Леден џин е џиновска планета составена претежно од елементи потешки од водородот и хелиумот, како кислород, јаглерод, азот и сулфур. Во Сончевиот Систем има два ледени џина: Уран и Нептун.

Уран фотографиран од Војаџер 2 во јануари 1986
Нептун фотографиран од Војаџер 2 во август 1989 година

Во астрофизиката и планетарната наука терминот „мразови“ се однесува на испарливи хемиски соединенија со точка на мрзнење над околу 100 К, како вода, амонијак или метан, кои мрзнат на 273 K (0 °C), 195 K (-78 °C) и 91 K (-182 °C), соодветно. Во 1990-тите, беше утврдено дека Уран и Нептун се посебна класа на џиновски планети, различни од другите џиновски планети, Јупитер и Сатурн, кои се гасовити џинови претежно составени од водород и хелиум.[1] Тие станаа познати како ледени џинови. Тие биле составени од цврсти материи за време на процесот на создавање на планетите, или директно во форма на мраз или биле заробени во воден мраз. Денес, многу мала количина од водата во Уран и Нептун останала во форма на мраз. Наместо тоа, водата ја има само како суперкритична течност при нивните температури и притисоци.[2] Во масата на Уран и Нептун има само околу 20% водород и хелиум, за разлика од гасовитите џинови во Сончевиот Систем, Јупитер и Сатурн, кај кои повеќе од 90% од масата се должи на водород и хелиум.

ТерминологијаУреди

Во 1952 година, писателот на научна фантастика Џејмс Блиш за прв пат го употребил терминот гасовит џин [3] кој се однесувал на сите џиновски планети во Сончевиот Систем . Но, при крајот на 1940-тите [4] се осознало дека составот на Уран и Нептун е многу поразличен од оној на Јупитер и Сатурн. Тие воглавно се составени од елементи потешки од водород и хелиум, при што се групираат како посебен вид на џиновска планета. Бидејќи за време на нивното создавање Уран и Нептун во својот состав како материјал го вградиле мразот или гасот заробен во вид на воден мраз, започнал да се употребува терминот леден џин.[2][4] Во раните 1970-ти, овој термин станал популарен во научната фантастика, на пр., Бова (1971),[5] но изгледа дека во науката овој термин за прв пат бил употребен од Дан и Бурџис (1978)[6] во извештајот на НАСА.[7]

СоздавањеУреди

Моделирањето за создавањето на земјовидните и гасовитите џинови е релативно едноставно и неконтроверзно. Се смета дека земјовидните планети во Сончевиот Систем се создадени со окрупнување при судар на планетезималите во протопланетарниот диск. Гасовитите џинови - Јупитер, Сатурн и другите вонсончеви планети слични на нив - се смета дека создале цврсти јадра од околу 10 земјини маси (M🜨) преку истиот процес, и насобрале гасовити обвивки од околната сончева маглина во текот на неколку милиони години (Ma),[8][9] иако неодамна биле предложени алтернаивни модели за создавање на јадрото засновани на насобирање на камчиња.[10] Некои вонсончеви џиновски планети може да се создале преку нестабилност на гравитационите дискови.[9]

За создавањето на Уран и Нептун преку сличен процес на насобирање на јадрото нема консензус. Брзината на бегство за малите протопланети на растојание од околу 20 астрономски единици (AЕ) од центарот на Сончевиот Систем може да се споредува со нивнатарелативна брзина. Таквите тела кои поминуваат низ орбитите на Сатурн или Јупитер би можеле да се подложни на хиперболични траектории, со што ќе бидат исфрлени од системот. Таквите тела, исчистени од гасовитите џинови, исто така веројатно би се здружиле со поголемите планети или пак би биле исфрлени во орбити на кометите.

И покрај проблемите со моделирањето за нивното создавање, уште од 2004 биле забележани многу потенцијални ледени џинови како ротираат околу други ѕвезди. Ова укажува дека таквите планети можеби се чести во Млечниот Пат.[2]

МиграцијаУреди

Имајќи ги предвид орбиталните предизвици на протопланетите кои се наоѓаат на растојание од барем 20 AЕ од центарот на Сончевиот Систем, се нуди едноставно решение дека ледените џинови првобитно настанале меѓу орбитите на Јупитер и Сатурн, а потоа биле гравитациски растроени (мигрирале) нанадвор во нивните сегашни и подалечни орбити.

Нестабилност на дискотУреди

Гравитациската нестабилност на протопланетарниот диск може да креира неколку гасовити џиновски протопланети на растојанија до 30 AЕ. Малку погустите региони во дискот би можеле да доведат до создавање на купчиња кои на крајот ќе се насоберат до планетарна густина. Дискот со рамномерна маргинална гравитациска нестабилност може да креира протопланети на растојание меѓу 10 и 30 AЕ за повеќе од илјада години. Ова време е многу пократко од времето од 100.000 до 1.000.000 години кои се потребни за создавање на протопланети преку насобирање на јадрото од облакот и може биде изводливо дури и за најкраткотрајните дискови, кои постојат од пред само неколку милиони години.

Проблемот со овој модел е да се одреди што е тоа што го одржува дискот стабилен пред да стане нестабилен. Има неколку можни фактори кои би ја поттикнале гравитациската нестабилност за време на еволуцијата на дискот. Поминување покрај друга протоѕвезда може да ја прекине гравитациската стабилност на дискот. Дискот што се развива магнетски најверојатно би имал магнетни мртви зони, поради различните степени на јонизација, каде што може да се натрупа масата поместена од магнетни сили, и на крајот да стане маргинално гравитациски нестабилен. Протопланетарниот диск, исто така може бавно да ја насобира материјата, со што се предизвикуваат релативно кратки периоди на маргинална гравитациска нестабилност, проследени со периоди кога густината на површината паѓа под потребното ниво за да се одржи нестабилноста.

ФотоиспарувањеУреди

Тврдењата за фотоиспарување на протопланетарните дискови во Орион трапезиум групата поради екстремното ултравиолетово (EУВ) зрачење кое го емитираат θ 1 Орионис Ц укажува на уште еден можен механизам за создавање на ледени џинови. Протопланетарните гасовити џинови со повеќекратна јупитерова маса би можеле релативно брзо да се формираат поради нестабилност на дискот пред да може да им се отстрани поголемиот дел од водородната обвивка поради интензивното ЕУВ зрачење од блиската масивна ѕвезда.

Во маглината Кобилица, флуксот на ЕУВ е приближно 100 пати повисок од Орионовата маглина на Трапезиум. И во двете маглини има протопланетарни дискови. Повисокиот ЕУВ флукс ја прави уште поверојатна можноста за создавање на ледени џинови. Посилното EУВ зрачење би ја зголемило стапката на отстранувањето на гасовитите обвивки од протопланетите пред тие да се насоберат доволно за да се спротивстават на понатамошната загуба.

КарактеристикиУреди

 
Овие пресеци ги илустрираат внатрешните модели на џиновските планети. Планетарните јадра на гасовитите џинови Јупитер и Сатурн се обложени со длабок слој на метален водород, додека обвивките на ледените џинови Уран и Нептун се составени од потешки елементи.

Ледените џинови претставуваат една од двете категории на џиновски планети во Сончевиот Систем, а во другата категорија се попознатите гасовити џинови, чија што маса е составена од преку 90% водород и хелиум. Се смета дека, во нив, водородот се протега сè до нивните мали карпести јадра, каде што водородниот молекуларен јон преминува во метален водород поради екстремниот притисок од стотици гигапаскали (GPa).[2]

Ледените џинови, во најголем дел се составени од потешки елементи . Врз основа на изобилството на елементи во универзумот, најверојатно има кислород, јаглерод, азот и сулфур. Иако ледените џинови имаат и водородни обвивки, тие се многу помали. Тие сочинуваат помалку од 20% од нивната маса. Нивниот водород, исто така, никогаш не достигнува до длабочините неопходни за притисокот да создаде метален водород. Овие обвивки сепак го ограничуваат набљудувањето на внатрешноста на ледените џинови, а со тоа и информациите за нивниот состав и еволуција.[2]

Иако Уран и Нептун се нарекуваат ледени џиновски планети, се смета дека под нивните облаци има суперкритичен воден океан, кој сочинува околу две третини од нивната вкупна маса.[11][12]

Атмосфера и времеУреди

Гасовитите надворешни слоеви на ледените џинови имаат неколку сличности со оние на гасовитите џинови. Тука спаѓаат долготрајните, екваторски ветрови со голема брзина, поларните вртлози, шемите на циркулација од големи размери и сложените хемиски процеси поттикнати од ултравиолетовото зрачење одозгора и неговото мешање со пониската атмосфера.[2]

Проучувањето на атмосферскиот модел на ледените џинови дава податоци и за атмосферската физика. Составите на овие планети поттикнуваат различни хемиски процеси и поради далечната орбита добиваат многу помалку сончева светлина од која било друга планета во Сончевиот Систем.[2]

Најголемата видлива карактеристика на Нептун е повторливата Голема темна дамка. Се создава и ја снемува на секои неколку години, за разлика од Големата црвена дамка на Јупитер која е со слична големина, но која опстојува со векови. Од сите познати џиновски планети во Сончевиот Систем, Нептун најмногу зрачи со внатрешна топлина по единица апсорбирана сончева светлина (однос кој приближно изнесува 2,6). Сатурн, е втор на овој список со однос од околу 1,8. Уран испушта најмалку топлина, една десетина од Нептун. Астрономите се сомневаат дека ова може да биде поврзано со неговото екстремно осино навалување од 98˚. Поради ова годишните времиња на Уран се многу поразлични од оние другите планети во Сончевиот Систем.[2]

Сè уште нема целосни модели кои ги објаснуваат атмосферските карактеристики забележани кај ледените џинови.[2] Разбирањето на овие карактеристики ќе помогне да се разјасни како функционираат атмосферите на џиновските планети. Следствено, ваквите сознанија би можеле да им помогнат на научниците подобро да ја предвидат атмосферската структура и однесувањето на џиновските егзопланети за кои се знае дека се многу блиску до нивните матични ѕвезди ( пегаски планети) и пронајдените егзопланети со маса и полупречник помеѓу оние на џиновските и земјовидните планети во Сончевиот Систем.

ВнатрешностУреди

Поради огромните димензии и ниската топлинска спроводливост, внатрешниот притисок во планетите се движи до неколку стотици гигапаскали (GPa) и имаат температура од неколку илјади келвини (К).[13]

Во март 2012 година, било откриено дека компресибилноста на водата што се користи во моделите за ледените џинови може да се намали за една третина.[14] Оваа вредност е важна за моделирање на ледените џинови и има ефект на бранчиња за нивното разбирање.[14]

Магнетни полињаУреди

Магнетните полиња на Уран и Нептун се невообичаено изместени и накосени.[15] Јачина на магнетното поле е помеѓу јачината на гасовитите џинови и онаа на земјовидните планети. Таа е за 50 и 25 пати поголема од онаа на Земјата, соодветно. Јачината на екваторското магнетно поле на Уран и Нептун е 75% и 45% од 0,305 гауси на Земјата, соодветно.[15] Се верува дека нивните магнетни полиња потекнуваат од јонизирана конвекциона покривка од течен мраз.[15]

Посети од вселенски леталаУреди

Во минатотоУреди

ПредложениУреди

  • MUSE (предложен во 2012 година; разгледан од НАСА во 2014 година и ЕСА во 2016 година)
  • Орбитер и сонда на Уран на НАСА (предложен во 2011 година; разгледан од НАСА во 2017 година)
  • OCEANUS (предложен во 2017 година)
  • ODINUS (предложен во 2013 година)
  • Надворешен Сончев Систем [16] (предложен во 2012 година)
  • Тритон Хопер (предложен во 2015 година; се разгледува од НАСА од 2018 година)
  • Uranus Pathfinder (предложен во 2010 година)

ПоврзаноУреди

НаводиУреди

  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.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 2,8 2,9 Hofstadter, Mark (2011), „The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune“, White Paper for the Planetary Science Decadal Survey, US National Research Council, стр. 1–2, Посетено на 18 January 2015
  3. Science Fiction Citations, Citations for gas giant n.
  4. 4,0 4,1 Mark Marley, "Not a Heart of Ice", The Planetary Society, 2 April 2019. read
  5. Bova, B. 1971, The Many Worlds of Science Fiction (Boston, MA: E.P. Dutton)
  6. 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
  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.
  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.
  9. 9,0 9,1 D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). „Giant Planet Formation“. Во Seager, Sara (уред.). Exoplanets. University of Arizona Press. стр. 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.
  11. NASA Completes Study of Future ‘Ice Giant’ Mission Concepts. NASA TV. 20 June 2017.
  12. On to the Ice Giants. (PDF) Pre-Decadal study summary. NASA. Presented at the European Geophysical Union, 24 April 2017.
  13. 13,0 13,1 Nellis, William (February 2012). „Viewpoint: Seeing Deep Inside Icy Giant Planets“. Physics. 5 (25). Bibcode:2012PhyOJ...5...25N. doi:10.1103/Physics.5.25.
  14. 14,0 14,1 „Complete Archive for Astrobiology Press Release, News Exclusive, News Briefs“.
  15. 15,0 15,1 15,2 „The Nature and Origin of Magnetic Fields“.
  16. Christophe, Bruno; Spilker, L. J.; Anderson, J. D.; André, N.; Asmar, S. W.; Aurnou, J.; Banfield, D.; Barucci, A.; Bertolami, O. (8 July 2012). „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 – преку UCLA Simulated Planetary Interiors Lab.
  17. Boss, Alan P. (December 2003). „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

Надворешни врскиУреди