Ledový obr - Ice giant

Tento článek je o typu planety. Pro jiná použití, vidět Ledový obr (disambiguation) .
Uran vyfotografován Voyagerem 2 v lednu 1986
Neptun fotografoval Voyager 2 v srpnu 1989

Led obří je obří planeta skládá hlavně z prvků těžších než vodík a hélium , jako je například kyslík , uhlík , dusík a síru . Ve sluneční soustavě jsou dva ledoví obři : Uran a Neptun .

V astrofyzice a planetární vědě termín „led“ označuje těkavé chemické sloučeniny s body tuhnutí nad asi 100  K , jako je voda , čpavek nebo metan , s body tuhnutí 273 K (0 ° C), 195 K (-78 ° C), respektive 91 K (-182 ° C) (viz Těkavé látky ). V 90. letech bylo zjištěno, že Uran a Neptun jsou odlišnou třídou obřích planet, oddělených od ostatních obřích planet, Jupitera a Saturnu . Stali se známými jako ledoví obři . Jejich sloučeninami byly pevné látky, když byly primárně začleněny do planet během jejich vzniku, a to buď přímo ve formě ledů, nebo uvězněny ve vodním ledu. Dnes velmi málo vody v Uranu a Neptunu zůstává ve formě ledu. Místo toho voda primárně existuje jako nadkritická tekutina při teplotách a tlacích v nich. Uran a Neptun se skládají pouze z asi 20% hmotnostních vodíku a helia ve srovnání s plynovými obry Sluneční soustavy , Jupiterem a Saturnem, což je více než 90% hmotnostních vodíku a helia.

Terminologie

V roce 1952, sci-fi spisovatel James Blish razil termín plynného obra a byl používán se odkazovat na velký non terestrické planety ze sluneční soustavy . Od konce čtyřicátých let minulého století se však kompozice Uranu a Neptunu výrazně lišily od skladeb Jupitera a Saturnu . Jsou primárně složeny z prvků těžších než vodík a helium , což dohromady tvoří samostatný typ obří planety . Protože během svého vzniku Uran a Neptun začlenili svůj materiál buď jako led nebo plyn uvězněný ve vodním ledu, začal se používat termín ledový obr . Na začátku 70. let se terminologie stala populární v komunitě sci -fi, např. Bova (1971), ale nejstarší vědecké použití terminologie bylo pravděpodobně Dunne & Burgess (1978) ve zprávě NASA.

Formace

Modelování formování pozemských a plynových obrů je relativně jednoduché a nekontroverzní . Terestrické planety sluneční soustavy jsou široce chápány tak, že vznikly kolizní akumulací planetesimálů v protoplanetárním disku . Na obři plynu - Jupiter , Saturn a jejich extrasolar protějšek planety, se předpokládá, že se vytvořily pevné jádra přibližně 10 hmotností Země ( M 🜨 ) stejným postupem, zatímco akreci plynné obálky z okolního sluneční mlhoviny v průběhu několika až několik milionů let ( Ma ), přestože nedávno byly navrženy alternativní modely tvorby jádra založené na oblázkové narůstání . Některé extrasolární obří planety se místo toho mohly vytvořit nestabilitou gravitačního disku.

Formování Uranu a Neptunu podobným procesem akrečního jádra je mnohem problematičtější. Kosmická rychlost pro malé protoplanets asi 20 astronomických jednotek (AU) od středu Sluneční soustavy by byl srovnatelný s jejich relativní rychlosti . Taková tělesa překračující dráhy Saturnu nebo Jupitera by mohla být vyslána na hyperbolické dráhy, která by je vysunula ze systému. Taková těla, která byla smetena plynovými obry, by se také pravděpodobně jen dostala na větší planety nebo vrhla na oběžné dráhy.

Navzdory problémům při modelování jejich vzniku bylo od roku 2004 pozorováno mnoho kandidátů ledových obrů obíhajících kolem jiných hvězd. To naznačuje, že mohou být běžní v Mléčné dráze .

Migrace

Když vezmeme v úvahu orbitální výzvy protoplanet 20 AU nebo více ze středu sluneční soustavy, jednoduché řešení je, že ledoví obři se vytvořili mezi oběžnými drahami Jupitera a Saturnu, než byli gravitačně rozptýleni ven na své nyní vzdálenější oběžné dráhy.

Nestabilita disku

Gravitační nestabilita protoplanetárního disku by také mohla produkovat několik plynných obřích protoplanet až do vzdálenosti až 30 AU. Regiony s mírně vyšší hustotou na disku by mohly vést ke vzniku shluků, které se nakonec zhroutí na planetární hustoty. Disk s dokonce okrajovou gravitační nestabilitou by mohl poskytnout protoplanety mezi 10 a 30 AU za více než tisíc let (ka). To je mnohem kratší než 100 000 až 1 000 000 let potřebných k produkci protoplanet prostřednictvím jádrové akrece cloudu a mohlo by to být životaschopné i na discích s nejkratší životností, které existují jen několik milionů let.

Problémem tohoto modelu je určení toho, co udržovalo disk před nestabilitou stabilní. Existuje několik možných mechanismů, které umožňují vývoj gravitace během vývoje disku. Blízké setkání s jiným protostarem by mohlo poskytnout gravitační kop na jinak stabilní disk. Disk vyvíjející se magneticky bude pravděpodobně mít magnetické mrtvé zóny kvůli různým stupňům ionizace , kde by se hmota pohybovaná magnetickými silami mohla hromadit a nakonec by se stala okrajově gravitačně nestabilní. Protoplanetární disk může jednoduše pomalu pomalu hromadit hmotu, což způsobuje relativně krátká období okrajové gravitační nestability a výboje hromadného sběru, po nichž následují období, kdy hustota povrchu klesá pod úroveň, která je k udržení nestability nutná.

Fotoevaporace

Pozorování photoevaporation z protoplanetárních disků v Trapez klastru Orion od extrémní ultrafialové (EUV) záření emitované t Vstup 1 Orionis C naznačuje další možný mechanismus pro tvorbu ledu obři. Vícenásobných Jupiter-masové plynové obří protoplanets mohl rychle vznikají v důsledku nestability disku před tím, než většinu svých vodíku obálek odstraněného intenzivní EUV záření z okolí hmotné hvězdy.

V mlhovině Carina jsou toky EUV přibližně 100krát vyšší než v mlhovině Orion v Trapeziu . V obou mlhovinách jsou přítomny protoplanetární disky. Vyšší toky EUV z něj činí ještě pravděpodobnější možnost vzniku ledových obrů. Silnější EUV by zvýšilo odstraňování plynových obálek z protoplanet, než by se mohly dostatečně zhroutit, aby odolaly další ztrátě.

Charakteristika

Tyto výřezy ilustrují interiérové ​​modely obřích planet. Tyto planetární jádra obrů plynu Jupiter a Saturn jsou překryty hlubokou vrstvou kovového vodíku , zatímco pláště z ledové obry Uran a Neptun jsou složeny z těžších prvků.

Ledoví obři představují jednu ze dvou zásadně odlišných kategorií obřích planet přítomných ve sluneční soustavě , druhou skupinou jsou známější plynní obři , kteří jsou složeni z více než 90% vodíku a hélia (podle hmotnosti). Předpokládá se, že jejich vodík sahá až do jejich malých skalnatých jader, kde molekulární ionty vodíku přecházejí pod extrémními tlaky stovek gigapascalů (GPa) na kovový vodík .

Ledoví obři se skládají především z těžších prvků . Na základě množství prvků ve vesmíru , kyslík , uhlík , dusík a síru , jsou s největší pravděpodobností. Přestože mají ledoví obři také vodíkové obaly , jsou tyto mnohem menší. Představují méně než 20% jejich hmotnosti. Jejich vodík také nikdy nedosáhne hloubek nezbytných pro tlak k vytvoření kovového vodíku. Tyto obálky nicméně omezují pozorování vnitřků ledových obrů, a tím i informace o jejich složení a vývoji.

Ačkoli jsou Uran a Neptun označovány jako ledové obří planety, má se za to, že se pod jejich mraky nachází superkritický vodní oceán, který tvoří asi dvě třetiny jejich celkové hmotnosti.

Atmosféra a počasí

Plynné vnější vrstvy ledových obrů mají několik podobností s těmi plynných. Patří sem dlouhověké, vysokorychlostní rovníkové větry, polární víry , rozsáhlé cirkulační vzorce a složité chemické procesy poháněné ultrafialovým zářením shora a mísením s nižší atmosférou.

Studium atmosférického vzorce ledových obrů také poskytuje pohled na atmosférickou fyziku . Jejich složení podporuje různé chemické procesy a na jejich vzdálené oběžné dráhy je přijímáno mnohem méně slunečního světla než na jakékoli jiné planety sluneční soustavy (což zvyšuje relevanci vnitřního ohřevu na povětrnostní vzorce).

Největší viditelnou vlastností Neptunu je opakující se Velká temná skvrna . Tvoří a rozptyluje jednou za několik let, na rozdíl od podobné velikosti Velké rudé skvrny z Jupiteru , která přetrvávala po celá staletí. Ze všech známých obřích planet ve sluneční soustavě Neptun vydává nejvíce vnitřního tepla na jednotku absorbovaného slunečního světla, což je poměr přibližně 2,6. Saturn , další nejvyšší emitor, má pouze poměr asi 1,8. Uran vyzařuje nejméně tepla, o desetinu více než Neptun. Existuje podezření, že to může souviset s jeho extrémním 98˚ axiálním náklonem . To způsobí, že jeho sezónní vzorce jsou velmi odlišné od ostatních sezón ve sluneční soustavě.

Stále neexistují úplné modely vysvětlující atmosférické rysy pozorované v ledových obrech. Pochopení těchto vlastností pomůže objasnit, jak obecně fungují atmosféry obřích planet. V důsledku toho by takové poznatky mohly vědcům pomoci lépe předvídat atmosférickou strukturu a chování obřích exoplanet, u nichž bylo zjištěno, že jsou velmi blízko jejich hostitelských hvězd ( pegasských planet ) a exoplanet s hmotami a poloměry mezi obřími a pozemskými planetami nacházejícími se ve sluneční soustavě.

Interiér

Vzhledem ke svým velkým rozměrům a nízké tepelné vodivosti se planetární vnitřní tlaky pohybují až do několika stovek GPa a teplot několik tisíc kelvinů (K).

V březnu 2012 bylo zjištěno, že stlačitelnost vody používané v modelech ledových obrů by mohla být vypnuta o jednu třetinu. Tato hodnota je důležitá pro modelování ledových obrů a má zvlněný efekt na jejich porozumění.

Magnetické pole

Magnetická pole Uranu a Neptunu jsou neobvykle posunuta a nakloněna. Jejich intenzita pole je střední mezi sílou plynných obrů a pozemských planet, což je 50krát a 25krát více než u pozemských planet. Síly rovníkového magnetického pole Uranu a Neptunu jsou 75 procent, respektive 45 procent zemského 0,305 gaussu. Předpokládá se, že jejich magnetická pole pocházejí z ionizovaného konvekčního pláště tekutého ledu.

Návštěva kosmické lodi

Minulý

Návrhy

Viz také

Reference

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m Hofstadter, Mark (2011), „The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptun“ , White Paper for the Planetary Science Decadal Survey , US National Research Council , pp. 1–2 , vyvoláno 18. ledna 2015
  2. ^ Citace sci -fi, citace pro plynného obra č.
  3. ^ a b Mark Marley, „Not a Heart of Ice“, The Planetary Society , 2. dubna 2019. číst
  4. ^ Bova, B. 1971, Mnoho světů sci -fi (Boston, MA: EP Dutton)
  5. ^ James A. Dunne a Eric Burgess, The Voyage of Mariner 10: Mission to Venus and Mercury , Scientific and Technical Information Division, National Aeronautics and Space Administration, 1978, 224 stran, page 2. read
  6. ^ Molaverdikhani, Karan (2019). „Od chladných po horké ozářené plynné exoplanety: Směrem k klasifikačnímu schématu založenému na pozorování“. Astrofyzikální časopis . 873 (1): 32. arXiv : 1809.09629 . Bibcode : 2019ApJ ... 873 ... 32M . doi : 10,3847/1538-4357/aafda8 . S2CID  119357572 .
  7. ^ Lissauer, JJ; Hubický, O .; D'Angelo, G .; Bodenheimer, P. (2009). „Modely růstu Jupitera zahrnující tepelná a hydrodynamická omezení“. Ikarus . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode : 2009Icar..199..338L . doi : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . S2CID  18964068 .
  8. ^ a b D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H .; Lissauer, Jack J. (prosinec 2010). „Formace obří planety“. V Seager, Sara (ed.). Exoplanety . University of Arizona Press. s. 319–346. arXiv : 1006,5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D . ISBN 978-0-8165-2945-2.
  9. ^ Levison, Harold F .; Kretke, Katherine A .; Duncan, Martin J. (2015). „Pěstování plynných obřích planet postupným hromaděním oblázků“. Příroda . 524 (7565): 322–324. arXiv : 1510.02094 . Bibcode : 2015Natur.524..322L . doi : 10,1038/příroda14675 . PMID  26289203 . S2CID  4458098 .
  10. ^ a b c d e f g h i Boss, Alan P. (prosinec 2003). „Rychlá tvorba vnějších obřích planet nestabilitou disku“ . Astrofyzikální časopis . 599 (1): 577–581. Bibcode : 2003ApJ ... 599..577B . doi : 10,1086/379163 ., §1–2
  11. ^ NASA dokončuje studii o budoucích konceptech misí 'Ice Giant' . NASA TV . 20. června 2017.
  12. ^ [ https://www.lpi.usra.edu/icegiants/mission_study/IceGiants_EGUPresentation_2017_04_24.pdf On to the Ice Giants]. (PDF) Shrnutí studie před dekadou. NASA. Prezentováno v Evropské geofyzikální unii, 24. dubna 2017.
  13. ^ a b Nellis, William (únor 2012). „Pohled: Pohled hluboko do ledových obřích planet“ . Fyzika . 5 (25). Bibcode : 2012PhyOJ ... 5 ... 25N . doi : 10.1103/Fyzika.5.25 .
  14. ^ a b „Kompletní archiv pro astrobiologii, tisková zpráva, exkluzivní zprávy, zpravodajské zprávy“ .
  15. ^ a b c „Povaha a původ magnetických polí“ .
  16. ^ Christophe, Bruno; Spilker, LJ; Anderson, JD; André, N .; Asmar, SW; Aurnou, J .; Banfield, D .; Barucci, A .; Bertolami, O .; Bingham, R .; Brown, P; Cecconi, B .; Courty, J.-M .; Dittus, H .; Fletcher, LN; Foulon, B .; Francisco, F .; Gil, PJS; Glassmeier, KH; Grundy, W .; Hansen, C .; Helbert, J .; Helled, R .; Hussmann, H .; Lamine, B .; Lämmerzahl, C .; Lamy, L .; Lehoucq, R .; Lenoir, B .; Levy, A .; Orton, G .; Páramos, J .; Poncy, J .; Postberg, F .; Progrebenko, SV; Reh, KR; Reynaud, S .; Robert, C .; Samain, E .; Saur, J; Sayanagi, KM; Schmitz, N .; Selig, H .; Sohl, F .; Spilker, TR; Srama, R .; Stephan, K .; Touboul, P .; Wolf, P. (8. července 2012). „OSS (Vnější sluneční soustava): zásadní a planetární fyzikální mise do Neptunu, Tritonu a Kuiperova pásu“ (PDF) . Experimentální astronomie . Springer. 34 (2): 203–242. arXiv : 1106.0132 . Bibcode : 2012ExA .... 34..203C . doi : 10,1007/s10686-012-9309-y . S2CID  55295857 - prostřednictvím laboratoře simulovaných planetárních interiérů UCLA.

externí odkazy