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 из-за тепловой энергии 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. Удаленное тело имеет более холодную атмосферу с более низкими скоростями и меньшей вероятностью побега.

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 убегания. В этом процессе более легкие молекулы могут увлекать за собой более тяжелые молекулы через столкновения, поскольку большее количество газа утекает. [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 верхней атмосфере 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 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 нейтрал и медленный ион. Медленный ион удерживается на линиях магнитного поля, но быстрый нейтрал 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 (оранжевая пунктирная линия).

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 проходит 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, которые пришли 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 первую очередь 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 2024-09-12). ISSN  0036-8733. JSTOR  26001341. PMID  19438047.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на сентябрь 2024 г. ( ссылка )
  4. ^ Видал-Маджар, А.; Дсерт, Ж.-М.; Этангс; Хбрард, Г.; Баллестер, GE; Эренрайх, Д.; Ферлет, Р.; Макконнелл, Дж. К.; Мэр, М.; Паркинсон, К. Д. (2004). "Видал-Маджар и др., Кислород и углерод в HD 209458b". The Astrophysical Journal . 604 : L69–L72. arXiv : astro-ph/0401457 . doi : 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 далёкого 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.; дез Этангс, А. Лекавелье; Дезерт, Ж.-М.; Баллестер, GE; Ферле, Р.; Эбрар, Ж.; Майор, М. (март 2003 г.). «Расширенная верхняя атмосфера вокруг экзопланеты HD209458b». Nature . 422 (6928): 143–146. Bibcode :2003Natur.422..143V. doi :10.1038/nature01448. ISSN  0028-0836. PMID  12634780. S2CID  4431311.
  23. ^ Лекавелье де Этанг, А.; Эренрайх, Д.; Видал-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.
  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, 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.
  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