Гидродинамический побег

Метод, посредством которого атомы атмосферы планеты выбрасываются в космос

Схема гидродинамического выхода. Энергия солнечного излучения откладывается в тонкой оболочке. Эта энергия нагревает атмосферу, которая затем начинает расширяться. Это расширение продолжается в вакууме космоса, ускоряясь по мере продвижения, пока не выйдет.

В науке об атмосфере гидродинамический выброс относится к механизму теплового выброса из атмосферы , который может привести к выбросу более тяжелых атомов из планетарной атмосферы посредством многочисленных столкновений с более легкими атомами.

Описание

Гидродинамический выброс происходит, если происходит сильный термически обусловленный атмосферный выброс легких атомов, которые посредством эффектов сопротивления (столкновений) также выталкивают более тяжелые атомы. ^[1] Самый тяжелый вид атома, который может быть удален таким образом, называется кроссоверной массой. ^[2]

Для поддержания значительного гидродинамического выхода требуется большой источник энергии на определенной высоте. Мягкое рентгеновское или экстремальное ультрафиолетовое излучение, передача импульса от ударяющихся метеороидов или астероидов или поступление тепла от процессов планетарной аккреции ^[3] могут обеспечить необходимую энергию для гидродинамического выхода.

Расчеты

Оценка скорости гидродинамического убегания важна при анализе как истории, так и текущего состояния атмосферы планеты. В 1981 году Уотсон и др. опубликовали ^[4] расчеты, описывающие энергетически ограниченный убег, где вся поступающая энергия уравновешивается убегом в космос. Недавние численные моделирования на экзопланетах показали, что этот расчет переоценивает гидродинамический поток в 20–100 раз. ^[30] Однако, как особый случай и приближение верхнего предела для атмосферного убегания, стоит отметить здесь.

Гидродинамический поток убегания ( Φ , [м ^-2 с ^-1 ]) при ограниченном по энергии убегании можно рассчитать, предположив (1) атмосферу, состоящую из невязкого , (2) газа с постоянным молекулярным весом, с (3) изотропным давлением, (4) фиксированной температурой , (5) идеальным поглощением экстремального ультрафиолета (XUV), и что (6) давление уменьшается до нуля по мере увеличения расстояния от планеты. ^[4]

${\displaystyle \Phi ={\frac {F_{\mathrm {XUV} }R_{p}R_{\mathrm {XUV} }^{2}}{GM_{p}}}}$

где (в единицах СИ ):

• F _XUV - поток фотонов [Дж м ^-2 с ^-1 ] на интересующих длинах волн,
• R _p — радиус планеты [м],
• G - гравитационная постоянная [мс ^-2 ],
• M _p — масса планеты [кг],
• R _XUV — эффективный радиус, где происходит поглощение XUV-излучения [м].

На протяжении многих лет предлагались поправки к этой модели, учитывающие полость Роша планеты и эффективность поглощения потока фотонов. ^{[5] [6] [7]}

Однако по мере улучшения вычислительной мощности появились все более сложные модели, включающие перенос излучения , фотохимию и гидродинамику , которые обеспечивают более точные оценки гидродинамического выхода. ^[8]

Фракционирование изотопов как доказательство

Среднеквадратичная тепловая скорость ( v _th ) атомного вида равна

${\displaystyle v_{\mathrm {th} }={\sqrt {\frac {3kT}{m}}}}$

где k — постоянная Больцмана , T — температура, а m — масса вида. Более легкие молекулы или атомы будут, следовательно, двигаться быстрее, чем более тяжелые молекулы или атомы при той же температуре. Вот почему атомарный водород преимущественно покидает атмосферу, а также объясняет, почему соотношение более легких и более тяжелых изотопов атмосферных частиц может указывать на гидродинамическое покидание.

В частности, соотношение различных изотопов благородных газов ( ²⁰ Ne / ²² Ne, ³⁶ Ar / ³⁸ Ar, ^{78,80,82,83,86} Kr / ⁸⁴ Kr, ^{124,126,128,129,131,132,134,136} Xe / ¹³⁰ Xe) или изотопов водорода ( D /H) можно сравнить с солнечными уровнями, чтобы указать на вероятность гидродинамического выхода в атмосферной эволюции. Соотношения больше или меньше, чем на солнце или хондритах CI , которые используются в качестве заменителя солнца, указывают на то, что значительный гидродинамический выход произошел с момента образования планеты. Поскольку более легкие атомы предпочтительно выходят, мы ожидаем, что меньшие соотношения для изотопов благородных газов (или большее D / H) соответствуют большей вероятности гидродинамического выхода, как указано в таблице.

Сопоставление этих соотношений также может быть использовано для проверки или верификации вычислительных моделей, пытающихся описать эволюцию атмосферы. Этот метод также использовался для определения утечки кислорода относительно водорода в ранних атмосферах. ^[10]

Примеры

Экзопланеты , которые находятся очень близко к своей родительской звезде, такие как горячие юпитеры, могут испытывать значительный гидродинамический побег ^{[11] [12]} до точки, когда звезда «сжигает» свою атмосферу, после чего они перестают быть газовыми гигантами и остаются только с ядром, и в этот момент их можно назвать хтоническими планетами . Гидродинамический побег наблюдался для экзопланет, близких к их родительской звезде, включая горячие юпитеры HD 209458b . ^[13]

В течение звездной жизни солнечный поток может измениться. Молодые звезды производят больше EUV, и ранние протоатмосферы Земли , Марса и Венеры , вероятно, подверглись гидродинамическому вылету, что объясняет фракционирование изотопов благородных газов, присутствующее в их атмосферах. ^[14]

Ссылки

1. Ирвин, Патрик Г.Дж. (2006). Гигантские планеты нашей солнечной системы: введение. Birkhäuser. стр. 58. ISBN 3-540-31317-6. Получено 22 декабря 2009 г.
2. Хантен, Дональд М.; Пепин, Роберт О.; Уокер, Джеймс К. Г. (1987-03-01). «Фракционирование массы при гидродинамическом побеге». Icarus . 69 (3): 532–549. Bibcode :1987Icar...69..532H. doi :10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl : 2027.42/26796 . ISSN  0019-1035.
3. Патер, Имке Де; Джек Джонатан Лиссауэр (2001). Планетарные науки. Cambridge University Press . стр. 129. ISBN 0-521-48219-4.
4. Watson, Andrew J.; Donahue, Thomas M.; Walker, James CG (ноябрь 1981 г.). «Динамика быстро ускользающей атмосферы: применение к эволюции Земли и Венеры» (PDF) . Icarus . 48 (2): 150–166. Bibcode :1981Icar...48..150W. doi :10.1016/0019-1035(81)90101-9. hdl : 2027.42/24204 .
5. Erkaev, NV; Kulikov, Yu. N.; Lammer, H.; Selsis, F.; Langmayr, D.; Jaritz, GF; Biernat, HK (сентябрь 2007 г.). "Влияние полости Роша на атмосферные потери от "горячих юпитеров"". Astronomy & Astrophysics . 472 (1): 329–334. arXiv : astro-ph/0612729 . Bibcode :2007A&A...472..329E. doi : 10.1051/0004-6361:20066929 . ISSN  0004-6361.
6. Lecavelier des Etangs, A. (январь 2007 г.). «Диаграмма для определения состояния испарения внесолнечных планет». Astronomy & Astrophysics . 461 (3): 1185–1193. arXiv : astro-ph/0609744 . Bibcode :2007A&A...461.1185L. doi :10.1051/0004-6361:20065014. ISSN  0004-6361. S2CID  8532526.
7. Tian, ​​Feng; Güdel, Manuel; Johnstone, Colin P.; Lammer, Helmut; Luger, Rodrigo; Odert, Petra (апрель 2018 г.). «Потеря воды молодыми планетами». Space Science Reviews . 214 (3): 65. Bibcode : 2018SSRv..214...65T. doi : 10.1007/s11214-018-0490-9. ISSN  0038-6308. S2CID  126177273.
8. 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.
9. Пепин, Роберт О. (1991-07-01). «О происхождении и ранней эволюции атмосфер планет земного типа и летучих веществ метеоритов». Icarus . 92 (1): 2–79. Bibcode :1991Icar...92....2P. doi :10.1016/0019-1035(91)90036-S. ISSN  0019-1035.
10. Хантен, Дональд М.; Пепин, Роберт О.; Уокер, Джеймс К. Г. (1987-03-01). «Фракционирование массы при гидродинамическом побеге». Icarus . 69 (3): 532–549. Bibcode :1987Icar...69..532H. doi :10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl : 2027.42/26796 . ISSN  0019-1035.
11. Tian, ​​Feng; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; de Sterck, H. (10 марта 2005 г.). «Трансзвуковой гидродинамический побег водорода из внесолнечных планетарных атмосфер». The Astrophysical Journal . 621 (2): 1049–1060. Bibcode :2005ApJ...621.1049T. CiteSeerX 10.1.1.122.9085 . doi :10.1086/427204. S2CID  6475341. 
12. Swift, Damian C.; Eggert, Jon; Hicks, Damien G.; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle; Schwegler, Eric; Collins, Gilbert W. (2012). "Соотношения массы и радиуса для экзопланет". The Astrophysical Journal . 744 (1): 59. arXiv : 1001.4851 . Bibcode :2012ApJ...744...59S. doi :10.1088/0004-637X/744/1/59. S2CID  119219137.
13. Видаль-Маджар, А.; Дезерт, Ж.-М.; Лекавелье де Этанг, А.; Эбрар, 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». arXiv : astro-ph/0401457 . дои : 10.1086/383347 . {{cite journal}}: Цитировать журнал требует |journal=( помощь )
14. Gillmann, Cédric; Chassefière, Eric; Lognonné, Philippe (2009-09-15). «Последовательная картина раннего гидродинамического выхода атмосферы Венеры, объясняющая современные изотопные соотношения Ne и Ar и низкое содержание кислорода в атмосфере». Earth and Planetary Science Letters . 286 (3): 503–513. Bibcode : 2009E&PSL.286..503G. doi : 10.1016/j.epsl.2009.07.016. ISSN  0012-821X.