Ледяной гигант

Уран, сфотографированный «Вояджером-2» в январе 1986 года.

Нептун, сфотографированный «Вояджером-2» в августе 1989 года.

Ледяной гигант — это гигантская планета , состоящая в основном из элементов тяжелее водорода и гелия , таких как кислород , углерод , азот и сера . есть два ледяных гиганта В Солнечной системе : Уран и Нептун .

В астрофизике и планетологии термин «лед» относится к летучим химическим соединениям с температурой замерзания выше 100 К , таким как вода , аммиак или метан , с температурами замерзания 273 К (0°С), 195 К (-78°С). C) и 91 К (-182°C) соответственно (см. Летучие вещества ). В 1990-х годах было установлено, что Уран и Нептун представляют собой отдельный класс планет-гигантов, отдельный от других планет-гигантов, Юпитера и Сатурна , которые являются газовыми гигантами, состоящими преимущественно из водорода и гелия. ^[1]

Таким образом, Нептун и Уран теперь называются ледяными гигантами . Не имея четко выраженных твердых поверхностей, они состоят в основном из газов и жидкостей. Составляющие их соединения были твердыми веществами, когда они изначально были включены в состав планет во время их формирования, либо непосредственно в виде льда, либо в ловушке водяного льда. Сегодня очень мало воды на Уране и Нептуне осталось в виде льда. Вместо этого вода в основном существует как сверхкритическая жидкость при таких температурах и давлениях внутри нее. ^[2] Солнечной системы Уран и Нептун состоят всего лишь на 20% из водорода и гелия по массе, по сравнению с газовыми гигантами , Юпитером и Сатурном, которые состоят более чем на 90% из водорода и гелия по массе.

Терминология

В 1952 году писатель-фантаст Джеймс Блиш ввёл термин «газовый гигант». ^[3] и оно использовалось для обозначения больших неземных планет Солнечной системы . Однако с конца 1940-х гг. ^[4] составы Урана и Нептуна Считается, что значительно отличаются от составов Юпитера и Сатурна . В основном они состоят из элементов тяжелее водорода и гелия , образуя вообще отдельный тип планет-гигантов . термин « ледяной гигант» . Поскольку во время своего формирования Уран и Нептун содержали свой материал в виде льда или газа, заключенного в водный лед, вошел в употребление ^[2]^[4] В начале 1970-х годов эта терминология стала популярной в научно-фантастическом сообществе, например, Бова (1971), ^[5] но самое раннее научное использование этой терминологии, вероятно, было сделано Dunne & Burgess (1978). ^[6] в отчете НАСА. ^[7]

Формирование

Моделирование формирования земных и газовых гигантов относительно простое и бесспорное . Широко распространено мнение, что планеты земной группы Солнечной системы образовались в результате столкновительного накопления планетезималей внутри протопланетного диска . ME ) посредством того же процесса Считается, что газовые гиганты — Юпитер, Сатурн и их внесолнечные планеты-двойники — сформировали твердые ядра массой около 10 земных масс ( , _{одновременно} аккрецируя газовые оболочки из окружающей солнечной туманности в течение нескольких секунд. до нескольких миллионов лет ( Ма ), ^[8]^[9] альтернативные модели формирования ядра, основанные на нарастании гальки . хотя недавно были предложены ^[10] Вместо этого некоторые внесолнечные планеты-гиганты могли образоваться в результате нестабильности гравитационного диска. ^[9]^[11]

Формирование Урана и Нептуна посредством аналогичного процесса аккреции ядра гораздо более проблематично. Скорость убегания небольших протопланет, находящихся на расстоянии около 20 астрономических единиц (а.е.) от центра Солнечной системы, была бы сопоставима с их относительными скоростями . Такие тела, пересекающие орбиты Сатурна или Юпитера, могли бы быть отправлены по гиперболическим траекториям, выталкивающим их из системы. Такие тела, будучи захваченными газовыми гигантами, также, скорее всего, просто срослись бы с более крупными планетами или были бы выброшены на кометные орбиты. ^[11]

Несмотря на трудности с моделированием их формирования, многие кандидаты в ледяные гиганты наблюдались на орбитах других звезд с 2004 года. Это указывает на то, что они могут быть обычным явлением в Млечном Пути . ^[2]

Миграция

Учитывая орбитальные проблемы, с которыми столкнутся протопланеты, находящиеся на расстоянии 20 а.е. и более от центра Солнечной системы, простым решением является то, что ледяные гиганты сформировались между орбитами Юпитера и Сатурна, а затем были гравитационно рассеяны наружу, на свои теперь более далекие орбиты. ^[11]

Нестабильность диска

Гравитационная нестабильность протопланетного диска также могла привести к появлению нескольких газовых гигантских протопланет на расстояниях до 30 а.е. Области диска с несколько более высокой плотностью могут привести к образованию сгустков, которые в конечном итоге схлопнутся до планетарной плотности. ^[11] Диск даже с незначительной гравитационной нестабильностью может породить протопланеты размером от 10 до 30 а.е. более чем за тысячу лет (тыс. лет). Это намного короче, чем 100 000–1 000 000 лет, необходимые для образования протопланет за счет аккреции ядра облака, и может сделать их жизнеспособными даже в самых короткоживущих дисках, которые существуют всего несколько миллионов лет. ^[11]

Проблема с этой моделью заключается в определении того, что поддерживало стабильность диска до нестабильности. Существует несколько возможных механизмов, позволяющих возникать гравитационной нестабильности во время эволюции диска. Близкое столкновение с другой протозвездой может привести к гравитационному удару по стабильному диску. Диск, развивающийся магнитным путем, вероятно, будет иметь магнитные мертвые зоны из-за различной степени ионизации , где масса, перемещаемая магнитными силами, может накапливаться, в конечном итоге становясь незначительно гравитационно нестабильной. Протопланетный диск может просто медленно аккрецировать материю, вызывая относительно короткие периоды предельной гравитационной нестабильности и всплески сбора массы, за которыми следуют периоды, когда поверхностная плотность падает ниже уровня, необходимого для поддержания нестабильности. ^[11]

Фотоиспарение

Наблюдения фотоиспарения протопланетных дисков в скоплении Трапеции Ориона под действием крайнего ультрафиолетового (EUV) излучения, испускаемого θ. ¹ Орионис С предполагает еще один возможный механизм образования ледяных гигантов. Протопланеты-газовые гиганты с массой, кратной Юпитеру, могли быстро сформироваться из-за нестабильности диска, прежде чем большая часть их водородных оболочек была разрушена интенсивным EUV-излучением близлежащей массивной звезды. ^[11]

В туманности Киля EUV потоки Трапеции примерно в 100 раз выше, чем в туманности Ориона . Протопланетные диски присутствуют в обеих туманностях. Более высокие потоки EUV делают это еще более вероятным для формирования ледяных гигантов. Более сильный EUV увеличит удаление газовых оболочек с протопланет, прежде чем они смогут достаточно схлопнуться, чтобы противостоять дальнейшей потере. ^[11]

Характеристики

Ледяные гиганты представляют собой одну из двух принципиально разных категорий планет-гигантов, присутствующих в Солнечной системе , другая группа — более знакомые газовые гиганты , которые состоят более чем на 90% из водорода и гелия (по массе). Считается, что их водород распространяется вплоть до их небольших скалистых ядер, где молекулярный ион водорода переходит в металлический водород под экстремальным давлением в сотни гигапаскалей (ГПа). ^[2]

Ледяные гиганты состоят в основном из более тяжелых элементов . Судя по обилию элементов во Вселенной , наиболее вероятными являются кислород , углерод , азот и сера . Хотя у ледяных гигантов тоже есть водородные оболочки , они гораздо меньше. Они составляют менее 20% их массы. Их водород также никогда не достигает глубины, необходимой для давления для создания металлического водорода. ^[2] Тем не менее эти оболочки ограничивают наблюдение за внутренностями ледяных гигантов и, следовательно, информацию об их составе и эволюции. ^[2]

Хотя Уран и Нептун называют ледяными планетами-гигантами, считается, что под их облаками находится сверхкритический водно-аммиачный океан, на долю которого приходится около двух третей их общей массы. ^[12]^[13]

Атмосфера и погода

Газовые внешние слои ледяных гигантов во многом схожи с газовыми гигантами. К ним относятся долгоживущие высокоскоростные экваториальные ветры, полярные вихри , крупномасштабные модели циркуляции и сложные химические процессы, вызываемые ультрафиолетовым излучением сверху и смешивающимся с нижними слоями атмосферы. ^[2]

Изучение атмосферных закономерностей ледяных гигантов также дает понимание физики атмосферы . Их состав способствует различным химическим процессам , и они получают гораздо меньше солнечного света на своих далеких орбитах, чем любые другие планеты Солнечной системы (что увеличивает влияние внутреннего нагрева на погодные условия). ^[2]

Самая крупная видимая особенность Нептуна — повторяющееся Большое Темное Пятно . Оно формируется и исчезает каждые несколько лет, в отличие от Большого Красного Пятна Юпитера . такого же размера , которое существовало на протяжении веков Из всех известных планет-гигантов Солнечной системы Нептун излучает больше всего внутреннего тепла на единицу поглощенного солнечного света, соотношение примерно 2,6. Сатурн , следующий по величине излучатель, имеет коэффициент около 1,8. Уран излучает меньше всего тепла, в одну десятую меньше, чем Нептун. Предполагается, что это может быть связано с его крайним осевым наклоном на 98° . Это приводит к тому, что ее сезонные закономерности сильно отличаются от таковых на любой другой планете Солнечной системы. ^[2]

до сих пор нет . Полных моделей, объясняющих атмосферные особенности, наблюдаемые у ледяных гигантов, ^[2] Понимание этих особенностей поможет выяснить, как в целом функционируют атмосферы планет-гигантов. ^[2] Следовательно, такая информация может помочь ученым лучше предсказать структуру и поведение атмосферы гигантских экзопланет, которые оказались очень близки к своим звездам-хозяевам ( пегасовым планетам ), а также экзопланет с массой и радиусом между массами и радиусами планет-гигантов и планет земной группы, обнаруженных в Солнечной системе. ^[2]

Интерьер

Из-за их больших размеров и низкой теплопроводности внутреннее давление планет достигает нескольких сотен ГПа, а температура — нескольких тысяч кельвинов (К). ^[14]

В марте 2012 года было обнаружено, что сжимаемость воды, используемая в моделях ледяных гигантов, может быть снижена на одну треть. ^[15] Это значение важно для моделирования ледяных гигантов и оказывает влияние на их понимание. ^[15]

Магнитные поля

Магнитные поля Урана и Нептуна необычно смещены и наклонены. ^[16] Их напряженность поля занимает промежуточное положение между газовыми гигантами и планетами земной группы, будучи в 50 и 25 раз выше, чем у Земли соответственно. Напряженность экваториального магнитного поля Урана и Нептуна составляет соответственно 75 и 45 процентов от 0,305 Гс Земли. ^[16] Считается, что их магнитные поля возникают в ионизированной конвекционной мантии из жидкого льда. ^[16]

Посещение космического корабля

Прошлое

«Вояджер-2» (Уран и Нептун)

Предложения

MUSE (предложено в 2012 г.; рассмотрено НАСА в 2014 г. и ЕКА в 2016 г.)
Орбитальный аппарат и зонд НАСА «Уран» (предложено в 2011 году; рассмотрено НАСА в 2017 году)
ОКЕАН (предложено в 2017 г.)
ОДИНУС (предложено в 2013 г.)
Внешняя Солнечная система ^[17] (предложено в 2012 г.)
Тритон Хоппер (предложен в 2015 г.; с 2018 г. на рассмотрении НАСА)
Uranus Pathfinder (предложено в 2010 г.)
Нептун Одиссея (предложено в 2022 г.)

См. также

Ссылки

^ Д'Анджело, Дж.; Вайденшиллинг, С.Дж.; Лиссауэр, Джей Джей; Боденхаймер, П. (2021). «Рост Юпитера: образование в дисках газа и твердого тела и эволюция до современной эпохи». Икар . 355 : 114087. arXiv : 2009.05575 . Бибкод : 2021Icar..35514087D . дои : 10.1016/j.icarus.2020.114087 . S2CID 221654962 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м Хофштадтер, Марк (2011), «Атмосферы ледяных гигантов, Урана и Нептуна» (PDF) , Белая книга Десятилетнего исследования планетарной науки , Национальный исследовательский совет США , стр. 1–2 , получено 18 января 2015 г.
^ Цитаты из научной фантастики, Цитаты о газовом гиганте n.
^ Перейти обратно: ^а ^б Марк Марли, «Не ледяное сердце», Планетарное общество , 2 апреля 2019 г. читать
^ Бова, Б. 1971, Множество миров научной фантастики (Бостон, Массачусетс: EP Dutton)
^ Джеймс А. Данн и Эрик Берджесс, Путешествие Маринера-10: Миссия к Венере и Меркурию , Отдел научной и технической информации, Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, 1978, 224 страницы, страница 2. читать
^ Молавердихани, Каран (2019). «От холодных к горячим облученным газообразным экзопланетам: к схеме классификации, основанной на наблюдениях» . Астрофизический журнал . 873 (1): 32. arXiv : 1809.09629 . Бибкод : 2019ApJ...873...32M . дои : 10.3847/1538-4357/aafda8 . S2CID 119357572 .
^ Лиссауэр, Джей Джей; Губицкий О.; Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Бибкод : 2009Icar..199..338L . дои : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . S2CID 18964068 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Д'Анджело, Дженнаро; Дурисен, Ричард Х.; Лиссауэр, Джек Дж. (декабрь 2010 г.). «Формирование гигантской планеты». В Сигере, Сара (ред.). Экзопланеты . Издательство Университета Аризоны. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Бибкод : 2010exop.book..319D . ISBN 978-0-8165-2945-2 .
^ Левисон, Гарольд Ф.; Кретке, Кэтрин А.; Дункан, Мартин Дж. (2015). «Выращивание планет-газовых гигантов путем постепенного накопления камешков». Природа . 524 (7565): 322–324. arXiv : 1510.02094 . Бибкод : 2015Natur.524..322L . дои : 10.1038/nature14675 . ПМИД 26289203 . S2CID 4458098 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я Босс, Алан П. (декабрь 2003 г.). «Быстрое формирование внешних планет-гигантов из-за нестабильности диска» . Астрофизический журнал . 599 (1): 577–581. Бибкод : 2003ApJ...599..577B . дои : 10.1086/379163 . , §1–2
^ НАСА завершает исследование концепций будущей миссии «Ледяной гигант» . НАСА ТВ . 20 июня 2017 г.
^ [ https://www.lpi.usra.edu/icegiants/mission_study/IceGiants_EGUPresentation_2017_04_24.pdf ДалееЛедяные великаны]. (PDF) Краткое изложение исследования до десятилетия. НАСА. Представлено на конференции Европейского геофизического союза 24 апреля 2017 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б Неллис, Уильям (февраль 2012 г.). «Точка зрения: заглянуть глубоко внутрь ледяных планет-гигантов» . Физика . 5 (25): 25. Бибкод : 2012PhyOJ...5...25N . дои : 10.1103/Физика.5.25 .
^ Перейти обратно: ^а ^б «Внутренности планет-ледяных гигантов» . Архивировано из оригинала 3 мая 2012 г. {{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с «Природа и происхождение магнитных полей» .
^ Кристоф, Бруно; Спилкер, LJ; Андерсон, доктор медицинских наук; Андре, Н.; Асмар, Юго-Запад; Орну, Дж.; Банфилд, Д.; Баруччи, А.; Бертолами, О.; Бингэм, Р.; Браун, П; Чеккони, Б.; Корти, Ж.-М.; Диттус, Х.; Флетчер, Л.Н.; Фулон, Б.; Франциско, Ф.; Гил, PJS; Глассмайер, К.Х.; Гранди, В.; Хансен, К.; Хелберт, Дж.; Хеллед, Р.; Хуссманн, Х.; Ламин, Б.; Ламмерцаль, К.; Лами, Л.; Лехук, Р.; Ленуар, Б.; Леви, А.; Ортон, Г.; Парамос, Дж.; Понси, Дж.; Постберг, Ф.; Прогребенко С.В.; Рех, КР; Рейно, С.; Роберт, К.; Самаин, Э.; Саур, Дж; Саянаги, КМ; Шмитц, Н.; Селиг, Х.; Соль, Ф.; Спилкер, Т.Р.; Шрама, Р.; Стефан, К.; Тубул, П.; Вольф, П. (8 июля 2012 г.). «OSS (Внешняя Солнечная система): миссия по фундаментальной и планетарной физике к Нептуну, Тритону и поясу Койпера» (PDF) . Экспериментальная астрономия . 34 (2). Спрингер: 203–242. arXiv : 1106.0132 . Бибкод : 2012ExA....34..203C . дои : 10.1007/s10686-012-9309-y . S2CID 55295857 . Архивировано из оригинала (PDF) 26 мая 2019 года . Проверено 26 мая 2019 г. - из лаборатории моделирования планетарных интерьеров Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе.

Внешние ссылки

Эксперименты Сандии могут привести к пересмотру астрофизических моделей Вселенной - Sandia Labs. Архивировано 6 ноября 2013 г. в Wayback Machine.

[dangelo2021-1] Д'Анджело, Дж.; Вайденшиллинг, С.Дж.; Лиссауэр, Джей Джей; Боденхаймер, П. (2021). «Рост Юпитера: образование в дисках газа и твердого тела и эволюция до современной эпохи». Икар . 355 : 114087. arXiv : 2009.05575 . Бибкод : 2021Icar..35514087D . дои : 10.1016/j.icarus.2020.114087 . S2CID 221654962 .

[icegiantatmospheres-2] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м Хофштадтер, Марк (2011), «Атмосферы ледяных гигантов, Урана и Нептуна» (PDF) , Белая книга Десятилетнего исследования планетарной науки , Национальный исследовательский совет США , стр. 1–2 , получено 18 января 2015 г.

[3] Цитаты из научной фантастики, Цитаты о газовом гиганте n.

[M19-4] Перейти обратно: ^а ^б Марк Марли, «Не ледяное сердце», Планетарное общество , 2 апреля 2019 г. читать

[5] Бова, Б. 1971, Множество миров научной фантастики (Бостон, Массачусетс: EP Dutton)

[6] Джеймс А. Данн и Эрик Берджесс, Путешествие Маринера-10: Миссия к Венере и Меркурию , Отдел научной и технической информации, Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, 1978, 224 страницы, страница 2. читать

[Molaverdikhani2019-7] Молавердихани, Каран (2019). «От холодных к горячим облученным газообразным экзопланетам: к схеме классификации, основанной на наблюдениях» . Астрофизический журнал . 873 (1): 32. arXiv : 1809.09629 . Бибкод : 2019ApJ...873...32M . дои : 10.3847/1538-4357/aafda8 . S2CID 119357572 .

[lhdb2009-8] Лиссауэр, Джей Джей; Губицкий О.; Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Бибкод : 2009Icar..199..338L . дои : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . S2CID 18964068 .

[ddl2011-9] Перейти обратно: ^а ^б Д'Анджело, Дженнаро; Дурисен, Ричард Х.; Лиссауэр, Джек Дж. (декабрь 2010 г.). «Формирование гигантской планеты». В Сигере, Сара (ред.). Экзопланеты . Издательство Университета Аризоны. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Бибкод : 2010exop.book..319D . ISBN 978-0-8165-2945-2 .

[10] Левисон, Гарольд Ф.; Кретке, Кэтрин А.; Дункан, Мартин Дж. (2015). «Выращивание планет-газовых гигантов путем постепенного накопления камешков». Природа . 524 (7565): 322–324. arXiv : 1510.02094 . Бибкод : 2015Natur.524..322L . дои : 10.1038/nature14675 . ПМИД 26289203 . S2CID 4458098 .

[rapidformation-11] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я Босс, Алан П. (декабрь 2003 г.). «Быстрое формирование внешних планет-гигантов из-за нестабильности диска» . Астрофизический журнал . 599 (1): 577–581. Бибкод : 2003ApJ...599..577B . дои : 10.1086/379163 . , §1–2

[12] НАСА завершает исследование концепций будущей миссии «Ледяной гигант» . НАСА ТВ . 20 июня 2017 г.

[13] [ https://www.lpi.usra.edu/icegiants/mission_study/IceGiants_EGUPresentation_2017_04_24.pdf ДалееЛедяные великаны]. (PDF) Краткое изложение исследования до десятилетия. НАСА. Представлено на конференции Европейского геофизического союза 24 апреля 2017 г.

[inside-14] Перейти обратно: ^а ^б Неллис, Уильям (февраль 2012 г.). «Точка зрения: заглянуть глубоко внутрь ледяных планет-гигантов» . Физика . 5 (25): 25. Бибкод : 2012PhyOJ...5...25N . дои : 10.1103/Физика.5.25 .

[astro-15] Перейти обратно: ^а ^б «Внутренности планет-ледяных гигантов» . Архивировано из оригинала 3 мая 2012 г. {{cite web}}: CS1 maint: неподходящий URL ( ссылка )

[mag-16] Перейти обратно: ^а ^б ^с «Природа и происхождение магнитных полей» .

[17] Кристоф, Бруно; Спилкер, LJ; Андерсон, доктор медицинских наук; Андре, Н.; Асмар, Юго-Запад; Орну, Дж.; Банфилд, Д.; Баруччи, А.; Бертолами, О.; Бингэм, Р.; Браун, П; Чеккони, Б.; Корти, Ж.-М.; Диттус, Х.; Флетчер, Л.Н.; Фулон, Б.; Франциско, Ф.; Гил, PJS; Глассмайер, К.Х.; Гранди, В.; Хансен, К.; Хелберт, Дж.; Хеллед, Р.; Хуссманн, Х.; Ламин, Б.; Ламмерцаль, К.; Лами, Л.; Лехук, Р.; Ленуар, Б.; Леви, А.; Ортон, Г.; Парамос, Дж.; Понси, Дж.; Постберг, Ф.; Прогребенко С.В.; Рех, КР; Рейно, С.; Роберт, К.; Самаин, Э.; Саур, Дж; Саянаги, КМ; Шмитц, Н.; Селиг, Х.; Соль, Ф.; Спилкер, Т.Р.; Шрама, Р.; Стефан, К.; Тубул, П.; Вольф, П. (8 июля 2012 г.). «OSS (Внешняя Солнечная система): миссия по фундаментальной и планетарной физике к Нептуну, Тритону и поясу Койпера» (PDF) . Экспериментальная астрономия . 34 (2). Спрингер: 203–242. arXiv : 1106.0132 . Бибкод : 2012ExA....34..203C . дои : 10.1007/s10686-012-9309-y . S2CID 55295857 . Архивировано из оригинала (PDF) 26 мая 2019 года . Проверено 26 мая 2019 г. - из лаборатории моделирования планетарных интерьеров Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]