얼음의 거인

Ice giant
이 기사는 행성의 종류에 관한 것이다.다른 용도는 얼음 거대(동음이의)를 참조하십시오.
1986년 1월 보이저 2호가 촬영한 천왕성
1989년 8월 보이저 2호가 촬영한 해왕성

거대 얼음은 주로 산소, 탄소, 질소, 그리고 유황과 같은 수소와 헬륨보다 무거운 원소들로 구성된 거대한 행성이다.태양계에는 두 개의 거대한 얼음덩어리가 있다.천왕성과 해왕성.

천체물리학과 행성과학에서 "얼음"이라는 용어는 물, 암모니아, 메탄과 같은 약 100K 이상의 휘발성 화합물을 가리키며 각각 273K(0°C), 195K(-78°C), 91K(-182°C)의 결빙점을 가진다(볼라타일 참조).1990년대에, 천왕성과 해왕성은 수소와 [1]헬륨으로 주로 구성된 다른 거대 행성인 목성과 토성과는 별개로, 다른 종류의 거대 행성이라고 결정되었다.

이와 같이 해왕성과 천왕성은 현재 얼음 거성으로 불린다.잘 정의된 고체 표면이 없기 때문에 주로 기체와 액체로 구성되어 있습니다.이들의 구성성분들은 생성 과정에서 직접 얼음의 형태로 또는 물 얼음에 갇힌 상태로 주로 행성에 통합되었을 때 고체였다.오늘날, 천왕성과 해왕성에 있는 물의 매우 적은 양이 얼음의 형태로 남아 있다.대신 물은 [2]주로 내부의 온도와 압력에서 초임계 유체로 존재합니다.천왕성과 해왕성은 수소와 헬륨의 질량이 약 20%에 불과한데 비해, 태양계의 가스 거대 기업인 목성과 토성은 수소와 헬륨의 질량이 90%를 넘는다.

용어.

1952년, 공상 과학 소설 작가 제임스 블리쉬가 가스[3] 거대라는 용어를 만들었고 그것은 태양계의 거대한 비지상 행성을 가리키는 데 사용되었다.그러나 1940년대[4] 후반부터 천왕성과 해왕성의 구성은 목성이나 토성과 상당히 다른 것으로 알려져 왔다.그것들은 주로 수소와 헬륨보다 무거운 원소들로 구성되어 있으며, 모두 별개의 형태의 거대 행성을 구성합니다.천왕성과 해왕성이 형성되는 동안 얼음이나 얼음에 갇힌 기체로 물질을 통합했기 때문에 얼음 거성이라는 [2][4]용어가 사용되었습니다.1970년대 초, 이 용어는 예를 들어 Bova(1971년)[5]와 같은 공상과학 소설 커뮤니티에서 인기를 끌었지만, 이 용어의 가장 초기의 과학적 사용은 Dunne & Burgess(1978)[6]가 NASA 보고서에서 사용한 [7]것으로 보인다.

형성

지상 및 가스 거대기업의 형성을 모델링하는 것은 비교적 간단하고 논란의 여지가 없다.태양계의 지구형 행성은 원시 행성계 원반 내의 미행성 충돌 축적을 통해 형성된 것으로 널리 알려져 있다.목성, 토성, 그리고 외계 행성들은 지구 질량의 약 10개의 고체 중심핵을 형성한 것으로 생각된다.MEarth)은 같은 과정을 통해 수백 년에서 수백만 년에 걸쳐 주변 태양 성운에서 기체 외피를 축적하는 동안(Ma)[8][9] 조약돌 부착에 기초한 핵 형성 모델이 최근 [10]제안되었다.몇몇 외계 거대 행성들은 중력 원반의 [9][11]불안정성을 통해 형성되었을지도 모른다.

천왕성과 해왕성의 중심핵 부착과 유사한 과정을 통해 형성되는 것은 훨씬 더 문제가 많다.태양계 중심에서 약 20 천문단위(AU) 떨어진 작은 원시 행성들의 탈출 속도는 상대적인 속도와 비슷했을 것이다.토성이나 목성의 궤도를 가로지르는 이러한 물체는 쌍곡선 궤도로 보내져 시스템에서 방출될 가능성이 높습니다.가스 거대 행성들에 의해 휩쓸려간 이러한 물체들은 또한 단지 더 큰 행성으로 유입되거나 혜성 [11]궤도로 던져질 가능성이 있다.

이들의 형성을 모델링하는 데 어려움이 있음에도 불구하고, 2004년 이후 많은 거대 얼음 행성 후보들이 다른 별 주위를 도는 것이 관찰되었다.이것은 은하수에서 [2]흔할 수 있다는 것을 나타냅니다.

이행

태양계 중심에서 20AU 이상 떨어진 원시 행성들의 궤도 도전을 고려할 때, 간단한 해결책은 얼음 거대 행성들이 목성과 토성 궤도 사이에 형성되어 중력적으로 현재 더 먼 [11]궤도로 바깥쪽으로 흩어지는 것이다.

디스크의 불안정성

원시 행성계 원반의 중력 불안정성으로 인해 최대 30AU 거리까지 여러 개의 가스 거대 원시 행성이 생성될 수 있다.원반 내 밀도가 약간 높은 영역은 결국 행성 [11]밀도로 붕괴되는 덩어리의 형성을 초래할 수 있습니다.한계 중력 불안정성을 가진 원반은 1000년 이상 동안 10~30AU의 원시 행성을 만들 수 있습니다(ka).이는 구름의 핵심 부착을 통해 원시 행성을 생성하는 데 필요한 10만 년에서 100만 년보다 훨씬 짧으며, 단 몇 백만 [11]년 동안만 존재하는 가장 짧은 원반에서도 생존할 수 있다.

이 모델의 문제는 디스크가 불안정해지기 전에 안정적으로 유지된 원인을 파악하는 것입니다.원반 진화 과정에서 중력 불안정성이 발생할 수 있는 몇 가지 메커니즘이 있습니다.다른 원시성과의 근접한 접촉은 안정적인 원반에 중력 킥을 제공할 수 있습니다.자기적으로 진화하는 원반은 이온화 정도가 다르기 때문에 자기적으로 움직이는 질량이 쌓여 결국 중력적으로 불안정해질 수 있기 때문에 자기 데드존을 가질 가능성이 있습니다.원시 행성계 원반은 물질이 천천히 축적되어 상대적으로 짧은 기간 동안 한계 중력 불안정과 질량 수집의 폭발을 야기할 수 있으며,[11] 그 후 표면 밀도가 불안정성을 유지하는 데 필요한 수준 이하로 떨어지는 기간이 뒤따를 수 있다.

광증발

§ Orionis1 C가 방출하는 극자외선(EUV) 방사선에 의한 오리온 사다리꼴 성단 내 원시 행성계 원반의 광증발을 관찰한 결과 얼음 거성의 형성에 또 다른 가능한 메커니즘이 제시되었다.다중 목성 질량의 가스 거대 원시 행성들은 근처의 거대한 [11]별에서 나오는 강력한 EUV 복사에 의해 수소 외피의 대부분을 제거하기 전에 원반의 불안정성으로 인해 빠르게 형성되었을 수 있다.

용골 성운에서 EUV 플럭스는 사다리튬 오리온 성운보다 약 100배 높습니다.원시 행성계 원반은 두 성운에 모두 존재합니다.EUV 플럭스가 높기 때문에 얼음 거성이 형성될 가능성이 더욱 높아집니다.강한 EUV는 추가 [11]손실을 견딜 수 있을 정도로 충분히 붕괴되기 전에 원시 행성에서 가스 외피 제거가 증가할 것이다.

특성.

이 컷웨이들은 거대한 행성들의 내부 모델을 보여준다.목성과 토성의 행성 중심부는 금속 수소로 이루어진 깊은 층으로 덮여 있는 반면, 천왕성과 해왕성의 행성 중심부는 더 무거운 원소로 구성되어 있다.

얼음 거성은 태양계에 존재하는 두 개의 근본적으로 다른 거대 행성 중 하나를 나타내며, 다른 그룹은 90% 이상의 수소와 헬륨으로 구성된 더 친숙한 가스 거성입니다.그들의 수소는 수백 기가파스칼의 극한 압력에서 수소 분자 이온이 금속 수소로 전환되는 작은 암석 핵까지 확장되는 것으로 생각됩니다.[2]

거대 얼음은 주로 무거운 원소들로 구성되어 있다.우주에 있는 원소들의 풍부함에 근거하여, 산소, 탄소, 질소, 그리고 유황이 가장 가능성이 높다.비록 거대 얼음들도 수소 봉투를 가지고 있지만, 이것들은 훨씬 더 작다.질량의 20% 미만을 차지합니다.그들의 수소는 또한 압력이 금속성 [2]수소를 만드는 데 필요한 깊이에 도달하지 못한다.그럼에도 불구하고 이러한 봉투는 얼음 거인들의 내부 관찰을 제한하고, 그에 따라 그들의 구성과 [2]진화에 대한 정보를 제한한다.

천왕성과 해왕성은 얼음 거대 행성으로 불리지만, 구름 아래에는 총 질량의 [12][13]약 3분의 2를 차지하는 초임계 물바다가 있는 것으로 생각된다.

대기 및 날씨

얼음 거대 얼음의 기체 바깥층은 가스 거대 얼음의 그것과 몇 가지 유사점을 가지고 있다.여기에는 장수하는 고속 적도풍, 극 소용돌이, 대규모 순환 패턴, 그리고 상층부의 자외선에 의해 구동되어 저층 [2]대기와 혼합되는 복잡한 화학적 과정이 포함된다.

거대 얼음 행성들의 대기 패턴을 연구하는 것은 또한 대기 물리학에 대한 통찰력을 준다.그들의 구성은 다른 화학적 과정을 촉진하고 먼 궤도에서 태양계의 다른 행성들보다 훨씬 적은 햇빛을 받습니다 (날씨 [2]패턴에 대한 내부 가열의 관련성을 증가시킵니다.

해왕성에서 보이는 가장 큰 특징은 반복되는 대흑점입니다.수세기 동안 지속되어 온 비슷한 크기의 목성 대적점과 달리, 그것은 몇 년에 한 번씩 형성되고 소멸된다.태양계의 모든 알려진 거대 행성들 중에서, 해왕성은 흡수된 태양빛 단위당 약 2.6의 비율로 가장 많은 내부 열을 방출합니다.다음으로 높은 방출원인 토성의 비율은 약 1.8에 불과하다.천왕성은 해왕성의 10분의 1로 가장 적은 열을 방출한다.이는 극단적인 98° 축 기울기와 관련이 있는 것으로 의심됩니다.이것은 계절적 패턴을 태양계의 다른 [2]행성들과 매우 다르게 만든다.

거대 [2]얼음 행성에서 관측된 대기의 특징을 설명하는 완전한 모형은 아직 없다.이러한 특징들을 이해하는 것은 일반적으로 거대 행성의 대기가 어떻게 [2]기능하는지 설명하는데 도움이 될 것이다.결과적으로, 그러한 통찰력은 과학자들이 태양계에서 [2]발견된 거대 행성들과 지구 행성들 사이의 질량과 반지름을 가진 그들의 숙주 별들과 매우 가까운 것으로 밝혀진 거대 외계 행성들의 대기 구조와 행동을 더 잘 예측하는 데 도움을 줄 수 있다.

내부

크기가 크고 열전도율이 낮기 때문에 행성 내부 압력은 수백 GPa에 달하며 온도는 수천 켈빈(K)[14]입니다.

2012년 3월, 얼음 거성 모형에서 사용되는 물의 압축성이 1/3 [15]정도 떨어질 수 있다는 것이 발견되었다.이 값은 얼음 거인을 모델링하는 데 중요하며 얼음 [15]거인을 이해하는 데 파급 효과가 있습니다.

자기장

천왕성과 해왕성의 자기장은 비정상적으로 변위하고 [16]기울어져 있다.이들의 전계 강도는 가스 거대 행성들과 지구 행성들의 중간 정도로 각각 지구의 50배와 25배이다.천왕성과 해왕성의 적도 자기장 세기는 각각 지구 0.305 가우스의 [16]75퍼센트와 45퍼센트이다.그들의 자기장은 이온화된 대류 유체-얼음 [16]맨틀에서 시작된 것으로 여겨진다.

우주선 방문

과거.

제안.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ 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.
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m Hofstadter, Mark (2011), "The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune", White Paper for the Planetary Science Decadal Survey, US National Research Council, pp. 1–2, retrieved 18 January 2015
  3. ^ SF 인용문, 가스 대기업 인용문
  4. ^ a b Mark Marley, "Not a Heart of Ice", The Planetary Society, 2019년 4월 2일 낭독.
  5. ^ Bova, B. 1971, The Many Worlds of Science Fiction (보스턴, 매사추세츠: E.P. 더튼)
  6. ^ 제임스 A.던과 에릭 버제스, 마리너의 항해 10: 금성과 수성의 임무, 미국항공우주국 과학기술정보과, 1978, 224쪽, 2쪽을 읽었습니다.
  7. ^ Molaverdikhani, Karan (2019). "From Cold to Hot Irradiated Gaseous Exoplanets: Toward an Observation-based Classification Scheme". The Astrophysical Journal. 873 (1): 32. arXiv:1809.09629. Bibcode:2019ApJ...873...32M. doi:10.3847/1538-4357/aafda8. S2CID 119357572.
  8. ^ Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). "Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints". Icarus. 199 (2): 338–350. arXiv:0810.5186. Bibcode:2009Icar..199..338L. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. S2CID 18964068.
  9. ^ a b D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). "Giant Planet Formation". In Seager, Sara (ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. pp. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  10. ^ Levison, Harold F.; Kretke, Katherine A.; Duncan, Martin J. (2015). "Growing the gas-giant planets by the gradual accumulation of pebbles". Nature. 524 (7565): 322–324. arXiv:1510.02094. Bibcode:2015Natur.524..322L. doi:10.1038/nature14675. PMID 26289203. S2CID 4458098.
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외부 링크

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