Ucieczka hydrodynamiczna

Schemat ucieczki hydrodynamicznej. Energia promieniowania słonecznego jest osadzana w cienkiej powłoce. Ta energia ogrzewa atmosferę, która następnie zaczyna się rozszerzać. Ta ekspansja trwa w próżni kosmicznej, przyspieszając w miarę upływu czasu, aż ucieknie.

Ucieczka hydrodynamiczna odnosi się do termicznego mechanizmu ucieczki z atmosfery , który może prowadzić do ucieczki cięższych atomów atmosfery planetarnej poprzez liczne zderzenia z lżejszymi atomami.

Opis

Ucieczka hydrodynamiczna ma miejsce, gdy następuje silna, napędzana termicznie, atmosferyczna ucieczka lekkich atomów, które poprzez efekty oporu (zderzenia) odpychają również cięższe atomy. Najcięższy rodzaj atomu, który można usunąć w ten sposób, nazywa się krzyżową .

Aby utrzymać znaczną hydrodynamiczną ucieczkę, wymagane jest duże źródło energii na określonej wysokości. Miękkie promieniowanie rentgenowskie lub ekstremalne promieniowanie ultrafioletowe , przenoszenie pędu przez uderzające meteoroidy lub asteroidy lub dopływ ciepła z procesów akrecji planetarnej mogą zapewnić energię potrzebną do ucieczki hydrodynamicznej.

Obliczenia

Oszacowanie szybkości ucieczki hydrodynamicznej jest ważne w analizie zarówno historii, jak i obecnego stanu atmosfery planety. W 1981 roku Watson i in. opublikował obliczenia opisujące ucieczkę z ograniczoną energią, w której cała napływająca energia jest równoważona przez ucieczkę w kosmos. Ostatnie symulacje numeryczne na egzoplanetach sugerują, że te obliczenia zawyżają strumień hydrodynamiczny 20-100 razy. ^[30] Jednakże, jako szczególny przypadek i przybliżenie górnej granicy ucieczki atmosferycznej, warto tutaj odnotować.

Hydrodynamiczny strumień ucieczki ( , $Displaystyle$ m $^ {- 2}}$ s ${\ Displaystyle ^ {- 1}}$ ]) w ucieczce o ograniczonej energii można obliczyć, zakładając (1) atmosfera złożona z substancji nielepkich , (2) gaz o stałej masie cząsteczkowej, z (3) ciśnieniem izotropowym , (4) stałą temperaturą, (5) doskonałą absorpcją promieniowania XUV oraz (6) ciśnienie spada do zera wraz z odległością z planety wzrasta.

${\ Displaystyle \ Phi = {\ Frac {F_ {XUV} R_ {p} R_ {XUV} ^ {2}} {GM_ {p}}} }$

gdzie jest strumieniem fotonów [J m $Displaystyle$ $^ {-2}}$ - $\ Displaystyle ^ {-1}}$ ] na długościach fal będących przedmiotem zainteresowania, fa X U V {\ Displaystyle F_ {XUV} $}$ $grawitacji$ $to$ to promień planety, to stała , masa planety i $to efektywny promień, w którym zachodzi$ XUV. Przez lata proponowano poprawki do tego modelu, aby uwzględnić planety Roche'a i wydajność pochłaniania strumienia fotonów.

Jednak wraz ze wzrostem mocy obliczeniowej pojawiły się coraz bardziej wyrafinowane modele, obejmujące transfer promieniowania , fotochemię i hydrodynamikę , które zapewniają lepsze oszacowania ucieczki hydrodynamicznej.

Frakcjonowanie izotopów jako dowód

Pierwiastek średniej kwadratowej prędkości termicznej ( ) gatunku atomowego wynosi ${\ displaystyle v_ {th}}$

${\ Displaystyle v_ {th} = {\ sqrt {\ Frac {3kT} {m}}}}$

gdzie jest stałą $Boltzmanna$ , $.$ temperaturą $jest$ gatunku Lżejsze cząsteczki lub atomy będą zatem poruszać się szybciej niż cięższe cząsteczki lub atomy w tej samej temperaturze. To dlatego wodór atomowy preferencyjnie ucieka z atmosfery, a także wyjaśnia, dlaczego stosunek lżejszych do cięższych izotopów cząstek atmosferycznych może wskazywać na ucieczkę hydrodynamiczną.

W szczególności stosunek różnych izotopów gazu szlachetnego ( ²⁰ Ne / ²² Ne, ³⁶ Ar / ³⁸ Ar, ^{78,80,82,83,86} Kr / ⁸⁴ Kr, ^{124,126,128,129,131,132,134,136} Xe / ¹³⁰ Xe) lub izotopów wodoru ( D /H) można porównać do poziomów słonecznych, aby wskazać prawdopodobieństwo ucieczki hydrodynamicznej w ewolucji atmosfery. Stosunki większe lub mniejsze niż w porównaniu ze słońcem lub chondrytami CI , które są używane jako zastępcze dla Słońca, wskazują, że od czasu powstania planety nastąpiła znacząca ucieczka hydrodynamiczna. Ponieważ lżejsze atomy preferencyjnie uciekają, spodziewamy się, że mniejsze stosunki izotopów gazu szlachetnego (lub większe D/H) odpowiadają większemu prawdopodobieństwu ucieczki hydrodynamicznej, jak wskazano w tabeli.

Frakcjonowanie izotopowe na Wenus, Ziemi i Marsie
Źródło	36Ar/38Ar	20Ne/22Ne	82 kr/84 kr	128Xe/130Xe
Słońce	5.8	13.7	20.501	50.873
chondryty CI	5,3 ± 0,05	8,9±1,3	20,149±0,080	50,73±0,38
Wenus	5,56±0,62	11,8±0,7	--	--
Ziemia	5,320±0,002	9,800±0,08	20,217±0,021	47,146 ± 0,047
Mars	4,1 ± 0,2	10,1 ± 0,7	20,54±0,20	47,67±1,03

Dopasowanie tych współczynników można również wykorzystać do walidacji lub weryfikacji modeli obliczeniowych mających na celu opisanie ewolucji atmosfery. Metoda ta została również wykorzystana do określenia ucieczki tlenu w stosunku do wodoru we wczesnych atmosferach.

Przykłady

Egzoplanety , które znajdują się bardzo blisko swojej gwiazdy macierzystej, takie jak gorący Jowisz , mogą doświadczyć znaczącej ucieczki hydrodynamicznej do punktu, w którym gwiazda „wypala” swoją atmosferę, po czym przestają być gazowymi olbrzymami i zostają z samym jądrem, w którym to momencie nazwano by je planetami Chthonian . Ucieczkę hydrodynamiczną zaobserwowano w przypadku egzoplanet znajdujących się blisko ich gwiazdy macierzystej, w tym gorącego Jowisza HD 209458b .

W ciągu życia gwiazdy strumień słoneczny może się zmieniać. Młodsze gwiazdy wytwarzają więcej EUV, a wczesne protoatmosfery Ziemi , Marsa i Wenus prawdopodobnie przeszły hydrodynamiczną ucieczkę, co odpowiada za frakcjonowanie izotopów gazu szlachetnego obecnego w ich atmosferach.