stringtranslate.com

Атмосферный побег

Утечка атмосферы — это выход планетарных атмосферных газов в космическое пространство . За утечку из атмосферы может быть ответственно множество различных механизмов; эти процессы можно разделить на термический выход, нетепловой (или надтепловой) выход и ударную эрозию. Относительная важность каждого процесса потери зависит от скорости убегания планеты , состава ее атмосферы и расстояния от звезды. Побег происходит, когда молекулярная кинетическая энергия превосходит гравитационную энергию ; другими словами, молекула может ускользнуть, если она движется быстрее, чем скорость убегания своей планеты. Классификация скорости утечки атмосферы на экзопланетах необходима для определения того, сохраняется ли атмосфера, а, следовательно, и для определения пригодности экзопланеты для жизни и вероятности существования жизни.

Механизмы теплового спасения

Тепловой выход происходит, если скорость молекул, обусловленная тепловой энергией , достаточно высока. Тепловая утечка происходит на всех уровнях: от молекулярного уровня (джинсовая утечка) до объемного атмосферного истечения (гидродинамическая утечка).

Визуализация побега Джинса. Температура определяет диапазон молекулярной энергии. Над экзобазой молекулы с достаточной энергией убегают, тогда как в нижних слоях атмосферы молекулы захватываются в результате столкновений с другими молекулами.

Джинсовый побег

Одним из классических механизмов теплового побега является побег 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 молекулы измеряется температурой газа , но скорости отдельных молекул изменяются, когда они сталкиваются друг с другом, приобретая и теряя кинетическую энергию. Изменение кинетической энергии молекул описывается распределением Максвелла . Кинетическая энергия ( ), масса ( ) и скорость ( ) молекулы связаны соотношением . Отдельные молекулы в верхнем хвосте распределения (где некоторые частицы имеют скорость, намного превышающую среднюю) могут достичь скорости убегания и покинуть атмосферу при условии, что они смогут покинуть атмосферу до того, как подвергнутся новому столкновению; это происходит преимущественно в экзосфере , где длина свободного пробега сравнима с высотой шкалы давления . Число частиц, способных вылететь, зависит от концентрации молекул в экзобазе , которая ограничивается диффузией через термосферу .

Три фактора сильно влияют на относительную важность побега Джинса: масса молекулы, скорость побега планеты и нагрев верхних слоев атмосферы излучением родительской звезды. Более тяжелые молекулы с меньшей вероятностью улетят, поскольку при той же температуре они движутся медленнее, чем более легкие молекулы. Вот почему водород выходит из атмосферы легче, чем углекислый газ . Во-вторых, планета с большей массой имеет тенденцию иметь большую гравитацию, поэтому скорость убегания имеет тенденцию быть больше, и меньшее количество частиц получит энергию, необходимую для вылета. Вот почему планеты -газовые гиганты все еще сохраняют значительные количества водорода, который легче покидает атмосферу Земли . Наконец, важную роль также играет расстояние, на котором планета вращается от звезды; Близкая планета имеет более горячую атмосферу, более высокие скорости и, следовательно, большую вероятность побега. У удаленного тела более холодная атмосфера, меньшие скорости и меньше шансов на спасение.

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

Гидродинамический побег

Атмосфера с высоким давлением и температурой также может подвергаться гидродинамическому утечке. В этом случае большое количество тепловой энергии, обычно за счет сильного ультрафиолетового излучения, поглощается атмосферой. Когда молекулы нагреваются, они расширяются вверх и ускоряются, пока не достигнут скорости убегания. В этом процессе более легкие молекулы могут увлекать за собой более тяжелые молекулы в результате столкновений, поскольку выходит большее количество газа. [3] Гидродинамический побег наблюдался для экзопланет, близких к их звезде-хозяину, включая горячий Юпитер HD 209458b . [4]

Нетепловой (надтепловой) побег

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

Фотохимический побег

В верхних слоях атмосферы ультрафиолетовые фотоны высокой энергии могут легче реагировать с молекулами. Фотодиссоциация может разбить молекулу на более мелкие компоненты и обеспечить достаточно энергии для выхода этих компонентов. Фотоионизация производит ионы, которые могут попасть в магнитосферу планеты или подвергнуться диссоциативной рекомбинации . В первом случае эти ионы могут подвергаться механизмам ухода, описанным ниже. Во втором случае ион рекомбинирует с электроном, выделяет энергию и может улететь. [5]

Распыление побега

Избыточная кинетическая энергия солнечного ветра может передать достаточную энергию 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 у медленного нейтрала в результате столкновения с перезарядкой. Новый быстрый нейтральный ион может покинуть атмосферу, а новый медленный ион захватывается линиями магнитного поля. [7]

Побег при обмене заряда

Ионы солнечного ветра или магнитосферы могут обмениваться зарядами с молекулами в верхних слоях атмосферы. Быстро движущийся ион может захватывать электрон у медленного нейтрального слоя атмосферы, создавая быстрый нейтральный и медленный ион. Медленный ион захватывается силовыми линиями магнитного поля, а быстрый нейтральный может уйти. [5]

Полярный ветер спасается

Молекулы атмосферы также могут покинуть полярные области на планете с магнитосферой из-за полярного ветра . Вблизи полюсов магнитосферы линии магнитного поля открыты, позволяя ионам из атмосферы выходить в космос. [8]

Атмосферный выброс от ударной эрозии сосредоточен в конусе (красная пунктирная линия) с центром в месте удара. Угол этого конуса увеличивается с увеличением энергии удара, выбрасывая максимум всей атмосферы над касательной плоскостью (оранжевая пунктирная линия).

Ударная эрозия

Удар крупного метеороида может привести к потере атмосферы. Если столкновение достаточно энергичное, выбросы, включая молекулы атмосферы, могут достичь скорости убегания. [9]

Чтобы оказать существенное влияние на выброс атмосферы, радиус ударяющегося тела должен быть больше высоты шкалы . Снаряд может передавать импульс и тем самым способствовать выходу из атмосферы тремя основными способами: (а) метеороид нагревает и ускоряет газ, с которым он сталкивается при движении через атмосферу, (б) твердые выбросы из ударного кратера нагревают атмосферные частицы за счет сопротивления при их выбрасывании, и (c) при ударе создается пар, который расширяется от поверхности. В первом случае нагретый газ может выходить аналогично гидродинамическому, хотя и в более локализованном масштабе. Большая часть спасения от ударной эрозии происходит за счет третьего случая. [9] Максимальная атмосфера, которая может быть выброшена, находится над плоскостью, касательной к месту удара.

Доминирующие процессы утечки и потери атмосферы в Солнечной системе.

Земля

Утечка водорода в атмосферу на Земле происходит за счет перезарядки (~60–90%), Джинса (~10–40%) и полярного ветра (~10–15%), при этом в настоящее время происходит потеря около 3 кг/с водорода. водород. [1] Земля дополнительно теряет около 50 г/с гелия, главным образом, из-за уноса полярного ветра. Выход других компонентов атмосферы значительно меньше. [1] В 2017 году японская исследовательская группа обнаружила доказательства наличия на Луне небольшого количества ионов кислорода, пришедших с Земли. [10]

Через 1 миллиард лет Солнце будет на 10% ярче, чем сейчас, что сделает его достаточно горячим, чтобы Земля потеряла в космос достаточно водорода, что привело к потере всей воды (см. « Будущее Земли#Потеря океанов »).

Венера

Недавние модели показывают, что утечка водорода на Венере почти полностью обусловлена ​​надтепловыми механизмами, в первую очередь фотохимическими реакциями и перезарядкой с солнечным ветром. В процессе выхода кислорода преобладают процессы перезарядки и распыления. [11] «Венера-Экспресс» измерила влияние корональных выбросов массы на скорость выхода атмосферы Венеры, и исследователи обнаружили увеличение скорости выброса в 1,9 раза в периоды увеличения выбросов корональной массы по сравнению с более спокойной космической погодой. [12]

Марс

Первобытный Марс также пострадал от кумулятивного воздействия нескольких небольших событий ударной эрозии [13] , а недавние наблюдения с помощью MAVEN показывают, что 66% 36 Ar в марсианской атмосфере было потеряно за последние 4 миллиарда лет из-за сверхтеплового выброса, и количество потерянного CO 2 за тот же период времени составляет около 0,5 бар или более. [14]

Миссия MAVEN также изучила текущую скорость выхода атмосферы Марса. Утечка Джинса играет важную роль в продолжающейся утечке водорода на Марсе, способствуя скорости потерь, которая варьируется от 160 до 1800 г/с. [15] Выход водорода из джинсов может существенно модулироваться процессами в нижних слоях атмосферы, такими как гравитационные волны, конвекция и пыльные бури. [16] В потерях кислорода преобладают надтепловые методы: фотохимический (~1300 г/с), перезарядка (~130 г/с) и напыление (~80 г/с) в совокупности с общей скоростью потерь ~1500 г. /с. Другие тяжелые атомы, такие как углерод и азот, в первую очередь теряются из-за фотохимических реакций и взаимодействия с солнечным ветром. [1] [11]

Титан и Ио

Спутник Сатурна Титан и спутник Юпитера Ио имеют атмосферу и подвержены процессам атмосферной потери. 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 головной ударной волны . Однако Титан проводит примерно половину своего орбитального периода вне головной ударной волны, подвергаясь беспрепятственному солнечному ветру. Кинетическая энергия , полученная в результате захвата и распыления, связанного с солнечными ветрами, увеличивает тепловыделение по всей орбите Титана, вызывая утечку нейтрального водорода. [17] Вытекший водород продолжает двигаться по орбите, следуя за Титаном, создавая вокруг Сатурна нейтральный водородный тор . Ио на своей орбите вокруг Юпитера сталкивается с плазменным облаком. [18] Взаимодействие с плазменным облаком вызывает распыление, отбрасывающее частицы натрия . В результате взаимодействия вдоль части орбиты Ио образуется стационарное заряженное облако натрия в форме банана .

Наблюдения за выходом атмосферы экзопланеты

Исследования экзопланет позволили измерить выбросы атмосферы как средство определения состава атмосферы и пригодности для жизни. Наиболее распространенным методом является поглощение линии Лайман-альфа . Подобно тому, как экзопланеты обнаруживаются с помощью уменьшения яркости далекой звезды ( транзита ), рассмотрение конкретно длин волн, соответствующих поглощению водорода , описывает количество водорода, присутствующего в сфере вокруг экзопланеты. [19] Этот метод показывает, что горячие юпитеры HD209458b [20] и HD189733b [21] и горячий Нептун GJ436b [22] испытывают значительный выброс атмосферы.

В 2018 году с помощью космического телескопа «Хаббл» было обнаружено , что выход из атмосферы также можно измерить с помощью триплета гелия 1083 нм . [23] Эта длина волны гораздо более доступна для наземных спектрографов высокого разрешения по сравнению с ультрафиолетовыми линиями Лаймана-альфа. Длина волны вокруг триплета гелия также имеет то преимущество, что на нее не сильно влияет межзвездное поглощение , что является проблемой для Лайман-альфа. С другой стороны, гелий имеет тот недостаток, что для моделирования потери массы атмосферы требуются знания о соотношении водорода и гелия. Утечка гелия была измерена 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 [24] и HD 63433 c . [25]

Другие механизмы потерь в атмосфере

Секвестрация — это не форма бегства с планеты, а потеря молекул из атмосферы на планету. Это происходит на Земле , когда водяной пар конденсируется с образованием дождя или ледникового льда , когда углекислый газ улавливается в отложениях или циркулирует по океанам , или когда горные породы окисляются ( например, путем повышения степени окисления железосодержащих пород с Fe 2+ до Fe 3+ ). Газы также можно изолировать путем адсорбции , при которой мелкие частицы реголита захватывают газ, который прилипает к поверхностным частицам.

Рекомендации

  1. ^ abcd Дэвид К. Кэтлинг и Кевин Дж. Занле, Планетарная утечка воздуха, Scientific American, май 2009 г., стр. 26 (по состоянию на 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». Научный американец . 300 (5): 36–43. Бибкод : 2009SciAm.300e..36C. doi : 10.1038/scientificamerican0509-36 (неактивен 27 января 2024 г.). ISSN  0036-8733. JSTOR  26001341. PMID  19438047.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на январь 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. ^ аб Шематович, В.И.; Маров М Я (31 марта 2018 г.). «Побег планетарных атмосфер: физические процессы и численные модели». Успехи физики . 61 (3): 217–246. Бибкод : 2018PhyU...61..217S. дои : 10.3367/ufne.2017.09.038212. ISSN  1063-7869. S2CID  125191082.
  6. ^ Лундин, Рикард; Ламмер, Хельмут; Рибас, Игнаси (17 августа 2007 г.). «Планетарные магнитные поля и солнечное воздействие: последствия для эволюции атмосферы». Обзоры космической науки . 129 (1–3): 245–278. Бибкод :2007ССРв..129..245Л. дои : 10.1007/s11214-007-9176-4. ISSN  0038-6308. S2CID  122016496.
  7. ^ Голдстон, Р.Дж. (1995). Введение в физику плазмы . Резерфорд, PH (Пол Хардинг), 1938-. Бристоль, Великобритания: Паб Института физики. ISBN 0750303255. ОСЛК  33079555.
  8. ^ «Любопытный случай утечки атмосферы Земли» . физ.орг . Проверено 28 мая 2019 г.
  9. ^ Аб Аренс, TJ (1993). «Ударная эрозия земных планетарных атмосфер». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 21 (1): 525–555. Бибкод : 1993AREPS..21..525A. doi : 10.1146/annurev.ea.21.050193.002521. hdl : 2060/19920021677 . ISSN  0084-6597. S2CID  130017139.
  10. ^ «Луна получала кислород от земных растений на протяжении миллиардов лет». Space.com . 30 января 2017 г.
  11. ^ Аб Ламмер, Х.; Лихтенеггер, HIM; Бирнат, Гонконг; Еркаев, Н.В.; Аршукова И.Л.; Колб, К.; Гунелл, Х.; Лукьянов А.; Хольмстрем, М.; Барабаш, С.; Чжан, ТЛ; Баумйоханн, В. (2006). «Потеря водорода и кислорода из верхних слоев атмосферы Венеры». Планетарная и космическая наука . 54 (13–14): 1445–1456. Бибкод : 2006P&SS...54.1445L. CiteSeerX 10.1.1.484.5117 . дои :10.1016/j.pss.2006.04.022. S2CID  123628031. 
  12. ^ Эдберг, NJT; Нильссон, Х.; Футаана, Ю.; Стенберг, Г.; Лестер, М.; Коули, SWH; Луманн, Дж.Г.; МакЭнулти, TR; Опгенорт, HJ (2011). «Атмосферная эрозия Венеры во время штормовой космической погоды». Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 116 (А9): н/д. Бибкод : 2011JGRA..116.9308E. дои : 10.1029/2011JA016749 . hdl : 2381/20747 . ISSN  2156-2202.
  13. ^ Мелош, HJ; Викери, AM (апрель 1989 г.). «Ударная эрозия первозданной атмосферы Марса». Природа . 338 (6215): 487–489. Бибкод : 1989Natur.338..487M. дои : 10.1038/338487a0. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  14. ^ Альсаид, Н.; Стоун, С.; Йелле, Р.; Элрод, М.; Махаффи, П.; Бенна, М.; Слипски, М.; Якоски, Б.М. (31 марта 2017 г.). «История атмосферы Марса получена на основе измерений 38Ar/36Ar в верхних слоях атмосферы». Наука . 355 (6332): 1408–1410. Бибкод : 2017Sci...355.1408J. дои : 10.1126/science.aai7721 . ISSN  0036-8075. ПМИД  28360326.
  15. ^ Якоски, Б.М.; Брэйн, Д.; Чаффин, М.; Карри, С.; Дейган, Дж.; Гребовски Дж.; Халекас, Дж.; Леблан, Ф.; Лиллис, Р. (15 ноября 2018 г.). «Потеря марсианской атмосферы в космос: современные темпы потерь, определенные на основе наблюдений MAVEN и интегрированных потерь во времени». Икар . 315 : 146–157. Бибкод : 2018Icar..315..146J. doi :10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN  0019-1035. S2CID  125410604.
  16. ^ Йигит, Эрдал (10 декабря 2021 г.). «Марсианский побег воды и внутренние волны». Наука . 374 (6573): 1323–1324. Бибкод : 2021Sci...374.1323Y. doi : 10.1126/science.abg5893. ISSN  0036-8075. PMID  34882460. S2CID  245012567.
  17. ^ Ламмер, Х.; Стамптнер, В.; Бауэр, С.Дж. (1998). «Динамический выход H из Титана в результате нагрева, вызванного распылением». Планетарная и космическая наука . 46 (9–10): 1207–1213. Бибкод : 1998P&SS...46.1207L. дои : 10.1016/S0032-0633(98)00050-6.
  18. ^ Уилсон, Дж. К.; Мендилло, М.; Баумгарднер, Дж.; Шнайдер, Нью-Мексико; Траугер, Дж.Т.; Флинн, Б. (2002). «Двойные источники натриевых облаков Ио». Икар . 157 (2): 476–489. Бибкод : 2002Icar..157..476W. дои : 10.1006/icar.2002.6821.
  19. ^ Оуэн, Джеймс Э. (30 мая 2019 г.). «Побег из атмосферы и эволюция близких экзопланет». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 47 (1): 67–90. arXiv : 1807.07609 . Бибкод : 2019AREPS..47...67O. doi : 10.1146/annurev-earth-053018-060246. ISSN  0084-6597. S2CID  119333247.
  20. ^ 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.
  21. ^ Лекавелье де Этанг, А.; Эренрайх, Д.; Видаль-Маджар, А.; Баллестер, GE; Дезерт, Ж.-М.; Ферлет, Р.; Эбрар, Г.; Синг, ДК; Чакуменьи, К.-О. (май 2010 г.). «Испарение планеты HD 189733b, наблюдаемое в HI Lyman-α». Астрономия и астрофизика . 514 : А72. arXiv : 1003.2206 . Бибкод : 2010A&A...514A..72L. дои : 10.1051/0004-6361/200913347. ISSN  0004-6361. S2CID  53408874.
  22. ^ 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, вырвавшееся из теплой экзопланеты 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.
  23. ^ Говорил, Джей-Джей; Синг, ДК; Эванс, ТМ; Оклопчич; А.; Бурье, В.; Крейдберг, Л.; Рэкхэм, БВ; Ирвин, Дж.; Эренрайх, Д.; Виттенбах, А.; Уэйкфорд, HR; Чжоу, Ю.; Чабб, КЛ; Николов, Н. (01.05.2018). «Гелий в разрушающейся атмосфере экзопланеты». Природа . 557 (7703): 68–70. arXiv : 1805.01298 . Бибкод : 2018Natur.557...68S. дои : 10.1038/s41586-018-0067-5. ISSN  0028-0836. PMID  29720632. S2CID  256768682.
  24. ^ Чжан, Майкл; Натсон, Хизер А.; Дай, Фей; Ван, Лайл; Рикер, Джордж Р.; Шварц, Ричард П.; Манн, Кристофер; Коллинз, Карен (01 июля 2022 г.). «Обнаружение побега из атмосферы четырех молодых мини-нептунов». Астрономический журнал . 165 (2): 62. arXiv : 2207.13099 . Бибкод : 2023AJ....165...62Z. дои : 10.3847/1538-3881/aca75b . S2CID  251104690.
  25. ^ Чжан, Майкл; Натсон, Хизер А.; Ван, Лайл; Дай, Фей; дос Сантос, Леонардо А.; Фоссати, Лука; Генри, Грегори В.; Эренрайх, Дэвид; Альберт, Янн; Хойер, Серджио; Уилсон, Томас Г.; Бонфанти, Андреа (17 января 2022 г.). «Обнаружение продолжающейся потери массы HD 63433c, молодого мини-Нептуна». Астрономический журнал . 163 (2): 68. arXiv : 2106.05273 . Бибкод : 2022AJ....163...68Z. дои : 10.3847/1538-3881/ac3f3b . ISSN  0004-6256.

дальнейшее чтение