Idi na sadržaj

Plinoviti div

S Wikipedije, slobodne enciklopedije
Jupiter fotografisan New Horizons u januaru 2007.
Saturn u ravnodnevnici, fotografirao Cassini u augustu 2009.

Plinoviti div je divovska planeta sastavljena uglavnom od vodika i helija.[1] Plinoviti divovi se također nazivaju neuspjelim zvijezdama jer sadrže iste osnovne elemente kao i zvijezde. Jupiter i Saturn su plinoviti divovi Sunčevog sistema. Termin "Plinoviti div" je prvobitno bio sinonim za "divovski planet". Međutim, 1990-ih je postalo jasno da su Uran i Neptun zaista posebna klasa divovskih planeta, sastavljenih uglavnom od težih isparljivih supstanci (koje se nazivaju "ledovi"). Iz tog razloga, Uran i Neptun se sada često svrstavaju u posebnu kategoriju ledenih divova.[2]

Jupiter i Saturn se uglavnom sastoje od vodika i helija, a teži elementi čine između 3 i 13 posto njihove mase.[3] Smatra se da se sastoje od spoljašnjeg sloja kompresovanog molekularnog vodika koji okružuje sloj tečnog metalnog vodika, sa verovatno rastopljenim kamenim jezgrom unutra. Najudaljeniji dio njihove vodikove atmosfere sadrži mnogo slojeva vidljivih oblaka koji se uglavnom sastoje od vode (uprkos ranijem izvješću da vode nije bilo nigdje drugdje u Sunčevom sistemu) i amonijaka. Sloj metalnog vodika koji se nalazi u sredini unutrašnjosti čini većinu svakog plinovitog diva i naziva se "metalnim" jer vrlo veliki atmosferski tlak pretvara vodik u električni provodnik. Smatra se da se jezgra plinovitih divova sastoje od težih elemenata na tako visokim temperaturama (19.700 °C) i pritiscima da njihova svojstva još nisu potpuno shvaćena.[3]

Raspravlja se o definitivnim razlikama između smeđeg patuljka vrlo male mase (koji može imati masu čak 13 puta veću od Jupitera[4]) i plinovitog diva.[5] Jedna škola mišljenja je zasnovana na formaciji; drugi, o fizici unutrašnjosti.[5] Dio debate se odnosi na to da li su smeđi patuljci, po definiciji, morali doživjeti nuklearnu fuziju u nekom trenutku svoje historije.

Terminologija

[uredi | uredi izvor]

Termin plinoviti gigant skovao je 1952. pisac naučne fantastike James Blish[6] i prvobitno se koristio za označavanje svih divovskih planeta. To je, vjerovatno, pogrešan naziv jer je u većini volumena svih divovskih planeta pritisak toliko visok da materija nije u plinovitom stanju.[7] Osim čvrstih materija u jezgri i gornjim slojevima atmosfere, sva materija je iznad kritične tačke, gde ne postoji razlika između tečnosti i gasova.[8] Ovaj izraz se ipak zadržao, jer planetarni naučnici obično koriste "kamen", "gas" i "led" kao skraćenicu za klase elemenata i jedinjenja koja se obično nalaze kao planetarni sastojci, bez obzira u kojoj fazi se materija može pojaviti. spoljašnji Sunčev sistem, vodik i helij se nazivaju "gasovi"; voda, metan i amonijak kao "led"; i silikati i metali kao "kamen". U ovoj terminologiji, budući da se Uran i Neptun prvenstveno sastoje od leda, a ne od plina, češće se nazivaju ledenim divovima i razlikuju se od plinovitih divova.

Klasifikacija

[uredi | uredi izvor]

Teoretski, plinoviti divovi se mogu podijeliti u pet različitih klasa prema njihovim modeliranim fizičkim atmosferskim svojstvima, a time i izgledu: oblaci amonijaka (I), vodeni oblaci (II), bez oblaka (III), oblaci alkalnih metala (IV) i silikatni oblaci (V). Jupiter i Saturn su oba klasa I. Vrući Jupiteri su klase IV ili V.

Extrasolar

[uredi | uredi izvor]
Umetnička predstava formiranja plinskog diva oko zvijezde HD 100546
Artist impression of ultra fluffy gas giant planet orbiting a red dwarf star
Plinski divovski egzoplanet [desno] gustoće bijelog sljeza otkriven je u orbiti oko hladnog crvenog patuljka [lijevo] instrumentom NEID radijalnih brzina koji finansira NASA na 3,5-metarskom WIYN teleskopu u Nacionalnoj opservatoriji Kitt Peak.

Hladni plinoviti divovi

[uredi | uredi izvor]

Hladni plinoviti div bogat vodikom, masivniji od Jupitera, ali manji od oko (1,6 MJ) samo će biti nešto veći po zapremini od Jupitera.[9] Za mase veće od 500 mase Zemlje, gravitacija će uzrokovati da se planeta smanji (vidi degenerisana materija).[9]

Kelvin-Helmholtz zagrijavanje može uzrokovati da plinski div zrači više energije nego što prima od zvijezde domaćina.[10][11]

Plinski patuljci

[uredi | uredi izvor]

Iako se riječi "gas" i "div" često kombinuju, planete vodika ne moraju biti tako velike kao poznati plinoviti divovi iz Sunčevog sistema. Međutim, manje plinovite planete i planete bliže svojoj zvijezdi će izgubiti atmosfersku masu brže kroz hidrodinamički bijeg od većih planeta i udaljenih planeta.[12][13]

Plinski patuljak bi se mogao definisati kao planeta sa kamenim jezgrom koja je akumulirala debeli omotač od vodika, helija i drugih isparljivih materija, što ima za rezultat ukupni radijus između 1,7 i 3,9 Zemljinih radijusa.[14][15]

Najmanja poznata ekstrasolarna planeta koja je vjerovatno "gasna planeta" je Kepler-138d, koja ima istu masu kao Zemlja, ali je 60% veći i stoga ima gustoću koja ukazuje na debelu gasnu gasnu ovojnicu.[16]

Plinska planeta male mase i dalje može imati radijus koji liči na polumjer plinskog diva ako ima odgovarajuću temperaturu.[17]

Padavine i meteorološke pojave

[uredi | uredi izvor]

Jovijansko vrijeme

[uredi | uredi izvor]

Toplota koju lokalne oluje usmjeravaju prema gore je glavni pokretač vremena na plinskim divovima.[18] Velik dio, ako ne i sva, duboka toplota koja izlazi iz unutrašnjosti teče naviše kroz velike oluje s grmljavinom.[18] Ovi poremećaji se razvijaju u male vrtloge koji na kraju formiraju oluje kao što je Velika crvena mrlja na Jupiteru.[18] Na Zemlji i Jupiteru, munje i hidrološki ciklus su tijesno povezani kako bi stvorili intenzivne oluje s grmljavinom.[18] Tokom zemaljske grmljavine, kondenzacija oslobađa toplotu koja gura vazduh koji se diže prema gore.[18] Ovaj motor "vlažne konvekcije" može odvojiti električne naboje u različite dijelove oblaka; ponovno ujedinjenje tih naboja je munjevito.[18] Stoga, možemo koristiti munju da nam signalizira gdje se događa konvekcija.[18] Iako Jupiter nema okean ili vlažno tlo, čini se da vlažna konvekcija funkcioniše slično u poređenju sa Zemljom.[18]

Jupiterova crvena pjega

[uredi | uredi izvor]

Velika crvena pjega (GRS) je sistem visokog pritiska koji se nalazi na Jupiterovoj južnoj hemisferi.[19] GRS je moćna anticiklona, koja se vrti brzinom od oko 430 do 680 kilometara na sat u smjeru suprotnom od kazaljke na satu oko centra.[19] Pjega je postala poznata po svojoj žestini, čak se hranila manjim Jovijanskim olujama.[19] Tolini su smeđa organska jedinjenja koja se nalaze na površini različitih planeta koja nastaju izlaganjem UV zračenju. Tolini koji postoje na Jupiterovoj površini budu usisani u atmosferu olujama i cirkulacijom; Pretpostavlja se da se oni tolini koji budu izbačeni iz regolita zaglave u Jupiterovom GRS-u, zbog čega on postaje crven.

Helijska kiša na Saturnu i Jupiteru

[uredi | uredi izvor]

Kondenzacija helija stvara tečnu helijsku kišu na plinovitim divovima. Na Saturnu, ova kondenzacija helija se dešava pri određenim pritiscima i temperaturama kada se helij ne miješa sa tečnim metalnim vodikom prisutnim na planeti.[20] Regije na Saturnu u kojima je helij nerastvorljiv dozvoljavaju gušćem heliju da formira kapljice i djeluje kao izvor energije, kako kroz oslobađanje latentne toplote, tako i spuštanjem dublje u centar planete.[21] Ovo razdvajanje faza dovodi do kapljica helija koje padaju kao kiša kroz tečni metalni vodik sve dok ne dođu do toplijeg područja gdje se otapaju u vodiku.[20] Budući da Jupiter i Saturn imaju različite ukupne mase, termodinamički uslovi u unutrašnjosti planete mogli bi biti takvi da je ovaj proces kondenzacije više zastupljen na Saturnu nego na Jupiteru.[21] Kondenzacija helija mogla bi biti odgovorna za Saturnov višak sjaja, kao i za osiromašenje helija u atmosferama Jupitera i Saturna.[21]

Dijamantska kiša na Uranu

[uredi | uredi izvor]

Unutrašnja toplota Urana je veoma niska. Uran je najhladnija planeta u Sunčevom sistemu sa gornjom atmosferskom temperaturom od -224 °C.[22] Najdublji dijelovi plašta su toliko vrući i pod takvim pritiskom da se metan razlaže do elementarnog ugljika.[22] Dijamantska kiša je potencijalni rezultat ovog fenomena.[22] Više u atmosferi gde su uslovi blaži, otkriveni su proizvodi fotolize metana (kao što su acetilen i diacetilen); postoji vjerovatnoća da će se mnogo interesantne organske hemije (potencijalno životnih procesa) dešavati u regijama između zone nukleacije dijamanata i gornje atmosfere.[22]

Reference

[uredi | uredi izvor]
  1. ^ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). "Formation of Giant Planets". u Deeg H., Belmonte J. (ured.). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. str. 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID 116913980.
  2. ^ National Aeronautics and Space Administration website, Ten Things to Know About Neptune
  3. ^ a b The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
  4. ^ 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. S2CID 118553341.
  5. ^ a b Burgasser, Adam J. (juni 2008). "Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters" (PDF). Physics Today. Arhivirano s originala (PDF), 8. 5. 2013. Pristupljeno 11. 1. 2016.
  6. ^ Historical Dictionary of Science Fiction, Entry for gas giant n.
  7. ^ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). "Giant Planet Formation". u S. Seager. (ured.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. str. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
  8. ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). "Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch". Icarus. 355: 114087. arXiv:2009.05575. Bibcode:2021Icar..35514087D. doi:10.1016/j.icarus.2020.114087. S2CID 221654962.
  9. ^ a b 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.
  10. ^ Patrick G. J. Irwin (2003). Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure. Springer. ISBN 978-3-540-00681-7.
  11. ^ "Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation". 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. Arhivirano s originala, 21. 6. 2008. Pristupljeno 13. 3. 2008.
  12. ^ Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (10. 3. 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.
  13. ^ Swift, D. C.; Eggert, J. H.; Hicks, D. G.; Hamel, S.; Caspersen, K.; Schwegler, E.; Collins, G. W.; Nettelmann, N.; Ackland, G. J. (2012). "Mass-Radius Relationships for Exoplanets". The Astrophysical Journal. 744 (1): 59. arXiv:1001.4851. Bibcode:2012ApJ...744...59S. doi:10.1088/0004-637X/744/1/59. S2CID 119219137.
  14. ^ Buchhave, Lars A.; Bizzarro, Martin; Latham, David W.; Sasselov, Dimitar; Cochran, William D.; Endl, Michael; Isaacson, Howard; Juncher, Diana; Marcy, Geoffrey W. (2014). "Three regimes of extrasolar planet radius inferred from host star metallicities". Nature. 509 (7502): 593–595. arXiv:1405.7695. Bibcode:2014Natur.509..593B. doi:10.1038/nature13254. PMC 4048851. PMID 24870544.
  15. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets". The Astrophysical Journal. 1606 (1): in press. arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ...828...33D. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33. S2CID 119203398.
  16. ^ Cowen, Ron (2014). "Earth-mass exoplanet is no Earth twin". Nature. doi:10.1038/nature.2014.14477. S2CID 124963676.
  17. ^ Batygin, Konstantin; Stevenson, David J. (2013). "Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets". The Astrophysical Journal. 769 (1): L9. arXiv:1304.5157. Bibcode:2013ApJ...769L...9B. doi:10.1088/2041-8205/769/1/L9. S2CID 37595212.
  18. ^ a b c d e f g h Kerr, Richard A. (11. 2. 2000). "Deep, Moist Heat Drives Jovian Weather". Science (jezik: engleski). 287 (5455): 946–947. doi:10.1126/science.287.5455.946b. ISSN 0036-8075. S2CID 129284864.
  19. ^ a b c "The shape of Jupiter's Great Red Spot is changing. Here's why". The Planetary Society (jezik: engleski). Pristupljeno 26. 4. 2022.
  20. ^ a b McIntosh, Gordon (29. 10. 2007). "Precipitation in the Solar System". The Physics Teacher (jezik: engleski). 45 (8): 502–505. Bibcode:2007PhTea..45..502M. doi:10.1119/1.2798364. ISSN 0031-921X.
  21. ^ a b c Morales, Miguel A.; Schwegler, Eric; Ceperley, David; Pierleoni, Carlo; Hamel, Sebastien; Caspersen, Kyle (3. 2. 2009). "Phase separation in hydrogen–helium mixtures at Mbar pressures". Proceedings of the National Academy of Sciences (jezik: engleski). 106 (5): 1324–1329. arXiv:0903.0980. Bibcode:2009PNAS..106.1324M. doi:10.1073/pnas.0812581106. ISSN 0027-8424. PMC 2631077. PMID 19171896.
  22. ^ a b c d Gibb, Bruce C. (maj 2015). "The organic Solar System". Nature Chemistry (jezik: engleski). 7 (5): 364–365. Bibcode:2015NatCh...7..364G. doi:10.1038/nchem.2241. ISSN 1755-4349. PMID 25901800.
Preuzeto iz "https://bs.wikipedia.org/w/index.php?title=Plinoviti_div&oldid=3573829"