유체역학적 탈출

이 글은 대부분의 독자들이 이해하기에는 너무 기술적인 것일 수도 있다. 기술 세부 정보를 삭제하지 않고 비전문가가 이해할 수 있도록 개선하십시오.(2022년 1월) (이 템플릿 메시지를 제거하는 방법과 시기 알아보기)

유체역학탈출은 더 가벼운 원자와의 수많은 충돌을 통해 행성 대기의 무거운 원자가 빠져나갈 수 있는 열대기탈출 메커니즘을 말한다.

설명

수력역학 탈출은 드래그 효과(협착)를 통해 무거운 원자를 몰아내는 광원자의 강한 열 구동 대기 탈출이 있을 때 발생한다.^[1]이런 식으로 제거할 수 있는 가장 무거운 원자의 종을 크로스오버 질량이라고 한다.^[2]

상당한 유체역학 탈출을 유지하기 위해서는 특정 고도에서 큰 에너지원이 필요하다.부드러운 X선이나 극한 자외선 복사, 유성이나 소행성에 충격을 가하는 데서 오는 운동력 전달, 또는 행성 점착 과정에서^[3] 발생하는 열 투입은 유체역학 탈출에 필요한 에너지를 제공할 수 있다.

계산

유체역학 탈출률을 추정하는 것은 행성의 대기의 역사와 현재 상태를 분석하는 데 중요하다.1981년, 왓슨 외는 모든 들어오는 에너지가 우주로 탈출함으로써 균형을 이루는 에너지 제한 탈출을 기술하는 계산을^[4] 발표했다.최근 외부행렬에 대한 수치 시뮬레이션은 이 계산이 유체동적 유속을 20배에서 100배까지 과대평가한다는 것을 시사했다.^[30]그러나, 대기 탈출에 관한 특별한 사례와 상한 근사치로서, 여기서 주목할 필요가 있다.

Hydrodynamic escape flux (${\displaystyle \Phi }$, [m${\displaystyle ^{-2}}$s${\displaystyle ^{-1}}$]) in an energy-limited escape can be calculated, assuming (1) an atmosphere composed of non-viscous, (2) constant molecular weight gas, with (3) isotropic pressure, (4) fixed temperature, (5) perfect XUV absorpt이온, 그리고 행성으로부터의 거리가 증가함에 따라 압력이 0으로 감소한다.^[4]

${\displaystyle \Phi ={\frac {F_{X}UV}R_{p}R_{XUV}^{2}}:}{{GM_{p}}}}$

여기서 F $X{\displaystyle {}_{}}$ ${\displaystyle U_{}}$ ${\displaystyle V_{}}$ ${\$$UV}}$ is the photon flux [J m${\displaystyle ^{-2}}$s${\displaystyle ^{-1}}$] over the wavelengths of interest, ${\displaystyle R_{p}}$ is the radius of the planet, ${\displaystyle G}$is the gravitational constant, ${\displaystyle M_{p}}$ is the mass of the planet, and ${\displaystyle R_{XUV}}$${\displaystyle R_{X$$UV}$는 XUV 흡수가 발생하는 유효 반지름이다$$.행성의 로체 로브와 광자 플럭스를 흡수하는 효율을 설명하기 위해 이 모델에 대한 보정이 수년간 제안되어 왔다.^[5][6][7]

그러나 계산력이 향상되면서 점점 더 정교한 모델이 등장하여 방사전송, 광화학, 유체역학 등을 통합하여 유체역학 탈출의 더 나은 추정치를 제공하고 있다.^[8]

증거로서의 동위원소 분율

원자종의 루트 평균 제곱 열 속도(${\displaystyle {vt}_{}}$ ${\displaystyle h_{}}$ ${\$는

${\displaystyle v_{th}={\sqrt {\frac {3kT}{m}}}}}$

여기서 $k{\displaystyle }$ ${\displaystyle k}$은 볼츠만 상수, T ${\displaystyle T}$은 온도, $m{\displaystyle }$ ${\displaystyle m}$은 종의 질량이다.그러므로 가벼운 분자나 원자는 같은 온도에서 무거운 분자나 원자보다 더 빨리 움직일 것이다.원자 수소가 대기권으로부터 우선적으로 탈출하는 이유와 대기 입자의 가벼운 동위원소 대 무거운 동위원소 비율이 유체역학 탈출을 나타낼 수 있는 이유를 설명하기도 한다.

구체적으로는 서로 다른 고귀한 가스 동위원소(²⁰Ne/²²Ne, Ar/³⁸Ar, Kr/⁸⁴Kr, Xe/¹³⁰Xe) 또는 수소 동위원소(D/H)의 비율을 태양 수준과 비교하여 대기 진화에서 유체역학적으로 탈출할 가능성을 나타낼 수 있다.태양의 대용물로 사용되는 태양이나 CI 연돌의 그것과 비교했을 때 더 크거나 작은 비율은 행성이 형성된 이후 상당한 유체역학 탈출이 발생했음을 나타낸다.가벼운 원자가 우선적으로 탈출하기 때문에 표에 나타난 바와 같이 고귀한 가스 동위원소(또는 더 큰 D/H)의 비율이 작을 것으로 예상한다.

금성, 지구, 화성의 동위원소 분율

출처	36A/38Ar	20Ne/22Ne	82Kr/84Kr	128Xe/130Xe
태양	5.8	13.7	20.501	50.873
CI 콘드라이트	5.3±0.05	8.9±1.3	20.149±0.080	50.73±0.38
금성	5.56±0.62	11.8±0.7	--	--
지구	5.320±0.002	9.800±0.08	20.217±0.021	47.146±0.047
화성	4.1±0.2	10.1±0.7	20.54±0.20	47.67±1.03

이러한 비율을 일치시키는 것은 대기 진화를 설명하고자 하는 계산 모델을 검증하거나 검증하는 데도 사용될 수 있다.이 방법은 또한 초기 대기에서 수소와 관련된 산소의 탈출을 결정하는 데 사용되었다.^[10]

예

뜨거운 주피터와 같이 모항성과 매우 가까운 외행성들은 그들이 가스 거인이 되는 것을 멈추고 핵심만 남겨진 그들의 대기를 "소각"할 정도로 상당한 유체역학 탈출을^[11][12] 경험할 수 있다. 그 시점에서 그들은 체토니아 행성이라고 불릴 것이다.뜨거운 주피터스 HD 209458b를 포함하여 숙주별에 가까운 외행성에서는 유체역학 탈출이 관찰되었다.^[13]

별빛의 일생 동안, 태양 유속이 바뀔지도 모른다.젊은 별들은 더 많은 EUV를 생산하며, 지구, 화성, 금성의 초기 원생동물들은 그들의 대기에 존재하는 고귀한 가스 동위원소 분율을 설명하는 유체역학 탈출을 겪었을 것이다.^[14]

참조