천문학

용어 질문 : 가스 거인 대 가스 행성

용어 질문 : 가스 거인 대 가스 행성


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가장 흥미로운 질문은 아니지만 궁금합니다. 가스 행성가스 거인, 또는 가장 많이 사용되는 용어 (예 : 대중 과학 문헌)에서 두 용어를 서로 바꿔서 사용할 수 있습니까?

지금, 가스 행성 주로 가스로 구성된 모든 행성의 포괄적 인 용어이지만, 나는 종종 "가스 행성"과 "가스 거인"이 의미의 실질적인 변화없이 같은 의미로 사용되는 것을 종종 봅니다. 나는 Neptune & Uranus를 "얼음 거인"그리고 Jupiter & Saturnus"가스 거인",하지만 https://www.thefreedictionary.com/; https://en.oxforddictionaries.com/과 같은 (인기있는) 사전은 여전히 ​​모두 그룹화하는 것 같습니다. 가스 거인.


"가스 거인"은 목성 / 토성 등급의 행성에 대한 가장 표준적인 용어이며, 말했듯이 "얼음 거인"(90 년대 이후)은 천왕성과 해왕성과 같은 구성을 가진 행성을 가리키는 용어입니다.

반면에 "가스 행성"은 일반적으로 사용되는 용어가 아닙니다. Google n-grams에 따르면 자주 발생하는 횟수는 1/12 미만입니다. 또한 Google 도서 검색을 수행하면 사용되는 시간 중 "거대한 가스 행성"이라는 문구의 일부로 자주 사용됩니다. 나는이 시점에서 "가스 행성"을 단순히 기술 용어 라기보다는 설명이라고 생각합니다.

지구 크기의 비 암석 행성에 대한 많은 가능성있는 물질은 외부 태양계에서 얼음으로 분류 될 가능성이 더 높습니다. 따라서 "가스 행성이지만 가스 거인은 아님"이라고 할 가치가있는 행성은 매우 드물 수 있으므로 구별이 필요하지 않을 수도 있습니다.


토성은 가장 오래된 태양계 행성입니까?

나는 토성이 태양 다음으로 진화 한 최초의 행성이었고 태양계 행성들 중 가장 오래된 행성이기도하고이 때문에 가장 많은 달을 가지고 있다고 읽었습니다. 누구든지 이것을 확인할 수 있습니까?

# 2 샤 카펠

# 3 크나 살

질문에 대한 빠른 Google 검색으로 Jupiter가 가장 오래되었습니다.

# 4 짐 워터스

거대한 가스 거인이 거의 동시에 형성되었을 가능성이 있습니다.

# 5 GeneT

흥미로운 질문입니다. 행성에 대한 PBS 특별 광고는 거대한 가스 거대 행성이 먼저 형성되고 태양에 가장 가깝고 어떻게 든 지금있는 곳으로 이동했음을 보여주었습니다.

# 6 창세기 1:16

당신은 앞에 있었습니까? 나는 그 큰 바위 옆에 있었다.

# 7 파보

# 8 파보

질문에 대한 빠른 Google 검색으로 Jupiter가 가장 오래되었습니다.

케빈

나도 읽었지만 토성이 가장 오래 되었기 때문에 읽었다.

# 9 레드베터

행성은 나무와 같습니다. 그들이 몇 살인지 알고 싶다면 반지를 세어야합니다. 그로부터 나는 토성이 가장 오래되었다고 결론 지었다.

# 10 스 페레이라

움직이는 과학, 천문학 및 우주 탐사.

# 11 러셀 23

나는 토성이 태양 다음으로 진화 한 최초의 행성이었고 태양계 행성들 중 가장 오래된 행성이기도하고이 때문에 가장 많은 달을 가지고 있다고 읽었습니다. 누구든지 이것을 확인할 수 있습니까?

별을 형성하는 주위에 형성되는 원시 행성 원반은 가스 원반이 소멸되기 전까지 약 3-5 백만 년 동안 지속됩니다. 가스 디스크가 H2 가스를 소멸하면 행성에 대한 가스 축적이 중지됩니다. 그 시점 이후의 추가 축적은 암석과 얼음 자갈, 플라 네티 멀, 행성 배아, 더 작은 행성과 비슷한 크기의 행성 체의 거대한 충돌에서 비롯됩니다.

현재 모델은 목성의 핵이 먼저 형성되었음을 나타냅니다. 아마도 N2 눈선 주위에서 안쪽으로 이동 한 다음 토성의 핵과 거대 얼음이 뒤 따릅니다. 우리 태양계의 형성을 모델링하는 데있어 어려움 중 하나는 거대한 행성이 더 안쪽으로 이동하지 않은 이유입니다.

어쨌든, 가스 디스크가 소멸되었을 때 지구는 약 0.5-0.6 지구의 질량이었고 금성은 조금 더 컸습니다. 화성은 가스 디스크가 소멸 된 후 약 5 백만 년 동안 축적을 마쳤지만 금성과 지구는 행성과 거대 충돌을 통해 계속해서 질량을 축적했습니다.

태양계가 형성되기 시작한 지 1 억년 후, 달이 거대한 충격을 형성하여 지구에 마지막으로 중요한 대량 증가 사건이 발생했습니다. `

현재의 거대 행성 및 궤도 배열을 안정적으로 생산할 수있는 유일한 모델은 가스 디스크가 소실 된 후 궤도 불안정 기간 동안 방출 된 5 번째 거대 행성이 태양계에있는 모델입니다.

참고 자료와 더 많은 자료를 원하시면 제가 제공 할 수 있습니다. 이것은 제가이 주제에 대해 읽은 수많은 연구 기사를 바탕으로 한 매우 짧고 기본적인 개요입니다.


가스 거대 행성의 대기 화학

이것은 목성에 중점을 둔 거대한 행성 대기의 구성과 화학에 관한 역사적이고 최근의 연구에 대한 간략한 설명입니다. 기체 거대 행성 형성의 다양한 모델에 대한 화학에는 몇 가지 제약이 있지만, 지난 100 년간의 행성 연구 및 기술 개발 동안 이루어진 엄청난 진전에도 불구하고 현재 우리의 지식은 불완전합니다. 이 기사는 포괄적 인 리뷰가 아니라 기체 거대 행성에 대한 연구에 대한 관심을 자극하기위한 것입니다.

일반적인 특성

우리 태양계의 가스 거대 행성 목성, 토성, 천왕성 및 해왕성은 내부 지구 행성 인 수성, 금성, 지구 및 화성과는 질량, 밀도 및 화학적 구성면에서 상당히 다릅니다. 가스 거대 행성과 그 대기의 몇 가지 물리적 특성은 목성과 토성의 밀접한 친척은 물론 천왕성과 해왕성의 친밀감을 보여주는 표 1에 나와 있습니다. 태양계에서 가장 거대한 행성 인 목성과 토성은 주로 H와 He로 구성되어있는 반면, 지구에서는 산소가 가장 풍부한 원소로 주로 바위에 묶여 있지만 바다와 공기에도 풍부합니다. 거대한 행성의 원소 구성, 특히 목성과 토성의 구성은 지구 행성보다 태양 광권 구성에 훨씬 더 가깝습니다. 그러나 중성 원자와 이온화 원자의 상대적으로 '간단한'화학을 가진 태양 광구와 달리 거대한 행성의 차가운 외부 대기는 분자 화학이 풍부합니다.

거대 행성은 두 그룹으로 나뉩니다 : 50 질량 % H와 He를 초과하는 더 크고 가스가 풍부한 거인 목성과 토성과 H와 He가 50 질량 % 미만인 더 작은 가스가 부족한 거대 천왕성과 해왕성. 목성의 낮은 부피 밀도 (1.33 g cm -3)와 토성의 더 낮은 밀도 (0.69 g cm -3)는 대기 구성, 크기, 모양 (예 : 편평도) 및 내부 구조 모델과 결합하여 주로 H라는 증거입니다. 그리고 그는 더 적은 양의 무거운 요소를 가지고 있습니다. 천왕성과 해왕성은 밀도가 더 높으며 C, N 및 O를 포함하는 화합물의 함량이 더 클 것으로 보입니다.

금성, 지구 및 화성의 산화 대기는 행성 전체 질량의 0.01 % 미만이며 표면과 함께 날카로운 경계로 끝납니다. 대조적으로, 거대한 행성의 환원 대기는 전체 행성 질량의 상당 부분입니다. 관측 가능한 단단한 표면이 없으며 (분명히) 바닥이없는 대기가 행성 깊숙이 확장됩니다. 지구에서와 같은 해수면과 유사한 것이 없거나 대기 특성이 참조되는 다른 지상 행성에서와 같이 고체 표면의 평균 반경이없는 경우, 사용 된 참조는 거대 행성의 대기에서 하나의 막대 수준입니다. 그들의 대기는 매우 깊이까지 확장되지만 목성과 토성 깊은 곳에서 액체 금속 H-He로 변할 수 있으며, 수성 암모니아의 이온 성 바다는 천왕성과 해왕성 깊은 곳에서 발생할 수 있습니다. 네 개의 행성 모두는 전기 전도성 유체 (목성과 토성 내부의 액체 금속 H-He와 천왕성과 해왕성 내부의 수성 암모니아 이온 성 바다)의 다이너 모 전류에 의해 생성 된 자기장을 가지고 있습니다. 4 개의 거대 행성 중 적어도 3 개는 태양에서받는 것보다 더 많은 에너지를 방출합니다 (천왕성은 명백한 예외입니다). 거대 행성에서 방출되는 열은 계속되는 중력 수축과 냉각에서 비롯되며 또한 깊은 내부 (토성과 목성)에서 H로부터 He의 위상 분리 및 침전에서 비롯됩니다. 대조적으로, 지구 행성은 복사 평형 상태에 있으며 태양에서 흡수하는만큼의 에너지 만 방출합니다.

이론적 모델은 목성, 토성 및 해왕성에서 관찰 된 열유속이 대기 대류에 의해 이동됨을 시사합니다. 이것은 목성에서 22 bar까지의 현장 측정에 의해 입증되었습니다. 갈릴레오 탐사선 (Seiff et al. 1998)과 토성, 천왕성, 해왕성의 P, T 프로파일을

10 바 보이저 IRIS 데이터 (Lindal 1992, Lindal et al. 1992). 대류는 또한 CO, PH의 관찰을 설명하는 데 필요합니다.3, AsH3, GeH4 대류권 상층부의 열 화학적 평형 값보다 훨씬 큰

3 bar) 진동-회전 전이를 통해 스펙트럼 흡수 밴드가 형성되고 분자의 정체성이 드러나는 곳.

거대 행성 화학에 대한 발견 기록

가스 거대 행성 인 목성 토성, 천왕성, 해왕성의 화학적 성질을 찾기위한 최초의 분광학 조사가 수행 된 것은 1900 년대 초였습니다. 후자의 두 행성 자체의 발견은 그리 오래되지 않았습니다. 1781 년의 천왕성과 1846 년의 해왕성 (우리가 여기서 논의하지 않는 얼음 세계인 난쟁이 행성 명왕성은 1930 년에야 발견되었습니다).
대기에서 화학의 스펙트럼 지문을 얻는 것은 간단한 작업이 아니 었습니다. 그 당시 관측자들은 그들이 추구하는 행성 스펙트럼을 포착 할 수있는 사진 판의 감도를 높이기 위해 유제를 개발하기 위해 화학자이자 천문학 자 여야했습니다. 그러나 화학은 여기서 멈추지 않았습니다. 1909 년에 Slipher는 거대한 행성의 스펙트럼을 얻었지만 수많은 흡수 밴드를 유발하는 화학 종을 식별하려면 추가 탐정 작업이 필요하다는 것을 깨달았습니다. Slipher 지적 '이 네 행성의 스펙트럼 밴드의 화학적 정체성에 대해서는 거의 알려진 바가 거의 없습니다.' 원자 수소 흡수의 힌트가 있었지만 확실한 결론은 없었습니다. 그는 알려지지 않은 여러 밴드를 시원한 별에 나타나는 파장의 밴드와 비교했지만 그곳에서 가스와의 유사성을 배제했으며 Slipher가 동일한 결론에 도달 한 후 다른 밴드도 배제했습니다. Slipher는 천왕성과 해왕성에서 가능한 수분 흡수에 대해 논의했지만 이러한 수역은이 행성에서의 흡수 때문이 아니라 대신 텔루르 수증기에서 비롯된 것임을 보여주었습니다. 스펙트럼의 다른 많은 밴드는 미스터리로 남아 있습니다. Slipher는 다음과 같이 결론을 내 렸습니다. '이 스펙트럼의 나머지 밴드는 아직 화학적으로 설명되지 않았습니다. 스펙트럼은 지구 대기의 스펙트럼과 매우 다르지만 주요 행성의 대기와 우리 공기 사이의 압력과 온도의 차이는 아마도 클 것입니다. 띠가 확인 될 때까지 띠의 폭과 확산이 높은 압력이나 고온 또는 둘 다를 시사하더라도 대기에 존재하는 조건에 대한 만족스러운 결론에 도달하는 것은 불가능합니다. '

1930 년대까지 거대 행성의 물리적 조건과 화학적 구성에 대한 지식이 향상되었습니다. 1930 년에 Menzel은 당시 인기가 있었던 거대 행성의 물리적 상태에 대한 두 가지 가능성을 설명했습니다. '그들의 내부는 뜨겁고 기체 상태입니다. 즉, 고온에 의해 크게 팽창하거나, 구성 재료가 상대적으로 낮은 밀도입니다.' 그 당시까지 첫 번째 가능성은 널리 퍼져 있었지만 목성과 토성의 표면 온도가 태양 복사와의 복사 균형 (Menzel 1923)에서 예상했던 것보다 약간 더 높은 약 150K에 불과하다는 발견은 결국 ' hot '거대한 행성 가설. 최신 측정에서는 1bar 수준에서 165k (목성)에서 72K (해왕성)까지의 온도를 산출합니다 (표 1 참조).

관성 모멘트에서 파생 된 행성 내의 질량 분포에 대한 낮은 관측 평균 밀도와 추정치는 거대한 행성이 바위와 금속으로 이루어진 중앙 고체 코어로 구성되어 있으며 그 위에 큰 분위기가 있습니다. 이러한 층 구조 모델 중 첫 번째 모델은 Jeffreys (1923, 1924)에 의해 이루어졌지만 그 당시에는 대기가 주로 H-He가 풍부하고 더 적은 양의 메탄과 암모니아가 뒤 따르는다는 사실은 아직 알려지지 않았습니다. 거대 행성의 계층 구조 모델은 수정되고 훨씬 세련되었지만 오늘날 널리 받아 들여지고 있습니다. 종종 거대한 행성의 핵심은 여전히 ​​바위와 얼음으로 불립니다. '록키'원소는 일반적으로 금속, 규산염 및 황화물 암석 (예 : Ca, Al, Fe, Mg, Si, S) 및 '얼음'원소 (예 : Ar, C, N, O)에서 발견되는 요소입니다. 태양 성운의 다양한 얼음으로 응축됩니다. 그러나 별개의 코어가 실제로 존재하는지 또는 모든 '암석'및 '얼음'원소가 분자 및 / 또는 금속 H-He 상에 용해되었는지 여부는 현재 명확하지 않습니다. '바위'와 '얼음'요소 중 적어도 일부는 분자 H-목성과 토성의 He 층에 존재합니다.4, NH3, H2O, H2S, AsH3 (아르 신), GeH4 (독일어) 및 PH3 (포스 핀)은 대기에서 관찰됩니다. 그만큼 주노 2011 년 8 월에 발사 될 예정인 극 궤도는 핵의 존재 여부를 결정하기에 충분한 정확도로 목성의 중력장을 측정 할 것입니다.

가스 거인의 밀도가 낮기 때문에 외부 부분이 저 분자량의 화합물로 만들어 져야합니다. Jeffreys는 저밀도 액체 및 고체 수소, 헬륨, 질소, 산소, CO, CO를 고려했습니다.2, CH4, 및 C2H6. 물보다 낮은 토성의 밀도를 설명하기 위해 많은 가스 부분이 분명히 필요했습니다. 물질적 특성에 근거하여 Jeffeys (1924)는 목성과 토성의 대기는 아마도 수소, 질소, 산소, 헬륨, 아마도 메탄으로 구성 될 것이며 목성과 토성의 전체 반경의 각각 9 %와 23 %를 차지한다고 제안했습니다. O를 제외하고2, 외부 대기에서 어떤 가스가 가능한지에 대한 아이디어는 옳습니다. 그러나 풍부함을 결정해야하고 다른 가스, 즉 He를 추가해야했습니다. 그는 또한 고체 이산화탄소 구름이 있다고 생각했습니다.2, 그렇지 않습니다. 그래도 목성 (및 다른 거대 행성)이 단단한 구체로 회전하지 않지만 변화하는 가시적 인 표면 특징을 가지고 있다는 관측 결과에 따라 일부 유형의 구름이 필요했습니다.

Menzel (1930)은 전년도의 인식을 바탕으로 외부 대기는 주로 수소이며 다른 별과 마찬가지로 태양은 주로 수소로 구성되어 있다고 결론지었습니다 (Russell 1929). 이것은 Slipher에 의한 이전의 잠정적 수소 관찰과 일치합니다. 그러나 충돌은 H의 흡수를 유도했습니다.2 수십 년 후인 1950 년대에 발견되었습니다 (예 : Rea 1962의 리뷰 참조).

그러나 거대 행성의 대기에있는 가스의 식별은 아직 수행되지 않았습니다. Slipher와 다른 사람들이 관찰 한 거대한 행성 스펙트럼에서 강한 흡수 대역을 일으키는 화합물은 무엇입니까? 일부 강한 흡수체가 적색 가시 파장에서의 흡수를 통해 천왕성과 해왕성이 옅은 청록색을 띠는 것이 분명했습니다. 나중에 적외선에서도 흡수가 강하다는 사실이 밝혀졌습니다.이 기능은 다른 별 주변의 가스 거대 행성을 사냥하고 식별하는 데 사용되었습니다. 메탄과 암모니아라는 거대한 행성에서 강한 흡수를 일으키는 범인은 1932 년 Wildt에 의해 확인되었습니다. 이러한 스펙트럼 식별은 나중에 더 많은 실험실 측정이 가능 해짐에 따라 더욱 확고 해졌습니다.

수 소화물 가스 CH의 식별4 및 NH3 이론적 관점에서도 의미가 있습니다. 그들은 더 풍부한 원소 C와 N의 수 소화물이며 저온에서 안정적입니다. 또한 산소 수 소화물 인 H2O. 그러나 수증기 감지는 기술적으로 가능하지만 모든 수증기가 가스 거대 행성 대기의 더 깊고 관찰 할 수없는 지역에서 구름으로 얼어 붙어 있기 때문에 (1980 년대까지) 관찰되지 않았습니다. 물 구름 위의 수증기압은 관측이 대기를 조사하는 온도에서 매우 낮습니다. 사실, 거대한 행성의 풍부한 물은 여전히 ​​미해결 문제로 남아 있습니다 (아래 참조).

1960 년대 초까지 거대 행성 스펙트럼에서 많은 메탄과 암모니아 흡수 특성이 확인되었습니다 (예 : Rea 1962의 리뷰 참조). 풍요에 대한 추정이 이루어졌지만 이는 매우 불확실했습니다. 분자 H2 천왕성과 해왕성에서 처음 발견되었지만 목성과 토성에서도 발견되었습니다. 천왕성의 헬륨의 존재는 추론 된 H와 행성의 밀도를 일치시키기 위해 이론적 근거에서 추론되었습니다.2 풍요 로움. 또한 그 당시 목성의 암모니아 구름이 확인되었습니다. 그러나 1960 년대 초까지 거대 가스 행성에서 다른 화합물은 확인되지 않았습니다.

이것은 다른 분자에 대한 검색이 부족하다는 것을 의미하지 않습니다. Si, Ge, P 및 As와 같은 원소의 휘발성 수 소화물은 열화학 그라운드에 존재할 수있는 가스 중 하나입니다. 이러한 가스의 풍부함은 혼합 과정을 제한하는 데 사용될 수 있으므로 외부 행성 대기의 내부에 제약을가합니다. HD 및 CH와 같은 중수 소화 분자의 검출 및 정량 측정3D는 태양에서 파괴되기 때문에 원-태양 D / H 비율에 대한 정보를 제공 할 수 있습니다 (우주 학자에게도 관심이 있음). 더욱이, 태양으로부터 거리가 멀어짐에 따라 거대 행성에서 증가하는 D / H 비율은 외부 태양 성운의 이온 분자 화학 또는 외부 태양계에서 차가운 성간 물질이 균질화되는 효율성을 나타낼 수 있습니다 (Fegley 1999 참조). 리뷰). 고분해능 FTIR (Fourier Transform Infrared) 분광기의 개발로 1960 년대 후반부터 다른 많은 가스가 발견되었습니다. 표 2는 문헌 자료에서 수집 된 거대 가스 행성의 대기 구성을 보여줍니다.

대부분의 정보는 목성 (및 토성)의 대기에 대한 것이므로 우리는 태양계에서 가장 큰 행성에 초점을 맞 춥니 다. 목성은 질량 (M제이) 태양의 약 10-3 배 또는 지구의 약 318 배 (M이자형). 토성은 약 95M의 질량을 가진 두 번째로 거대한 가스 거대 행성입니다이자형. 우리 태양계의 지구와 다른 행성에 비해 상당히 거대하지만 목성은 적어도 목성의 질량의 13 배를 필요로하는 핵융합에 의해 중수소를 '태울'수있는 물체보다 훨씬 작습니다. 13M제이 질량 제한은 행성 (낮은 질량)과 갈색 왜성 (높은 질량) 사이의 경계로 널리 사용됩니다.

목성과 토성의 분자 H-He 층은 각 행성의 극히 일부에 불과합니다. 그러나이 층은 지구와 우주선에서 관측 할 수있는 두 행성의 유일한 영역입니다. 목성과 토성의 대기 구성과 구조에 대한 우리의 지식은 지구 기반 및 우주선 관측의 조합을 기반으로합니다. 목성과 토성을 탐험 한 우주선은 개척자 10, 개척자 11, 보이저 1과 2, 갈릴레오 (1995 년 12 월 7 일 목성 도착 및 진입 탐사선 발사-2003 년 9 월 21 일) 카시니 (2004 년 7 월 1 일 토성 도착, 현재 계속).

목성 대기의 현장 관측 갈릴레오 진입 조사 (1995 년 12 월 7 일)는

22 바 (429K에서), 1 바 수준 아래 약 126km. 토성의 대기는 아직 진입 탐사선에 의해 탐색되지 않았습니다. (그만큼 Huygens 프로브 카시니 우주선은 2005 년 1 월 14 일에 토성의 가장 큰 위성 인 타이탄의 표면으로 내려 갔다.) 뉴 호라이즌 2007 년에 발사 된 임무는 왜 소행성 명왕성과 그것의 3 개의 인공위성 인 Charon, Hydra, Nix로가는 도중에 목성이 날아가는 것이었다.
일반적으로 UV, 가시 광선 및 IR 영역의 원격 감지 관측은 목성과 토성 대기의 최상부 영역 만 몇 개의 막대 압력까지 샘플링합니다. 전파 관측은 수십 또는 수백 개의 막대까지 더 깊게 확장됩니다.

시각적으로 목성의 대기는 밝은 영역과 번갈아 나타나는 어두운 띠를 보여줍니다. 이들은 대기 대류 세포의 위쪽 (밝은 영역) 및 아래쪽 (어두운 벨트) 암입니다. 목성의 남반구에있는 대적점 (길이 약 32,000km, 폭 13,000km)은 영국 과학자 Robert Hooke (1635-1703)에 의해 관찰 된 최소 1664 년 이후 존재합니다. 그레이트 레드 스팟은 수명이 긴 사이클론 폭풍이며 그 붉은 색은 PH의 UV 태양 광 광분해에 의해 형성된 적린 때문일 가능성이 높습니다.3 가스. 다른 타원과 반점도 다양한 기간 동안 목성의 기상 학적 활성 대기에서 관찰되었습니다. 유황과 다른 원소의 무기 화합물은 아마도 목성 대기의 벨트를 채색하는 발색 단일 것입니다. 대기 광화학에 의해 생성 된 유기 화합물은 무색이며 관찰 된 구름 색상을 제공하지 않습니다. 밝은 영역은 높은 수준의 NH입니다.3 약 0.5 바 (138K)의 얼음 구름. 토성의 대기는 목성보다 덜 화려하지만 우주선 사진에서 볼 수있는 유사한 줄무늬 구조를 가지고 있습니다.

에 의한 원격 감지 관찰 보이저 우주선 및 현장 측정 갈릴레오 진입 탐사선은 목성의 대기가 온도가 429K 인 최소 22 바까지 대류한다는 것을 보여줍니다. CO, AsH의 존재3, GeH4, PH3 목성과 토성의 상부 대류권에서 열 화학적 평형 값보다 훨씬 더 많은 양은 대류 혼합이 대기에서 최소 킬로 바 수준까지 확장된다는 것을 보여줍니다. 목성과 토성 대기의 대류권 (대류권)은 복사 성인 대류권 (대류권)까지 확장되며, 이는 대기의 대류 경계 및 온도 최소값입니다 (

목성에서 100MB, 110K 및

83mb, 83K on Saturn). 거대 행성의 성층권에있는 메탄은 O3 지구의 성층권과 CH에 의한 자외선 흡수4 네 개의 거대한 가스 행성의 성층권을 가열합니다.

화학 공정

가스 거인 대기의 화학은 전체 원소 조성, 우세한 온도에서 화학 화합물의 안정성, (중력 제어) 총 압력 및 대기 중 적용 가능한 경우 UV 광선과의 상호 작용 및 충전에 의해 결정됩니다. 입자. 다음은 몇 가지 특징적인 화학 공정을 설명합니다.
광화학과 열화학 모두 거대 행성의 대기 화학을 제어합니다. 자외선과 하전 된 입자 (예 : 목성 자기권) 및 우주선과 같은 기타 불균형 에너지 원은 네 행성 모두의 상층 대기에서 광화학 반응을 일으 킵니다. 중력 수축 및 냉각 (그리고 목성과 토성의 He 상 분리 및 침전에 의해)에 의해 방출되는 열은 깊은 대기에서 열화학 반응을 유도합니다. 열화학 반응은 또한 네 개의 거대 행성 모두의 관측 가능하고 더 깊고 관측 불가능한 영역 전체에 응축 구름 형성으로 이어집니다. 광화학과 열화학이 모두 거대한 행성 대기의 화학에 영향을 미치는 중간 영역이 있으며 이러한 중간 영역의 깊이는 행성마다 다릅니다.

자외선은 네 개의 거대 행성 인 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 상층 대기에서 광화학을 일으 킵니다. 차례로 광화학은이 행성의 상층 대기를 평형에서 멀어지게하고 불균형 종 (예 : 에탄 C2H6, 아세틸렌 C2H2및 에틸렌 C2H4) 메탄 및 히드라진 N2H4 암모니아로부터 열역학적으로 안정된 형태의 탄소와 질소는 H2-거대 행성의 풍부한 분위기. 또한 NH의 광화학4SH와 인 화합물은 목성의 유색 벨트와 밴드를 담당합니다. 목성에 대한 최초의 현대 탄화수소 및 암모니아 광화학 모델은 1960 년대 후반에 등장했습니다.

대기에서 관찰되는 많은 가스는 수 소화물 (예 : CH)입니다.4, NH3, H2O, H2S, PH3, GeH4및 AsH3. 이 모든 가스 (H 제외)2O와 H2S)는 목성과 토성의 성층권에서 자외선에 의해 광 화학적으로 파괴됩니다. 암모니아는 NH의 형성에 의해 제거됩니다3 목성과 토성의 대기에서이 구름 위의 얼음 구름과 광분해. 수증기와 H2S가 응축되어 구름을 형성합니다 (액체 물, NH4SH) 자외선에 의해 광분해 될 수있는 성층권에 도달하기 전에. 표 2와 같이 NH3 H보다 풍부하다2목성과 북반구의 S4SH 응축은 모든 H를 제거합니다.2S, 모든 NH3 북반구 위의 목성 대기에서4SH 구름. 질소와 황이 태양 조성에 비해 똑같이 농축 (또는 고갈)되는 한 이는 태양 조성 물질에서 원자 N / S 비율이 5.0이기 때문에 다른 거대 행성에서도 마찬가지 일 것입니다.

수 소화물 가스는 4 개의 거대 행성 모두의 대기에서 중요합니다.2 열화학 반응이 빠르게 진행되는 뜨겁고 깊은 대기에는 주요 가스와 높은 대기압이 존재합니다. 따라서 목성과 토성의 상층 대기에서 광화학에 의해 생성 된 모든 가스 또는 고체는이 행성 깊은 곳의 열화학 반응에 의해 빠르게 수 소화물로 전환됩니다. 예 : CH4 광화학은 에탄 C를 형성합니다2H6, 목성과 토성에 5.8-7ppm의 볼륨이 있습니다. 에서

이 두 행성 내부에서 1000K는 H와 반응합니다.2 CH 개혁4 순 반응 C를 통해2H6 + H2 = 2 채널4. 기타 광 화학적으로 생성 된 종 (예 : C2H2, 씨2H4, CH32H, C4H2, N2, 원소 As, Ge 및 P)는 목성과 토성 대기의 고온 고압 영역으로 아래로 이동하여 H와 반응합니다.2 수 소화물을 개혁합니다.

수 소화물 가스의 존재는 몇 가지 다른 이유로 중요합니다. 황화수소는 목성의 대기에서 처음 관찰되고 측정되었습니다. 갈릴레오 프로브 질량 분석기 (GPMS). 관찰 된 H2S / H2 비율

7.8 & times 10-5는 S / H보다 약 2.7 배 높습니다.2 비율

2.9 & times 10 -5는 태양의 원소 풍부도를 기준으로합니다. (S / H2 비율 및 기타 요소 / H2 태양 풍부도에 기반한 비율은 H 원소 풍부도 & frac12를 사용하여 계산되며, 이는 동등한 H2 태양 물질이 풍부합니다.) H의 존재2목성 대기의 S는 목성 대기 깊은 곳의 고온에서 Fe 구름 응축에 의한 Fe의 고갈을 요구합니다. Fe 구름 형성이 발생하지 않으면 H2S는 목성의 대기에서 완전히 사라질 것입니다.

700K는 모든 H를 소비합니다.2S 가스 (Fe / S의 원 자비 때문에

2 in solar composition material) via

(1)

따라서 Fe 금속 응축 구름은 열화학 평형 모델에 따라 목성 내부에서 매우 깊이 형성됩니다.
유사한 열 화학적 평형 모델은 H2S가 토성, 천왕성 및 해왕성의 대기에서 지배적 인 유황 가스라고 예측합니다. H2S와 NH3의 반응을 통해 NH4SH 구름이 형성되면 대기의 관측 가능한 영역에서 H2S가 고갈되기 때문에 황화수소는이 행성에서 원격 감지로 관찰되지 않습니다. 그러나 갈릴레오 진입 탐사선에 의한 H2S 관찰은 행성 진입 탐사선이 토성, 천왕성 및 해왕성에서 H2S를 감지 할 수 있어야 함을 보여줍니다.

CH4 및 GeH4 (독일어)는 있지만 SiH는 없습니다.4 목성과 토성의 (실란)은 대기 깊은 곳에서 규산 마그네슘 (MgSiO3, Mg2SiO4)의 응축 때문입니다. 실리콘은 태양 합성 재료에서 게르마늄보다 훨씬 풍부합니다 (원자 Si / Ge 비율은

8,700), 그러나 Ge보다 내화성이 높고 다음과 같은 순 열화학 반응을 통해 거대한 행성의 대기 깊숙한 곳에 규산염 구름을 형성합니다.

(2)

(3)

실란은 목성 또는 토성에서 관찰되지 않으며 이에 대한 관측 상한은 부피 기준 10 억분의 1 (SiH4/ H2 두 행성에서 비율 & lt 10 -9). 이것은 Si / H보다 68,000 배 작습니다.2 태양 원소 풍부도에서 6.8 및 10 -5의 비율. 대조적으로 관찰 된 CH4/ H2 목성에서 2.1 & 10-3 배, 토성 5.3 & 10-3 배 비율은 C / H보다 4 ~ 11 배 높습니다.2 4.9 및 10 -4의 비율. GeH4/ H2 8.1 x 10-10 (목성) 및 4.6 x 10-10 (토성)의 비율은 Ge / H의 0.1 ~ 0.06 배입니다.2 태양의 풍부함에서 78 배와 10-10 배의 비율. Ge / H2 목성과 토성의 대기의 비율은 대기의 모든 Ge가 게르만 한 것으로 존재하지 않기 때문에 태양 값보다 낮습니다. 대부분의 Ge는 고온에서 Ge 및 Ge 칼 코게 나이드 원소로 목성과 토성의 대기에서 응축됩니다.

광 화학적으로 생성 된 가스 외에 수 소화물 / H2 목성과 토성 대기의 비율은 태양 구성에 비해 원소 농축 (또는 고갈)을 제공합니다. 이미 살펴본 바와 같이, 탄소와 황은 풍부하고 게르마늄은 목성의 관측 가능한 대기에서 태양 조성에 비해 고갈됩니다. 탄소는 또한 토성 (

태양의 11 배) 그러나 H2S는 앞에서 설명한대로 관찰되지 않습니다. 질소는 목성에서 태양의 4.9 배 (불확도 46 %)가 풍부하지만, NH가 응축 된 토성에서는 태양의 1.2 배에 불과합니다.3 NH로3 얼음 구름은 대기의 관측 가능한 영역에서 암모니아를 고갈시킵니다. 물은 고갈되었고 목성의 태양력의 0.6 배에 불과합니다. 이 고갈은 물 구름이 형성 될 것으로 예상되는 수준 아래에서 관찰되며 목성의 대기와 내부 전체에 걸쳐 물 (및 산소) 고갈 일 수 있습니다. 토성 H에서2O는 토성 대류권의 관측 가능한 지역 아래에있는 물 구름의 응축에 의해 제거됩니다. 소량의 H2토성의 성층권에서 관찰 된 O는 얼음 고리에서 토성의 상층 대기로 들어오는 산소 때문이며, 행성의 수분 함량에 대한 정보를 제공하지 않습니다.

인은 목성에서 태양의 2.2 배, 토성에서 태양의 9 배로 풍부합니다. 비소는 목성에서 고갈되었습니다.

태양열의 0.6 배) 토성 (

태양열의 5.8 배). 아르 신은 목성과 토성의 주요 As-bearing 가스이지만 400K에서 원소 비소의 응축은 AsH를 고갈시킵니다3 목성 대기의 더 시원하고 관측 가능한 지역에 풍부합니다. 비소와 인은 운석과 태양 성운에서 유사하게 행동하므로 목성과 토성에 대한 농축 인자는 그럴듯하게 동일합니다. 이것은 토성의 As 및 P에 대한 농축 요인에 대한 불확실성 내에서 발생합니다.

수 소화물 / H에 대한 데이터2 비율은 목성과 토성의 대기가 태양 구성에 가깝고 토성이 목성보다 태양 구성에 비해 무거운 원소가 더 풍부하다는 것을 보여줍니다. 이 추세는 천왕성과 해왕성에 의해 적어도 질적으로 계속됩니다.4/ H2 비율은 각각 태양 조성에 비해 약 57 배와 38 배 더 큽니다. 평균 밀도, 유사한 크기 및 CH의 불확실성을 감안할 때4 관측, 해왕성이 천왕성보다 더 풍부하다는 것은 그럴듯합니다. 광 화학적으로 생성 된 가스 및 동위 원소 (예 : CH3D), 천왕성 또는 해왕성에서는 다른 수 소화물 가스가 관찰되지 않습니다. 따라서 4 개의 거대 행성에서 중원 소 농축 경향은 메탄 관측에 달려 있습니다.

Chemical reaction rates and vertical mixing rates also explain the abundances of CO, PH3, GeH4, and AsH3 in the atmospheres of Jupiter and Saturn. The abundances of these gases are significantly higher than those predicted at chemical equilibrium in the cool, observable regions of the atmospheres of Jupiter and Saturn. Carbon monoxide and PH3 are the most dramatic examples because their observed abundances are about 32 to 36 orders of magnitude greater than their chemical equilibrium values. The reason for this is rapid vertical transport of CO and PH3 from hot, high pressure atmospheric regions where they are more abundant due to favorable chemical equilibria.

For example, consider CO in Jupiter's atmosphere. Carbon monoxide is produced by oxidation of methane via

(4)

The equilibrium constant for reaction (4) in terms of partial pressures is

(5)

If we rewrite this to solve for the CO/CH4 ratio at equilibrium we obtain

(6)

Thermodynamic data show that the equilibrium constant for reaction (4) increases with increasing temperature. Furthermore, the adiabatic gradient (dP/dT) in the convective lower atmosphere of Jupiter is easily calculated using the temperature dependent heat capacity of H2 - He gas mixtures. Thus, the CO/CH4 ratio as a function of temperature (and thus of depth and pressure) can be computed from the observed H2O and H2 abundances. These calculations show that the observed CO/CH4 ratio of

8.8 × 10 -7 occurs at about the 1100 K level in Jupiter's atmosphere.

Chemistry and Gas-giant Planet Formation Ideas

What is known about the gas-giant atmospheric composition and chemistry also provides clues to the formation mechanism. The non-solar elemental compositions show that chemical fractionations between the rock, icy, and gases (H2, noble gases see below for more about water, Ar, Kr, Xe,) took place. As soon as the first hints of Jupiter's and Saturn's composition became available, the models came. With respect to planet formation, Menzel's line of thought in 1930 was that the giant planets formed at the same time as the sun from the same materials. Density differences among the planets could arise when light gases, especially hydrogen, were lost from giant planets early on, when the planet was extended through heating by release of gravitational energy. These thoughts about formation and modifications of planetary composition during planet formation and evolution now find renewed attention in the context of other giant planets discovered outside the solar system. Currently, two competing models portray how the gas giant planets could have formed from the materials in the accretion disk (see, e.g., Pollack et al. 1996, Boss 2001). The core accretion model postulates that such planets form after enough solid and icy materials accumulated to form a core of 5-10 Earth-masses which can gravitationally capture H and He rich gas before the planetary accretion disk is dissipated. This requires rapid accumulation of solids which may be difficult within the estimated lifetime of the solar nebula. Thus the amount of H and He captured depends on the accumulation rate of the 'core' and the rate of capture. The advantage of this model is that it can account for higher heavy element contents than expected for solar composition if capture of H and He is terminated before all gas in the accumulation region of the planet could be acquired by the planet.

The other formation model postulates that planets like Jupiter form through gravitational instabilities in the accretion disk, more similar to the mechanism the sun formed. This allows rapid planet formation. A consequence of this model is that the planet would be made of elements and compounds that are present in the accretion disk without any fractionation of rocky and icy from H and He. However, subsequent fractionation, such as loss of light gases, could also lead to an overall composition which is heavy element rich when compared to the sun.

Lessons From Water and Chemically 'Inert' Gases

The Galileo Probe Mass Spectrometer also observed Ne, Ar, Kr, and Xe in Jupiter's atmosphere (Table 2). The observed noble gas/H2 mixing ratios are 0.1 (Ne), 2.9 (Ar), 2.4 (Kr), and 2.5 (Xe) times relative to solar composition. Neon and Ge are depleted by the same factor (0.1) but for different reasons - Ne is thought to partition preferentially into helium in Jupiter's interior while most Ge condenses out of Jupiter's atmosphere as elemental Ge and Ge chalcogenides at high temperatures. In contrast, Ar, Kr, and Xe are about as enriched as S (2.7 times) relative to solar composition.

The relatively uniform enrichment of the heavy noble gases (Ar, Kr, Xe) on Jupiter requires that they were not fractionated, which limits the possible scenarios of how these gases were acquired by the planet. One possibility is that they were also captured from the solar nebula when the large amounts of H2 and He were captured. This, however, requires subsequent fractionation of H2 from the noble gases because the observed noble gas/H2 ratio is not solar, i.e., not the ratio that prevailed in the solar nebula. Such fractionation can come from subsequent atmospheric loss of H2, or removal of H2 into the liquid and metallic H-He layers deeper in the planet (see Lodders 2004 for a discussion).

Another way to explain the uniform noble gas enrichment is their delivery in icy planetesimals. The heavy noble gases, as well as CO and N2, can be captured into clathrate hydrate 'cage' compounds X·nH2O, where X is the caged atom or molecule, and n, with typical values of 5-7, is the number of water molecules providing the 'cage'. If clathrate hydrates form at sufficiently low temperatures, quantitative removal of the noble gases from solar nebula gas could be achieved, but He and H2 stay behind. If clathrate-bearing icy planetesimals were captured, a planet accreting such ices receives the same unfractionated noble gas abundances. Such a model is advocated by Gautier et al. (2001). Similarly, the noble gases may get trapped into amorphous ice, again at low temperatures (Owen et al. 1999). The problem is that quantitative noble gas clathration requires very low temperatures that can only achieved at larger distances from the sun than Jupiter's current location. Formation of crystalline clathrate hydrates may be less likely than amorphous ice formation, but in either case, both crystalline and/or amorphous ices have to quantitatively capture the noble gases and then move inward to be accreted by the planet. This may lead to selective release of light noble gases because the ices get heated as they get closer to the sun. Then the planet no longer receives ices with unfractionated noble gas abundances (see Lodders 2004, Guillot and Hueso 2006 for various arguments). Alternatively, larger water abundances in the Jupiter region might have increased clathration efficiency (Gautier and Hersant, 2005). Yet another model is to assume incorporation of noble gases into clathrates or amorphous ices, inward transport and sublimation of these ices deliver the noble gases unfractionated. Over time as the accretion disk evolves, an enrichment of the noble gases would result in the inner solar system as redistribution of ices from the outermost regions proceeds (Guillot and Hueso 2006). All these models make specific predictions about the heavy noble gas abundances on Saturn, Uranus, and Neptune, but without atmospheric entry probes measuring these abundances, all these models remain possibilities for the moment.

Another obstacle from accretion of clathrate hydrates or amorphous ice is that large amounts of water are brought to the planet. The expected water abundances are higher than the solar O/H2 ratio even if all solar O were present as water. The amount of O in the form of water in a solar composition gas available for forming clathrates is barely sufficient to provide 'cages' for the noble gases (see Lodders 2004). Since other gases such as N2 and CH4, as well as ammonia-hydrate, NH3 H2O, compete for water, the amount of water must be higher than given by the solar value. Enrichment of water ice through cold-trapping in the outer solar system is a very likely possibility, so supply of water for ice formation is not necessarily a problem. However, the ice that carries the noble gases to the planet atmosphere also brings water, thus, a water enrichment should be observed below the water-ice clouds that are present in Jupiter's upper atmosphere.

However, the available observations indicate that the O/H2 ratio on Jupiter is 0.6, clearly sub-solar. The Galileo probe measurements could be biased since the probe entered a 'hotspot' which is an uncharacteristically dry pocket in the atmosphere caused by meteorological phenomena. However, other observations also indicate a relatively dry atmosphere. If the noble gases where brought in water ice, and/or the planet formed by core accretion of a massive rocky and icy core (see below), water must be somewhere on Jupiter. At the minimum, one should expect a solar complement of oxygen, even if this where still at odds with the enrichment of other rocky and icy elements relative to solar.

The other option is that Jupiter never acquired large amounts of water, but instead, the role of water during planet formation was replaced by refractory organic 'goo' that aided the accretion of a substantial rocky-icy-organic core onto which solar gas was captured (see Lodders 2004 for a detailed description). The decision which formation scenario is 'right' can only be decided by future measurements of the deep water content of Jupiter, preferentially by emerging probes into more characteristic atmospheric regions, but also on the other giant planets. This would not only improve the constraints on gas-giant formation models, but also place constraints on the kind and distribution of planetary building blocks within the forming solar system.

참고 문헌

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9. What is the order of the planets from the sun in our solar system?

Our Solar system has 8 planets. In order to increase the distance from the sun, these are Mercury, Venus, Earth, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune . So according to this order, Neptune is the outermost planet of our solar system. These 8 planets revolve around the sun in an orbit.

Our solar system planets in order


내용

용어 gas giant was coined in 1952 by the science fiction writer James Blish and was originally used to refer to all giant planets. Arguably it is something of a misnomer, because throughout most of the volume of these planets the pressure is so high that matter is not in gaseous form. [3] Other than the upper layers of the atmosphere, [4] all matter is likely beyond the critical point, where there is no distinction between liquids and gases. Fluid planet would be a more accurate term. Jupiter also has metallic hydrogen near its center, but much of its volume is hydrogen, helium, and traces of other gases above their critical points. The observable atmospheres of all these planets (at less than unit optical depth) are quite thin compared to their radii, only extending perhaps one percent of the way to the center. Thus the observable portions are gaseous (in contrast to Mars and Earth, which have gaseous atmospheres through which the crust can be seen).

The rather misleading term has caught on because planetary scientists typically use rock, gas, 및 ice as shorthands for classes of elements and compounds commonly found as planetary constituents, irrespective of the matter's phase. In the outer Solar System, hydrogen and helium are referred to as gases water, methane, and ammonia as ices and silicates and metals as rock. When deep planetary interiors are considered, it may not be far off to say that, by ice astronomers mean oxygen and carbon, by rock they mean silicon, and by gas they mean hydrogen and helium. The many ways in which Uranus and Neptune differ from Jupiter and Saturn have led some to use the term only for the planets similar to the latter two. With this terminology in mind, some astronomers have started referring to Uranus and Neptune as ice giants to indicate the predominance of the ices (in fluid form) in their interior composition. [5]

The alternative term jovian planet refers to the Roman god Jupiter—the genitive form of which is Jovis, hence Jovian—and was intended to indicate that all of these planets were similar to Jupiter.

Objects large enough to start deuterium fusion (above 13 Jupiter masses for solar composition) are called brown dwarfs, and these occupy the mass range between that of large giant planets and the lowest-mass stars. The 13-Jupiter-mass ( M 제이) cutoff is a rule of thumb rather than something of precise physical significance. Larger objects will burn most of their deuterium and smaller ones will burn only a little, and the 13 M 제이 value is somewhere in between. [6] The amount of deuterium burnt depends not only on the mass but also on the composition of the planet, especially on the amount of helium and deuterium present. [7] The Extrasolar Planets Encyclopaedia includes objects up to 60 Jupiter masses, [8] and the Exoplanet Data Explorer up to 24 Jupiter masses. [9]

A giant planet is a massive planet and has a thick atmosphere of hydrogen and helium. They may have a dense molten core of rocky elements, or the core may have completely dissolved and dispersed throughout the planet if the planet is hot enough. [10] In "traditional" giant planets such as Jupiter and Saturn (the gas giants) hydrogen and helium constitute most of the mass of the planet, whereas they only make up an outer envelope on Uranus and Neptune, which are instead mostly composed of water, ammonia, and methane and therefore increasingly referred to as "ice giants".

Extrasolar giant planets that orbit very close to their stars are the exoplanets that are easiest to detect. These are called hot Jupiters and hot Neptunes because they have very high surface temperatures. Hot Jupiters were, until the advent of space-borne telescopes, the most common form of exoplanet known, due to the relative ease of detecting them with ground-based instruments.

Giant planets are commonly said to lack solid surfaces, but it is more accurate to say that they lack surfaces altogether since the gases that constitute them simply become thinner and thinner with increasing distance from the planets' centers, eventually becoming indistinguishable from the interplanetary medium. Therefore, landing on a giant planet may or may not be possible, depending on the size and composition of its core.

Gas giants Edit

Gas giants consist mostly of hydrogen and helium. The Solar System's gas giants, Jupiter and Saturn, have heavier elements making up between 3 and 13 percent of their mass. [11] Gas giants are thought to consist of an outer layer of molecular hydrogen, surrounding a layer of liquid metallic hydrogen, with a probable molten core with a rocky composition.

Jupiter and Saturn's outermost portion of the hydrogen atmosphere has many layers of visible clouds that are mostly composed of water and ammonia. The layer of metallic hydrogen makes up the bulk of each planet, and is referred to as "metallic" because the very high pressure turns hydrogen into an electrical conductor. The core is thought to consist of heavier elements at such high temperatures (20,000 K) and pressures that their properties are poorly understood. [11]

Ice giants Edit

Ice giants have distinctly different interior compositions from gas giants. The Solar System's ice giants, Uranus and Neptune, have a hydrogen-rich atmosphere that extends from the cloud tops down to about 80% (Uranus) or 85% (Neptune) of their radius. Below this, they are predominantly "icy", i.e. consist mostly of water, methane, and ammonia. There is also some rock and gas, but various proportions of ice–rock–gas could mimic pure ice, so that the exact proportions are unknown. [12]

Uranus and Neptune have very hazy atmospheric layers with small amounts of methane, giving them aquamarine colors light blue and ultramarine respectively. [ 설명 필요 ] Both have magnetic fields that are sharply inclined to their axes of rotation.

Unlike the other giant planets, Uranus has an extreme tilt that causes its seasons to be severely pronounced. The two planets also have other subtle but important differences. Uranus has more hydrogen and helium than Neptune despite being less massive overall. Neptune is therefore denser and has much more internal heat and a more active atmosphere. The Nice model, in fact, suggests that Neptune formed closer to the Sun than Uranus did, and should therefore have more heavy elements.

Massive solid planets Edit

Solid planets up to thousands of Earth masses may be able to form around massive stars (B-type and O-type stars 5–120 solar masses), where the protoplanetary disk would contain enough heavy elements. Also, these stars have high UV radiation and winds that could photoevaporate the gas in the disk, leaving just the heavy elements. [13] For comparison, Neptune's mass equals 17 Earth masses, Jupiter has 318 Earth masses, and the 13 Jupiter-mass limit used in the IAU's working definition of an exoplanet equals approximately 4000 Earth masses. [13]

Super-Puffs Edit

super-puff is a type of exoplanet with a mass only a few times larger than Earth’s but a radius larger than Neptune, giving it a very low mean density. [14] They are cooler and less massive than the inflated low-density hot-Jupiters. [14]

The most extreme examples known are the three planets around Kepler-51 which are all Jupiter-sized but with densities below 0.1 g/cm 3 . [14]


What defines the radius of a ball of gas like Jupiter?

I've seen statements to the effect of: "the gravity on the surface of Jupiter is about 2.5 times that of Earth". The problem with such a statement is that as essentially a ball of gas, Jupiter is not believed to have a solid surface. Behind the "2.5g" claim there must be some criteria applied to select a radius, which when combined with a figure for Jupiter's mass, will yield an acceleration value according to the classic gravitation formula.

The meat of my question pertains to the criteria which produce radius values for the gas planets which presumably are the basis of statements such as I mentioned. As we know, Earth's atmosphere extends quite far into space, just getting thinner and thinner. So as one approaches a gas giant, one would presumably first encounter an extremely thin atmosphere, getting progressively denser, eventually as dense as a liquid. Somewhere along the way, we crossed a point which represents what we deem to be the planet's radius. What is going on at that point? Is it the same for all gas planets, or do the conditions of each planet necessitate different choices? Are the same criteria applied regardless of endeavor (astronomy vs spacecraft engineering vs exometeorology, etc.)?


답변 및 답변

Gravity is an attractional force between everything with mass. Normal matter does not repel other normal matter under the force of gravity the same way that like charges repel. The reason Jupiter has a metallic core is that it has a very large mass, which pulls in all the matter that composes it. This makes the pressure get increasingly higher the further down you go into the atmosphere due to the weight of the gas above you. At a certain point, the pressure gets so high that the gas is compressed into a metallic liquid, and beyond that is the superhot compressed core.

Edit: Imagine that Jupiter was an atom. In this case the outer layers, or electrons, do not repel each other and neither do the protons that compose its nucleus. Instead, all of it attacts every other bit of it. In a normal atom the protons which provide the positive charge are located in a small area which is the nucleus. The electrons orbit around this nucleus, with an increasing distance the more electrons there are. As the electrons get further away from the nucleus, they experience less attractiveness due to the increasing distance. In our Jupiter scenario the attractive force is everywhere, not simply in the nucleus, or core of the planet. Even the gas on opposite sides of the planet attract each other towards themselves.

Thanks for the edit, it makes more sense to me now!

I've had a question nagging at me for a while - When I was at school, my chemistry teacher taught us that the outer electrons of atoms were bound to the attraction of the nucleus, and the more layers of electrons that were added, the weaker the attraction due to electron "shielding" until no more layers could form (ergo, giving us a limited number of elements etc). With the gas giant planets, it is thought that they have relatively small, possibly metallic cores with therefore relatively huge atmospheres. So my question is, how is this possible? I mean, I accept that the force of attraction is gravity rather than opposite charges, but surely the gravitational pull of gaseous substances are weaker, and therefore could not hold the volume of gas together that Jupiter does, for instance.

Good question. The problem is a matter of scale. Gases might seem diffuse to us, but gather a big enough volume and even diffuse gases can be bound by their own gravity. What drives gases apart is the energy inside them, because that produces a net outward pressure - a ball of gas surrounded by empty space will expand to fill it if there's insufficient gravity. That's why small moons can't have bound atmospheres, because of the ceaseless motions of gas particles.

Also gas giant cores are small relative to their whole, but probably began as solid bodies bigger than Earth. At a certain size the primordial core began rapidly attracting gas on to it from the nebula of gas the planets formed in.


to answer the question, gas planets do probably have a solid core, because the pressure is so enormous that the atoms connect into a crystal-like structure.

We know that water for example can have more than 3 material states here.

It is even possible/hypothesized that you get an metal if you compress a gas highly enough. This can explain the extreme magnetic fields of Jupiter metallic hydrogen.

But you can't land on this solid core because the preasure is so enourmous.

No, they don't have. Cores of these gas giants are actually solid, but above them, there's a thick layer of gas, with thousands of kilometres of thickness. Obviously, its concentration is increasing as you approach the core, but it's not solid. Bodies are sinking into it, like into wateror quicksand. Except if they have something with smaller density than the gas (like hydroplan's "foots" with full of air)

Because of it, ground vehicles (like rovers) can't be placed on these planets. However, some kind of gliders would be effective in the atmosphere of these planets.

(This is my first attempt to answer my own question, so I may be wrong. Please fix it if I am.)


Codex Description [ edit | edit source ]

A gas giant with enough mass to allow exploration. Take extreme caution wandering here. Recommend: Extreme Pressure Protection.

A gas giant swirling with massive storms and chemical clouds. Fatal danger is present here. Recommend: Extreme Pressure Protection.

Whirling colors and thick gas circle this gas giant. Recommend: Extreme Pressure Protection.

A deadly but wonderfully unique gas giant with enough atmosphere to explore.Recommend: Extreme Pressure Protection.

While it has almost no ground to speak of, a gas ball can yield useful resources. Recommend: Extreme Pressure Protection.

A gas ball with enough atmosphere to provide access to valuable resources. Recommend: Extreme Pressure Protection.


The colors of the gas giants seem to follow an order. Is this a mere coincidence, or did it happen for a reason?

When looking at the gas giants in the Solar System, they appear to be colored in order, matching an increase in frequency. Jupiter is reddish, Saturn yellow, Uranus a light blue with a hint of green, and Neptune a deep blue.

Is there any reason for this, or is it a mere coincidence?

I understand that the colors of the planets do change sometimes. Jupiter can become yellower, for example. But it never becomes blue. I did some searching, both around the internet at large and this subreddit in particular, and couldn't find anything commenting on this phenomenon. I hope this question hasn't been asked before.

Your question actually has a very complex answer. There are a few reasons for the colours of the gas giants, in order of importance:

the planets' distance from the sun, and hence the insolation received by the planets

the planets' atmospheric compositions

the planets' surface temperatures.

You mentioned that Jupiter is reddish—it's actually white, with bands of darker colours like red, orange, yellow, brown, etc. Jupiter's atmosphere is primarily composed of hydrogen (83.6%), helium (16%), with trace volatiles like water, ammonia and methane (the three compounds that arise when oxygen, nitrogen and carbon are introduced into a hydrogen-rich environment). It also contains trace amounts of other elements and compounds like sulfur (again in the form of hydrogen sulfide) and phosphine. The reddish bands are mainly due to complex hydrocarbons that arise due to methane reacting with itself to form ever-longer chains of carbon and hydrogen. These reactions can occur because firstly, Jupiter is near enough to the Sun that high up in its atmosphere, UV energy from the Sun can break carbon-hydrogen bonds in methane molecules, and the resulting radicals can react with each other. Secondly, lightning in Jupiter's atmosphere can also produce this reaction too—something like this:

Repeat ad infinitum until you get something like H₃C(CH₂)₁₀CH₃ (dodecane). This need not be (and probably isn't) the straight-chain form it is likely much more complex, like this, perhaps. The chains get longer and longer, and also more complex, and these long-chain hydrocarbons look reddish-brown—the same colour as urban smog. These are photochemical reactions—light energy is used to power chemical reactions. As mentioned earlier, presence of sulfur compounds also contribute to the red colouration. Saturn is less intensely and more uniformly coloured, because the hydrocarbons in its atmosphere aren't as long. The longer and more complex the hydrocarbon, the more intense the colouration—think natural gas vs petrol vs diesel oil vs bitumen. The hydrocarbons in Saturn aren't as long because of reason 1 above: the insolation at Saturn's orbit is considerably less than at Jupiter's, so the reactions are less vigorous, and take longer to occur simply because there's less energy.

Uranus and Neptune, on the other hand are blue because they also have methane in their atmosphere, but this methane is unreacted and the insolation at such great distances from the Sun is hardly sufficient to power any sort of photochemical reaction (all probes ever sent out beyond Jupiter don't use solar panels for power, but RTGs). Methane is strongly absorbent in the red and near-infrared spectrum, so it looks bluish, and hence Uranus and Neptune also look blue. They have white streaks, which are clouds of water ice, ammonia and, yep—methane. It is as yet unknown why Neptune is a deeper ultramarine rather than Uranus' cyan, and this is a topic of active investigation, since only one space probe has ever visited Neptune: Voyager 2.


비디오보기: პლანეტები ბავშვებისთვის (할 수있다 2022).


코멘트:

  1. Kusner

    Thanks for the tip, how can I thank you?

  2. Fawwaz

    내 생각에 당신은 옳지 않습니다. 상의하자. PM에 저에게 편지를 보내십시오. 우리는 의사 소통 할 것입니다.

  3. Nagore

    This is a very valuable opinion



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