WikiDer > Атмосферный побег

Atmospheric escape
Графики убегающей скорости от температуры поверхности[требуется разъяснение] некоторых объектов Солнечной системы, показывающих, какие газы задерживаются. Объекты нарисованы в масштабе, а их точки данных находятся в черных точках посередине.

Атмосферный побег потеря планетарный атмосферный газы в космическое пространство. За выброс в атмосферу может быть ответственен ряд различных механизмов; Эти процессы можно разделить на термическую утечку, нетепловую (или надтепловую) утечку и ударную эрозию. Относительная важность каждого процесса потерь зависит от планеты скорость убегания, его состав атмосферы, и его расстояние от звезды. Побег происходит, когда молекулярная кинетическая энергия преодолевает гравитационная энергия; другими словами, молекула может убежать, когда движется со скоростью, превышающей скорость убегания его планеты. Классификация скорости утечки из атмосферы в экзопланеты необходимо для определения того, сохраняется ли атмосфера, и поэтому экзопланета обитаемость и вероятность жизни.

Механизмы термической эвакуации

Тепловой уход происходит, если молекулярная скорость из-за термальная энергия достаточно высока. Термический выброс происходит на всех уровнях, от молекулярного уровня (джинсовый выброс) до объемного атмосферного выброса (гидродинамический выброс).

Визуализация побега джинсов. Температура определяет диапазон молекулярной энергии. Над экзобазой молекулы с достаточной энергией убегают, а в нижних слоях атмосферы молекулы захватываются столкновениями с другими молекулами.

Джинсы побег

Один из классических тепловых механизмов утечки - это Джинсы убегают,[1] назван в честь британского астронома Джинсы сэра Джеймса, который первым описал этот процесс атмосферной потери.[2] В количестве газ, среднее скорость любого молекула измеряется газом температура, но скорости отдельных молекул изменяются, когда они сталкиваются друг с другом, набирая и теряя кинетическую энергию. Изменение кинетической энергии между молекулами описывается Распределение Максвелла. Кинетическая энергия (), масса () и скорость () молекулы связаны соотношением . Отдельные молекулы в высокий хвост распределения (где несколько частиц имеют гораздо более высокие скорости, чем в среднем) могут достигать скорость убегания и покинуть атмосферу при условии, что они смогут убежать до следующего столкновения; это происходит преимущественно в экзосфера, где длина свободного пробега сопоставима по длине с высота шкалы давления. Количество частиц, способных вылететь, зависит от концентрации молекул в экзобаза, который ограничено распространением сквозь термосфера.

Три фактора сильно влияют на относительную важность побега Джинса: масса молекулы, убегающая скорость планеты и нагрев верхних слоев атмосферы излучением родительской звезды. У более тяжелых молекул меньше шансов ускользнуть, потому что они движутся медленнее, чем более легкие молекулы при той же температуре. Вот почему водород убегает из атмосферы легче, чем углекислый газ. Во-вторых, планета с большей массой имеет тенденцию иметь большую гравитацию, поэтому скорость убегания имеет тенденцию быть больше, и меньшее количество частиц будет получать энергию, необходимую для вылета. Вот почему газовый гигант планеты все еще сохраняют значительное количество водорода, который легче уходит из Атмосфера Земли. Наконец, расстояние, на котором планета движется по орбите от звезды, также играет роль; у ближайшей планеты более горячая атмосфера, с более высокими скоростями и, следовательно, большая вероятность побега. У удаленного тела более холодная атмосфера, меньшие скорости и меньше шансов на побег.

Визуализация гидродинамического спасения. На каком-то уровне атмосферы основной газ нагревается и начинает расширяться. По мере расширения газ ускоряется и покидает атмосферу. В этом процессе более легкие и быстрые молекулы уносят более тяжелые и медленные молекулы из атмосферы.

Гидродинамический выход

Смотрите также: гидродинамический выход

Атмосфера с высоким давлением и температурой также может подвергнуться гидродинамической утечке. В этом случае большое количество тепловой энергии, обычно через крайний ультрафиолет радиация, поглощается атмосферой. По мере того, как молекулы нагреваются, они расширяются вверх и ускоряются, пока не достигнут скорости убегания. В этом процессе более легкие молекулы могут увлекать за собой более тяжелые молекулы при столкновении, когда выходит большее количество газа.[3] Гидродинамический уход наблюдался для экзопланет, близких к своей родительской звезде, включая горячий Юпитер HD 209458b.[4]

Нетепловой (надтепловой) побег

Уход также может произойти из-за нетепловых взаимодействий. Большинство этих процессов происходит из-за фотохимия или заряженная частица (ион) взаимодействия.

Фотохимический побег

В верхних слоях атмосферы высокая энергия ультрафиолетовый фотоны может легче реагировать с молекулами. Фотодиссоциация может разбить молекулу на более мелкие компоненты и обеспечить достаточно энергии для выхода этих компонентов. Фотоионизация производит ионы, которые могут попасть в ловушку планеты магнитосфера или пройти диссоциативная рекомбинация. В первом случае эти ионы могут испытывать механизмы ухода, описанные ниже. Во втором случае ион рекомбинирует с электроном, выделяет энергию и может уйти.[5]

Разбрызгивание побега

Избыточная кинетическая энергия от Солнечный ветер может передавать достаточно энергии для выброса атмосферных частиц, подобно распыление с твердой поверхности. Этот тип взаимодействия более выражен в отсутствие планетарной магнитосферы, поскольку электрически заряженный солнечный ветер отклоняется магнитные поля, что уменьшает потерю атмосферы.[6]

Быстрый ион захватывает электрон из медленного нейтрала в результате перезарядки. Новая быстрая нейтраль может покинуть атмосферу, а новый медленный ион захватывается силовыми линиями магнитного поля.[7]

Побег с обменом заряда

Ионы солнечного ветра или магнитосферы могут перезаряжать молекулы в верхних слоях атмосферы. Быстро движущийся ион может захватить электрон из медленной атмосферной нейтрали, создавая быстрый нейтраль и медленный ион. Медленный ион захватывается силовыми линиями магнитного поля, но быстрый нейтраль может ускользнуть.[5]

Побег полярного ветра

Смотрите также: Полярный ветер

Молекулы атмосферы могут также покинуть полярные регионы на планете с магнитосферой из-за полярный ветер. Вблизи полюсов магнитосферы силовые линии магнитного поля открыты, позволяя ионам из атмосферы выходить в космос.[8]

Атмосферный выброс в результате ударной эрозии сосредоточен в конусе (красная пунктирная линия) с центром в месте удара. Угол этого конуса увеличивается с энергией удара, чтобы выбросить максимум всей атмосферы над касательной плоскостью (оранжевая пунктирная линия).

Ударная эрозия

В влияние большого метеороид может привести к потере атмосферы. Если столкновение достаточно энергично, выбросы, в том числе атмосферные молекулы, могут достичь космической скорости.[9]

Чтобы существенно повлиять на утечку из атмосферы, радиус ударного тела должен быть больше, чем высота шкалы. Снаряд может передавать импульс и тем самым облегчить выход из атмосферы тремя основными способами: (а) метеороид нагревает и ускоряет газ, с которым сталкивается, когда он движется через атмосферу, (б) твердые выбросы из ударного кратера нагревают атмосферные частицы за счет сопротивления, когда они выбрасываются, и (c) удар создает пар, который расширяется от поверхности. В первом случае нагретый газ может улетучиваться аналогично гидродинамическому улету, хотя и в более локальном масштабе. Большая часть ухода от ударной эрозии происходит благодаря третьему случаю.[9] Максимально возможный выброс атмосферы находится над плоскостью, касательной к месту удара.

Преобладающие атмосферные процессы утечки и потерь в Солнечной системе

Земля

Атмосферный выброс водорода на Землю происходит из-за утечки Джинса (~ 10-40%), утечки после перезарядки (~ 60-90%) и утечки через полярный ветер (~ 10-15%), в настоящее время теряется около 3 кг / с водород.[1] Земля дополнительно теряет около 50 г / с гелия в основном из-за уноса полярного ветра. Утечка других компонентов атмосферы намного меньше.[1] Группа японских исследователей в 2017 году нашла доказательства наличия на Луне небольшого количества ионов кислорода, пришедших с Земли.[10]

Через 1 миллиард лет Солнце станет на 10% ярче, чем сейчас, что сделает его достаточно горячим, чтобы Земля потеряла достаточно водорода в космос и потеряла всю воду (см. Будущее Земли # Потеря океанов).

Венера

Последние модели показывают, что водород улетучивается Венера почти полностью обусловлен надтепловыми механизмами, в первую очередь фотохимическими реакциями и перезарядкой с солнечным ветром. Утечка кислорода определяется перезарядкой и утечкой путем распыления.[11] Venus Express измерил эффект выбросы корональной массы на скорость ускользания Венеры из атмосферы, и исследователи обнаружили увеличение скорости ускользания в 1,9 раза в периоды повышенных выбросов корональной массы по сравнению с более спокойной космической погодой.[12]

Марс

Первозданный Марс также пострадал от совокупного воздействия нескольких событий эрозии небольшого удара,[13] и недавние наблюдения с MAVEN предполагают, что 66% 36Ar в марсианской атмосфере был потерян за последние 4 миллиарда лет из-за надтепловой утечки, а количество CO2 потеря за тот же период составляет около 0,5 бара и более.[14]

Миссия MAVEN также исследовала текущую скорость покидания Марса в атмосфере. Утечка из джинсов играет важную роль в продолжающемся улетучивании водорода на Марсе, способствуя скорости потери, которая варьируется от 160 до 1800 г / с.[15] В потере кислорода преобладают надтепловые методы: фотохимические (~ 1300 г / с), с перезарядкой (~ 130 г / с) и распыление (~ 80 г / с), улетучивание, с общей скоростью потерь ~ 1500 г / с. Другие тяжелые атомы, такие как углерод и азот, в первую очередь теряются из-за фотохимических реакций и взаимодействий с солнечным ветром.[1][11]

Титан и Ио

Спутник Сатурна Титан и луна Юпитера Ио имеют атмосферу и подвержены процессам атмосферных потерь. У них нет собственных магнитных полей, но они вращаются вокруг планет с мощными магнитными полями, которые защищают эти луны от солнечного ветра, когда их орбита находится в пределах ударная волна. Однако Титан проводит примерно половину своего транзитного времени за пределами ударной волны, подвергаясь беспрепятственному воздействию солнечных ветров. В кинетическая энергия полученный от сбора и распыления, связанных с солнечным ветром, увеличивает тепловую утечку во время прохождения Титана, вызывая утечку нейтрального водорода.[16] Ускользнувший водород продолжает двигаться по орбите вслед за Титаном, создавая нейтральный водород. тор вокруг Сатурна. Ио, проходя вокруг Юпитера, встречает плазменное облако.[17] Взаимодействие с плазма облако вызывает разбрызгивание, начавшееся натрий частицы. Взаимодействие производит стационарный банан-образное заряженное натриевое облако вдоль части орбиты Ио.

Наблюдения за уходом экзопланет из атмосферы

Исследования экзопланет позволили измерить ускользание из атмосферы как средство определения состава атмосферы и обитаемости. Самый распространенный метод - Линия Лайман-альфа абсорбция. Подобно тому, как экзопланеты открываются с помощью уменьшения яркости далекой звезды (транзит), особенно если рассматривать длины волн, соответствующие водороду поглощение описывает количество водорода, присутствующего в сфере вокруг экзопланеты.[18] Этот метод указывает на то, что горячие юпитеры HD209458b[19] и HD189733b[20] и Горячий Нептун GJ436b[21] испытывают значительные выбросы в атмосферу.

Другие механизмы атмосферных потерь

Смотрите также: Связывание углерода

Секвестрация - это не форма побега с планеты, а потеря молекул из атмосферы на планету. Это происходит на Земле, когда водяной пар конденсируется образовать дождь или ледяной лед, когда углекислый газ является изолирован в отложениях или путешествовал по океанам, или когда камни окисленный (например, увеличивая состояния окисления из железо камни из Fe2+ в Fe3+). Газы также могут улавливаться адсорбция, где мелкие частицы в реголит захватить газ, который прилипает к поверхностным частицам.

использованная литература

  1. ^ а б c d Дэвид К. Кэтлинг и Кевин Дж. Занле, Утечка планетарного воздуха, Scientific American, Май 2009 г., стр. 26 (по состоянию на 25 июля 2012 г.)
  2. ^ Мюриэль Гарго, Энциклопедия астробиологии, том 3, Springer Science & Business Media, 26 мая 2011 г., стр. 879.
  3. ^ Кэтлинг, Дэвид С .; Занле, Кевин Дж. (2009). «Планетарная утечка воздуха». Scientific American. 300 (5): 36–43. Bibcode:2009SciAm.300e..36C. Дои:10.1038 / scientificamerican0509-36. ISSN 0036-8733. JSTOR 26001341. PMID 19438047.
  4. ^ Видаль-Маджар, А .; Дсерт, Ж.-М .; Etangs; Hbrard, G .; Ballester, G.E .; Ehrenreich, D .; Ferlet, R .; McConnell, J.C .; Мэр, М .; Паркинсон, К. Д. (2004). "Видал-Маджар и др., Кислород и углерод в HD 209458b". Астрофизический журнал. 604: L69 – L72. Дои:10.1086/383347.
  5. ^ а б Шематович, В И; Маров, М Я (31.03.2018). «Спасение планетных атмосфер: физические процессы и численные модели». Успехи физики. 61 (3): 217–246. Bibcode:2018PhyU ... 61..217S. Дои:10.3367 / ufne.2017.09.038212. ISSN 1063-7869.
  6. ^ Лундин, Рикард; Ламмер, Гельмут; Рибас, Игнаси (17 августа 2007 г.). «Планетарные магнитные поля и солнечное воздействие: последствия для эволюции атмосферы». Обзоры космической науки. 129 (1–3): 245–278. Bibcode:2007ССРв..129..245Л. Дои:10.1007 / s11214-007-9176-4. ISSN 0038-6308. S2CID 122016496.
  7. ^ Голдстон, Р. Дж. (1995). Введение в физику плазмы. Резерфорд, П. Х. (Пол Хардинг), 1938-. Бристоль, Великобритания: Институт физики Pub. ISBN 0750303255. OCLC 33079555.
  8. ^ «Любопытный случай утечки атмосферы Земли». Phys.org. Получено 2019-05-28.
  9. ^ а б Аренс, Т. Дж. (1993). «Ударная эрозия земной планетной атмосферы». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах. 21 (1): 525–555. Bibcode:1993AREPS..21..525A. Дои:10.1146 / annurev.ea.21.050193.002521. HDL:2060/19920021677. ISSN 0084-6597. S2CID 130017139.
  10. ^ "Луна получает кислород от растений Земли в течение миллиардов лет".
  11. ^ а б Lammer, H .; Lichtenegger, H. I.M .; Biernat, H.K .; Еркаев, Н. В .; Аршукова, И.Л .; Kolb, C .; Gunell, H .; Лукьянов, А .; Holmstrom, M .; Барабаш, С .; Zhang, T. L .; Баумйоханн, В. (2006). «Потеря водорода и кислорода из верхних слоев атмосферы Венеры». Планетарная и космическая наука. 54 (13–14): 1445–1456. Bibcode:2006P & SS ... 54.1445L. CiteSeerX 10.1.1.484.5117. Дои:10.1016 / j.pss.2006.04.022.
  12. ^ Эдберг, Н. Дж. Т .; Nilsson, H .; Futaana, Y .; Стенберг, G .; Лестер, М .; Cowley, S.WH .; Luhmann, J. G .; McEnulty, T. R .; Опдженоорт, Х. Дж. (2011). «Атмосферная эрозия Венеры во время штормовой космической погоды». Журнал геофизических исследований: космическая физика. 116 (A9): н / д. Bibcode:2011JGRA..116.9308E. Дои:10.1029 / 2011JA016749. ISSN 2156-2202.
  13. ^ Melosh, H.J .; Викери, А. (Апрель 1989 г.). «Ударная эрозия первозданной атмосферы Марса». Природа. 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989Натура.338..487М. Дои:10.1038 / 338487a0. PMID 11536608. S2CID 4285528.
  14. ^ Alsaeed, N .; Stone, S .; Yelle, R .; Элрод, М .; Mahaffy, P .; Benna, M .; Слипски, М .; Якоски, Б. М. (31 марта 2017 г.). «История атмосферы Марса, полученная на основе измерений 38Ar / 36Ar в верхних слоях атмосферы». Наука. 355 (6332): 1408–1410. Bibcode:2017Научный ... 355.1408J. Дои:10.1126 / science.aai7721. ISSN 0036-8075. PMID 28360326.
  15. ^ Якоски, Б. М .; Brain, D .; Чаффин, М .; Curry, S .; Deighan, J .; Grebowsky, J .; Halekas, J .; Leblanc, F .; Лиллис, Р. (15.11.2018). «Потери марсианской атмосферы в космос: современные коэффициенты потерь определены на основе наблюдений MAVEN и интегрированных потерь во времени». Икар. 315: 146–157. Bibcode:2018Icar..315..146J. Дои:10.1016 / j.icarus.2018.05.030. ISSN 0019-1035.
  16. ^ Lammer, H .; Stumptner, W .; Бауэр, С. Дж. (1998). «Динамический выход H из Титана в результате нагрева, вызванного распылением». Планетарная и космическая наука. 46 (9–10): 1207–1213. Bibcode:1998P & SS ... 46.1207L. Дои:10.1016 / S0032-0633 (98) 00050-6.
  17. ^ Wilson, J. K .; Mendillo, M .; Baumgardner, J .; Schneider, N.M .; Trauger, J. T .; Флинн, Б. (2002). «Двойные источники натриевых облаков Ио». Икар. 157 (2): 476–489. Bibcode:2002Icar..157..476W. Дои:10.1006 / icar.2002.6821.
  18. ^ Оуэн, Джеймс Э. (30 мая 2019 г.). «Атмосферный побег и эволюция близких экзопланет». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах. 47 (1): 67–90. arXiv:1807.07609. Bibcode:2019AREPS..47 ... 67O. Дои:10.1146 / аннурьев-земля-053018-060246. ISSN 0084-6597. S2CID 119333247.
  19. ^ Видал-Маджар, А .; де Этан, А. Лекавелье; Дезерт, Ж.-М .; Ballester, G.E .; Ferlet, R .; Hébrard, G .; Мэр М. (март 2003 г.). «Расширенные верхние слои атмосферы вокруг внесолнечной планеты HD209458b». Природа. 422 (6928): 143–146. Bibcode:2003Натура.422..143В. Дои:10.1038 / природа01448. ISSN 0028-0836. PMID 12634780. S2CID 4431311.
  20. ^ Lecavelier des Etangs, A .; Ehrenreich, D .; Видаль-Маджар, А .; Ballester, G.E .; Дезерт, Ж.-М .; Ferlet, R .; Hébrard, G .; Sing, D.K .; Чакумегни, К.-О. (Май 2010 г.). «Испарение планеты HD 189733b, наблюдаемое в HI Lyman-α». Астрономия и астрофизика. 514: A72. arXiv:1003.2206. Bibcode:2010A&A ... 514A..72L. Дои:10.1051/0004-6361/200913347. ISSN 0004-6361. S2CID 53408874.
  21. ^ Эренрайх, Дэвид; Бурье, Винсент; Уитли, Питер Дж .; де Этан, Ален Лекавелье; Эбрар, Гийом; Удри, Стефан; Бонфилс, Ксавье; Дельфосс, Ксавье; Дезерт, Жан-Мишель (июнь 2015 г.). «Гигантское кометоподобное облако водорода, покидающее теплую экзопланету массой Нептуна GJ 436b». Природа. 522 (7557): 459–461. arXiv:1506.07541. Bibcode:2015Натура.522..459E. Дои:10.1038 / природа14501. ISSN 0028-0836. PMID 26108854. S2CID 4388969.

дальнейшее чтение