Studená past (astronomie) - Cold trap (astronomy)

A studená past je koncept v Planetární vědy který popisuje oblast dostatečně chladnou na to, aby zamrzla (past) těkavé látky. Na povrchu bezvzduchových těles nebo ve vyšších vrstvách adiabatické atmosféry mohou existovat studené pasti. Na bezvzduchových tělesech mohou ledy uvězněné uvnitř chladných pastí potenciálně zůstat po geologická časová období, což nám umožní nahlédnout do prvotní sluneční soustavy. V adiabatických atmosférách lapače chladu zabraňují úniku těkavých látek (například vody) z atmosféry do vesmíru.

Chladné pasti na bezvzduchových planetárních tělesech

The křivolakost některých bezvzduchových planetárních těles v naší sluneční soustavě, jako je Rtuť, Měsíc a Ceres je velmi blízko k nule. Harold Urey nejprve si to všiml deprese nebo krátery umístěné v blízkosti pólů těchto těles budou vrhat trvalé stíny, které mohou přežít geologické časové úseky (miliony miliard let).[1] Absence atmosféry brání míchání proudění, čímž byly tyto stíny extrémně chladné.[2] Pokud molekuly těkavých látek, jako je vodní led, cestují do těchto permanentních stínů, budou uvězněni na geologická časová období.[3]

Studium studených pastí na bezvzduchových tělech

Protože tyto stíny dostávají ne sluneční záření, většina teplo přijímají, jsou rozptýleny a emitovány záření z okolní topografie. Obvykle horizontální vedení tepla z přilehlých teplejších oblastí lze kvůli vysoké zanedbávat pórovitost a proto nízká tepelná vodivost nejvyšších vrstev bezvzduchových těl. V důsledku toho lze teploty těchto permanentních stínů modelovat pomocí odlévání paprskem nebo sledování paprsku algoritmy spojené s modely 1D vertikálního vedení tepla.[4][2] V některých případech, jako jsou krátery ve tvaru mísy, je možné získat výraz pro rovnovážnou teplotu těchto stínů.[5]

Navíc může teplota (a tedy stabilita) studených lapačů dálkově snímat orbiter. Teploty lunárních chladných pastí byly rozsáhle studovány pomocí Lunar Reconnaissance Orbiter Věštec radiometr.[6] Na Merkuru byly důkazy o usazování ledu uvnitř chladných pastí získány pomocí radaru,[7] odrazivost[8][9] a viditelné snímky.[10] Na Ceresu byly detekovány studené pasti Dawn kosmická loď.[11]

Atmosférické studené pasti

v věda o atmosféře, studená past je vrstva atmosféra to je podstatně chladnější než v hlubších i vyšších vrstvách. Například pro zemskou troposféru teplota vzduchu klesá s rostoucí výškou a dosahuje nízkého bodu (ve výšce asi 20 kilometrů). Tato oblast se nazývá studená past, protože zachycuje vzestupné plyny s vysokými teplotami tání a nutí je klesat zpět na Zemi.[Citace je zapotřebí ]

Pro lidi je nejdůležitější plyn, který se má tímto způsobem udržovat vodní pára. Bez přítomnosti chladicí pasti v atmosféře by obsah vody postupně unikal do vesmíru, což by znemožňovalo život. Chladicí pasti zadržuje jednu desetinu procent vody v atmosféře ve formě páry ve vysokých nadmořských výškách. Zemní studená past je také vrstva, která je nad ultrafialovou intenzitou silná, protože vyšší množství vodní páry je zanedbatelné. Kyslík odstraňuje ultrafialovou intenzitu.[Citace je zapotřebí ]

Někteří astronomové se domnívají, že nedostatek studené pasti je důvodem, proč planety Venuše a Mars ztratily většinu své tekuté vody na začátku své historie.[12]

Předpokládá se, že fungují studené pasti kyslík na Ganymede.[13]

Reference

  1. ^ Lucey, P. G. (2009). „Poláci měsíce“. Elementy. 5 (1): 41–6. doi:10.2113 / gselements.5.1.41.
  2. ^ A b Rubanenko, Lior; Aharonson, Oded (2017). "Stabilita ledu na Měsíci s hrubou topografií". Icarus. 296: 99–109. Bibcode:2017Icar..296 ... 99R. doi:10.1016 / j.icarus.2017.05.028.
  3. ^ Watson, Kenneth; Murray, Bruce C .; Brown, Harrison (1961). „Chování těkavých látek na měsíčním povrchu“ (PDF). Journal of Geophysical Research. 66 (9): 3033–45. Bibcode:1961JGR .... 66,3033W. doi:10.1029 / JZ066i009p03033.
  4. ^ Vasavada, A; Paige, David A .; Wood, Stephen E. (1999). „Teploty blízkého povrchu na Merkuru a Měsíci a stabilita ložisek polárního ledu“. Icarus. 141 (2): 179–93. Bibcode:1999Icar..141..179V. doi:10.1006 / icar.1999.6175.
  5. ^ Buhl, David; Welch, William J .; Rea, Donald G. (1968). "Opětovné vyzařování a tepelné vyzařování z osvětlených kráterů na měsíčním povrchu". Journal of Geophysical Research. 73 (16): 5281–95. Bibcode:1968JGR ... 73,5281B. doi:10.1029 / JB073i016p05281.
  6. ^ Paige, D. A .; Siegler, M. A .; Zhang, J. A .; Hayne, P.O .; Foote, E. J .; Bennett, K. A .; Vasavada, A. R .; Greenhagen, B. T .; Schofield, J. T .; McCleese, D. J .; Foote, M. C .; Dejong, E .; Bills, B. G .; Hartford, W .; Murray, B. C .; Allen, C. C .; Snook, K .; Soderblom, L. A .; Calcutt, S .; Taylor, F. W .; Bowles, N.E .; Bandfield, J. L .; Elphic, R .; Ghent, R .; Glotch, T. D .; Wyatt, M. B .; Lucey, P. G. (2010). „Diviner Lunar Radiometer Observations of Cold Traps in the Moon's South Polar Region“. Věda. 330 (6003): 479–82. Bibcode:2010Sci ... 330..479P. doi:10.1126 / science.1187726. PMID  20966246. S2CID  12612315.
  7. ^ Harmon, J; Perillat, P. J .; Slade, M. A. (2001). „Radarové zobrazování severního pólu Merkuru s vysokým rozlišením“. Icarus. 149 (1): 1–15. Bibcode:2001 Icar..149 .... 1H. doi:10.1006 / icar.2000.6544.
  8. ^ Neumann, G. A .; Cavanaugh, J. F .; Sun, X .; Mazarico, E. M .; Smith, D. E.; Zuber, M. T .; Mao, D .; Paige, D. A .; Solomon, S. C .; Ernst, C. M .; Barnouin, O. S. (2012). „Světlá a tmavá polární ložiska na Merkuru: důkaz povrchových těkavých látek“. Věda. 339 (6117): 296–300. Bibcode:2013Sci ... 339..296N. doi:10.1126 / science.1229764. PMID  23196910. S2CID  206544976.
  9. ^ Rubanenko, L .; Mazarico, E .; Neumann, G. A .; Paige, D. A. (2017). „Důkazy o povrchovém a podpovrchovém ledu uvnitř mikrozmrazovacích pastí na severním pólu Merkuru“. 48. konference o lunární a planetární vědě. 48 (1964): 1461. Bibcode:2017LPI .... 48.1461R.
  10. ^ Chabot, N.L .; Ernst, C. M .; Denevi, B. W .; Nair, H .; Deutsch, A. N .; Blewett, D. T .; Murchie, S.L .; Neumann, G. A .; Mazarico, E .; Paige, D. A .; Harmon, J. K .; Head, J. W .; Solomon, S. C. (2014). „Snímky povrchových těkavých látek v Merkurových polárních kráterech pořízené kosmickou lodí MESSENGER“. Geologie. 42 (12): 1051–4. Bibcode:2014Geo .... 42.1051C. doi:10.1130 / G35916.1.
  11. ^ Schorghofer, Norbert; Mazarico, Erwan; Platz, Thomas; Preusker, Frank; Schröder, Stefan E .; Raymond, Carol A .; Russell, Christopher T. (2016). „Trvale zastíněné oblasti trpasličí planety Ceres“. Dopisy o geofyzikálním výzkumu. 43 (13): 6783–9. Bibcode:2016GeoRL..43.6783S. doi:10.1002 / 2016 GL069368.
  12. ^ Strow, Thompson (1977). Astronomy: Fundamentals and Frontiers. Quinn & Boden. str. 425.
  13. ^ Vidal, R. A .; Bahr, D .; Baragiola, R. A .; Peters, M. (1997). „Oxygen on Ganymede: Laboratory Studies“. Věda. 276 (5320): 1839–42. Bibcode:1997Sci ... 276.1839V. doi:10.1126 / science.276.5320.1839. PMID  9188525.