Гидродинамический побег

В науке об атмосфере гидродинамический выход относится к термическому механизму выхода из атмосферы , который может привести к выходу более тяжелых атомов планетарной атмосферы в результате многочисленных столкновений с более легкими атомами.

Описание

Гидродинамический вылет происходит, если происходит сильный термический вылет из атмосферы легких атомов, которые за счет эффектов сопротивления (столкновений) также выталкивают более тяжелые атомы. ^{[ 1 ]} Самая тяжелая разновидность атомов, которую можно удалить таким образом, называется кроссоверной массой. ^{[ 2 ]}

Для поддержания значительного гидродинамического убегания требуется большой источник энергии на определенной высоте. Мягкое рентгеновское излучение или сильное ультрафиолетовое излучение, передача импульса от падения метеороидов или астероидов или тепловложение от процессов планетарной аккреции. ^{[ 3 ]} может обеспечить необходимую энергию для гидродинамического выхода.

Расчеты

Оценка скорости гидродинамического утечки важна для анализа как истории, так и современного состояния атмосферы планеты. В 1981 году Уотсон и др. опубликовано ^{[ 4 ]} расчеты, описывающие побег с ограниченной энергией, при котором вся поступающая энергия уравновешивается побегом в космос. Недавнее численное моделирование экзопланет показало, что этот расчет переоценивает гидродинамический поток в 20–100 раз. ^[30] Однако здесь стоит отметить частный случай и приближение верхнего предела утечки из атмосферы.

убегания Гидродинамический поток ( $Φ$ , [м ^-2с ^-1]) при утечке с ограниченной энергией можно рассчитать, предполагая, что (1) атмосфера состоит из невязкого газа , (2) газа с постоянной молекулярной массой, с (3) изотропным давлением, (4) фиксированной температурой , (5) идеальное поглощение крайнего ультрафиолета (XUV), и что (6) давление снижается до нуля по мере увеличения расстояния от планеты. ^{[ 4 ]}

\Phi ={\frac {F_{\mathrm {XUV} }R_{p}R_{\mathrm {XUV} }^{2}}{GM_{p}}}

где (в единицах СИ ):

$F XUV$ – поток фотонов [Дж·м ^-2с ^-1] на интересующих длинах волн,
$R p$ – радиус планеты [м],
$G$ — гравитационная постоянная [мс ^-2],
$M p$ – масса планеты [кг],
$R XUV$ — эффективный радиус, в котором происходит поглощение XUV [м].

На протяжении многих лет в эту модель предлагались поправки, учитывающие полость Роша планеты и эффективность поглощения потока фотонов. ^{[ 5 ]}^{[ 6 ]}^{[ 7 ]}

Однако по мере роста вычислительной мощности появляются все более сложные модели, включающие перенос излучения , фотохимию и гидродинамику , которые обеспечивают более точные оценки гидродинамического выхода. ^{[ 8 ]}

Фракционирование изотопов как доказательство

Среднеквадратическая равна тепловая скорость ( $) vth$ атомного вида

v_{\mathrm {th} }={\sqrt {\frac {3kT}{m}}}

где $k$ — постоянная Больцмана , $T$ — температура, а $m$ — масса вида. Поэтому более легкие молекулы или атомы будут двигаться быстрее, чем более тяжелые молекулы или атомы при той же температуре. Вот почему атомарный водород преимущественно уходит из атмосферы, а также объясняет, почему соотношение более легких и тяжелых изотопов атмосферных частиц может указывать на гидродинамический выход.

В частности, соотношение различных изотопов благородных газов ( ²⁰Ne / ²²Ne, ³⁶с / ³⁸с, ^{78,80,82,83,86}ДКК / ⁸⁴Кр, ^{124,126,128,129,131,132,134,136}Машина / ¹³⁰Изотопы Xe) или водорода ( D /H) можно сравнить с солнечными уровнями, чтобы указать на вероятность гидродинамического выхода в эволюции атмосферы. Отношения, большие или меньшие, чем у Солнца или хондритов CI , которые используются в качестве заместителя Солнца, указывают на то, что с момента образования планеты произошел значительный гидродинамический побег. Поскольку более легкие атомы уходят преимущественно, мы ожидаем, что меньшие соотношения изотопов благородных газов (или большее D/H) соответствуют большей вероятности гидродинамического выхода, как указано в таблице.

Изотопное фракционирование на Венере, Земле и Марсе ^{[ 9 ]}
Источник	36Ar/38Ar	20Не/22Не	82Кр/84Кр	128Xe/130Xe
Солнце	5.8	13.7	20.501	50.873
CI хондриты	5.3±0.05	8.9±1.3	20.149±0.080	50.73±0.38
Венера	5.56±0.62	11.8±0.7	--	--
Земля	5.320±0.002	9.800±0.08	20.217±0.021	47.146±0.047
Марс	4.1±0.2	10.1±0.7	20.54±0.20	47.67±1.03

Сопоставление этих соотношений также можно использовать для проверки или проверки вычислительных моделей, описывающих эволюцию атмосферы. Этот метод также использовался для определения выхода кислорода по сравнению с водородом в ранних атмосферах. ^{[ 10 ]}

Примеры

Экзопланеты , находящиеся очень близко к своей родительской звезде, такие как горячие Юпитеры, могут испытывать значительный гидродинамический побег. ^{[ 11 ]}^{[ 12 ]} до такой степени, что звезда «сжигает» свою атмосферу, после чего они перестают быть газовыми гигантами и остаются только с ядром, и в этот момент их будут называть хтоническими планетами . Гидродинамический побег наблюдался для экзопланет, близких к их звезде-хозяину, включая горячий Юпитер HD 209458b . ^{[ 13 ]}

В течение жизни звезды солнечный поток может измениться. Более молодые звезды производят больше EUV, а ранние протоатмосферы Земли , Марса и Венеры , вероятно, подверглись гидродинамическому высвобождению, что объясняет фракционирование изотопов благородных газов, присутствующее в их атмосферах. ^{[ 14 ]}

Ссылки

^ Ирвин, Патрик Дж.Дж. (2006). Планеты-гиганты нашей солнечной системы: введение . Биркхойзер. п. 58. ИСБН 3-540-31317-6 . Проверено 22 декабря 2009 г.
^ Хантен, Дональд М.; Пепин, Роберт О.; Уокер, Джеймс К.Г. (1 марта 1987 г.). «Массовое фракционирование при гидродинамическом выходе». Икар . 69 (3): 532–549. Бибкод : 1987Icar...69..532H . дои : 10.1016/0019-1035(87)90022-4 . hdl : 2027.42/26796 . ISSN 0019-1035 .
^ Патер, Имке Де; Джек Джонатан Лиссауэр (2001). Планетарные науки . Издательство Кембриджского университета . п. 129. ИСБН 0-521-48219-4 .
^ ^а ^б Уотсон, Эндрю Дж.; Донахью, Томас М.; Уокер, Джеймс К.Г. (ноябрь 1981 г.). «Динамика быстро уходящей атмосферы: применение к эволюции Земли и Венеры» (PDF) . Икар . 48 (2): 150–166. Бибкод : 1981Icar...48..150W . дои : 10.1016/0019-1035(81)90101-9 . hdl : 2027.42/24204 .
^ Еркаев, Н.В.; Куликов, Ю. Н.; Ламмер, Х.; Селсис, Ф.; Лангмайр, Д.; Яритц, Г.Ф.; Бирнат, Гонконг (сентябрь 2007 г.). «Влияние доли Роша на атмосферные потери от «Горячих Юпитеров» » . Астрономия и астрофизика . 472 (1): 329–334. arXiv : astro-ph/0612729 . Бибкод : 2007A&A...472..329E . дои : 10.1051/0004-6361:20066929 . ISSN 0004-6361 .
^ Лекавелье де Этанг, А. (январь 2007 г.). «Диаграмма для определения состояния испарения внесолнечных планет». Астрономия и астрофизика . 461 (3): 1185–1193. arXiv : astro-ph/0609744 . Бибкод : 2007A&A...461.1185L . дои : 10.1051/0004-6361:20065014 . ISSN 0004-6361 . S2CID 8532526 .
^ Тянь, Фэн; Гюдель, Мануэль; Джонстон, Колин П.; Ламмер, Хельмут; Люгер, Родриго; Одерт, Петра (апрель 2018 г.). «Потеря воды на молодых планетах». Обзоры космической науки . 214 (3):65. Бибкод : 2018ССРв..214...65Т . дои : 10.1007/s11214-018-0490-9 . ISSN 0038-6308 . S2CID 126177273 .
^ Оуэн, Джеймс Э. (30 мая 2019 г.). «Побег из атмосферы и эволюция близких экзопланет». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 47 (1): 67–90. arXiv : 1807.07609 . Бибкод : 2019AREPS..47...67O . doi : 10.1146/annurev-earth-053018-060246 . ISSN 0084-6597 . S2CID 119333247 .
^ Пепин, Роберт О. (1 июля 1991 г.). «О происхождении и ранней эволюции атмосфер планет земной группы и метеоритных летучих веществ». Икар . 92 (1): 2–79. Бибкод : 1991Icar...92....2P . дои : 10.1016/0019-1035(91)90036-S . ISSN 0019-1035 .
^ Хантен, Дональд М.; Пепин, Роберт О.; Уокер, Джеймс К.Г. (1 марта 1987 г.). «Массовое фракционирование при гидродинамическом выходе». Икар . 69 (3): 532–549. Бибкод : 1987Icar...69..532H . дои : 10.1016/0019-1035(87)90022-4 . hdl : 2027.42/26796 . ISSN 0019-1035 .
^ Тянь, Фэн; Тун, Оуэн Б.; Павлов, Александр А.; де Стерк, Х. (10 марта 2005 г.). «Транзвуковой гидродинамический выход водорода из внесолнечных планетных атмосфер». Астрофизический журнал . 621 (2): 1049–1060. Бибкод : 2005ApJ...621.1049T . CiteSeerX 10.1.1.122.9085 . дои : 10.1086/427204 . S2CID 6475341 .
^ Свифт, Дамиан К.; Эггерт, Джон; Хикс, Дэмиен Г.; Амель, Себастьян; Касперсен, Кайл; Швеглер, Эрик; Коллинз, Гилберт В. (2012). «Отношения массы и радиуса экзопланет». Астрофизический журнал . 744 (1): 59. arXiv : 1001.4851 . Бибкод : 2012ApJ...744...59S . дои : 10.1088/0004-637X/744/1/59 . S2CID 119219137 .
^ Видаль-Маджар, А.; Дезерт, Ж.-М.; Лекавелье де Этанг, А.; Эбрар, Г.; Баллестер, GE; Эренрайх, Д.; Ферлет, Р.; МакКоннелл, Джей Си; Мэр, М.; Паркинсон, CD (2004). «Видал-Маджар и др., Кислород и углерод в HD 209458b» . arXiv : astro-ph/0401457 . дои : 10.1086/383347 . {{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется |journal= ( помощь )
^ Гиллманн, Седрик; Шасфьер, Эрик; Логнонне, Филипп (15 сентября 2009 г.). «Последовательная картина раннего гидродинамического выхода атмосферы Венеры, объясняющая нынешние изотопные соотношения Ne и Ar и низкое содержание кислорода в атмосфере». Письма о Земле и планетологии . 286 (3): 503–513. Бибкод : 2009E&PSL.286..503G . дои : 10.1016/j.epsl.2009.07.016 . ISSN 0012-821X .

[1] Ирвин, Патрик Дж.Дж. (2006). Планеты-гиганты нашей солнечной системы: введение . Биркхойзер. п. 58. ИСБН 3-540-31317-6 . Проверено 22 декабря 2009 г.

[2] Хантен, Дональд М.; Пепин, Роберт О.; Уокер, Джеймс К.Г. (1 марта 1987 г.). «Массовое фракционирование при гидродинамическом выходе». Икар . 69 (3): 532–549. Бибкод : 1987Icar...69..532H . дои : 10.1016/0019-1035(87)90022-4 . hdl : 2027.42/26796 . ISSN 0019-1035 .

[3] Патер, Имке Де; Джек Джонатан Лиссауэр (2001). Планетарные науки . Издательство Кембриджского университета . п. 129. ИСБН 0-521-48219-4 .

[:12-4] а ^б Уотсон, Эндрю Дж.; Донахью, Томас М.; Уокер, Джеймс К.Г. (ноябрь 1981 г.). «Динамика быстро уходящей атмосферы: применение к эволюции Земли и Венеры» (PDF) . Икар . 48 (2): 150–166. Бибкод : 1981Icar...48..150W . дои : 10.1016/0019-1035(81)90101-9 . hdl : 2027.42/24204 .

[5] Еркаев, Н.В.; Куликов, Ю. Н.; Ламмер, Х.; Селсис, Ф.; Лангмайр, Д.; Яритц, Г.Ф.; Бирнат, Гонконг (сентябрь 2007 г.). «Влияние доли Роша на атмосферные потери от «Горячих Юпитеров» » . Астрономия и астрофизика . 472 (1): 329–334. arXiv : astro-ph/0612729 . Бибкод : 2007A&A...472..329E . дои : 10.1051/0004-6361:20066929 . ISSN 0004-6361 .

[6] Лекавелье де Этанг, А. (январь 2007 г.). «Диаграмма для определения состояния испарения внесолнечных планет». Астрономия и астрофизика . 461 (3): 1185–1193. arXiv : astro-ph/0609744 . Бибкод : 2007A&A...461.1185L . дои : 10.1051/0004-6361:20065014 . ISSN 0004-6361 . S2CID 8532526 .

[7] Тянь, Фэн; Гюдель, Мануэль; Джонстон, Колин П.; Ламмер, Хельмут; Люгер, Родриго; Одерт, Петра (апрель 2018 г.). «Потеря воды на молодых планетах». Обзоры космической науки . 214 (3):65. Бибкод : 2018ССРв..214...65Т . дои : 10.1007/s11214-018-0490-9 . ISSN 0038-6308 . S2CID 126177273 .

[8] Оуэн, Джеймс Э. (30 мая 2019 г.). «Побег из атмосферы и эволюция близких экзопланет». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 47 (1): 67–90. arXiv : 1807.07609 . Бибкод : 2019AREPS..47...67O . doi : 10.1146/annurev-earth-053018-060246 . ISSN 0084-6597 . S2CID 119333247 .

[9] Пепин, Роберт О. (1 июля 1991 г.). «О происхождении и ранней эволюции атмосфер планет земной группы и метеоритных летучих веществ». Икар . 92 (1): 2–79. Бибкод : 1991Icar...92....2P . дои : 10.1016/0019-1035(91)90036-S . ISSN 0019-1035 .

[10] Хантен, Дональд М.; Пепин, Роберт О.; Уокер, Джеймс К.Г. (1 марта 1987 г.). «Массовое фракционирование при гидродинамическом выходе». Икар . 69 (3): 532–549. Бибкод : 1987Icar...69..532H . дои : 10.1016/0019-1035(87)90022-4 . hdl : 2027.42/26796 . ISSN 0019-1035 .

[11] Тянь, Фэн; Тун, Оуэн Б.; Павлов, Александр А.; де Стерк, Х. (10 марта 2005 г.). «Транзвуковой гидродинамический выход водорода из внесолнечных планетных атмосфер». Астрофизический журнал . 621 (2): 1049–1060. Бибкод : 2005ApJ...621.1049T . CiteSeerX 10.1.1.122.9085 . дои : 10.1086/427204 . S2CID 6475341 .

[12] Свифт, Дамиан К.; Эггерт, Джон; Хикс, Дэмиен Г.; Амель, Себастьян; Касперсен, Кайл; Швеглер, Эрик; Коллинз, Гилберт В. (2012). «Отношения массы и радиуса экзопланет». Астрофизический журнал . 744 (1): 59. arXiv : 1001.4851 . Бибкод : 2012ApJ...744...59S . дои : 10.1088/0004-637X/744/1/59 . S2CID 119219137 .

[13] Видаль-Маджар, А.; Дезерт, Ж.-М.; Лекавелье де Этанг, А.; Эбрар, Г.; Баллестер, GE; Эренрайх, Д.; Ферлет, Р.; МакКоннелл, Джей Си; Мэр, М.; Паркинсон, CD (2004). «Видал-Маджар и др., Кислород и углерод в HD 209458b» . arXiv : astro-ph/0401457 . дои : 10.1086/383347 . {{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется |journal= ( помощь )

[14] Гиллманн, Седрик; Шасфьер, Эрик; Логнонне, Филипп (15 сентября 2009 г.). «Последовательная картина раннего гидродинамического выхода атмосферы Венеры, объясняющая нынешние изотопные соотношения Ne и Ar и низкое содержание кислорода в атмосфере». Письма о Земле и планетологии . 286 (3): 503–513. Бибкод : 2009E&PSL.286..503G . дои : 10.1016/j.epsl.2009.07.016 . ISSN 0012-821X .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]