Перейти до вмісту

Газові гіганти

Очікує на перевірку
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Газові гіганти Сонячної системи у порівнянні з Сонцем
Планета-гігант очима художника
Будова планет-гігантів Юпітера, Сатурна, Урана й Нептуна

Газові гіганти — планети-гіганти, що складаються переважно з водню та гелію[1]. Юпітер і Сатурн — газові гіганти Сонячної системи. Термін «газовий гігант» спочатку був синонімом «планети-гіганта». Однак у 1990-х роках стало зрозуміло, що Уран і Нептун насправді є окремим класом планет-гігантів, які складаються в основному з більш важких летких речовин (які астрономи називають «льодами»). Тому Уран і Нептун зараз зазвичай відносять до окремої категорії крижаних гігантів[2].

Границя між коричневими карликами дуже малих мас і газовими гігантами проходить через масу близько 13 мас Юпітера[3].

Термінологія

[ред. | ред. код]

Термін "газовий гігант", введений у 1952 році письменником-фантастом Джеймсом Блішем[4], спочатку використовувався для позначення всіх планет-гігантів. Ця назва не зовсім коректна, бо в більшій частині об’єму всіх планет-гігантів тиск настільки високий, що речовина не є газоподібною[5]. За винятком твердих речовин у ядрі та верхніх шарів атмосфери, вся речовина знаходиться вище критичної точки, де немає різниці між рідинами та газами[6]. Проте цей термін прижився, оскільки планетологи зазвичай використовують терміни «камінь», «газ» і «лід» як скорочені назви для класів елементів і сполук, які зазвичай зустрічаються як складові планети, незалежно від того, в якій фазі може перебувати речовина. У зовнішній частині Сонячної системи водень і гелій вважають «газами», воду, метан і аміак - «льодами», а силікати й метали - «каменями». Згідно з цією термінологією, оскільки Уран і Нептун в основному складаються з льоду, а не газу, їх частіше називають крижаними гігантами та відрізняють їх від газових гігантів.

Теоретично газові гіганти можна розділити на п’ять різних класів відповідно до фізичних властивостей їх атмосфери та, отже, їх зовнішнього вигляду: аміачні хмари (I), водяні хмари (II), безхмарні (III), хмари лужних металів (IV) і силікатні хмари (V). Юпітер і Сатурн належать до класу I. Гарячі Юпітери належать до класу IV або V.

Структура

[ред. | ред. код]

Юпітер і Сатурн складаються в основному з водню й гелію, а важчі елементи становлять від 3 до 13 відсотків їх маси[7]. Вважається, що вони складаються із зовнішнього шару стисненого молекулярного водню, всередині якого знаходиться шар рідкого металевого водню, а всередині нього, ймовірно, розплавлене кам'янисте ядро. Зовнішня частина їхньої водневої атмосфери містить багато шарів хмар, які в основному складаються з води та аміаку. Шар металевого водню, розташований на більших глибинах, становить велику частину кожного газового гіганта. Його називають «металевим», тому що дуже великий тиск перетворює водень на провідник електрики. Вважається, що ядра газових гігантів складаються з важчих елементів за таких високих температур (~20000 К) і тиску, що їхні властивості ще не повністю вивчені. Розташування газових гігантів Сонячної системи можна пояснити гіпотезою Великого лавирування[7].

Формування

[ред. | ред. код]

Відповідно до гіпотези походження Сонячної системи, газові гіганти утворилися пізніше за планети земної групи, коли температура навколосонячної туманності опустилася до точки кристалізації газу. У цей час всі тугоплавкі елементи вже були у твердій формі в складі ближчих до Сонця планет.

Гіпотези про внутрішню будову газових планет припускають існування кількох шарів. На певній глибині тиск в атмосфері газових гігантів сягає значення достатнього для переходу водню в рідкий стан. Також, якщо планета досить велика, то можливе існування шару металічного водню (стану, де протони і електрони існують окремо), потоки електронів, в якому породжують потужне магнітне поле планети. Також можливе існування невеликого кам'яного чи металічного ядра.

Характеристика

[ред. | ред. код]

Період обертання газових планет навколо своєї осі становить 9—17 годин.

В атмосфері газових планет дують потужні вітри та гігантські вихори (Велика червона пляма на Юпітері, Велика Біла Пляма на Сатурні, Велика Темна пляма на Нептуні).

Газовими можуть бути тільки великі планети, які можуть втримати гелій та водень. Більшість виявлених екзопланет теж є газовими.

Як показали виміри апарата «Галілео», тиск і температура швидко зростають уже у верхніх шарах газових планет. На глибині 130 км в атмосфері Юпітера температура становить 145 °C , тиск — 24 атмосфери.

Класифікація

[ред. | ред. код]

Теоретично газові гіганти можна поділити на п’ять окремих класів відповідно до змодельованих фізичних властивостей їхніх атмосфер і, відповідно, зовнішнього вигляду: з аміачними хмарами (I), з водяними хмарами (II), безхмарні (III), з хмарами лужних металів (IV) та з силікатними хмарами (V). Юпітер і Сатурн належать до класу I. «Гарячі юпітери» належать до класів IV або V.

Позасонячні

[ред. | ред. код]

Холодні газові гіганти

[ред. | ред. код]

Холодний газовий гігант, багатий на водень, масою більшою за масу Юпітера, але меншою приблизно за 500 мас Землі (1,6 маси Юпітера), матиме лише трохи більший об’єм, ніж Юпітер[8] . Для мас понад 500 мас Землі гравітація призводить до стискання планети.

Механізм Кельвіна—Гельмгольца може спричиняти випромінювання газовим гігантом більшої кількості енергії, ніж він отримує від своєї зорі.[9]

Газовий екзопланетний гігант [праворуч] із густиною, подібною до маршмелоу, було виявлено на орбіті навколо холодної зорі — червоного карлика [ліворуч] — за допомогою профінансованого NASA інструмента вимірювання радіальних швидкостей NEID на 3,5-метровому телескопі WIYN в обсерваторії Кітт-Пік.

Газові карлики

[ред. | ред. код]

Додаткова інформація: міні-Нептун

Хоча терміни «газ» і «гігант» часто вживаються разом, водневі планети не обов’язково мають бути такими великими, як знайомі газові гіганти Сонячної системи. Проте менші газові планети та планети, розташовані ближче до своїх зір, швидше втрачають атмосферу через гідродинамічне витікання, ніж більші планети або ті, що перебувають далі від зорі.[10] Газовий карлик можна визначити як планету з кам’янистим ядром, яка накопичила товсту оболонку з водню, гелію та інших летких речовин, у результаті чого її радіус становить приблизно від 1,7 до 3,9 радіуса Землі.[11] Найменшою відомою позасонячною планетою, яка, ймовірно, є «газовою планетою», є Kepler-138d: вона має масу, подібну до земної, але на 60% більший радіус, що вказує на наявність товстої газової оболонки.[12] Планета з малою масою може мати радіус, подібний до радіуса газового гіганта, якщо її температура є відповідною.[13]

Метеорологічні явища

[ред. | ред. код]

Погода на юпітеріанських планетах

[ред. | ред. код]

Тепло, яке переноситься вгору локальними бурями, є одним із головних рушіїв погоди на газових гігантах.[14] Значна частина внутрішнього тепла піднімається через потужні грозові хмари. Ці збурення формують дрібні вихори, які з часом можуть переростати в великі шторми, такі як Велика червона пляма на Юпітері. Як на Землі, так і на Юпітері блискавка та гідрологічний цикл тісно пов’язані й разом формують інтенсивні грози. Під час грози на Землі конденсація виділяє тепло, що підштовхує повітря вгору. Така «волога конвекція» може розділяти електричні заряди в різних частинах хмари; їхнє повторне з’єднання створює блискавку. Тому блискавка є індикатором конвекції. Хоча на Юпітері немає океанів чи вологої поверхні, волога конвекція, ймовірно, працює подібним чином. [15]

Велика червона пляма Юпітера

[ред. | ред. код]

Велика червона пляма - це область високого тиску в південній півкулі Юпітера. Вона є потужним антициклоном, який обертається проти годинникової стрілки зі швидкістю приблизно 430–680 км/год. Пляма відома своєю стійкістю та силою, зокрема здатністю «поглинати» менші шторми.[16] Толіни - це коричневі органічні сполуки, які утворюються під дією ультрафіолетового випромінювання. На Юпітері вони можуть підніматися в атмосферу внаслідок бур і циркуляції; вважається, що частина цих речовин накопичується у Великій червоній плямі, надаючи їй характерного червоного кольору.

«Гелійовий дощ» на Сатурні та Юпітері

[ред. | ред. код]

Конденсація гелію на газових гігантах може призводити до утворення «дощу» з рідкого гелію.[17] На Сатурні це відбувається за певних тисків і температур, коли гелій перестає змішуватися з рідким металічним воднем. У таких умовах густіший гелій утворює краплі, які падають углиб планети, виділяючи тепло й тим самим стаючи джерелом енергії. Ці краплі рухаються крізь шар металічного водню, доки не потрапляють у тепліші області, де знову розчиняються. Оскільки Юпітер і Сатурн мають різні маси, термодинамічні умови в їхніх надрах відрізняються, і процес конденсації гелію, ймовірно, виражений сильніше на Сатурні.[18] Це може пояснювати надлишкову світність Сатурна, а також зменшений вміст гелію в атмосферах обох планет.[19]


Див. також

[ред. | ред. код]

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). Formation of Giant Planets. У Deeg H., Belmonte J. (ред.). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. с. 2319—2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0.
  2. ↑ National Aeronautics and Space Administration website, Ten Things to Know About Neptune
  3. ↑ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion. The Astrophysical Journal. 770 (2): 120. arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120.
  4. ↑ Historical Dictionary of Science Fiction, Entry for gas giant n.
  5. ↑ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). Giant Planet Formation. У S. Seager. (ред.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. с. 319—346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
  6. ↑ 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.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки з номером статті як номер сторінки (посилання)
  7. ↑ а б The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
  8. ↑ Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets. The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279—1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346. S2CID 8369390.
  9. ↑ Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation. 3750 – Planets, Moons & Rings. University of Colorado Boulder. 2004. Архів оригіналу за 21 червня 2008. Процитовано 13 березня 2008.
  10. ↑ Tian, Feng; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (10 березня 2005). Transonic hydrodynamic escape of hydrogen from extrasolar planetary atmospheres. The Astrophysical Journal. 621 (2): 1049—1060. Bibcode:2005ApJ...621.1049T. CiteSeerX 10.1.1.122.9085. doi:10.1086/427204. S2CID 6475341.
  11. ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets. The Astrophysical Journal. 828 (1): 33. arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ...828...33D. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. S2CID 119203398.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  12. ↑ Cowen, Ron (2014). Earth-mass exoplanet is no Earth twin. Nature. doi:10.1038/nature.2014.14477. S2CID 124963676.
  13. ↑ Batygin, Konstantin; Stevenson, David J. (2013). Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets. The Astrophysical Journal Letters. 769 (1): L9. arXiv:1304.5157. Bibcode:2013ApJ...769L...9B. doi:10.1088/2041-8205/769/1/L9. S2CID 37595212.
  14. ↑ Kerr, Richard A. (11 лютого 2000). Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather. Science. 287 (5455): 946—947. doi:10.1126/science.287.5455.946b. ISSN 0036-8075. S2CID 129284864.
  15. ↑ Kerr, Richard A. (11 лютого 2000). Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather. Science. 287 (5455): 946—947. doi:10.1126/science.287.5455.946b. ISSN 0036-8075. S2CID 129284864.
  16. ↑ Paoletta, Rae (7 жовтня 2021). The shape of Jupiter's Great Red Spot is changing. Here's why. The Planetary Society. Процитовано 26 квітня 2022.
  17. ↑ McIntosh, Gordon (29 жовтня 2007). Precipitation in the Solar System. The Physics Teacher. 45 (8): 502—505. Bibcode:2007PhTea..45..502M. doi:10.1119/1.2798364. ISSN 0031-921X.
  18. ↑ Morales, Miguel A.; Schwegler, Eric; Ceperley, David; Pierleoni, Carlo; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle (3 лютого 2009). Phase separation in hydrogen–helium mixtures at Mbar pressures. Proceedings of the National Academy of Sciences. 106 (5): 1324—1329. arXiv:0903.0980. Bibcode:2009PNAS..106.1324M. doi:10.1073/pnas.0812581106. ISSN 0027-8424. PMC 2631077. PMID 19171896.
  19. ↑ Morales, Miguel A.; Schwegler, Eric; Ceperley, David; Pierleoni, Carlo; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle (3 лютого 2009). Phase separation in hydrogen–helium mixtures at Mbar pressures. Proceedings of the National Academy of Sciences. 106 (5): 1324—1329. arXiv:0903.0980. Bibcode:2009PNAS..106.1324M. doi:10.1073/pnas.0812581106. ISSN 0027-8424. PMC 2631077. PMID 19171896.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Газові_гіганти&oldid=47949899