대기 탈출

Atmospheric escape
일부 태양계 물체의 표면[clarification needed] 온도에 대한 탈출 속도 그래프에서 어떤 가스가 유지되는지 보여줍니다.개체는 축척되도록 그려지고 데이터 점은 가운데 검은색 점에 있습니다.

대기 탈출은 행성 대기 가스가 우주 공간으로 손실되는 것이다.대기 탈출에는 여러 가지 메커니즘이 있습니다. 이러한 프로세스는 열 탈출, 비열(또는 초열) 탈출 및 충격 침식으로 나눌 수 있습니다.각 손실 과정의 상대적 중요성은 행성의 탈출 속도, 대기 구성, 별과의 거리에 따라 달라집니다.탈출은 분자 운동 에너지가 중력에너지를 이길 때 일어난다; 다시 말해, 분자는 행성의 탈출 속도보다 더 빠르게 움직일 때 탈출할 수 있다.외계행성의 대기 탈출 속도를 분류하는 것은 대기가 지속되는지, 그래서 외계행성의 거주 가능성과 생명체 가능성을 결정하기 위해 필요하다.

열방출 메커니즘

열에너지에 의한 분자속도가 충분히 높을 경우 열탈출이 발생한다.열 탈출은 분자 수준(진 탈출)에서 대량 대기 유출(유체 역학적 탈출)까지 모든 척도에서 발생합니다.

청바지 탈옥의 시각화입니다.온도는 분자 에너지의 범위를 정의합니다.방출기 위에서는 충분한 에너지를 가진 분자가 빠져나가는 반면, 낮은 대기권에서는 분자가 다른 분자와 충돌하여 갇힌다.

청바지 탈출

한 가지 고전적인 열 탈출 메커니즘은 청바지 [1]탈출인데, 영국의 천문학자 James Jeans 경의 이름을 따서 명명되었는데, 그는 이러한 대기 [2]손실의 과정을 최초로 설명했다.가스의 양에서, 어떤 분자의 평균 속도는 가스의 온도로 측정되지만, 개별 분자의 속도는 서로 충돌하면서 운동 에너지를 얻고 잃으면서 변화합니다.분자 사이의 운동 에너지의 변화는 맥스웰 분포로 설명된다.분자의 운동 에너지( n { 질량( {\ m ( {\ v는 2 2(\ {kin}) =}}2와 관련된다. 분자의 분포가 높은 개별 분자의 분포에 있다.평균보다 훨씬 높은 속도를 가진다)는 다른 충돌을 겪기 전에 탈출할 수 있는 경우 탈출 속도에 도달하고 대기를 떠날 수 있다. 이는 주로 외기권에서 발생하며, 평균 자유 경로는 압력 척도 높이에 필적하는 길이이다.빠져나갈 수 있는 입자의 수는 열권을 통한 확산에 의해 제한되는 엑소베이스의 분자 농도에 따라 달라집니다.

청바지 탈출의 상대적인 중요성에 크게 기여하는 세 가지 요소: 분자의 질량, 행성의 탈출 속도, 그리고 모항성의 방사선에 의한 상층 대기의 가열.무거운 분자는 같은 온도에서 가벼운 분자보다 느리게 움직이기 때문에 빠져나갈 가능성이 적다.이것이 수소가 이산화탄소보다 더 쉽게 대기에서 빠져나가는 이유이다.둘째, 질량이 큰 행성은 중력이 더 큰 경향이 있기 때문에 탈출 속도가 더 큰 경향이 있고, 탈출에 필요한 에너지를 얻는 입자가 더 적을 것이다.이것이 이 거대 가스 행성들이 여전히 상당한 양의 수소를 보유하고 있는 이유이며, 수소는 지구 대기로부터 더 쉽게 빠져나간다.마지막으로, 행성이 별에서 궤도를 도는 거리도 한 몫 합니다; 가까운 행성은 더 뜨거운 대기와 더 높은 속도를 가지고 있기 때문에 탈출 가능성이 더 높습니다.멀리 있는 물체는 대기가 더 차갑고, 속도가 더 낮고, 탈출할 확률이 더 적다.

유체역학적 탈출을 시각화한 것입니다.대기 중 어느 수준에서는 벌크 가스가 가열되어 팽창하기 시작합니다.가스가 팽창하면서 가속되고 대기를 빠져나갑니다.이 과정에서 가볍고 빠른 분자는 무겁고 느린 분자를 대기 밖으로 끌어낸다.

유체역학적 이스케이프

참고 항목: 유압식 이스케이프

고압과 온도가 높은 대기는 유체역학적 탈출을 겪을 수도 있다.이 경우, 보통 극단적인 자외선을 통해 많은 양의 열에너지가 대기에 흡수됩니다.분자는 열을 받으면 위로 팽창하고 탈출 속도에 도달할 때까지 가속됩니다.이 과정에서 가벼운 분자는 더 많은 양의 가스가 빠져나가면서 [3]충돌을 통해 무거운 분자를 끌어당길 수 있다.뜨거운 목성 HD 209458b를 [4]포함한 모항성과 가까운 외계 행성에서 유체역학적 탈출이 관찰되었습니다.

비열(초열) 탈출

비열적 상호작용으로 인해 탈출이 발생할 수도 있습니다.이러한 과정의 대부분은 광화학 또는 하전입자(이온) 상호작용으로 인해 발생합니다.

광화학 탈출

대기 상층부에서는 고에너지 자외선 광자가 분자와 더 쉽게 반응할 수 있다.광분해는 분자를 더 작은 성분으로 쪼개서 그 성분들이 빠져나갈 수 있는 충분한 에너지를 제공할 수 있다.광이온화는 이온을 생성하는데, 이온은 행성의 자기권에 갇히거나 해리성 재조합을 겪을 수 있다.첫 번째 경우, 이들 이온은 다음에 설명하는 이스케이프 메커니즘을 거치는 경우가 있다.두 번째 경우, 이온은 전자와 재결합하여 에너지를 방출하고 [5]탈출할 수 있다.

스퍼터링 이스케이프

태양풍으로부터의 과도한 운동 에너지는 고체 표면에서 튀기는 것과 유사하게 대기 입자를 방출하기에 충분한 에너지를 줄 수 있다.이러한 형태의 상호작용은 행성 자기권이 없을 때 더욱 두드러지는데, 이는 전하를 띤 태양풍이 자기장에 의해 휘어져 [6]대기의 손실을 완화시키기 때문이다.

고속 이온은 전하 교환 충돌 시 느린 중성으로부터 전자를 포착합니다.새로운 고속 중성선은 대기를 벗어날 수 있고, 새로운 느린 이온은 자기장 [7]선에 갇힙니다.

충전 교환 이스케이프

태양풍이나 자기권의 이온은 상층 대기의 분자와 교환할 수 있다.빠르게 움직이는 이온은 느린 대기 중성으로부터 전자를 포획하여 빠른 중성 및 느린 이온을 만들 수 있습니다.느린 이온은 자기장 선에 갇히지만 고속 중성선은 빠져나갈 [5]수 있습니다.

극풍 탈출

참고 항목: 북극풍

대기 분자는 또한 극풍 때문에 자기권이 있는 행성의 극지방에서 탈출할 수 있다.자기권의 극 근처에서는 자기장 선이 열려 있어 대기 중의 이온이 [8]우주로 배출될 수 있습니다.

충격 침식으로부터의 대기 탈출은 충격 부위를 중심으로 하는 원뿔(빨간색 대시 점선)에 집중된다.이 원뿔의 각도는 충격 에너지와 함께 증가하여 접선 평면(주황색 점선) 위의 모든 대기를 최대 방출합니다.

충격 침식

큰 유성체의 충격은 대기의 상실로 이어질 수 있다.충돌이 충분히 활발하면 대기 분자를 포함한 분출물이 탈출 [9]속도에 도달할 수 있다.

대기 탈출에 큰 영향을 미치기 위해서는 충돌하는 물체의 반지름이 스케일 높이보다 커야 한다.발사체는 세 가지 주요 방법으로 탄력을 부여하여 대기의 탈출을 촉진할 수 있다. (a) 유성체가 대기를 통과할 때 발생하는 가스를 가열하고 가속한다. (b) 분출할 때 항력을 통해 충돌 크레이터 열 대기 입자의 고체 분출, 그리고 (c) 충돌로 인해 증기가 생성된다.표면에서 nds 떨어져 있습니다.첫 번째 경우, 가열된 가스는 국부적인 규모이긴 하지만 유체역학적 탈출과 유사한 방식으로 빠져나갈 수 있습니다.충격 침식으로부터의 탈출의 대부분은 세 번째 [9]사례로 인해 발생한다.분출할 수 있는 최대 대기는 충돌 부위에 접하는 평면 위에 있다.

태양계의 주요 대기 탈출 및 손실 과정

지구

지구상 수소의 대기 중 탈출은 청바지 탈출(~10~40%), 전하 교환 탈출(~60~90%), 극풍 탈출(~10~15%)에 의한 것으로 현재 [1]수소는 약 3kg/s 감소한다.지구는 추가로 약 50g/s의 헬륨을 주로 극지방의 바람 탈출을 통해 잃습니다.다른 대기 성분들의 탈출은 훨씬 [1]더 작다.2017년 일본의 한 연구팀은 달에서 적은 [10]수의 산소 이온이 지구로부터 왔다는 증거를 발견했다.

10억 년 후, 태양은 지금보다 10% 더 밝아질 것이고, 지구가 우주로 수소를 충분히 빼앗겨 모든 물을 잃게 할 만큼 충분히 뜨거워질 것이다.

금성

최근의 모델들은 금성에서의 수소 유출이 거의 전적으로 초열 메커니즘, 주로 광화학 반응과 태양풍과의 전하 교환에 의한 것임을 보여준다.산소 유출은 전하 교환과 스패터 [11]탈출에 의해 지배됩니다.비너스 익스프레스는 금성의 대기권 탈출 속도에 대한 코로나 질량 방출의 영향을 측정했고, 연구원들은 조용한 우주 [12]날씨와 비교해 코로나 질량 방출이 증가하는 기간 동안 탈출률이 1.9 증가한다는 것을 발견했다.

화성

원시 화성 역시 여러 차례의 작은 충격 침식 [13]사건의 누적 영향으로 어려움을 겪었으며, 최근 MAVEN을 통한 관측 결과 화성 대기 중 Ar의 66%가 지난 40억 년 동안 초열 탈출로 손실되었으며, 같은 기간 동안 손실된2 CO의 양은 약 0.5bar [14]이상이다.

MAVEN 미션은 또한 화성의 현재 대기 탈출 속도를 탐사했다.청바지 탈출은 화성에서 수소의 지속적인 [15]탈출에 중요한 역할을 하며 160에서 1800 g/s 사이의 손실률에 기여한다.청바지 수소 유출은 중력파, 대류 및 먼지 [16]폭풍과 같은 낮은 대기 과정에 의해 크게 조절될 수 있습니다.산소 손실은 광화학(~1300g/s), 전하 교환(~130g/s), 스패터링(~80g/s) 이스케이프 콤바인의 총 손실률 약 1500g/s의 초열량 방법에 의해 지배됩니다.탄소와 질소와 같은 다른 무거운 원자들은 주로 광화학적인 반응과 [1][11]태양풍과의 상호작용으로 인해 손실된다.

타이탄과 이오

토성의 위성 타이탄과 목성의 위성 이오는 대기를 가지고 있으며 대기 손실 과정을 거친다.그들은 그들만의 자기장을 가지고 있지 않지만, 강력한 자기장을 가지고 행성들을 공전하는데, 이것은 태양풍으로부터 주어진 달의 궤도가 활 모양의 충격 범위 안에 있을 때 보호해준다.그러나 타이탄은 태양풍에 방해받지 않고 활충격의 범위 밖에서 통과 시간의 약 절반을 보낸다.태양풍과 관련된 픽업과 스퍼터링으로부터 얻은 운동 에너지는 타이탄의 통과를 통해 열 탈출을 증가시켜 중성 수소를 [17]탈출시킨다.탈출한 수소는 타이탄의 뒤를 따라 궤도를 유지하며 토성 주위에 중성 수소 토러스를 생성한다.이오는 목성 주위를 지나가는 도중 플라즈마 [18]구름과 마주칩니다.플라즈마 구름과의 상호작용은 스패터링을 유발하여 나트륨 입자를 발생시킨다.이 상호작용은 Io 궤도의 일부를 따라 고정된 바나나 모양의 하전 나트륨 구름을 생성한다.

외계 행성 대기 탈출 관측

외계행성에 대한 연구는 대기 구성과 거주 가능성을 결정하는 수단으로 대기 탈출을 측정해 왔다.가장 일반적인 방법은 Lyman-alpha 라인 흡수입니다.멀리 있는 별의 밝기(통과)의 조도를 이용하여 외계행성이 발견되듯이, 특히 수소 흡수에 해당하는 파장을 보면 외계행성의 [19]구에 존재하는 수소의 양을 알 수 있다.이 방법은 뜨거운 목성 HD209458b와[20] HD189733b[21], 뜨거운 해왕성 GJ436b가[22] 상당한 대기 이탈을 겪고 있음을 나타냅니다.

기타 대기 손실 메커니즘

참고 항목: 탄소 분리

고립은 행성에서 탈출하는 형태가 아니라 대기권과 행성으로의 분자의 손실이다.수증기가 응축되어 비나 빙하 얼음이 형성될 때, 이산화탄소가 퇴적물에 격리되거나 해양을 순환할 때, 또는 암석이 산화될 때(예를 들어, 철암의 산화 상태를 Fe에서2+ Fe로3+ 증가시킴으로써) 지구에서 발생합니다.또한 기체는 흡착에 의해 격리될 수 있으며, 여기서 레골리스 내의 미립자가 표면 입자에 달라붙는 가스를 포착합니다.

레퍼런스

  1. ^ a b c d 데이비드 C.Catling and Kevin J. Zahnle, The Planetary Air Leak, Scientific American, 2009년 5월 26일자 (2012년 7월 25일 입수)
  2. ^ 뮤리엘 가르고, 우주생물학 백과사전, 3권, 스프링거 과학 & 비즈니스 미디어, 2011년 5월 26일, 879페이지.
  3. ^ Catling, David C.; Zahnle, Kevin J. (2009). "The Planetary Air Leak". Scientific American. 300 (5): 36–43. Bibcode:2009SciAm.300e..36C. doi:10.1038/scientificamerican0509-36. ISSN 0036-8733. JSTOR 26001341. PMID 19438047.
  4. ^ Vidal-Madjar, A.; Dsert, J.-M.; Etangs; Hbrard, G.; Ballester, G. E.; Ehrenreich, D.; Ferlet, R.; McConnell, J. C.; Mayor, M.; Parkinson, C. D. (2004). "Vidal-Madjar et al., Oxygen and Carbon in HD 209458b". The Astrophysical Journal. 604: L69–L72. arXiv:astro-ph/0401457. doi:10.1086/383347.
  5. ^ a b Shematovich, V I; Marov, M Ya (2018-03-31). "Escape of planetary atmospheres: physical processes and numerical models". Physics-Uspekhi. 61 (3): 217–246. Bibcode:2018PhyU...61..217S. doi:10.3367/ufne.2017.09.038212. ISSN 1063-7869.
  6. ^ Lundin, Rickard; Lammer, Helmut; Ribas, Ignasi (2007-08-17). "Planetary Magnetic Fields and Solar Forcing: Implications for Atmospheric Evolution". Space Science Reviews. 129 (1–3): 245–278. Bibcode:2007SSRv..129..245L. doi:10.1007/s11214-007-9176-4. ISSN 0038-6308. S2CID 122016496.
  7. ^ Goldston, R. J. (1995). Introduction to plasma physics. Rutherford, P. H. (Paul Harding), 1938-. Bristol, UK: Institute of Physics Pub. ISBN 0750303255. OCLC 33079555.
  8. ^ "The curious case of Earth's leaking atmosphere". phys.org. Retrieved 2019-05-28.
  9. ^ a b Ahrens, T J (1993). "Impact Erosion of Terrestrial Planetary Atmospheres". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 21 (1): 525–555. Bibcode:1993AREPS..21..525A. doi:10.1146/annurev.ea.21.050193.002521. hdl:2060/19920021677. ISSN 0084-6597. S2CID 130017139.
  10. ^ "Moon's Been Getting Oxygen from Earth's Plants for Billions of Years". Space.com.
  11. ^ a b Lammer, H.; Lichtenegger, H. I. M.; Biernat, H. K.; Erkaev, N. V.; Arshukova, I. L.; Kolb, C.; Gunell, H.; Lukyanov, A.; Holmstrom, M.; Barabash, S.; Zhang, T. L.; Baumjohann, W. (2006). "Loss of hydrogen and oxygen from the upper atmosphere of Venus". Planetary and Space Science. 54 (13–14): 1445–1456. Bibcode:2006P&SS...54.1445L. CiteSeerX 10.1.1.484.5117. doi:10.1016/j.pss.2006.04.022. S2CID 123628031.
  12. ^ Edberg, N. J. T.; Nilsson, H.; Futaana, Y.; Stenberg, G.; Lester, M.; Cowley, S. W. H.; Luhmann, J. G.; McEnulty, T. R.; Opgenoorth, H. J. (2011). "Atmospheric erosion of Venus during stormy space weather". Journal of Geophysical Research: Space Physics. 116 (A9): n/a. Bibcode:2011JGRA..116.9308E. doi:10.1029/2011JA016749. ISSN 2156-2202.
  13. ^ Melosh, H.J.; Vickery, A.M. (April 1989). "Impact erosion of the primordial atmosphere of Mars". Nature. 338 (6215): 487–489. Bibcode:1989Natur.338..487M. doi:10.1038/338487a0. PMID 11536608. S2CID 4285528.
  14. ^ Alsaeed, N.; Stone, S.; Yelle, R.; Elrod, M.; Mahaffy, P.; Benna, M.; Slipski, M.; Jakosky, B. M. (2017-03-31). "Mars' atmospheric history derived from upper-atmosphere measurements of 38Ar/36Ar". Science. 355 (6332): 1408–1410. Bibcode:2017Sci...355.1408J. doi:10.1126/science.aai7721. ISSN 0036-8075. PMID 28360326.
  15. ^ Jakosky, B. M.; Brain, D.; Chaffin, M.; Curry, S.; Deighan, J.; Grebowsky, J.; Halekas, J.; Leblanc, F.; Lillis, R. (2018-11-15). "Loss of the Martian atmosphere to space: Present-day loss rates determined from MAVEN observations and integrated loss through time". Icarus. 315: 146–157. Bibcode:2018Icar..315..146J. doi:10.1016/j.icarus.2018.05.030. ISSN 0019-1035. S2CID 125410604.
  16. ^ Yiğit, Erdal (2021-12-10). "Martian water escape and internal waves". Science. 374 (6573): 1323–1324. Bibcode:2021Sci...374.1323Y. doi:10.1126/science.abg5893. ISSN 0036-8075. PMID 34882460. S2CID 245012567.
  17. ^ Lammer, H.; Stumptner, W.; Bauer, S. J. (1998). "Dynamic escape of H from Titan as consequence of sputtering induced heating". Planetary and Space Science. 46 (9–10): 1207–1213. Bibcode:1998P&SS...46.1207L. doi:10.1016/S0032-0633(98)00050-6.
  18. ^ Wilson, J. K.; Mendillo, M.; Baumgardner, J.; Schneider, N. M.; Trauger, J. T.; Flynn, B. (2002). "The dual sources of Io's sodium clouds". Icarus. 157 (2): 476–489. Bibcode:2002Icar..157..476W. doi:10.1006/icar.2002.6821.
  19. ^ Owen, James E. (2019-05-30). "Atmospheric Escape and the Evolution of Close-In Exoplanets". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 47 (1): 67–90. arXiv:1807.07609. Bibcode:2019AREPS..47...67O. doi:10.1146/annurev-earth-053018-060246. ISSN 0084-6597. S2CID 119333247.
  20. ^ Vidal-Madjar, A.; des Etangs, A. Lecavelier; Désert, J.-M.; Ballester, G. E.; Ferlet, R.; Hébrard, G.; Mayor, M. (March 2003). "An extended upper atmosphere around the extrasolar planet HD209458b". Nature. 422 (6928): 143–146. Bibcode:2003Natur.422..143V. doi:10.1038/nature01448. ISSN 0028-0836. PMID 12634780. S2CID 4431311.
  21. ^ Lecavelier des Etangs, A.; Ehrenreich, D.; Vidal-Madjar, A.; Ballester, G. E.; Désert, J.-M.; Ferlet, R.; Hébrard, G.; Sing, D. K.; Tchakoumegni, K.-O. (May 2010). "Evaporation of the planet HD 189733b observed in H I Lyman- α". Astronomy and Astrophysics. 514: A72. arXiv:1003.2206. Bibcode:2010A&A...514A..72L. doi:10.1051/0004-6361/200913347. ISSN 0004-6361. S2CID 53408874.
  22. ^ Ehrenreich, David; Bourrier, Vincent; Wheatley, Peter J.; des Etangs, Alain Lecavelier; Hébrard, Guillaume; Udry, Stéphane; Bonfils, Xavier; Delfosse, Xavier; Désert, Jean-Michel (June 2015). "A giant comet-like cloud of hydrogen escaping the warm Neptune-mass exoplanet GJ 436b". Nature. 522 (7557): 459–461. arXiv:1506.07541. Bibcode:2015Natur.522..459E. doi:10.1038/nature14501. ISSN 0028-0836. PMID 26108854. S2CID 4388969.

추가 정보