Prvními objevenými exoplanetami byli horcí jupiteři. Kepler ale ukázal, že se jednalo jen o observační zkreslení a minimálně ve vnitřních částech planetárních systémů dominují mini-neptuni.
Pokud bychom si rozdělili objevy Keplera podle velikosti, tak bychom zjistili, že nejvíce planet má poloměr od 1,9 do 3,1 Zemí. Druhá nejpočetnější skupina leží hned vedle – planety o velikosti 1,2 až 1,9 Země. Podle současných teorií končí říše zemí a super-zemí přibližně okolo 1,6 poloměrů Země. Větší planety už jsou mini-neptuni.
Podobnou planetu je těžké si představit, protože ji ve Sluneční soustavě nemáme. Jedná se o planetu větší než 1,6 Země, ale hmotnosti menší než 10 Zemí.
U planet zemského typu tvoří atmosféra méně než… řekněme desetitisícinu celkové hmotnosti planety. V případě mini-neptunů je to řádově 10 až 25 %.
Pokud planeta během svého vzniku přesáhne hmotnost 10 Zemí, stane se z ní nenasytný jedlík, který vysaje veškerý plyn ze svého okolí. Z planety se stane plynný obr podobný Jupiteru a rozložení hmotnosti se otočí. Například Jupiter má hmotnost asi 300 Zemí a na jádro připadá méně než 20 %, takže většinu hmotnosti planety tvoří atmosféra.
Julia Venturini a Ravit Helled se pokusili vznik mini-neptunů simulovat. Vzali zárodek budoucí planety a umístili ho do disku v rodící se planetární soustavě, v němž je stále ještě dostatek plynu a špetka prachu.
V první fázi rostlo pouze kamenné jádro. Ve druhé se zárodek planety stává již dostatečně gravitačně dominantní, aby na sebe začal nabalovat plyn z okolí. V této fázi roste jádro i atmosféra. Ve finále potřebujeme zárodek planety, který se dostane do fáze mini neptunu, ale současně v této fázi zůstane zhruba 3 miliony let, než se protoplanetární disk rozptýlí a růst planet ustane. Pokud bude růst planety příliš rychlý, před zánikem protoplanetárního disku překročí planetární embryo hmotnost 10 Zemí a z mini-neptunu se nám stane plynný obr.
Kde a jak vznikly?
Kepler objevil velkou část mini-neptunů v poměrně malé vzdálenosti od jejich hvězd. Předpokládá se, že v těchto oblastech planety nevznikly, ale migrovaly ze vzdálenějších končin. Někteří mini-neptuni mohou následně vlivem záření mateřské hvězdy o svou plynnou obálku přijít a zůstanou pak jen jejich obnažená jádra.
Planetárnímu embryu naordinovali autoři různé podmínky:
- Místo vzniku: 5 AU / 20 AU
- Atmosféra: z vodíku a hélia / z vodíku, hélia a vody
- Atmosféra: průhledná, zaprášená
- Způsob: z malých oblázků (cm) / z větších planetesimál (stovky m, km)
V případě vzniku z oblázků se může mini-neptun zformovat ve větší vzdálenosti od hvězdy (nad 20 AU). Potřebujeme ale atmosféru, která je obohacena o vodu a ideálně také zaprášená. Pokud je atmosféra neprůhledná, planeta chladne pomaleji, což zpomaluje vysáváni plynu z okolí.
Pokud planeta vzniká z planetesimál, může se mini-neptun zformovat i blíže k hvězdě ve vzdálenosti 5 AU. Potřebujeme ale opět atmosféru, která je obohacena o vodu, ale není zaprášená (v takovém případě by se mini-neptun do zániku protoplanetárního disku nestihl zformovat). Ve větších vzdálenostech od hvězdy může mini-neptun vzniknout dokonce i s atmosférou, která se skládá jen z vodíku a hélia. V případě obohacené a zaprášené atmosféry je ale situace příznivější .
Výše zmíněný maximální poloměr 1,6 Země pro planety zemského typu zapadá do scénáře vzniku mini-neptunů. Tyto planety budou kamennými jádry bez těkavých látek (ty jsou v atmosféře).
Samostatnou kapitolou může být vznik planet podobných Neptunu. Jejich vznik je ještě složitější. Možným scénářem je kolize vznikajících mini-neptunů.
Zdroj: The formation of mini-Neptunes