Astronomia

I giganti gassosi sono supportati dalla pressione termica?

I giganti gassosi sono supportati dalla pressione termica?

Ho sentito dire che i giganti gassosi sono supportati perché c'è un equilibrio tra pressione termica e gravità. Cioè, se Giove iniziasse improvvisamente a comprimersi, le temperature aumenterebbero al punto da espandersi fino alle sue dimensioni originali. Poiché è in equilibrio, sia la compressione che la pressione termica si contrappongono, quindi la sua dimensione non varia mai.

Tuttavia, la temperatura media di Giove è estremamente bassa, tanto che i suoi gas sono elettroni degeneri. È una contraddizione o le informazioni di cui sopra sono state solo voci di corridoio?


Non so cosa intendi per pressione "termica". Giove è sostenuto dalla pressione, proprio come tutti gli oggetti che sono in (approssimativo) equilibrio idrostatico.

Quella pressione è fornita dalla pressione del gas ideale Maxwell-Boltzmann di tutti i giorni, dipendente dalla temperatura nelle parti esterne, ma gli elettroni liberi all'interno diventano degenerati e quindi in queste regioni suppongo che descriveresti più accuratamente la pressione come dovuta a ( parziale) pressione di degenerazione elettronica.

Al centro potrebbe esserci un nucleo liquido o anche solido. Nel modello dell'idrogeno metallico allora questi sarebbero ancora elettroni degeneri che contribuiscono alla pressione. Per un nucleo solido e roccioso, i solidi sono piuttosto incomprimibili.

Puoi solo descrivere Giove come in un equilibrio idrostatico approssimativo. Sta perdendo energia dalla sua superficie; questa energia è fornita dall'energia potenziale gravitazionale e Giove si sta riducendo a una velocità calcolata di circa 2 cm all'anno. Così facendo, il gas interno diventa più denso e sempre più degenerato e la pressione diventerà più indipendente dalla temperatura. Di conseguenza, la velocità di contrazione rallenterà e Giove tenderà verso il raggio di un corpo "freddo" di quella composizione.


Riscaldare le budella dei giganti del gas

Nota del redattore: Astrobites è un'organizzazione gestita da studenti laureati che digerisce la letteratura astrofisica per studenti universitari. Come parte della partnership tra l'AAS e gli astrobiti, occasionalmente ripubblichiamo il contenuto degli astrobiti qui su AAS Nova. Ci auguriamo che questo post di astrobites vi piaccia, l'originale può essere visualizzato su astrobites.org.

Titolo: La temperatura intrinseca e la profondità del confine radiativo-convettivo nelle atmosfere di Giove caldi
Autori: Daniel P. Thorngren, Peter Gao, Jonathan J. Fortney
Istituzione del primo autore: Università della California, Santa Cruz
Stato: Presentato al ApJL

Rappresentazione artistica di HAT-P-7b, un Giove caldo gonfiato. [NASA, ESA e G. Bacon (STScI)]

Gli esopianeti giganti gassosi delle dimensioni di Giove in orbite ravvicinate attorno alle loro stelle, comunemente indicati come Giove caldi, sono stati gli obiettivi principali per sondare le atmosfere planetarie oltre il nostro sistema solare. Una delle tante caratteristiche mistificanti dei Giove caldi - che, ironia della sorte, li rende anche più facili da rilevare e caratterizzare - è il loro raggio gonfiato. Una buona parte dei Giove caldi conosciuti ha dimensioni maggiori di quelle previste dai modelli evolutivi che tengono conto delle proprietà del sistema come temperatura, età e metallicita' del sistema. Cosa potrebbe causare il gonfiamento di questi caldi gioviani?

Un meccanismo proposto per spiegare l'inflazione di Giove caldo è la deposizione di energia dall'irradiazione stellare in profondità all'interno del pianeta. Tuttavia, oltre a gonfiare il pianeta, l'energia proveniente dal flusso stellare che riscalda gli interni dei pianeti può anche alterare radicalmente la struttura termica (variazione di temperatura con l'altitudine) della sua atmosfera che ha conseguenze dirette sulle sue proprietà atmosferiche dedotte. L'articolo di oggi tenta di tracciare una connessione tra l'irradiazione stellare dei caldi Giove e la loro temperatura intrinseca, e come ciò in definitiva influenza le osservazioni e la nostra comprensione delle atmosfere di questi giganti gassosi.

Strutturare l'atmosfera di un gigante gassoso

La struttura termica verticale, nota anche come profilo pressione-temperatura, di un'atmosfera planetaria è direttamente correlata al cambiamento della modalità di trasporto del calore (radiazione o convezione) all'interno dell'atmosfera a diverse altezze. Si può pensare a questo nel contesto dell'atmosfera terrestre: più vicino alla superficie lo scambio di calore avviene per convezione, con particelle d'aria calda che salgono e si espandono e si raffreddano adiabaticamente. Ciò fa sì che la temperatura diminuisca costantemente man mano che si sale fino a una certa altitudine chiamata tropopausa al di sopra di questa si raggiunge la stratosfera, dove l'aria assorbe la maggior parte del calore dalle radiazioni ultraviolette del Sole, facendo aumentare la temperatura con l'altitudine. Anche prima che ciò accada, la convezione inizia a diminuire notevolmente e l'irraggiamento assume il ruolo di modalità dominante di scambio termico. L'altitudine o il livello di pressione a cui ciò accade è chiamato confine radiativo-convettivo (RCB, vedere la Figura 1 per esempio). Tale stratificazione delle atmosfere è molto comune nelle atmosfere planetarie del sistema solare ed è stata ampiamente studiata dalle misurazioni effettuate da sonde come Galileo e Cassini-Huygens.

Figura 1: Profili pressione-temperatura per Giove caldi a diverse distanze da una stella simile al Sole, e quindi diverse temperature di equilibrio (Teq). Si noti che sull'asse y, la pressione diminuisce man mano che si sale, corrispondente all'aumento dell'atmosfera. Le parti spesse dei profili segnano le regioni dell'atmosfera che sono convettive e puoi vedere come il confine di equilibrio radiativo-convettivo si sposta a pressioni più basse per i pianeti più caldi. [Thorngren et al. 2019]

100 K ha un RCB intorno all'altezza corrispondente alla pressione di 0,2 bar (1 bar = pressione al livello del mare sulla Terra). Nel caso dei Giove caldi, invece — che, data la loro vicinanza alla stella, ricevono radiazioni migliaia di volte quelle ricevute da Giove — l'atmosfera rimane radiativa a una profondità molto maggiore. Qui ci si può aspettare che l'RCB si trovi molto più in profondità, a pressioni di circa 1 kilobar (ricorda che la pressione aumenta con la profondità). Tuttavia, questa è una buona stima solo se assumi Tint

100 K anche per i Giove caldi. Come accennato in precedenza, l'inflazione dei raggi osservati di Giove caldi punta verso un possibile riscaldamento dei loro interni per irraggiamento stellare (la cui forza è riflessa dalla temperatura di equilibrio del pianeta Teq). Ciò implica che i Giove caldi possono avere T . molto più altiint, che spingerebbe la regione di convezione e quindi l'RCB ad altitudini maggiori (pressioni più basse). Dal momento che Tint e Teq entrambi influenzano l'altezza dell'RCB e Tint dipende anche da Teq, a che altezza dobbiamo aspettarci l'RCB per un Giove caldo con una data Teq?

Per rispondere a questa domanda, gli autori calcolano i profili di temperatura-pressione da modelli atmosferici di equilibrio termico di archetipici Giove caldi con un intervallo di Teq, e quindi studiano come l'altezza dell'RCB cambia rispetto ai diversi livelli di irraggiamento stellare (vedi Figura 1 e 2).

Segnare il confine

Come è evidente dalla Figura 1, l'RCB si sposta a pressioni più basse (altitudini maggiori) con T . più altoeq, simile a come Tint aumenta con Teq. La gravità superficiale e la metallicità del pianeta influenzano anche l'altezza dell'RCB, come mostrato nella Figura 2.

Figura 2: Il livello di pressione RCB rispetto alla Teq del pianeta, come calcolato per diverse gravità superficiali e metallicità del pianeta. Si noti che l'RCB finisce a pressioni più elevate per una maggiore gravità superficiale e pressioni più basse per una maggiore metallicità. [Thorngren et al. 2019]

Con più scoperte di esopianeti da TESS e opportunità di caratterizzazione di esopianeti da JWST all'orizzonte, possiamo sperare di ottenere un vincolo più forte sulle condizioni al contorno atmosferiche come queste, che sarebbero importanti per interpretazioni accurate delle osservazioni dell'atmosfera degli esopianeti.

Sull'autore, Vatsal Panwar:

Sono uno studente di dottorato presso l'Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam. Lavoro sulla caratterizzazione delle atmosfere degli esopianeti per comprendere la diversità e le origini dei sistemi planetari. Mi piace anche lo yoga, il Lindyhop e spingo i miei limiti culinari ogni fine settimana.


Ti senti gassoso?

Nota del redattore: Astrobites è un'organizzazione gestita da studenti laureati che digerisce la letteratura astrofisica per studenti universitari. Come parte della partnership tra l'AAS e gli astrobiti, occasionalmente ripubblichiamo il contenuto degli astrobiti qui su AAS Nova. Ci auguriamo che questo post di astrobites vi piaccia, l'originale può essere visualizzato su astrobites.org.

Titolo: Il confine tra pianeti ricchi e poveri di gas
Autore: Eve J. Lee
Istituzione del primo autore: California Institute of Technology
Stato: Accettato per ApJ

Gli astronomi spesso confrontano gli esopianeti con i pianeti del nostro sistema solare — Giove, Nettuno, super-Terre, ecc. "8212 perché sono familiari. Ma la distinzione può essere resa ancora più semplice: i pianeti che sono ricchi di gas e quelli che non lo sono. Dove cade il confine tra i due, e come sorge? Il documento di oggi affronta proprio questa domanda.

Un eccesso di pianeti subsaturni

Figura 1. Nel modello di accrescimento del nucleo della formazione planetaria, i nuclei rocciosi si formano all'interno del disco di gas attorno alla stella, accumulano gas mentre si raffreddano e, se si formano massicci e abbastanza presto, sperimentano un accrescimento incontrollato per diventare giganti gassosi. [giove.plymouth.edu]

La storia dell'accrescimento del nucleo della formazione dei pianeti si traduce in un'immagine binaria dei pianeti: quelli con grandi involucri gassosi rispetto ai loro nuclei e quelli con piccoli involucri. Ma che dire dei pianeti nel mezzo? Il modello di accrescimento del nucleo suggerisce che dovremmo aspettarci di trovare molti Giove (pianeti di dimensioni 8󈞄 R, dove R è il raggio della Terra) e molti Nettuni o pianeti rocciosi (<1𔃂 R), ma non molto nel mezzo. Sfidando la teoria, tali "sub-Saturni" intermedi, che sono sull'orlo dell'accrescimento incontrollato con rapporti di massa gas-to-core (GCR) di

0.1𔂿.0, si osservano alla stessa velocità dei giganti gassosi!

Gassy … o no?

Il fatto che i sub-Saturni siano osservati tanto spesso quanto i giganti gassosi suggerisce che la storia è un po' più complicata. Il raffreddamento del nucleo non è l'unico processo da considerare quando si simula la formazione di pianeti in un disco di gas. Le complesse interazioni tra il gas nell'atmosfera del pianeta e il gas rimasto nel disco possono svolgere un ruolo importante nel destino finale di un pianeta.

Per quantificare gli effetti di questi processi aggiuntivi, Lee ha eseguito una serie di simulazioni di formazione planetaria. Ha prima determinato la distribuzione della massa del nucleo più adatta attraverso il confronto con le osservazioni. In particolare, questo articolo è la prima volta che una singola distribuzione di massa del nucleo riproduce sia la pletora osservata di sub-Nettuni che il numero simile di giganti gassosi e sub-Saturni (vedi Equazione 5 nel documento). Considerando i pianeti con periodi orbitali compresi tra 10 e 8211300 giorni, Lee ha generato una gamma di nuclei planetari con masse da 0,1 a 8211100 M (dove M è la massa della Terra) dal modello di massa del nucleo più adatto. Questi nuclei sono stati collocati in un disco di gas in tempi uniformi tra 0 e 12 milioni di anni e si sono evoluti fino alla fine dei 12 milioni di anni. La linea di fondo forse non è sorprendente: il destino del pianeta dipendeva sia dalla massa del nucleo iniziale sia da quando durante la vita del disco si è formato il pianeta.

Più interessante, prendendo in considerazione i processi oltre il raffreddamento, le simulazioni di Lee hanno risolto la discrepanza tra il numero atteso e osservato di sub-Saturni. Le simulazioni hanno anche rivelato quattro distinti intervalli di massa del nucleo che alla fine si traducono in diversi tipi di pianeti (vedi Figura 2):

  1. Masse del nucleo <0,4 M può solo accumulare una piccola quantità di gas attraverso il raffreddamento e rimanere sub-Nettuno e super-Terre.
  2. Masse del nucleo tra 0,4󈝶 M accumulano gas attraverso il raffreddamento fino a quando il disco di gas non si dissipa, mentre le interazioni tra l'atmosfera e il disco di gas riducono la quantità di gas che cade sul nucleo. Questi pianeti non raggiungono l'accrescimento incontrollato e quindi rimangono sub-Saturno.
  3. Masse del nucleo tra 10󈞔 M sperimenta un accrescimento incontrollato, ma la crescita è in definitiva ostacolata dalle interazioni fluide tra l'atmosfera del pianeta e il disco di gas. Questi pianeti diventano Giove.
  4. Masse del nucleo >40 M accrescono il gas così rapidamente da scavare profonde lacune nel disco e alla fine si privano di ulteriore accrescimento. Questi pianeti sono massicci giove.

Figura 2. Il GCR risultante ha dato una massa del nucleo iniziale e il tempo disponibile per l'accrescimento. Ogni punto è una simulazione della formazione di un pianeta e i colori più scuri indicano che il nucleo si è formato più tardi durante la vita del disco. Le regioni A,B,C,D sono descritte nel testo. [Lee et al. 2019]

La conclusione gassosa

L'articolo di oggi è il primo studio che è coerente con le osservazioni su tutti gli intervalli di massa del nucleo. Inoltre, Lee mostra l'importanza di includere le interazioni fluide tra l'atmosfera del pianeta e il disco di gas, risolvendo la discrepanza tra il numero atteso e osservato di sub-Saturni. Man mano che le tecniche di osservazione e di calcolo migliorano, ci avvicineremo a una descrizione completa e completa della formazione dei pianeti.

Circa l'autore, Stephanie Hamilton:

Stephanie è una studentessa laureata in fisica e borsista laureata NSF presso l'Università del Michigan. Per la sua ricerca, studia le orbite dei piccoli corpi oltre Nettuno per saperne di più sulla formazione e l'evoluzione del nostro sistema solare. Come ulteriore vantaggio, può scoprire molti altri di questi piccoli corpi utilizzando una nuova fantastica fotocamera sviluppata dalla Dark Energy Survey Collaboration. Quando ha un minuto libero nel mezzo della frenetica vita scolastica, le piace leggere libri di fantascienza, abbuffarsi di programmi TV, scrivere dei suoi viaggi o dei nuovi risultati scientifici o costringere il suo gatto a coccolarla.


I giganti gassosi sono supportati dalla pressione termica? - Astronomia

L'atmosfera è la porzione gassosa esterna di un pianeta. Sono state rilevate atmosfere intorno a tutti i pianeti e molti satelliti. Alcuni sono molto densi e si fondono gradualmente in involucri fluidi che contengono la maggior parte della massa del pianeta, mentre altri sono estremamente tenui. Le composizioni variano dalle atmosfere dominate da idrogeno ed elio dei giganti gassosi a quelle che si trovano intorno ai pianeti e ai satelliti terrestri, con frazioni sostanziali di azoto, anidride carbonica o anidride solforosa. Gli oligoelementi, come il metano o l'ammoniaca, possono essere una frazione di massa trascurabile di un'atmosfera e tuttavia svolgere un ruolo sostanziale nel nostro osservazioni dell'atmosfera. Tutte le atmosfere sono controllate dagli stessi processi fisici e utilizzano una fotochimica simile. La maggior parte presenta condensa e nuvole, gli strati superiori sono in genere fortemente modificati dalla radiazione solare e le variazioni di temperatura e pressione portano ai venti. Di seguito enunciamo gli strati fondamentali di un'atmosfera.

    Termosfera: una classificazione termica dell'atmosfera. Nella termosfera, la temperatura aumenta con l'altitudine a causa del forte flusso solare UV incidente. Comprende l'esosfera e parte della ionosfera. Sulla Terra, la temperatura sale a 1000K a 500 km ed è isotermica al di sopra di questo livello.


Ti senti gassoso?

Gli astronomi spesso confrontano gli esopianeti con i pianeti del nostro sistema solare — Giove, Nettuno, super-Terre, ecc. "8212 perché sono familiari. Ma la distinzione può essere resa ancora più semplice: i pianeti che sono ricchi di gas e quelli che non lo sono. Dove cade il confine tra i due, e come sorge? Il documento di oggi affronta proprio questa domanda.

Un eccesso di pianeti subsaturni

La teoria di maggior successo della formazione dei pianeti fino ad oggi è quella dell'accrescimento del nucleo (Figura 1). In questa teoria, i pianeti si formano prima come nuclei rocciosi incorporati nel disco di gas della stella. Man mano che il nucleo si raffredda, la diminuzione della pressione termica consente a sempre più gas di accumularsi sul nucleo. La pressione termica verso l'esterno dell'atmosfera supporta ulteriore gas accresciuto in equilibrio idrostatico fino a quando la massa dell'involucro del gas si avvicina alla massa del nucleo. Dopo questo punto critico, il sistema subisce un accrescimento incontrollato e il pianeta diventa un pianeta gigante ricco di gas. In modo critico, l'accrescimento incontrollato si verifica solo se il nucleo e l'atmosfera diventano sufficientemente massicci prima della fine della tipica durata di vita di 10 milioni di anni del disco di gas. I nuclei più massicci accumuleranno il gas più velocemente e quindi avranno maggiori probabilità di innescare un accrescimento incontrollato prima della dissipazione del disco di gas.

La storia dell'accrescimento del nucleo della formazione dei pianeti si traduce in un'immagine binaria dei pianeti: quelli con grandi involucri gassosi rispetto ai loro nuclei e quelli con piccoli involucri. Ma che dire dei pianeti nel mezzo? Il modello di accrescimento del nucleo suggerisce che dovremmo aspettarci di trovare molti Giove (dove si trova il raggio della Terra) e molti Nettuni o pianeti rocciosi (), ma non molto nel mezzo. Tuttavia, questi "sub-Saturni", che sono sull'orlo dell'accrescimento incontrollato con rapporti di massa gas-to-core (GCR) di

0,1-1,0, si osservano alla stessa velocità dei giganti gassosi!

Gassy… o no?

Il fatto che i sub-Saturni siano osservati tanto spesso quanto i giganti gassosi suggerisce che la storia è un po' più complicata. Il raffreddamento del nucleo non è l'unico processo da considerare quando si simula la formazione di pianeti in un disco di gas. Le complesse interazioni tra il gas nell'atmosfera del pianeta e il gas rimasto nel disco possono svolgere un ruolo importante nel destino finale di un pianeta.

Per quantificare gli effetti di questi processi aggiuntivi, Lee ha eseguito una serie di simulazioni di formazione planetaria. Ha prima determinato la distribuzione della massa del nucleo più adatta attraverso il confronto con le osservazioni. In particolare, questo articolo è la prima volta che una singola distribuzione di massa del nucleo riproduce sia la pletora osservata di sub-Nettuni che il numero simile di giganti gassosi e sub-Saturni (vedi Equazione 5 nel documento). Considerando i pianeti con periodi orbitali tra 10-300 giorni, Lee ha generato una gamma di nuclei planetari con masse da (dove si trova la massa della Terra) dal modello di massa del nucleo più adatto. Questi nuclei sono stati collocati in un disco di gas in tempi uniformi tra 0 e 12 milioni di anni e si sono evoluti fino alla fine dei 12 milioni di anni. La linea di fondo forse non è sorprendente: il destino del pianeta dipendeva sia dalla massa del nucleo iniziale sia da quando durante la vita del disco si è formato il pianeta.

Più interessante, prendendo in considerazione i processi oltre il raffreddamento, le simulazioni di Lee hanno risolto la discrepanza tra il numero atteso e osservato di sub-Saturni. Le simulazioni hanno anche rivelato quattro distinti intervalli di massa del nucleo che alla fine si traducono in diversi tipi di pianeti (vedi Figura 2):

A. Le masse del nucleo possono accumulare solo una piccola quantità di gas attraverso il raffreddamento e rimanere sub-Nettuno e super-Terre.

B. Le masse del nucleo tra il gas accrescono attraverso il raffreddamento fino a quando il disco di gas non si dissipa, mentre le interazioni tra l'atmosfera e il disco di gas riducono la quantità di gas che cade sul nucleo. Questi pianeti non raggiungono l'accrescimento incontrollato e quindi rimangono sub-Saturno.

C. Le masse centrali tra l'esperienza di accrescimento incontrollato ma la crescita è in definitiva ostacolata dalle interazioni fluide tra l'atmosfera del pianeta e il disco di gas. Questi pianeti diventano Giove.

D. Le masse del nucleo accumulano gas così rapidamente da scavare profonde lacune nel disco e alla fine si privano di ulteriore accrescimento. Questi pianeti sono massicci giove.

La Figura 2 mostra l'ampia varietà di pianeti che possono essere formati data una massa del nucleo iniziale e il tempo disponibile per l'accrescimento del gas. In particolare, i nuclei più massicci possono coprire l'intera gamma GCR a seconda di quando si sono formati, diventando pianeti ricchi o poveri di gas. Al contrario, i nuclei di massa ridotta diventeranno sempre e solo pianeti poveri di gas. Ciò fornisce una potenziale spiegazione del motivo per cui i sistemi solari ricchi di metalli con elementi più massicci sembrano ospitare una più ampia varietà di pianeti.

La conclusione gassosa

L'articolo di oggi è il primo studio che è coerente con le osservazioni su tutti gli intervalli di massa del nucleo. Inoltre, Lee mostra l'importanza di includere le interazioni fluide tra l'atmosfera del pianeta e il disco di gas, risolvendo la discrepanza tra il numero atteso e osservato di sub-Saturni. Man mano che le tecniche di osservazione e di calcolo migliorano, ci avvicineremo a una descrizione completa e completa della formazione dei pianeti.


Cosa rende unici i giganti del gas?

Inizialmente, i pianeti erano solo ammassi di detriti. Per forza gravitazionale, i detriti si sono raggruppati in pezzi più grandi. Ciò si ripeteva sempre di più man mano che i pianeti diventavano più grandi, perché con l'aumentare della massa totale, aumentava anche la sua attrazione gravitazionale.

È così che ci aspettiamo che si formi il nucleo di un pianeta.

A differenza dei terrestri, questi due giganti gassosi avevano il vantaggio di avere un'abbondanza di idrogeno ed elio da attirare. Mentre lo facevano, la massa e la gravità dei pianeti aumentavano rapidamente, consentendo loro di attirare sempre più gas. Alla fine l'idrogeno divenne la sostanza dominante all'interno del pianeta, seguito dall'elio, dando a Giove e Saturno il titolo di gigante gassoso.

Quando i pianeti hanno finito di formarsi, ciò con cui finiamo sono gigante pianeti con elevate quantità di idrogeno ed elio.

Questo spiega anche perché Giove e Saturno ruotano più velocemente degli altri pianeti

I giorni di Giove e Saturno sono piccoli poiché le loro velocità di rotazione sono maggiori dei pianeti terrestri e dei giganti di ghiaccio, ma perché?

La spiegazione può essere trovata all'interno della conservazione del momento angolare. Potresti conoscere la quantità di moto lineare e l'equazione p = mv, o il fatto che la quantità di moto è sempre conservata. Anche il momento angolare sempre obbedisce a questa regola.

Il momento angolare può essere definito da questa equazione (non preoccuparti, non è necessario conoscerlo in dettaglio):

Momento = momento d'inerzia x velocità angolare

Applichiamo questa equazione a un pianeta in formazione. Il momento di inerzia (I) sarebbe la distanza dal centro del pianeta a un certo gas che viene tirato dentro. La velocità angolare (ω) è la velocità di rotazione del pianeta.

Man mano che il gas si avvicina, il momento d'inerzia diminuisce. Ma, se il momento angolare (L) deve rimanere lo stesso, allora la velocità deve aumentare per bilanciare tutto (cioè il pianeta deve ruotare più velocemente).

Lo stesso concetto può essere applicato ai ballerini che tirano le braccia e le gambe quando girano per ruotare più velocemente, o le ruote che girano nel parco giochi.


Riferimenti

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  • (27) Yu. D. Fomin, V. N. Ryzhov e V. V. Brazhkin, in corso di stampa.

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Giove è composto dal 90% di idrogeno e dal 10% di elio (un rapporto di massa del 75/25%) e contiene piccole quantità di metano, acqua, ossigeno e ammoniaca. Secondo gli scienziati, questa composizione chimica è molto simile alla nebulosa solare che ha formato il nostro sistema solare nelle prime fasi di sviluppo. Anche Saturno, Urano e Nettuno hanno una composizione chimica simile, ma Urano e Nettuno hanno meno idrogeno ed elio. Poiché Giove è un pianeta gassoso, non esiste una superficie solida. Ciò significa che se uno entrasse sul pianeta, vi affonderebbe e alla fine verrebbe schiacciato dal massiccio aumento di pressione (i composti gassosi diventano più densi con la profondità) o verrebbe vaporizzato dalle alte temperature vicino al centro. Quindi, ciò che vediamo quando osserviamo la superficie di Giove è l'atmosfera che si estende in profondità nel pianeta.

Giove orbita intorno al sole in senso antiorario visto da nord. La sua orbita è simile alla forma di un cerchio (i punti focali che compongono le orbite di Giove sono molto vicini tra loro). Il raggio dell'orbita di Giove è di circa 5 AU. Il periodo dell'orbita di Giove è di circa 12 anni. Giove ruota in circa 10 ore.


Tempeste giganti su pianeti giganti

Ai normali schemi di circolazione atmosferica che abbiamo appena descritto si sovrappongono molti disturbi locali e sistemi meteorologici o tempeste, per prendere in prestito il termine che usiamo sulla Terra. Le più importanti di queste sono le grandi regioni di alta pressione di forma ovale sia su Giove (Figura (PageIndex<11>)) che su Nettuno.

Figura (PageIndex<11>) Tempeste su Giove. Due esempi di tempeste su Giove illustrano l'uso di colori e contrasto migliorati per far risaltare le caratteristiche deboli. (a) Le tre tempeste bianche di forma ovale sotto e a sinistra della Grande Macchia Rossa di Giove sono molto attive e si sono avvicinate nel corso di sette mesi tra il 1994 e il 1995. (b) Le nuvole di Giove sono turbolente e sempre -cambiando, come mostrato in questa immagine del telescopio spaziale Hubble del 2007.

La più grande e famosa delle tempeste di Giove è la Grande Macchia Rossa, un ovale rossastro nell'emisfero australe che cambia lentamente, era lungo 25.000 chilometri quando la Voyager arrivò nel 1979, ma si era ridotto a 20.000 chilometri entro la fine della missione Galileo in 2000 (Figura (PageIndex<12>)). La tempesta gigante persiste nell'atmosfera di Giove da quando gli astronomi sono stati in grado di osservarla per la prima volta dopo l'invenzione del telescopio, più di 300 anni fa. Tuttavia, ha continuato a ridursi, sollevando la speculazione che potremmo vedere la sua fine entro pochi decenni.

Figura (PageIndex<12>) La Grande Macchia Rossa di Giove. Questo è il più grande sistema di tempeste su Giove, come visto durante il sorvolo della sonda Voyager. Sotto e a destra della Macchia Rossa c'è uno degli ovali bianchi, che sono caratteristiche simili ma più piccole ad alta pressione. L'ovale bianco ha all'incirca le dimensioni del pianeta Terra, per darvi un'idea dell'enorme scala dei modelli meteorologici che stiamo vedendo. I colori sull'immagine di Giove sono stati un po' esagerati qui in modo che gli astronomi (e gli studenti di astronomia) possano studiare le loro differenze in modo più efficace. Vedi la Figura (11.1.1) per avere un'idea migliore dei colori che i tuoi occhi vedrebbero effettivamente vicino a Giove.

Oltre alla sua longevità, la Macchia Rossa differisce dalle tempeste terrestri in quanto è una regione ad alta pressione sul nostro pianeta, tali tempeste sono regioni a bassa pressione. La rotazione in senso antiorario della macchia rossa ha un periodo di sei giorni. Tre perturbazioni simili ma più piccole (grandi circa quanto la Terra) si sono formate su Giove negli anni '30. Sembrano ovali bianchi e uno può essere visto chiaramente sotto ea destra della Grande Macchia Rossa nella Figura (PageIndex<12>). Nel 1998, la sonda Galileo ha visto due di questi ovali scontrarsi e fondersi in uno solo.

Non sappiamo cosa causa la Grande Macchia Rossa o gli ovali bianchi, ma abbiamo un'idea di come possano durare così a lungo una volta formati. Sulla Terra, la durata di un grande uragano o tifone oceanico è in genere di poche settimane, o anche meno quando si sposta sui continenti e incontra attrito con la terra. Giove non ha una superficie solida per rallentare un disturbo atmosferico, inoltre, la vastità dei disturbi conferisce loro stabilità. Possiamo calcolare che su un pianeta senza superficie solida, la vita di qualsiasi cosa grande come la Macchia Rossa dovrebbe essere misurata in secoli, mentre la vita per gli ovali bianchi dovrebbe essere misurata in decenni, che è più o meno quello che abbiamo osservato.

Nonostante le dimensioni più piccole di Nettuno e la diversa composizione delle nuvole, Voyager ha mostrato di avere una caratteristica atmosferica sorprendentemente simile alla Grande Macchia Rossa di Giove. La Grande Macchia Oscura di Nettuno era lunga quasi 10.000 chilometri (Figura (PageIndex<8>)). Su entrambi i pianeti, le tempeste giganti si sono formate a 20° di latitudine S, avevano la stessa forma e occupavano circa la stessa frazione del diametro del pianeta. La Grande Macchia Scura ha ruotato con un periodo di 17 giorni, contro i circa 6 giorni della Grande Macchia Rossa. Quando il telescopio spaziale Hubble esaminò Nettuno a metà degli anni '90, tuttavia, gli astronomi non riuscirono a trovare traccia della Grande Macchia Scura sulle loro immagini.

Sebbene molti dei dettagli del tempo sui pianeti gioviani non siano ancora stati compresi, è chiaro che se sei un fan del clima drammatico, questi mondi sono il posto dove guardare. Studiamo le caratteristiche di queste atmosfere non solo per quello che hanno da insegnarci sulle condizioni dei pianeti gioviani, ma anche perché speriamo che possano aiutarci a capire un po' meglio il tempo sulla Terra.

Le velocità del vento nei sistemi di tempeste circolari possono essere formidabili sia sulla Terra che sui pianeti giganti. Pensa ai nostri grandi uragani terrestri. Se osservi il loro comportamento nelle immagini satellitari mostrate sui punti vendita meteorologici, vedrai che richiedono circa un giorno per ruotare. Se una tempesta ha un diametro di 400 km e ruota una volta ogni 24 h, qual è la velocità del vento?

La velocità è uguale alla distanza divisa per il tempo. La distanza in questo caso è la circonferenza ((2 pi R) o (pi d)), ovvero circa 1250 km, e il tempo è 24 h, quindi la velocità al limite del temporale sarebbe circa 52 chilometri orari. Verso il centro della tempesta, la velocità del vento può essere molto più alta.

La Grande Macchia Rossa di Giove ruota in 6 d e ha una circonferenza equivalente a un cerchio di raggio 10.000 km. Calcola la velocità del vento sul bordo esterno dello spot.

Per la Grande Macchia Rossa di Giove, la circonferenza ((2 pi R)) è di circa 63.000 km. Sei d equivalgono a 144 h, suggerendo una velocità di circa 436 km/h. Questo è molto più veloce della velocità del vento sulla Terra.


Un mistero comune

Sebbene K2-18b abbia le giuste condizioni per la formazione di nuvole simili alla Terra, ciò non rende il pianeta stesso simile alla Terra. È invece classificato come sub-Nettuno, un gigante gassoso senza superficie. NASA's Kepler spacecraft determined that sub-Neptunes are likely the most common type of exoplanets in the Milky Way, making up more than three-fourths of the planetary population.

Nonetheless, astronomers are having a difficult time understanding the relatively small gas giants, and that's one reason the K2-18b findings are so exciting. "We don't quite know what's going on with these planets," Benneke said. "It's probing this regime of planets that we have a very poor understanding of right now."

Sub-Neptunes have masses that fall somewhere between Earth and Neptune, and there's no analogue in the solar system. Understanding worlds like K2-18b can help improve scientists' knowledge of how planets grow and evolve. "If you want to understand planets as a whole, the diversity of planets, it's very critical that you understand the most common ones," Benneke said.

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Three teams of astronomers have been fascinated by an alien world known as K2-18b. But what's all the fuss about?

This gas-giant exoplanet has water-rich clouds. Here's why it thrills astronomers. : Read more

The report stated "Although scientists have studied exoplanet atmospheres before, those worlds have been larger than K2-18b, which is only about 2.6 times the size of Earth and 8.5 times its mass. The planet's small size made the observations especially challenging, requiring multiple detailed measurements that, combined, could provide a more in-depth probe of the world."

Using the properties for mass and size, the mean density is some 2.66 g cm^3. The eccentricity is 0.2, more like Mercury's orbit compared to the Earth :) The semi-major axis is 0.143 a.u. compared to Mercury's 0.387 a.u. This report is objective in stating, "Although K2-18b has the right conditions for Earth-like clouds to form, that doesn't make the planet itself Earth-like. Instead, it is classified as a sub-Neptune, a gas giant without a surface."

I do not think astronomers know the spin rate either compared to Earth's length of day. More details on K2-18 b properties can be found at Planet K2-18 b At present in my exoplanet studies, I find some exoplanets listed near 39 Mjup masses orbiting pulsars and terms like *planetors*. I am aware of *motaurs*, motorcycle with half-man on top. The motaurs are born to ride :) I am not sure about the *planetors*.

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