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.
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).
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.
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]
Побег также может произойти из-за нетепловых взаимодействий. Большинство этих процессов происходят из-за фотохимии или взаимодействия заряженных частиц ( ионов ).
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]
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]
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]
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]
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.
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 »).
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]
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]
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 .
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]
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.
{{cite journal}}
: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на январь 2024 г. ( ссылка )