betydande kollision med en jordstorlek protoplanet. Som ett resultat tippas Uranus på sin sida, med en pol som pekar mot solen under halva året.
Uranus är den största av isjättarna, kanske delvis för att den förlorade en del av sin massa under påverkan.
