Սառցե հսկա
Սառցե հսկա` հսկա մոլորակ, որը կազմված է հիմնականում ավելի ծանր տարրերից քան ջրածինը և հելիումը, ինչպիսիք են թթվածինը, ածխածինը, ազոտը և ծծումբը։ Արեգակնային համակարգում կա երկու սառցե հսկա՝ Ուրանը և Նեպտունը։
_flatten_crop.jpg)
Աստղաֆիզիկայում և մոլորակագիտության մեջ «սառույցներ» տերմինը վերաբերում է ցնդող քիմիական միացություններին, որոնց սառեցման ջերմաստիճանը բարձր է 100 Կ-ից, ինչպիսիք են ջուրը, ամոնիակը կամ մեթանը, որոնց սառեցման ջերմաստիճաններն են 273 Կ (0 °C), 195 Կ (-78 °C) և համապատասխանաբար 91 Կ (-182 °C) են։ 1990-ական թվականներին որոշվոց, որ Ուրանը և Նեպտունը հսկա մոլորակների առանձին տեսակներ են, զատ մյուս հսկա մոլորակներից՝ Յուպիտերից և Սատուրնից, որոնք գազային հսկաներ են՝ հիմնականում կազմված ջրածնից և հելիումից[1]։
Որպես այդպիսին, Նեպտունը և Ուրանը այժմ կոչվում են սառցե հսկաներ։ Չունենալով լավ արտահայտված ամուր մակերեսներ, դրանք հիմնականում կազմված են գազերից և հեղուկներից։ Դրանց բաղկացուցիչ միացությունները եղել են պինդ նյութեր, երբ դրանք հիմնականում ընդգրկվել են մոլորակների մեջ՝ իրենց ձևավորման ընթացքում, կա՛մ անմիջապես սառույցի տեսքով, կա՛մ թակարդված՝ ջրային սառույցի մեջ։ Այսօր Ուրանի և Նեպտունի վրա ջրի շատ քիչ քանակություն կա սառույցի տեսքով։ Փոխարենը, ջուրը հիմնականում գոյություն ունի որպես գերկրիտիկական հեղուկ իր ներսում գտնվող ջերմաստիճանների և ճնշումների վրա[2]։ Ըստ զանգվածի՝ Ուրանն ու Նեպտունը կազմված են մոտ 20% ջրածնից և հելիումից, ի տարբերություն Արեգակնային համակարգի գազային հսկաների՝ Յուպիտերի և Սատուրնի հետ, որոնք ավելի քան 90%-ով կազմված են ջրածից և հելիումից։
Տերմինաբանություն խմբագրել
1952 թվականին գիտաֆանտաստիկ գրող Ջեյմս Բլիշը հորինեց գազային հսկա[3] տերմինը և այն օգտագործվում էր Արեգակնային համակարգի խոշոր ոչ երկրային մոլորակները հիշատակելու համար։ Այնուամենայնիվ, 1940-ական թվականների[4] վերջից ի վեր Ուրանի և Նեպտունի կազմությունը զգալիորեն տարբերվում է Յուպիտերի և Սատուրնի կազմություններից։ Դրանք հիմնականում կազմված են ավելի ծանր տարրերից, քան ջրածինն ու հելիումն են, որոնք ամբողջությամբ կազմում են հսկա մոլորակների առանձին տեսակ։ Քանի որ իրենց ձևավորման ընթացքում Ուրանը և Նեպտունը իրենց կազմում ներառում էին կամ սառույց, կամ գազ, որը գտնվում է ջրային սառույցի մեջ, կիրառվեց սառցե հսկա տերմինը[2][4]։ 1970-ական թվականների սկզբին տերմինաբանությունը հայտնի դարձավ գիտաֆանտաստիկ ժանրում, օրինակ՝ Բովա (1971 թվականին)[5], բայց տերմինաբանության ամենավաղ գիտական գործածությունը, հավանաբար եղել է Դանն և Բերջեսի (1978 թվականին)[6] կողմից ՆԱՍԱ-ի զեկույցում[7]։
Ձևավորում խմբագրել
Երկրային և գազային հսկաների ձևավորման մոդելավորումը համեմատաբար պարզ է և անվիճելի։ Արեգակնային համակարգի երկրային մոլորակները, ինչպես հայտնի է, առաջացել են պրոտոմոլորակային սկավառակի ներսում պլանետեզեմալների բախման արդյունքում։ Ենթադրվում է, որ գազային հսկաները՝ Յուպիտերը, Սատուրնը և նրանց արտաարեգակնային երկվորյակ մոլորակները նույն գործընթացի միջոցով ձևավորել են մոտ 10 Երկրի զանգվածի (MEarth) պինդ միջուկներ, մինչդեռ շրջակա արևային միգամածությունից գազի ռումբերը կուտակվել են մի քանի տարուց մինչև մի քանի միլիոն տարիների ժամանակահատվածում (միլիոն տարի)[8][9], թեև վերջերս առաջարկվում էին միջուկի ձևավորման այլընտրանքային մոդելներ՝ հիմնված մանրաքարերի կուտակման վրա[10]։ Դրա փոխարեն որոշ արտաարեգակնային հսկա մոլորակներ կարող էին ձևավորվել գրավիտացիոն սկավառակի անկայունության պատճառով[9][11]։
Ուրանի և Նեպտունի ձևավորումը միջուկի կուտակման նմանատիպ գործընթացի միջոցով շատ ավելի խնդրահարույց է։ Փոքր պրոտոմոլորակների փախուստի արագությունը Արեգակնային համակարգի կենտրոնից մոտ 20 աստղագիտական միավոր (ԱՄ) հեռավորության վրա համեմատելի կլիներ դրանց հարաբերական արագությունների հետ։ Նման մարմինները, որոնք հատում են Սատուրնի կամ Յուպիտերի ուղեծրերը, կարող էին ուղարկվել հիպերբոլիկ հետագծերով՝ դրանք դուրս մղելով համակարգից։ Այդպիսի մարմինները, որոնց ոչնչացրել են գազային հսկաները, ամենայն հավանականությամբ, կվերածվեին ավելի մեծ մոլորակների կամ կնետվեին դեպի գիսաստղերի ուղեծրեր[11]։
Չնայած դրանց ձևավորման մոդելավորման դժվարություններին, 2004 թվականից ի վեր աստղերի ուղեծրում դիտարկվել են սառցե հսկաների բազմաթիվ թեկնածուներ։ Սա ցույց է տալիս, որ դրանք կարող են տարածված լինել Ծիր Կաթինում[2]։
Միգրացիա խմբագրել
Հաշվի առնելով պրոտոմոլորակների ուղեծրային խնդիրները, որոնք գտնվում են Արեգակնային համակարգի կենտրոնից 20 ԱՄ կամ ավելի հեռավորության վրա, պարզ լուծումը կլինի այն, որ սառցե հսկաները ձևավորվել են Յուպիտերի և Սատուրնի ուղեծրերի միջև, նախքան իրենց հեռավոր ուղեծրերի գրավիտացիոն ցրումը[11]։
Սկավառակի անկայունություն խմբագրել
Պրոտոմոլորակային սկավառակի գրավիտացիոն անկայունությունը կարող է նաև հանգեցնել մի քանի գազային հսկա պրոտոմոլորակների ձևավորմանը մինչև 30 ԱՄ հեռավորության վրա։ Սկավառակի փոքր-ինչ ավելի բարձր խտությամբ տարածքները կարող են հանգեցնել կույտերի ձևավորմանը, որոնք, ի վերջո, ոչնչացվում են մինչև մոլորակային խտություններ[11]։ Նույնիսկ աննշան գրավիտացիոն անկայունությամբ սկավառակը կարող է 10-ից մինչև 30 ԱՄ պրոտոմոլորակներ առաջացնել ավելի քան հազար տարվա ընթացքում։ Սա շատ ավելի կարճ է, քան 100,000-ից մինչև 1,000,000 տարին, որը պահանջվում է ամպի միջուկային կուտակման միջոցով պրոտոմոլորակներ ստեղծելու համար և կարող է այն կենսունակ դարձնել նույնիսկ ամենակարճ կյանք ունեցող սկավառակների վրա, որոնք տևում են ընդամենը մի քանի միլիոն տարի[11]։
Այս մոդելի հետ կապված խնդիրն այն է, թե որն է սկավառակի պահպանման կայունության պատճառը, մինչև դրա անկայունության առաջացումը։ Կան մի քանի հնարավոր մեխանիզմներ, որոնք թույլ են տալիս, որպեսզի տեղի ունենա գրավիտացիոն անկայունություն սկավառակի էվոլյուցիայի ընթացքում։ Մեկ այլ նախաստղի հետ սերտ հանդիպումը կարող է գրավիտացիոն հարված ապահովել այլապես կայուն սկավառակի վրա։ Մագնիսական ձևով զարգացող սկավառակը, ամենայն հավանականությամբ, կունենա մագնիսական մեռած գոտիներ՝ ի շնորհիվ իոնացման տարբեր աստիճանների, որտեղ մագնիսական ուժերով շարժվող զանգվածը կարող է կուտակվել՝ ի վերջո դառնալով գրավիտացիոն առումով աննշան անկայուն։ Պրոտոմոլորակային սկավառակը կարող է պարզապես դանդաղ կուտակել նյութը՝ առաջացնելով աննշան գրավիտացիոն անկայունության համեմատաբար կարճ ժամանակաշրջաններ և զանգվածային կուտակման բռնկումներ, որին հաջորդում են այն ժամանակաշրջանները, երբ մակերեսային խտությունը ընկնում է պահանջվող անկայունության պահմանման համար[11]։
Ֆոտոգոլորշիացում խմբագրել
Օրիոն Թրափիզյըմ Քլասթըր-ի պրոտոմոլորակային սկավառակների ֆոտոգոլորշիացման դիտարկումները ծայրահեղ ուլտրամանուշակագույն (ԾՈՒՄ) ճառագայթման միջոցով, որն արտանետվում է Թետա1 Օրիոն C-ի կողմից, ենթադրում է սառցե հսկաների ձևավորման այլ հնարավոր մեխանիզմ։ Յուպիտերի զանգվածի բազմակի գազային հսկա պրոտոմոլորակները կարող էին արագ ձևավորվել սկավառակի անկայունության պատճառով, նախքան մոտակա զանգվածային աստղի ինտենսիվ ԾՈՒՄ ճառագայթման պատճառով նրանց ջրածնի ռումբերի մեծ մասը կոչնչացվեր[11]։
Քըրինա միգամածությունում ԾՈՒՄ հոսքերը մոտ 100 անգամ ավելի մեծ են, քան Թրափիզյըմ–ի Օրիոն միգամածությունում։ Երկու միգամածություններում էլ առկա են պրոտոմոլորակային սկավառակներ։ ԾՈՒՄ ճառագայթման ավելի մեծ հոսքերը սա դարձնում են ավելի հավանական հնարավորություն սառցե հսկայի ձևավորման համար։ Ավելի ուժեղ ԾՈՒՄ-ը կմեծացնի գազային ռումբերի հեռացումը պրոտոմոլորակներից, նախքան դրանք կկարողանան բավականաչափ ոչնչացվել՝ հետագա կորուստներին դիմակայելու համար[11]։
Առանձնահատկություններ խմբագրել
Սառցե հսկաները ներկայացնում են Արեգակնային համակարգում առկա հսկա մոլորակների երկու հիմնովին տարբեր կատեգորիաներից մեկը, մյուս խումբն ավելի ծանոթ գազային հսկաներն են, որոնք կազմված են ավելի քան 90% ջրածնից և հելիումից (ըստ զանգվածի)։ Ենթադրվում է, որ դրանց ջրածինը տարածվում է մինչև իրենց փոքրիկ քարքարոտ միջուկները, որտեղ ջրածնի մոլեկուլային իոնը անցնում է մետաղական ջրածնի հարյուրավոր գիգապասկալների (ԳՊա) ծայրահեղ ճնշման ներքո[2]։
Սառցե հսկաները, հիմնականում, կազմված են ավելի ծանր տարրերից։ Հիմնվելով տիեզերքի տարրերի առատության վրա, առավել հավանական է թթվածինը, ածխածինը, ազոտը և ծծումբը:Չնայած նրան, որ սառցե հսկաները նույնպես ունեն ջրածնի ռումբեր, դրանք շատ ավելի փոքր են։ Դրանք կազմում են իրենց զանգվածի 20%-ից ավելի քիչ։ Դրանց ջրածինը նույնպես երբեք չի հասնում այն խուրություններին, որոնք անհրաժեշտ են մետաղական ջրածնի ճնշման ստեղծման համար[2]։ Այնուամենայնիվ, այս ռումբերը սահմանափակում են սառցե հսկաների ներքին դիտարկումը, և հետևաբար, դրանց կազմի և էվոլյուցիայի մասին տեղեկությունը[2]։
Չնայած Ուրանն ու Նեպտունը կոչվում են սառցե հսկա մոլորակներ, ենթադրվում է, որ դրանց ամպերի տակ գերկրիտիկական ջրային օվկիանոս կա, որը կազմում է դրանց ընդհանուր զանգվածի մոտ երկու երրորդը[12][13]։
Մթնոլորտ և եղանակ խմբագրել
Սառցե հսկաների գազային արտաքին շերտերը մի քանի նմանություններ ունեն գազային հսկաների հետ։ Դրանք ներառում են երկարակյաց, բարձր արագությամբ հասարակածային քամիները, բևեռային հորձանուտները, լայնածավալ շրջանառության ձևերը և բարդ քիմիական գործընթացները, որոնք առաջանում են վերևից եկող ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման և մթնոլորտի ստորին հատվածի հետ խառնվելու հետևանքով[2]։
Սառցե հսկաների մթնոլորտային կառուցվածքի ուսումնասիրությունը նաև պատկերացումներ է տալիս մթնոլորտի ֆիզիկայի վերաբերյալ։ Դրանց կազմը նպաստում է տարբեր քիմիական գործընթացների, և դրանք շատ ավելի քիչ արևի լույս են ստանում իրենց ամենահեռավոր ուղեծրերում, քան Արեգակնային համակարգի ցանկացած այլ մոլորակ (մեծացնելով ներքին տաքացման կարևորությունը եղանակային կառուցվածքների վրա)[2]։
Նեպտունի ամենամեծ տեսանելի առանձնահատյությունը կրկնվող Մեծ մութ հետքն է։ Այն ձևավորվում և անհետանում է մի քանի տարին մեկ՝ ի տարբերություն Յուպիտերի վրայի նույն չափսի Մեծ կարմիր բծի, որը գոյություն է ունեցել դարեր շարունակ։ Արեգակնային համակարգի բոլոր հայտնի հսկա մոլորակներից Նեպտունն արձակում է ամենաշատ ներքին ջերմությունը մեկ միավորի կլանված արևի լույսի դիմաց՝ մոտավորապես 2.6 հարաբերակցությամբ։ Սատուրնը՝ հաջորդ ամենամեծ արձակողը, ունի ընդամենը 1.8 հարաբերակցություն։ Ուրանն արձակում է ամենաքիչ ջերմությունը, այնքան որքան Նեպտունի մեկ տասներորդն է։ Կասկած կա, որ դա կարող է կապված լինել իր ամենաբարձր՝ 98˚ առանցքային պտույտի հետ։ Սա հանգեցնում է այն բանին, որ դրա սեզոնային կառուցվածքները խիստ տարբերվում են Արեգակնային համակարգի ցանկացած այլ մոլորակներից[2]։
Դեռևս չկան ամբողջական մոդելներ, որոնք բացատրում են սառցե հսկաների մոտ նկատված մթնոլորտային առանձնահատկությունները[2]։ Այս առանձնահատկությունների ըմբռնումը կօգնի լուսաբանել, թե ինչպես են ընդհանուր առմամբ գործում հսկա մոլորակների մթնոլորտները[2]։ Հետևաբար, նման ըմբռնումները կարող են օգնել գիտնակններին ավելի լավ կանխագուշակել հսկա արտաարեգակնային մոլորակների մթնոլորտային կառուցվածքն ու վարքագիծը, որոնք պարզվում է, որ շատ մոտ են իրենց կենտրոնական աստղերին (պեգասյան մոլորակների) և Արեգակնային համակարգում հայտնաբերված հսկա և երկրային մոլորակների զանգվածներով ու շառավղով արտաարեգակնային մոլորակների միջև[2]։
Ներքին ճնշում խմբագրել
Իրենց մեծ չափսերի և ցածր ջերմային հաղորդունակության պատճառով մոլորակների ներքին ճնշումները հասնում են մի քանի հարյուր ԳՊա-ի, իսկ ջերմաստիճանը՝ մի քանի հազար կելվինի (Կ)[14]։
2012 թվականի մարտին պարզվեց, որ սառցե հսկա մոդելներում օգտագործվող ջրի սեղմելիությունը կարող է նվազել մեկ երրորդով[15]։ Այս արժեքը կարևոր է սառցե հսկաների մոդելավորման համար, և ունի շարունակական ազդեցություն դրանց ըմբռնման վրա[15]։
Մագնիսական դաշտեր խմբագրել
Ե՛վ Ուրանի և՛ Նեպտունի մագնիսական դաշտերը անսովոր կերպով տեղաշարժված են և թեքված[16]։ Դրանց դաշտային ուժգնությունը գտնվում է միջանկյալ մակարդակի վրա գազային հսկաների և երկրային մոլորակների դաշտերի միջև՝ համապատասխանաբար 50 և 25 անգամ ավելի, քան Երկիր մոլորակինը։ Ուրանի և Նեպտունի հասարակածային մագնիսական դաշտի ուժգնությունը կազմում է Երկիր մոլորակի 0.305 գաուս՝ համապատասխանաբար 75 և 45 տոկոսը[16]։ Ենթադրվում է, որ դրանց մագնիսական դաշտերը ծագում են իոնացված կոնվեկցիոն սառցե հեղուկ ծածկույթից[16]։
Տիեզերանավի այցելություն խմբագրել
Սառցե հսկաների ուսումնասիրությունների համար իրականացված և պլանավորված տիեզերական այցելությունները.
Տես նաև խմբագրել
Ծանոթագրություններ խմբագրել
- ↑ 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.
- ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 Hofstadter, Mark (2011), «The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune», White Paper for the Planetary Science Decadal Survey, National Research Council (United States), էջեր 1–2, Վերցված է 2015 թ․ հունվարի 18-ին
{{citation}}: Text "US National Research Council" ignored (օգնություն) - ↑ Science Fiction Citations, Citations for gas giant n.
- ↑ 4,0 4,1 Mark Marley, "Not a Heart of Ice", The Planetary Society, 2 April 2019. read
- ↑ Bova, B. 1971, The Many Worlds of Science Fiction (Boston, MA: E.P. Dutton)
- ↑ James A. Dunne and Eric Burgess, The Voyage of Mariner 10: Mission to Venus and Mercury, Scientific and Technical Information Division, National Aeronautics and Space Administration, 1978, 224 pages, page 2. read
- ↑ 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.
{{cite journal}}: CS1 սպաս․ չպիտակված ազատ DOI (link) - ↑ 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.
- ↑ 9,0 9,1 D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (2010 թ․ դեկտեմբեր). «Giant Planet Formation». In Seager, Sara (ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. էջեր 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
- ↑ 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.
- ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 11,7 Boss, Alan P. (2003 թ․ դեկտեմբեր). «Rapid Formation of Outer Giant Planets by Disk Instability». The Astrophysical Journal. 599 (1): 577–581. Bibcode:2003ApJ...599..577B. doi:10.1086/379163., §1–2
- ↑ NASA Completes Study of Future ‘Ice Giant’ Mission Concepts Արխիվացված 2020-08-06 Wayback Machine. NASA TV. 20 June 2017.
- ↑ On to the Ice Giants. (PDF) Pre-Decadal study summary. NASA. Presented at the European Geophysical Union, 24 April 2017.
- ↑ Nellis, William (2012 թ․ փետրվար). «Viewpoint: Seeing Deep Inside Icy Giant Planets». Physics. 5 (25). Bibcode:2012PhyOJ...5...25N. doi:10.1103/Physics.5.25.
- ↑ 15,0 15,1 «Complete Archive for Astrobiology Press Release, News Exclusive, News Briefs».
- ↑ 16,0 16,1 16,2 «The Nature and Origin of Magnetic Fields».
- ↑ Christophe, Bruno; Spilker, L. J.; Anderson, J. D.; André, N.; Asmar, S. W.; Aurnou, J.; Banfield, D.; Barucci, A.; Bertolami, O.; Bingham, R.; Brown, P; Cecconi, B.; Courty, J.-M.; Dittus, H.; Fletcher, L. N.; Foulon, B.; Francisco, F.; Gil, P. J. S.; Glassmeier, K. H.; Grundy, W.; Hansen, C.; Helbert, J.; Helled, R.; Hussmann, H.; Lamine, B.; Lämmerzahl, C.; Lamy, L.; Lehoucq, R.; Lenoir, B.; Levy, A.; Orton, G.; Páramos, J.; Poncy, J.; Postberg, F.; Progrebenko, S. V.; Reh, K. R.; Reynaud, S.; Robert, C.; Samain, E.; Saur, J; Sayanagi, K. M.; Schmitz, N.; Selig, H.; Sohl, F.; Spilker, T. R.; Srama, R.; Stephan, K.; Touboul, P.; Wolf, P. (2012 թ․ հուլիսի 8). «OSS (Outer Solar System): a fundamental and planetary physics mission to Neptune, Triton and the Kuiper Belt» (PDF). Experimental Astronomy. Springer. 34 (2): 203–242. arXiv:1106.0132. Bibcode:2012ExA....34..203C. doi:10.1007/s10686-012-9309-y. S2CID 55295857. Արխիվացված է օրիգինալից (PDF) 2019 թ․ մայիսի 26-ին. Վերցված է 2022 թ․ մարտի 3-ին – via UCLA Simulated Planetary Interiors Lab.