כמה כללים פשוטים מסבירים את התכונות החשובות של אטמוספירות פלנטריות, והם גם מגדירים את תחום הפלנטולוגיה ההשוואתית. אפשר להחיל את הכללים האלה על הפלנטות הענקיות, כדי להסביר את האטמוספירות המסיביות שלהן. כלל אחד, למשל, קובע שלפלנטות גדולות יותר יש כוח משיכה חזק יותר, ולכן הן מצליחות טוב יותר למנוע מהגז לברוח לחלל.
טמפרטורה היא מדד לאנרגיה הקינטית של החלקיקים: ככל שהטמפרטורה של גז גבוהה יותר, כך האנרגיה הקינטית של המולקולות שלו גבוהה יותר, ולכן גם מהירותן. לכן בפלנטות קרות, הרחוקות מהשמש, מהירות חלקיקי הגז נמוכה בדרך כלל. בכל טמפרטורה נתונה, המולקולות הקלות ביותר הן המהירות ביותר. המימן הוא הגז הקל ביותר, ולכן המולקולות שלו מהירות ביותר בממוצע, וההליום במקום השני. מכל זה אפשר לנבא שמימן והליום הם הגזים שבורחים מפלנטה בקלות הרבה ביותר, ורק הפלנטות הגדולות והקרות ביותר יכולות להחזיק בהם.
בעזרת עקרונות הכבידה והתורה הקינטית של הגזים אפשר להבין למה הפלנטות הענקיות גדלו כל כך, בניגוד לפלנטות הארציות. בכדור הארץ הקטן, מולקולות מימן שהיו באטמוספירה נעו מהר מספיק כדי לברוח לחלל, ולכן כמעט לא נשאר מימן באטמוספירה שלנו. במקומו, האטמוספירות של הפלנטות הארציות עשויות מגזים כבדים, כמו חמצן, חנקן ופחמן דו-חמצני. לעומת זאת, בארבע הפלנטות הענקיות הקרות המימן וההליום נעו לאט יותר בגלל הטמפרטורה הנמוכה, והליבות המסיביות יותר של הפלנטות עזרו להן להחזיק גם בגזים הקלים ביותר. כך נשמרו המימן וההליום, יחד עם כל הגזים האחרים שהיו באזור הזה של הערפילית השמשית. מכיוון שבמקור היה מימן רב יותר מכל שאר הגזים יחד, המימן שולט בכל ארבע הפלנטות האלה. האטמוספירות העשירות במימן שלהן מסיביות ועמוקות מאוד.
באדיבות teachastronomy.com
את המידע על כוח המשיכה של פלנטה ועל הרכב האטמוספירה שלה אפשר להציג בגרף אחד: הציר האנכי הוא מהירות הבריחה מהפלנטה, והציר האופקי הוא הטמפרטורה. קווים משופעים מראים את המהירויות הגבוהות האופייניות של אטומים ומולקולות של גזים שונים. אם הקו של גז מסוים עובר מתחת לפלנטה, מולקולות הגז הזה לעולם אינן מגיעות למהירות הבריחה, והגז נשאר באטמוספירה. כך אנחנו משתמשים בכבידה ובתנועה התרמית של האטומים כדי להסביר את הרכב האטמוספירות של הפלנטות. העקרונות הפיזיקליים האלה כלליים לגמרי, כלומר הם חלים על כל פלנטה, בכל מערכת שמש. כל מה שצריך לדעת הוא המסה והרדיוס של הפלנטה, שקובעים את מהירות הבריחה, ואת המרחק שלה מהכוכב המרכזי, שקובע את הטמפרטורה.
איך נוצרת פלנטה ענקית? אפשר אפילו לנבא בערך כמה גדולה היא צריכה להיות. ראשית, נעריך איך הטמפרטורה של פלנטה משתנה עם המרחק מהשמש. צדק נמצא במרחק 5.2 יחידות אסטרונומיות מהשמש, ולכן פלנטה במקומו מקבלת (1/5.2)2 = 1/27 מהקרינה שכדור הארץ מקבל. לפי חוק סטפן-בולצמן, הקרינה קשורה לטמפרטורה כך: S ∝ T4. לכן T ∝ S1/4, והטמפרטורה במקומו של צדק היא (1/27)1/4 = 0.44 מהטמפרטורה על פני כדור הארץ, 293 קלווין, כלומר 293 × 0.44 = 128 קלווין. לפי התורה הקינטית של החומר, האנרגיה הקינטית של אטום ממוצע היא ½mv2 = 3/2 kT, ולכן מהירות האטומים פרופורציונית לשורש הטמפרטורה: v ∝ T1/2. המהירות הגבוהה האופיינית של מימן באטמוספירה של כדור הארץ היא 16.2 קילומטרים לשנייה. לכן סביב גוף בגודל כדור הארץ במרחק של צדק, המהירות תהיה 16.2 × (0.44)1/2 = 10.7 קילומטרים לשנייה. מכיוון שזה קרוב למהירות הבריחה מגוף כזה (11.2 קילומטרים לשנייה), המימן לא היה נשאר בו.
כלומר, פלנטה בגודל כדור הארץ במרחק של צדק הייתה נשארת בגודל כדור הארץ. אבל פלנטה סלעית גדולה מעט יותר, שמסתה גדולה רק פי כמה ממסת כדור הארץ, כבר תחזיק אטמוספירת מימן. ואז נוצר משוב: ככל שהיא לוכדת יותר מימן, המסה שלה גדלה, ואיתה כוח המשיכה ומהירות הבריחה – והיא לוכדת עוד מימן. פלנטה סלעית במערכת השמש החיצונית, גדולה פי כמה מכדור הארץ, הייתה בסופו של דבר חזקה מספיק כדי לא רק להחזיק מימן באטמוספירה שלה, אלא גם למשוך וללכוד את המימן שבחלל סביבה. כך נבנות הפלנטות הענקיות. מעניין שצדק נמצא בערך בגודל המרבי שפלנטה יכולה להגיע אליו: אילו המשיך למשוך גז, הכבידה העצמית שלו הייתה רק דוחסת אותו עוד, וקוטרו היה נשאר בערך אותו דבר.
→ הסעיף הקודם: 7.6 היש חיים בענקי הגז? | הסעיף הבא: 7.8 חוקי הגזים ←