Гидродинамический выход - Hydrodynamic escape

Схема гидродинамического спасения. Энергия солнечного излучения хранится в тонкой оболочке. Эта энергия нагревает атмосферу, которая затем начинает расширяться. Это расширение продолжается в космическом вакууме, ускоряясь, пока не улетит.

Гидродинамический побег относится к тепловому атмосферный побег механизм, который может привести к вылету более тяжелых атомов планетарный атмосфера через многочисленные столкновения с более легкими атомами.

Описание

Гидродинамический ускользание происходит, если происходит сильный термический выход из атмосферы легких атомов, которые за счет эффектов сопротивления (столкновений) также отталкивают более тяжелые атомы.^[1] Самый тяжелый вид атома, который может быть удален таким образом, называется переход масса.^[2]

Для поддержания значительного гидродинамического покидания требуется большой источник энергии на определенной высоте. Мягкий рентген или же крайний ультрафиолет излучение, передача импульса от удара метеороиды или же астероиды, или тепловложение от планетарного процессы аккреции^[3] может обеспечить необходимую энергию для гидродинамического ухода.

Расчеты

Оценка скорости гидродинамического ускользания важна для анализа истории и текущего состояния атмосферы планеты. В 1981 году Уотсон и др. опубликовано^[4] расчеты, описывающие побег с ограничением энергии, когда вся поступающая энергия уравновешивается бегством в космос. Недавнее численное моделирование экзопланет показало, что этот расчет переоценивает гидродинамический поток в 20 - 100 раз.^[30] Однако в качестве частного случая и приближения к верхнему пределу утечки в атмосферу здесь стоит отметить.

Гидродинамический выход поток (${\displaystyle \Phi }$, [м${\displaystyle ^{-2}}$s${\displaystyle ^{-1}}$]) при эвакуации с ограничением энергии можно рассчитать, предполагая (1) атмосферу, состоящую из не-вязкий, (2) газ с постоянной молекулярной массой, с (3) изотропный давление, (4) фиксированная температура, (5) идеальное поглощение XUV и это (6) давление уменьшается до нуля по мере увеличения расстояния от планеты.^[4]

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

куда ${\displaystyle F_{XUV}}$ это фотон поток [Дж · м${\displaystyle ^{-2}}$s${\displaystyle ^{-1}}$] по интересующим длинам волн, ${\displaystyle R_{p}}$ это радиус планеты, ${\displaystyle G}$это гравитационная постоянная, ${\displaystyle M_{p}}$ масса планеты, а ${\displaystyle R_{XUV}}$ - эффективный радиус, в котором происходит XUV-поглощение. Поправки к этой модели были предложены на протяжении многих лет, чтобы учесть Лобе Роша планеты и эффективность поглощения потока фотонов.^[5][6][7]

Однако по мере того, как вычислительная мощность увеличивалась, появлялись все более сложные модели, включающие перенос излучения, фотохимия, и гидродинамика которые обеспечивают лучшие оценки гидродинамического ухода.^[8]

Изотопное фракционирование как доказательство

Среднеквадратичная тепловая скорость (${\displaystyle v_{th}}$) атомарного вида

${\displaystyle v_{th}={\sqrt {\frac {3kT}{m}}}}$

куда ${\displaystyle k}$ это Постоянная Больцмана, ${\displaystyle T}$это температура, а ${\displaystyle m}$масса вида. Следовательно, более легкие молекулы или атомы будут двигаться быстрее, чем более тяжелые молекулы или атомы при той же температуре. Вот почему атомарный водород улетучивается преимущественно из атмосферы, а также объясняет, почему соотношение более легких и тяжелых изотопы атмосферных частиц может указывать на гидродинамический выход.

В частности, соотношение различных изотопов благородных газов (²⁰Ne /²²Ne, ³⁶Ar /³⁸Ar, ^{78,80,82,83,86}Kr /⁸⁴Kr, ^{124,126,128,129,131,132,134,136}Xe /¹³⁰Xe) или изотопы водорода (D / H) можно сравнить с солнечными уровнями, чтобы указать на вероятность гидродинамического ускользания в эволюции атмосферы. Соотношения больше или меньше, чем на солнце или CI хондриты, которые используются в качестве заместителя Солнца, указывают на то, что с момента образования планеты произошел значительный гидродинамический выход. Поскольку более легкие атомы предпочтительно улетучиваются, мы ожидаем, что меньшие отношения для изотопов благородных газов (или большее D / H) соответствуют большей вероятности гидродинамического ускользания, как указано в таблице.

Изотопное фракционирование на Венере, Земле и Марсе ^[9]

Источник	36Ar / 38Ar	20Ne / 22Ne	82Kr / 84Kr	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	--	--
земной шар	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

Согласование этих соотношений также можно использовать для проверки или верификации вычислительных моделей, стремящихся описать эволюцию атмосферы. Этот метод также использовался для определения выхода кислорода по сравнению с водородом в ранних атмосферах.^[10]

Примеры

Экзопланеты которые очень близки к своей родительской звезде, например горячие юпитеры может испытать значительный гидродинамический уход^[11][12] до такой степени, что звезда «сжигает» их атмосферу, в которой они перестают быть газовые гиганты и остаются только с ядром, после чего они будут называться Хтонические планеты. Гидродинамический уход наблюдался для экзопланет, близких к своей родительской звезде, включая горячие юпитеры HD 209458b.^[13]

За время жизни звезды солнечный поток может измениться. Более молодые звезды производят больше EUV, а ранние протоатмосферы земной шар, Марс, и Венера вероятно, подверглись гидродинамическому ускользанию, что объясняет фракционирование изотопов благородных газов, присутствующих в их атмосфере.^[14]

Рекомендации

1. Ирвин, Патрик Дж. Дж. (2006). Планеты-гиганты нашей солнечной системы: введение. Birkhäuser. п. 58. ISBN  3-540-31317-6. Получено 22 декабря 2009.
2. Hunten, Donald M .; Пепин, Роберт О .; Уокер, Джеймс К. Г. (1987-03-01). «Массовое фракционирование при гидродинамическом спасении». Икар. 69 (3): 532–549. 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. ISBN  0-521-48219-4.
4. Уотсон, Эндрю Дж .; Донахью, Томас М .; Уокер, Джеймс К.Г. (Ноябрь 1981 г.). «Динамика быстро покидающей атмосферы: приложения к эволюции Земли и Венеры» (PDF). Икар. 48 (2): 150–166. Дои:10.1016/0019-1035(81)90101-9. HDL:2027.42/24204.
5. Еркаев, Н. В .; Куликов, Ю. N .; Lammer, H .; Selsis, F .; Langmayr, D .; Jaritz, G. F .; Бирнат, Х. К. (сентябрь 2007 г.). "Эффект лепестка Роша на атмосферные потери от" Горячих Юпитеров """. Астрономия и астрофизика. 472 (1): 329–334. Дои:10.1051/0004-6361:20066929. ISSN  0004-6361.
6. Лекавелье де Этан, А. (январь 2007 г.). «Диаграмма для определения степени испарения внесолнечных планет». Астрономия и астрофизика. 461 (3): 1185–1193. arXiv:Astro-ph / 0609744. Дои:10.1051/0004-6361:20065014. ISSN  0004-6361.
7. Тиан, Фэн; Гюдель, Мануэль; Johnstone, Colin P .; Ламмер, Гельмут; Люгер, Родриго; Одерт, Петра (апрель 2018 г.). «Потеря воды с молодых планет». Обзоры космической науки. 214 (3). Дои:10.1007 / s11214-018-0490-9. ISSN  0038-6308.
8. 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. Дои:10.1146 / аннурьев-земля-053018-060246. ISSN  0084-6597.
9. Пепин, Роберт О. (1991-07-01). «О происхождении и ранней эволюции атмосфер планет земной группы и метеоритных летучих веществ». Икар. 92 (1): 2–79. Дои:10.1016 / 0019-1035 (91) 90036-С. ISSN  0019-1035.
10. Hunten, Donald M .; Пепин, Роберт О .; Уокер, Джеймс К. Г. (1987-03-01). «Массовое фракционирование при гидродинамическом спасении». Икар. 69 (3): 532–549. Дои:10.1016/0019-1035(87)90022-4. HDL:2027.42/26796. ISSN  0019-1035.
11. Тиан, Фэн; Мультяшный, Оуэн Б.; Павлов, Александр А .; де Стерк, Х. (10 марта 2005 г.). «Трансзвуковой гидродинамический выход водорода из внесолнечной планетной атмосферы». Астрофизический журнал. 621 (2): 1049–1060. Bibcode:2005ApJ ... 621.1049T. CiteSeerX  10.1.1.122.9085. Дои:10.1086/427204.
12. Свифт, Дамиан С .; Эггерт, Джон; Хикс, Дэмиен Дж .; Хамель, Себастьен; Касперсен, Кайл; Швеглер, Эрик; Коллинз, Гилберт В. (2012). «Соотношение масса-радиус экзопланет». Астрофизический журнал. 744 (1): 59. arXiv:1001.4851. Bibcode:2012ApJ ... 744 ... 59S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 744/1/59.
13. "Видал-Маджар и др., Кислород и углерод в HD 209458b". Дои:10.1086/383347.
14. Гиллманн, Седрик; Шассефьер, Эрик; Логноне, Филипп (15 сентября 2009 г.). «Последовательная картина раннего гидродинамического ухода из атмосферы Венеры, объясняющая нынешние изотопные отношения Ne и Ar и низкое содержание кислорода в атмосфере». Письма по науке о Земле и планетах. 286 (3): 503–513. Дои:10.1016 / j.epsl.2009.07.016. ISSN  0012-821X.