Геодинамика экзопланет земной группы
Открытие внесолнечных планет размером с Землю стимулировало исследования их потенциального обитаемости . Один из общепринятых [1] Требования к планете, поддерживающей жизнь, — это подвижная, раздробленная литосфера, циклически перерабатываемая в энергично конвектирующую мантию в процессе, широко известном как тектоника плит . Тектоника плит обеспечивает средство геохимического регулирования атмосферных частиц, а также удаления углерода из атмосферы. Это предотвращает « безудержный парниковый эффект», который может привести к неблагоприятным температурам поверхности и испарению жидкой поверхностной воды. [2] Ученые-планетологи не пришли к единому мнению относительно того, имеют ли экзопланеты земного типа тектонику плит, но широко распространено мнение, что вероятность тектоники плит на экзопланете земного типа является функцией радиуса планеты, начальной температуры при слиянии, инсоляции и присутствия. или отсутствие поверхностной воды в жидкой фазе. [3] [4] [5] [6]
Потенциальные геодинамические режимы экзопланет
[ редактировать ]Для характеристики геодинамического режима экзопланеты земного типа делается основное предположение, что такая планета является земной или «скалистой». Это подразумевает трехслойную стратиграфию (от центра к поверхности) частично расплавленного железного ядра , силикатной мантии, которая конвектирует в геологических временных масштабах, и относительно холодной, хрупкой силикатной литосферы. В рамках этих параметров геодинамический режим в данный момент истории планеты, вероятно, попадает в одну из трех категорий:
Тектоника плит
[ редактировать ]Мантия планеты с тектоникой плит имеет движущие силы, превышающие предел текучести хрупкой литосферы, в результате чего литосфера распадается на плиты, которые движутся относительно друг друга. [3] [4] Критическим элементом тектонической системы плит является то, что эти литосферные плиты в какой-то момент своей эволюции приобретают отрицательную плавучесть, погружаясь в мантию. Дефицит поверхностной массы компенсируется образованием новых плит в других местах посредством поднимающихся мантийных плюмов . Тектоника плит — эффективный метод передачи тепла из недр планеты на поверхность. Земля — единственная планета, на которой, как известно, наблюдается тектоника плит. [6] хотя были представлены доказательства того, что на Юпитера спутнике Европе наблюдается форма тектоники плит, аналогичная земной. [7]
Застойная крышка
[ редактировать ]Режим застойной крышки возникает, когда движущие силы мантии не превышают предел текучести литосферы, в результате чего мантия покрывается единой непрерывной жесткой плитой. Застойные веки развиваются только тогда, когда контраст вязкости между поверхностью и недрами планет превышает примерно четыре порядка. [8]
Эпизодическая тектоника
[ редактировать ]Эпизодическая тектоника — это общий термин для геодинамического режима, который сочетает в себе аспекты как тектоники плит, так и динамики застойной крышки. Планеты с эпизодическими тектоническими режимами будут иметь неподвижные поверхности в течение геологически длительных периодов времени, пока сдвиг условий равновесия не будет ускорен либо ослаблением литосферы, либо усилением мантийных движущих сил. Когда это происходит, переход к тектонике плит обычно носит катастрофический характер и может привести к обновлению поверхности всей планеты. [9] После такого события всплытия (или периода событий всплытия) восстанавливаются условия равновесия застойного века, что приводит к состоянию покоя и неподвижности века.
Методы прогнозирования геодинамических режимов экзопланет
[ редактировать ]Экзопланеты наблюдались напрямую и дистанционно зондировались . [10] но из-за их большого расстояния и близости к скрывающим источникам энергии (звездам, вокруг которых они вращаются), мало конкретных знаний об их составе и геодинамическом режиме. Поэтому большая часть информации и предположений о них поступает из альтернативных источников.
Аналоги Солнечной системы
[ редактировать ]Обычно считается, что все каменистые планеты Солнечной системы, за исключением Земли, находятся в геодинамическом режиме застойной крышки. [8] [9] На Марсе и особенно на Венере есть свидетельства предшествующих событий всплытия на поверхность, но сегодня они кажутся тектонически спокойными. Геодинамические выводы о планетах Солнечной системы были экстраполированы на экзопланеты, чтобы определить, какие геодинамические режимы можно ожидать с учетом набора физических критериев, таких как радиус планеты, наличие поверхностной воды и инсоляция. В частности, интенсивно изучалась планета Венера из-за ее общего физического сходства с Землей, но совершенно другого геодинамического режима. Предлагаемые объяснения включают нехватку поверхностных вод, [9] отсутствие магнитного геодинамо, [11] или крупномасштабная эвакуация внутреннего тепла вскоре после слияния планет. [8]
Еще одним источником понимания Солнечной системы является история планеты Земля, которая, возможно, имела несколько эпизодов застоя в геодинамике крышки за свою историю. [12] Эти периоды застоя не обязательно охватывали всю планету; когда существовали такие суперконтиненты, как Гондвана, их присутствие могло остановить движение плит на больших пространствах поверхности Земли до тех пор, пока накопление мантийного тепла под суперплитой не стало достаточным, чтобы разорвать их на части. [13]
Наблюдение экзопланет
[ редактировать ]
Косвенные и прямые методы наблюдения, такие как лучевая скорость и коронографы, могут дать огибающую оценку параметров экзопланеты, таких как масса, радиус планеты и радиус / эксцентриситет орбиты. Поскольку обычно считается, что расстояние от родительской звезды и размер планеты влияют на геодинамический режим экзопланеты, на основе такой информации можно сделать выводы. Например, экзопланета, достаточно близкая к своей родительской звезде, чтобы быть заблокированной приливом, может иметь совершенно разные температуры «темной» и «светлой» сторон и, соответственно, биполярные геодинамические режимы (см. раздел об инсоляции ниже).
Спектроскопия использовалась для характеристики внесолнечных газовых гигантов , но еще не использовалась на скалистых экзопланетах. Однако численное моделирование показало, что спектроскопия может обнаруживать уровни диоксида серы в атмосфере всего 1 ppm; Наличие диоксида серы в такой концентрации может указывать на планету без поверхностных вод и с вулканизмом в 1500–80 000 раз выше, чем на Земле. [2]
Численное моделирование
[ редактировать ]Поскольку реальные данные об экзопланетах в настоящее время ограничены, большая часть дискуссий относительно тектоники скалистых экзопланет ведется на основе результатов исследований численного моделирования. В таких моделях манипулируются различными планетарными физическими параметрами (т.е. вязкостью мантии, температурой на границе ядро-мантия, инсоляция, «влажность» или гидратация погружающейся литосферы) и сообщается о результирующем влиянии на геодинамический режим. Из-за вычислительных ограничений невозможно учесть большое количество переменных, которые контролируют геодинамику планеты в реальной жизни; поэтому модели игнорируют некоторые параметры, которые считаются менее важными, и уделяют особое внимание другим, пытаясь изолировать непропорционально важные движущие факторы. Некоторые из этих параметров включают в себя:
Параметры масштабирования
[ редактировать ]
Ранние модели скалистых экзопланет масштабировали различные факторы (а именно вязкость мантии, предел текучести литосферы и размер планеты) вверх и вниз, чтобы предсказать геодинамический режим экзопланеты с заданными параметрами. Два исследования размера экзопланеты, опубликованные в 2007 году, пришли к принципиально разным выводам: О'Нил и Ленардик (2007). [3] показали, что планета с массой 1,1 Земли будет иметь предел текучести литосферы, подобный земному, но с меньшими напряжениями движения мантии, что приведет к застойному режиму крышки. И наоборот, Валенсия и др. (2007) [4] пришел к выводу, что увеличение скорости мантии (движущей силы) велико по сравнению с гравитационно-вынужденным увеличением вязкости плит по мере того, как масса планет превышает одну массу Земли, что увеличивает вероятность тектоники плит с размером планеты.
Вязкоупруго-пластическая реология
[ редактировать ]Большинство моделей моделируют литосферные плиты с вязкоупруго-пластической реологией. В этом моделировании пластины деформируются вязкоупруго до порогового уровня напряжения, после чего они деформируются пластическим образом . литосферы Предел текучести является функцией давления, напряжения, состава, но температура оказывает на него непропорциональное влияние. [9] Следовательно, изменения температуры литосферы, будь то из-за внешних источников (инсоляция) или внутренних (нагрев мантии), будут увеличивать или уменьшать вероятность тектоники плит в вязкоупруго-пластических моделях. Модели с различными режимами нагрева мантии (тепло, исходящее от границы ядро-мантия или нагрев мантии in-situ) могут создавать совершенно разные геодинамические режимы. [14]
Зависящие от времени и квазистационарные состояния
[ редактировать ]В вычислительных целях ранние модели конвекции мантии экзопланеты предполагали, что планета находится в квазистационарном состоянии, то есть поступление тепла от границы ядро-мантия или нагрев внутренней мантии оставались постоянными на протяжении всего запуска модели. Более поздние исследования, такие как исследования Ноака и Брейера (2014). [1] показывают, что это предположение может иметь важные последствия, приводящие к постепенному увеличению разницы температур между ядром и мантией. Планета, смоделированная с реалистичным уменьшением внутреннего нагрева с течением времени, имела меньшую вероятность входа в режим тектонических плит по сравнению с моделью квазистационарного состояния.
Теория повреждений
[ редактировать ]Недостаток вязкоупруго-пластических моделей геодинамики экзопланет в том, что для инициации тектоники плит необходимы нереально низкие значения предела текучести. Кроме того, пластины в вязкоупругопластических моделях не обладают памятью деформаций, т.е. как только напряжение в литосферной плите падает ниже предела текучести, она возвращается к своей додеформационной прочности. Это контрастирует с наземными наблюдениями, которые показывают, что плиты преимущественно разрушаются вдоль ранее существовавших областей деформации. [15]
Теория повреждений пытается устранить этот недостаток модели, моделируя пустоты, создаваемые в областях напряжения, представляющие собой механическое измельчение крупных зерен породы в более мелкие. В таких моделях повреждение уравновешивается «заживлением» или динамической рекристаллизацией более мелких зерен в более крупные под действием температуры и давления. Если уменьшение размера зерен (повреждение) интенсивно локализуется в застойной крышке, зарождающаяся трещина в мантии может превратиться в полноценный рифт, инициирующий тектонику плит. [16] И наоборот, высокая температура поверхности будет способствовать более эффективному заживлению литосферы, что является еще одним потенциальным объяснением того, почему Венера имеет застойную крышку, а Земля – нет. [15]
Потенциальные определяющие факторы геодинамических режимов экзопланет земного типа
[ редактировать ]Начальная температура
[ редактировать ]Для скалистых экзопланет размером больше Земли начальная внутренняя температура после выздоровления планеты может быть важным фактором, контролирующим движение поверхности. Ноак и Брейер (2014) [1] продемонстрировали, что начальная температура границы ядро-мантия 6100 К , вероятно, приведет к образованию застойной крышки, в то время как планета тех же размеров с начальной границей ядро-мантия на 2000 К более горячей, вероятно, в конечном итоге разовьет тектонику плит. Этот эффект уменьшается на планетах меньше Земли, потому что их меньшие планетарные внутренности эффективно перераспределяют тепло, уменьшая градиенты тепла между ядром и мантией, которые вызывают мантийную конвекцию.
Инсоляция
[ редактировать ]
Внешние источники планетарного тепла (а именно, излучение родительской звезды планеты) могут оказывать радикальное воздействие на геодинамический режим. При сохранении всех остальных переменных постоянными экзопланета размером с Землю с температурой поверхности 273 К в течение своего геологического существования будет развиваться от режима тектонических плит к эпизодическим периодам тектоники плит, перемежающихся геодинамикой застойной крышки, к конечной фазе застойной крышки, как внутреннее тепло исчерпано. Между тем, «горячая» планета (температура поверхности 759 К) при тех же начальных условиях будет иметь от аморфной поверхности (из-за постоянного превышения предела текучести литосферы) до застойной крышки, поскольку внутреннее тепло исчерпано, при этом тектоники плит не наблюдается. [5]
Планеты, находящиеся ближе чем на 0,5 астрономических единиц от своей звезды, скорее всего, будут заблокированы приливом; Ожидается, что эти планеты будут иметь совершенно разные температурные режимы на «дневной» и «ночной» сторонах. При моделировании этого сценария на дневной стороне наблюдается конвекция подвижной крышки с диффузной деформацией поверхности, текущей в сторону ночной стороны, тогда как на ночной стороне наблюдается плитотектонический режим нисходящих плит и глубинный мантийный возвратный поток в направлении ночной стороны. Для создания такой устойчивой системы необходим температурный контраст в 400 К между дневной и ночной сторонами. [5]
Наличие поверхностных вод
[ редактировать ]Хотя ранние исследования моделирования подчеркивали размер данной экзопланеты как критический фактор геодинамического режима, [3] [4] более поздние исследования показали, что влияние размера может быть небольшим до такой степени, что оно не имеет значения по сравнению с наличием поверхностных вод. Чтобы тектоника плит была устойчивым, а не эпизодическим процессом, коэффициент трения в верхнем пограничном слое (границе мантии и литосферы) должен быть ниже критического значения; в то время как некоторые модели достигают критически низкого коэффициента трения за счет повышения температуры верхнего пограничного слоя (и последующего снижения вязкости), Коренага (2010) демонстрирует, что высокое содержание поровой жидкости также может снизить коэффициент трения ниже критического значения. [6]
Последствия геодинамического режима экзопланеты
[ редактировать ]Планета в режиме застойной крышки имеет гораздо меньшую вероятность быть обитаемой, чем планета с активной рециркуляцией поверхности. Выделение полученного из мантии углерода и серы, происходящее по краям плит, имеет решающее значение для создания и поддержания атмосферы, которая изолирует планету от солнечной радиации и ветра. [11] Та же самая атмосфера регулирует температуру поверхности, обеспечивая благоприятные условия для биологической активности. Именно по этим причинам поиск экзопланет будет направлен в основном на поиск экзопланет с тектоническим геодинамическим режимом плит, поскольку они являются лучшими кандидатами для обитания человека.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с Ноак, Л.; Брейер, Д. (август 2014 г.). «Тектоника плит на скалистых экзопланетах: влияние начальных условий и реология мантии». Планетарная и космическая наука . 98 : 41–49. Бибкод : 2014P&SS...98...41N . дои : 10.1016/j.pss.2013.06.020 .
- ^ Перейти обратно: а б Кальтенеггер, Л.; Саселов, Д. (10 января 2010 г.). «Обнаружение планетарных геохимических циклов на экзопланетах: атмосферные признаки и случай So2». Астрофизический журнал . 708 (2): 1162–1167. arXiv : 0906.2193 . Бибкод : 2010ApJ...708.1162K . дои : 10.1088/0004-637X/708/2/1162 .
- ^ Перейти обратно: а б с д О'Нил, К.; Ленардич, А. (11 октября 2007 г.). «Геологические последствия сверхразмерных Земель» . Письма о геофизических исследованиях . 34 (19): L19204. Бибкод : 2007GeoRL..3419204O . дои : 10.1029/2007GL030598 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Валенсия, Д.; О'Коннелл, Р.Дж.; Саселов, Д. (20 ноября 2007 г.). «Неизбежность тектоники плит на Суперземлях». Астрофизический журнал . 670 (1): 45–48. arXiv : 0710.0699 . Бибкод : 2007ApJ...670L..45V . дои : 10.1086/524012 .
- ^ Перейти обратно: а б с Ван Саммерен, Дж.; Конрад, CP; Гайдос, Э. (20 июля 2011 г.). «Мантийная конвекция, тектоника плит и вулканизм на горячих экзоземлях». Письма астрофизического журнала . 736 (1): Л15. arXiv : 1106.4341 . Бибкод : 2011ApJ...736L..15V . дои : 10.1088/2041-8205/736/1/L15 .
- ^ Перейти обратно: а б с Коренага, Дж. (10 декабря 2010 г.). «О вероятности тектоники плит на суперземлях: имеет ли значение размер?» . Письма астрофизического журнала . 725 (1): 43–46. Бибкод : 2010ApJ...725L..43K . дои : 10.1088/2041-8205/725/1/L43 .
- ^ Каттерхорн, Саймон; Проктер, Луиза (7 сентября 2014 г.). «Доказательства субдукции ледяного панциря Европы». Природа Геонауки . 7 (10): 762–767. Бибкод : 2014NatGe...7..762K . дои : 10.1038/ngeo2245 .
- ^ Перейти обратно: а б с Риз, CC; Соломатов В.С.; Морези, Л.-Н. (25 июня 1998 г.). «Эффективность теплопередачи при застойной конвекции крышки с дислокационной вязкостью: применение к Марсу и Венере» . Журнал геофизических исследований . 103 (Е6): 13643–13657. Бибкод : 1998JGR...10313643R . дои : 10.1029/98JE01047 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Морези, Л.; Соломатов, В. (2 декабря 1997 г.). «Мантийная конвекция с хрупкой литосферой: мысли о глобальных тектонических стилях Земли и Венеры» . Международный геофизический журнал . 133 (3): 669–682. Бибкод : 1998GeoJI.133..669M . дои : 10.1046/j.1365-246X.1998.00521.x . Проверено 10 октября 2014 г.
- ^ Мэр, М.; Удри, С.; Ловис, К.; Пепе, Ф.; Келос, Д.; Бенц, В.; Берто, Ж.-Л.; Буши, Ф.; Мордасини, К.; Сегрансан, Д. (1 августа 2008 г.). «HARPS ищет южные внесолнечные планеты XIII. Планетарная система с тремя суперземлями (4,2, 6,9 и 9,2 массы Земли)». Астрономия и астрофизика . 493 (2): 639–644. arXiv : 0806.4587 . Бибкод : 2009A&A...493..639M . дои : 10.1051/0004-6361:200810451 .
- ^ Перейти обратно: а б Ван Саммерен, Дж.; Гайдос, Э.; Конрад, CP (16 мая 2013 г.). «Время жизни магнитодинамо для скалистых экзопланет земной массы с контрастными режимами мантийной конвекции». Журнал геофизических исследований: Планеты . 118 (5): 938–951. arXiv : 1304.2437 . Бибкод : 2013JGRE..118..938V . дои : 10.1002/jgre.20077 .
- ^ Стерн, Р.Дж. (14 августа 2007 г.). «Современная тектоника плит началась в неопротерозойское время: альтернативная интерпретация тектонической истории Земли» . В Конди, Кент К .; Пиз, Виктория (ред.). Когда на планете Земля началась тектоника плит? . Специальный доклад Геологического общества Америки. Том. 440. стр. 265–280. дои : 10.1130/2008.2440(13) . ISBN 978-0-8137-2440-9 .
- ^ Эрнст, РГ (13 июля 2008 г.). «Архейская тектоника плит, подъем протерозойского суперконтинентальности и начало регионального эпизодического поведения застойных крышек». Исследования Гондваны . 15 (3–4): 243–253. Бибкод : 2009GondR..15..243E . дои : 10.1016/j.gr.2008.06.010 .
- ^ Дюмулен, К.; Дойн, член парламента; Флейту, Л. (10 июня 1999 г.). «Теплоперенос при конвекции застойной крышки с ньютоновской или неньютоновской реологией, зависящей от температуры и давления» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 104 (Б6): 12759–12777. Бибкод : 1999JGR...10412759D . дои : 10.1029/1999JB900110 .
- ^ Перейти обратно: а б Фоли, Би Джей; Берковичи, Д. ; Ландайт, В. (15 мая 2012 г.). «Условия тектоники плит на суперземлях: выводы из моделей конвекции с повреждениями». Письма о Земле и планетологии . 331–332: 281–290. Бибкод : 2012E&PSL.331..281F . дои : 10.1016/j.epsl.2012.03.028 .
- ^ Ландайт, В.; Берковичи, Д.; Рикар, Ю. (6 мая 2008 г.). «Генерация плит и теория двухфазного повреждения в модели мантийной конвекции» . Международный геофизический журнал . 174 (3): 1065–1080. Бибкод : 2008GeoJI.174.1065L . дои : 10.1111/j.1365-246X.2008.03844.x . Проверено 10 октября 2014 г.