Astronomiya

Nüvəsiz qazlı bir planetin cazibə qüvvəsi

Nüvəsiz qazlı bir planetin cazibə qüvvəsi

Həm Yupiterin, həm də Saturnun qayalı nüvələri var. Nüvəsiz qazlı bir planet kimi bir şey varmı? Və nüvəsi olmayan bir planetin cazibəsi olarmı?


Bir planetin xaricindəki kiçik bir kütlə üzərində cazibə qüvvəsi həmişə Nyutondur $$ F_ {G} = - frac {GM} {r ^ 2}, $$ hər hansı bir planet, xüsusən də kainatdakı hər hansı bir kütlə, hər şeyə təsir edən bir cazibə sahəsi meydana gətirir. Yəni, məsələn, kütlə olarsa $ M = 2 times 10 ^ {27} rm kg $ (yəni bir Jovian kütləsi), o zaman planetin xaricindəki cazibə sahəsi kütlənin Hidrogen və ya qatı olmasından asılı olmayaraq həmişə eyni olacaq (Tides, daha yüksək sıralı anlar xaricində).

Günəş sistemimizdəki qaz nəhəngləri Yupiter və Saturn üçün ağır odadavamlı maddələrdəki kütlə (yəni Heliumdan daha ağır hər şey) $ M _ { rm ref} təxminən 15-20 rm m _ { oplus} $, harada $ rm m _ { oplus} $ bir yer kütləsidir. Qalan $ M $ hidrogen / heliumdur. Yupiter üçün bu 300-dür $ rm m _ { oplus} $, Saturn haqqında $ 75 rm m _ { oplus} $.
Günəş tərkibi ilə müqayisədə bu, həmin qaz nəhənglərindəki nisbətən çox sayda odadavamlıdır, buna görə də onların nüvələrin yığılması ilə əmələ gəldiyini düşünürük, bax Pollack (1996).

Bununla birlikdə, orada qaz nəhənglərinin necə qurulacağına dair başqa bir fikir var, yəni cazibə diskinin qeyri-sabitliyi düşüncəsidir, baxın Boss (2002). Bu fikir planetləri əmələ gətirən çox böyük protostel disklərində qeyri-sabit hala gələ biləcəyini və birbaşa qaz nəhənglərini meydana gətirən böyük dəstələrə parçalana biləcəyini göstərir. Diskdəki qeyri-sabitlik nəhəng planetlərin günəş metalikliyi, yəni bir Yupiter kütləsi bir planetin yalnız odadavamlı kütləsi olardı. $ M _ { rm ref} təxminən 3 rm m _ { oplus} $.

Bu odadavamlı maddələr, ehtimal ki, planetar mərkəzə düşəcək və kiçik bir özək meydana gətirəcəkdir. YSES 2b kimi ulduzlarından böyük yarı böyük ox məsafələrində (yüzlərlə AU, Jovian 5 AU ilə müqayisədə) tapılan ekzoplanetlər bu cür disk sabitliyi modellərinə namizəddirlər və bu səbəbdən belə kiçik nüvəyə sahib olacaqlar. Ancaq bu, nə qədər çox olsa da, bundan daha az kütləli bir nüvəyə sahib ola bilməzsən.


Kütlə olan hər şeyin cazibə qüvvəsi var, buna görə də belə bir planetin cazibə qüvvəsi olardı.

Bununla birlikdə, qazlar ətraf mühitdə dağılmağa meyllidir, buna görə qazların dağılmaması üçün belə bir planetə çökmək üçün çox böyük bir qaz buluduna ehtiyacınız var. Bu sualı gündəmə gətirir təzyiq bu planetin mərkəzində; qazı ən azından qatı olmasa da maye halına gətirəcək qədər yüksək olardı. Başqa bir ehtimal da odur ki, istilik səbəbindən nüvədəki qazın plazmaya (məsələn, Günəşin mərkəzində) çevrilməsi - plazma əsasən bəzi elektronlarından təmizlənmiş isti bir qazdır.


Yupiter kimi planetlər necə qurulur

Gənc nəhəng planetlər qaz və tozdan doğulur. ETH Zürich və Zürih və Bern Universitetlərinin tədqiqatçıları, tam olaraq necə formalaşdıqlarını və inkişaf etdiklərini öyrənmək üçün İsveçrə Milli Supercomputing Center (CSCS) hesablama gücünə güvənərək müxtəlif ssenariləri simulyasiya etdilər. Nəticələrini müşahidələrlə müqayisə etdilər və başqaları arasında postulyasiya olunan əmələ gəlmə mexanizmləri arasında böyük bir fərq göstərə bildilər.

Astronomlar, Jüpiter və ya Saturn kimi qazlı nəhəng planetlərin necə doğulacağını izah edən iki nəzəriyyə qurdular. Aşağıdan yuxarıya doğru formalaşma mexanizmi, əvvəlcə möhkəm bir nüvənin Yerin ölçüsündən təxminən on qat böyük bir yerə toplandığını bildirir. ETH Zürich-in doktorantı və İsveçrənin NCCR PlanetS üzvü Judit Szulágyi, "O zaman bu nüvə əhəmiyyətli miqdarda qaz cəlb etmək və onu saxlamaq üçün kifayət qədər böyükdür" deyir. İkinci nəzəriyyə yuxarıdan aşağıya doğru formalaşma ssenarisidir: Burada gənc ulduzun ətrafındakı qazlı disk o qədər böyükdür ki, qaz tozunun öz çəkisi sayəsində içərisində yığınlarla spiral qollar əmələ gəlir. Sonra bu yığınlar öz çəkisi ilə birbaşa ulduzların meydana gəlməsinə bənzər bir şəkildə qazlı bir planetə çökür. Birinci mexanizm "əsas yığma", ikincisi "disk qeyri-sabitliyi" adlanır. Hər iki halda da, qaz nəhənglərinin ətrafında, peyklərin meydana gəlməsi üçün bir doğum yuvası kimi xidmət edəcək dairəvi disk adlanan bir disk meydana gəlir.

Kainatda həqiqətən hansı mexanizmin meydana gəldiyini öyrənmək üçün Zürih Universitetinin professoru Judit Szulágyi və Lucio Mayer, Lugano'daki İsveçrə Milli Superkompüter Mərkəzindəki (CSCS) Piz Daint super kompüterindəki ssenariləri simulyasiya etdilər. Judit Szulágyi, "Modellərə əlavə edilmiş fizikanın mürəkkəbliyi baxımından simulyasiyalarımızı həddinə çatdırdıq" dedi.

Araşdırmalarında Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, tədqiqatçılar iki əmələ gəlmə mexanizmi arasında çox böyük bir fərq tapdılar: Diskdəki qeyri-sabitlik ssenarisində planetin ətrafındakı qaz 50 Kelvin ətrafında çox soyuq qaldı, halbuki nüvənin yığılma vəziyyətində dairəvi disk bir neçə yüz Kelvinə qədər qızdırıldı. "Diskdəki qeyri-sabitlik simulyasiyaları, hesablama sahəsindəki on milyonlarla qətnamə elementindən istifadə edərək çoxsaylı protoplanetlərin ətrafındakı dövriyyə diskini həll edə bilən ilk modeldir. Qrafik işləmə vahidlərindən (GPU) istifadə edərək hesablamaları sürətləndirmək üçün Piz Daint-dan istifadə etdik" deyə Mayer əlavə edir.

Bu nəhəng temperatur fərqi asanlıqla müşahidə olunur. Judit Szulágyi, "Astronomlar yeni meydana çıxan planet sistemlərini araşdırdıqda, planetin yaxınlığındakı istilikləri ölçmək, verilmiş planetin hansı meydana gəlmə mexanizminin qurulduğunu izah etmək üçün kifayət edəcək" dedi. Hesablanmış və müşahidə edilmiş məlumatların ilk müqayisəsi əsas yığılma nəzəriyyəsinə üstünlük verir. Gözlənilən başqa bir fərq kompüter simulyasiyasında görünmədi. Əvvəllər astrofizika, fırlanan planet diskinin iki əmələ gəlmə ssenarisində kütlə baxımından əhəmiyyətli dərəcədə fərqləndiyini düşünürdü. PlanetS üzvü, "Bunun doğru olmadığını göstərdik" dedi.

Cazibə qüvvəsi qeyri-sabitliyi simulyasiyası: 780 və 1942-ci illərdə simulyasiyanın erkən və son mərhələsində iki anlıq görüntü. İkinci anlıq görüntü, əvvəlcə meydana gələnlər arasında yalnız 4 yığın qaldığını göstərir. Kredit: Lucio Mayer və T. Quinn, ChaNGa kodu

Ön şok şoku təsbit edildi

Yeni doğulmuş planetin ölçüsü ilə əlaqədar olaraq, astrofizikin Bern Universitetinin professoru Christoph Mordasini ilə birlikdə ikinci bir araşdırmada tapdığı kimi müşahidələr yanıltıcı ola bilər. Əsas toplama modelində tədqiqatçılar Yupiterinkindən üç-on qat böyük kütlələri olan planetlərin ətrafındakı diskə daha yaxından baxdılar. Kompüter simulyasiyaları göstərdi ki, xaricdən diskə düşən qaz isinir və diskin üst qatında çox parlaq bir şok cəbhəsi yaradır. Bu, formalaşan planetlərin gənc görünüşünü əhəmiyyətli dərəcədə dəyişdirir.

Judit Szulágyi, "Səyyar bir planetin içərisində işıqlı bir nöqtə gördükdə, planetin parlaqlığını və ya ətrafdakı disk parlaqlığını gördüyümüzdən əmin ola bilmərik" deyir. Bu, planetin kütləsinin dörd dəfəyə qədər çox qiymətləndirilməsinə səbəb ola bilər. "Yəni bəlkə də müşahidə olunan bir planetin bəzi Yupiter kütlələri əvəzinə Saturn ilə eyni kütləsi var" deyə alim sona çatdırır.

Astrofizikçilər simulyasiyalarında cazibə qüvvəsi və ya qazın hidrodinamik tənlikləri kimi əsas fiziki qanunlardan istifadə edərək əmələ gəlmə proseslərini təqlid etdilər. Fiziki modellərin mürəkkəbliyi səbəbindən simulyasiyalar, hətta Avropanın CSCS-dəki ən sürətli superkompüterində belə çox vaxt aparırdı: "Yüzlərlə - minlərlə hesablama nüvəsində doqquz aylıq işləmə qaydası ilə" Judit Szulágyi təxmin edir: "Bu o deməkdir ki bir kompüter nüvəsində bütün ömrümdən daha uzun çəkərdi. "

Yenə də qarşıda çətinliklər var. Diskdəki qeyri-sabitliyin simulyasiyaları hələ uzun bir zaman ölçüsünü əhatə etmir. Mümkündür ki, protoplanet Yupiterin sıxlığına çökdükdən sonra onun diski nüvənin yığılması kimi daha çox istilənsin. Eynilə, nüvənin yığılma vəziyyətində olan daha isti qaz, bu günə qədər tamamilə laqeyd edilmiş maqnit sahələrinin təsirləri üçün əlverişli bir mühit qismən ionlaşdırılacaqdır. Fizikanın daha zəngin təsviri ilə daha bahalı simulyasiyaların işə salınması növbəti addım olacaq.

Daha çox məlumat: J. Szulágyi et al. Nəhəng Planet Oluşmasının Termodinamikası: Dairəvi Disklərdə Şok Edici Səthlər, Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri: Məktublar (2016). DOI: 10.1093 / mnrasl / slw212

J. Szulágyi et al. Gənc nəhəng planetlərin ətrafındakı dairəvi disklər: nüvələrin yığılması ilə diskdə qeyri-sabitlik arasında müqayisə, Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri (2016). DOI: 10.1093 / mnras / stw2617


& Quotrock & quot-un orta sıxlığını bilsəydiniz, müəyyən bir radiuslu kürənin kütləsini hesablaya bilərsiniz. Sonra həmin radius üçün səth cazibəsini hesablaya bilərsən. Daha sonra 1 g çəkisi üçün radiusu hesablaya bilərsiniz.

& Quotrock & quot-un orta sıxlığını bilsəydiniz, müəyyən bir radiuslu kürənin kütləsini hesablaya bilərsiniz. Sonra həmin radius üçün səth cazibəsini hesablaya bilərsən. Daha sonra 1 g çəkisi üçün radiusu hesablaya bilərsiniz.

Əlavələr

& Quotrock & quot-un orta sıxlığını bilsəydiniz, müəyyən bir radiuslu kürənin kütləsini hesablaya bilərsiniz. Sonra həmin radius üçün səth cazibəsini hesablaya bilərsən. Daha sonra 1 g çəkisi üçün radiusu hesablaya bilərsiniz.

Sizə göndərdiyim qrafik günəş sistemi planetləri və ekzoplanetlər daxil olmaqla real empirik məlumatlardır.

Sol altdan başlayaraq yalnız günəş sistemi planetlərinə baxaraq Mars - Venera - Yer - Uran - Neptun - Saturn - Yupiter

təşəkkürlər, baxmayaraq ki & quotlarge & quot ölçüsünə istinad edirdim.

Orada bir yerdən daha böyük, yeriyəcək qədər möhkəm, lakin cazibəsi 1 qr-dan çox olmayan bir kompozisiya işığı olan bir ekzoplanet ola bilərmi?

və əgər varsa, nə qədər böyük əldə edə bilərlər.

bunlar insan müstəmləkəçiliyi üçün bir artı olardı. şikəst şəkildə güclü cazibə olmadan geniş, açıq ərazilər.

Mən Maltusyanam, gələcəkdə əhalinin genişlənməsini düşünürəm.

Hər halda, mülahizələr bir yana, yalnız 1 g planetlərin nə qədər böyük bir şey əldə edə biləcəyini düşünürəm.

Normal şəkildə qurulmuş hər hansı bir planetin demək olar ki, dəmir nüvəsi olacaqdır.

Düşünürəm ki, burada daha çox bir aya baxırıq. Ayımızı meydana gətirən eyni prosesi bir super dünyaya təsadüf etmədən başqa götürsək, dəmir nüvəsiz yer üzündən daha böyük bir aya sahib ola biləcəyimiz və axtardığımız 1q-a çatdığımız anlaşılır. Dəmir nüvəsiz olsam da, bizi qorumaq üçün necə bir maqnit sahəsi yarada biləcəyinə əmin deyiləm, bunun nə qədər yaşayış olacağına əmin deyiləm. Bəlkə də super-yerin maqnit nüvəsi ayı da əhatə edəcək qədər böyük ola bilər.


Ulduzlar [redaktə | mənbəyi redaktə et]

Ulduz [redaktə | mənbəyi redaktə et]

Ulduzlar, antimaddə bərpasını artırmaq üçün Starship tərəfindən mənimsənilə bilən çox miqdarda Günəş Radiasiyası yayan bütün Ulduz Sistemlərin ortaq mərkəzidir. Ancaq bir çox fərqli ulduzun fərqli təsiri var və təsadüfi hadisələr baş verərsə, bir Coronal Kütlə Ejeksiyonu yarada bilər.

- Sarı ulduzlar günəş alovlarını yayaraq qalxan regenerasiyasını 20% artırır.
- Mavi ulduzlar ulduz ətrafında günəş fırtınalarına malikdirlər ki, bu da bütün gəmilərin Gövdə və Qalxan rejenerasiya nisbətlərində% 50 zərər görməsinə səbəb olur.
- Qırmızı ulduzların Günəş Müdaxiləsi var ki, silahların doldurma sürətini% 15 azaldır və silah növlərini% 10 azaldır.
- Yaşıl ulduzlar gəmilərin qamma təsirindən əziyyət çəkməsinə səbəb olur və qalxan yumşaldılmasını% 10 azaldır.

Neytron Ulduzu [redaktə | mənbəyi redaktə et]

Neytron Ulduz, kiçik ölçüsü üçün böyük bir kütlə ehtiva edən kiçik bir Ulduz Qalıqdır. Yüksək cazibə qüvvəsi bəzi gəmilərin qabiliyyətlərini zəiflədir və ulduz ətrafında faz yerini sabitləşdirir.

  • Xüsusi effekt: Gəmilərin gövdəsinin 30% -ni və gəmilərin antimaddə ehtiyatlarının 100% -ni təmizləyir (Sabitləşmədən qorunma olmadan). Gəmilərin gövdəsinin% 15-i və gəmilərin antimaddə ehtiyatlarının% 50-sini çıxarır (Sabitləşdirmə Qoruması ilə).

Pulsar [redaktə | mənbəyi redaktə et]

Pulsar, şikəst radiasiya dalğalarını buraxan ölü bir ulduzun sürətlə fırlanan nüvəsidir. Ulduzun ətrafındakı gəmilərdə artan ziyan və sıxılmış silah sensorları var.

  • Xüsusi effektlər: Gəmilər pulsarın ağırlıq quyusunda olduqda% 50 daha çox zərər alır. Gəmilərin də dəqiqliyi% 50 azalmışdır.

Qara delik [redaktə | mənbəyi redaktə et]

Planetləri məhv etmədən sistemlərdə birtəhər Qara deliklər əmələ gəldi. Qara dəlikdən gələn güclü cazibə faza atlamaları daha da çətinləşdirir və təklikdən gələn gərginlik yaxınlıqdakı gəmilərə zərər verir.

  • Xüsusi Təsir: Yaxınlıqdakı gəmilərə bir neçə saniyədə 50 zərər verir. Faza məkanında səyahət edərkən faza sıçrayış sürətlərini% 50 azaldır. Və gəmilərin faza tullanma sürətlənməsini% 350 azaldır.

Diskin Sabitlik Parametrləri

Protoplanet disk sabitliyini təhlil edərkən tez-tez istifadə olunan bir parametr Toomre Q parametridir. Bu, burada verilmişdir:

  • diskdəki səs sürətidir (astrofizik qazlar üçün səs sürəti P və sırasıyla qazın təzyiqi və sıxlığıdır)
  • epikiklik tezlikdir (bu təqribən protoplanet disklərindəki Keplerian tezliyinə bərabərdir. Keplerian tezliyi, mərkəz ulduzdan müəyyən bir radiusda olan bir cismin orbitə çıxma tezliyidir - məsələn günəş sistemimizin 1 AU-dakı Keplerian tezliyi Yer Günəşdən 1 AU olduğu üçün ildə 1 orbitdir)
  • G cazibə sabitidir
  • diskin 2-ölçülü səth sıxlığıdır

Toomre 1964-cü ilin yekun məqaləsində göstərdi ki, sonsuz bir incə diskin parçalanması üçün bu ölçüsüz Q parametri 1-dən az olmalıdır. Həqiqi disklər açıq-aşkar sonsuz dərəcədə incədir, lakin olduqca incə ola biləcəyinə dair güclü dəlillər var. disk bəzən diskin radiusunun 1/100 sırasına bərabərdir), bu bizə Toomre analizinə inam verir.

Digər bir mühüm tərəzi də köhnə dostumuz, əvvəlki astrobitlərdə bəhs etdiyimiz Cins kütləsi (və ya bərabər şəkildə, Cins uzunluğu). Bu, cazibə qüvvəsinin bir qaz buludundakı istilik təzyiqini aşdığı bir miqyasdır. Diskin nə qədər tez soyuduğunu parametrləşdirən kritik soyutma müddəti kimi tez-tez istifadə olunan digər parametrlər də var (daha sürətli soyuyan bir diskin istilik dəstəyini itirmə və cazibə qüvvəsinin dağılmasına qarşı həssas olma ehtimalı daha yüksək olacağını gözləyirik) .

Burada qeyd etmək maraqlıdır ki, protoplanet diskləri öyrənmək üçün istifadə olunan bir çox parametr və texnika kompakt cisimlərin ətrafındakı yığılma disklərini və disk qalaktikalarının sabitliyini öyrənmək üçün də istifadə olunur!


Bütün planetlərin dəmir nüvəsi varmı?

Olmasa, əsas nədən hazırlana bilər? Dəmir özək həyat üçün vacibdirmi? Planetlərin əsas tərkibini necə tapırıq?

Günəş sistemimizdəki bütün Yer planetlərinin nikel / dəmir nüvəsi var. Satürn və Yupiterin qaz nəhənglərinin nəyində olduğunu bilmirik. Eynilə buz nəhəngləri, Neptun və Uranı, onların nüvələrində nə olduğunu bilmək üçün kifayət qədər yaxşı bir anlayışımız yoxdur. Və bu, sadəcə planetlərin səthini cızmaqdır, çünki günəş sistemimizdəki planetlərə baxırıq, yəqin ki, bir qədər unikal bir sistemdir (Günəş bu baxımdan bir az atipikdir və onun yaşı üçün metal tərkibi və # 27 yaş, və Yer kürəsində təkcə supernova ilə izah edilə biləndən çox qızıl və uran kimi çox ağır elementlər var) Günəş sisteminin saxta olduğu molekulyar buludun, ehtimal ki, anormal bir şey olduğunu və ağır elementlərlə çox zəngin olduğunu göstərir.

Bu suala yüksək səviyyədə bir əminliklə dəqiq cavab vermək üçün yalnız yığma diskləri və ulduz sistemi meydana gəlməsi haqqında kifayət qədər məlumatımız yoxdur. Şübhə edirəm ki, dəmir ən çox ulduz uşaq bağçasında rast gəlinən bir şeydir və ehtimal ki, orada nisbətən az dəmirlə əmələ gələn çox sayda qaz nəhəngi var, kainatdakı bəzi köhnə qaz nəhəngləri, ehtimal ki, tamamilə Hidrogendir Helium və Lityum, içərisində daha ağır elementləri olmayan, çünki heç supernova tərəfindən toxumlanmayan qədim molekulyar buludlarda əmələ gəlmişlər.

kainatdakı bəzi yaşlı qaz nəhənglərindən, ehtimal ki, tamamilə Hidrogen, Helium və Lityumdur, içərisində daha ağır element yoxdur

Problem ondadır ki, ən azından simulyasiyalarımız daxilində nüvəsiz qaz nəhəngləri yaratmaq olduqca çətindir.

Ümumiyyətlə qəbul edilmiş fikir budur ki, əksər qaz nəhəngləri nüvələrin yığılması yolu ilə əmələ gəlir. İstiliyin suyun qatı fazada olması üçün kifayət qədər aşağı olduğu qar xəttinin kənarında, həm tozun həm də buzun faydası ilə (nüvələrin yalnız meydana gəldiyi qar xəttinin içərisindən fərqli olaraq) protoplanetar nüvələri çox tez böyütə bilərsiniz. toz və ümumiyyətlə yalnız yer planetlərini əldə edirsən). Nüvənin qəfildən nisbətən qısa müddətdə hidrogen qazını yığmağa başlamaq üçün kifayət qədər cazibə gücünə sahib olduğu 5-10 Yer kütləsi həddinə çatmaq çox asandır.

Artıq onilliklərdir davam edən disk sabitliyi kimi alternativ qaz nəhəngi əmələ gəlmə fərziyyəsi var. Bu, gənc protoplanetar diskdə öz çəkisi sayəsində getdikcə daha çox qaz cəlb etməyə başlayan və bununla da nüvəsiz nəhəng bir planet meydana gətirən bəzi başlanğıc sıx qaz buludlarının olduğunu göstərir. Buradakı problem ondan ibarətdir ki, əksər real simulyasiyalarda qazın planet ölçüsündə həcmdə çökməsi üçün soyuması lazım olduğu üçün bu müddət uzun sürür və bu zaman şkalaları ümumiyyətlə proto-ulduz alışıb başlamazdan əvvəl lazım olan vaxtdan xeyli uzundur. bütün qazları gənc günəş sistemindən püskürtmək.

Ancaq olduğu kimi, bu hələ də kompüter simulyasiyaları sahəsindədir. İnşallah gələn il Juno kosmik gəmisinin Yupiterə gəldiyi müddətdə cazibə sahəsinin daha yüksək məqamlarını araşdırmaq üçün planetin ətrafında sıx orbitlər edərək, (və bəlkə də forma detallarını) açıqlayacağımız proses haqqında çox şey biləcəyik. planet & # x27s core.


Qədim Yupiter: Qaz Nəhəngi Günəş sisteminin ən qədim planetidir

Qaz nəhənginin nüvəsi günəşin meydana gəlməsindən cəmi 1 milyon il sonra Yerdən 20 dəfə çox kütləyə çevrilmişdi.

"Yupiter, Günəş sisteminin ən qədim planetidir və qatı nüvəsi günəş dumanı qazının dağılmasından çox əvvəl əmələ gəlmişdi və nəhəng planet meydana gəlməsi üçün nüvələrin yığılma modeli ilə uyğundur", - aparıcı müəllif Thomas Kruijer, Almaniyanın Munster Universitetindən və Kaliforniyadakı Lawrence Livermore Milli Laboratoriyasından etdiyi şərhdə. [Şəkillər: Günəş Sisteminin Ən Böyük Planeti olan Yupiter]

Təxminən 4.6 milyard il əvvəl Günəş sistemi nəhəng bir qaz və toz buludundan birləşdi. Əvvəlcə günəş əmələ gəldi və planetlər daha sonra geniş bir diskdə yeni doğulmuş ulduz ətrafında fırlanan qalıq materialdan toplandı.

Kruijer və həmkarları, nəzəri işdə Yupiterin Günəş sistemi tarixində olduqca erkən bir şəkildə formalaşdığını, ancaq planetin dəqiq yaşının sirr olaraq qaldığını söyləyirlər.

Tədqiqatçılar, Yer kürəsinə düşmüş qədim planetar bina blokları və mdash metal nüvələrinin müəyyən dəmir meteoritlərinin və mdash qırıntılarının yaşlarını analiz edərək Yupiterin meydana gəlməsini və böyüməsini tarixləndirdi. Bu yaşlar molibden və volfram izotoplarının bolluğunun ölçülməsi ilə müəyyən edilmişdir. (İzotoplar atom nüvələrində fərqli sayda neytron olan elementlərin versiyalarıdır.)

Bu iş meteoritlərin Günəş sisteminin meydana gəlməsindən təxminən 1 milyon il sonra başlayaraq, 2 milyon ilə 3 milyon il arasında məkan olaraq ayrı olan iki fərqli "su anbarından" gəldiyini göstərdi.

"Bu səmərəli ayrılığın ən ağlabatan mexanizmi Yupiterin meydana gəlməsi, diskdə bir boşluq açılması və iki su anbarı arasında material mübadiləsinin qarşısını almaqdır" deyə tədqiqatçılar bu gün (12 iyun) onlayn olaraq yayımlanan yeni araşdırmada yazdılar. Milli Elmlər Akademiyası Proceedings jurnalında.

Kruijer və komandasının hesabladığı iki su anbarının qarışmaması üçün Yupiterin nüvəsi Yerdən təxminən 20 qat daha çox olmalıdır. Beləliklə, nəticələr, yeni başlayan nəhəng günəş sistemi tarixinin ilk 1 milyon ilində onsuz da bu qədər böyük olduğunu göstərir.

Yupiterin böyümə sürətinin bundan sonra yavaşladığını söylədilər. Qaz nəhəngi, Günəş meydana gəldikdən sonra ən az 3 milyon ilə 4 milyon il arasında 50 Yer kütləsinə çatmadı. (Yupiter hazırda Yerdən təxminən 318 dəfə çoxdur.)

"Ölçmələrimiz göstərir ki, Yupiterin böyüməsi fərqli genetik irs və meteoritlərin əmələ gəlmə müddətlərindən istifadə etməklə tarixlənə bilər", - Kruijer eyni açıqlamada bildirdi.

Yeni tədqiqat eyni zamanda Günəş sisteminin Yer kürəsi ilə Uran və Neptun kimi "buz nəhəngləri" arasında kütlə baxımından orta aləmlərin olmamasının səbəbini izah etməyə kömək edə bilər. Bu cür "super Yerlər" digər ulduz sistemlərində nisbətən yaygındır.

"Bu nəticənin əhəmiyyətli bir nəticəsi budur ki, Yupiter qatıların disk üzərindən içəriyə daşınmasına qarşı bir maneə rolunu oynadığı üçün daxili Günəş sistemi nisbətən kütləvi çatışmazlıqda qaldı və ehtimal ki, heç bir" süper Yer "olmamasını izah etdi" yeni işdə.


Niyə Yupiter kimi qaz nəhəngləri qatı planetlərə sıxlaşmır?

Onların böyük ölçüləri və cazibə qüvvələri nəzərə alınaraq, onların çox tez bir araya gətiriləcəyini gözləyərdiniz. Ətraflarında yığılmış bir çox peyk var, bəs onları nə ayırır?

Astrofizika magistr tələbəsi burada.

Eyni səbəbə görə günəş içəridə isti olur.

Cazibə qüvvəsi bu xüsusiyyətə malikdir ki, şeylər yaxınlaşdıqca enerji azad olur - şeylər istəyirik bir mənada birlikdə olmaq. Bütün bu enerji bir yerə getməli olur. Bir-birinə düşən hissəciklərin istiləşməsinə doğru gedir.

Ulduzlar və planetlər cazibə qüvvəsi ilə kənara itələyici təzyiq dəstəyi arasında bir tarazlıq içindədirlər. Bəzi hissəciklərin temperaturunu genişləndirmədən qaldırdığınız zaman təzyiq qalxır. Bu istilik təzyiqidir. Digər təzyiq dəstəyi nüvə birləşmə nisbətinin çox yüksək olduğu kifayət qədər böyük ulduzlarda vacib olan radiasiya təzyiqindən gələ bilər. Ağ cırtdanlarda (və bəzi ulduzlarda) vacib olan elektron dejenerasiya təzyiqi də var.

Ulduz quruluşunu öyrədən bir sinif (Astro 1 kimi) etsəniz, bütün bunları öyrənəcəksiniz.

Zehin olmasa, bu fürsətdən istifadə edib astrofizika ilə bağlı bir sual verəcəyəm ki, dərk etmirəm:

Beləliklə, bütün planetlər Schwarzschild metrikası ilə təsvir edilə bilər (fırlanmanı və daha yüksək səviyyəli şeyləri nəzərə almadan) və bu metrik həmişə Schwarzschild (S) radiusuna sahibdir və xatırlayıram ki, planet radiusu kimi bir şey eşitdiyimdən ən az 12.5% ​​daha böyük olmalıdır sabitlik üçün S-radiusu - bu deməkdir ki, bütün sabit planetlərin (məsələn, Yerin) bir S-radiusu var və bu S-radiusun içindəki hissəciklər S-radiusunun xaricindəki hissəciklərlə təsirli olmur? Simetriya ilə Yerin mərkəzində cazibə qüvvəsinin sıfır olduğunu iddia etdiyimiz Newtonian cazibə qüvvəsindən geri deyilmi (hər tərəfdən bərabər miqdarda kütlə olduğu üçün)?

EDİT: Bunu göndərdikdən az sonra, düşünürəm ki, bir planetin içərisində Schwarzschild xarici həllini qəbul etdiyimi düşündüm ki, bu da bir xeyr (.). O zaman Schwarzchild daxili həlli heç bir özəlliyə sahib olmamalı idi? Hər hansı bir kömək əla olardı.

Qeyd etmək vacibdir ki, Yupiter planetdir və bir ulduz deyil, burada yalnız istilik təzyiqi vacibdir. Daha da əhəmiyyətlisi Yupiterin içindəki qaz anlayışı bir otaqdakı qazın inanılmaz dərəcədə sıx olduğunu düşündüyünüz kimi deyil. Qazın tərifi odur ki, hissəciklər bir-birləri arasında az-az qarşılıqlı təsir göstərir. Bu o deməkdir ki, bir atomdan digərinə bir kimyəvi bağ yoxdur. İstilik təzyiqindən gələn temperatur kimyəvi əlaqələri mümkünsüz edir (əsasən atomlar çox həyəcanlıdır). Bir maye və ya qatı almaq üçün bu bağlara ehtiyacınız var, əks halda çox sıx bir qazınız var. Diqqət yetirin ki, bunun bir az qeyri-müəyyən olduğunu, çünki ümumiyyətlə bir qazın hissəciklərin bir-birindən uzaq olduğunu düşündüyünü düşünürsən, amma bu vəziyyətdə həqiqətən bir-birlərindən sıyrılmırlar. Bununla birlikdə, hələ də bir mayenin (və ya bunun üçün bir qatı) tərifinə cavab vermir. Bir sözlə, davamlı kimyəvi bağlamadığınız təqdirdə təzyiqə baxmayaraq bir qazınız var (bu müəyyən bir temperaturda bir asteriks alır, maye əmələ gəlməyə başlaya bilərsiniz, ancaq Yupiterin içərisində mənə etibar edin, bu tamamilə mümkün deyil).

Günəşin eyni səbəbini söylədiyinə əmin olardım əvvəlcə içəriyə isti gəldi. İndi davamlı bir qaçış qaynaşma reaksiyası səbəbiylə.

Bir qazın qatı hala gəlməsi üçün yalnız & quot; ehtiyac & quot; deyil, biraz soyuması lazımdır. Yupiter əsasən hidrogendən ibarətdir ki, bu da maye olmaq üçün inanılmaz dərəcədə soyuq olmalı idi. Vikipediyada bir & quotmetalik hidrogen & quot;

Nə qədər sıxlaşsa, o qədər daha çox isinəcək və molekullar daha da aktivləşəcək və hər birini daha çox xarici tərəfə itələyəcək, bu da ölçüsünü çox təməl baxımdan qoruyur (eyni zamanda bir mütəxəssisdən də uzaqam).

Yalnızca temperatur deyil, təzyiq də var. Xaricdə qaz olurlar, ancaq içəridə maye / qatı olurlar. Bulud qatımıza baxmaq kimi düşünün.

Təsadüfi zəhmli yan qeyd: Yupiter əsasən metal olmayan bir qaz olan hidrogendir. Çünki Yupiter belədir belə ki kütləvi, ehtimal olunan daşlı nüvənin ətrafındakı hidrogen o qədər sıxılır və qızdırılır ki, kimyəvi tərkibi parçalanır (və ya bir şey - kimyaçı deyiləm) və metal kimi davranır. Ətrafında sürüşür və Günəşdən daha böyük bir maqnit sahəsi yaradır. Bu, həmişə ağlıma zərbə vurur.

Bu kometlərin Yupiterə çırpılması və zavodumuzdan daha böyük partlayışlar törətməsinin təsiri nə idi? (& # x2790 & # x27-lərdə) Bütün planet yanmazdısa, atmosferdə bir kometa partladığı zaman Yupiterin hidrogenini nə saxlayır və ya qoruyur?

Texniki cəhətdən qaz nəhəngləri var böyük möhkəm daxili. Yalnız böyük atmosferlərə sahib olduqları. Soruşulacaq bir başqa sual da ola bilər: & niyə daşlı daxili planetlərdə bu qədər böyük qaz zərfləri yoxdur? & Quot;

Əsasən, xarici atmosfer istiliyi (Maksvell-Boltzmann paylanmasının sağ ucundakı molekulların sürətini təyin edən - qaça biləcəyi yer) və planetdəki çəki qüvvəsi & # x27s xarici atmosfer arasında bir əlaqə var. . Planetdəki molekulların xarici atmosferi asanlıqla qaça bilərsə (çünki cazibə qüvvəsi demək olar ki, bütün molekulların qaçmasına mane olacaq qədər güclü deyil). Hidrogen kimi işıq molekulları daha ağır molekullara nisbətən daha asan qaçır (sadəcə daha az kütləvi hissəciklər Maxwell-Boltzmann paylanması = & gt http://en.wikipedia.org/wiki/File:MaxwellBoltzmann-en.svg) . Qaz nəhəngləri hidrogen də daxil olmaqla bütün atomları tutacaq qədər güclü cazibə qüvvəsinə sahibdirlər və heç bir qazın effektiv şəkildə qaça bilməyəcəyi dərəcədə yaxşıdır (hər cür mexanizm vasitəsilə - Jeans hidrogen / helium üçün ən aktual olanlardan qaçır). Daha yüngül planetlərdə isə daha ağır molekulların qaçmasına mane ola bilməyəcək qədər zəif cazibə qüvvələri var. Buna görə Yer üzündə bir dəfə hidrogen və ya helyum atmosferin üst qatına düşdükdən sonra effektiv şəkildə kosmosa getdilər.

Hidrogen və helyumun olduğunu unutmayın uzaqdan kainatdakı ən zəngin elementlər (hidrogen molekulların% 90'ını təşkil edir və helyum qalan% 10-un demək olar ki hamısını təşkil edir). Bunlardan daha çoxu meydana gələ bilən daha çox var. Bu da qaz nəhənglərinin Yer kimi planetlərlə müqayisədə niyə bu qədər qaza sahib olduğunu açıqlaya bilər - demək olar ki, hamısı hidrogen və helyumdur. Bu arada Yer kimi planetlər bilər Keçmişdə daha çox hidrogen / helium olan atmosferə sahib olmuşdular, ancaq qazlar çox sürətlə qaçdı (cazibə qüvvələri qazları içəridə saxlaya bilmədiyi üçün).

Əlbəttə, xarici qaz nəhəngləri qayalı interyerlərlə başlamış ola bilər. Fəqət günəş dumanından hidrogen / helium tutduqdan sonra hidrogen / helium içəridə qaldı (onları tutacaq qədər kütləvi olduqları üçün - bu da tutulan qazın hamısını qaz nəhənglərini daha da kütləvi hala gətirdiyindən müsbət bir geribildirim prosesi. ). Bu vaxt daxili planetlərin Günəş dumanlığından tutmaq üçün çox az kütləsi var idi.


Mini-Neptunlar

Mini-Neptun ekzoplanetdir, sıxlığı 1-dən az olan 2 ilə 10 Yer kütləsi. Mini-Neptunlar, qalın bir hidrogen və helium atmosferi və kiçik bir qayalıq nüvəsi ilə əhatə olunmuş maye bir okean olan cırtdan qazdır. Ekzoplanetlərin aşkarlanması üsulları daha mürəkkəb və daha dəqiq hala gəlir.
Radial sürət metodu ya da salınım metodu, ulduzun spektrindəki Doppler sürüşmələrini müşahidə edərək ekzoplanetləri tapmaq üçün dolayı bir üsuldur. Bu dəyişiklikləri ölçərək ulduzun təsvir etdiyi hərəkəti hesablaya və onu müşayiət edən hər hansı bir planetin varlığını və xüsusiyyətlərini çıxara bilərik. Günəş sistemimizdə Yupiterin cazibə dövrünə uyğun 12 illik dövrdə Günəşin yüngül bir salınımını müşahidə edirik.
Tranzit metodu teleskopların bir ulduz ətrafında planetlərin mövcudluğunu təsdiqləmək üçün parlaqlığın ölçülməsinə imkan verir, çünki ulduz qaranlıqlaşan planetin hər bir tranziti baş verir. Parlaqlıqdakı tsiklik dəyişikliklər Yer və ulduz arasında bir planetin keçidini göstərir.
Astrometrik metod bir ulduzun göydəki mütləq mövqeyini və hərəkətini ölçməkdən ibarətdir. Ulduz göydəki müntəzəm bir ellipsi təsvir etdikdə, planetlərindən birinin və ya bir neçəsinin təsirlənməsidir.
Birbaşa aşkarlama ekzoplanetlərin adaptiv optikdən istifadə edərək yüksək qətnamə şəkli və yüksək kontrastı əsas götürülür.
Qravitasiya mikrolensinq effektinin aşkarlanması bir ulduzun cazibə sahəsi, uzaq bir ulduzun işığını arxadan sapdıran məkan zamanını çözdükdə meydana gəlir. Bu təsir yalnız iki ulduzun Dünyaya uyğunlaşdırılması halında görünür. Lens rolunu oynayan ulduzun bir planeti varsa, planetin sahəsi kiçik, lakin aşkar edilə bilən bir təsir göstərə bilər.
6 Mart 2009-cu ildən bəri, Kepler Kosmik Teleskopu Yerdən 2 ilə 20 qat böyüklükdə olan ekzoterapi planetlərin və ya ekzoplanetlərin və daha konkret olaraq ekzoterlərin axtarışında ixtisaslaşmışdır. Kepler missiyası günəş sistemimiz xaricində yaşayış üçün mövcud olan planetlərin olub olmadığını müəyyənləşdirməlidir. Kepler, Süd Yolunda 100.000-dən çox ulduzu, əksinə Cygnus və Lyra bölgələrində müşahidə edəcək. Kepler, Süd Yolunun ulduzlarla zəngin iki sahəsini davamlı olaraq müşahidə edir və eyni zamanda on minlərlə ulduzu izləyir.
Kepler, elm adamlarının Yupiterə isti, super-Yupiter, helium planeti, super-Earth exoterre, yeraltı planet, cırtdan planet kimi qaz, keçid planeti, qazlı cırtdan, planet okeanı, metal planeti, dəmir planet, cırtdan qaz, isti Neptun, soyuq Neptun, buz nəhəngi, karbon planet, silikatlar planet, metal planet və ya mini-Neptun.

Mini-Neptun qazlı bir planet və ya cırtdan keçiddir. Bu tip planetlər Urandan (14.5 Yer kütləsi) və Neptundan (17.1 Yer kütləsi), təxminən 2 ilə 10 Yer kütləsindən kiçikdir. Scientists believe that these mini-Neptunes have a thick atmosphere of hydrogen and helium, deep layers of ice and rock, liquid water oceans or ammonia or a mixture of both with a small core of matter volatile low density. Theoretical studies of these planets are usually based on the knowledge that one has planets Uranus and Neptune. Without a thick atmosphere, these planets would be kind of planet ocean. These mini-Neptunes do not turn on an orbit close to their stars, if not their thick atmospheres would be blown away by stellar winds.
Properties that differentiate the rocky planets to gaseous planets, are the diameter and the mass. As regards the diameter, the transition is made from two terrestrial diameters, and for the mass this can vary greatly depending on the composition of the planet, it is 2 to 20 Earth masses. Based on the above indicators, several intermediate planets, or mini-Neptunes, were discovered. Currently with the Kepler Space Telescope, 70% of exoplanets discovered by the transit method looks like mini-Neptunes whose size is comprised between that of our planet and that of Neptune. Neptune has a mass equivalent to 17.1 Earth masses and a density of 1638 kg/m3 is density (relative to water) of 1.638. Its atmosphere is composed of 80% of hydrogen, 19% helium, 1% methane.
Example of mini-Neptunes:
Kepler-11f has a mass of 2.3 Earth masses and a density of 0.69, the same as that of Saturn whose mass is 95 Earths. These properties class, this exoplanet in the category of mini-Neptunes or gaseous dwarf which have a liquid ocean surrounded by a thick atmosphere of hydrogen and helium and a small rocky core.
Kepler-11c has a mass of 2.9 Earth masses and a density of 0.66. Its period of revolution around its star (Kepler-11) 191.231 days.
Kepler-11e has a mass of 8 Earth masses and a density of 0.58. Its period of revolution around its star (Kepler-11) 31.9996 days.
Kepler-16b has a mass of 8.45 Earth masses and a density of 0.964. Its period of revolution around its star (Kepler-16) 13.0241 days.
Kepler-87c has a mass of 6.4 Earth masses and a density of 0.15. Its period of revolution around its star (Kepler-87) in 191.231 days.
Kepler-109c has a mass of 2.22 Earth masses and a density of 0.65. Its period of revolution around its star (Kepler-109) 21.2227 days.


Safe Havens for Planetary Formation

A new theory of how planets form finds havens of stability amid violent turbulence in the swirling gas that surrounds a young star. These protected areas are where planets can begin to form without being destroyed. The theory will be published in the February issue of the journal Icarus.

“This is another way to get a planet started. It marries the two main theories of planet formation,” said Richard Durisen, professor of astronomy and chair of that department at Indiana University Bloomington. Durisen is a leader in the use of computers to model planet formation.

Watching his simulations run on a computer monitor, it’s easy to imagine looking down from a vantage point in interstellar space and watching the process actually happen.

A green disk of gas swirls around a central star. Eventually, spiral arms of yellow begin to appear within the disk, indicating regions where the gas is becoming denser. Then a few blobs of red appear, at first just hints but then gradually more stable. These red regions are even denser, showing where masses of gas are accumulating that might later become planets.

The turbulent gases and swirling disks are mathematical constructions using hydrodynamics and computer graphics. The computer monitor displays the results of the scientists’ calculations as colorful animations.

“These are the disks of gas and dust that astronomers see around most young stars, from which planets form,” Durisen explained. “They’re like a giant whirlpool swirling around the star in orbit. Our own solar system formed out of such a disk.”

Scientists now know of more than 130 planets around other stars, and almost all of them are at least as massive as Jupiter. “Gas giant planets are more common than we could have guessed even 10 years ago,” he said. “Nature is pretty good at making these planets.”

The key to understanding how planets are made is a phenomenon called gravitational instabilities, according to Durisen. Scientists have long thought that if gas disks around stars are massive enough and cold enough, these instabilities happen, allowing the disk’s gravity to overwhelm gas pressure and cause parts of the disk to pull together and form dense clumps, which could become planets.

However, a gravitationally unstable disk is a violent environment. Interactions with other disk material and other clumps can throw a potential planet into the central star or tear it apart completely. If planets are to form in an unstable disk, they need a more protected environment, and Durisen thinks he has found one.

As his simulations run, rings of gas form in the disk at an edge of an unstable region and grow more dense. If solid particles accumulating in a ring quickly migrate to the middle of the ring, the core of a planet could form much faster.

The time factor is important. A major challenge that Durisen and other theorists face is a recent discovery by astronomers that giant gas planets such as Jupiter form fairly quickly by astronomical standards. They have to — otherwise the gas they need will be gone.

“Astronomers now know that massive disks of gas around young stars tend to go away over a period of a few million years,” Durisen said. “So that’s the chance to make gas-rich planets. Jupiter and Saturn and the planets that are common around other stars are all gas giants, and those planets have to be made during this few-million-year window when there is still a substantial amount of gas disk around.”

This need for speed causes problems for any theory with a leisurely approach to forming planets, such as the core accretion theory that was the standard model until recently.

“In the core accretion theory, the formation of gas giant planets gets started by a process similar to the way planets such as Earth accumulate,” Durisen explained. “Solid objects hit each other and stick together and grow in size. If a solid object grows to be about 10 times the mass of Earth, and there’s also gas around, it becomes massive enough to grab onto a lot of the gas by gravity. Once that happens, you get rapid growth of a gas giant planet.”

The trouble is, it takes a long time to form a solid core that way — anywhere from about 10 million to 100 million years. The theory may work for Jupiter and Saturn, but not for dozens of planets around other stars. Many of these other planets have several times the mass of Jupiter, and it’s very hard to make such enormous planets by core accretion.

The theory that gravitational instabilities by themselves can form gas giant planets was first proposed more than 50 years ago. It’s recently been revived because of problems with the core accretion theory. The idea that vast masses of gas suddenly collapse by gravity to form a dense object, perhaps in just a few orbits, certainly fits the available time frame, but it has some problems of its own.

According to the gravitational instability theory, spiral arms form in a gas disk and then break up into clumps that are in different orbits. These clumps survive and grow larger until planets form around them. Durisen sees these clumps in his simulations — but they don’t last long.

“The clumps fly around and shear out and re-form and are destroyed over and over again,” he said. “If the gravitational instabilities are strong enough, a spiral arm will break into clumps. The question is, what happens to them?”

Co-authors of the paper are IU doctoral student Kai Cai and two of Durisen’s former students: Annie C. Mejia, postdoctoral fellow in the Department of Astronomy, University of Washington and Megan K. Pickett, associate professor of physics and astronomy, Purdue University Calumet.


Videoya baxın: Nəqliyyat mühərriklərinin dünəni, bugünü və gələcək perspektivləri Online dərs - 408 (Sentyabr 2021).