Ledeni div

S Wikipedije, slobodne enciklopedije
Uran fotografisan s Voyager 2 u januaru 1986
Neptun fotografisan s Voyager 2 u augustu 1989

Ledeni div je divovska planeta sastavljena uglavnom od elemenata težih od vodika i helija, kao što su kisik, ugljik, azot i sumpor. U Sunčevom sistemu postoje dva ledena diva: Uran i Neptun.

U astrofizici i planetologiji termin "led" odnosi se na isparljiva hemijska jedinjenja sa tačkama smrzavanja iznad oko 100 K, kao što su voda, amonijak ili metan, sa tačkama smrzavanja od 273 K (0 °C), 195 K (-78°). C) i 91 K (−182 °C), respektivno (vidjeti volatili). Devedesetih je utvrđeno da su Uran i Neptun posebna klasa divovskih planeta, odvojenih od drugih divovskih planeta, Jupitera i Saturna, koji su plinoviti divovi koji se pretežno sastoje od vodika i helija.[1]

Kao takvi, Neptun i Uran se sada nazivaju ledenim divovima. Bez dobro definisanih čvrstih površina, prvenstveno se sastoje od gasova i tečnosti. Njihova sastavna jedinjenja bila su čvrste materije kada su prvenstveno formirane kao planete, bilo direktno u obliku leda ili zarobljene u vodenom ledu. Danas je vrlo malo vode na Uranu i Neptunu ostalo u obliku leda. Umjesto toga, voda prvenstveno postoji kao superkritični fluid na temperaturama i pritiscima unutar njih.[2] Uran i Neptun se sastoje od samo oko 20% vodika i helija po masi, u poređenju sa plinovitim divovima Sunčevog sistema, Jupiterom i Saturnom, koji se sastoje od više od 90% vodika i helija po masi.

Terminologija[uredi | uredi izvor]

Godine 1952. pisac naučne fantastike James Blish skovao je termin plinoviti div[3] i koristio ga za označavanje velikih nezemaljskih planeta Sunčevog sistema. Međutim, od kasnih 1940-ih[4] smatralo se da se sastav Urana i Neptuna značajno razlikuje od sastava Jupitera i Saturna. Oni su prvenstveno sastavljeni od elemenata težih od vodika i helija, čineći potpuno zaseban tip divovske planete. Budući da su tokom svog formiranja Uran i Neptun inkorporirali svoj materijal u obliku leda ili gasa zarobljenog u vodenom ledu, termin ledeni div je ušao u upotrebu.[4] Početkom 1970-ih, terminologija je postala popularna u zajednici naučne fantastike, na primjer, Bova (1971),[5] ali je najranija naučna upotreba terminologije vjerovatno bila od strane Dunne & Burgess (1978)[6] u izvještaju NASA-e.[7]

Formiranje[uredi | uredi izvor]

Modeliranje formiranja Terestrička planetaplaneta i plinovitih divova je relativno jednostavno i nekontroverzno. Općenito se smatra da su Terestrička planete Sunčevog sistema nastale kolizijskom akumulacijom Planetezimala unutar protoplanetarnog diska. Smatra se da su plinoviti divovi — Jupiter, Saturn i njihove vansolarne planete — formirali čvrsta jezgra od oko 10 Zemljinih masa (MEarth) kroz isti proces, dok su akreirali plinovite ovojnice iz okolne solarne magline tokom nekoliko do nekoliko miliona godina (Ma),[8][9] iako su nedavno predloženi alternativni modeli formiranja jezgra zasnovani na akreciji šljunka.[10] Umjesto toga, neke ekstrasolarne divovske planete su se možda formirale putem nestabilnosti gravitacionog diska.[9][11]

Formiranje Urana i Neptuna kroz sličan proces akrecije jezgra je daleko problematičnije. Brzina bijega za male protoplanete oko 20 astronomskih jedinica (AJ) od centra Sunčevog sistema bi bila uporediva s njihovim relativnim brzinama. Takva tijela koja prelaze orbite Saturna ili Jupitera mogla bi biti poslana hiperboličkim putanjama izbacujući ih iz sistema. Takva tijela, koja bi pokupili plinoviti divovi, također bi vjerovatno bila samo nagomilana u veće planete ili odbačena u orbite kometa.[11]

Uprkos problemima u modeliranju njihovog formiranja, mnogi kandidati za ledene divove su uočeni kako kruže oko drugih zvijezda od 2004. To ukazuje da bi mogli biti uobičajeni u Mliječnom putu.[2]

Migracija[uredi | uredi izvor]

Uzimajući u obzir orbitalne izazove protoplaneta udaljenih 20 AJ ili više od centra Sunčevog sistema, jednostavno rješenje je da su se ledeni divovi formirali između orbita Jupitera i Saturna prije nego što su gravitacijski raspršeni prema van u njihove sada udaljenije orbite.[11]

Nestabilnost diska[uredi | uredi izvor]

Gravitaciona nestabilnost protoplanetarnog diska bi također mogla da proizvede nekoliko gasovitih divovskih protoplaneta na udaljenosti do 30 AJ. Područja nešto veće gustoće u disku mogu dovesti do formiranja grudvica koje se na kraju kolapsiraju do planetarne gustoće.[11] Disk sa čak i marginalnom gravitacionom nestabilnošću mogao bi proizvesti protoplanete između 10 i 30 AJ za više od hiljadu godina (ka). To je mnogo kraće od 100.000 do 1.000.000 godina potrebnih za proizvodnju protoplaneta kroz akreciju jezgra oblaka i moglo bi ga učiniti održivim čak i na diskovima najkraćeg vijeka, koji postoje samo nekoliko miliona godina.[11]

Problem s ovim modelom je određivanje šta je disk održavalo stabilnim prije nestabilnosti. Postoji nekoliko mogućih mehanizama koji omogućavaju da dođe do gravitacione nestabilnosti tokom evolucije diska. Bliski susret sa drugom protozvijezdom mogao bi pružiti gravitacijski udarac inače stabilnom disku. Disk koji se razvija magnetski najvjerovatnije će imati magnetne mrtve zone, zbog različitog stepena jonizacije, gdje bi se masa pokretana magnetskim silama mogla gomilati i na kraju postati marginalno gravitaciono nestabilna. Protoplanetarni disk može jednostavno polako akreirati materiju, uzrokujući relativno kratke periode marginalne gravitacijske nestabilnosti i navale skupljanja mase, nakon čega slijede periodi u kojima površinska gustoće pada ispod onog što je potrebno za održavanje nestabilnosti.[11]

Fotoevaporacija[uredi | uredi izvor]

Zapažanja fotoevaporacije protoplanetarnih diskova u Orion trapezijumskom jatu ekstremnim ultraljubičastim (EUV) zračenjem koje emituje θ1 Orionis C sugerišu još jedan mogući mehanizam za formiranje ledenih divova. Plinoviti divovski protoplaneti sa više Jupiterove mase mogli su se brzo formirati zbog nestabilnosti diska prije nego što je većina njihovih vodoničnih omotača skinuta intenzivnim EUV zračenjem obližnje masivne zvijezde.[11]

U maglini Kobilica, EUV tokovi polja su približno 100 puta veći nego u maglini Orion u Trapezu. Protoplanetarni diskovi su prisutni u obje magline. Veći EUV tokovi čine ovo još vjerovatnijom mogućnošću formiranja ledenog diva. Jači EUV bi povećao uklanjanje gasnih omotača sa protoplaneta prije nego što bi mogli kolabirati dovoljno da se odupru daljnjem gubitku.[11]

Karakteristike[uredi | uredi izvor]

Ilustracija unutrašnjosti modela divovskih planeta. Planetarna jezgra plinovitih divova Jupitera i Saturna prekrivena su dubokim slojem metalnog vodika, dok su plaštovi ledenih divova Urana i Neptuna sastavljena od težih elemenata.

Ledeni divovi predstavljaju jednu od dvije fundamentalno različite kategorije divovskih planeta prisutnih u Sunčevom sistemu, a druga grupa su poznatiji plinoviti divovi, koji se sastoje od više od 90% vodika i helija (po masi). Smatra se da se njihov vodik proteže sve do njihovih malih kamenih jezgara, gdje molekularni jon vodika prelazi u metalni vodik pod ekstremnim pritiscima od stotina gigapaskala (GPa).[2]

Ledeni divovi su prvenstveno sastavljeni od težih elemenata. Na osnovu obilja elemenata u svemiru, najvjerovatnije su kisik, ugljik, dušik i sumpor. Iako ledeni divovi također imaju vodikove ovojnice, one su mnogo manje. Oni čine manje od 20% njihove mase. Njihov vodik također nikada ne dosegne dubine potrebne da bi se stvorio metalni vodik pod pritiskom.[2] Ovi omotači ipak ograničavaju promatranje unutrašnjosti ledenih divova, a time i informacije o njihovom sastavu i evoluciji.[2]

Iako se Uran i Neptun nazivaju planetama ledenih divova, smatra se da ispod njihovih oblaka postoji superkritični okean vode i amonijaka, koji čini oko dvije trećine njihove ukupne mase.[12][13]

Atmosfera i klima[uredi | uredi izvor]

Vanjski plinoviti slojevi ledenih divova imaju nekoliko sličnosti sa onima plinovitih divova. To uključuje dugovječne ekvatorijalne vjetrove velike brzine, polarne vrtloge, velike cirkulacijske obrasce i složene hemijske procese potaknute ultraljubičastim zračenjem odozgo i miješanjem s nižom atmosferom.[2]

Proučavanje atmosferskih obrazaca ledenih divova također daje uvid u fiziku meteorologije. Njihov sastav podstiče različite hemijske procese i primaju daleko manje sunčeve svjetlosti u svojim udaljenim orbitama od bilo koje druge planete u Sunčevom sistemu (povećavajući važnost unutrašnjeg zagrijvanja na vremenske obrasce).[2]

Najveća vidljiva karakteristika na Neptunu je velika tamna tačka koja se ponavlja. Ona se formira i raspršuje svakih nekoliko godina, za razliku od Jupiterove Velike crvene pjege slične veličine, koja postoji vijekovima. Od svih poznatih divovskih planeta u Sunčevom sistemu, Neptun emituje najviše unutrašnje toplote po jedinici apsorbovane sunčeve svjetlosti, odnos od približno 2,6. Saturn, sljedeći najveći emiter, ima omjer od oko 1,8. Uran emituje najmanje toplote, jednu desetinu više od Neptuna. Sumnja se da bi to moglo biti povezano s njegovim ekstremnim aksijalnim nagibom od 98˚. To uzrokuje da se njegovi sezonski obrasci veoma razlikuju od onih na bilo kojoj drugoj planeti u Sunčevom sistemu.[2]

Još uvijek ne postoje potpuni modeli koji objašnjavaju atmosferske karakteristike uočene u ledenim divovima.[2] Razumijevanje ovih karakteristika će pomoći da se razjasni kako atmosfere divovskih planeta općenito funkcionišu.[2] Shodno tome, takvi uvidi bi mogli pomoći naučnicima da bolje predvide atmosfersku strukturu i ponašanje divovskih egzoplaneta za koje je otkriveno da su vrlo blizu svojim zvijezdama domaćinima (planetama pegaza) i egzoplanetama s masama i radijusima između divovskih i terestričkih planeta pronađenih u Sunčevom sistemu.[2]

Enterijer[uredi | uredi izvor]

Zbog njihovih velikih veličina i niske toplotne provodljivosti, unutrašnji pritisci planeta se kreću do nekoliko stotina GPa i temperature od nekoliko hiljada kelvina (K).[14]

U martu 2012. otkriveno je da bi kompresibilnost vode korištene u modelima ledenih divova mogla biti smanjena za jednu trećinu.[15] Ova vrijednost je važna za modeliranje ledenih divova, i ima talasasti učinak na njihovo razumijevanje.[15]

Magnetna polja[uredi | uredi izvor]

Magnetna polja Urana i Neptuna su neobično pomjerena i nagnuta.[16] Njihova jačina polja je između snage plinovitih divova i terestričkih planeta, 50 odnosno 25 puta veća od Zemljine. Jačina ekvatorijalnog magnetnog polja Urana i Neptuna je 75 posto, odnosno 45 posto Zemljinih 0,305 gausa.[16] Vjeruje se da njihova magnetna polja potiču iz joniziranog konvektivnog omotača fluid-led.[16]

Posjete svemirskih letjelica[uredi | uredi izvor]

Prošlost[uredi | uredi izvor]

  • Voyager 2 (Uran i Neptun)

Prijedlozi[uredi | uredi izvor]

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). "Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch". Icarus. 355: 114087. arXiv:2009.05575. Bibcode:2021Icar..35514087D. doi:10.1016/j.icarus.2020.114087. S2CID 221654962.
  2. ^ a b c d e f g h i j k Hofstadter, Mark (2011), "The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune" (PDF), White Paper for the Planetary Science Decadal Survey, US National Research Council, str. 1–2, pristupljeno 18. 1. 2015
  3. ^ Science Fiction Citations, Citations for gas giant n.
  4. ^ a b Mark Marley, "Not a Heart of Ice", The Planetary Society, 2 April 2019. read
  5. ^ Bova, B. 1971, The Many Worlds of Science Fiction (Boston, MA: E.P. Dutton)
  6. ^ James A. Dunne and Eric Burgess, The Voyage of Mariner 10: Mission to Venus and Mercury, Scientific and Technical Information Division, National Aeronautics and Space Administration, 1978, 224 pages, page 2. read
  7. ^ Molaverdikhani, Karan (2019). "From Cold to Hot Irradiated Gaseous Exoplanets: Toward an Observation-based Classification Scheme". The Astrophysical Journal. 873 (1): 32. arXiv:1809.09629. Bibcode:2019ApJ...873...32M. doi:10.3847/1538-4357/aafda8. S2CID 119357572.
  8. ^ Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). "Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints". Icarus. 199 (2): 338–350. arXiv:0810.5186. Bibcode:2009Icar..199..338L. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. S2CID 18964068.
  9. ^ a b D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (decembar 2010). "Giant Planet Formation". u Seager, Sara (ured.). Exoplanets. University of Arizona Press. str. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  10. ^ Levison, Harold F.; Kretke, Katherine A.; Duncan, Martin J. (2015). "Growing the gas-giant planets by the gradual accumulation of pebbles". Nature. 524 (7565): 322–324. arXiv:1510.02094. Bibcode:2015Natur.524..322L. doi:10.1038/nature14675. PMID 26289203. S2CID 4458098.
  11. ^ a b c d e f g h Boss, Alan P. (decembar 2003). "Rapid Formation of Outer Giant Planets by Disk Instability". The Astrophysical Journal. 599 (1): 577–581. Bibcode:2003ApJ...599..577B. doi:10.1086/379163., §1–2
  12. ^ NASA Completes Study of Future ‘Ice Giant’ Mission Concepts Arhivirano 6. 8. 2020. na Wayback Machine. NASA TV. 20 June 2017.
  13. ^ On to the Ice Giants. (PDF) Pre-Decadal study summary. NASA. Presented at the European Geophysical Union, 24 April 2017.
  14. ^ Nellis, William (februar 2012). "Viewpoint: Seeing Deep Inside Icy Giant Planets". Physics. 5 (25): 25. Bibcode:2012PhyOJ...5...25N. doi:10.1103/Physics.5.25.
  15. ^ a b "The Interiors of Ice Giant Planets". Arhivirano s originala 3. 5. 2012.CS1 održavanje: unfit URL (link)
  16. ^ a b c "The Nature and Origin of Magnetic Fields".
  17. ^ Christophe, Bruno; Spilker, L. J.; Anderson, J. D.; André, N.; Asmar, S. W.; Aurnou, J.; Banfield, D.; Barucci, A.; Bertolami, O.; Bingham, R.; Brown, P; Cecconi, B.; Courty, J.-M.; Dittus, H.; Fletcher, L. N.; Foulon, B.; Francisco, F.; Gil, P. J. S.; Glassmeier, K. H.; Grundy, W.; Hansen, C.; Helbert, J.; Helled, R.; Hussmann, H.; Lamine, B.; Lämmerzahl, C.; Lamy, L.; Lehoucq, R.; Lenoir, B.; Levy, A.; Orton, G.; Páramos, J.; Poncy, J.; Postberg, F.; Progrebenko, S. V.; Reh, K. R.; Reynaud, S.; Robert, C.; Samain, E.; Saur, J; Sayanagi, K. M.; Schmitz, N.; Selig, H.; Sohl, F.; Spilker, T. R.; Srama, R.; Stephan, K.; Touboul, P.; Wolf, P. (8. 7. 2012). "OSS (Outer Solar System): a fundamental and planetary physics mission to Neptune, Triton and the Kuiper Belt" (PDF). Experimental Astronomy. Springer. 34 (2): 203–242. arXiv:1106.0132. Bibcode:2012ExA....34..203C. doi:10.1007/s10686-012-9309-y. S2CID 55295857. Arhivirano s originala (PDF), 26. 5. 2019. Pristupljeno 26. 5. 2019 – preko UCLA Simulated Planetary Interiors Lab.
Preuzeto iz "https://bs.wikipedia.org/w/index.php?title=Ledeni_div&oldid=3562733"