Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено с планетарного ветра )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Графики скорости убегания от температуры поверхности [ требуется пояснение ] некоторых объектов Солнечной системы, показывающие, какие газы задерживаются. Объекты нарисованы в масштабе, а их точки данных находятся в черных точках посередине.

Атмосферный выброс - это потеря газов из атмосферы планеты в космическое пространство . За выброс в атмосферу может быть ответственен ряд различных механизмов; Эти процессы можно разделить на термическую утечку, нетепловую (или надтепловую) утечку и ударную эрозию. Относительная важность каждого процесса потери зависит от скорости убегания планеты , состава ее атмосферы и расстояния от звезды. Побег происходит, когда молекулярная кинетическая энергия преодолевает энергию гравитации ; другими словами, молекула может убежать, когда она движется со скоростью, превышающей скорость убегания ее планеты. Классификация скорости утечки из атмосферы вexoplanets необходимо для определения того, сохраняется ли атмосфера, а значит, для определения пригодности экзопланеты и ее вероятности для жизни.

Механизмы термической эвакуации [ править ]

Тепловая утечка происходит, если скорость молекул за счет тепловой энергии достаточно высока. Термический выброс происходит на всех уровнях, от молекулярного уровня (Джинсовский выброс) до объемного атмосферного выброса (гидродинамический выброс).

Визуализация побега джинсов. Температура определяет диапазон молекулярной энергии. Над экзобазой молекулы с достаточной энергией убегают, в то время как в нижних слоях атмосферы молекулы захватываются столкновениями с другими молекулами.

Джинсовый побег [ править ]

Одним из классических тепловых механизмов утечки является Джинсовский побег [1], названный в честь британского астронома сэра Джеймса Джинса , который первым описал этот процесс атмосферной потери. [2] В некотором количестве газа средняя скорость любой одной молекулы измеряется температурой газа , но скорости отдельных молекул изменяются, когда они сталкиваются друг с другом, набирая и теряя кинетическую энергию. Изменение кинетической энергии между молекулами описывается распределением Максвелла . Кинетическая энергия ( ), масса ( ) и скорость ( ) молекулы связаны соотношением. Отдельные молекулы в верхнем хвосте распределения (где несколько частиц имеют гораздо более высокие скорости, чем в среднем) могут достичь скорости убегания и покинуть атмосферу, при условии, что они смогут убежать до того, как подвергнутся другому столкновению; это происходит преимущественно в экзосфере , где длина свободного пробега сопоставима с высотой шкалы давления . Число частиц, способных улететь, зависит от концентрации молекул на экзобазе , которая ограничена диффузией через термосферу .

Три фактора сильно влияют на относительную важность побега Джинса: масса молекулы, убегающая скорость планеты и нагрев верхних слоев атмосферы излучением родительской звезды. Более тяжелые молекулы с меньшей вероятностью ускользнут, потому что они движутся медленнее, чем более легкие молекулы при той же температуре. Вот почему водород улетучивается из атмосферы легче, чем углекислый газ . Во-вторых, планета с большей массой имеет тенденцию иметь большую гравитацию, поэтому скорость убегания имеет тенденцию быть больше, и меньшее количество частиц получит энергию, необходимую для вылета. Вот почему газовые планеты- гиганты все еще сохраняют значительное количество водорода, который легче уходит из атмосферы Земли.. Наконец, важную роль играет и расстояние, на котором планета движется по орбите от звезды; у ближайшей планеты более горячая атмосфера, с более высокими скоростями и, следовательно, большая вероятность побега. У удаленного тела более холодная атмосфера, меньшие скорости и меньше шансов на побег.

Визуализация гидродинамического спасения. На каком-то уровне атмосферы основная масса газа нагревается и начинает расширяться. По мере расширения газ ускоряется и покидает атмосферу. В этом процессе более легкие и более быстрые молекулы увлекают более тяжелые и медленные молекулы из атмосферы.

Гидродинамический выход [ править ]

Смотрите также: гидродинамический побег

Атмосфера с высоким давлением и температурой также может подвергнуться гидродинамической утечке. В этом случае большое количество тепловой энергии, обычно через крайнее ультрафиолетовое излучение, поглощается атмосферой. Когда молекулы нагреваются, они расширяются вверх и ускоряются, пока не достигнут скорости убегания. В этом процессе более легкие молекулы могут увлекать за собой более тяжелые молекулы при столкновениях, когда выходит большее количество газа. [3] Гидродинамический уход наблюдался для экзопланет, близких к их родительской звезде, включая горячий Юпитер HD 209458b . [4]

Нетепловой (надтепловой) побег [ править ]

Уход также может произойти из-за нетепловых взаимодействий. Большинство этих процессов происходит из-за фотохимии или взаимодействий заряженных частиц ( ионов ).

Фотохимический побег [ править ]

В верхних слоях атмосферы ультрафиолетовые фотоны высокой энергии могут легче реагировать с молекулами. Фотодиссоциация может разбить молекулу на более мелкие компоненты и обеспечить достаточную энергию для выхода этих компонентов. Фотоионизация производит ионы, которые могут попасть в магнитосферу планеты или подвергнуться диссоциативной рекомбинации . В первом случае эти ионы могут испытывать механизмы ухода, описанные ниже. Во втором случае ион рекомбинирует с электроном, выделяет энергию и может уйти. [5]

Побег с разбрызгиванием [ править ]

Избыточная кинетическая энергия солнечного ветра может передавать энергию, достаточную для выброса атмосферных частиц, подобно распылению с твердой поверхности. Этот тип взаимодействия более выражен в отсутствие планетарной магнитосферы, поскольку электрически заряженный солнечный ветер отклоняется магнитными полями , что уменьшает потерю атмосферы. [6]

Быстрый ион захватывает электрон с медленного нейтрала в результате перезарядки. Новая быстрая нейтраль может покинуть атмосферу, а новый медленный ион удерживается на силовых линиях магнитного поля. [7]

Побег с обменом заряда [ править ]

Ионы солнечного ветра или магнитосферы могут перезаряжать молекулы в верхних слоях атмосферы. Быстро движущийся ион может захватить электрон из медленной атмосферной нейтрали, создавая быстрый нейтраль и медленный ион. Медленный ион захватывается силовыми линиями магнитного поля, но быстрый нейтраль может ускользнуть. [5]

Спасение от полярного ветра [ править ]

Смотрите также: Полярный ветер

Атмосферные молекулы также могут улетать из полярных регионов на планете с магнитосферой из-за полярного ветра . Вблизи полюсов магнитосферы силовые линии магнитного поля открыты, позволяя ионам из атмосферы выходить в космос. [8]

Атмосферный выброс в результате ударной эрозии сосредоточен в конусе (красная пунктирная линия) с центром в месте удара. Угол этого конуса увеличивается с энергией удара, чтобы выбросить максимум всей атмосферы над касательной плоскостью (оранжевая пунктирная линия).

Ударная эрозия [ править ]

Воздействие большого метеороида может привести к потере атмосферы. Если столкновение достаточно энергично, выбросы, в том числе атмосферные молекулы, могут достичь космической скорости. [9]

Чтобы оказать значительное влияние на утечку из атмосферы, радиус ударного тела должен быть больше, чем высота шкалы . Снаряд может передавать импульс и, таким образом, способствовать выходу из атмосферы тремя основными способами: (а) метеороид нагревает и ускоряет газ, с которым сталкивается при движении через атмосферу, (б) твердые выбросы из ударного кратера нагревают атмосферные частицы. за счет сопротивления, когда они выбрасываются, и (c) удар создает пар, который расширяется от поверхности. В первом случае нагретый газ может улетучиваться аналогично гидродинамическому улету, хотя и в более локализованном масштабе. Большая часть ухода от ударной эрозии происходит благодаря третьему случаю. [9] Максимальный выброс атмосферы находится над плоскостью, касательной к месту удара.

Доминирующие эвакуации и потери процессов в атмосфере в Солнечной системе [ править ]

Земля [ править ]

Атмосферный выброс водорода на Землю происходит из-за утечки Джинса (~ 10-40%), утечки после перезарядки (~ 60-90%) и утечки полярного ветра (~ 10-15%), в настоящее время теряется около 3 кг / с водород. [1] Земля дополнительно теряет около 50 г / с гелия в основном из-за уноса полярного ветра. Утечка других компонентов атмосферы намного меньше. [1] Японская исследовательская группа в 2017 году обнаружила свидетельства наличия на Луне небольшого количества ионов кислорода, пришедших с Земли. [10]

Через 1 миллиард лет Солнце станет на 10% ярче, чем сейчас, что сделает его достаточно горячим, чтобы Земля потеряла достаточно водорода в космос и потеряла всю воду (см. « Будущее Земли» # Потеря океанов » ).

Венера [ править ]

Последние модели показывают, что утечка водорода на Венере почти полностью обусловлена ​​надтепловыми механизмами, в первую очередь фотохимическими реакциями и перезарядкой с солнечным ветром. Утечка кислорода определяется перезарядкой и утечкой путем распыления. [11] Venus Express измерил влияние выбросов корональной массы на скорость выхода Венеры из атмосферы, и исследователи обнаружили, что скорость ухода с Венеры в 1,9 раза увеличивается в периоды увеличения выбросов корональной массы по сравнению с более спокойной космической погодой. [12]

Марс [ править ]

Первобытный Марс также пострадал от кумулятивного воздействия нескольких событий небольшой ударной эрозии [13], и недавние наблюдения с помощью MAVEN показывают, что 66% из 36 Ar в марсианской атмосфере было потеряно за последние 4 миллиарда лет из-за надтепловой утечки, и количество CO 2, потерянное за тот же период времени, составляет около 0,5 бар или более. [14]

Миссия MAVEN также исследовала текущую скорость покидания Марса в атмосфере. Утечка из джинсов играет важную роль в продолжающемся улетучивании водорода на Марсе, способствуя скорости потери, которая колеблется от 160 до 1800 г / с. [15] В потере кислорода преобладают надтепловые методы: фотохимические (~ 1300 г / с), перезарядка (~ 130 г / с) и распыление (~ 80 г / с), утечка, общая скорость потери ~ 1500 г. / с. Другие тяжелые атомы, такие как углерод и азот, в первую очередь теряются из-за фотохимических реакций и взаимодействий с солнечным ветром. [1] [11]

Титан и Ио [ править ]

Спутник Сатурна Титан и спутник Юпитера Ио имеют атмосферы и подвержены процессам потери атмосферы. У них нет собственных магнитных полей, но они вращаются вокруг планет с мощными магнитными полями, которые защищают эти луны от солнечного ветра, когда их орбита находится в пределах ударной волны . Однако Титан проводит примерно половину своего транзитного времени за пределами ударной волны, подвергаясь беспрепятственному воздействию солнечных ветров. Кинетическая энергия получила от подхвата и Распыление , связанные с солнечными ветрами увеличивает термическую бежать по всему пути Титана, в результате чего нейтральный водород избежать. [16] Ускользнувший водород удерживает орбиту вслед за Титаном, создавая нейтральный водородный тор.вокруг Сатурна. Ио, проходя вокруг Юпитера, встречает плазменное облако. [17] Взаимодействие с плазменным облаком вызывает распыление, отбрасывающее частицы натрия . Взаимодействие создает неподвижное заряженное натриевое облако в форме банана вдоль части орбиты Ио.

Наблюдения за вылетом экзопланет из атмосферы [ править ]

Исследования экзопланет позволили измерить ускользание из атмосферы как средство определения состава и обитаемости атмосферы. Наиболее распространенным методом является поглощение линии Лайман-альфа . Подобно тому, как экзопланеты открываются с использованием затемнения яркости далеких звезд ( транзита ), рассмотрение конкретно длин волн, соответствующих поглощению водорода, описывает количество водорода, присутствующего в сфере вокруг экзопланеты. [18] Этот метод показывает, что горячие юпитеры HD209458b [19] и HD189733b [20], а также горячий Нептун GJ436b [21] испытывают значительный выброс в атмосферу.

Другие механизмы атмосферных потерь [ править ]

Смотрите также: связывание углерода

Секвестрация - это не форма бегства с планеты, а потеря молекул из атмосферы на планету. Это происходит на Земле , когда водяной пар конденсируется с образованием дождя или ледникового льда , когда диоксид углерода является поглощенных в осадках или циклическое через океаны , или когда породы окисленного (например, за счет увеличения степени окисления от трехвалентного пород от Fe 2+ до Fe 3+ ). Газы также могут улавливаться адсорбцией , когда мелкие частицы реголита улавливают газ, который прилипает к поверхностным частицам.

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d Дэвид К. Кэтлинг и Кевин Дж. Занле, Утечка планетарного воздуха , журнал Scientific American, май 2009 г., стр. 26 (по состоянию на 25 июля 2012 г.)
  2. ^ Мюриэль Gargaud, Энциклопедия астробиологии, Том 3 , Springer Science & Business Media, 26 мая 2011 г., с. 879.
  3. ^ Catling, Дэвид C .; Занле, Кевин Дж. (2009). «Планетарная утечка воздуха». Scientific American . 300 (5): 36–43. Bibcode : 2009SciAm.300e..36C . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0509-36 . ISSN  0036-8733 . JSTOR  26001341 . PMID  19438047 .
  4. ^ Видаль-Маджар, А .; Дсерт, Ж.-М .; Etangs; Hbrard, G .; Баллестер, GE; Ehrenreich, D .; Ferlet, R .; МакКоннелл, JC; Мэр, М .; Паркинсон, CD (2004). "Видал-Маджар и др., Кислород и углерод в HD 209458b" . Астрофизический журнал . 604 : L69 – L72. DOI : 10.1086 / 383347 .
  5. ^ а б Шематович В.И.; Маров, М Я (31.03.2018). «Спасение планетных атмосфер: физические процессы и численные модели». Успехи физ . 61 (3): 217–246. Bibcode : 2018PhyU ... 61..217S . DOI : 10.3367 / ufne.2017.09.038212 . ISSN 1063-7869 . 
  6. ^ Лундин, Рикард; Ламмер, Гельмут; Рибас, Игнаси (17 августа 2007 г.). «Планетарные магнитные поля и солнечное воздействие: последствия для эволюции атмосферы». Обзоры космической науки . 129 (1–3): 245–278. Bibcode : 2007SSRv..129..245L . DOI : 10.1007 / s11214-007-9176-4 . ISSN 0038-6308 . S2CID 122016496 .  
  7. Перейти ↑ Goldston, RJ (1995). Введение в физику плазмы . Резерфорд, PH (Пол Хардинг), 1938-. Бристоль, Великобритания: Паб Института физики. ISBN 0750303255. OCLC  33079555 .
  8. ^ "Любопытный случай утечки атмосферы Земли" . Phys.org . Проверено 28 мая 2019 .
  9. ^ a b Аренс, TJ (1993). «Ударная эрозия земной планетной атмосферы». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 21 (1): 525–555. Bibcode : 1993AREPS..21..525A . DOI : 10.1146 / annurev.ea.21.050193.002521 . hdl : 2060/19920021677 . ISSN 0084-6597 . S2CID 130017139 .  
  10. ^ "Луна получает кислород от растений Земли в течение миллиардов лет" .
  11. ^ a b Lammer, H .; Лихтенеггер, HIM; Biernat, HK; Еркаев, Н.В.; Аршукова, ИЛ; Кольб, С .; Gunell, H .; Лукьянов, А .; Holmstrom, M .; Барабаш, С .; Чжан, TL; Баумйоханн, В. (2006). «Потеря водорода и кислорода из верхних слоев атмосферы Венеры». Планетарная и космическая наука . 54 (13–14): 1445–1456. Bibcode : 2006P & SS ... 54.1445L . CiteSeerX 10.1.1.484.5117 . DOI : 10.1016 / j.pss.2006.04.022 . 
  12. ^ Эдберг, Нью-Джерси; Nilsson, H .; Futaana, Y .; Стенберг, G .; Лестер, М .; Коули, SWH; Luhmann, JG; McEnulty, TR; Опдженоорт, HJ (2011). «Атмосферная эрозия Венеры во время штормовой космической погоды» . Журнал геофизических исследований: космическая физика . 116 (A9): н / д. Bibcode : 2011JGRA..116.9308E . DOI : 10.1029 / 2011JA016749 . ISSN 2156-2202 . 
  13. ^ Мелош, HJ; Викери, AM (апрель 1989 г.). «Ударная эрозия первозданной атмосферы Марса». Природа . 338 (6215): 487–489. Bibcode : 1989Natur.338..487M . DOI : 10.1038 / 338487a0 . PMID 11536608 . S2CID 4285528 .  
  14. ^ Alsaeed, N .; Stone, S .; Yelle, R .; Элрод, М .; Mahaffy, P .; Benna, M .; Слипски, М .; Якоски, БМ (31.03.2017). «История атмосферы Марса, полученная на основе измерений 38Ar / 36Ar в верхних слоях атмосферы» . Наука . 355 (6332): 1408–1410. Bibcode : 2017Sci ... 355.1408J . DOI : 10.1126 / science.aai7721 . ISSN 0036-8075 . PMID 28360326 .  
  15. ^ Якоски, БМ; Brain, D .; Чаффин, М .; Curry, S .; Deighan, J .; Grebowsky, J .; Halekas, J .; Leblanc, F .; Лиллис, Р. (15.11.2018). «Потери марсианской атмосферы в космос: современные коэффициенты потерь, определенные на основе наблюдений MAVEN, и интегрированные потери во времени». Икар . 315 : 146–157. Bibcode : 2018Icar..315..146J . DOI : 10.1016 / j.icarus.2018.05.030 . ISSN 0019-1035 . 
  16. ^ Lammer, H .; Stumptner, W .; Бауэр, SJ (1998). «Динамический выход H из Титана в результате нагрева, вызванного распылением». Планетарная и космическая наука . 46 (9–10): 1207–1213. Bibcode : 1998P & SS ... 46.1207L . DOI : 10.1016 / S0032-0633 (98) 00050-6 .
  17. ^ Уилсон, JK; Mendillo, M .; Baumgardner, J .; Шнайдер, Нью-Мексико; Траугер, JT; Флинн, Б. (2002). «Двойные источники натриевых облаков Ио». Икар . 157 (2): 476–489. Bibcode : 2002Icar..157..476W . DOI : 10.1006 / icar.2002.6821 .
  18. ^ Оуэн, Джеймс Э. (30 мая 2019 г.). «Атмосферный побег и эволюция близких экзопланет». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 47 (1): 67–90. arXiv : 1807.07609 . Bibcode : 2019AREPS..47 ... 67O . DOI : 10.1146 / annurev-earth-053018-060246 . ISSN 0084-6597 . S2CID 119333247 .  
  19. ^ Видаль-Маджар, А .; де Этан, А. Лекавелье; Дезерт, Ж.-М .; Баллестер, GE; Ferlet, R .; Hébrard, G .; Мэр М. (март 2003 г.). «Расширенные верхние слои атмосферы вокруг внесолнечной планеты HD209458b». Природа . 422 (6928): 143–146. Bibcode : 2003Natur.422..143V . DOI : 10,1038 / природа01448 . ISSN 0028-0836 . PMID 12634780 . S2CID 4431311 .   
  20. ^ Lecavelier des Etangs, A .; Ehrenreich, D .; Видаль-Маджар, А .; Баллестер, GE; Дезерт, Ж.-М .; Ferlet, R .; Hébrard, G .; Пой, ДК; Чакумегни, К.-О. (Май 2010 г.). «Испарение планеты HD 189733b, наблюдаемое в HI Lyman-α». Астрономия и астрофизика . 514 : A72. arXiv : 1003.2206 . Бибкод : 2010A & A ... 514A..72L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200913347 . ISSN 0004-6361 . S2CID 53408874 .  
  21. ^ Эхренреич, Дэвид; Бурье, Винсент; Уитли, Питер Дж .; де Этан, Ален Лекавелье; Эбрар, Гийом; Удри, Стефан; Бонфилс, Ксавье; Дельфосс, Ксавье; Дезерт, Жан-Мишель (июнь 2015 г.). «Гигантское кометоподобное облако водорода, покидающее теплую экзопланету массой Нептуна GJ 436b». Природа . 522 (7557): 459–461. arXiv : 1506.07541 . Bibcode : 2015Natur.522..459E . DOI : 10,1038 / природа14501 . ISSN 0028-0836 . PMID 26108854 . S2CID 4388969 .   

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Zahnle, Кевин Дж .; Кэтлинг, Дэвид К. (май 2009 г.). «Дырявая атмосфера нашей планеты» . Scientific American .
  • Ингерсолл, Эндрю П. (2013). Планетарный климат . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN 9781400848232 . OCLC 855906548 .  
  • Hunten, DM (1993). «Атмосферная эволюция планет земной группы». Наука . 259 (5097): 915–920. Bibcode : 1993Sci ... 259..915H . DOI : 10.1126 / science.259.5097.915 . S2CID  178360068 .
  • Lammer, H .; Бауэр, SJ (1993). «Атмосферная потеря массы от Титана путем распыления». Планетарная и космическая наука . 41 (9): 657–663. Bibcode : 1993P & SS ... 41..657L . DOI : 10.1016 / 0032-0633 (93) 90049-8 .