stringtranslate.com

Побег из атмосферы

Утечка из атмосферы — это потеря планетарных атмосферных газов в космическое пространство . За утечку из атмосферы может отвечать ряд различных механизмов; эти процессы можно разделить на термическую утечку, нетермическую (или надтермическую) утечку и ударную эрозию. Относительная важность каждого процесса потери зависит от скорости убегания планеты , состава ее атмосферы и ее расстояния от звезды. Утечка происходит, когда молекулярная кинетическая энергия превосходит гравитационную энергию ; другими словами, молекула может убежать, когда она движется быстрее, чем скорость убегания ее планеты. Категоризация скорости убегания из атмосферы на экзопланетах необходима для определения того, сохраняется ли атмосфера, а значит, обитаемости экзопланеты и вероятности существования жизни.

Тепловые механизмы утечки

Тепловой выход происходит, если молекулярная скорость, обусловленная тепловой энергией , достаточно высока. Тепловой выход происходит во всех масштабах, от молекулярного уровня (выход Джинса) до объемного атмосферного оттока (гидродинамический выход).

Визуализация побега Джинса. Температура определяет диапазон молекулярной энергии. Выше экзобазы молекулы с достаточной энергией убегают, в то время как в нижних слоях атмосферы молекулы захватываются столкновениями с другими молекулами.

Джинсы побег

Одним из классических механизмов теплового выхода является выход Джинса, [1] названный в честь британского астронома сэра Джеймса Джинса , который первым описал этот процесс потери атмосферы. [2] В некотором количестве газа средняя скорость любой одной молекулы измеряется температурой газа , но скорости отдельных молекул изменяются по мере того, как они сталкиваются друг с другом, приобретая и теряя кинетическую энергию. Изменение кинетической энергии среди молекул описывается распределением Максвелла . Кинетическая энергия ( ), масса ( ) и скорость ( ) молекулы связаны соотношением . Отдельные молекулы в верхнем хвосте распределения (где несколько частиц имеют гораздо более высокие скорости, чем средняя) могут достичь скорости выхода и покинуть атмосферу, при условии, что они смогут выйти до того, как подвергнутся другому столкновению; это происходит преимущественно в экзосфере , где средняя длина свободного пробега сопоставима по длине с высотой шкалы давления . Количество частиц, способных выйти, зависит от молекулярной концентрации в экзобазе , которая ограничена диффузией через термосферу .

Три фактора вносят значительный вклад в относительную важность побега Джинса: масса молекулы, скорость побега планеты и нагрев верхних слоев атмосферы излучением родительской звезды. Более тяжелые молекулы с меньшей вероятностью побегут, поскольку они движутся медленнее, чем более легкие молекулы при той же температуре. Вот почему водород легче покидает атмосферу, чем углекислый газ . Во-вторых, планета с большей массой, как правило, имеет большую гравитацию, поэтому скорость побега, как правило, больше, и меньше частиц получат энергию, необходимую для побега. Вот почему газовые гигантские планеты все еще сохраняют значительные количества водорода, который легче покидает атмосферу Земли . Наконец, расстояние, на котором планета вращается от звезды, также играет роль; близкая планета имеет более горячую атмосферу с более высокими скоростями и, следовательно, большую вероятность побега. Далекое тело имеет более холодную атмосферу с более низкими скоростями и меньшими шансами на побег.

Визуализация гидродинамического выхода. На каком-то уровне в атмосфере основная масса газа нагреется и начнет расширяться. По мере расширения газ ускоряется и покидает атмосферу. В этом процессе более легкие и быстрые молекулы вытаскивают из атмосферы более тяжелые и медленные молекулы.

Гидродинамический побег

Атмосфера с высоким давлением и температурой также может подвергаться гидродинамическому вытеканию. В этом случае большое количество тепловой энергии, обычно через экстремальное ультрафиолетовое излучение, поглощается атмосферой. По мере того, как молекулы нагреваются, они расширяются вверх и еще больше ускоряются, пока не достигнут скорости вытекания. В этом процессе более легкие молекулы могут тянуть за собой более тяжелые молекулы через столкновения, поскольку большее количество газа вытекает. [3] Гидродинамическое вытекание наблюдалось для экзопланет, близких к их звезде-хозяину, включая горячий Юпитер HD 209458b . [4]

Нетермическое (супратермическое) побег

Побег может также происходить из-за нетепловых взаимодействий. Большинство этих процессов происходят из-за фотохимии или взаимодействий заряженных частиц ( ионов ).

Фотохимический выход

В верхних слоях атмосферы высокоэнергетические ультрафиолетовые фотоны могут более легко реагировать с молекулами. Фотодиссоциация может разбить молекулу на более мелкие компоненты и обеспечить достаточно энергии для того, чтобы эти компоненты вырвались наружу. Фотоионизация производит ионы, которые могут попасть в ловушку магнитосферы планеты или подвергнуться диссоциативной рекомбинации . В первом случае эти ионы могут подвергнуться механизмам вырывания, описанным ниже. Во втором случае ион рекомбинирует с электроном, высвобождает энергию и может вырваться наружу. [5]

Распыление побега

Избыточная кинетическая энергия солнечного ветра может дать достаточно энергии для выброса атмосферных частиц, подобно распылению с твердой поверхности. Этот тип взаимодействия более выражен при отсутствии планетарной магнитосферы, поскольку электрически заряженный солнечный ветер отклоняется магнитными полями , что смягчает потерю атмосферы. [6]

Быстрый ион захватывает электрон из медленного нейтрала в столкновении с обменом зарядами. Новый, быстрый нейтральный может покинуть атмосферу, а новый, медленный ион захватывается линиями магнитного поля. [7]

Побег из-за обмена зарядами

Ионы в солнечном ветре или магнитосфере могут обмениваться зарядами с молекулами в верхней атмосфере. Быстро движущийся ион может захватить электрон из медленного атмосферного нейтрала, создавая быстрый нейтраль и медленный ион. Медленный ион удерживается на линиях магнитного поля, но быстрый нейтраль может вырваться. [5]

Полярный ветер побег

Атмосферные молекулы также могут выходить из полярных регионов на планете с магнитосферой из-за полярного ветра . Вблизи полюсов магнитосферы линии магнитного поля открыты, что позволяет ионам в атмосфере выходить в космос. Амбиполярное электрическое поле ускоряет любые ионы в ионосфере, запуская их вдоль этих линий. [8] [9]

Эрозия под воздействием удара

Атмосферный выброс от ударной эрозии концентрируется в конусе (красная штрихпунктирная линия) с центром в месте удара. Угол этого конуса увеличивается с энергией удара, чтобы выбросить максимум всей атмосферы над касательной плоскостью (оранжевый пунктир).

Удар большого метеорита может привести к потере атмосферы. Если столкновение достаточно энергичное, выбросы , включая атмосферные молекулы, могут достичь скорости выхода. [10]

Чтобы оказать значительное влияние на выход из атмосферы, радиус ударяющего тела должен быть больше высоты шкалы . Снаряд может придать импульс и тем самым облегчить выход из атмосферы тремя основными способами: (a) метеороид нагревает и ускоряет газ, с которым он сталкивается, когда он движется через атмосферу, (b) твердые выбросы из ударного кратера нагревают атмосферные частицы посредством сопротивления по мере их выброса, и (c) удар создает пар, который расширяется от поверхности. В первом случае нагретый газ может выйти способом, аналогичным гидродинамическому выходу, хотя и в более локализованном масштабе. Большая часть выхода из ударной эрозии происходит из-за третьего случая. [10] Максимальная атмосфера, которая может быть выброшена, находится выше плоскости, касательной к месту удара.

Доминирующие процессы утечки и потерь в атмосфере в Солнечной системе

Земля

Утечка водорода из атмосферы на Земле происходит из-за утечки при перезарядке (~60–90%), утечки Джинса (~10–40%) и утечки полярного ветра (~10–15%), в настоящее время теряя около 3 кг/с водорода. [1] Земля дополнительно теряет около 50 г/с гелия, в основном из-за утечки полярного ветра. Утечка других атмосферных компонентов намного меньше. [1] Японская исследовательская группа в 2017 году обнаружила доказательства наличия небольшого количества ионов кислорода на Луне, пришедших с Земли. [11]

Через 1 миллиард лет Солнце станет на 10% ярче, чем сейчас, что сделает его достаточно горячим на Земле, чтобы резко увеличить количество водяного пара в атмосфере, где солнечный ультрафиолетовый свет будет диссоциировать H2O , позволяя ему постепенно улетучиваться в космос, пока океаны не высохнут [12] : 159 

Венера

Последние модели показывают, что утечка водорода на Венере почти полностью обусловлена ​​надтепловыми механизмами, в первую очередь фотохимическими реакциями и обменом зарядами с солнечным ветром. Утечка кислорода доминирует за счет обмена зарядами и распыления. [13] Venus Express измерил влияние корональных выбросов массы на скорость атмосферного убегания Венеры, и исследователи обнаружили увеличение скорости убегания в 1,9 раза в периоды повышенных корональных выбросов массы по сравнению с более спокойной космической погодой. [14]

Марс

Первичный Марс также пострадал от кумулятивного эффекта множественных небольших эрозионных событий, [15] и недавние наблюдения с MAVEN показывают, что 66% 36 Ar в марсианской атмосфере было потеряно за последние 4 миллиарда лет из-за сверхтеплового выброса, а количество CO 2 , потерянного за тот же период времени, составляет около 0,5 бар или более. [16]

Миссия MAVEN также исследовала текущую скорость утечки из атмосферы Марса. Утечка из Джинса играет важную роль в продолжающейся утечке водорода на Марсе, способствуя скорости потерь, которая варьируется от 160 до 1800 г/с. [17] Утечка водорода из Джинса может быть значительно модулирована процессами в нижних слоях атмосферы, такими как гравитационные волны, конвекция и пылевые бури. [18] Потеря кислорода в основном обусловлена ​​супратермическими методами: фотохимическая (~1300 г/с), перезарядка (~130 г/с) и распыление (~80 г/с) утечка в совокупности дают общую скорость потерь ~1500 г/с. Другие тяжелые атомы, такие как углерод и азот, в основном теряются из-за фотохимических реакций и взаимодействий с солнечным ветром. [1] [13]

Титан и Ио

Спутник Сатурна Титан и спутник Юпитера Ио имеют атмосферы и подвержены процессам атмосферных потерь. У них нет собственных магнитных полей, но они вращаются вокруг планет с мощными магнитными полями, которые защищают данную луну от солнечного ветра, когда ее орбита находится в пределах ударной волны . Однако Титан проводит примерно половину своего орбитального периода за пределами ударной волны, подвергаясь беспрепятственному воздействию солнечных ветров. Кинетическая энергия, полученная от захвата и распыления, связанного с солнечными ветрами, увеличивает тепловой выброс по всей орбите Титана, заставляя нейтральный водород выходить. [19] Вышедший водород сохраняет орбиту, следующую за Титаном, создавая тор нейтрального водорода вокруг Сатурна. Ио, на своей орбите вокруг Юпитера, сталкивается с плазменным облаком. [20] Взаимодействие с плазменным облаком вызывает распыление, выбрасывая частицы натрия . Взаимодействие создает стационарное заряженное натриевое облако в форме банана вдоль части орбиты Ио.

Наблюдения за выходом экзопланет из атмосферы

Исследования экзопланет измеряли атмосферный выброс как средство определения состава атмосферы и пригодности для жизни. Наиболее распространенным методом является поглощение линии Лаймана-альфа . Подобно тому, как экзопланеты обнаруживаются с помощью уменьшения яркости далекой звезды ( транзита ), рассмотрение длин волн, соответствующих поглощению водорода, описывает количество водорода, присутствующего в сфере вокруг экзопланеты. [21] Этот метод показывает, что горячие юпитеры HD209458b [22] и HD189733b [23] и горячий нептун GJ436b [24] испытывают значительный атмосферный выброс.

В 2018 году с помощью космического телескопа Хаббл было обнаружено , что атмосферный выброс также может быть измерен с помощью триплета гелия 1083 нм . [25] Эта длина волны гораздо более доступна для наземных спектрографов высокого разрешения по сравнению с ультрафиолетовыми линиями Лайман-альфа. Длина волны вокруг триплета гелия также имеет то преимущество, что она не сильно подвержена межзвездному поглощению , что является проблемой для Лайман-альфа. С другой стороны, у гелия есть недостаток, заключающийся в том, что для моделирования потери массы атмосферы требуются знания об отношении водорода к гелию. Выброс гелия был измерен вокруг многих гигантских экзопланет, включая WASP-107b , WASP-69 b и HD 189733b . Он также был обнаружен вокруг некоторых мини-нептунов , таких как TOI-560 b [26] и HD 63433 c . [27]

Другие механизмы атмосферных потерь

Секвестрация — это не форма побега с планеты, а потеря молекул из атмосферы на планету. Это происходит на Земле, когда водяной пар конденсируется , образуя дождь или ледниковый лед , когда углекислый газ изолируется в отложениях или циркулирует через океаны , или когда горные породы окисляются (например, путем повышения степени окисления железистых пород с Fe2 + до Fe3 + ). Газы также могут изолироваться путем адсорбции , когда мелкие частицы в реголите захватывают газ, который прилипает к поверхностным частицам.

Ссылки

  1. ^ abcd Дэвид К. Кэтлинг и Кевин Дж. Занле, Планетарная утечка воздуха, Scientific American, май 2009 г., стр. 26 (дата обращения 25 июля 2012 г.)
  2. ↑ Мюриэль Гарго, Энциклопедия астробиологии, том 3 , Springer Science & Business Media, 26 мая 2011 г., стр. 879.
  3. ^ Кэтлинг, Дэвид К.; Занле, Кевин Дж. (2009). «Планетарная утечка воздуха». Scientific American . 300 (5): 36–43. Bibcode : 2009SciAm.300e..36C. doi : 10.1038/scientificamerican0509-36 (неактивен 1 ноября 2024 г.). ISSN  0036-8733. JSTOR  26001341. PMID  19438047.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на ноябрь 2024 г. ( ссылка )
  4. ^ Видаль-Маджар, А.; Дсерт, Ж.-М.; Этаны; Хбрард, Г.; Баллестер, GE; Эренрайх, Д.; Ферлет, Р.; МакКоннелл, Джей Си; Мэр, М.; Паркинсон, компакт-диск (2004). «Видал-Маджар и др., Кислород и углерод в HD 209458b». Астрофизический журнал . 604 : L69–L72. arXiv : astro-ph/0401457 . дои : 10.1086/383347 .
  5. ^ ab Шематович, ВИ; Маров, М Я (2018-03-31). "Выход планетных атмосфер: физические процессы и численные модели". Успехи физических наук . 61 (3): 217–246. Bibcode :2018PhyU...61..217S. doi :10.3367/ufne.2017.09.038212. ISSN  1063-7869. S2CID  125191082.
  6. ^ Lundin, Rickard; Lammer, Helmut; Ribas, Ignasi (2007-08-17). «Планетарные магнитные поля и солнечное воздействие: последствия для эволюции атмосферы». Space Science Reviews . 129 (1–3): 245–278. Bibcode : 2007SSRv..129..245L. doi : 10.1007/s11214-007-9176-4. ISSN  0038-6308. S2CID  122016496.
  7. ^ Голдстон, Р. Дж. (1995). Введение в физику плазмы . Резерфорд, П. Х. (Пол Хардинг), 1938-. Бристоль, Великобритания: Институт физики. ISBN 0750303255. OCLC  33079555.
  8. ^ Gronoff, G.; Arras, P.; Baraka, S.; Bell, JM; Cessateur, G.; Cohen, O.; Curry, SM; Drake, JJ; Elrod, M.; Erwin, J.; Garcia-Sage, K.; Garraffo, C.; Glocer, A.; Heavens, NG; Lovato, K. (2020). "Процессы утечки в атмосферу и эволюция планетарной атмосферы". Журнал геофизических исследований: космическая физика . 125 (8). arXiv : 2003.03231 . doi :10.1029/2019JA027639. ISSN  2169-9380.
  9. ^ "Любопытный случай утечки атмосферы Земли". phys.org . Получено 28.05.2019 .
  10. ^ ab Ahrens, TJ (1993). "Импактная эрозия земных планетарных атмосфер". Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 21 (1): 525–555. Bibcode : 1993AREPS..21..525A. doi : 10.1146/annurev.ea.21.050193.002521. hdl : 2060/19920021677 . ISSN  0084-6597. S2CID  130017139.
  11. ^ «Луна получает кислород от растений Земли на протяжении миллиардов лет». Space.com . 30 января 2017 г.
  12. ↑ Шредер, К.-П.; Коннон Смит, Роберт (1 мая 2008 г.), «Повторное рассмотрение отдаленного будущего Солнца и Земли», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 386 (1): 155–63, arXiv : 0801.4031 , Bibcode : 2008MNRAS.386..155S, doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x , S2CID  10073988.
  13. ^ ab Lammer, H.; Lichtenegger, HIM; Biernat, HK; Erkaev, NV; Arshukova, IL; Kolb, C.; Gunell, H.; Lukyanov, A.; Holmstrom, M.; Barabash, S.; Zhang, TL; Baumjohann, W. (2006). "Потеря водорода и кислорода из верхней атмосферы Венеры". Planetary and Space Science . 54 (13–14): 1445–1456. Bibcode :2006P&SS...54.1445L. CiteSeerX 10.1.1.484.5117 . doi :10.1016/j.pss.2006.04.022. S2CID  123628031. 
  14. ^ Edberg, NJT; Nilsson, H.; Futaana, Y.; Stenberg, G.; Lester, M.; Cowley, SWH; Luhmann, JG; McEnulty, TR; Opgenoorth, HJ (2011). "Атмосферная эрозия Венеры во время штормовой космической погоды". Journal of Geophysical Research: Space Physics . 116 (A9): n/a. Bibcode :2011JGRA..116.9308E. doi : 10.1029/2011JA016749 . hdl : 2381/20747 . ISSN  2156-2202.
  15. ^ Melosh, HJ; Vickery, AM (апрель 1989). «Ударная эрозия первичной атмосферы Марса». Nature . 338 (6215): 487–489. Bibcode :1989Natur.338..487M. doi :10.1038/338487a0. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  16. ^ Alsaeed, N.; Stone, S.; Yelle, R.; Elrod, M.; Mahaffy, P.; Benna, M.; Slipski, M.; Jakosky, BM (2017-03-31). «История атмосферы Марса, полученная из измерений 38Ar/36Ar в верхней атмосфере». Science . 355 (6332): 1408–1410. Bibcode :2017Sci...355.1408J. doi : 10.1126/science.aai7721 . ISSN  0036-8075. PMID  28360326.
  17. ^ Jakosky, BM; Brain, D.; Chaffin, M.; Curry, S.; Deighan, J.; Grebowsky, J.; Halekas, J.; Leblanc, F.; Lillis, R. (2018-11-15). «Потеря марсианской атмосферы в космосе: современные показатели потерь, определенные на основе наблюдений MAVEN и интегрированных потерь с течением времени». Icarus . 315 : 146–157. Bibcode :2018Icar..315..146J. doi :10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN  0019-1035. S2CID  125410604.
  18. ^ Йигит, Эрдал (2021-12-10). «Марсианский водоотток и внутренние волны». Science . 374 (6573): 1323–1324. Bibcode :2021Sci...374.1323Y. doi :10.1126/science.abg5893. ISSN  0036-8075. PMID  34882460. S2CID  245012567.
  19. ^ Ламмер, Х.; Штумпнер, В.; Бауэр, С.Дж. (1998). «Динамический побег H из Титана как следствие нагрева, вызванного распылением». Planetary and Space Science . 46 (9–10): 1207–1213. Bibcode : 1998P&SS...46.1207L. doi : 10.1016/S0032-0633(98)00050-6.
  20. ^ Уилсон, Дж. К.; Мендилло, М.; Баумгарднер, Дж.; Шнайдер, Н. М.; Траугер, Дж. Т.; Флинн, Б. (2002). «Двойные источники натриевых облаков Ио». Icarus . 157 (2): 476–489. Bibcode :2002Icar..157..476W. doi :10.1006/icar.2002.6821.
  21. ^ Оуэн, Джеймс Э. (2019-05-30). «Атмосферный побег и эволюция близких экзопланет». Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 47 (1): 67–90. arXiv : 1807.07609 . Bibcode :2019AREPS..47...67O. doi :10.1146/annurev-earth-053018-060246. ISSN  0084-6597. S2CID  119333247.
  22. ^ Видаль-Маджар, А.; де Этанг, А. Лекавелье; Дезерт, Ж.-М.; Баллестер, GE; Ферлет, Р.; Эбрар, Г.; Мэр М. (март 2003 г.). «Расширенная верхняя атмосфера вокруг внесолнечной планеты HD209458b». Природа . 422 (6928): 143–146. Бибкод : 2003Natur.422..143V. дои : 10.1038/nature01448. ISSN  0028-0836. PMID  12634780. S2CID  4431311.
  23. ^ Lecavelier des Etangs, A.; Ehrenreich, D.; Vidal-Madjar, A.; Ballester, GE; Désert, J.-M.; Ferlet, R.; Hébrard, G.; Sing, DK; Tchakoumegni, K.-O. (май 2010 г.). "Испарение планеты HD 189733b, наблюдаемое в HI Lyman- α". Astronomy and Astrophysics . 514 : A72. arXiv : 1003.2206 . Bibcode :2010A&A...514A..72L. doi :10.1051/0004-6361/200913347. ISSN  0004-6361. S2CID  53408874.
  24. ^ Эренрайх, Дэвид; Бурье, Винсент; Уитли, Питер Дж.; де Этанг, Ален Лекавелье; Эбрар, Гийом; Удри, Стефан; Бонфилс, Ксавье; Дельфосс, Ксавье; Дезерт, Жан-Мишель (июнь 2015 г.). «Гигантское кометоподобное облако водорода, покидающее теплую экзопланету массой Нептуна GJ 436b». Природа . 522 (7557): 459–461. arXiv : 1506.07541 . Бибкод : 2015Natur.522..459E. дои : 10.1038/nature14501. ISSN  0028-0836. PMID  26108854. S2CID  4388969.
  25. ^ Спейк, Дж. Дж.; Синг, Д. К.; Эванс, Т. М.; Оклопчич, А.; Бурье, В.; Крейдберг, Л.; Рэкхем, Б. В.; Ирвин, Дж.; Эренрайх, Д.; Вайттенбах, А.; Уэйкфорд, Х. Р.; Чжоу, И.; Чабб, К. Л.; Николов, Н. (2018-05-01). «Гелий в разрушающейся атмосфере экзопланеты». Nature . 557 (7703): 68–70. arXiv : 1805.01298 . Bibcode :2018Natur.557...68S. doi :10.1038/s41586-018-0067-5. ISSN  0028-0836. PMID  29720632. S2CID  256768682.
  26. ^ Чжан, Майкл; Кнутсон, Хизер А.; Дай, Фэй; Ван, Лил; Рикер, Джордж Р.; Шварц, Ричард П.; Манн, Кристофер; Коллинз, Карен (2022-07-01). "Обнаружение атмосферного побега от четырех молодых мини-нептунов". The Astronomical Journal . 165 (2): 62. arXiv : 2207.13099 . Bibcode : 2023AJ....165...62Z. doi : 10.3847/1538-3881/aca75b . S2CID  251104690.
  27. ^ Чжан, Майкл; Кнутсон, Хизер А.; Ван, Лиле; Дай, Фей; дос Сантос, Леонардо А.; Фоссати, Лука; Генри, Грегори В.; Эренрайх, Дэвид; Алиберт, Янн; Хойер, Серхио; Уилсон, Томас Г.; Бонфанти, Андреа (17.01.2022). «Обнаружение продолжающейся потери массы от HD 63433c, молодого мини-Нептуна». The Astronomical Journal . 163 (2): 68. arXiv : 2106.05273 . Bibcode : 2022AJ....163...68Z. doi : 10.3847/1538-3881/ac3f3b . ISSN  0004-6256.

Дальнейшее чтение