الفلك

الحد الأقصى والأدنى للكثافات العملاقة للغازات والجليد العملاق

الحد الأقصى والأدنى للكثافات العملاقة للغازات والجليد العملاق

أنا أعمل على مولد نظام نجم للعبة ؛ أود أن تكون نتائجه معقولة لكن لا يجب أن تكون فائقة الواقعية. لقد حصلت على المسافات المدارية والكتل لكل جسم في النظام ، وأريد الآن تصويرها ، لذا فأنا بحاجة إلى تحديد نصف قطر كل جسم.

بالنسبة للكواكب العملاقة والغازية ، ما العلاقة بين الكتلة والكثافة؟ ما هي الكثافة الدنيا والقصوى المتوقعة؟


هنا مخطط قمت بإنشائه في 5 دقائق في موقع exoplanets.org

لبناء هذا أخذت الكواكب التي اكتشفها عبور طريقة و التي كان لها $ M sin i $ تم قياسها باستخدام السرعات الشعاعية. لقد قسمت $ M sin i $ على جيب زاوية الميل المقاسة (هذا مطلوب لتجنب استخدام الكتل التي تم تقديرها باستخدام علاقة مفترضة بين الكتلة ونصف القطر). المحور الصادي هو الكثافة ، والتي تأتي مباشرة (وبدقة تامة) من قياسات العبور. بالطبع الكواكب العابرة هي الكواكب الوحيدة التي لديها قياسات نصف قطر وكثافة.

عليك القيام بذلك لتجنب بعض القيم غير المؤكدة التي تم إعطاؤها للكتل الكوكبية والتي تم افتراضها ببساطة من علاقة نظرية بين الكتلة ونصف القطر.

كما ترون ، هناك انتشار واسع (عامل ثلاثة) في الكثافة عند كتلة معينة لكوكب المشتري الساخن (معظم العبور الكواكب العملاقة هي كواكب المشتري الحارة) ، ولكن هناك علاقة قوية. تكون الكثافة بحد أدنى لبضعة أعشار من كتلة المشتري ، ولكن يبدو أن الكواكب الأصغر (التي يُفترض أنها صخرية وجليدية ، بدلاً من عمالقة الغاز) تظهر كثافات أعلى.

تذكر أن هذه كلها كواكب خارجية عابرة ، وبالتالي فهي تدور في الغالب بالقرب من نجومها الأم. يمكن أن يكون هناك تحيزات وتأثيرات اختيار في العمل! على سبيل المثال ، على الرغم من أن نوى عمالقة الغاز يحكمها ضغط الانحلال وهذا يجعل نظري العلاقة بين الكتلة والشعاع مسطحة تمامًا ، فهناك تأثير مقلق للإشعاع الصادر عن النجم الأم ("التشمس") الذي يمكن أن يجعل بعض الأجسام أكبر. حتى بعد ذلك يبدو أن هناك تبعثر يصعب فهمه.

تحرير: للحصول على صيغة تجريبية سهلة الاستخدام ، يمكنك تجربة العلاقات التي اقترحها مختبر الكواكب للسكنية.


فيما يتعلق بعمالقة الغاز ، لا يوجد حد للكتلة. من الناحية المفاهيمية ، ما الفرق بين نجم بالإضافة إلى عملاق غازي من فئة المشتري مقابل نجم بالإضافة إلى رفيق قزم بني مقابل نجم بالإضافة إلى قزم أحمر مقابل زوج ثنائي من النجوم لهما نفس الكتلة تقريبًا؟ هذا طيف بلا حدود واضحة ولا حدود واضحة.

فيما يتعلق بالكثافة ، هناك شيء مضحك حول كوكب المشتري: إنه كبير ، نصف قطر ، كما يمكن أن تحصل عليه عمالقة الغاز والأقزام البنية. أضف كتلة إلى عملاق غازي بحجم كوكب المشتري وستحصل على عملاق غازي أكبر حجمًا يقترب من نفس حجم كوكب المشتري. أضف المزيد من الكتلة وستحصل على قزم بني قريب من نفس حجم كوكب المشتري. أضف المزيد من الكتلة وستحصل على قزم أحمر صغير قريب من نفس حجم كوكب المشتري. العلاقة بين الكتلة ونصف القطر مسطحة جدًا جدًا من عملاق الغاز المشترى إلى أصغر قزم أحمر.


العنوان: ضبابية نوى الكواكب العملاقة

يُعتقد أن الكواكب العملاقة لها نوى في عمقها الداخلي ، ويتم تطبيق التقسيم إلى قلب عنصر ثقيل ومغلف من الهيدروجين والهيليوم في كل من نماذج التكوين والهيكل. نوضح أن الهيكل الداخلي البدائي يعتمد على معدل نمو الكواكب ، على وجه الخصوص ، نسبة العناصر الثقيلة لتراكم الغاز. بالنسبة لمجموعة واسعة من الظروف المحتملة ، تكون هذه النسبة في تناظر واحد إلى واحد مع ملف تعريف ما بعد التراكم الناتج عن العناصر الثقيلة داخل الكوكب. تعتمد نسبة التدفق هذه بشكل حساس على الكثافة المفترضة للسطح الصلب في السديم المحيط. نقترح أن نوى الكواكب العملاقة قد لا تكون متميزة عن الغلاف وتتضمن بعض الهيدروجين والهيليوم ، ويمكن أن يكون للداخل العميق بنية تدريجية من العناصر الثقيلة. وفقًا لذلك ، قد لا يتم تحديد جوهر المشتري بشكل جيد. يمكن للقياسات الدقيقة لمجال جاذبية المشتري بواسطة جونو أن تضع قيودًا على الكتلة الأساسية للمشتري. ومع ذلك ، كما نقترح هنا ، فإن تعريف جوهر المشتري معقد ، وتعتمد الخصائص الفيزيائية لللب (الكتلة والكثافة) على التعريف الفعلي لللب وعلى تاريخ نمو الكوكب.


تتبع أصول عمالقة الجليد من خلال تكوين النظائر للغازات النبيلة

يوفر التكوين الحالي للأغلفة الجوية للكوكب العملاق معلومات عن كيفية تشكل هذه الكواكب ، وعن أصل اللبنات الأساسية الصلبة التي ساهمت في تكوينها. تعد وفرة الغازات النبيلة ونسبها النظيرية من بين أكثر الأدلة قيمة لتتبع أصل المواد التي تشكلت منها الكواكب العملاقة. في هذه المراجعة ، نحدد أولاً الحالة الحالية للمعرفة عن وفرة العناصر الثقيلة في الكواكب العملاقة وشرح ما هو مفهوم حاليًا عن خزانات كتل البناء الجليدية التي يمكن أن تكون قد ساهمت في تكوين عمالقة الجليد. ثم نحدد كيف قدمت النسب النظيرية للغازات النبيلة تفاصيل عن المصادر الأصلية للغازات النبيلة في مواد مختلفة في جميع أنحاء النظام الشمسي. نتابع هذا بمناقشة حول كيفية احتجاز الغازات النبيلة في الجليد والصخور التي أصبحت فيما بعد اللبنات الأساسية للكواكب العملاقة وكيف يمكن إثراء وفرة العناصر الثقيلة محليًا في السديم الشمسي الأولي. نقدم بعد ذلك مراجعة للحالة الحالية للمعرفة بوفرة الغازات النبيلة ونسب النظائر في خزانات النظام الشمسي المختلفة ، ونناقش القياسات اللازمة لفهم أصل عمالقة الجليد. أخيرًا ، نحدد كيف سيؤثر التكوين والتطور الداخلي على وفرة الغازات النبيلة ونسب النظائر التي لوحظت في عمالقة الجليد اليوم. تشمل القياسات التي سيحتاج مسبار الغلاف الجوي إلى إجرائها (1) نسبة نظير 3 He / 4 He للمساعدة في تقييد البروتوسولار D / H و 3 He / 4 He (2) 20 ني / 22 ني و 21 ني / 22 Ne لفصل خزانات الغاز النبيل البدائية المشابهة للنهج المستخدم في دراسة النيازك (3) Kr / Ar و Xe / Ar لتحديد ما إذا كانت اللبنات الأساسية تشبه المشتري أو مشابهة لـ 67P / CG و Chondrites (4) نظير الكريبتون النسب لأول رصدات كوكب عملاق لهذه النظائر و (5) نظائر الزينون للمقارنة مع مجموعة واسعة من القيم التي تمثلها خزانات النظام الشمسي.

هذه معاينة لمحتوى الاشتراك ، والوصول عبر مؤسستك.


2 إجابات 2

أولاً ، من المهم مناقشة ماهية الأحزمة الإشعاعية وكيف تتشكل. تتكون أحزمة الإشعاع من جسيمات مشحونة محاصرة بواسطة المجال المغناطيسي للكوكب ، وبسبب شكل هذا المجال وسرعتها الأولية ، تميل إلى التجمع في مناطق معينة. المصدر الرئيسي للجسيمات المشحونة في مثل أحزمة فان ألين الأرضية هي الرياح الشمسية: جزيئات تنبعث من الشمس.

في حالة كوكب المشتري ، هذا جزء فقط من المعادلة. معظم المواد الموجودة في الأحزمة الإشعاعية لكوكب المشتري ، وخاصة الطارة البلازمية القوية القريبة ، لا تأتي من الشمس أو المشتري نفسه بل من قمره Io - بقدر طن متري في الثانية، معظمها في شكل غاز مؤين منقط من سطحه. يمتلك زحل تور بلازما أصغر وأقل شحنة يتولد من بعض أقماره. من ناحية أخرى ، لا يوجد لدى نبتون وأورانوس أقمار مماثلة ، وبالتالي فإن غلافهما المغناطيسي يفتقر إلى أحزمة إشعاع داخلية قوية.

يبدو من المنطقي أن نتوقع ، إذن ، أن عملاق غازي يشبه المشتري (أو أي نوع آخر من عملاق الغاز) يفتقر إلى نظير Io سوف يفتقر أيضًا إلى طارة البلازما التي تجعل كوكب المشتري غير مضياف. قد يكون وجود قمر بحجم الأرض في نظام العملاق الغازي من شأنه أن يجعل المدار الشبيه بـ Io غير مستقر ، مما يمنحه حماية إضافية ضد إمكانية الأحزمة الإشعاعية.

أخيرًا ، لا تستبعد الغلاف المغناطيسي للقمر. جانيميد ، قمر جوفيان آخر ، لديه - بشكل فريد من الأقمار في النظام الشمسي - غلافه المغناطيسي الدائم الذي يحميه من البيئة الإشعاعية الموجودة فيه ، بنفس الطريقة التي تحميها بها الأرض من الرياح الشمسية. سيكون لجسم كبير من التكوين الشبيه بالأرض (متمايز ، مع لب حديد منصهر) حماية خاصة به من الجسيمات الشمسية الشاردة أو تلك المتلاشية من الأقمار الأخرى.

نعم، من الممكن أن يكون لديك عملاق غازي بدون حزام إشعاع داخلي قوي من شأنه أن يشكل خطرًا على أقماره ، مع استمرار وجود الغلاف المغناطيسي.

نعم، يجب أن يكون داخل الغلاف المغناطيسي لعملاق الغاز في جميع الأوقات ، وسيكون له أيضًا غلافه المغناطيسي الخاص الذي يجب مراعاته ، والذي يمكن أن يوفر حماية إضافية.

يحتمل أي. يبدو أن العامل الرئيسي هو وجود قمر (أقمار) قريبة ، بدلاً من أي شيء جوهري لعملاق الغاز. قد يكون لدى بعض أنواع عمالقة الغاز مثل هذه الأقمار بشكل أو بآخر ، ومن المحتمل أن يكون لتشكيل أو التقاط قمر بحجم الأرض بعض التأثير ، ولكن قد يكون ذلك ببساطة بسبب الحظ.

لذلك ، قد يكون القمر الخارجي الصالح للحياة من كوكب خارجي عملاق محميًا من منطقة الإشعاع من خلال عدم الدوران مع منطقة الإشعاع ، والتي قد لا يمتلكها الكوكب الخارجي العملاق ، اعتمادًا على عوامل مختلفة ، وإذا كان الكوكب الخارجي العملاق يحتوي على منطقة إشعاع خطيرة في تلك المنطقة قد لا يغطي كل المنطقة التي يجب أن يدور فيها كوكب صالح للسكن حول كوكبه ، اعتمادًا على عوامل مختلفة.

يمكن أيضًا حماية القمر الخارجي الصالح للسكن من الإشعاع الخطير ، فهو حزام إشعاع الكوكب بواسطة الغلاف المغناطيسي الخاص به. لذلك من المحتمل أن يدور القمر الخارجي في منطقة الإشعاع الخطرة دون أي آثار سيئة.

يمكن أن يكون للقمر الخارجي ذو الكتلة والتركيب المناسبين الذي يدور بالمعدل الصحيح غلاف مغناطيسي قوي جدًا وقوي. سيتم إنشاء هذا الغلاف المغناطيسي من خلال دوران نواة القمر الخارجي ، والذي سيكون ضروريًا أيضًا لدفع حركة الصفائح التكتونية ، والتي قد تكون ضرورية أيضًا لكي يكون القمر الخارجي صالحًا للسكن.

"Exomoon Habitability مقيّد بالإضاءة وتدفئة المد والجزر" بقلم رينيه هيلر وروي بارنز ، علم الأحياء الفلكي ، يناير 2013.

في القسم 2 ، قابلية Exomoons للسكنى ، يناقشون النطاق الكتلي الضروري لكي تكون exomons الافتراضية صالحة للسكن في الفقرة السادسة:

يلزم وجود حد أدنى من كتلة القمر الخارجي لقيادة درع مغناطيسي على مقياس زمني يبلغ مليار سنة (Ms≳0.1M⊕ Tachinami et al. ، 2011) للحفاظ على جو كبير طويل العمر (Ms≳0.12M⊕ Williams et al. ، 1997 Kaltenegger ، 2000) ودفع النشاط التكتوني (Ms≳0.23M⊕ Williams et al. ، 1997) ، وهو أمر ضروري للحفاظ على الصفائح التكتونية ولدعم دورة سيليكات الكربون. تم اكتشاف دينامو داخلي ضعيف في Mercury و Ganymede (Gurnett et al. ، 1996 Kivelson et al. ، 1996) ، مما يشير إلى أن كتل الأقمار الصناعية> 0.25M⊕ ستكون كافية لاعتبارات قابلية السكن للقمر الخارجي. ومع ذلك ، فإن هذا الحد الأدنى ليس رقمًا ثابتًا. يمكن لمصادر الطاقة الإضافية - مثل التسخين المشع والمد والجزر ، وتأثير تكوين القمر وبنيته - تغيير الحد في أي من الاتجاهين. يتم تحديد الحد الأعلى للكتلة من خلال حقيقة أن زيادة الكتلة تؤدي إلى ضغوط عالية في باطن الكوكب ، مما يزيد من لزوجة الوشاح ويقلل من انتقال الحرارة في جميع أنحاء الوشاح وكذلك في اللب. فوق الكتلة الحرجة ، يتم قمع الدينامو بشدة ويصبح أضعف من أن يولد مجالًا مغناطيسيًا أو يحافظ على الصفائح التكتونية. يمكن وضع هذه الكتلة القصوى حول 2M around (Gaidos et al.، 2010 Noack and Breuer، 2011 Stamenkovi et al.، 2011). بتلخيص هذه الظروف ، نتوقع أن تكون أقمار كتلة الأرض صالحة للسكن ، ويمكن أن تكون هذه الأجسام قابلة للاكتشاف من خلال مشروع Hunt for Exomoons with Kepler (HEK) الذي بدأ حديثًا (Kipping et al. ، 2012).

يجب أن يصمد الحد الأعلى الذي يبلغ حوالي ضعف كتلة الأرض للكواكب الخارجية وكذلك الأقمار الخارجية.

يعطي هيلر وبارنز مصدرًا لأهمية الصفائح التكتونية لصلاحية السكن على النحو التالي:

وليامز د. Kasting J.F. Wade R.A. أقمار صالحة للسكن حول الكواكب العملاقة خارج المجموعة الشمسية. طبيعة. 1997385: 234-236. [PubMed] [الباحث العلمي من Google]

يعطي هيلر وبارنز المصادر لحد أقصى للكتلة عند حوالي 2 كتلة أرضية على النحو التالي:

جايدوس ​​إي كونراد سي. مانغا إم هيرنلوند J. الديناميكا الحرارية حدود الديناميات المغناطيسية في الكواكب الخارجية الصخرية. Astrophys J. 2010718: 596-609. [منحة جوجل]

Noack L. Breuer D. الصفائح التكتونية على كواكب شبيهة بالأرض [EPSC-DPS2011-890]. الاجتماع المشترك EPSC-DPS 2011 ، المؤتمر الأوروبي لعلوم الكواكب وقسم علوم الكواكب في الجمعية الفلكية الأمريكية 2011. [الباحث العلمي من Google]

Stamenković V. Breuer D. Spohn T. الخصائص الحرارية وخصائص النقل لصخور الوشاح عند الضغط العالي: تطبيقات للأرض الفائقة. إيكاروس. 2011216: 572-596. [منحة جوجل]

من المحتمل أن أهمية الصفائح التكتونية لصلاحيتها للسكن ، والحد الأقصى للكتلة الذي يبلغ ضعف كتلة الأرض لحركة الصفائح التكتونية ، لم يتم قبولهما من قبل جميع العلماء المهتمين بعلم الأحياء الفلكي ، لكنني لم أجري بحثًا في ذلك.

على أي حال ، يبدو من الممكن أن تمتلك exomoons الكتلة والتركيب والدوران والمدار المناسبين لتكون في مأمن من تأثيرات مناطق الإشعاع على كوكبها ، وأيضًا أن يكون لها صفات ضرورية أخرى لصلاحيتها للسكن.


الحد الأقصى والأدنى لكثافات عملاق الغاز والعملاق الجليدي - علم الفلك

في بحثي ، أستخدم المحاكاة الحاسوبية لفهم الداخل وتطور الكواكب العملاقة. تتعرض المواد الموجودة في الأجزاء الداخلية للكواكب لدرجات حرارة شديدة وظروف ضغط لا يمكن الوصول إليها بعد من خلال التجارب المعملية. بدلا من ذلك نعتمد على دقة عالية تقنيات المحاكاة الحاسوبية للمبادئ الأولى. باستخدام هذه الأساليب ، أوضحنا مؤخرًا سبب نضوب النيون في الغلاف الجوي لكوكب المشتري وقدمنا ​​دليلًا قويًا ، وإن كان غير مباشر ، على حدوث أمطار الهيليوم في الكواكب العملاقة. تتنبأ عمليات المحاكاة التي أجريناها مؤخرًا بحدوث تآكل اللب في الكواكب الغازية العملاقة.

علاوة على ذلك ، أدرس المواد الموجودة في الوشاح العميق لكوكبنا وأقارن نتائجي بتجارب الضغط العالي الثابتة والديناميكية. في بعض الحالات ، توفر عمليات المحاكاة الحاسوبية رؤية جديدة لخصائص المواد التي لا يمكن الحصول عليها بالتجارب. في حالات أخرى ، نستخدمها لعمل تنبؤات لحالة المادة عند هذه الضغوط القصوى. تشمل الأمثلة الحديثة الهيليوم السائل وجليد الماء عند ضغوط ميغابار.

خلفيتي في مجال فيزياء المادة المكثفة النظرية وأنا مهتم بنظرية ومحاكاة المواد الجديدة في ظل الظروف القاسية. أنا أستخدم مجموعة متنوعة من طرق المحاكاة الأولية بما في ذلك مسار مونت كارلو المتكامل ، ومونتي كارلو الكمي الأساسي ، والديناميات الجزيئية الوظيفية الكثافة.

فيليبي جونزاليس كاتالدو ، باحث ما بعد الدكتوراه.
شون وال ، باحث ما بعد الدكتوراه.
أنطون إرماكوف ، باحث ما بعد الدكتوراه.
جيزو وو ، مرشح دكتوراه.
تانيا كوفايفيتش ، طالبة دكتوراه.
روستين دومينغوس ، طالب دكتوراه.
مارك أولسون ، طالب جامعي.
ريو أكيبا ، طالب جامعي.
سابقًا في مجموعتي في UCB:
ماكسيميليان بومه ، طالب دراسات عليا زائر من دريسدن ، ألمانيا.
شيفالي بهاتيا ، طالبة جامعية في جامعة كاليفورنيا.
هنري بيترسون ، طالب جامعي في جامعة كاليفورنيا.
كيفن درايفر ، باحث ما بعد الدكتوراة ، يعمل الآن في هيئة علماء في LLNL.
فرانسوا سوبيران ، باحث ما بعد الدكتوراه ، يعمل الآن كعلماء في CEA في فرنسا.
Shuai Zhang ، طالب دكتوراه ، يعمل الآن في هيئة علماء في LLE في روتشستر ، نيويورك.
تانيس ليوناردي ، طالب دراسات عليا في جامعة كاليفورنيا.
هيو ف. ويلسون أخصائي مشارك ، يعمل حاليًا في CSIRO في ملبورن.
ستيفن ستاكهاوس ، الآن محاضر في جامعة ليدز.
سعد خيرالله ، الآن فريق العلماء في LLNL.
مايك وونغ ، طالب جامعي في جامعة كاليفورنيا ، تخرج منذ ذلك الحين بدرجة الدكتوراه من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا.
زار بنجامين شيرمان ، طالب جامعي من CSUN في عامي 2010 و 2011.
أعضاء مجموعتي البحثية في معهد كارنيجي للعلوم (2003-2007):
يان فوربيرجر ، باحث ما بعد الدكتوراه ، وهو الآن عالم في HZDR في روسندورف ، ألمانيا
كين اسلر ، باحث ما بعد الدكتوراه
ريبيكا جراهام ، إسحاق تامبلين ، سيث جاكوبسن (جميع طلاب الصيف في REU)

في خريف عام 2008 ، قدمت EPS 109 "محاكاة الكمبيوتر باستخدام Jupyter Notebooks" كدورة تدريبية جديدة. يتم تقديم مقدمة إلى أساليب محاكاة الكمبيوتر وتحليل البيانات ويتعلم الطلاب كتابة البرامج باستخدام دفاتر Jupyter. ألق نظرة على الرسوم المتحركة التي رسمها الطلاب خلال فصول 2008 و 2009 و 2011 و 2012 و 2013 و 2014 و 2015 و 2016 و 2018 و 2019 و 2020. في ربيع عام 2011 ، قدمت أنا ودينو بيلوجي فئة الدراسات العليا EPS 209 "تطبيقات ماتلاب في علوم الأرض". هنا تعقيد من المشاريع النهائية.

أقوم بتدريس الدورة C12 "الكواكب". يتم تقديم جولة حول الألغاز والأعمال الداخلية لنظامنا الشمسي. يضم الفصل أكثر من 200 طالب ويتم توجيهه إلى التخصصات غير العلمية. فيما يلي بعض الصور من العروض التوضيحية في حجرة الدراسة في عامي 2010 و 2012. يتم تقديم هذه الدورة أيضًا كصف صيفي عبر الإنترنت W12. فيما يلي ثلاثة أمثلة من سلسلة المحاضرات المسجلة لدينا: مقدمة عن الدورة ، وواحد عن مهمة كبلر ، وواحد عن النيازك. تم وصف خبراتي في التدريس عبر الإنترنت في مقال لتقرير خريجي EPS في عام 2010.

إليكم بعض الصور من عروضي التقديمية في أحداث CalDay بجامعة كاليفورنيا في بيركلي في 2010 و 2013 و 2019. كما شاركت في رحلة ميدانية إلى حديقة يوسمايت الوطنية.

دكتوراه. يجب على المتقدمين المهتمين بهذا البحث التقدم إلى قسم علوم الأرض والكواكب. الموعد النهائي في منتصف ديسمبر من كل عام. يتم تشجيع المتقدمين على الاتصال بي مقدمًا لمناقشة الاهتمامات المشتركة ومشاريع البحث المحددة.

5000 مسار متكامل لمونت كارلو ومحاكاة ديناميكية جزيئية وظيفية كثافة. لكل هذه المواد ، نوفر الضغط والطاقة الداخلية على مدى درجة حرارة وكثافة من


4. حالة التأين

4.1 الشبكة الكيميائية

تُحسب حالة التأين من خلال دمج شبكة كيميائية تعالج في شكل مبسط أهم مسارات الطور الغازي: التأين الجزيئي ، وإعادة التركيب الجزيئي الانفصالي ، ونقل الشحنة إلى ذرات المعادن ، وإعادة التركيب الإشعاعي للأيونات المعدنية. مجموعة التفاعلات المغلقة والمتوازنة المتعلقة بالأيون الجزيئي التمثيلي HCO + هي

هنا كل الأنواع (باستثناء الأشعة السينية ، X والحبوب ، جي) يتم إنشاؤه في تفاعل واحد على الأقل ويتم تدميره في تفاعل واحد آخر على الأقل. على مدار المجموعة بأكملها ، لا يتم إنتاج أي نوع أو استهلاكه بشكل متوازن.

المجموعة الفرعية التي تنتج الأيونات والإلكترونات ، المعادلات (26) - (29) ، تتلخص في

أي أن كل أشعة سينية تصطدم بجزيء الهيدروجين تنتج أيونًا واحدًا وإلكترونًا واحدًا. نتبع Ilgner & amp Nelson (2006) وآخرين في تقريب المعادلات (31) و (30) بواسطة

إهمال حقيقة أن الأيون الجزيئي يحتوي على ذرة هيدروجين واحدة فقط. هذا جيد لأن HCO + أقل وفرة من HCO2 وتشكيل الأيونات يترك H2 الكثافة لم تتغير بشكل أساسي. وبالمثل ، نحن لا نتبع تدمير وإعادة تشكيل ثاني أكسيد الكربون لأن الأيون أقل وفرة بكثير من الجزيء. إلى المعادلتين (32) و (33) نضيف تفاعلات نقل الشحنة وإعادة التركيب الإشعاعي التي تتضمن المغنيسيوم المعدني التمثيلي:

يتفكك جذري المنتج في المعادلة (34) بسهولة إلى H و CO. التبسيط من خلال مراعاة الكميات الكبيرة من H2 بالنسبة إلى H و CO بالنسبة إلى HCO + ، نصل إلى الشبكة المخفضة

ما إذا كان الكربون يتأكسد أو ينخفض ​​لا يحدث فرقًا كبيرًا هنا لأن (1) معامل المعدل للمسار 37 عند cm 3 s −1 (Ilgner & amp Nelson 2006) مشابه لذلك الخاص بأيون الميثان المقابل ، 10 −6 (Takata & amp Stevenson 1996) ، و (2) على أي حال ، يثبت إعادة التركيب في الطور الغازي أنه أقل أهمية من مسار سطح الحبوب ، بالقرب من حدود المنطقة الميتة في حالتنا مع الغبار.

يتم أيضًا معالجة عملية شحن الحبوب وتفريغها في الشبكة (Ilgner & amp Nelson 2006) من خلال التصادم مع الأيونات والإلكترونات ، وتبادل الشحنات في تصادم الحبوب والحبوب. تعتبر رسوم الحبوب من −2 إلى +2. بالإضافة إلى ذلك ، يُسمح لذرات المعدن بالامتصاص الحراري على الحبوب وامتصاصها. تم وصف التفاعلات ومعاملات معدلها بواسطة Ilgner & amp Nelson (2006) ، مع مراجعة احتمالات إلتصاق الإلكترون لتشمل شحنة الحبوب التالية Bai (2011). يُفترض أن المغنيسيوم المحبوس داخل الحبوب يمثل 99٪ من وفرة الطاقة الشمسية البالغة 3.7 & # x00d7 10 −5 لكل ذرة هيدروجين ، مع توفر نسبة 1 ٪ المتبقية للمشاركة في شبكة إعادة التركيب ، إما في الطور الغازي أو كثف على أسطح الحبوب. كان لوفرة المغنيسيوم في الطور الغازي تأثير ضئيل على النشاط المغناطيسي فوق مستوى عتبة 10 −6 مرات من الطاقة الشمسية ، في نماذج القرص الأولي بواسطة Turner et al. (2007). نحل المعادلات الحركية التي تصف شبكة التفاعل باستخدام طريقة استقراء شبه ضمنية. أثناء إحضار الشبكة إلى التوازن ، نسجل وقت إعادة التركيب رتفصيل اللازمة للوصول إلى كسر إلكتروني في حدود 1٪ من قيمة التوازن.

نحن ندرج الحبوب أحادية الانتشار أ = 0.1 ميكرومتر في نصف القطر مع الكثافة الداخلية ρد = 2 جم سم −3. ينتج عن هذا مقطع عرضي هندسي لكل وحدة كتلة غبار مشابه لتوزيع الحجم المستخدم لحساب التعتيم بواسطة بولاك وآخرون. (1985) وبولاك وآخرون. (1994). علاوة على ذلك ، يتم استخدام نفس نسب الغبار إلى الغاز للتعتيم وإعادة تركيب سطح الحبوب في الإصدارات المتربة من نماذجنا المتعطشة للغاز.

4.2 عمليات التأين

شبكة التفاعل الكيميائي مدفوعة بالتأين من الأشعة الكونية بين النجوم ، واضمحلال النظائر المشعة ، والأشعة السينية الأولية. تنتج الأشعة الكونية معدل تأين 10 -17 ثانية -1 خارج السديم الشمسي. إنها تضرب مادتنا بشكل متناحي فوق نصف الكرة العلوي ويتم امتصاص جزيئاتها الثانوية على عمود 96 جم سم 2 بعد Umebayashi & amp Nakano (1981 ، 2009).

نحن نعتبر سيناريوهين للتأين بالنظائر المشعة. تعطي النظائر طويلة العمر مثل البوتاسيوم -40 معدل تأين 6.9 & # x00d7 10 23 (/0.01) ثانية -1 ، في حين أن النظائر قصيرة العمر مثل الألمنيوم -26 إذا كان ينتج عنها معدل أعلى بكثير ، 3.7 & # x00d7 10 19 (/0.01) ، أين نسبة كتلة الغبار إلى الغاز (Stepinski 1992 Takata & amp Stevenson 1996 Umebayashi & amp Nakano 2009 Castillo-Rogez et al. 2009).

يحجب السديم الشمسي لمعظم حياته خطوط الرؤية المباشرة بحيث تصل الأشعة السينية الأولية إلى محيط الكوكب تمامًا من خلال التشتت. كان كوكب المشتري وقرصه يقعان في فجوة في السديم الشمسي (Lin & amp Papaloizou 1993) وقد أثرت هندسة الفجوة بالتأكيد على تدفق الأشعة السينية التي تصل إلى الكوكب. علاوة على ذلك ، قرب نهاية تطور السديم الشمسي ، تم مسح الجزء الداخلي للغاز إلى مدار المشتري أولاً ، بناءً على الثقوب المركزية التي لوحظت في ما يسمى بالأنظمة الانتقالية الموجودة بين الأقراص النجمية اليوم (Calvet et al. 2005 Muzerolle et al. 2010 Andrews et آل 2011). ثم تعرض كوكب المشتري والمواد المحيطة به مباشرة للأشعة السينية الأولية. ومع ذلك ، في ظل نقص المعلومات التفصيلية حول نقل الأشعة السينية في أي من هذه الأشكال الهندسية ، فإننا نستخدم معدلات التأين مقابل العمود في السديم الشمسي المشتق من حسابات نقل مونت كارلو بواسطة Igea & amp Glassgold (1999) ، مع الأخذ بالحالة الحرارية 5 كيلو فولت. الطيف من الشكل 3 وقياس اللمعان إلى 2 & # x00d7 10 30 erg s 1 ، الوسيط الذي لوحظ في نجوم الكتلة الشمسية الفتية في Orion Nebula Cluster (Garmire et al.2000). يتم امتصاص الأشعة السينية المبعثرة في عمود يبلغ حوالي 8 جم سم 2.

يتم عرض مساهمات معدل التأين من جميع العمليات غير الحرارية كوظائف لعمود الكتلة في الشكل 2.

الشكل 2. معدلات التأين لكل نواة H مقابل عمود المادة التي تغطيها ، الناتجة عن الأشعة السينية (منحنى صلب) ، والأشعة الكونية (منحنى طويل متقطع) ، والنويدات المشعة قصيرة وطويلة العمر (خطوط متقطعة ومنقط). يتم تضمين فقط الأشعة السينية والأشعة الكونية القادمة من الأعلى. معدل التأين بالأشعة السينية مأخوذ من حسابات مونت كارلو للنقل عبر السديم الشمسي للفوتونات ذات الطيف الحراري 5 كيلو فولت (Igea & amp Glassgold 1999). يتم استقراء الأشعة السينية بعد 80 جم سم 2 باستخدام ه- عمق الطي لمكونها المبعثر 8 جم سم 2 (Turner & amp Sano 2008) بينما الأشعة الكونية ه- عمق الطي 96 جم سم 2 (Umebayashi & amp Nakano 1981، 2009). تتوافق وفرة النويدات المشعة مع نسبة كتلة الغبار إلى الغاز بين النجمي = 0.01.

أخيرًا ، نعالج التأين الحراري لعنصر البوتاسيوم منخفض التأين ، والذي يصبح مهمًا عند درجات حرارة أعلى من 1000 كلفن والتي وصلت داخل مدار آيو (Takata & amp Stevenson 1996). نقوم بحل معادلة Saha باستخدام طاقة تأين البوتاسيوم البالغة 4.3407 فولت وبافتراض أن 99٪ من وفرة البوتاسيوم الشمسي محجوزة داخل الحبيبات ، مع نسبة 1٪ المتبقية في الغاز ومتاحة للتأين التصادمي الاعتماد الشديد على درجة الحرارة للتأين الحراري يعني أن حدود المنطقة الميتة غير حساسة لهذا الاختيار.


الحد الأقصى والأدنى لكثافات عملاق الغاز والعملاق الجليدي - علم الفلك

هناك ورقة بحثية جيدة جدًا حول خصائص الكواكب الكبيرة الشبيهة بالأرض (أي الصخرية) هنا (ملاحظة: هذا ملف .pdf)
http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0704/0704.3454v2.pdf
يلخص فالنسيا وساسيلوف وأوكونيل المكونات الرئيسية الثلاثة لكوكب أرضي ، وهي اللب المعدني ، والوشاح الصخري والماء ، أو الغلاف المائي الجليدي.

وهي تتضمن سلسلة لطيفة من المخططات المثلثية التي توضح كيف يمكن أن تتكون الكواكب من نسب مختلفة من هذه المواد الثلاث ، وكيف تؤثر على الكثافة. على سبيل المثال ، سيكون الكوكب الذي يتكون من نواة معدنية بالكامل ، على سبيل المثال ، كثيفًا جدًا ، وبالتالي سيكون له جاذبية عالية.

الكواكب ذات النوى المعدنية الصغيرة ، ولكن ذات القشور الكبيرة ، ستكون أقل كثافة وذات جاذبية أقل ، بينما الكواكب التي تتكون في الغالب من الجليد ، ستكون الأقل كثافة وأقل جاذبية. قد تكون هناك كواكب ذات قلب معدني وجليد ، ولكن قشرة صغيرة تقع في النطاق المتوسط ​​أيضًا.

ماذا يعني هذا لأجواء مثل هذه العوالم؟ حسنًا ، ستتمتع العوالم الكثيفة والمعدنية بجاذبية عالية لدرجة أنه من المحتمل أن يكون لها أجواء كثيفة وغنية بالهيدروجين. الهيدروجين خفيف ويحاول الهروب لكن جاذبية هذه العوالم الكثيفة تمنعه.
لذلك من شبه المؤكد أن كوكبًا عملاقًا كثيفًا ذو نواة معدنية عالية سيكون له جو كثيف يتماشى معه.

إذا كان العالم الصخري كبيرًا بدرجة كافية ، فسيصبح قلبه مضغوطًا للغاية وسترتفع الجاذبية ، وبالتالي من المحتمل أن يكون لكوكب صخري كبير أيضًا غلاف جوي كثيف. لكن العوالم المائية أقل كثافة إلى حد ما ، لذا فإن غلافها الجوي سيكون أرق قليلاً.

بالنظر من الخارج ، من المحتمل أن يشبه العالم الصخري أو المعدني العملاق الغازي بعدة طرق - على الرغم من أن الغلاف الجوي الكثيف قد يكون مضغوطًا بشكل ملحوظ بسبب الجاذبية الأعلى.

هناك عدد قليل من الكواكب المعروفة خارج المجموعة الشمسية ذات الكثافة العالية:
Mu Arae د على سبيل المثال.
http://en.wikipedia.org/wiki/Mu_Arae_d
من هذا الإدخال:

14 كتلة أرضية هي نظريًا الحجم الأقصى لكوكب أرضي. من المؤكد أن كوكبًا صخريًا بهذا الحجم قد يكون قد تشكل ، لأن Mu Arae يحتوي على نسبة معدنية أعلى من شمسنا. لا أعرف ما إذا كان هذا صحيحًا ، لأن الإدخال لا يقدم أي مراجع لدعم هذا التأكيد. قد تكون الكواكب الصخرية / المعدنية الكبيرة يمكن أن تتشكل ، ولكن من المحتمل أن يكون غلافها الجوي كبيرًا جدًا لدرجة أنها ستكون في الأساس عمالقة غازية.

قد تكون هذه الورقة مفيدة أيضًا في قولهم إن كوكبًا به & quot؛ أكثر من عدة كتل أرضية & quot؛ سيصبح عملاقًا غازيًا ، لكن هذا غامض بعض الشيء ، حيث تدخل الكثير من العوامل الأخرى في المعادلات.

لقد صدمني شيء ما أن المشكلة هنا تتعلق بسرعة هروب الكوكب H2 أكثر من الحجم في حد ذاته.

لا يمكن أن تتكون الكواكب الغازية العملاقة إلا إذا كان الجسم لديه الإشعاع الشمسي الصحيح / درجة الحرارة / الكتلة الجوهرية لاحتجاز H2 في الغلاف الجوي - إذا كان H2 موجودًا في جواره.

قد أكون مخطئًا ، لكن يبدو لي أنه لو كان كوكبنا أكبر بمقدار X مرة مما هو عليه في الواقع ، فقد يكون عملاقًا غازيًا.

يمكن أيضًا ملاحظة العديد من "كواكب المشتري الحارة" أثناء العبور ، ولا يمتلك أي منها نصف القطر المتوقع لكوكب تكون فيه الصخور فقط المكون الرئيسي له. كل منهم على الأقل بعض الجو.

لذلك يبدو أنه حتى كواكب المشتري الحارة تبدأ بالكثير من الهيدروجين والهيليوم ، ويبدو أن أحد أسباب ذلك هو أنها تشكلت في المناطق الوسطى إلى الخارجية من قرص الكوكب الأولي للنجم ، وهاجرت إلى الداخل.

ربما سنجد يومًا ما كوكبًا صخريًا / حديديًا ساخنًا وجافًا وضخمًا بدون غلاف جوي للحديث عن مثل هذا الكوكب ربما يكون قد تشكل في الجزء الأعمق من النظام المبكر ، أو ربما فقد غلافه الجوي بمرور الوقت.


4. محاكاة LHD لتأثير عملاق ودمج عمالقة الغاز

تظهر نتائج محاكاة SPH أنماط تدفق معقدة أثناء الاصطدام العملاق للأجنة مع عمالقة الغاز وأثناء اندماج اثنين من الكواكب الغازية العملاقة. في أوقات ديناميكية قليلة ، يستعيد هيكل القلب والغلاف الغازي بسرعة التناظر الكروي أثناء الاصطدامات المباشرة. في هذا الحد ، نستخدم مخطط LHD لدراسة تطور بنية منتجات GIM على نطاق ديناميكي أكبر.

في هذه السلسلة من عمليات المحاكاة ، نعتمد نفس معلمات النموذج التي استخدمناها لمحاكاة تصادمات القطع المكافئ وجهاً لوجه مع مخطط SPH. كما هو متوقع (كما هو موضح في القسم 3.1) ، بعد التحولات الأولية ، يتم إعادة إنشاء التناظر الكروي بسرعة. تشير عمليات محاكاة SPH أيضًا إلى أن نوى الكواكب الأولية الكبيرة نسبيًا يمكنها البقاء على قيد الحياة أثناء المرور عبر غلاف الغاز العملاق والاندماج مع اللب. بناءً على هذه النتائج ، فإن LHD أحادي البعد الخاص بنا كافٍ لمحاكاة GIMs وجهاً لوجه.

تم تلخيص نتائج ثلاث مجموعات من عمليات المحاكاة في الجدول 1 المميز بعلامة "L." إنها ثلاث مجموعات من النماذج يكون فيها المصادم 25 م نواة كوكبية أولية ، أ 10 م نواة كوكب أولية وعملاق غازي كتلة زحل. من المفترض أن تكون كل هذه النماذج في حالة توازن هيدروستاتيكي قبل التأثير. من النظرية الفيروسية (Kippenhahn & amp Weigert 1990) ، نجد أن الطاقة الإجمالية لمعادلة الحالة متعددة الاتجاهات هي

أين هز و هأنا هي ربط الجاذبية والطاقة الداخلية ، ζ = 3 (γ - 1). بالنسبة إلى γ = 5/3 ، هأنا = −هز/ 2. في بداية المحاكاة ، نفرض دفعة من الطاقة الحرارية ، هأ = مأناالخامس 2 عفريت/ 2 ، لمراعاة الطاقة المنبعثة في محيط القلب. لذلك ، تصبح الطاقة الإجمالية دبليو' = هأهز/ 2. نعتمد أيضًا على افتراض أن النوى والأجنة قد اندمجت تمامًا أثناء الصدمات المباشرة. هذا الافتراض مدعوم بنتائج نماذج SPH Sa و Sb و Sc.

لمصادم بكتلة مأنا = 25 م، يؤدي تصادم القطع المكافئ (نموذج La) إلى اندماج دون أي فقد للغلاف الغازي. توسع نصف قطر الكرة الضوئية لعملاق الغاز قليلاً. يتم فرض معلمات ديناميكية مماثلة لـ 10 م المصادم. في هذه الحالة ، يتم تسخين الغلاف الغازي بواسطة طاقة الصدم وتزداد درجة الحرارة الداخلية بترتيب من حيث الحجم. ومع ذلك ، فإن خطورة الغاز العملاق تزداد أيضًا بسبب تراكم 10 م جوهر الكواكب الأولية. لذلك ، يتم منع تمدد الغلاف بسبب تسخين الصدمات وتقلص عملاق الغاز قليلاً لهذا النموذج. في النموذج Lb ، يكون نصف القطر المقارب بعد التأثير أصغر قليلاً من نصف قطره الأولي نتيجة لزيادة الكتلة الأساسية. في نموذج القطع المكافئ Lc ، ينتج منتج الاندماج نصف قطر كروي ضوئي أكبر بكثير من الحجم الأولي لعمالقة الغاز. ومع ذلك ، يتم الاحتفاظ بالمظروف بالكامل بسبب زيادة مماثلة في طاقة الربط الحرارية والتثاقلية للاندماج.

4.1 خلط النوى ومواد الغلاف

في المناقشة أعلاه وفي القسم 3.1 ، أظهرنا باستخدام SPH أن المصادم بكتل 10 م و 25 م لديه كتلة كافية وسرعة اقتحام للوصول إلى قلب الكوكب المستهدف دون تعطيل كامل. في هذا القسم الفرعي ، نأخذ في الاعتبار الاختلاط بين النوى والمغلف. تحدد كفاءة الخلط تطور البنية الداخلية للاندماج والعلاقة بين الكتلة ونصف القطر.

لها تأثير هائل مأنا,جالتي تمثل كسورًا مهمة من أو يمكن مقارنتها بـ متي,ج. الطاقة المشتتة هأ قابلة للمقارنة مع طاقة ربط الجاذبية لعملاق الغاز المستهدف. إذا تم تحويل هذه الطاقة بكفاءة إلى طاقة حرارية في جميع أنحاء اللب المدمج ، فإن درجة الحرارة في اللب ستزداد بمقدار

أين تيأنا هي درجة الحرارة الأساسية قبل التأثير.

في نموذج La، Δتيالنواة& GT5 & # x00d7 10 4 K والذي من المرجح أن يكون أكبر من ذلك (تيتبخر) للعناصر الثقيلة حتى تتبخر تمامًا في الطور الغازي. في هذا الحد ، ستختلط أبخرة العناصر الثقيلة تمامًا مع غاز الهيدروجين القريب في الغلاف. في نماذج SPH ، يتم تقريب اللب والأجنة كسوائل باستخدام معادلة تيلوتسون (1962) لحالة الحديد والبازلت.

في درجات حرارة منخفضة ، يخضع خليط العناصر المركبة لفصل الطور. على الرغم من أن مخطط فصل الطور محدد جيدًا لمخاليط H-He (Stevenson 1976) ، فإن نظائرها لمخاليط H-Fe أو H-Basalt غير متوفرة. ومع ذلك ، نتوقع أن تنفصل العناصر الثقيلة في الطور الغازي عن الهيدروجين إلى وسط ثنائي الطور حيث تنخفض درجة الحرارة إلى ما دون القيمة الحرجة. تي2ص. أثناء فصل الطور ، هناك تبادل بين طاقة جيبس ​​الحرة والطاقة الداخلية هأنا (ستيفنسون 1976).

بعد فصل الطور ، يزداد تباين الكثافة بين المرحلتين مع انخفاض إضافي في درجة الحرارة. إذا تمكنت العناصر الثقيلة من تجميع القطرات السائلة المتمركزة حول مواقع التنوي والنمو إلى أحجام كبيرة بما فيه الكفاية ، فسوف تترسب وتستقر في اللب (التنوي ظاهرة حرجة غير مفهومة جيدًا ويمكن أن تستمر على مدى فترة زمنية كبيرة). مزيد من الانخفاض في درجة الحرارة الداخلية للكوكب إلى ما دون بعض العتبة تيالشرط سيؤدي إلى تكثيف العناصر الثقيلة (Hubbard 1984).

4.2 النمو الأساسي بعد تفكك المؤثر في الغلاف

نحن نعتبر ذلك لأقل حجمًا (مأنا قليلة م) الصدمات ، خاصة في حالة الاصطدامات المائلة ، قد تتفكك الصدمات قبل الوصول إلى القلب. توزيع الترسبات الاولية الثقيلة دقسم/الدكتور يعتمد على زاوية التأثير والكثافة الداخلية داخل الغاز العملاق وكتلة المصادم. بدون فقدان العمومية ، نعتمد تعبيرًا جبريًا بسيطًا بحيث يكون معدل الكثافة المضافة في كل نصف قطر

أين رعفريت و τقسم تمثل حقبة التأثير ومدة التفكك ، صقسم و Δصاعادة عد يتوافق مع الرئيسي والمنتشر في موقع التفكك ، هو مؤشر القوة الذي يصف حبس التفكك ، وولا هو عامل تطبيع لمطابقة الكتلة الكلية للتأثير. القيمة الفعلية لـ صقسم يتم تحديده من خلال حالة التفكك ، والتي قد يكون لها تشتت واسع بسبب مسارات التصادم المختلفة وسرعات الاصطدام حتى بالنسبة للأجنة ذات الكتل المتشابهة.

بعد اكتمال التفكك ، د مقسم/الدكتور = 4π∫ص 2 (∂ρقسم(ص)/∂ر)د. معدل تبديد الطاقة المصاحب هو

والتغير في درجة الحرارة المحلية

هو الوزن الجزيئي المعدل.

اعتمادًا على معلمات النموذج ، يكون حجم Δتي قد لا تكون كافية للوصول إلى درجة الحرارة الجديدة تي2ص. في هذه الحالة ، تحتفظ العناصر الثقيلة بهوياتها الخاصة في شكل مستحلبات. حول موقع التنوي ، تتجمع العناصر الثقيلة وتشكل قطرات. بسبب تأثير الطفو ، فإن هذه القطرات (بكثافة ρد أكبر من كثافة الغاز المحلية ρز) لديهم ميل للترسب. في منطقة الحمل الحراري حيث تكون سرعة الحمل المحلي الخامسالتحويل، قطرات ذات أحجام س أكبر من الحجم الحرج

(أين ز هي الجاذبية المحلية) ستترسب بسرعة

يمكن أيضًا سحب القطيرات الأصغر بواسطة دوامات الحمل ، وتنتشر إلى القلب وتصبح جزءًا من القلب.

قد يعتمد توزيع الحجم الفعلي للقطرات ليس فقط على كيفية تفكك المؤثرات ولكن أيضًا على كيفية تفاعل شظاياها لاحقًا مع الغاز المحيط في الغلاف. تعتمد المعادلة (11) على افتراض أن المصادم يتفكك تمامًا إلى المقاييس الجزيئية التي تشكل بعد ذلك قطرات سائلة حول مواقع التنوي. تتخثر هذه القطيرات السائلة عند اصطدامها بالحركة المشتتة أو الترسيب التفاضلي. كما أنها تتفتت بسبب كل من التشظي التصادمي وكذلك عدم استقرار كيلفن-هيلمهولتز ورايلي-تايلور في واجهاتهما مع غاز الغلاف. بالنسبة للقطرات الصغيرة بشكل كافٍ ، يتم تثبيت حالات عدم الاستقرار هذه عن طريق التوتر السطحي.يمكن أن يساهم التسامي (من الحالة السائلة إلى الحالة الغازية) والتكثيف (من الحالة السائلة إلى الحالة المكثفة) والتفاعل الكيميائي والترسيب في توزيع الحجم.

على الرغم من كل هذه الشكوك ، فإننا نعتبر توزيعًا عامًا لحجم قانون القوة dN/سس λ. بالنسبة للجسيمات الصلبة في بيئة خالية من الغاز ، يتم إنشاء توازن اصطدام مع λ

−3.5 (Dohnanyi 1969 Williams & amp Wetherill 1994 Farinella & amp Davis 1996 Tanaka et al. 1996 Kenyon 2002 Weidenschilling 2004).

توضح نماذج الإنتاج الاجتماعي للموئل الواردة في القسم 3.1 أن التمايز يحدث بسرعة. هذا التطور ممكن إذا كانت العناصر الثقيلة يمكن أن تتركز في السحب الكبيرة المتماسكة. ومع ذلك ، قد تكون هذه النتائج نتيجة لمخطط SPH الذي يستخدم مجموعة منفصلة من "جزيئات السوائل" المستقلة لتمثيل غاز الهيدروجين. لا يأخذ هذا المخطط في الاعتبار طاقة جيبس ​​الحرة المرتبطة بخلط نوعين. على مقياس العناصر السائلة الفردية ، فإنها لا تخضع لتفتيت إضافي. منذ هذا المقياس سيستقر، تصبح سرعة الترسيب جزءًا كبيرًا من الخامسخروج ويصبح الجدول الزمني للتمايز مشابهًا للانهيار الديناميكي.

من حيث المبدأ ، ينبغي تحليل ترسيب الحطام المتحلل باتباع نهج مائعين. ومع ذلك ، إذا كانت الشظايا صغيرة بما يكفي لتقترن جيدًا بالغاز ، يمكن أن يعالج التدفق الخليط كغاز واحد بوزن جزيئي معدل μ '. مع المعادلات (11) و (12) و (14) ، نقوم بتضمين تأثير ترسب الطاقة وتحميل الكتلة والزيادات في الوزن الجزيئي في نماذج LHD.

من أجل محاكاة حدث يتفكك فيه الجنين في غلاف الكوكب ، نقدم نموذجًا جديدًا Lb1. جميع الشروط الأولية والحدود في هذا النموذج مماثلة لتلك الخاصة بالنموذج Lb ، باستثناء أننا حددناها صقسم = 2صالنواة، Δصقسم = 0.3صقسم، وفي المعادلة (11). عامل التطبيع ρعادي يتم ضبطه بحيث تظل الكتلة الكلية للاصطدام تساوي 10 م. ويرتبط هأ = 2.4 & # x00d7 10 41 erg وهو مشابه لذلك (2.22 & # x00d7 10 41 erg) للنموذج Lb.

في النموذج Lb1 ، يتم ترسيب حطام المصادم خارج قلب عملاق الغاز المستهدف. على مدى عدد قليل من النطاقات الزمنية الديناميكية ، يتم إنشاء توازن شبه هيدروستاتيكي في الغلاف وتنخفض سرعة التدفق في كل مكان داخل الغلاف الضوئي إلى أقل من 0.1 جس. بعد ذلك ، يتطور الهيكل الداخلي للكوكب من خلال التعديلات الحرارية حيث تنتقل الحرارة من باطنه وتضيع بالقرب من الغلاف الضوئي. يتم تحديد كفاءة نقل الحرارة ليس فقط من خلال الانتشار الإشعاعي ولكن أيضًا بالحمل الحراري.

وفقًا لمعيار Schwarzschild القياسي ، فإن الغلاف الكوكبي المتجانس كيميائيًا غير مستقر بشكل عام ضد الحمل الحراري. ومع ذلك ، فإن ترسب العناصر الثقيلة والطاقة بعد تأثير كبير يعدل التوزيع الحراري والتركيبي المحلي. وفقًا لمعيار Ledoux ، يمكن تثبيت التدفقات بواسطة تدرج الوزن الجزيئي إذا

0.4 ، والكيميائية ∇ميكرومتر = (دlnμ /دlnص)س. منخفض س يشير إلى الوسط المحيط. للحصول على غاز مثالي ، كلاهما (≡دlnρ /دlnμ) و δ (-دlnρ /دlnتي) يساوي الوحدة (Kippenhahn & amp Weigert 1990).

تم رسم التوزيع الأولي للكثافة للنموذج Lb1 على اللوحة اليسرى من الشكل 2. جنبًا إلى جنب مع توزيع الكثافة ، يتم رسم مخطط زائد هوتيو ∇ميكرومتر التوزيع بعد فترة وجيزة من الوصول إلى توازن شبه هيدروستاتيكي. في هذه الحقبة ، هناك ثلاث مناطق مثيرة للاهتمام.

في كلتا المنطقتين 2 و 3 ، يتم قمع الحمل الحراري بالتلاشي الخامسالتحويل. بعد الاصطدام ، تكون درجة الحرارة في هذه المناطق أعلى بكثير تيالشرط (انظر الشكل 3 ، اللوحة (أ)) والأرجح أعلاه تي2ص. على الرغم من استقرار المنطقتين 2 و 3 ضد الحمل الحراري ، لا تزال الحرارة تنتقل إلى سطح الكوكب من خلال الانتشار الإشعاعي. على مقياس زمن تبريد أطول بكثير من كلفن-هيلمهولتز (

10-100 Myr) ، سيؤدي الفصل المرحلي إلى تكوين قطرات سائلة عندما تنخفض درجة حرارة الغلاف إلى ما دونها تي2ص، بشرط أن تسمح الحالة بتحويل طاقة جيبس ​​الحرة إلى طاقة داخلية.

الشكل 3. مخططات P – T للنماذج Lb1 (على اللوحة اليسرى) و Lb2 (على اللوحة اليمنى). الرسم الزائد هو منحنى انصهار الحديد.

تنمو القطرات من خلال التكثيف والتخثر. بينما يتم الحفاظ على استقرار الحمل الحراري ، فإن القطرات الكبيرة نسبيًا ستترسب نحو القلب بسرعة نهائية الخامسيستقر

(س/رص) 1/2 الخامسخروج. في نطاق ستوك هذا ، فإن النطاق الزمني للترسيب (τيستقر

(ر 3 ص/GMص) 1/2 هو النطاق الزمني الديناميكي) أقصر من عمر نجم من النوع الشمسي الناضج ، τ*.

اسحب على الجسيمات الصغيرة (مع س & lt سmfp، حيث يكون متوسط ​​المسار الحر لغاز الهيدروجين المحيط في نطاق إبشتاين. في هذا الحد ، الخامسيستقر

يشير الاعتبار أعلاه إلى أن رواسب حطام الأجنة متوسطة الكتلة التي تتفكك في مظاريف الكواكب لا تقدم طبقة غنية بالمعادن خارج القلب فحسب ، بل تمنع الحمل الحراري محليًا أيضًا. يعمل هذان التأثيران على تعزيز ترسيب الشظايا ونمو نواتها.

4.3 التآكل الأساسي بعد اضطراب المفاعل بالقرب من القلب

من المعروف منذ فترة طويلة أن التثبيت التركيبي هو عملية مهمة في الحفاظ على النوى الغنية بالعناصر الثقيلة ضد الحمل الحراري للأغلفة الغازية في عمالقة الغاز المعزولة (Guillot et al. 2004). إذا كان الاضطراب في المغلفات الحملية يمكن أن يصل إلى النوى ، فإن الاختلاط والتآكل سيقلل مر,ج. ومع ذلك ، يؤدي هذا الانتشار إلى تدرج وزن جزيئي سلبي قوي عبر واجهة النواة والمغلف. سيؤدي هذا التدرج إلى إخماد عدم استقرار الحمل الحراري ، وكبح معدل الانتشار التركيبي ، والحفاظ على فصل الغلاف عن القلب.

في القسم 3.1 والقسم 4 ، أظهرنا أنه في GIMs المباشرة تقريبًا ، يمكن أن تخترق الصدمات الضخمة بعمق في مظاريف عمالقة الغاز المستهدفين وتصل إلى قلبهم. بالنسبة لهذه GIMs ، نوضح في هذا القسم الفرعي أن التبديد الاندفاعي لطاقة الصدم من شأنه أن يدفع بقوة الحمل الحراري على الرغم من التدرج التركيبي الذي يقدمه حقن العنصر الثقيل وانتشاره.

لإثبات هذا الاحتمال ، نقوم ببناء نموذج Lb2 ، حيث يتم ترسيب حطام المصادم بالقرب من قلب عملاق الغاز المستهدف. جميع الشروط الأولية والحدود في هذا النموذج مماثلة لتلك الخاصة بالنموذج Lb ، باستثناء أننا حددناها صقسم = صالنواة، Δصقسم = 0.25صقسمو τقسم = 1 & # x00d7 10 6 s في المعادلة (11). عامل التطبيع ρعادي يتم ضبطه بحيث تظل الكتلة الكلية للاصطدام تساوي 10 م. ويرتبط هأ = 1.61 & # x00d7 10 41 إر.

على غرار النموذج Lb1 ، يتم إنشاء توازن شبه هيدروستاتيكي في الغلاف وتنخفض سرعة التدفق في كل مكان إلى أقل من 0.1 جس بعد عدة جداول زمنية ديناميكية. نحن نرسم ρز, ∇تيو ∇ميكرومتر التوزيع في هذه الحقبة للنموذج Lb2 على اللوحة اليمنى من الشكل 2. وبحلول هذه المرحلة ، وصل جزء من حطام المسببات المفككة ص = 4 & # x00d7 10 9 سم. ضمن هذا الشعاع ، يتم انتهاك كل من معايير Schwarzschild و Ledoux للاستقرار ويعزز إطلاق الحرارة بالقرب من القلب بشدة الميل للحمل الحراري في جميع أنحاء الغلاف ، بما في ذلك منطقة الطبقة الحدودية.

يعتمد التطور اللاحق للعناصر الثقيلة على ما إذا كانت الاصطدامات تؤدي إلى انتقال كامل للطور. دعونا نفكر أولاً في إمكانية وجود قلب ساخن بدرجة حرارة أولية تيالنواة& GTتيالشرط بحيث تكون العناصر الثقيلة في حالة سائلة أو غازية. شريطة أن يتم تثبيت واجهة المغلف الأساسية من خلال التدرج التكويني الأولي وفقًا لمعيار Ledoux ، فسيتم الحفاظ على هذا الهيكل المتمايز.

بعد الاصطدام ، من شأن الحمل الحراري القوي والفعال أن يحث باطن الكوكب على التطور نحو حالة جديدة من الانتروبيا الثابتة. خلال هذا التطور ، إذا كان جزء صغير من الطاقة المشتتة fEأ يتم نقله إلى المنطقة الوسطى ، فإن التغير الجزئي في اللب سيكون Δتيالنواة/تيالنواة

fEأ/هأنا (في الحد هأ& GTهأنا، Δتيالنواة من خلال المعادلة (10)). المقياس الزمني للضبط الحراري تجاه هذه الحالة تقريبًا

أين Fالنواة هو معدل انتقال الحرارة إلى القلب (في حدود معدل توصيل الحرارة المرتفع ، Fالنواة سيكون التدفق الحراري بالقرب من نصف القطر الأساسي صالنواة ويمكن حسابها باستخدام وصفة طول الخلط القياسية). خلال هذا الوقت ، مقدار فقدان الحرارة من سطح الكوكب هو

ص 2 صFسور أين Fسور هو التدفق الحراري الجوهري للكوكب على سطحه (لاحظ ذلك Fسور لا يشمل الإشعاع النجمي المعاد معالجته). من حفظ الطاقة نجد F

مع طاقة إدخال كافية هأ، يمكن أن تزيد درجة الحرارة الأساسية أعلاه تيتبخر حتى تتبخر العناصر الثقيلة. في حدود الحمل الحراري الفعال ، يتم ضبط توزيع درجة حرارة الغلاف لإنشاء حالة إنتروبيا ثابتة. يمتزج العنصر الثقيل مع الغاز في المناطق التي تكون فيها درجة الحرارة المحلية أعلى تي2ص. إذا كان هذا الشعاع يمتد إلى ما بعد البداية صالنواة، سيتآكل جزء كبير من اللب وخلطه مع الغلاف. ومع ذلك ، إذا بعد التأثير ، تي'النواة = تيالنواة + Δتيالنواة & lt تيتبخر أو المنطقة التي بها تي& GTتي2ص يقتصر على نصف قطر صغير ، سيتم الحفاظ على الهيكل الأساسي في الغالب على الرغم من أن الحمل الحراري قد يكون قادرًا على الاختراق من خلال واجهة الغلاف الأساسية الأولية.

نحن ننظر الآن في إمكانية استخدام GIMs على عمالقة الغاز مع التبريد (تيالنواة & lt تيالشرط) النوى. مع الصدمات الضخمة والحيوية بما فيه الكفاية ، تؤدي الاصطدامات المباشرة إلى تي'النواة& GTتيتبخر. يشبه التطور اللاحق ذلك الذي تمت مناقشته أعلاه ، وإن كان يجب استخدام جزء متواضع من الطاقة الداخلية للتعويض عن الحرارة الكامنة أثناء ذوبان اللب وتبخره. قد لا تتمكن التأثيرات الأقل نشاطًا من تبخر اللب ، وفي هذه الحالة سيتم تحديد توزيع درجة حرارة اللب بواسطة معادلة الطاقة (8) بما في ذلك النقل الحراري عن طريق التوصيل. قدمت الجديد تي& GTتيالشرط عند السطح البيني للمغلف الأساسي ، فإن العناصر الثقيلة المنصهرة ستدخل في دوامات الحمل الحراري على النطاق الزمني لنمو عدم استقرار كلفن-هيلمهولتز. قد يكون هذا المعدل محدودًا بسبب خصائص المواد غير المحددة جيدًا مثل التوتر السطحي وفصل الطور. ومع ذلك، إذا تي& GTتي2ص في واجهة الغلاف الأساسية ، قد يكون الخلط بين العناصر الثقيلة والهيدروجين أكثر كفاءة. نظرًا لأن الحمل الحراري في الظرف يمتد إلى الواجهة ، يتم إعادة توزيع الغاز المختلط في جميع أنحاء منطقة الحمل الحراري باستخدام تي& GTتي2ص.


محتويات

بادئ ذي بدء ، تأكد من عدم حذف مقالتك الأولى. تأكد من أنه يمكننا توثيق الكوكب. لنتأكد أيضًا من أن الكوكب غير موثق بالفعل. للتأكد ، اكتب اسم Planet في شريط البحث في أعلى اليمين. إذا لم يتم إنشاء الكوكب من قبل ، فيجب أن يذكر أنه لم يتم العثور على أي شيء للبحث. إذا تم إنشاء الكوكب من قبل ، فيجب أن تظهر مقالة تحتوي على معلومات حول الكوكب. لذا تحقق جيدًا وتأكد من أنك لا تكتب عن كوكب ظهر بالفعل في هذا الويكي!

الآن نحن بحاجة إلى فكرة عما نكتب عنه. فيما يلي بعض الاقتراحات لمقالك الأول:

هل مقالتك عن أي من هذه الأشياء؟

  • النجوم (الأجسام الشبيهة بالشمس)
  • الكواكب الأرضية
  • الكواكب الغازية
  • الكواكب الجليدية
  • كوكب خارج المجموعة الشمسية
  • المذنبات
  • علماء الفلك
  • الوكالات الفلكية (مثل ناسا)
  • الروبوتات الفلكية (مثل Voyager 1 و Rover)

ثم انها مؤهلة لمقال هنا! يرجى ملاحظة أنه من الواضح أن هذه ليست الأشياء الوحيدة التي يمكنك الكتابة عنها في هذا الويكي، وهي مجرد اقتراحات لمقالك الأول حتى تتحسن وتتحسن!

الآن دعنا نكتبها.


العودة إلى عمالقة الجليد

بمجرد أن تقوم نيو هورايزونز بالتحليق فوق بلوتو / شارون ، ولنأمل ، في استطلاعها لجسم حزام كايبر (KBO) ، ما الذي سيأتي بعد ذلك في استكشافنا للنظام الشمسي الخارجي؟ وللمزيد من التقدم ، نشأ مستكشف بين النجوم المبتكر من دراسة "مهمة الرؤية" لوكالة ناسا وتم تطويره في مختبر الفيزياء التطبيقية بجامعة جونز هوبكنز بواسطة رالف مكنوت وفريقه. مدعومًا بمساعدة جاذبية المشتري ، سوف يستكشف معهد IIE الوسط النجمي على بعد 200 وحدة فلكية وأبعد عن الشمس ، باستخدام مصدر طاقة للنظائر المشعة الكهربائية بوقود البلوتونيوم 1 كيلو وات.

ثم هناك مهمة FOCAL لكلاوديو ماكون ، والتي ستستهدف تركيز جاذبية الشمس بدءًا من 550 وحدة فلكية ، وتستمر بعد 1000 وحدة فلكية للأرصاد التي تستغل تأثيرات عدسة الجاذبية. كان FOCAL موضوع دراسة مكثفة وكتاب # 8212 Maccone لعام 2009 رحلة الفضاء العميق والاتصالات نشأ عن هذا العمل الذي استمر لعقود & # 8212 ومع كل من IIE و FOCAL لدينا احتمال إجراء ملاحظات للوسط الذي ستمر من خلاله أي مهمة مستقبلية بين النجوم ، بعد الخروج من الغلاف الشمسي الذي تضخمه الرياح الشمسية من الشمس.

ولكن هناك الكثير لتفعله في المنطقة بين عمالقة الغاز ، مع أهدافهم الفلكية المثيرة للاهتمام يوروبا وإنسيلادوس وتيتان المغري ، والحافة الداخلية لحزام كويبر. نحن هنا في مجال عمالقة الجليد التي زارتهم فوييجر آخر مرة في الثمانينيات. ورقة جديدة من دييغو توريني (معهد الفيزياء الفلكية الفضائية وعلم الكواكب INAF-IAPS ، إيطاليا) وزملاؤه تقدم الحالة العلمية لمهمة إلى نبتون وأورانوس ، على متن مركبتين فضائيتين متطابقتين. سيكون تاريخ إطلاق البعثة الممولة من وكالة الفضاء الأوروبية هو عام 2034.

صورة: نبتون كما استولت عليه فوييجر 2 في عام 1989. Credit: NASA / JPL.

أريد أن أركز على مناقشة توريني وفريقه لتشكيل الكواكب هذا الصباح ، لأن هذا هو المكان الذي يكون فيه العائد العلمي للعودة إلى أورانوس ونبتون هو الأكثر عمقًا. يكشف المد المتزايد لأبحاث الكواكب الخارجية عن المزيد والمزيد من أنظمة الكواكب التي توضح لنا أن النظرة القديمة لتشكيل الكواكب كعملية منظمة تنتج أنظمة مستقرة ومتباعدة جيدًا غير صحيحة. الأنظمة المحيطة بالنجوم الأخرى ليست بالضرورة منقوشة على ما نراه في النظام الشمسي. في الواقع ، نحن الذين يبدو أننا القيم المتطرفة ، نواجه كونًا ينتج عنه مجموعة محيرة من التكوينات الكوكبية التي تلعب فيها الهجرة دورًا رئيسيًا بالتأكيد.

وهكذا فإن آلية "القفز على المشتري" التي تتضمن مواجهات جاذبية قريبة تحدث بعد أن يتشتت القرص النجمي الأصلي. في نظامنا الشمسي ، أدت وجهات نظرنا المتغيرة إلى "النموذج الجميل" ، والذي يتضمن سيناريو قفز المشتري الخاص بنا ، وهو سيناريو مرتبط بالعصر المعروف باسم القصف الثقيل المتأخر. لدينا هنا سلسلة من اللقاءات بين الكواكب العملاقة ، مع تفاعلات مع ما تسميه الورقة `` منطقة بدائية ضخمة عابرة لنبتون. '' والنتيجة النهائية هي تقريب الكواكب العملاقة مرة واحدة من بعضها البعض وتحريك كوكب المشتري إلى الداخل أثناء هجرة زحل وأورانوس ونبتون إلى الخارج. تصف الورقة هذا السيناريو:

تكمن أهمية النموذج الجميل في حقيقة أنه يدعم بقوة فكرة أن الكواكب العملاقة لم تتشكل حيث نراها اليوم ، أو بعبارة أخرى ، أن ما نلاحظه اليوم ليس بالضرورة انعكاسًا للنظام الشمسي كما هو. كانت مباشرة بعد انتهاء عملية تشكيلها. من المثير للاهتمام بشكل خاص في سياق دراسة أورانوس ونبتون أنه في حوالي نصف الحالات التي تم النظر فيها في سيناريو نموذج نيس ، قامت عمالقة الجليد بتبديل مداراتهم (Tsiganis et al. 2005). أدى نجاح نموذج نيس في شرح العديد من ميزات النظام الشمسي إلى فتح الطريق أمام سيناريوهات أكثر تطرفًا ، تستند أيضًا إلى آلية Jumping Jupiters ، إما بافتراض وجود كوكب عملاق خامس مفقود الآن (Nesvorny et al. 2011) أو الافتراض مرحلة مبكرة من الهجرة والتطور الفوضوي أكثر عنفًا وتطرفًا من تلك الموصوفة في نموذج نيس (Walsh et al. 2011).

قد يحدث خلط المواد الصلبة التي تشكل النظام الشمسي البدائي ، مع التدفقات الداخلية والخارجية للمواد المقذوفة التي تؤثر على تكوين الكواكب البدائية. عندما ننظر إلى الأقمار الصناعية لعمالقة الغاز اليوم ، قد نشاهد مادة تم استخلاصها في الأصل من خلال هذه العمليات من النظام الشمسي الداخلي ودمجها في أنظمتها.

كان من الممكن أن يتأثر أورانوس ونبتون بشدة بهذه الأحداث ، مع تأثير عملاق يشمل أورانوس مما يفسر دورانه الجانبي. ويمكننا أن نرى أدلة أخرى في القبض على تريتون من قبل نبتون ، تريتون كونه قمرًا يدور في الاتجاه المعاكس للكوكب المضيف. تستمر الورقة:

& # 8230 لقد تغيرت وجهة نظرنا لعمليات تكوين الكواكب وتطور النظام الشمسي بشكل كبير على مدار العشرين عامًا الماضية ، لكن معظم الأفكار الجديدة في طور النمو إلى النضج الكامل أو تحتاج إلى بيانات رصد جديدة لاختبارها مقابل . ستسمح الدراسة المقارنة لأورانوس ونبتون وأنظمتهما الساتلية بمعالجة المشكلات التي لا تزال مفتوحة ، حيث كانت عمالقة الجليد هي الأكثر تضررًا من العمليات العنيفة التي نحتت النظام الشمسي المبكر ، ومع ذلك فهي الأقل استكشافًا والأكثر غموضًا من الكواكب العملاقة.

توصل توريني وفريقه أيضًا إلى أنه بناءً على البيانات من مهمة كبلر ، يجب أن يكون لنجم واحد من كل خمسة كوكب من فئة نبتون ، لكن البيانات الوحيدة القريبة التي لدينا على هذه الفئة من الكواكب تأتي من فوييجر 2 flybys من أورانوس ونبتون في الثمانينيات. هنا يتعين على المؤلفين التوقف مؤقتًا ، لأن لمرشحي كبلر فترات مدارية قصيرة بسبب طبيعة عمليات كبلر. يمكن أن يكتشف كبلر فقط نبتون "الدافئة" أو "الساخنة" ، والتي ستختلف تركيبتها ودينامياتها عن عمالقة الجليد في نظامنا الشمسي. ومع ذلك ، فإن توصيف عمالقة الجليد لدينا هو شيء يمكننا القيام به باستخدام تقنيات الفضاء الحالية ، ويمكنه تقديم قوالب لتفسير البيانات التي يتم إرجاعها من عمليات رصد الكواكب الخارجية المستقبلية.

من مراقبة أنظمة الأقمار الصناعية حول عمالقة الجليد إلى دراسة التصميمات الداخلية للكواكب ، هناك الكثير لبحثه في النظام الشمسي الخارجي.ستضع مهمة ODINUS الموصوفة في الورقة مركبة فضائية في مدار حول كل من نبتون وأورانوس ، وهو هدف طموح من شأنه أن يسمح بالقياسات باستخدام نفس مجموعة الأدوات في كلا النظامين ، بالإضافة إلى دراسات للوسط الكوكبي من مواقع زاوية مختلفة أثناء الرحلة البحرية . صرحت لجنة المسح العليا التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية (ESA) بالفعل أن استكشاف عمالقة الجليد "يبدو أنه حدث في الوقت المناسب ، ومناسب تمامًا لمهمة فئة L" ، بافتراض ظهور الدعم المالي.

ليس هناك شك في أننا سنعيد الحمولات إلى أورانوس ونبتون في وقت ما ، وتقدم ورقة توريني حجة قوية للصحة العلمية للجهود المبذولة في مساعدتنا على فهم ماضي نظامنا العنيف ونتائج كوكبنا- ملاحظات الصيد في أنظمة أخرى. يتكون كوكب المشتري وزحل المدروس جيدًا نسبيًا بشكل أساسي من الهيدروجين والهيليوم ، بينما يهيمن الماء والأمونيا والميثان إلى جانب المعادن والسيليكات على نبتون وأورانوس ، حيث يشكل الهيدروجين والهيليوم 25 في المائة فقط. من الواضح أن لدينا الكثير لنتعلمه عن نتائج تكوين الكواكب هذه.

الورقة هي توريني وآخرون ، "الحالة العلمية لبعثة إلى الكواكب الجليدية العملاقة بمركبتين فضائيتين لكشف تاريخ نظامنا الشمسي" ، مُرسلة إلى علوم الكواكب والفضاء (ما قبل الطباعة).

التعليقات مغلقة على هذا الدخول.

جولة أورانوس على غرار جاليليو (2003)

بقلم ديفيد س. ف. بورتري 05.12.12 | 1:23 ص |

في ورقة بحثية نُشرت في مجلة المركبات الفضائية والصواريخ قبل وقت قصير من اختتام جاليليو لجولتها ، أوضح أندرو هيتون من مركز مارشال لرحلات الفضاء التابع لناسا وجيمس لونجوسكي من جامعة بوردو أن نظام أورانوس يمكن أن يدعم جولة معقدة على غرار جاليليو. واعترفوا بأن هذا "مخالف للحدس. . . لأن الأقمار الصناعية لأورانوس أقل كثافة بكثير من الأقمار الصناعية لكوكب المشتري ". وأوضحوا أن جولة على غرار جاليليو ستكون ممكنة لأن "مفتاح مساعدة الجاذبية الكبيرة ليس الحجم المطلق للقمر الصناعي ، ولكن نسبة كتلته إلى الكتلة الأولية ، ونسب كتلة الأقمار الصناعية أورانوس إلى أورانوس. تشبه الأقمار الصناعية لجوفيان لكوكب المشتري ". وأشاروا إلى أن تيتانيا وأوبيرون يشكلان زوجًا خارجيًا كبيرًا مكافئًا لـ Ganymede و Callisto ، بينما يشكل Ariel و Umbriel زوجًا داخليًا صغيرًا مكافئًا لـ Io و Europa. كتب هيتون ولونجوسكي أن "نظام القمر الصناعي الأوراني هو تقريبًا نسخة طبق الأصل من نظام جوفيان".

أورانوس أو تمثال نصفي (وعلى الميزانية)

بقلم فان كين لجمعية الكواكب

الموضوعات: مفاهيم المهام المستقبلية ، أورانوس ، أقمار أورانوس ، حلقات أورانوس

نظرًا لاهتمامي ببعثات الكواكب المستقبلية ، فإنني أتصفح بانتظام قوائم البعثات المقدمة إلى مسابقات اختيار بعثات وكالة الفضاء. قرأت أيضًا ملخصات مفاهيم المهمة المقدمة في العديد من مؤتمرات علوم وهندسة الكواكب كل عام. أورانوس يتجه.

لماذا الاهتمام الان؟ أولاً ، صنفت الدراسة الاستقصائية العقدية لعام 2011 مهمة مسبار ومركبة أورانوس بقيمة 2 مليار دولار كأولوية لإطلاقها في العقد المقبل. (للأسف ، تجعل حقائق الميزانية الجديدة أي مهمة من هذا القبيل تبدو على بعد 20 عامًا أو أكثر الآن.) ثانيًا ، أثبتت العوالم بحجم أورانوس أنها شائعة في أنظمة شمسية أخرى وقد تكون أكثر أنواع الكواكب شيوعًا في المجرة. كانت فحوصاتنا الوحيدة عن قرب للكواكب في هذه الفئة هي تحليق أورانوس ونبتون في الثمانينيات بواسطة مركبة الفضاء فوييجر 2 التي حملت أدوات عتيقة في السبعينيات.

ثالثًا ، إن تطوير وكالة ناسا لأنظمة الطاقة الخفيفة والرخيصة نسبيًا القائمة على البلوتونيوم ASRG يتيح مهمات أرخص مما كان ممكنًا مع أنظمة الطاقة الأقدم والأثقل. ورابعًا ، جعلت محاذاة الكواكب الخارجية المتغيرة مساعدة الجاذبية من كوكب المشتري وزحل لتقصير أوقات الرحلات إلى نبتون أمرًا مستحيلًا نافذة تخطيط المهمة الحالية. لا يزال كوكب المشتري متاحًا لبعثات أورانوس في العقد المقبل.

عرض مفيد عن مهمة أورانوس المقترحة:

مقالة Centauri Dreams من يناير 2014 حول استخدام الشراع الكهربائي لإيصال مسبار سريع إلى أورانوس:

لاختبار فكرة تشكيل الكواكب هذه ، فزنا & # 8217t نحتاج إلى متابعة كبلر لتحديد الكواكب الخارجية الأطول مدى؟ نظرًا لأننا نعرف الآن أي النجوم لديها كواكب عابرة ، فهل هناك طريقة أرخص للقيام بملاحظات طويلة المدى لهذه النجوم لاكتشاف هذه الكواكب وتمييزها ، أم أننا بحاجة إلى تلسكوب آخر من فئة كبلر ولكن مع فترات مراقبة أطول (إذا كان ذلك ممكنًا من وجهة نظر هندسية وحتى مدار كوكب المشتري سيحتاج إلى أكثر من 30 عامًا من الملاحظات & # 8211 3 مدارات & # 8211 للتحقق ، سيكون مدار نبتون غير وارد)؟ أظن أن المراقبة المباشرة ستكون ضرورية لهذه الكواكب الخارجية العملاقة للغاز والجليد.

حققت كاسيني نجاحًا هائلاً في زحل لدرجة أنني أقترح فقط إرسال نسختين متطابقتين إلى أورانوس ونبتون. سيكون مكلفًا للغاية بالطبع ، لكن البيانات (والصور المذهلة!) التي تم إنشاؤها بواسطة كاسيني أثبتت أنها لا تقدر بثمن ، لذا فإن الثقة الإضافية بالنجاح وعمق المعلومات والصور التي سيتم جمعها في أورانوس ونبتون ستكون أكثر من تبرير مصروف. أنا شخصياً ، لو كنت مليارديرًا ، كنت سأقوم بتمويل مثل هذه المهام بشكل خاص.

وليس فقط عمالقة الجليد أنفسهم هم من سيكشفون عن العجائب: لا يُعرف سوى القليل جدًا عن أقمارهم ، ولم يُشاهد سوى القليل جدًا من رحلات فوييجر القصيرة. بالنظر إلى كيف كانت الصور المذهلة لأقمار زحل # 8217s من كاسيني ، تخيل فقط ما يمكن أن ينتظر التصوير التفصيلي لتريتون ، وآرييل ، وأومبريل ، وأوبيرون ، وما إلى ذلك ، فهي تبدو غريبة جدًا حتى من الصور منخفضة الدقة نسبيًا التي التقطها فويجرز . فقط تخيل رؤيتهم عن قرب بتفاصيل جادة ، مع ارتفاع أورانوس أو نبتون في الأفق. الإلهام هو منتج مهم لهذه المهمات مثل البيانات العلمية ، والذهاب إلى نبتون وأورانوس سيولد كلاهما في البستوني.

ولكن ربما منذ أن تعرضت وكالة ناسا للضغط ، وتميل وكالة الفضاء الأوروبية إلى أن تكون متحفظة جدًا في طموحاتها الخاصة بالمسبار ، والدول الأخرى لم تتقدم بعد بما يكفي للتعامل مع تحقيقات النظام الشمسي الخارجي ، فقد تكون المهمات إلى أورانوس ونبتون هي أولى مهمات التحقيق الدولية حقًا؟ ربما يمكن أن يكونوا أساسًا لتأسيس مؤسسة دولية لاستكشاف الفضاء يمكن للحكومات والشركات والمنظمات غير الربحية والأفراد المشاركة والمساهمة فيها؟

رأيي الشخصي هو أننا سنجد بعض المفاجآت الكبيرة على نبتون.
يتميز هذا الكوكب بالعديد من الخصائص المميزة لكونه كوكب المشتري البسيط ، أو حتى مقارنته بأورانوس.
أكثر ما يلفت الانتباه هو سرعة الرياح الهائلة في الغلاف الجوي # 8217s في العاصفة
مناطق لا مثيل لها في النظام الشمسي ، بسرعة 21 كم / ساعة
هذا تناقض حاد مع أورانوس ، (ولكن هذا ربما يرجع جزئيًا إلى الميل المحوري لأورانوس & # 8217 والكثافة المنخفضة) الذي يكون غلافه الجوي معتدلًا جدًا ويخلق القليل من النطاقات الجوية أو الاضطرابات. يرتبط بهذا الكم الهائل من الحرارة المنبعثة من نبتون مقارنة بأورانوس. كيف لا يزال بإمكان علماء الفلك الكوكبي القول إن هذين الكواكب متشابهين هو أمر غريب ، دليل إضافي على أن الترتيب الداخلي يحدث فرقًا على ما أعتقد.

بالنسبة إلى شكل المفاجأة:
قد يكون هناك شيء ما تحت السحب يسبب هذه التناقضات. ربما يكون أحد المرشحين هو طبقة الجليد الرقيقة ، 3-4 كيلومترات باستمرار في حالة تفكك وإصلاح. إذا كانت طبقة صلبة سميكة من الجليد ، فسيظهر ذلك في الغلاف الجوي العلوي ويظهر في جو أقل فوضوية. تظهر معظم الاستشهادات أن الهيدروجين والهيليوم
هي السائدة. لكن هذه نسبة حجم وليست نسبة كتلة.
الجليد في هذه الحالة يمكن أن يعني أيًا من الماء أو الميثان
سيكون السؤال الكبير هو بالضبط المسافة من المركز إلى طبقة الجليد هذه (إذا كانت موجودة على الإطلاق) إذا كانت هذه الطبقة موجودة بالفعل ، فلا يمكن أن تكون بعيدة جدًا عن
السطح الظاهر ، أو تأثيرات It & # 8217s ستكون أقل دراماتيكية. لذلك إذا كان هناك أي شيء
على غرار Slushy Ices ، يجب أن يكون في الثلث العلوي من الغلاف الجوي.

ترجع سرعات رياح نبتون العالية جذريًا إلى اللزوجة المنخفضة جدًا للسوائل في درجات الحرارة شديدة البرودة. هناك القليل جدًا من الاحتكاك في الجو عندما يكون الجو باردًا جدًا. هذا هو السبب أيضًا في أن كل من أورانوس ونبتون يبدو لطيفًا نسبيًا مقارنةً بكوكب المشتري وزحل & # 8211 ، لا يحدث الكثير مما يعيق تدفق الهواء السلس أو يقدم تدرجات لونية جذرية. يتحرك الهواء بسرعة وسلاسة حول الكوكب ، في أغلب الأحيان دون انقطاع.

RobFlores ، يُعتقد أن نبتون قد هاجر إلى الخارج ، مروراً بأورانوس ، لتحديد الحد الداخلي لحزام كويبر عن طريق امتصاص أو إخراج كل شيء في طريقه. هذا التاريخ يجب & # 8217 جعله غريبًا. على الرغم من بُعده الأكبر بكثير ، أعتقد أنه سيكون أكثر قيمة لدراسة نبتون من أورانوس.

من مقال في المحيط الأطلسي موقع:

ناسا بصدد بناء أمومة صغيرة لتكون رائدة في المحيطات القمرية البعيدة

لنفترض أنك عالم كواكب. أنت تدير مركبة فضائية غير مأهولة ، وتقوم بمسح قمر بعيد في نظامنا الشمسي. لقد تضافرت سنوات من التمويل والعمل الهندسي والسفر لمسافات طويلة في الفضاء ، وفي النهاية أصبحت هذه الآلة - التي كرست لها جزءًا كبيرًا من حياتك - في مكانها الصحيح. وقد تم للتو اكتشاف مذهل.

ربما هو نوع جديد من الحفرة. أو معدن غريب وغير متوقع. أو الكأس المقدسة: الماء السائل.

إنها أخبار مثيرة - سنوات من حياتك المهنية ، أثبتت صحتها! الآن عليك الانتظار. واللوبي. ونأمل في الحصول على التمويل. وانتظر حتى تصل المركبة التالية إلى هناك.

كما أخبرني Brent Streetman ، الباحث في شركة Draper Laboratories لتكنولوجيا الطيران ، في وقت سابق من هذا الأسبوع: "بمجرد أن نجد أشياء مثيرة للاهتمام ، لا توجد طريقة للوصول إليها. علينا أن ننتظر الدورة القادمة لاستكشاف الفضاء لهذا الكوكب ".

في الواقع ، فإن علماء وكالة ناسا المكلفين بتوسيع نطاق وصول البشرية إلى الفضاء لديهم وظيفتان مختلفتان تمامًا. الأول يطرحه الفضاء ويتم حله عن طريق الهندسة: إنه العمل الفعلي المتمثل في إرسال الأدوات ، والأدوات ، و (أحيانًا) البشر ملايين الأميال ، إلى مكان آخر في الفضاء ، دون تغيير. لكن الثاني يمكن أن يكون دنيويًا ومثيرًا للغضب: إنه العمل المستمر لتأمين التمويل لاستكشاف الفضاء من كونغرس متقلب ومختل وظيفته.

يتوقع تصميم المركبة الفضائية التجريبية الجديد المشكلة الثانية في تقنيات الأولى. تلقت Draper Laboratories تمويلًا هذا الأسبوع من NIAC ، صندوق المفاهيم المبتكرة التابع لناسا ، لمسبار فضائي من مرحلتين - تقنية يمكنها مسح كوكب وإرسال أدوات إلى سطحه.

أين يمكن أن يذهب مثل هذا التحقيق أولا؟ يعتقد مصمموه ، بقيادة Streetman ، أنه قد يكون طريقة جيدة لاستكشاف الجرم السماوي الوحيد في النظام الشمسي الذي يُعتقد أنه يحتوي على مياه سائلة: قمر المشتري ، أوروبا.
مختبرات درابر
في مرحلته الأولى ، يدور قمر صناعي صغير بحجم نصف جالون من الحليب حول القمر. باستخدام اثنين من مقاييس التسارع عالية الدقة ، يمكن أن يشعر بتغييرات صغيرة في مجال جاذبية يوروبا ، وفي النهاية يرسم خرائط جاذبية السطح بأكمله. يمكن أن تشير خرائط الجاذبية التفصيلية هذه بعد ذلك إلى موقع المحيطات المائية تحت سطح الكوكب - أو الفتحات المؤدية إلى هذه المحيطات.

بمجرد العثور على المحيط (أو المدخل إلى واحد) ، سيبدأ المسبار مرحلته الثانية. سيطلق القمر الصناعي الصغير أدوات أصغر فوق المنطقة المثيرة للاهتمام. يمكن لهذه "الرقائق" ، التي لا يزيد حجم كل منها عن ظفر ، أن تدخل الغلاف الجوي الرقيق لأوروبا دون أن تصاب بأذى وتطفو على السطح.
قال جون ويست ، قائد فريق المفاهيم المتقدمة في درابر: "عندما يكون هناك جو ، فإنها ترفرف مثل قطع صغيرة من الورق ، وليس مثل الصخرة". وأضاف أنه في حين أنهم يتوقعون فقدان بعض "الرقائق" الأصغر ، فسيتم إصدار ما يكفي من العلوم المفيدة التي يمكن القيام بها.

بمجرد نشر الشرائح الصغيرة ، سترسل بعد ذلك قياساتها إلى سفينتها الأم التي تدور حولها ، والتي بدورها ستعيد إرسالها إلى الأرض.

كانت كل من مركبات البعثة رائدة في المدار القريب من الأرض. يعتمد القمر الصناعي لرسم خرائط الجاذبية على تقنية Cubesat ، ومجموعة من الأدوات والخطط المشتركة التي تسمح بإنتاج الأقمار الصناعية بتكلفة زهيدة. في تشرين الثاني (نوفمبر) الماضي ، وضع فريق من طلاب المدارس الثانوية مكعبات في المدار. تم نشر "الرقائق" الأصغر حجمًا لأول مرة كجزء من مهمة مكوك الفضاء إنديفور النهائية في عام 2011 ، بالشراكة مع باحثين في جامعة كورنيل. كما يقوم كورنيل بالتشاور بشأن المشروع.

تمت دراسة يوروبا آخر مرة عن قرب بواسطة مركبة الفضاء جاليليو التابعة لناسا. منذ أكثر من عقد من الزمان ، دار جاليليو حول كوكب المشتري قبل أن يرسله المسبار و # 8217s البشريون إلى الغلاف الجوي لعملاق الغاز ، جزئيًا لمنعه من تلويث سطح أوروبا.

لدي فكرة مشوهة إلى حد ما حول كيفية إخراج الحمولات إلى الكواكب الخارجية باستخدام مادة كيميائية هجينة / NEP Centaur في مرحلة الفضاء ، وبدون البلوتونيوم

يخدع
القنطور والكوكب الخارجي مسبار النار وقود الدفع الكيميائي

يستخدم غاز الزينون كأداة للضغط على خزانات الوقود

يحتوي خزان LO2 على مفاعل انشطاري صغير خامل للمسح العشري

بعد بدء تشغيل مفاعل الانشطار بالاحتراق الكيميائي ويقوم المبرد بتسخين غاز الزينون في خزان الوقود ، يقوم بتشغيل مجموعة من محركات ستيرلينغ أو الترتيب لزيادة المفاعل.

تسخن جدران خزان الوقود Centaur وهيكل Centaur وتنقل الحرارة والطاقة إلى المركبات الفضائية والحمولات العلمية.

تتطلب الطاقة لمحركات أيون زينون أن تتراجع فوهة محرك RS-25 لتجنب الاصطدام

على الرغم من أن الرياح كانت بسبب كمية الطاقة الكبيرة
في الغلاف الجوي مقارنة بأورانوس. لقد ثبت أن
لكل نفس مساحة السطح ، ينبعث نبتون من الحرارة بقدر
كوكب المشتري. يمكن أن يعني هذا أنه & # 8217s الأساسية إما أنها أكثر ضخامة
من أورانوس. و / أو يختلف نوعًا ما في التكوين.

ODINUS هي مهمة ذات رؤية عظيمة. جيف مارسي & # 8217s العمل الممتاز الذي يبحث في خصائص الكواكب الخارجية المكتشفة في بيانات كبلر وخاصة تلك ذات الكتلة ونصف القطر (وبالتالي # 8220 الكثافة السائبة & # 8221) أجبرنا على رؤية أورانوس ونبتون في ضوء مختلف. حتى الآن ، دعونا نعترف بذلك ، لقد رأيناهم جميعًا أقرباء فقراء لنظامنا الشمسي ، مملين مقارنة بالمشتري العظيم وأقماره ، زحل الجميل ، المريخ المتوهج الحربي والزهرة الدانتيسكية. لم يعد هناك فجوة واضحة بين الغاز / الجليد العملاق والكواكب الصخرية الأرضية. ربما هناك & # 8220dwarf ice giant & # 8221 بين الأرض وأبناء عمومتها الجليدية.
والأسوأ من ذلك ، يبدو أن الأنظمة الشمسية المبكرة كانت عبارة عن أزقة بولينج كوكبية مع & # 8220Jumping Jupiters & # 8220and & # 8220Grand tacks & # 8221 و & # 8220Nice & # 8221 النماذج التي لا تسبب الفوضى وتؤدي إلى قذف الكواكب والقصف الثقيل المتأخر من الكويكبات والمذنبات النازحة (أو كائنات حزام كايبر ، KBO ، لمنحهم لقبهم المثير) ، خاصة إذا كنت الباحث الرئيسي في مهمة نيو هورايزونز وتريد تمديد منحة من وكالة ناسا بعد أن مرت سفينتك عبر بلوتو المثير وغير المعروف في بعد أيام قليلة من السفر (مثل زيارة بكين كسائح بعد المرور بالهجرة) ويحتاج إلى هدف آخر.
وهو ما يقودنا إلى ODINUS. لا يزال الجمع بين مهمتين M ESA في مهمة L واحد ينتج فقط حوالي مليار يورو ، مع إطلاق مجاني. هذا ليس & # 8217t يعتبر كافيًا تقريبًا للحصول على قمر صناعي واحد إلى أوروبا ، فكيف يتم توصيل قمرين إلى نبتون وأورانوس ، & # 8221 رجل قش & # 8221 أم لا؟ علاوة على ذلك فهو يعتمد على RTGs. المولدات الكهروحرارية للنظائر المشعة النشطة ، والتي تستخدم حرارة الاضمحلال الإشعاعي للبلوتونيوم 238 (ابن عم لطيف للقنبلة صنع 239) لتوليد الكهرباء لتشغيل القمر الصناعي في الروافد الخارجية للنظام الشمسي المظلمة جدًا بحيث لا تعمل الألواح الشمسية. تتوفر هذه المواد فقط في الولايات المتحدة ، وعلى الرغم من أنه يبدو أن هناك أكثر من مجرد السماح به حتى وقت قريب ، إلا أنه سيكون مطلوبًا لتشغيل مركبة أخرى على الأقل على المريخ (آخر؟) ومهمة أوروبا المذكورة أعلاه. بالتأكيد ليست بعثتين مضاربتين لوكالة الفضاء الأوروبية. إن وكالة الفضاء الأوروبية (ESA) تحب أقصى عائد علمي لكل يورو ، لذا فهمت مفهوم ODINUS ، ولكن بالتأكيد أفضل رهان هو الحصول على أكبر قدر ممكن من حمولة العلم على قمر صناعي واحد وإرساله إلى أقرب كوكب أورانوس. لا شك في أن بيانات مارسي ستتحسن من خلال المزيد من الصيد بشباك الجر من خلال بيانات كبلر بالإضافة إلى Kepler 2 و 2017 & # 8217s TESS التي ستأتي قريبًا والتي ستحل محلها التوصيف الطيفي الحرج من JWST & # 8217s NIRSPEC. بالفعل TESS & # 8217 الزبيب الكامل d & # 8217être هو وصف عمالقة الغاز والجليد (ونأمل أن تكون بعض المناطق الصالحة للسكن & # 8220 الأرض الفائقة & # 8221 أيضًا). يجب أن يكون هذا في حد ذاته حجة قوية للمساعدة في توصيف كواكب أورانوس / نبتون ، خاصة بالنظر إلى بيانات تشكيل المهمة من الكواكب الخارجية للمقارنة أيضًا ، ولكن بدقة أفضل بلا حدود نظرًا لقربها. مزيج مثالي ، تم تحسينه بشكل أفضل حيث سيصل القمر الصناعي بعد مهمة ESA Kepler plus M2 PLATO أو حتى أثناءها ، ومع بعض الحظ ، يمكنك التصوير المباشر عبر WFIRST-AFTA أو حتى تلسكوب Occulter.
تمتلك Space X بالفعل العديد من تصميمات صواريخ Falcon Heavy في مرحلة التطوير المتقدمة ، وسيكون أحدها على الأقل جاهزًا في الوقت المناسب لمنح مسبار أورانوس دفعة كبيرة (رخيصة) في طريقه (بافتراض أن Elon يمكنه أن يمزق نفسه بعيدًا عن بعثات المريخ قليلاً وفرز حسابي على PayPal) بأسلوب Saturn V القديم اللطيف بدلاً من الانزلاق عبر Memphis و Milton Keynes لبضعة قرون. لا يزال هذا يترك بعض المساومة التي يتعين القيام بها مع الولايات المتحدة بشأن صفقة كسر RTG ، والتي كانوا حذرين بشكل مفهوم من منحها للدول الأوروبية المتقلبة. ربما شراكة؟ إنها صبغة واحدة فقط RTG عاصف بعد كل شيء. ومع ذلك ، فإن أورانوس ونبتون ، مثل موسيقى الثمانينيات ، عادت إلى الموضة. (على الرغم من الحمد لله أنهم هنا ليبقوا)
لا تهتم باستخدام آلهة الفايكنج الغامضة التي لم يسمع بها أحد ويبدو أنها أزواج سويدية ، فإن هذا التحقيق يقاتل من أجل المعرفة. أطلق عليه & # 8220Thor & # 8221. هدير.

في مكان ما على مدونتي أو هل هو موقع linkitIN الخاص بي ، لدي نظرية لعمالقة الأرز بالغاز التي تنبعث المزيد من الطاقة التي قد يتطلبها الانكماش ،
إنها تنطوي على مفاعلات طبيعية في قلب الكوكب ، ولم أتوصل إلى آليات الحمل الحراري لكيفية فصل اللب عن المواد الانشطارية لإنشاء مفاعل طبيعي حتى الآن

@ ستيفن رابولي 20 يونيو 2014 الساعة 19:37

& # 8216 لدي نظرية لعمالقة الأرز الغازية التي تنبعث المزيد من الطاقة التي يتطلبها الانكماش ، فهي تتضمن مفاعلات طبيعية في قلب الكوكب ، ولم أتوصل إلى آليات الحمل الحراري لكيفية فصل اللب عن المواد الانشطارية لتكوينها مفاعل طبيعي حتى الآن & # 8217

إذا كانت نوى الكواكب تحتوي على مفاعلات انشطارية فعالة ، فإن معظم المواد ، U235 ، كانت ستنشطر منذ فترة طويلة ، مما أدى إلى تسخين الكواكب بشكل أولي إلى حد كبير ، ولكن بعد ذلك ستبرد.الحل الأكثر احتمالا هو عمليات متعددة لمصادر الحرارة في تكثيف الغازات والانكماش وحرارة اندماج الماء المتحول إلى جليد. كان من الممكن أن يحافظ الحمل الحراري المكبوت على الحرارة لفترة أطول ، وكان من الممكن أن يؤدي الحمل الحراري الفعال إلى تسريع التبريد حيث تم تحريك الحرارة إلى السطح من الوشاح / النوى ، وربما يكون أورانوس قد اختبر عملية الحمل الحراري الفعالة هذه مما أدى إلى نتيجة لدينا اليوم.

فقط أفكاري حول هذا الموضوع ، لا نعرف سوى القليل عن عمالقة الجليد وهذا ما يفسر سبب حاجتنا للذهاب لزيارتهم بشكل أكثر شمولاً.

ستيف ، لا أعرف ما إذا كان هذا مفيدًا ولكن هنا مفاعل نووي من صنع الطبيعة على الأرض:


شاهد الفيديو: 0155=-اصدار غازات البطن عند الحمل الصندوق (شهر نوفمبر 2021).