Gaz Gezegenlerin Yapısı ve Kimyasal Bileşimi Üzerine

Öz

Gezegenlerin iç yapısını araştırırken neredeyse tek kısıtlama gezegenin yarıçapıdır. Gaz devleri basitçe belirli bir kütleye ulaşan metal bir özeğe ve bu özeği çevreleyen bir gaz zarfa sahiptir. Yarıçapı etkileyen ancak belirsiz olan ana nicelikler, metal özeğin kütlesi, yoğunluğu ve zarfın kimyasal bileşimidir. Güneş Sistemi’ndeki gaz devler üzerine daha önce yaptığımız araştırmada, metal özeğin kütlesi ile gezegenin toplam kütlesi arasında bir ilişki elde etmiştik. Bu çalışmada gezegenin özek yoğunluğu ile toplam kütlesi arasında ilişki kurmayı ve aydınlatmanın yarıçap üzerindeki etkisini bulmayı hedefliyoruz. Gezegenlerin iç yapısını yapı denklemlerini çözerek sonlu farklar yöntemiyle sayısal olarak araştırıyoruz. İç yapı modellerini MESA evrim programını kullanarak elde ediyoruz. Kimyasal bileşimi hesaplarken hidrojen ve helyum elementlerinin ayrıştığı ve ayrışmadığı tipik durumları göz önünde tutabiliriz. Bunun için birçok gezegenin içyapı modeli oluşturuldu. Gezegenin özek yoğunluğu ile toplam kütlesi arasında ilişki kurarak elde edilen modellerde, en fazla aydınlatılan gaz devlerin akılarına göre yarıçaplarının artmadığını gördük. Bu durumda, yarıçapın aydınlatma ile olan ilişkisi doğrudan değil dolaylı bir ilişki olmalı. Bu dolaylı etkilerin neler olabileceğini irdeliyoruz.

Anahtar Kelimeler

• planets and satellites: interiors
• planets and satellites: gaseous planets
• planets and satellites: fundamentalparameters
• planets and satellites: composition
• exoplanets.

Structure and chemical composition of gas planets

Abstract

The planetary radius is almost the only constraint used when studying the interior of planets. Gas giants have a metal core that reaches a certain mass and an envelope of gas surrounding the core. The main ambiguous quantities affecting the radius are the mass, density of the metal core and the chemical composition of the envelope. In our previous study on the gas giants in the Solar System, we obtained a relationship between the mass of the metal core and the total mass of the planet. In this study, we aim to establish a relationship between the core density of the planet and its total mass and to find the effect of irradiation on the radius. We investigate the internal structure of planets numerically by solving the structure equations using the finite difference method. We construct the interior models using the MESA evolution code. When computing the chemical composition, we consider two typical cases where hydrogen and helium are separated or not separated. For this purpose, interior models are constructed for numerous planets. In the models obtained by establishing the relationship between the planetary core density and its total mass, we found that the model radii of the most irradiated gas giants do not increase as the flux increases. In this case, the relationship between radius and irradiation must be indirect. We are investigating what these indirect effects might be.

Keywords

• planets and satellites: interiors
• planets and satellites: gaseous planets
• planets and satellites: fundamentalparameters
• planets and satellites: composition
• exoplanets.

References

1. Bolton S. J., Adriani A., Adumitroaie V., Allison M., Anderson J., Atreya S., Bloxham J., ve dig., 2017, Sci, 356, 821. doi:10.1126/science.aal2108
2. Böhm-Vitense E., 1958, ZA, 46, 108
3. Burrows A., Guillot T., Hubbard W. B., Marley M. S., Saumon D., Lunine J. I., Sudarsky D., 2000, ApJL, 534, L97. doi:10.1086/312638
4. Chabrier G., Debras F., 2021, ApJ, 917, 4. doi:10.3847/1538-4357/abfc48
5. Durante D., Guillot T., Iess L., Stevenson D. J., Mankovich C. R., Markham S., Galanti E., ve dig., 2022, NatCo, 13, 4632. doi:10.1038/s41467-022-32299-9
6. Ferguson J. W., Alexander D. R., Allard F., Barman T., Bodnarik J. G., Hauschildt P. H., Heffner-Wong A., ve dig., 2005, ApJ, 623, 585. doi:10.1086/428642
7. Fortney J. J., Marley M. S., Barnes J. W., 2007, ApJ, 659, 1661. doi:10.1086/512120
8. Gaulme P., Schmider F.-X., Gay J., Guillot T., Jacob C., 2011, A&A, 531, A104. doi:10.1051/0004-6361/201116903

9. Guillot T., Burrows A., Hubbard W. B., Lunine J. I., Saumon D., 1996, ApJL, 459, L35. doi:10.1086/309935
10. Guillot T., Santos N. C., Pont F., Iro N., Melo C., Ribas I., 2006, A&A, 453, L21. doi:10.1051/0004-6361:20065476
11. Henning T., Semenov D., 2013, ChRv, 113, 9016. doi:10.1021/cr400128p
12. Iglesias C. A., Rogers F. J., 1993, ApJ, 412, 752. doi:10.1086/172958
13. Iglesias C. A., Rogers F. J., 1996, ApJ, 464, 943. doi:10.1086/177381
14. Nettelmann N., Becker A., Holst B., Redmer R., 2012, ApJ, 750, 52. doi:10.1088/0004-637X/750/1/52
15. Paxton B., Bildsten L., Dotter A., Herwig F., Lesaffre P., Timmes F., 2011, ApJS, 192, 3. doi:10.1088/0067-0049/192/1/3
16. Paxton B., Cantiello M., Arras P., Bildsten L., Brown E. F., Dotter A., Mankovich C., ve dig., 2013, ApJS, 208, 4. doi:10.1088/0067-0049/208/1/4
17. Paxton B., Smolec R., Schwab J., Gautschy A., Bildsten L., Cantiello M., Dotter A., ve dig., 2019, ApJS, 243, 10. doi:10.3847/1538- 4365/ab2241
18. Rieutord M., Espinosa Lara F., 2013, LNP, 865, 49. doi:10.1007/978-3-642-33380-4_3
19. Roxburgh I. W., 2004, A&A, 428, 171. doi:10.1051/0004-6361:20041202
20. Saumon D., Chabrier G., van Horn H. M., 1995, ApJS, 99, 713. doi:10.1086/192204
21. Seidelmann P. K., Archinal B. A., A’hearn M. F., Conrad A., Consolmagno G. J., Hestroffer D., Hilton J. L., ve dig., 2007, CeMDA, 98, 155. doi:10.1007/s10569-007-9072-y
22. Southworth J., 2011, MNRAS, 417, 2166. doi:10.1111/j.1365- 2966.2011.19399.x Storch N. I., Lai D., 2014, MNRAS, 438, 1526. doi:10.1093/mnras/stt2292
23. Weiss L. M., Marcy G. W., Rowe J. F., Howard A. W., Isaacson H., Fortney J. J., Miller N., ve dig., 2013, ApJ, 768, 14. doi:10.1088/0004-637X/768/1/14
24. Yıldız M., Çelik Orhan Z., Kayhan C., Turkoglu G. E., 2014, MNRAS, 445, 4395. doi:10.1093/mnras/stu2053
25. Yıldız M., Çelik Orhan Z., Örtel S., Çakır T., 2024, MNRAS, 528, 6881. doi:10.1093/mnras/stae476