Hydrodynamický únik - Hydrodynamic escape
Hydrodynamický únik označuje termální atmosférický únik mechanismus, který může vést k úniku těžších atomů a planetární atmosféra četnými srážkami s lehčími atomy.
Popis
Hydrodynamický únik nastane, pokud dojde k silnému tepelně poháněnému atmosférickému úniku lehkých atomů, které díky účinkům odporu (srážkám) také odhání těžší atomy.[1] Nejtěžší druh atomu, který lze tímto způsobem odstranit, se nazývá cross-over Hmotnost.[2]
K udržení významného hydrodynamického úniku je v určité výšce zapotřebí velký zdroj energie. Měkký rentgen nebo extrémní ultrafialové záření záření, přenos hybnosti z nárazu meteoroidy nebo asteroidy nebo tepelný vstup z planet akreční procesy[3] může poskytnout potřebnou energii pro hydrodynamický únik.
Výpočty
Odhad rychlosti hydrodynamického úniku je důležitý při analýze historie i současného stavu atmosféry planety. V roce 1981 Watson et al. zveřejněno[4] výpočty, které popisují energeticky omezený únik, kde je veškerá přicházející energie vyvážena únikem do vesmíru. Nedávné numerické simulace na exoplanetách naznačují, že tento výpočet nadhodnocuje hydrodynamický tok 20 - 100krát.[30] Jako zvláštní případ a horní mezní přiblížení k úniku atmosféry však stojí za zmínku zde.
Hydrodynamický únik tok (, [ms]) v energeticky omezeném úniku lze vypočítat za předpokladu (1) atmosféry složené zviskózní, (2) plyn s konstantní molekulovou hmotností, s (3) izotropní tlak, (4) pevná teplota, (5) dokonalá absorpce XUV a ten (6) tlak klesá na nulu, jak se zvyšuje vzdálenost od planety.[4]
kde je foton tok [J ms] na vlnových délkách zájmu, je poloměr planety, je gravitační konstanta, je hmota planety a je efektivní poloměr, kde dochází k absorpci XUV. Opravy tohoto modelu byly navrženy v průběhu let, aby zohlednily Roche lalok planety a účinnost při absorpci toku fotonů.[5][6][7]
Jak se však výpočetní výkon zlepšil, objevily se stále sofistikovanější modely radiační přenos, fotochemie, a hydrodynamika které poskytují lepší odhady hydrodynamického úniku.[8]
Frakcionace izotopů jako důkaz
Kořenová střední kvadratická tepelná rychlost () atomového druhu je
kde je Boltzmannova konstanta, je teplota a je hmotnost druhu. Lehčí molekuly nebo atomy se proto budou pohybovat rychleji než těžší molekuly nebo atomy při stejné teplotě. To je důvod, proč atomový vodík přednostně uniká z atmosféry, a také vysvětluje, proč je poměr lehčího k těžšímu izotopy atmosférických částic může indikovat hydrodynamický únik.
Konkrétně poměr různých izotopů vzácného plynu (20Ne /22Ne, 36Ar /38Ar, 78,80,82,83,86Kr /84Kr, 124,126,128,129,131,132,134,136Xe /130Xe) nebo izotopy vodíku (D / H) lze porovnat se slunečními hladinami, aby se naznačila pravděpodobnost hydrodynamického úniku v atmosférickém vývoji. Poměry větší nebo menší než ve srovnání se sluncem nebo CI chondrity, které se používají jako zástupci pro slunce, naznačují, že od vzniku planety došlo k významnému hydrodynamickému úniku. Protože lehčí atomy přednostně unikají, očekáváme, že menší poměry pro izotopy vzácného plynu (nebo větší D / H) odpovídají větší pravděpodobnosti hydrodynamického úniku, jak je uvedeno v tabulce.
Zdroj | 36Ar / 38Ar | 20 Ne / 22 Ne | 82 Kč / 84 Kč | 128Xe / 130Xe |
---|---|---|---|---|
slunce | 5.8 | 13.7 | 20.501 | 50.873 |
CI chondrity | 5.3±0.05 | 8.9±1.3 | 20.149±0.080 | 50.73±0.38 |
Venuše | 5.56±0.62 | 11.8±0.7 | -- | -- |
Země | 5.320±0.002 | 9.800±0.08 | 20.217±0.021 | 47.146±0.047 |
Mars | 4.1±0.2 | 10.1±0.7 | 20.54±0.20 | 47.67±1.03 |
Odpovídající tyto poměry lze také použít k ověření nebo ověření výpočetních modelů, které se snaží popsat vývoj atmosféry. Tato metoda byla také použita ke stanovení úniku kyslíku vzhledem k vodíku v raných atmosférách.[10]
Příklady
Exoplanety které jsou extrémně blízké jejich mateřské hvězdě, jako např horké Jupitery může dojít k výraznému hydrodynamickému úniku[11][12] do bodu, kdy hvězda „spálí“ jejich atmosféru, na které přestanou být plynové obry a zbývá jim jen jádro, kdy by se jim říkalo Chthonovské planety. Hydrodynamický únik byl pozorován u exoplanet v blízkosti jejich hostitelské hvězdy, včetně horké Jupitery HD 209458b.[13]
Během hvězdného života se sluneční tok může změnit. Mladší hvězdy produkují více EUV a rané protoatmosféry Země, Mars, a Venuše pravděpodobně podstoupil hydrodynamický únik, který odpovídá frakcionaci izotopů vzácného plynu přítomné v jejich atmosférách.[14]
Reference
- ^ Irwin, Patrick G. J. (2006). Obří planety naší sluneční soustavy: úvod. Birkhäuser. p. 58. ISBN 3-540-31317-6. Citováno 22.prosince 2009.
- ^ Hunten, Donald M .; Pepin, Robert O .; Walker, James C. G. (01.03.1987). "Hmotnostní frakcionace při hydrodynamickém úniku". Icarus. 69 (3): 532–549. doi:10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl:2027.42/26796. ISSN 0019-1035.
- ^ Pater, Imke De; Jack Jonathan Lissauer (2001). Planetární vědy. Cambridge University Press. p. 129. ISBN 0-521-48219-4.
- ^ A b Watson, Andrew J .; Donahue, Thomas M .; Walker, James C.G. (Listopad 1981). „Dynamika rychle unikající atmosféry: Aplikace pro vývoj Země a Venuše“ (PDF). Icarus. 48 (2): 150–166. doi:10.1016/0019-1035(81)90101-9. hdl:2027.42/24204.
- ^ Erkaev, N. V .; Kulikov, Yu. N .; Lammer, H .; Selsis, F .; Langmayr, D .; Jaritz, G. F .; Biernat, H. K. (září 2007). „Účinky Rocheho laloku na ztrátu atmosféry z“ Hot Jupiters"". Astronomie a astrofyzika. 472 (1): 329–334. doi:10.1051/0004-6361:20066929. ISSN 0004-6361.
- ^ Lecavelier des Etangs, A. (leden 2007). "Schéma pro určení stavu odpařování extrasolárních planet". Astronomie a astrofyzika. 461 (3): 1185–1193. arXiv:astro-ph / 0609744. doi:10.1051/0004-6361:20065014. ISSN 0004-6361.
- ^ Tian, Feng; Güdel, Manuel; Johnstone, Colin P .; Lammer, Helmut; Luger, Rodrigo; Odert, Petra (duben 2018). „Ztráta vody z mladých planet“. Recenze vesmírných věd. 214 (3). doi:10.1007 / s11214-018-0490-9. ISSN 0038-6308.
- ^ 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. doi:10.1146 / annurev-earth-053018-060246. ISSN 0084-6597.
- ^ Pepin, Robert O. (01.07.1991). „O původu a časném vývoji atmosféry suchozemských planet a meteoritických těkavých látek“. Icarus. 92 (1): 2–79. doi:10.1016 / 0019-1035 (91) 90036-S. ISSN 0019-1035.
- ^ Hunten, Donald M .; Pepin, Robert O .; Walker, James C. G. (01.03.1987). "Hmotnostní frakcionace při hydrodynamickém úniku". Icarus. 69 (3): 532–549. doi:10.1016/0019-1035(87)90022-4. hdl:2027.42/26796. ISSN 0019-1035.
- ^ Tian, Feng; Toon, Owen B .; Pavlov, Alexander A .; de Sterck, H. (10. března 2005). „Transonický hydrodynamický únik vodíku z extrasolárních planetárních atmosfér“. Astrofyzikální deník. 621 (2): 1049–1060. Bibcode:2005ApJ ... 621.1049T. CiteSeerX 10.1.1.122.9085. doi:10.1086/427204.
- ^ Swift, Damian C .; Eggert, Jon; Hicks, Damien G .; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle; Schwegler, Eric; Collins, Gilbert W. (2012). "Vztahy s hmotným poloměrem pro exoplanety". Astrofyzikální deník. 744 (1): 59. arXiv:1001.4851. Bibcode:2012ApJ ... 744 ... 59S. doi:10.1088 / 0004-637X / 744/1/59.
- ^ „Vidal-Madjar et al., Oxygen and Carbon in HD 209458b“. doi:10.1086/383347. Citovat deník vyžaduje
| deník =
(Pomoc) - ^ Gillmann, Cédric; Chassefière, Eric; Lognonné, Philippe (2009-09-15). „Důsledný obraz časného hydrodynamického úniku atmosféry Venuše vysvětlující současné izotopové poměry Ne a Ar a nízký obsah kyslíku v atmosféře“. Dopisy o Zemi a planetách. 286 (3): 503–513. doi:10.1016 / j.epsl.2009.07.016. ISSN 0012-821X.