Ледяной гигант - Ice giant

Уран, сфотографированный космическим аппаратом " Вояджер-2" в январе 1986 года.
Нептун, сфотографированный космическим аппаратом " Вояджер-2" в августе 1989 года.

Льда гигантский является гигантской планета состоит в основном из элементов тяжелее водорода и гелия , такие как кислород , углерод , азот и сера . В Солнечной системе есть два ледяных гиганта : Уран и Нептун .

В астрофизике и планетологии термин «льды» относится к летучим химическим соединениям с температурой замерзания выше примерно 100  K , таким как вода , аммиак или метан , с температурами замерзания 273 K (0 ° C), 195 K (-78 ° C). C) и 91 K (-182 ° C) соответственно (см. Летучие вещества ). В 1990-х годах было определено, что Уран и Нептун представляют собой отдельный класс планет-гигантов, отдельный от других планет-гигантов, Юпитера и Сатурна . Их стали называть ледяными гигантами . Составляющие их соединения были твердыми телами, когда они были в основном включены в планеты во время их формирования либо непосредственно в форме льда, либо в ловушке водяного льда. Сегодня очень мало воды на Уране и Нептуне остается в форме льда. Вместо этого вода в основном существует в виде сверхкритической жидкости при температурах и давлениях внутри них. Уран и Нептун состоят только из 20% водорода и гелия по массе, по сравнению с газовыми гигантами Солнечной системы , Юпитером и Сатурном, которые на 90% состоят из водорода и гелия по массе.

Терминология

В 1952 году писатель-фантаст Джеймс Блиш ввел термин « газовый гигант», который использовался для обозначения больших планет неземной группы Солнечной системы . Однако с конца 1940-х годов состав Урана и Нептуна стал значительно отличаться от состава Юпитера и Сатурна . В основном они состоят из элементов тяжелее водорода и гелия , составляя в целом отдельный тип гигантских планет . Поскольку во время своего формирования Уран и Нептун включали свой материал в виде льда или газа, заключенного в водяной лед, вошел термин « ледяной гигант» . В начале 1970-х годов эта терминология стала популярной в сообществе научной фантастики, например, Bova (1971), но самое раннее научное использование терминологии, вероятно, было сделано Dunne & Burgess (1978) в отчете НАСА.

Формирование

Моделирование образования земных и газовых гигантов относительно прямолинейно и бесспорно . Считается, что планеты земной группы Солнечной системы образовались в результате столкновения планетезималей внутри протопланетного диска . В газовых гиганты - Юпитер , Сатурн , и их внесолнечных встречные планеты- , как полагает, образуются твердые ядрами около 10 масс Земли ( M 🜨 ) через тот же процесс, в то время как аккрецирующие газовые оболочки из окружающей солнечной туманности в течение нескольких до нескольких миллионов лет (млн лет назад ), хотя недавно были предложены альтернативные модели формирования ядра, основанные на аккреции гальки . Вместо этого некоторые внесолнечные планеты-гиганты могли образоваться из-за нестабильности гравитационного диска.

Образование Урана и Нептуна в результате аналогичного процесса аккреции ядра гораздо более проблематично. Скорость убегания малых протопланет примерно в 20 астрономических единицах (а.е.) от центра Солнечной системы была бы сопоставима с их относительными скоростями . Такие тела, пересекающие орбиты Сатурна или Юпитера, могли быть отправлены по гиперболическим траекториям, выбрасывая их из системы. Такие тела, захваченные газовыми гигантами, скорее всего, просто аккрецировались на более крупные планеты или были выброшены на кометные орбиты.

Несмотря на проблемы с моделированием их образования, многие кандидаты в ледяные гиганты наблюдались на орбите других звезд с 2004 года. Это указывает на то, что они могут быть обычными в Млечном Пути .

Миграция

Принимая во внимание орбитальные проблемы протопланет на расстоянии 20 а.е. или более от центра Солнечной системы, простое решение состоит в том, что ледяные гиганты сформировались между орбитами Юпитера и Сатурна, прежде чем гравитационно рассеяться на их теперь более далекие орбиты.

Нестабильность диска

Гравитационная нестабильность протопланетного диска может также привести к появлению нескольких протопланет газовых гигантов на расстояниях до 30 а.е. Области немного более высокой плотности в диске могут привести к образованию сгустков, которые в конечном итоге схлопнутся до планетарной плотности. Диск даже с предельной гравитационной нестабильностью может дать протопланеты от 10 до 30 а.е. за тысячу лет (тыс. Лет назад). Это намного короче, чем 100 000–1 000 000 лет, необходимых для образования протопланет за счет аккреции ядра облака, и может сделать его жизнеспособным даже в самых короткоживущих дисках, которые существуют всего несколько миллионов лет.

Проблема с этой моделью заключается в том, чтобы определить, что поддерживало стабильность диска до возникновения нестабильности. Существует несколько возможных механизмов возникновения гравитационной нестабильности во время эволюции диска. Близкое столкновение с другой протозвездой может создать гравитационный толчок для стабильного диска. 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 срастаться с веществом, вызывая относительно короткие периоды маргинальной гравитационной нестабильности и всплески накопления массы, за которыми следуют периоды, когда поверхностная плотность падает ниже того, что требуется для поддержания нестабильности.

Фотоиспарение

Наблюдения photoevaporation из протопланетных дисков в Orion Трапеции кластера по крайней ультрафиолетовой (ВУФ) излучение , испускаемое & thetas ; 1 Ориона С предлагает другой возможный механизм формирования ледяных гигантов. Протопланеты - газовые гиганты с множественными массами Юпитера могли быстро сформироваться из-за нестабильности диска, прежде чем большая часть их водородных оболочек была снята интенсивным EUV-излучением ближайшей массивной звезды.

В туманности Киля потоки EUV примерно в 100 раз выше, чем в туманности Ориона Трапеции . Протопланетные диски присутствуют в обеих туманностях. Более высокие потоки EUV делают это еще более вероятным для образования ледяных гигантов. Более сильный EUV увеличит удаление газовых оболочек с протопланет, прежде чем они смогут схлопнуться в достаточной степени, чтобы противостоять дальнейшей потере.

Характеристики

Эти визитки иллюстрируют внутренние модели планет-гигантов. В ядро планеты газовых гигантов Юпитера и Сатурна накладываются друг на друга глубоким слоем металлического водорода , в то время как накидки ледяных гигантов Уран и Нептун состоят из тяжелых элементов.

Ледяные гиганты представляют собой одну из двух принципиально разных категорий планет-гигантов, присутствующих в Солнечной системе , а другая группа - это более известные газовые гиганты , которые на более чем 90% состоят из водорода и гелия (по массе). Считается, что их водород простирается вплоть до их небольших скалистых ядер, где молекулярный ион водорода переходит в металлический водород под экстремальным давлением в сотни гигапаскалей (ГПа).

Ледяные гиганты в основном состоят из более тяжелых элементов . Основываясь на изобилии элементов во Вселенной , наиболее вероятны кислород , углерод , азот и сера . Хотя у ледяных гигантов тоже есть водородные оболочки , они намного меньше. На их долю приходится менее 20% их массы. Их водород также никогда не достигает глубины, необходимой для создания металлического водорода под давлением. Тем не менее, эти оболочки ограничивают возможность наблюдения за внутренностями ледяных гигантов и, следовательно, информации об их составе и эволюции.

Хотя Уран и Нептун называют планетами-ледяными гигантами, считается, что под их облаками находится сверхкритический водный океан, который составляет около двух третей их общей массы.

Атмосфера и погода

Внешние газовые слои ледяных гигантов во многом похожи на слои газовых гигантов. К ним относятся долгоживущие высокоскоростные экваториальные ветры, полярные вихри , крупномасштабные модели циркуляции и сложные химические процессы, вызываемые ультрафиолетовым излучением сверху и смешивающимся с нижними слоями атмосферы.

Изучение атмосферной структуры ледяных гигантов также дает представление о физике атмосферы . Их состав способствует различным химическим процессам, и они получают гораздо меньше солнечного света на своих далеких орбитах, чем любые другие планеты Солнечной системы (что увеличивает влияние внутреннего нагрева на погодные условия).

Самая большая видимая особенность Нептуна - повторяющееся Большое темное пятно . Он образует и рассеивает каждые несколько лет, в отличие от аналогичного размера Большого Красного Пятна на Юпитере , которое сохранялось на протяжении многих веков. Из всех известных планет-гигантов в Солнечной системе Нептун излучает больше всего внутреннего тепла на единицу поглощенного солнечного света в соотношении примерно 2,6. Сатурн , следующий по величине излучатель, имеет коэффициент около 1,8. Уран излучает меньше всего тепла, в десять раз меньше, чем Нептун. Предполагается, что это может быть связано с его экстремальным осевым наклоном 98 ° . Это приводит к тому, что его сезонные модели сильно отличаются от таковых на любой другой планете Солнечной системы.

До сих пор нет полных моделей, объясняющих особенности атмосферы, наблюдаемые у ледяных гигантов. Понимание этих особенностей поможет выяснить, как в целом функционируют атмосферы планет-гигантов. Следовательно, такие идеи могут помочь ученым лучше предсказать структуру атмосферы и поведение гигантских экзопланет, которые, как было обнаружено, очень близки к их родительским звездам ( пегазовые планеты ), и экзопланеты с массой и радиусом между планетами-гигантами и планетами земной группы, обнаруженными в Солнечной системе.

Интерьер

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

В марте 2012 года было обнаружено, что сжимаемость воды, используемая в моделях ледяных гигантов, может быть на треть меньше. Это значение важно для моделирования ледяных гигантов и имеет волновой эффект при их понимании.

Магнитные поля

Магнитные поля Урана и Нептуна необычно смещены и наклонены. Их напряженность поля является промежуточной между полями газовых гигантов и планет земной группы, в 50 и 25 раз больше, чем у Земли, соответственно. Напряженность экваториального магнитного поля Урана и Нептуна составляет соответственно 75 процентов и 45 процентов от земных 0,305 гаусс. Считается, что их магнитные поля возникают в ионизированной конвектирующей жидко-ледяной мантии.

Посещение космического корабля

прошлый

Предложения

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m Хофштадтер, Марк (2011), «Атмосферы ледяных гигантов, Урана и Нептуна» , Белая книга для декадного обзора планетарной науки , Национальный исследовательский совет США , стр. 1–2 , проверено 18 января 2015 г.
  2. ^ Цитаты из научной фантастики, Цитаты для газового гиганта n.
  3. ^ a b Марк Марли, «Не ледяное сердце», Планетарное общество , 2 апреля 2019 г. читать
  4. ^ Бова, Б. 1971, Множество миров научной фантастики (Бостон, Массачусетс: EP Dutton)
  5. Джеймс А. Данн и Эрик Берджесс, Путешествие Маринера 10: Миссия к Венере и Меркурию , Отдел научно-технической информации, Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, 1978, 224 страницы, стр. 2. читать
  6. ^ Molaverdikhani, Каран (2019). «От холодных к горячим облученным газообразным экзопланетам: к схеме классификации на основе наблюдений». Астрофизический журнал . 873 (1): 32. arXiv : 1809.09629 . Bibcode : 2019ApJ ... 873 ... 32М . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aafda8 . S2CID  119357572 .
  7. ^ Лиссауэр, JJ; Hubickyj, O .; D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode : 2009Icar..199..338L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.10.004 . S2CID  18964068 .
  8. ^ a b Д'Анджело, Дженнаро; Дурисен, Ричард Х .; Лиссауэр, Джек Дж. (Декабрь 2010 г.). «Формирование планеты-гиганта». В Сигере, Сара (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Press. С. 319–346. arXiv : 1006,5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D . ISBN 978-0-8165-2945-2.
  9. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Кретке, Катерина А .; Дункан, Мартин Дж. (2015). «Выращивание планет газовых гигантов путем постепенного накопления гальки». Природа . 524 (7565): 322–324. arXiv : 1510.02094 . Bibcode : 2015Natur.524..322L . DOI : 10,1038 / природа14675 . PMID  26289203 . S2CID  4458098 .
  10. ^ a b c d e f g h i Босс, Алан П. (декабрь 2003 г.). «Быстрое образование внешних планет-гигантов из-за дисковой нестабильности» . Астрофизический журнал . 599 (1): 577–581. Bibcode : 2003ApJ ... 599..577B . DOI : 10.1086 / 379163 ., §1–2
  11. НАСА завершает исследование концепций будущих миссий «Ледяного гиганта» . НАСА ТВ . 20 июня 2017.
  12. ^ [ https://www.lpi.usra.edu/icegiants/mission_study/IceGiants_EGUPresentation_2017_04_24.pdf К ледяным гигантам]. (PDF) Резюме исследования до десятилетия. НАСА. Представлено в Европейском геофизическом союзе 24 апреля 2017 г.
  13. ^ a b Неллис, Уильям (февраль 2012 г.). "Точка зрения: видение глубоко внутри ледяных гигантских планет" . Физика . 5 (25). Bibcode : 2012PhyOJ ... 5 ... 25N . DOI : 10.1103 / Physics.5.25 .
  14. ^ a b «Полный архив пресс-релиза по астробиологии, эксклюзивные новости, сводки новостей» .
  15. ^ a b c «Природа и происхождение магнитных полей» .
  16. ^ Кристоф, Бруно; Spilker, LJ; Андерсон, JD; André, N .; Asmar, SW; Aurnou, J .; Banfield, D .; Barucci, A .; Bertolami, O .; Bingham, R .; Браун, P; Cecconi, B .; Courty, J.-M .; Dittus, H .; Флетчер, LN; Foulon, B .; Francisco, F .; Гил, PJS; Глассмайер, К. Х .; Гранди, В .; Hansen, C .; Helbert, J .; Helled, R .; Hussmann, H .; Lamine, B .; Lämmerzahl, C .; Lamy, L .; Lehoucq, R .; Ленуар, Б .; Леви, А .; Orton, G .; Páramos, J .; Понси, Дж .; Постберг, Ф .; Прогребенко, С.В.; Reh, KR; Reynaud, S .; Роберт, С .; Samain, E .; Саур, Дж; Саянаги, КМ; Schmitz, N .; Selig, H .; Sohl, F .; Spilker, TR; Srama, R .; Стефан, К .; Touboul, P .; Вольф, П. (8 июля 2012 г.). «OSS (Внешняя Солнечная система): фундаментальная и планетарная физическая миссия к Нептуну, Тритону и поясу Койпера» (PDF) . Экспериментальная астрономия . Springer. 34 (2): 203–242. arXiv : 1106.0132 . Bibcode : 2012ExA .... 34..203C . DOI : 10.1007 / s10686-012-9309-у . S2CID  55295857 - через Лабораторию моделирования интерьеров планет Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе.

внешние ссылки