Atmosférický únik - Atmospheric escape

Grafy únikové rychlosti proti povrchové teplotě[je zapotřebí objasnění ] některých objektů sluneční soustavy ukazujících, které plyny jsou zadrženy. Objekty jsou nakresleny v měřítku a jejich datové body jsou u černých teček uprostřed.

Atmosférický únik je ztráta planetární atmosférický plyny do vesmír. Za únik atmosféry může být zodpovědná řada různých mechanismů; tyto procesy lze rozdělit na tepelný únik, netepelný (nebo suprathermální) únik a nárazovou erozi. Relativní důležitost každého procesu ztráty závisí na planetě úniková rychlost, své složení atmosféry a jeho vzdálenost od hvězdy. K úniku dochází, když je molekulární Kinetická energie překonává gravitační energie; jinými slovy, a molekula může uniknout, když se pohybuje rychleji, než je úniková rychlost planety. Kategorizace rychlosti atmosférického úniku v roce 2006 exoplanety je nutné určit, zda atmosféra přetrvává, a tedy i exoplanety obyvatelnost a pravděpodobnost života.

Mechanismy tepelného úniku

Tepelný únik nastane, pokud je molekulární rychlost způsobena Termální energie je dostatečně vysoká. Tepelný únik probíhá na všech stupnicích, od molekulární úrovně (Jeansův únik) po hromadný atmosférický odtok (hydrodynamický únik).

Vizualizace Jeans úniku. Teplota definuje rozsah molekulární energie. Nad exobází unikají molekuly s dostatečnou energií, zatímco ve spodní atmosféře jsou molekuly zachyceny srážkami s jinými molekulami.

Džíny uniknou

Jeden klasický mechanismus úniku tepla je Džíny uniknout,[1] pojmenoval podle britského astronoma Sir James Jeans, který nejprve popsal tento proces ztráty atmosféry.[2] V množství plyn, průměrný rychlost někoho molekula se měří plyny teplota, ale rychlosti jednotlivých molekul se mění při vzájemném srážení a získávání a ztrátě kinetické energie. Rozdíly v kinetické energii mezi molekulami jsou popsány v Maxwellova distribuce. Kinetická energie (), Hmotnost () a rychlost () molekuly souvisí s . Jednotlivé molekuly v vysoký ocas distribuce (kde několik částic má mnohem vyšší rychlost než je průměr) může dosáhnout úniková rychlost a opustit atmosféru za předpokladu, že mohou uniknout před další srážkou; to se děje převážně v exosféra, Kde znamená volnou cestu je délkou srovnatelná s výška stupnice tlaku. Počet částic schopných uniknout závisí na molekulární koncentraci na exobase, který je omezen difúzí skrz termosféra.

K relativní důležitosti úniku džínů významně přispívají tři faktory: hmotnost molekuly, úniková rychlost planety a ohřev horní atmosféry zářením z mateřské hvězdy. Těžší molekuly méně pravděpodobně uniknou, protože se pohybují pomaleji než lehčí molekuly při stejné teplotě. To je důvod, proč vodík uniká z atmosféry snadněji než oxid uhličitý. Zadruhé, planeta s větší hmotou má tendenci mít větší gravitaci, takže úniková rychlost má tendenci být větší a méně částic získá energii potřebnou k úniku. To je důvod, proč plynový gigant planety stále zadržují značné množství vodíku, který z nich snadněji uniká Atmosféra Země. Nakonec hraje roli také vzdálenost, kterou planeta obíhá od hvězdy; blízká planeta má teplejší atmosféru, s vyššími rychlostmi, a tudíž s větší pravděpodobností úniku. Vzdálené tělo má chladnější atmosféru, s nižšími rychlostmi a menší pravděpodobností úniku.

Vizualizace hydrodynamického úniku. Na určité úrovni v atmosféře se objemový plyn zahřeje a začne expandovat. Jak plyn expanduje, zrychluje a uniká z atmosféry. V tomto procesu lehčí a rychlejší molekuly táhnou těžší a pomalejší molekuly z atmosféry.

Hydrodynamický únik

Viz také: hydrodynamický únik

Atmosféra s vysokým tlakem a teplotou může také procházet hydrodynamickým únikem. V tomto případě velké množství tepelné energie, obvykle skrz extrémní ultrafialové záření záření je absorbováno atmosférou. Jak se molekuly zahřívají, expandují vzhůru a dále se zrychlují, dokud nedosáhnou únikové rychlosti. V tomto procesu mohou lehčí molekuly s sebou táhnout těžší molekuly prostřednictvím kolizí při úniku většího množství plynu.[3] Hydrodynamický únik byl pozorován u exoplanet v blízkosti jejich hostitelské hvězdy, včetně horký Jupiter HD 209458b.[4]

Netepelný (suprathermální) únik

K úniku může dojít také kvůli netermálním interakcím. Většina z těchto procesů probíhá kvůli fotochemie nebo nabitá částice (ion ) interakce.

Fotochemický únik

Ve vyšších vrstvách atmosféry vysoká energie ultrafialový fotony může snadněji reagovat s molekulami. Fotodisociace může rozbít molekulu na menší složky a poskytnout dostatek energie pro únik těchto složek. Fotoionizace produkuje ionty, které se mohou zachytit v planetě magnetosféra nebo podstoupit disociativní rekombinace. V prvním případě mohou tyto ionty podstoupit únikové mechanismy popsané níže. Ve druhém případě se ion rekombinuje s elektronem, uvolňuje energii a může uniknout.[5]

Prskající útěk

Přebytek kinetické energie z solární bouře může předat dostatek energie k vysunutí atmosférických částic, podobně jako prskání z pevného povrchu. Tento typ interakce je výraznější v nepřítomnosti planetární magnetosféry, protože elektricky nabitý sluneční vítr je vychýlen magnetické pole, což snižuje ztrátu atmosféry.[6]

Rychlý iont zachytí elektron z pomalého neutrálu při kolizi výměny náboje. Nový rychlý neutrál může uniknout z atmosféry a nový pomalý iont je zachycen na magnetických siločarách.[7]

Únik výměny poplatků

Iony ve slunečním větru nebo magnetosféře mohou nabíjet výměnu s molekulami v horní atmosféře. Rychle se pohybující iont může zachytit elektron z pomalého atmosférického neutrálu a vytvořit rychle neutrální a pomalý iont. Pomalý iont je zachycen na čarách magnetického pole, ale rychlý neutrál může uniknout.[5]

Únik polárního větru

Viz také: Polární vítr

Molekuly atmosféry mohou také unikat z polárních oblastí na planetě s magnetosférou kvůli polární vítr. V blízkosti pólů magnetosféry jsou linie magnetického pole otevřené, což umožňuje, aby se ionty v atmosféře vyčerpaly do vesmíru.[8]

Atmosférický únik z eroze nárazu je koncentrován v kuželu (červená čárkovaná čára) se středem v místě nárazu. Úhel tohoto kuželu se zvětšuje s energií nárazu, aby bylo možné vysunout maximum veškeré atmosféry nad tečnou rovinu (oranžová tečkovaná čára).

Eroze nárazu

The dopad velké meteoroid může vést ke ztrátě atmosféry. Pokud je srážka dostatečně energická, je možné, aby ejecta, včetně molekul atmosféry, dosáhla únikové rychlosti.[9]

Aby měl významný vliv na únik atmosféry, musí být poloměr nárazového tělesa větší než výška stupnice. Projektil může dodávat hybnost, a tím usnadňovat únik z atmosféry, třemi hlavními způsoby: (a) meteoroid ohřívá a zrychluje plyn, s nímž se setká, když prochází atmosférou, (b) pevný ejecta z impaktního kráteru teplo atmosférické částice tažením, když jsou vyhozeny, a (c) náraz vytváří páru, která expanduje pryč od povrchu. V prvním případě může ohřátý plyn unikat podobným způsobem jako hydrodynamický únik, i když v lokálnějším měřítku. Většina úniku před nárazovou erozí nastává v důsledku třetího případu.[9] Maximální atmosféra, kterou lze vysunout, je nad rovinou tečnou k místu nárazu.

Dominantní procesy úniku a ztráty atmosféry ve sluneční soustavě

Země

Atmosférický únik vodíku na Zemi je způsoben únikem Jeans (~ 10 - 40%), únikem výměny náboje (~ 60 - 90%) a únikem polárního větru (~ 10 - 15%), který v současné době ztrácí asi 3 kg / s vodík.[1] Země navíc ztrácí přibližně 50 g / s helia primárně únikem polárního větru. Únik dalších složek atmosféry je mnohem menší.[1] Japonský výzkumný tým v roce 2017 našel důkazy o malém počtu iontů kyslíku na Měsíci, které pocházely ze Země.[10]

Za 1 miliardu let bude Slunce o 10% jasnější než nyní, takže bude dostatečně horké, aby Země ztratila dostatek vodíku do vesmíru, aby ztratila veškerou vodu (viz Budoucnost Země # Ztráta oceánů ).

Venuše

Nedávné modely naznačují, že vodík uniká Venuše je téměř úplně způsoben suprathermálními mechanismy, především fotochemickými reakcemi a výměnou nábojů se slunečním větrem. V úniku kyslíku dominuje výměna náboje a únik prskáním.[11] Venuše Express změřil účinek výrony koronální hmoty o rychlosti atmosférického úniku Venuše a vědci zjistili faktor 1,9 zvýšení rychlosti úniku během období zvýšeného výronu koronální hmoty ve srovnání s klidnějším vesmírným počasím.[12]

Mars

Prvotní Mars také trpěl kumulativními účinky několika malých erozních událostí,[13] a poslední pozorování s MAVEN naznačují, že 66% 36Ar v marťanské atmosféře byla během posledních 4 miliard let ztracena kvůli suprathermálnímu úniku a množství CO2 ztráta za stejné časové období je kolem 0,5 baru nebo více.[14]

Mise MAVEN také prozkoumala aktuální rychlost atmosférického úniku Marsu. Únik džínů hraje důležitou roli v dalším úniku vodíku na Marsu, což přispívá ke ztrátovosti, která se pohybuje mezi 160 - 1800 g / s.[15] Ve ztrátě kyslíku dominují suprathermální metody: fotochemické (~ 1300 g / s), výměna náboje (~ 130 g / s) a únik rozprašováním (~ 80 g / s) pro celkovou rychlost ztráty ~ 1500 g / s. Další těžké atomy, jako je uhlík a dusík, jsou primárně ztraceny fotochemickými reakcemi a interakcemi se slunečním větrem.[1][11]

Titan a Io

Saturnův měsíc Titan a Jupiterův měsíc Io mají atmosféry a podléhají procesům ztráty atmosféry. Nemají žádná vlastní magnetická pole, ale obíhají planety s výkonnými magnetickými poli, které chrání tyto měsíce před slunečním větrem, když je jeho oběžná dráha uvnitř šok z luku. Titan však zhruba polovinu svého tranzitního času tráví mimo náraz z luku a je vystaven nerušenému slunečnímu větru. The Kinetická energie získané získáním a rozprašováním spojeným se slunečními větry zvyšuje tepelný únik během tranzitu Titanu, což způsobuje únik neutrálního vodíku.[16] Uniklý vodík udržuje oběžnou dráhu následovanou Titanem a vytváří neutrální vodík torus kolem Saturnu. Io ve svém přechodu kolem Jupiteru narazí na plazmový mrak.[17] Interakce s plazma mrak vyvolává prskání a rozjezd sodík částice. Interakce vytváří stacionární banán - oblak nabitého sodíku ve tvaru části dráhy Io.

Pozorování úniku atmosféry z exoplanety

Studie exoplanet měřily únik atmosféry jako prostředek k určení složení a obyvatelnosti atmosféry. Nejběžnější metoda je Lyman-alfa linka vstřebávání. Stejně jako exoplanety jsou objeveny pomocí stmívání jasu vzdálené hvězdy (tranzit ), konkrétně při pohledu na vlnové délky odpovídající vodíku vstřebávání popisuje množství vodíku přítomného ve sféře kolem exoplanety.[18] Tato metoda naznačuje, že horké Jupitery HD209458b[19] a HD189733b[20] a Horký Neptun GJ436b[21] zažívají významný atmosférický únik.

Další mechanismy ztráty atmosféry

Viz také: Usazování uhlíku

Sekvestrace není formou úniku z planety, ale ztrátou molekul z atmosféry a na planetu. Na Zemi se vyskytuje, když vodní pára kondenzuje tvořit déšť nebo ledový led, když oxid uhličitý je oddělený v sedimentech nebo na kole přes oceány, nebo když jsou kameny oxidovaný (například zvýšením oxidační stavy z železitý horniny z Fe2+ Fe3+). Plyny lze také izolovat pomocí adsorpce, kde jemné částice v regolit zachycovat plyn, který ulpívá na povrchových částicích.

Reference

  1. ^ A b C d David C. Catling a Kevin J. Zahnle, Planetární únik vzduchu, Vědecký Američan, Května 2009, s. 26 (zpřístupněno 25. července 2012)
  2. ^ Muriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, svazek 3, Springer Science & Business Media, 26. května 2011, s. 879.
  3. ^ Catling, David C .; Zahnle, Kevin J. (2009). „Planetární únik vzduchu“. Scientific American. 300 (5): 36–43. Bibcode:2009SciAm.300e..36C. doi:10.1038 / scientificamerican0509-36. ISSN  0036-8733. JSTOR  26001341. PMID  19438047.
  4. ^ Vidal-Madjar, A .; Dsert, J.-M .; Etangy; Hbrard, G .; Ballester, G. E .; Ehrenreich, D .; Ferlet, R .; McConnell, J. C .; Mayor, M .; Parkinson, C. D. (2004). „Vidal-Madjar et al., Oxygen and Carbon in HD 209458b“. Astrofyzikální deník. 604: L69 – L72. doi:10.1086/383347.
  5. ^ A b Shematovich, VI; Marov, M Ya (2018-03-31). "Únik planetárních atmosfér: fyzikální procesy a numerické modely". Fyzika-Uspekhi. 61 (3): 217–246. Bibcode:2018PhyU ... 61..217S. doi:10.3367 / ufne.2017.09.038212. ISSN  1063-7869.
  6. ^ Lundin, Rickard; Lammer, Helmut; Ribas, Ignasi (2007-08-17). „Planetární magnetická pole a sluneční síla: důsledky pro vývoj atmosféry“. Recenze vesmírných věd. 129 (1–3): 245–278. Bibcode:2007SSRv..129..245L. doi:10.1007 / s11214-007-9176-4. ISSN  0038-6308. S2CID  122016496.
  7. ^ Goldston, R. J. (1995). Úvod do fyziky plazmatu. Rutherford, P. H. (Paul Harding), 1938-. Bristol, Velká Británie: Institute of Physics Pub. ISBN  0750303255. OCLC  33079555.
  8. ^ „Zvláštní případ unikající atmosféry Země“. phys.org. Citováno 2019-05-28.
  9. ^ A b Ahrens, TJ (1993). "Dopad eroze pozemských planetárních atmosfér". Výroční přehled o Zemi a planetárních vědách. 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. ^ „Měsíc získává kyslík ze zemských rostlin po miliardy let“.
  11. ^ A b Lammer, H .; Lichtenegger, H. I. M .; Biernat, H. K .; Erkaev, N. V .; Arshukova, I.L .; Kolb, C .; Gunell, H .; Lukyanov, A .; Holmstrom, M .; Barabash, S .; Zhang, T. L .; Baumjohann, W. (2006). "Ztráta vodíku a kyslíku z horní atmosféry Venuše". Planetární a kosmická věda. 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. ^ Edberg, N. J. T .; Nilsson, H .; Futaana, Y .; Stenberg, G .; Lester, M .; Cowley, S. W. H .; Luhmann, J. G .; McEnulty, T. R .; Opgenoorth, H. J. (2011). "Atmosférická eroze Venuše během bouřlivého vesmírného počasí". Journal of Geophysical Research: Space Physics. 116 (A9): n / a. Bibcode:2011JGRA..116.9308E. doi:10.1029 / 2011JA016749. ISSN  2156-2202.
  13. ^ Melosh, H.J .; Vickery, A.M. (Duben 1989). "Dopadná eroze prvotní atmosféry Marsu". Příroda. 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989 Natur.338..487M. doi:10.1038 / 338487a0. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  14. ^ Alsaeed, N .; Stone, S .; Yelle, R .; Elrod, M .; Mahaffy, P .; Benna, M .; Slipski, M .; Jakosky, B. M. (2017-03-31). „Atmosférická historie Marsu odvozená z měření horní atmosféry 38Ar / 36Ar“. Věda. 355 (6332): 1408–1410. Bibcode:2017Sci ... 355.1408J. doi:10.1126 / science.aai7721. ISSN  0036-8075. PMID  28360326.
  15. ^ Jakosky, B. M .; Brain, D .; Chaffin, M .; Curry, S .; Deighan, J .; Grebowsky, J .; Halekas, J .; Leblanc, F .; Lillis, R. (2018-11-15). „Ztráta marťanské atmosféry do vesmíru: Současná míra ztrát určená z MAVEN pozorování a integrovaná ztráta v čase“. Icarus. 315: 146–157. Bibcode:2018Icar..315..146J. doi:10.1016 / j.icarus.2018.05.030. ISSN  0019-1035.
  16. ^ Lammer, H .; Stumptner, W .; Bauer, S. J. (1998). "Dynamický únik H z Titanu v důsledku zahřívání indukovaného rozprašováním". Planetární a kosmická věda. 46 (9–10): 1207–1213. Bibcode:1998P & SS ... 46.1207L. doi:10.1016 / S0032-0633 (98) 00050-6.
  17. ^ Wilson, J. K .; Mendillo, M .; Baumgardner, J .; Schneider, N.M .; Trauger, J. T .; Flynn, B. (2002). „Duální zdroje Ioových sodíkových mraků“. Icarus. 157 (2): 476–489. Bibcode:2002Icar..157..476W. doi:10.1006 / icar.2002.6821.
  18. ^ Owen, James E. (2019-05-30). „Atmosférický únik a vývoj blízkých exoplanet“. Výroční přehled o Zemi a planetárních vědách. 47 (1): 67–90. arXiv:1807.07609. Bibcode:2019AREPS..47 ... 67O. doi:10.1146 / annurev-earth-053018-060246. ISSN  0084-6597. S2CID  119333247.
  19. ^ Vidal-Madjar, A .; des Etangs, A. Lecavelier; Désert, J.-M .; Ballester, G. E .; Ferlet, R .; Hébrard, G .; Mayor, M. (březen 2003). "Rozšířená horní atmosféra kolem extrasolární planety HD209458b". Příroda. 422 (6928): 143–146. Bibcode:2003 Natur.422..143V. doi:10.1038 / nature01448. ISSN  0028-0836. PMID  12634780. S2CID  4431311.
  20. ^ Lecavelier des Etangs, A .; Ehrenreich, D .; Vidal-Madjar, A .; Ballester, G. E .; Désert, J.-M .; Ferlet, R .; Hébrard, G .; Sing, D. K .; Tchakoumegni, K.-O. (Květen 2010). „Odpařování planety HD 189733b pozorováno v H I Lyman-α“. Astronomie a astrofyzika. 514: A72. arXiv:1003.2206. Bibcode:2010A & A ... 514A..72L. doi:10.1051/0004-6361/200913347. ISSN  0004-6361. S2CID  53408874.
  21. ^ Ehrenreich, David; Bourrier, Vincent; Wheatley, Peter J .; des Etangs, Alain Lecavelier; Hébrard, Guillaume; Udry, Stéphane; Bonfils, Xavier; Delfosse, Xavier; Désert, Jean-Michel (červen 2015). „Obrovský kometovitý oblak vodíku unikající z horké exoplanety s hmotou Neptunu GJ 436b“. Příroda. 522 (7557): 459–461. arXiv:1506.07541. Bibcode:2015 Natur.522..459E. doi:10.1038 / příroda14501. ISSN  0028-0836. PMID  26108854. S2CID  4388969.

Další čtení