de evacuare atmosferică

Artist impresia planetei HD 209458 b , supus eroziunii atmosferice puternice de evacuare hidrodinamică

Evadare atmosferică este procesul prin care atmosfera unui corp planetar pierde gaz în exterior spațiu . Principalii factori care influențează sunt temperatura atmosferei și viteza de evacuare a corpului. mecanisme de evacuare ale atmosferei sunt clasificate în principal în termice și non-termice și importanța relativă a fiecărui mecanism depinde de diverși factori, care variază de la corp la corp și în timpul istoriei lor. Evadarea atmosferică a influențat în mare măsură evoluția atmosferele organismelor pe care le cunoaștem, ca în cazul lui Marte și Venus , care a rămas în urma acestui proces arid.

Importanța relativă a fiecărui proces depinde de masa a corpului, compoziția atmosferei, distanța de la steaua și prezența sau absența unui câmp magnetic .

mecanisme termice

Există două mecanisme termice pentru scăparea atmosferică a gazelor, unul este aceea de blugi, numit dupa astronomul James Hopwood Blugi ^[1] , care a descris -o pentru prima dată în secolul al XX - lea , celălalt este cel al evadării hidrodinamic sau " vânt planetar“.

Blugi Escape

Maxwell-Boltzmann distribuții de oxigen pentru trei temperaturi diferite

Temperatura unui gaz este direct proporțională cu ei energie cinetică ( temperatură cinetică ) și , prin urmare , în medie viteza de sale molecule . Într-un gaz la o temperatură dată, moleculele componente, datorită ciocnirilor continue care determina schimbul de energie cinetică între ele, vor avea viteze diferite. Modul în care aceste viteze se va distribui în jurul valorii medii este descrisă de distribuția Maxwell-Boltzmann , în care cele mai multe molecule au viteze aproape de viteza medie, în timp ce un număr mai mic dintre ele se găsesc în scăzut și „cozi“ joase. de mare viteză.

În atmosfera superioară, densitatea este foarte scăzută și , prin urmare , ciocnirile dintre moleculele sunt mai puțin probabil. Prin urmare , se poate întâmpla ca moleculele gasite in coada de mare energie posedă o mai mare viteză decât cea a planetei e scăparea , și, nu o rezistență de întâlnire, ei sunt capabili să scape de gravitatea acestei. De exemplu, atmosfera Pământului la 500 km altitudine este foarte subțire și are o temperatură cinetică de aproximativ 1000 K (726 ° C). În aceste condiții, chiar dacă distribuția vitezei de hidrogen atomii are valoarea medie de aproximativ 5 km / s, în partea de sus a distribuției este posibil să se găsească atomi cu viteze mai mari decât 10.8 km / s, care este viteza de evacuare. Terrestrial la acea altitudine. ^[1]

Energia cinetică a moleculelor, în plus față de viteza, de asemenea , depinde de masa a acestora. La aceeași temperatură (energie), moleculele mai grele vor avea viteze medii mai mici. Consecința acestui fapt este că hidrogenul este atomul care va scăpa cel mai ușor cu acest mecanism, în timp ce compușii mai grei și atomii vor fi reținute mai eficient.

Un rol important este jucat , de asemenea , de parametrii fizici ai corpului: o masă de mare va tinde să -și păstreze în mod eficient atmosfera, doar cred că de Jupiter și a altor giganți de gaz . Gravitatea lor mai mare ajuta la mentinerea in compusi ușoare , cum ar fi hidrogen și heliu , în timp ce acestea scăpa mai ușor în cazul unor planete minore , cum ar fi Pământul .

Distanta de la steaua este de asemenea important: un corp îndepărtat va avea o atmosfera de ansamblu mai rece și , prin urmare , se va retine gazele mai bine. Acesta este cazul lui Titan , care , deși mult mai puțin masiv decât Pământul este suficient de rece pentru a organiza o atmosferă vizibilă.

hidrodinamică de evacuare

In timp ce se produce de evacuare Jeans pentru a moleculelor individuale, evadarea hidrodinamică este un proces comun, o evadare în masă de molecule.

Artist ilustrație care WASP-12 b , una dintre cele mai mari planete cunoscute, fiind devorat de steaua - mamă.

Partea superioară a atmosferei se încălzește puternic datorită luminii ultraviolete a stelei și se extinde în mod considerabil, împingând gazele mai mare și făcându - le să dobândească suficientă energie pentru a depăși viteza de evacuare . Căldura umflă atmosfera , determinându - l să se extindă continuu și acest flux de gaz este numit „vântul planetar“, prin analogie cu vântul stelar . În cazul lui Venus , acest mecanism este considerat a fi cauzat o pierdere extrem de rapidă a hidrogenului, în termen de câteva zeci de milioane de ani, ca tineri Soare emis lumina ultravioleta mai mult decât în prezent. ^[2] În evadarea sa, hidrogenul efectuat , de asemenea , o mulțime de oxigen cu ea , dar nu mai greu de dioxid de carbon . După ce a pierdut o mare parte din apa, nu mai era posibil să se fixeze carbonul din roci, cum ar fi calcarele , care , prin urmare , au rămas în atmosferă. Persistența CO ₂ în atmosferă a provocat un efect de seră , care la rândul său a generat runaway feedback pozitiv , ceea ce duce la temperaturile infernale actuale. ^[1]

Marte și Pământ au suferit de evacuare hidrodinamice într - o măsură mai mică, după cum arată proporțiile curente ale izotopilor unor gaze nobile în atmosfere lor respective.ESA Huygens sonda, la coborarea de pe Titan , măsurată o proporție de izotopi de azot în atmosfera sa , care poate fi explicată printr - o perioadă trecut de evacuare hidrodinamice. ^[1] În cazul în care, în Sistemul Solar acest mecanism nu mai este activă pe orice corp, de evacuare a hidrodinamic de fapt , sa observat în exoplanetary sisteme, în special în cazul Jupiters la cald . Aceste giganți de gaz sunt atât de aproape de steaua lor, vorbim despre fracțiuni de orbita lui Mercur , că atmosfera lor este supusă unei radiații foarte puternic. Extinderea este de așa natură încât pur și simplu curge în spațiu în afara zonei de influență gravitațională a planetei, în cele din urmă se încadrează înapoi pe steaua în sine. Acesta este cazul planetelor , cum ar fi WASP-12 b , HD 209458 b sau CoRoT-7 b . Acestea din urmă pare să fi pierdut în totalitate atmosfera, lăsând stâncos miezul descoperit. Aceste planete sunt numite „ chthons “.

Mecanisme non-termice

Conform definiției, aceste mecanisme nu implică temperatura atmosferei dar alte procese fizice, cum ar fi fizic eroziunea prin vânt stelare sau interacțiuni între moleculele ionizate . Impactul marilor meteoriți poate duce , de asemenea , la o pierdere de atmosferă.

Eroziunea eoliană Stellar

Secțiunea a magnetosera terestre supuse la vânt solar.

O concepție greșită comună este că mecanismul primar netermică evadării atmosferic este vântul solar în absența unui magnetosferă . Coliziuni cu particule de vânt stelare pot furniza particule atmosferice cu suficientă energie cinetică pentru a ajunge la viteza de evacuare . Vântul solar, compus din ioni, este deviat de câmpuri magnetice, deoarece particulele de mișcare flux de-a lungul liniilor de câmp în sine încărcată. Prin urmare, prezența unui câmp magnetic încetinește și deviază vântul solar, prevenind atmosferică. În cazul Pământului, interacțiunea vântului solar cu campul geomagnetic produce deformarea completă deja la 10 raze ale Pământului de suprafață. ^[3] Această zonă, în care fluxul de ioni solare este încetinit la viteze subsonice, se numește „ arcul de șoc “.

Cu toate acestea, o lipsă de magnetosfera nu înseamnă distrugerea atmosferei planetei. Venus, de exemplu, nu are nici un câmp magnetic apreciabilă și poziția sa mai aproape de Soare determină o mai rapidă și mai dense vânt solar; ar fi de așteptat ca atmosfera să fie cu sufletul la gură departe ca și cea a lui Marte. În ciuda acestui fapt, atmosfera lui Venus este de două ordine de mărime mai densă decât cea a Pământului, și modele recente indică faptul că eroziunea eoliană solară răspunde doar o treime la procesul de evacuare non-termice. ^[4] Explicația este că interacțiunea vântului solar cu atmosfera superioară face să ionizarea . Acest ionizate induce zona de momente magnetice , care deflect vântul solar, ca un magnetosfera, încetini la viteze subsonice (arcul de șoc) și inofensiv deja la o altitudine de 1,2-1,5 raze planetare, ori cu toate acestea zece mai aproape decât în cazul terestru.. Sub vânt presiunea este echilibrată de cea a ionosferei , într - o regiune numită ionopause . ^[3] Această interacțiune împiedică vântul solar de a fi dominant procesul de eroziune atmosferică pentru Venus. În cazul lui Marte, cu toate acestea, atmosfera este prea subțire pentru a genera o ionosfera necesară pentru a opri vântul solar, care este, prin urmare, agentul principal al eroziunii atmosferice. ^[4]

mecanisme ionice

Diverse cauze pot duce la ionizarea moleculelor, cum ar fi interacțiunea cu vântul solar, radiațiile ultraviolete , numită tocmai ionizanta, raze cosmice sau procese atmosferice , cum ar fi fulgere . Acești ioni accelerați pot scapa usor din atmosfera planetara, dar prezența unui eventual câmp magnetic poate preveni prin același principiu prin care deviaza vantul solar . În cazul prezenței unui câmp magnetic, pot exista două căi de evacuare atmosferică.

vânt Polar

Atmosferice ionii sunt accelerați de câmpul magnetic planetar de-a lungul liniilor sale, până când ajung la polii magnetici. Aici liniile de câmp sunt deschise și, prin urmare, ionii sunt liberi să scape în spațiu. Acest curent se numește „vântul polar“ și, similar cu procedeele descrise mai sus, ionii numai brichetei sunt în măsură să scape. Acest mecanism este în principal responsabil pentru pierderea de heliu pentru Pământ . Vântul polar poate transporta ioni grei cu ea prin atracție electrică. ^[1]

schimb de încărcare

Un alt mod de a depăși bariera impusă de câmpul magnetic este acela de schimb de sarcini. Un hidrogen atom ionizate de deplasează radiații foarte rapid, dar nu poate scăpa din cauza izolării magnetice. Cu toate acestea, se ciocnește cu un alt atom de hidrogen, „fură“ un electron și continuă a apărut, neutru și imune acum la efecte magnetice. Se estimează că 60-90% din hidrogenul pierdut de Pământ se datorează acestui mecanism. ^[1]

Câmp electric indus în ionosferă

Dominantă Procesul de evacuare atmosferică pentru Venus este accelerația câmpului electric. Deoarece electronii sunt mult mai masive decât alte particule, ele tind să scape din zonele mai înalte ale ionosferei , nefiind reținuți de câmpul magnetic. O sarcină net pozitivă se dezvoltă în ionosferă inferior, care, la rândul său, creează un câmp electric care accelerează particulele pozitive. Ca rezultat, ionii H ⁺ sunt accelerate dincolo de viteza de evacuare și se pierd. ^[4]

reacții fotochimice

Acest mecanism este un alt proces important de pierdere, ca urmare a reacțiilor chimice declanșate de radiația solară. Un foton lovește o moleculă ionizează; acest lucru , la rândul său, ciocnirea cu alți ioni liberi sau electroni, se pot sparge în constituente atomii și adesea cea mai mare parte energia cinetică este transferată la atomul brichetă, care depășește , astfel , viteza de evacuare. Acest mecanism este în curs de desfășurare, atât pe Venus, în cazul în care joacă un rol important, iar pe Marte și Titan.

impact meteoric

Cadre de o simulare de impact

Chiar și impactul cu un mare asteroid sau cometa poate cauza pierderea fracțiunilor mult sau mai puțin substanțiale ale planetare atmosfera , deoarece poate depăși provocat de impact viteza de evacuare și să poarte cu ei gazele atmosferice. Se estimează că impactul Chicxulub a produs un con cu o amplitudine provocat de impact de 80 ° și pierderea 1/100000 din atmosfera terestră. Un impact mai mare ar putea duce la ablația întreaga atmosferă situată deasupra unui plan tangent la punctul de impact.

Oxidarea solului, captarea fizico-chimică

Aceste procese sunt de sechestru în masă la sol, mai degrabă decât evadare. O consecință secundară a fenomenelor descrise este că acestea provoacă o tendință de a oxida suprafața. După cum sa menționat, evadarea atmosferică implică , în principal hidrogen, care lasă în urmă , astfel , o abundenta de atomi foarte reactive, cum ar fi oxigen , sulf , fluor, etc. Acestea apoi tind să reacționeze cu materialele din crusta planetare, fixarea ei pe sol în compuși. Un exemplu frapant este Marte cu culoarea sa, datorită prezenței multor oxizi de fier pe sol. ^[1] O altă cauză a sechestrării masei atmosferice este caracteristica fizică a atmosferei în sine , ca și în cazul Pământului . Cea mai mare parte terestră apei se găsește pe sol sub forma oceanelor și a calotelor polare , în timp ce carbonul este fixat în roci calcaroase sau în combustibili fosili depozite de forme vii. Chiar și în cazul lui Marte, o fracțiune considerabilă de CO ₂ atmosferic se găsește în calotele polare și anotimpuri extreme înseamnă că în timpul dezgheț perioade se observă o creștere globală a presiunii atmosferice , ca urmare a eliberării acestui gaz. Pentru obiecte masive de centura Edgeworth-Kuiper cu puternic excentricitate , cum ar fi Pluto , acest mecanism face ca întreaga masă atmosferică să cadă la pământ sub formă de gheață în timpul Afeliul și apoi în primăvară asista în reformarea atmosferei. Chiar și un material cum ar fi regolith poate reține gazele atmosferice prin aderență.

Cazul lunile sistemului solar

Unii sateliți din sistemul solar, cum ar fi Titan și Io, au o atmosferă apreciabilă și supuse unor procese de evacuare atmosferice. Cu toate acestea, acestea sunt mai greu de înțeles, din cauza situației mai complicate. De exemplu, cu toate că sateliții nu au câmpuri magnetice apreciabile, care orbitează în cel al gigantului de gaz, mai multe ordine de mărime mai puternice. Acest câmp le protejează de eroziunea de vântul solar, pentru a numi unul dintre mecanismele non-termice, dar numai în cazul în care luna în timpul rămășițele sale pe orbită în interiorul magnetosfera planetei. Prin urmare , acest lucru nu este cazul cu Titan, care , pentru o jumătate de revoluție în jurul lui Saturn este în afara șoc prova și rămâne supus vântului care nu deviate solare. Acest lucru face ca luna să piardă hidrogen neutru, care este distribuit într-un tor care orbitează Saturn în urma Titan. ^[5] Io, pe de altă parte, nu iese din magnetosfera lui Jupiter, dar se confruntă cu un nor de plasmă încărcat în orbita sa și interacțiunea cu această plasmă cauzează pierderea de sodiu din atmosfera Lunii. Norul de ioni de sodiu, astfel alimentat urmează Io în orbita sa. ^[6]

De evacuare atmosferică procese dominante pe Pământ

Pământul are masa o prea mare pentru a pierde o parte semnificativă a acesteia atmosfera prin intermediul Blugi Escape. Rata actuală de pierdere este de trei kg de hidrogen si 50 grame de heliu pe secundă. ^[1] Presupunând o exosferică temperatură de 1000 K se calculează că pentru a epuiza O ⁺ ionii cu un factor și va dura aproximativ un miliard de ani. 1000 K este o temperatură mai mare decât cea observată în prezent, condițiile actuale ar dura mai mult de 1000 de miliarde de ani pentru a obține aceeași pierdere, și în plus , cea mai mare parte oxigenul terestru este legat în O _2, prea masiv pentru a scăpa prin evadarea Jeans .

Câmpului geomagnetic protejează Pământul de vântul solar și previne scăparea de ioni, cu excepția de-a lungul liniilor de câmp deschise la poli magnetici. Atracția gravitațională a Pământului împiedică alte mecanisme de evacuare atmosferice netermale de a avea greutate apreciabilă. În ciuda acestui fapt, atmosfera Pământului este de două ordine de mărime mai puțin dense decât cea a lui Venus . Datorită condițiilor fizice ale planetei, CO ₂ și H ₂ O sunt sechestrați în hidrosfera și în litosferă . Apa este concentrată în oceane, scăzând semnificativ densitatea atmosferică, dioxidul de carbon este fixat în roci sedimentare. Unele estimări indică faptul că porțiunea de carbon din atmosferă este de aproximativ 1/250 000 din tot conținutul de carbon terestru. Dacă ambele rezerve au fost eliberate în atmosferă ar fi chiar mai densă decât cea a lui Venus, prin urmare, principalul mecanism de „pierdere“ atmosferic pentru Pământul nu este zborul în spațiu, dar sechestrarea la sol.

Notă

linkuri externe

• (RO) Hunten DM, evoluția atmosferică a planetelor terestre (PDF), în știință , voi. 259, n. 5097, 1993, pp. 915-920.
• (RO) Lammer H., Bauer SJ, Atmospheric mass-loss din Titan prin pulverizare catodica , in planetare si Space Science , voi. 41, nr. 9, 1993, pp. 657-663, DOI : 10.1016 / 0,032-0,633 (93) 90049-8 .
• Lucy-Ann Adams McFadden, Paul Robert Weissman și Torrence V. Johnson (2007) (în limba engleză). Enciclopedia sistemului solar (ediția a 2 -a ). Academic Press, p. 173. ISBN 9780120885893 .
• Vivien Gornitz (2009) (în limba engleză). Enciclopedia de Paleoclimatologie și medii antice. Springer. pp. 70-71. ISBN 9781402045516 .

Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică