stringtranslate.com

Ледяной гигант

Ледяной гигант — это гигантская планета , состоящая в основном из элементов тяжелее водорода и гелия , таких как кислород , углерод , азот и сера . В Солнечной системе есть два ледяных гиганта : Уран и Нептун .

В астрофизике и планетологии термин «лёд» относится к летучим химическим соединениям с точками замерзания выше примерно 100  К , таким как вода , аммиак или метан , с точками замерзания 273 К (0°C), 195 К (−78°C) и 91 К (−182°C) соответственно (см. Летучие вещества ). В 1990-х годах было установлено, что Уран и Нептун являются отдельным классом гигантских планет, отдельным от других гигантских планет, Юпитера и Сатурна , которые являются газовыми гигантами , состоящими преимущественно из водорода и гелия. [1]

Нептун и Уран теперь называют ледяными гигантами . Не имея четко определенных твердых поверхностей, они в основном состоят из газов и жидкостей. Их составляющие соединения были твердыми, когда они были первоначально включены в планеты во время их формирования, либо непосредственно в форме льда, либо заключены в водяной лед. Сегодня очень мало воды в Уране и Нептуне остается в форме льда. Вместо этого вода в основном существует как сверхкритическая жидкость при температурах и давлениях внутри них. [2] Уран и Нептун состоят всего из около 20% водорода и гелия по массе, по сравнению с газовыми гигантами Солнечной системы , Юпитером и Сатурном, которые состоят более чем на 90% из водорода и гелия по массе.

Терминология

В 1952 году писатель-фантаст Джеймс Блиш ввел термин «газовый гигант» [3] , и он стал использоваться для обозначения крупных неземных планет Солнечной системы . Однако с конца 1940-х годов [4] стало понятно, что состав Урана и Нептуна существенно отличается от состава Юпитера и Сатурна . Они в основном состоят из элементов тяжелее водорода и гелия , образуя отдельный тип гигантских планет . Поскольку во время своего формирования Уран и Нептун включали свой материал в виде льда или газа, заключенного в водяном льду, в обиход вошел термин «ледяной гигант» . [2] [4] В начале 1970-х годов этот термин стал популярным в научно-фантастическом сообществе, например, у Бовы (1971), [5], но самое раннее научное использование этого термина, вероятно, было у Данна и Берджесса (1978) [6] в отчете НАСА. [7]

Формирование

Моделирование формирования земных и газовых гигантов является относительно простым и бесспорным . Широко известно, что земные планеты Солнечной системы образовались в результате столкновительного накопления планетезималей в протопланетном диске . Считается, что газовые гиганты — Юпитер , Сатурн и их внесолнечные планеты-двойники — сформировали твердые ядра массой около 10 масс Земли ( ME ) в ходе того же процесса, одновременно аккрецируя газообразные оболочки из окружающей солнечной туманности в течение нескольких миллионов лет ( млн лет ), [8] [9] хотя недавно были предложены альтернативные модели формирования ядра, основанные на аккреции гальки . [10] Некоторые внесолнечные гигантские планеты могли вместо этого образоваться в результате гравитационной нестабильности диска. [9] [11]

Образование Урана и Нептуна посредством аналогичного процесса аккреции ядра гораздо более проблематично. Скорость убегания для небольших протопланет, находящихся примерно в 20 астрономических единицах (АЕ) от центра Солнечной системы, была бы сопоставима с их относительными скоростями . Такие тела, пересекающие орбиты Сатурна или Юпитера, были бы отправлены по гиперболическим траекториям, выбрасывающим их из системы. Такие тела, будучи захваченными газовыми гигантами, также, вероятно, были бы просто аккрецированы в более крупные планеты или выброшены на кометные орбиты. [11]

Несмотря на трудности моделирования их формирования, с 2004 года было обнаружено множество кандидатов в ледяные гиганты, вращающихся вокруг других звезд. Это указывает на то, что они могут быть обычным явлением в Млечном Пути . [2]

Миграция

Принимая во внимание проблемы орбитального движения протопланет, находящихся на расстоянии 20 а.е. или более от центра Солнечной системы, простым решением является то, что ледяные гиганты образовались между орбитами Юпитера и Сатурна, прежде чем были гравитационно рассеяны наружу на свои теперь более удаленные орбиты. [11]

Нестабильность диска

Гравитационная нестабильность протопланетного диска также могла бы произвести несколько газовых гигантских протопланет на расстоянии до 30 а.е. Области немного более высокой плотности в диске могли бы привести к образованию сгустков, которые в конечном итоге коллапсируют до планетарных плотностей. [11] Диск даже с незначительной гравитационной нестабильностью мог бы произвести протопланеты между 10 и 30 а.е. более чем за тысячу лет (тыс. лет). Это намного меньше, чем 100 000–1 000 000 лет, необходимых для создания протопланет посредством аккреции ядра облака, и могло бы сделать его жизнеспособным даже в самых короткоживущих дисках, которые существуют всего несколько миллионов лет. [11]

Проблема этой модели заключается в определении того, что поддерживало диск стабильным до возникновения нестабильности. Существует несколько возможных механизмов, позволяющих гравитационной нестабильности возникать во время эволюции диска. Близкое столкновение с другой протозвездой может дать гравитационный толчок в остальном стабильному диску. Диск, развивающийся магнитно, вероятно, будет иметь магнитные мертвые зоны из-за различной степени ионизации , где масса, перемещаемая магнитными силами, может накапливаться, в конечном итоге становясь незначительно гравитационно нестабильным. Протопланетный диск может просто медленно аккрецировать материю, вызывая относительно короткие периоды незначительной гравитационной нестабильности и всплески сбора массы, за которыми следуют периоды, когда поверхностная плотность падает ниже необходимой для поддержания нестабильности. [11]

Фотоиспарение

Наблюдения за фотоиспарением протопланетных дисков в скоплении Орион Трапеция под действием экстремального ультрафиолетового (EUV) излучения, испускаемого θ 1 Ориона C, предполагают другой возможный механизм образования ледяных гигантов. Газовые гиганты с массой, превышающей массу Юпитера, могли быстро образоваться из-за нестабильности диска до того, как большая часть их водородных оболочек была сброшена интенсивным EUV-излучением от близлежащей массивной звезды. [11]

В туманности Карина потоки EUV примерно в 100 раз выше, чем в туманности Ориона в Трапеции . Протопланетные диски присутствуют в обеих туманностях. Более высокие потоки EUV делают это еще более вероятной возможностью для образования ледяных гигантов. Более сильный EUV увеличит удаление газовых оболочек из протопланет, прежде чем они смогут достаточно сжаться, чтобы противостоять дальнейшей потере. [11]

Характеристики

Эти разрезы иллюстрируют внутренние модели гигантских планет. Планетарные ядра газовых гигантов Юпитера и Сатурна покрыты глубоким слоем металлического водорода , тогда как мантии ледяных гигантов Урана и Нептуна состоят из более тяжелых элементов.

Ледяные гиганты представляют собой одну из двух принципиально разных категорий гигантских планет, присутствующих в Солнечной системе , другая группа — более известные газовые гиганты , которые состоят более чем на 90% из водорода и гелия (по массе). Считается, что их водород простирается вплоть до их небольших каменистых ядер, где молекулярный ион водорода переходит в металлический водород под экстремальными давлениями в сотни гигапаскалей (ГПа). [2]

Ледяные гиганты в основном состоят из более тяжелых элементов . Исходя из распространенности элементов во Вселенной , наиболее вероятны кислород , углерод , азот и сера . Хотя ледяные гиганты также имеют водородные оболочки , они намного меньше. Они составляют менее 20% их массы. Их водород также никогда не достигает глубин, необходимых для давления, чтобы создать металлический водород. [2] Эти оболочки, тем не менее, ограничивают наблюдение за внутренностями ледяных гигантов, и, следовательно, информацию об их составе и эволюции. [2]

Хотя Уран и Нептун считаются ледяными гигантами, считается, что под их облаками находится сверхкритический водно-аммиачный океан, на долю которого приходится около двух третей их общей массы. [12] [13]

Атмосфера и погода

Газообразные внешние слои ледяных гигантов имеют несколько сходств с газовыми гигантами. К ним относятся долгоживущие, высокоскоростные экваториальные ветры, полярные вихри , крупномасштабные схемы циркуляции и сложные химические процессы, вызванные ультрафиолетовым излучением сверху и смешиванием с нижней атмосферой. [2]

Изучение атмосферных моделей ледяных гигантов также дает представление об атмосферной физике . Их состав способствует различным химическим процессам , и они получают гораздо меньше солнечного света на своих далеких орбитах, чем любые другие планеты в Солнечной системе (увеличивая значимость внутреннего нагрева для погодных условий). [2]

Самая большая видимая особенность на Нептуне — это повторяющееся Большое темное пятно . Оно образуется и рассеивается каждые несколько лет, в отличие от Большого красного пятна Юпитера такого же размера , которое сохраняется на протяжении столетий. Из всех известных гигантских планет в Солнечной системе Нептун излучает больше всего внутреннего тепла на единицу поглощенного солнечного света, соотношение приблизительно 2,6. Сатурн , следующий по величине излучатель, имеет соотношение только около 1,8. Уран излучает меньше всего тепла, в десять раз меньше, чем Нептун. Предполагается, что это может быть связано с его экстремальным наклоном оси в 98˚ . Это приводит к тому, что его сезонные закономерности сильно отличаются от закономерностей любой другой планеты в Солнечной системе. [2]

До сих пор нет полных моделей, объясняющих атмосферные особенности, наблюдаемые у ледяных гигантов. [2] Понимание этих особенностей поможет выяснить, как в целом функционируют атмосферы гигантских планет. [2] Следовательно, такие знания могут помочь ученым лучше предсказывать структуру атмосферы и поведение гигантских экзопланет, обнаруженных очень близко к своим звездам-хозяевам ( пегасийские планеты ), и экзопланет с массами и радиусами между массами и радиусами гигантских и земных планет, обнаруженных в Солнечной системе. [2]

Интерьер

Из-за их больших размеров и низкой теплопроводности давление внутри планет достигает нескольких сотен ГПа, а температура — нескольких тысяч кельвинов (К). [14]

В марте 2012 года было обнаружено, что сжимаемость воды, используемая в моделях ледяных гигантов, может быть на одну треть меньше. [15] Это значение важно для моделирования ледяных гигантов и оказывает волновой эффект на их понимание. [15]

Магнитные поля

Магнитные поля Урана и Нептуна необычно смещены и наклонены. [16] Их напряженность поля занимает промежуточное положение между полями газовых гигантов и планет земной группы, составляя 50 и 25 раз больше, чем у Земли, соответственно. Экваториальная напряженность магнитного поля Урана и Нептуна составляет соответственно 75 и 45 процентов от 0,305 гаусса Земли. [16] Считается, что их магнитные поля возникают в ионизированной конвективной жидко-ледяной мантии. [16]

Посещение космического корабля

Прошлое

Предложения

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. (2021). "Рост Юпитера: Формирование в дисках газа и твердых тел и эволюция до современной эпохи". Icarus . 355 : 114087. arXiv : 2009.05575 . Bibcode :2021Icar..35514087D. doi :10.1016/j.icarus.2020.114087. S2CID  221654962.
  2. ^ abcdefghijklm Хофштадтер, Марк (2011). «Атмосферы ледяных гигантов, Урана и Нептуна» (PDF) . Белая книга для Планетарного научного десятилетнего обзора . Национальный исследовательский совет США : 1–2 . Получено 18 января 2015 г. .
  3. ^ "Газовый гигант". Исторический словарь научной фантастики .
  4. ^ ab Marley, Mark (2 апреля 2019 г.). «Не ледяное сердце». Планетарное общество .
  5. ^ Бова, Бен, ред. (1971). Множество миров научной фантастики . Нью-Йорк: EP Dutton . ISBN 978-0-525-34550-3.
  6. ^ Данн, Джеймс А.; Берджесс, Эрик (1978). Путешествие Маринера 10: Миссия к Венере и Меркурию (PDF) . Отдел научно-технической информации, Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства. OCLC  3543300.
  7. ^ Molaverdikhani, Karan (2019). «От холодных к горячим облученным газообразным экзопланетам: к схеме классификации на основе наблюдений». The Astrophysical Journal . 873 (1): 32. arXiv : 1809.09629 . Bibcode :2019ApJ...873...32M. doi : 10.3847/1538-4357/aafda8 . S2CID  119357572.
  8. ^ Lissauer, JJ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). «Модели роста Юпитера, включающие тепловые и гидродинамические ограничения». Icarus . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode :2009Icar..199..338L. doi :10.1016/j.icarus.2008.10.004. S2CID  18964068.
  9. ^ ab D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (декабрь 2010 г.). "Giant Planet Formation". В Seager, Sara (ред.). Exoplanets . University of Arizona Press. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Bibcode :2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  10. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Кретке, Кэтрин А.; Дункан, Мартин Дж. (2015). «Выращивание газовых гигантских планет путем постепенного накопления гальки». Nature . 524 (7565): 322–324. arXiv : 1510.02094 . Bibcode :2015Natur.524..322L. doi :10.1038/nature14675. PMID  26289203. S2CID  4458098.
  11. ^ abcdefghi Boss, Alan P. (декабрь 2003 г.). «Быстрое формирование внешних гигантских планет из-за нестабильности диска». The Astrophysical Journal . 599 (1): 577–581. Bibcode :2003ApJ...599..577B. doi : 10.1086/379163 . ISSN  0004-637X., §1–2
  12. ^ "NASA завершает изучение концепций будущей миссии "Ледяной гигант"". Лаборатория реактивного движения NASA (JPL) . 20 июня 2017 г.
  13. ^ Ре, Ким; Хофштадтер, Марк; Эллиотт, Джон; Саймон, Эми (24 апреля 2017 г.). О ледяных гигантах; резюме исследований за десятилетие. Генеральная ассамблея EGU 2017 г. Лаборатория реактивного движения NASA (JPL) . Вена, Австрия. hdl :2014/47839.
  14. ^ ab Nellis, William (27 февраля 2012 г.). «Видение глубин ледяных гигантских планет». Physics . 5 (25): 25. Bibcode :2012PhyOJ...5...25N. doi : 10.1103/Physics.5.25 . ISSN  1943-2879.
  15. ^ ab "Внутренности ледяных гигантских планет". Журнал Astrobiology . 23 марта 2012 г. Архивировано из оригинала 2012-05-03.{{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
  16. ^ abc Томас, Константин (1994). «Природа и происхождение магнитных полей». evildrganymede.net .
  17. ^ Кристоф, Бруно; Спилкер, LJ; Андерсон, доктор медицинских наук; Андре, Н.; Асмар, Юго-Запад; Орну, Дж.; Банфилд, Д.; Баруччи, А.; Бертолами, О.; Бингэм, Р.; Браун, П; Чеккони, Б.; Корти, Ж.-М.; Диттус, Х.; Флетчер, Л.Н.; Фулон, Б.; Франциско, Ф.; Гил, PJS; Глассмайер, К.Х.; Гранди, В.; Хансен, К.; Хелберт, Дж.; Хеллед, Р.; Хуссманн, Х.; Ламин, Б.; Ламмерцаль, К.; Лами, Л.; Лехук, Р.; Ленуар, Б.; Леви, А.; Ортон, Г.; Парамос, Дж.; Понси, Дж.; Постберг, Ф.; Прогребенко С.В.; Рех, КР; Рейно, С.; Роберт, К.; Самайн, Э.; Саур, Дж.; Саянаги, К.М.; Шмитц, Н.; Селиг, Х.; Соль, Ф.; Шпилькер, ТР; Срама, Р. ; Стефан, К.; Тубул, П.; Вольф, П. (8 июля 2012 г.). "OSS (Внешняя Солнечная система): фундаментальная и планетарная физическая миссия к Нептуну, Тритону и поясу Койпера" (PDF) . Экспериментальная астрономия . 34 (2). Springer: 203–242. arXiv : 1106.0132 . Bibcode :2012ExA....34..203C. doi :10.1007/s10686-012-9309-y. S2CID  55295857. Архивировано из оригинала (PDF) 26 мая 2019 г. Получено 26 мая 2019 г. – через UCLA Simulated Planetary Interiors Lab.

Внешние ссылки

Найдите информацию о ледяном гиганте в Викисловаре, бесплатном словаре.