Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Астроокеанография - это исследование океанов за пределами планеты Земля . В отличие от других планетных наук, таких как астробиология , астрохимия и планетная геология , она началась только после открытия подземных океанов на Титане Сатурна [1] и Ганимеде Юпитера . [2] Это поле остается спекулятивным до тех пор, пока дальнейшие миссии не достигнут океанов под слоем скал или льда лун. Существует множество теорий об океанах или даже океанских мирах небесных тел Солнечной системы.от океанов из алмаза в Нептуне до гигантского океана жидкого водорода, который может существовать под поверхностью Юпитера. [3] [4]

В начале своей геологической истории предполагается , что Марс и Венера имели большие водные океаны. Гипотеза об океане Марса предполагает, что почти треть поверхности Марса когда-то была покрыта водой, и неконтролируемый парниковый эффект, возможно, испарил глобальный океан Венеры. Такие соединения, как соли и аммиак, растворенные в воде, понижают ее точку замерзания, поэтому вода может существовать в больших количествах во внеземных средах в виде рассола или конвекционного льда . Неподтвержденные океаны предполагаются под поверхностью многих карликовых планет и естественных спутников; в частности, океан луны Европыпо оценкам, его объем более чем в два раза превышает объем воды на Земле. Считается, что планеты-гиганты Солнечной системы имеют жидкие атмосферные слои, состав которых еще не подтвержден. Океаны могут также существовать на экзопланетах и экзолунах , включая поверхностные океаны жидкой воды в околозвездной обитаемой зоне . Планеты в океане - это гипотетический тип планет, поверхность которых полностью покрыта жидкостью. [5] [6]

Астроокеанография тесно связана с астробиологией, поскольку ожидается, что в океанах будет больше шансов вместить простые формы жизни.

Внеземные водные океаны [ править ]

Дополнительная информация: Внеземная жидкая вода.
Представление художника о подповерхностном океане Энцелада подтверждено 3 апреля 2014 года. [7] [8]
Две модели состава Европы предсказывают наличие большого подповерхностного океана жидкой воды. Подобные модели были предложены и для других небесных тел Солнечной системы.

Планеты [ править ]

В газовые гиганты , Юпитер и Сатурн , как полагают, отсутствие поверхностей , а вместо этого имеют слой жидкого водорода ; однако их планетная геология изучена недостаточно. Была выдвинута гипотеза о возможности наличия у ледяных гигантов Урана и Нептуна горячей, сильно сжатой, сверхкритической воды под их толстой атмосферой. Хотя их состав до сих пор полностью не изучен, исследование Викторовича и Ингерсалла в 2006 г. исключило возможность существования такого водного «океана» на Нептуне [9], хотя некоторые исследования предполагают, что экзотические океаны жидких алмазоввозможны. [10]

Гипотеза океана Марса предполагает, что почти треть поверхности Марса когда-то была покрыта водой, хотя вода на Марсе больше не океаническая (большая часть ее находится в ледяных шапках ). Возможность продолжает изучаться вместе с причинами их очевидного исчезновения. Астрономы теперь думают, что на Венере могла быть жидкая вода и, возможно, океаны более 2 миллиардов лет. [11]

Естественные спутники [ править ]

Считается, что глобальный слой жидкой воды, достаточно толстый, чтобы отделить кору от мантии, присутствует на естественных спутниках Титане , Европе , Энцеладе и, с меньшей уверенностью, Каллисто , Ганимеде [12] [13] и Тритоне . [14] [15] магма океана , как полагают, присутствует на Ио . [16] Гейзеры были обнаружены на спутнике Сатурна Энцеладе , возможно, происходящем из океана примерно в 10 километрах (6,2 мили) под поверхностью ледяного панциря. [7] Другие ледяные лунымогут также иметь внутренние океаны или, возможно, когда-то были внутренние океаны, которые теперь замерзли. [17]

Считается, что на поверхности Титана присутствуют большие тела жидких углеводородов , хотя они недостаточно велики, чтобы считаться океанами, и иногда их называют озерами или морями. Космическая миссия « Кассини-Гюйгенс » первоначально обнаружила только то, что выглядело как высохшие дна озер и пустые речные каналы, предполагая, что Титан потерял те поверхностные жидкости, которые у него могли быть. Позднее облет Титана дал радиолокационные и инфракрасные изображения, которые показали ряд углеводородных озер в более холодных полярных регионах. Считается, что у Титана есть подземный океан жидкой воды подо льдом в дополнение к углеводородной смеси, которая формируется на его внешней коре.

Карликовые планеты и транснептуновые объекты [ править ]

Схема, показывающая возможное внутреннее строение Цереры

Церера, кажется, разделена на скалистое ядро и ледяную мантию и может содержать океан жидкой воды под своей поверхностью. [18] [19]

О более крупных транснептуновых объектах известно недостаточно, чтобы определить, являются ли они дифференцированными телами, способными поддерживать океаны, хотя модели радиоактивного распада предполагают, что у Плутона , [20] Эриды , Седны и Оркуса есть океаны под твердыми ледяными корками примерно от 100 до Толщина 180 км . [17] В июне 2020 года астрономы сообщили о доказательствах того, что карликовая планета Плутон могла иметь подповерхностный океан и, следовательно, могла быть обитаемой , когда она впервые была сформирована. [21] [22]

Внесолнечный [ править ]

Визуализация гипотетической большой внесолнечной луны с жидкими океанами на поверхности

Некоторые планеты и естественные спутники за пределами Солнечной системы, вероятно, имеют океаны, включая возможные планеты с водным океаном, подобные Земле в обитаемой зоне или «водно-жидком поясе». Однако обнаружение океанов даже с помощью метода спектроскопии , вероятно, чрезвычайно сложно и безрезультатно.

Теоретические модели использовались для предсказания с высокой вероятностью того , что обнаруженный транзитом GJ 1214 b состоит из экзотической формы льда VII , составляющей 75% его массы [23], что делает его планетой-океаном .

Другие возможные кандидаты просто предполагаются на основе их массы и положения в обитаемой зоне, включая планету, хотя на самом деле мало что известно об их составе. Некоторые ученые предполагают, что Кеплер-22b может быть планетой, похожей на океан. [24] Для Gliese 581 d были предложены модели, которые могут включать поверхностные океаны. Предполагается, что Gliese 436 b имеет океан «горячего льда». [25] Экзолуны, вращающиеся вокруг планет, особенно газовые гиганты в обитаемой зоне их родительской звезды, теоретически могут иметь поверхностные океаны.

Планеты земной группы будут приобретать воду во время аккреции, часть которой будет погребена в океане магмы, но большая часть перейдет в паровую атмосферу, а когда атмосфера остынет, она рухнет на поверхность, образуя океан. Также будет происходить дегазация воды из мантии по мере затвердевания магмы - это произойдет даже для планет с низким процентом их массы, состоящей из воды, поэтому «экзопланеты суперземли обычно будут производить водяные океаны в пределах от десятков до сотен». миллионов лет их последнего крупного аккреционного удара ". [26]

Жидкости, не связанные с водой [ править ]

Океаны, моря, озера и другие жидкие тела могут состоять из жидкостей, отличных от воды, например углеводородные озера на Титане . Возможность морей азота на Тритоне также рассматривалась, но исключалась. [27] Есть свидетельства того, что ледяные поверхности спутников Ганимеда , Каллисто , Европы , Титана и Энцелада представляют собой раковины, плавающие в океанах, состоящих из очень плотной жидкой воды или воды-аммиака. [28] [29] [30] [31] [32] Земли часто называют океана планеты , потому что 70% покрыта водой. [33][34] Внесолнечные планеты земной группы, которые находятся очень близко к своей родительской звезде, будут заблокированы приливом, и поэтому одна половина планеты будет океаном магмы. [35] Также возможно, что планеты земной группы имели океаны магмы в какой-то момент во время их формирования в результате гигантских ударов. [36] Горячие Нептуны, близкие к своей звезде, могут потерять свою атмосферу в результате гидродинамического ускользания , оставив после себя свои ядра с различными жидкостями на поверхности. [37] Там, где есть подходящие температуры и давления, летучие химические вещества, которые могут существовать в виде жидкостей в больших количествах на планетах, включают аммиак , аргон ,дисульфид углерода , этан , гидразин , водород , цианистый водород , сероводород , метан , неон , азот , оксид азота , фосфин , силан , серная кислота и вода . [38]

Сверхкритические жидкости, хотя и не являются жидкостями, имеют общие с жидкостями различные свойства. Предполагается, что под плотной атмосферой планет Урана и Нептуна эти планеты состоят из океанов горячих жидкостных смесей высокой плотности, состоящих из воды, аммиака и других летучих веществ. [39] Газообразные внешние слои Юпитера и Сатурна плавно переходят в океаны сверхкритического водорода . [40] [41] атмосфера Венеры составляет 96,5% диоксида углерода , который представляет собой жидкость в сверхкритическом состоянии на ее поверхности.

См. Также [ править ]

  • Внеземная жидкая вода
  • Список крупнейших озер и морей Солнечной системы

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Подземный океан Титана | Управление научной миссии" .
  2. ^ «НАСА обнаруживает подземный океан на самой большой луне Юпитера» .
  3. ^ «10 ошеломляющих океанов, которые существуют в космосе» . 3 апреля 2015 г.
  4. ^ "Причудливая жидкость внутри Юпитера? | Управление научной миссии" .
  5. ^ "Титан, вероятно, будет иметь огромный подземный океан | Умопомрачительная наука" . Mindblowingscience.com . Проверено 8 ноября 2012 .
  6. ^ "Океаноносные планеты: поиск внеземной жизни во всех нужных местах" . Sciencedaily.com . Проверено 8 ноября 2012 .
  7. ^ a b Платт, Джейн; Белл, Брайан (2014-04-03). «Космические активы НАСА обнаруживают океан внутри Луны Сатурна» . НАСА . Проверено 3 апреля 2014 .
  8. ^ Iess, L .; Стивенсон, диджей; Parisi, M .; Хемингуэй, Д .; и другие. (4 апреля 2014 г.). "Гравитационное поле и внутреннее строение Энцелада" (PDF) . Наука . 344 (6179): 78–80. Bibcode : 2014Sci ... 344 ... 78I . DOI : 10.1126 / science.1250551 . PMID 24700854 . S2CID 28990283 .   
  9. ^ Wiktorowicz, Sloane J .; Ингерсолл, Эндрю П. (2007). «Жидкие водные океаны в ледяных гигантах». Икар . 186 (2): 436–447. arXiv : astro-ph / 0609723 . Bibcode : 2007Icar..186..436W . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.09.003 . ISSN 0019-1035 . S2CID 7829260 .  
  10. ^ Сильвера, Isaac (2010). «Алмаз: расплавленный под давлением» (PDF) . Физика природы . 6 (1): 9–10. Bibcode : 2010NatPh ... 6 .... 9S . DOI : 10.1038 / nphys1491 . ISSN 1745-2473 .  
  11. ^ M. Way et al. "Была ли Венера первым обитаемым миром нашей Солнечной системы?" Письма о геофизических исследованиях, Vol. 43, выпуск 16, стр. 8376-8383.
  12. ^ Clavin, Уитни (1 мая 2014). "Ганимед-Май - гавань" клубного сэндвича "океанов и льда" . НАСА . Лаборатория реактивного движения . Проверено 1 мая 2014 .
  13. ^ Вэнс, Стив; Буффар, Матье; Шукрун, Матье; Сотина, Кристоф (12 апреля 2014 г.). «Внутренняя структура Ганимеда, включая термодинамику океанов сульфата магния в контакте со льдом». Планетарная и космическая наука . 96 : 62–70. Bibcode : 2014P & SS ... 96 ... 62V . DOI : 10.1016 / j.pss.2014.03.011 .
  14. ^ Маккиннон, Уильям Б .; Кирк, Рэндольф Л. (2007). «Тритон» . В Люси Энн Адамс Макфадден; Люси-Энн Адамс; Пол Роберт Вайсман; Торренс В. Джонсон (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Academic Press. С.  483–502 . ISBN 978-0-12-088589-3.
  15. ↑ Руис, Хавьер (декабрь 2003 г.). «Тепловой поток и глубина возможного внутреннего океана на Тритоне» (PDF) . Икар . 166 (2): 436–439. Bibcode : 2003Icar..166..436R . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.09.009 .
  16. ^ Хурана, KK; Цзя, X .; Кивельсон, MG; Nimmo, F .; Schubert, G .; Рассел, Коннектикут (12 мая 2011 г.). «Свидетельства глобального магматического океана в недрах Ио». Наука . 332 (6034): 1186–1189. Bibcode : 2011Sci ... 332.1186K . DOI : 10.1126 / science.1201425 . PMID 21566160 . S2CID 19389957 .  
  17. ^ a b Hussmann, Hauke; Сол, Франк; Спон, Тилман (ноябрь 2006 г.). «Подповерхностные океаны и глубокие недра средних размеров спутников внешних планет и крупных транснептуновых объектов» . Икар . 185 (1): 258–273. Bibcode : 2006Icar..185..258H . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.06.005 .
  18. ^ МакКорд, Томас Б. (2005). «Церера: эволюция и современное состояние» . Журнал геофизических исследований . 110 (E5): E05009. Bibcode : 2005JGRE..11005009M . DOI : 10.1029 / 2004JE002244 .
  19. ^ Кастильо-Rogez, JC; МакКорд, ТБ; Дэвис, AG (2007). «Церера: эволюция и современное состояние» (PDF) . Луна и планетология . XXXVIII : 2006–2007 . Проверено 25 июня 2009 .
  20. ^ "Внутренняя история" . pluto.jhuapl.edu - сайт миссии NASA New Horizons . Лаборатория прикладной физики Университета Джона Хопкинса. 2013. Архивировано из оригинального 13 ноября 2014 года . Проверено 2 августа 2013 года .
  21. ^ Rabie, Passant (22 июня 2020). «Новые данные указывают на кое-что странное и удивительное о Плутоне - результаты заставят ученых переосмыслить обитаемость объектов пояса Койпера» . Обратный . Проверено 23 июня 2020 .
  22. ^ Бирсон, Карвер; и другие. (22 июня 2020 г.). «Свидетельства горячего старта и раннего образования океана на Плутоне» . Природа Геонауки . 769 (7): 468–472. Bibcode : 2020NatGe..13..468B . DOI : 10.1038 / s41561-020-0595-0 . S2CID 219976751 . Проверено 23 июня 2020 . 
  23. ^ Агилар, Дэвид А. (2009-12-16). «Астрономы находят Супер-Землю, используя любительские готовые технологии» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . Проверено 23 января 2010 года .
  24. Перейти ↑ Mendez Torres, Abel (2011-12-08). «Последние новости об экзопланетах во время Первой научной конференции Кеплера» . Лаборатория планетарной обитаемости в UPR Arecibo .
  25. ↑ Фокс, Мэгги (16 мая 2007 г.). «Горячий« лед »может накрыть недавно открытую планету» . Рейтер . Проверено 18 мая 2012 года .
  26. ^ Элкинс-Tanton (2010). «Формирование океанов ранней воды на скалистых планетах». Астрофизика и космическая наука . 332 (2): 359–364. arXiv : 1011.2710 . Bibcode : 2011Ap и SS.332..359E . DOI : 10.1007 / s10509-010-0535-3 . S2CID 53476552 . 
  27. ^ Маккиннон, Уильям Б .; Кирк, Рэндольф Л. (2007). «Тритон» . В Люси Энн Адамс Макфадден; Люси-Энн Адамс; Пол Роберт Вайсман; Торренс В. Джонсон (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам; Бостон: Academic Press. п. 485 . ISBN 978-0-12-088589-3.
  28. ^ Coustenis, A .; Lunine, J .; Lebreton, J .; Matson, D .; и другие. (2008). «Миссия системы Титан Сатурн». Американский геофизический союз, осеннее собрание . 21 : 1346. Bibcode : 2008AGUFM.P21A1346C . система Титан, богатая органикой, содержащая обширный подземный океан жидкой воды
  29. ^ Nimmo, F .; Bills, BG (2010). «Вариации толщины оболочки и длинноволновая топография Титана». Икар . 208 (2): 896–904. Bibcode : 2010Icar..208..896N . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.02.020 . наблюдения можно объяснить, если у Титана есть плавающий изостатически компенсированный ледяной панцирь.
  30. ^ Goldreich, Питер М .; Митчелл, Джонатан Л. (2010). «Упругие ледяные оболочки синхронных спутников: последствия для трещин на Европе и несинхронного вращения Титана». Икар . 209 (2): 631–638. arXiv : 0910.0032 . Bibcode : 2010Icar..209..631G . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.04.013 . S2CID 119282970 . Считается, что ряд синхронных лун скрывают под своими внешними ледяными панцирями водные океаны. Подповерхностный океан отделяет оболочку от внутренней части за счет трения. 
  31. ^ "Изучение ледяных панцирей и возможных подповерхностных океанов спутников Галилеи с помощью лазерных высотомеров на борту орбитальных аппаратов" Европа "и" Ганимед "JEO и JGO" (PDF) . Проверено 14 октября 2011 .
  32. ^ "Приливное нагревание и долговременная стабильность подповерхностного океана на Энцеладе" (PDF) . Проверено 14 октября 2011 .
  33. Перейти ↑ Hinrichsen, D (2011-10-03). «Планета океана». Планета людей . 7 (2): 6–9. PMID 12349465 . 
  34. ^ "Орошение сельскохозяйственных культур морской водой" . Scientific American . Август 1998. Архивировано из оригинала на 2011-06-10 . Проверено 16 марта 2014 .
  35. ^ Шефер, Лаура; Фегли, Брюс младший (2009). «Химия силикатных атмосфер испаряющихся сверхземель». Письма в астрофизический журнал . 703 (2): L113 – L117. arXiv : 0906.1204 . Bibcode : 2009ApJ ... 703L.113S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 703/2 / L113 . S2CID 28361321 . 
  36. ^ Соломатов, VS (2000). "Гидродинамика земного океана магмы" (PDF) .
  37. ^ Leitner, JJ; Lammer, H .; Odert, P .; Leitzinger, M .; и другие. (2009). «Атмосферные потери суб-Нептуна и последствия для жидких фаз различных растворителей на их поверхности» (PDF) . Тезисы EPSC . 4 : 542. Bibcode : 2009epsc.conf..542L . EPSC2009-542.
  38. ^ Таблицы 3 и 4 в Bains, William (2004). «Многие химии могут быть использованы для создания живых систем» (PDF) . Астробиология .
  39. ^ Атрея, S .; Egeler, P .; Бейнс, К. (2006). "Водно-аммиачный ионный океан на Уране и Нептуне?" (PDF) . Аннотации геофизических исследований . 8 : P11A – 0088. Bibcode : 2005AGUFM.P11A0088A .
  40. Перейти ↑ Guillot, T. (1999). «Сравнение недр Юпитера и Сатурна» (PDF) . Планетарная и космическая наука . 47 (10–11): 1183–200. arXiv : astro-ph / 9907402 . Bibcode : 1999P & SS ... 47.1183G . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (99) 00043-4 . S2CID 19024073 .  
  41. ^ Лэнг, Кеннет Р. (2003). «Юпитер: гигантская примитивная планета» . НАСА . Проверено 10 января 2007 .
  • v
  • т
  • е
  • v
  • т
  • е