Гасовит џин
Гасовит џин — џиновска планета составена претежно од водород и хелиум. Се нарекува и неуспешна ѕвезда бидејќи ги има истите основни елементи како ѕвездите. Во Сончевиот Систем вакви планети се Јупитер и Сатурн. Поимот во прво време имал исто значење како „џиновска планета“, но во 1990-тите станало јасно дека џиновските планети Уран и Нептун припаѓаат на своја класа со потешки испарливи супстанции (наречени „мразови“) и затоа денес се нарекуваат ледени џинови.
Јупитер и Сатурн се состојат претежно од водород и хелиум, при што потешките елементи сочинуваат меѓу 3 и 13 отсто од масата.[1] Се смета дека имаат надворешен слој од молекуларен водород кој покрива слој од металичен водород и веројатно растопено карпесто јадро. Најнадворешниот слој на водородната атмосфера има многу слоеви од видливи облаци од вода и амонијак. Највеќето од планетата се состои од металичниот вородод зазема најголем дел од планетата, а се нарекува „металичен“ поради електроспроводливоста на водородот при таков крајно висок притисок. Јадрата им се состојат од потешки елементи на толку високи температури (20.000 K) и притисок, што нивните својства се слабо познати.[1]
Главната црта која го одликува кафеавото џуџе со многу мала маса од гасовитиот џин (со проц. 13 Јупитерови маси) е предмет на спор.[2] Едни сметаат дека тоа зависи од образбата, додека пак други за најважна ја сметаат физиката на внатрешноста.[2] Дел од спорот се однесува на тоа дали „кафеавите џуџиња“ неопходно мора да доживеале јадрено соединување во некој миг од минатото.
Терминологија
уредиПоимот гасовит џин прв го смислил научнофантастичниот писател Џејмс Блиш во 1952 г.[3] и првично се однесувал на сите џиновски планети. Ова име не е баш исправно бидејќи џиновските планети се под толку висок притисок, што материјата не е во гасовита состојба.[4] Осцвен цврстите делови во јадрото и горните слоеви на атмосферата, сета материја во нив се наоѓа над критичната точка, каде нема разлика помеѓу течностите и гасовите. Изразот сепак се задржал бидејќи планетолозите користат поими како „карпа“, „гас“ и „мраз“ без оглед на фазата во која тие се наоѓаат. Во надворешниот Сончев Систем, водородот и хелиумот се нарекуваат „гасови“; водата, метанот и амонијакот се „мразови“; а силикатите и металите се „карпи“. Бидејќи Уран и Нептун претежно се состојат од мразови, а не гасови (според оваа терминологија), денес сè почесто се нарекуваат ледени џинови.
Класификација
уредиГасовитите џинови теоретски се делат на пет класи според атмосферските својства, а со тоа и изгледот: амонијачки облаци (I), водени облаци (II), безоблачни (III), алкалнометални облаци (IV) и силикатни облаци (V). Јупитер и Сатурн се од класата I. Врелите јупитери се од класата IV или V.
Вон Сончевиот Систем
уредиСтудени гасовити џинови
уредиСтудените гасовити џинови богати со водород се помасивни од Јупитер, но помалку од 500 M🜨 (1,6 MJ) и по зафатнина се малку поголеми од Јупитер.[5] Кај масите над 500 M🜨, гравитацијата предизвикува собирање на планетата (погл. изродена материја).[5]
Келвин–Хелмхолцовото загревање може да предизвика гасовитиот џин да зрачи повеќе енергија отколку што прима од матичната ѕвезда.[6][7]
Гасовити џуџиња
уредиВодородните планети не секогаш се големи колку оние во нашиот Сончев Систем. Меѓутоа, помалите гасовити планети и планетите близу нивните ѕвезди се подложни на побрз хидродинамички губиток на атмосферската маса од поголемите или подалечните.[8][9]
Гасовитото џуџе е планета со карпесто јадро која насобрала дебела обвивка од водород, хелиум и други испарливи материи, и е со големина од 1,7 до 3,9 Земјини полупречници.[10][11]
Најмалата позната гасовита планета е Кеплер-138d, која има иста маса како Земјата но е за 60 % поголема, од што се гледа дека има дебела обвивка од гас.[12]
Гасовитата планета може да има мала маса но големина на џин доколку е на соодветна температура.[13]
Поврзано
уредиНаводи
уреди- ↑ 1,0 1,1 The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
- ↑ 2,0 2,1 Burgasser, A. J. (June 2008). „Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters“ (PDF). Physics Today. Посетено на 11 January 2016.
- ↑ Science Fiction Citations, Citations for gas giant n.
- ↑ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). „Giant Planet Formation“. Во S. Seager. (уред.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. стр. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
- ↑ 5,0 5,1 Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). „Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets“. The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346.
- ↑ Patrick G. J. Irwin (2003). Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure. Springer. ISBN 3-540-00681-8.
- ↑ „Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation“. 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. Архивирано од изворникот на 2008-06-21. Посетено на 2008-03-13.
- ↑ Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (March 10, 2005). „Transonic hydrodynamic escape of hydrogen from extrasolar planetary atmospheres“. The Astrophysical Journal. 621 (2): 1049–1060. Bibcode:2005ApJ...621.1049T. CiteSeerX 10.1.1.122.9085. doi:10.1086/427204.
- ↑ Mass-radius relationships for exoplanets, Damian C. Swift, Jon Eggert, Damien G. Hicks, Sebastien Hamel, Kyle Caspersen, Eric Schwegler, and Gilbert W. Collins
- ↑ Three regimes of extrasolar planets inferred from host star metallicities, Buchhave et al.
- ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). „In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets“. The Astrophysical Journal. 1606: in press. arXiv:1606.08088. Bibcode:2016arXiv160608088D.
- ↑ Cowen, Ron (2014). „Earth-mass exoplanet is no Earth twin“. Nature. doi:10.1038/nature.2014.14477.
- ↑ *Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets, Konstantin Batygin, David J. Stevenson, 18 Apr 2013