Astronomia

Quanto calore emana dai pianeti dopo la formazione?

Quanto calore emana dai pianeti dopo la formazione?


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La seconda risposta a questa domanda di MBR mi ha fatto pensare a questo.

C'è qualche linea guida generale per il calore residuo che un pianeta dovrebbe emettere, diciamo 4,5 miliardi di anni dopo la formazione. Sto definendo il calore dall'energia radiante che lascia il pianeta, non il calore interno o la temperatura superficiale per i corpi rocciosi e assumendo un input solare scarso o nullo.

Wikipedia elenca una stima della temperatura del pianeta 9 di 47 gradi K in base al calore residuo di formazione, ma penso che ciò dipenderebbe in modo abbastanza significativo dalle sue dimensioni e dal fatto che abbia avuto impatti recenti. Non posso fare a meno di chiedermi se questa è una stima accurata.

Giove, ad esempio, emette circa il doppio dell'energia che riceve dal sole e la sua temperatura è di circa 128 gradi Kelvin. È lecito ritenere che la temperatura della nube superiore di Giove sarebbe ancora ~ 100 Kelvin anche se fosse nello spazio profondo, ma per il resto avrebbe la stessa formazione e storia.

Nettuno è anche qualche grado più caldo di Urano, quindi deve emettere anche un bel po' di calore interno.

Ovviamente ci sono alcuni fattori in gioco: le dimensioni, se c'è stato un recente grande impatto, l'abbondanza di elementi radioattivi, l'efficienza della circolazione (gli strati solidi sono probabilmente più efficienti nell'intrappolare il calore rispetto agli strati fluidi circolanti).

Sono tentato di supporre che ci siano troppe incognite sulla circolazione del gigante gassoso, sugli strati interni, sulla composizione e sulla massa perché ci siano buoni grafici semplici su questa roba, ma ero curioso di sapere se c'era qualcosa. Ho provato google senza successo.


Come si formano i pianeti: "È un casino là fuori"

Nuove osservazioni di polvere attorno a giovani stelle suggeriscono che le collisioni di grandi oggetti simili a asteroidi e pianeti alle prime armi sono frequenti. Ma questo probabilmente non ferma la formazione di pianeti rocciosi come la Terra, un processo che potrebbe essere comune, suggeriscono i risultati.

Basandosi sul passato violento del nostro sistema solare, molti astronomi avevano ipotizzato che la formazione dei pianeti fosse un processo caotico che comportava molti scontri. Le nuove osservazioni di 266 stelle confermano questa visione e forniscono nuovi dettagli su quanto siano selvagge le cose.

"È un casino là fuori", ha detto George Rieke dell'Università dell'Arizona. "Stiamo vedendo che i pianeti hanno una strada lunga e rocciosa da percorrere prima di diventare completamente cresciuti".

Come gli occhiali per la visione notturna, lo Spitzer Space Telescope della NASA vede la luce infrarossa. In questo caso, ha individuato anelli di polvere attorno alle stelle registrando il calore emesso dai granelli di polvere illuminati dalla stella. In molti casi, c'è così tanta polvere che è stata recentemente rifornita da collisioni tra oggetti di grandi dimensioni, ha spiegato Rieke, che ha guidato l'indagine.

Si pensa che i pianeti rocciosi come la Terra si formino quando i granelli di polvere attorno a una stella nascente si riuniscono per formare rocce. Le rocce si scontrano e alcune si attaccano e crescono.

"I coniglietti di polvere sotto il tuo letto crescono in modo simile", ha detto Scott Kenyon, teorico della formazione dei pianeti presso l'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. "E dopo un milione di anni, un coniglio di polvere può diventare piuttosto grande."

Il processo non è sempre fluido. Si pensa che la nostra Luna si sia formata quando un oggetto delle dimensioni di Marte ha colpito la Terra poco dopo che il nostro pianeta si è riunito. Da allora in poi, per alcune centinaia di milioni di anni, gli impatti di enormi asteroidi hanno scosso tutti i mondi del sistema solare interno. I crateri sulla Luna servono come registrazione di quel periodo caotico.

Le stelle nel nuovo studio avevano un'età compresa tra i neonati e circa 800 milioni di anni, coprendo un periodo di tempo corrispondente alla formazione della Luna qui e all'emergere della vita sulla Terra. La Terra ha ora circa 4,5 miliardi di anni, con il Sole circa 100 milioni di anni più vecchio.

Secondo Rieke, alcuni teorici non si aspettavano che le collisioni fossero così frequenti come suggeriscono le osservazioni di Spitzer. Lo studio ha anche mostrato interessanti variazioni tra alcune stelle.

"Pensavamo che le stelle giovani, di circa un milione di anni, avrebbero avuto dischi più grandi e più luminosi, e le stelle più vecchie da 10 a 100 milioni di anni avrebbero avuto quelle più deboli", ha detto Rieke. "Ma abbiamo trovato alcune giovani star senza dischi e alcune vecchie star con dischi enormi".

In generale, tuttavia, i dati della maggior parte dei dischi di polvere nello studio rivelano una graduale riduzione della luminosità correlata a un costante calo delle collisioni significative.

Kenyon, che non è stato coinvolto nello studio, ha affermato che fornisce una sorta di film sulla formazione del pianeta. Gli astronomi in precedenza avevano forse una mezza dozzina di istantanee di dischi di polvere attorno a giovani stelle - "uno spettacolo astronomico da baraccone", come ha detto Rieke.

"Ora con diverse centinaia di fotogrammi possiamo vedere la trama", ha detto Kenyon in una teleconferenza con i giornalisti, organizzata lunedì dalla NASA.

È importante sottolineare che la nuova serie di osservazioni descrive in dettaglio i dischi di polvere che sono relativamente vicini alle stelle, la regione analoga a dove risiedono Venere, Terra e Marte. In lavori precedenti, i ricercatori hanno per lo più visto polvere più lontano dalle stelle, equivalente alla regione del nostro sistema solare vicino e oltre i pianeti più esterni.

Le stelle nel nuovo studio si trovano tutte entro 500 anni luce dalla Terra. La maggior parte ha una massa di circa 2,5 volte la massa del Sole, abbastanza simile che i processi intorno a loro dovrebbero essere simili a quelli che si sono verificati intorno al giovane Sole, ha detto Rieke.

I dati di archivio del satellite astronomico a infrarossi e dell'Osservatorio spaziale a infrarossi hanno contribuito allo studio. I risultati saranno dettagliati nel Giornale Astrofisico.


La tettonica a zolle non è necessaria per la vita aliena?

Concetto dell'artista di Kepler-69c, un pianeta di dimensioni super-Terra nella zona abitabile della sua stella a circa 2.700 anni luce dalla Terra nella costellazione del Cigno. Una nuova ricerca mostra come questi mondi rocciosi, anche se non hanno una tettonica a placche, potrebbero ancora sostenere la vita. Immagine tramite la NASA.

Si è a lungo ritenuto che la tettonica a zolle fosse necessaria per lo sviluppo della vita sulla Terra, in parte a causa del fatto che rendeva più facile per i vulcani rilasciare gas essenziali nell'atmosfera. Ma ora, una nuova ricerca suggerisce che potrebbe non dopotutto, il che potrebbe anche significare una maggiore possibilità che i pianeti senza tettonica a zolle siano in grado di ospitare anche la vita. Le nuove scoperte provengono dai geoscienziati della Penn State e sono state pubblicate sulla rivista peer-reviewed Astrobiologia.

Secondo Bradford Foley, assistente professore di geoscienze:

Il vulcanismo rilascia gas nell'atmosfera e quindi, attraverso gli agenti atmosferici, l'anidride carbonica viene estratta dall'atmosfera e sequestrata nelle rocce superficiali e nei sedimenti. Il bilanciamento di questi due processi mantiene l'anidride carbonica a un certo livello nell'atmosfera, il che è davvero importante per mantenere il clima temperato e adatto alla vita.

Placche tettoniche della Terra. I triangoli mostrano anche dove i pennacchi di materiale caldo dal mantello risalgono fino alla superficie tra le placche. Immagine tramite Enciclopedia Brittanica.

È significativo che la maggior parte dei vulcani della Terra si trovi ai bordi delle placche tettoniche, dove la subduzione può aiutare il processo di ciclo del carbonio spingendo il carbonio nel mantello. Ciò era essenziale affinché la vita potesse evolversi e prosperare sulla Terra, quindi gli scienziati presumevano che le placche tettoniche sarebbero state necessarie affinché la vita si sviluppasse anche su altri mondi.

Finora, la Terra è l'unico pianeta noto per avere una tettonica a placche, in cui la crosta è divisa in pezzi (piastre) che galleggiano sopra il mantello, anche se ora ci sono alcune prove che anche la luna di Giove, Europa, lo faccia. Quando un pianeta non ha una tettonica a placche, viene chiamato pianeta coperchio stagnante, dove la crosta è una gigantesca placca sferica ininterrotta.

Foley e i suoi colleghi volevano indagare se la tettonica a zolle fosse davvero necessaria come si pensava, quindi hanno creato un modello al computer del ciclo di vita di un pianeta. Volevano sapere quanto calore un pianeta potrebbe trattenere dopo la formazione – il bilancio termico, o la quantità di calore e di elementi che producono calore presenti quando si forma un pianeta. L'idea era che ci sarebbe stato meno calore disponibile per il clima dei pianeti con coperchio stagnante, il che significava meno vulcanismo e meno acqua liquida.

I tre principali tipi di confini delle placche tettoniche: divergente, convergente e trasformata. Immagine tramite US Geological Survey.

Il team di ricerca ha eseguito centinaia di simulazioni al computer, con varie dimensioni e composizioni chimiche di un pianeta, e ha scoperto che anche i pianeti con coperchio stagnante possono trattenere abbastanza calore per l'acqua liquida per miliardi di anni. Potrebbero persino mantenere la vita fino a circa 4 miliardi di anni, simile alla durata della vita della Terra “” finora. Il vulcanismo può ancora verificarsi, sebbene abbia una vita più breve rispetto ai pianeti con placche tettoniche. Come spiegato da Andrew Smye, assistente professore di geoscienze:

C'è ancora vulcanismo sui pianeti con coperchio stagnante, ma è molto più breve rispetto ai pianeti con tettonica a placche perché non c'è così tanto ciclo. I vulcani provocano una successione di colate laviche, che vengono sepolte come strati di una torta nel tempo. Rocce e sedimenti si riscaldano tanto più quanto più in profondità vengono sepolti.

Questa è una buona notizia per i pianeti rocciosi che non hanno una tettonica a placche e potrebbero essere ancora in grado di supportare la vita. Sulla Terra, l'anidride carbonica si fa strada in superficie con l'acqua attraverso le zone di faglia di subduzione, ma sui pianeti senza tettonica a zolle, potrebbe ancora farlo, con abbastanza calore e pressione, fuggendo dalle rocce attraverso il processo di degassamento. Come ha notato Foley:

C'è un intervallo ottimale in cui un pianeta sta rilasciando abbastanza anidride carbonica per evitare che il pianeta si congeli, ma non così tanto che gli agenti atmosferici non possono estrarre l'anidride carbonica dall'atmosfera e mantenere il clima temperato.

La superficie ghiacciata e incrinata della luna Europa di Giove. Ora si pensa che Europa possa avere una tettonica a placche simile alla Terra. Immagine tramite la NASA.

I risultati sottolineano come la composizione dell'8217 di un pianeta influenzerà la sua potenziale abitabilità, la vita potrebbe ancora essere Più facile svilupparsi su un pianeta con tettonica a zolle, ma i pianeti privi di tettonica a zolle possono comunque avere buone possibilità di iniziare la vita, tenendo conto di fattori come l'acqua disponibile, il clima stabile, i nutrienti chimici, ecc. Come ha concluso Smye:

Un punto interessante da portare a casa di questo studio è che la composizione o la dimensione iniziale di un pianeta è importante per stabilire la traiettoria per l'abitabilità. Il destino futuro di un pianeta è stabilito fin dall'inizio della sua nascita.

In conclusione: gli scienziati hanno a lungo pensato che la tettonica a zolle fosse necessaria per l'evoluzione della vita sulla Terra e, per estensione, anche su altri pianeti. Un nuovo studio di ricerca mostra che questo potrebbe non essere vero, tuttavia, e molti esopianeti rocciosi senza placche tettoniche potrebbero ancora supportare la vita di qualche tipo.


Mercurio, il pianeta non così rimpicciolito

La navicella spaziale MESSENGER è stata la prima ad orbitare attorno al pianeta più interno dopo una serie di passaggi ravvicinati. Le immagini restituite durante la fase orbitale e da tre passaggi ravvicinati hanno rivelato un paesaggio notevole, interrotto da ampie scarpate di faglia.

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La prima prova di queste scarpate di faglia è stata rilevata nelle immagini dei sorvoli del Mariner 10 a metà degli anni '70. Tuttavia, il fondo scala e il numero delle scarpate di faglia non sono diventati chiari fino a quando MESSENGER non ha ripreso l'intera superficie di Mercurio. Queste scarpate di faglia erano uno dei miei interessi primari. Avevo passato molto tempo prima della missione MESSENGER a osservare le scarpate di faglia nell'emisfero ripreso da Mariner 10, quindi avevo una buona idea di cosa cercare nelle immagini MESSENGER. Tuttavia, nell'emisfero Mariner 10 - nelle regioni in cui sapevo che erano presenti - alcune importanti scarpate di faglia non erano evidenti nelle immagini orbitali di MESSENGER. Questo perché durante il primo giorno solare della missione orbitale, le immagini che erano state acquisite non erano ottimali per rilevare le forme del terreno. Le migliori sono le immagini ad alto angolo di incidenza, quelle scattate quando il sole è basso sull'orizzonte di Mercurio e le ombre sono proiettate. Dopo averlo sottolineato, è stata avviata una campagna per ottenere immagini ottimizzate che ha portato a una copertura dell'immagine ad alto angolo di incidenza della superficie illuminata quando il sole era a est ea ovest. Due mosaici di immagini quasi globali hanno facilitato l'identificazione delle scarpate di faglia in tutto il pianeta.

Composito (BW) di due viste ravvicinate di Mercurio catturate dalla fotocamera grandangolare del Mercury Dual Imaging System (MDIS) sulla navicella spaziale MESSENGER. L'immagine a destra è stata scattata il 14 gennaio 2008 durante il primo sorvolo di MESSENGER e l'immagine a sinistra è stata scattata durante il terzo sorvolo il 29 settembre 2009. Le due viste di Mercurio mostrano gran parte dell'emisfero non ripreso dal Mariner 10 con solo un piccolo gap di copertura in ombra lungo i terminatori. Due delle scarpate di faglia lobate più importanti si trovano vicino ai terminatori: Beagle Rupes (globo destro, terminale intermedio) e Enterprise Rupes (globo sinistro, terminale inferiore). Immagini MDIS EW0108829708 (destra) e EW0162741055 (sinistra).

Credito: NASA/Laboratorio di fisica applicata della Johns Hopkins University/Carnegie Institution of Washington/Smithsonian Institution

MESSENGER ha confermato che la popolazione di grandi scarpate di faglia era la prova che Mercurio aveva subito una contrazione globale mentre l'interno del pianeta si raffreddava. Ciò ha causato la contrazione della crosta, formando faglie e scarpate lunghe centinaia di chilometri e molte con più di un chilometro o più di rilievo. Una delle domande chiave che potrebbero essere affrontate identificando tutte le scarpate di faglia è l'entità della contrazione subita da Mercurio dalla fine del periodo di bombardamenti pesanti, circa 4 miliardi di anni fa, prima della quale nessun record sarebbe stato conservato.

Due prominenti scarpate di faglia lobate su Mercury, Discovery Rupes e Beagles Rupes, riprese dal Mercury Dual Imaging System (MDIS) sulla navicella spaziale MESSENGER. Discovery Rupes (a sinistra), che prende il nome dalla nave HMS Discovery, mostrata qui in un mosaico di immagini ad angolo ad alta incidenza MDIS, è stata ripresa per la prima volta da Mariner 10 a metà degli anni '70. Beagle Rupes (a destra), una scarpata di faglia a forma di arco, è stata inizialmente ripresa durante il primo sorvolo di MESSENGER. Entrambe le scarpate di faglia sono formazioni rocciose che si trovano a oltre 1 km sopra il terreno circostante.

Credito: NASA/Laboratorio di fisica applicata della Johns Hopkins University/Carnegie Institution of Washington/Smithsonian Institution

La quantità di Mercurio si è ridotta come espressa dalla popolazione delle scarpate di faglia è stata oggetto di dibattito. Alcuni ricercatori hanno stimato che la diminuzione del diametro del pianeta sia di 14 km o più, quello che descrivo come un Mercurio "super contratto". In questo studio, utilizzando le immagini MESSENGER e i dati topografici ad alto angolo di incidenza, sono state mappate solo le forme del terreno con una chiara evidenza di deformazione contrazione. Stimo la quantità di contrazione da 2 a 4 km al massimo.

La perdita di calore dall'interno è una forza trainante sui pianeti rocciosi. Su un pianeta a più placche come la Terra, la maggior parte delle principali faglie si trova lungo i margini delle placche interagenti. Mercurio, per contratto, è un pianeta a una lastra e potrebbe essere considerato l'archetipo di come i pianeti a una lastra esprimono la perdita di calore interno. Su un pianeta con una sola placca, la perdita di calore interna provoca la contrazione dell'intera placca e la formazione di una serie ampiamente distribuita di scarpate di faglia come vediamo su Mercurio. La saggezza popolare vuole che più piccolo è il corpo, più rapidamente perde il suo calore interno e diventa geologicamente inattivo. La quantità relativamente piccola di contrazione globale che stimo per Mercurio racconta una storia molto diversa. Indica un percorso evolutivo per piccoli pianeti rocciosi in cui viene trattenuto il calore interno e il raffreddamento lento comporta una contrazione complessiva inferiore. Il raffreddamento lento può guidare un'attività tettonica molto recente e persino attuale su Mercurio.

Pianeti Multi-Plate e One-Plate. La litosfera terrestre, il suo guscio esterno rigido, è suddivisa in 12 placche individuali (linee rosse). Il movimento di queste placche delimitate da faglie è azionato dalla convezione del mantello, un meccanismo guidato dalla perdita di calore dall'interno della Terra. Vengono mostrate le linee della costa terrestre (linee nere). La litosfera di Mercurio, al contrario, è un'unica placca continua che è stata rotta da molte faglie ampiamente distribuite (linee rosse). Questi difetti sono il risultato della contrazione globale guidata dalla perdita di calore dall'interno di Mercurio. Sono mostrate le lisce pianure vulcaniche di Mercurio (linee nere).


Quanto calore emana dai pianeti dopo la formazione? - Astronomia

Questa sezione fornisce una breve discussione sulle grandi lune del sistema solare e sulle caratteristiche degli anelli che si trovano intorno a tutti i pianeti gioviani. La luna più conosciuta è l'unico altro oggetto che gli umani hanno esplorato direttamente: la luna della Terra. Discuterò prima della Luna e poi passerò alle grandi lune dei pianeti gioviani. Le due lune di Marte e la maggior parte delle lune dei pianeti gioviani sono piccoli oggetti rocciosi delle dimensioni di una grande città o più piccoli. La maggior parte di loro sono probabilmente asteroidi che si sono avvicinati troppo al pianeta e sono rimasti intrappolati dalla gravità del pianeta.

La Luna della Terra

La Luna senza telescopio.

La Luna con un telescopio (immagine originale dell'Osservatorio Lick non più disponibile online)

La Luna ha anche ampie aree scure e lisce che coprono circa il 17% della superficie lunare che le persone originariamente pensavano fossero mari di acqua liquida, quindi sono chiamate mare (Latino per ``mari''---sono ciò che distingue la faccia sulla Luna). Ora si sa che le mare sono vaste colate laviche che si estendono su molte centinaia di miglia quadrate, coprendo molti crateri che originariamente erano lì. Il materiale della cavalla è basaltico come il materiale scuro sulla crosta oceanica terrestre e quello che esce da molti dei nostri vulcani a scudo (ad esempio le isole Hawaii). Anche Mercurio ha maria ma sono di colore più chiaro a causa della diversa composizione chimica e non risaltano dalle sue aree fortemente craterizzate.

L'acqua liquida non può esistere sulla Luna a causa della mancanza di atmosfera --- la Luna ha solo circa 1/6 della gravità superficiale della Terra. Se c'è dell'acqua sulla Luna, sarà in uno stato ghiacciato in un luogo di ombra costante come profondi crateri vicino ai poli. Recenti missioni hanno scoperto alcuni di quei blocchi di ghiaccio vicino ai poli (Clementine, Lunar Prospector, LCROSS). I blocchi di ghiaccio saranno la fonte d'acqua per tutti gli umani che decideranno di fondare basi sulla Luna.

Crateri

Interni e Composizione

Lo spessore medio della crosta lunare è compreso tra 34 e 43 chilometri. Le forti maree dalla Terra hanno spinto l'interno liquido della Luna primitiva verso la Terra, quindi la crosta del lato opposto è più spessa della crosta del lato vicino. La sottigliezza della crosta del lato vicino è anche il motivo per cui ci sono più cavalle sul lato vicino che sul lato opposto. Il lato vicino era abbastanza sottile da essere frantumato quando grandi asteroidi hanno colpito la superficie e hanno formato la cavalla, ma la crosta del lato opposto era troppo spessa.

La nostra conoscenza della Luna ha fatto un enorme balzo in avanti durante le missioni Apollo. Uno dei principali motivi scientifici per andare sulla Luna era restituire campioni di roccia per scoprire la loro età e composizione. Usando la loro conoscenza della geologia acquisita dallo studio delle rocce terrestri, gli scienziati sono stati in grado di mettere insieme una storia per la Luna. Gli astronauti dell'Apollo hanno anche lasciato i sismometri sulla Luna per rilevare i terremoti lunari che possono essere utilizzati per sondare l'interno usando la sismologia.

La densità della Luna è abbastanza uniforme ed è solo circa 3,3 volte la densità dell'acqua. Una recente rianalisi dei dati sismici dell'Apollo mostra che la Luna ha un piccolo nucleo ricco di ferro composto da tre parti: un nucleo di ferro interno solido di 480 chilometri di diametro, un guscio esterno di ferro fluido di 90 chilometri di spessore e una terza parte unico per la Luna che è un guscio di fusione parziale di circa 150 chilometri di spessore (vedi anche link ASU). Il nucleo di ferro contiene anche una piccola percentuale di elementi più leggeri come lo zolfo. Ulteriori perfezionamenti della nostra visione dell'interno della Luna si verificheranno senza dubbio man mano che gli scienziati analizzeranno tutti i dati sulla gravità della missione GRAIL recentemente completata.


(I punti rossi sono le posizioni dei terremoti lunari che sono stati misurati dai sismometri Apollo sulla superficie.)

Il piccolo nucleo è in netto contrasto con pianeti come Mercurio e la Terra che hanno grandi nuclei di ferro-nichel e densità complessive più di 5 volte la densità dell'acqua. Il mantello lunare è costituito da materiali silicati, come il mantello terrestre, e costituisce circa il 90% del volume lunare. Le temperature aumentano più vicino al centro e sono abbastanza alte da liquefare parzialmente il materiale vicino al centro. La sua mancanza di un grande nucleo di ferro-nichel liquido e la rotazione lenta sono il motivo per cui la Luna non ha campo magnetico.

I campioni lunari riportati dagli astronauti dell'Apollo mostrano che, rispetto alla Terra, la Luna è carente di ferro e nichel e di sostanze volatili (elementi e composti che si trasformano in gas a temperature relativamente basse) come acqua e piombo. La Luna è più ricca di elementi e composti che vaporizzano a temperature molto elevate. Il materiale della Luna è come il materiale del mantello terrestre, ma è stato riscaldato a temperature molto elevate in modo che i volatili scappassero nello spazio.

Formazione

  1. Il Teoria della cattura (raccolta) propose che la Luna si fosse formata altrove nel sistema solare e che fosse stata successivamente catturata in un incontro ravvicinato con la Terra. La teoria non può spiegare perché il rapporto degli isotopi dell'ossigeno (ossigeno-16 contro ossigeno-18) è lo stesso di quello sulla Terra, ma ogni altro oggetto del sistema solare ha rapporti di isotopi di ossigeno diversi. La teoria richiede anche la presenza di un terzo grande corpo nel posto e nel tempo giusti per portare via l'energia extra del movimento orbitale.
  2. Il teoria del doppio pianeta (sorella) ha detto che la Luna si è formata nello stesso luogo della Terra ma non potrebbe spiegare le differenze di composizione tra Terra e Luna.
  3. Il teoria dello spin (figlia o fissione) disse che la Terra ruotava così rapidamente che parte del suo mantello volò via verso la forma della Luna. Tuttavia, non potrebbe spiegare le differenze di composizione. Inoltre, è più probabile che il materiale del mantello che si è staccato crei un anello, non una luna ed è molto improbabile che la Terra ruoti così velocemente.

Il teoria dell'impatto gigante propone che 50 milioni di anni dopo la formazione della Terra, un grande oggetto delle dimensioni di Marte ha colpito la Terra e ha soffiato il materiale del mantello verso l'esterno, alcuni dei quali in seguito si sono uniti per formare la Luna. La maggior parte del materiale del mantello proveniente dalla Terra e l'impattatore gigante si sono combinati per creare una Terra più grande. La Terra si era già differenziata al momento dell'impatto gigante, quindi il suo mantello era già povero di ferro. L'impatto e l'esposizione allo spazio hanno eliminato i volatili nel materiale del mantello espulso. Un tale impatto è stato raro, quindi è improbabile che si sia verificato anche sugli altri pianeti terrestri. La Luna appena formata era solo a circa 64.000 chilometri (40.000 miglia) dalla Terra e da allora si è allontanata da noi a spirale (anche se a un ritmo sempre decrescente). Le maree che la Terra ha sperimentato dalla Luna in quel primo momento erano sufficienti per sollevare il suolo solido di 60 metri durante l'alta marea e la Terra ruotava molto più velocemente allora --- un giorno durava circa cinque ore.

L'unico "svantaggio" della teoria è che ha molti parametri (dimensioni dell'impattatore, velocità, angolo, composizione, ecc.) che possono essere modificati per ottenere il giusto risultato. Un modello complesso di solito può essere aggiustato per adattarsi ai dati anche se non è quello corretto (ricordate i numerosi epicicli di Tolomeo). Ma la teoria dell'impatto gigante è l'unica proposta in grado di spiegare le caratteristiche compositive e strutturali della Luna.

Le immagini sopra sono da dipinti di uno degli autori della teoria dell'impatto gigante, William Hartmann. Il primo è al momento dell'impatto e il secondo è cinque ore dopo l'impatto basato su ricostruzioni computerizzate dell'impatto. Vedi il catalogo di pittura online di Hartmann per molti altri dipinti di arte spaziale.


Le lacune in questi dischi sono causate dai pianeti?

Agli astronomi piace osservare le giovani stelle lontane mentre si formano. Le stelle nascono da una nube molecolare, e una volta che abbastanza materia in quella nube si raggruppa, la fusione si accende e una stella inizia la sua vita. Il materiale residuo dalla formazione della stella è chiamato disco circumstellare.

Mentre il materiale nel disco circumstellare ruota intorno alla stella ora in rotazione, si raggruppa in singoli pianeti. Quando i pianeti si formano in esso, lasciano spazi vuoti in quel disco. O così pensiamo.

Una delle giovani stelle più osservate si chiama HL Tauri. Si trova nella costellazione del Toro e dista circa 450 anni luce. L'Atacama Large Millimeter Array (ALMA) ha catturato un'immagine ben nota di HL Tauri nel 2014. Quell'immagine è l'immagine più nitida mai scattata da ALMA.

Questa è l'immagine più nitida mai scattata da ALMA, più nitida di quanto normalmente si ottiene in luce visibile con il telescopio spaziale Hubble della NASA/ESA. Mostra il disco protoplanetario che circonda la giovane stella HL Tauri. Con stelle giovani come questa e CI Tau, le osservazioni rivelano sottostrutture all'interno del disco che non sono mai state viste prima e mostrano anche le possibili posizioni dei pianeti che si formano nelle macchie scure all'interno del sistema. In questa immagine le caratteristiche viste nell'HL Il sistema Tauri è etichettato. Attestazione: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Da allora, gli astronomi hanno osservato altre giovani stelle e hanno anche trovato lacune nei loro dischi. Nota che ALMA, come ci dice il nome, non è un telescopio a luce visibile. C'è così tanto gas e polvere nei dischi circumstellari che la luce visibile è inutile per studiarli. ALMA osserva nelle lunghezze d'onda della luce comprese tra infrarossi e onde radio, quindi può vedere nel disco vorticoso di gas e polvere.

Un nuovo studio ha esaminato 18 giovani stelle e i loro dischi e ha trovato prove che 8 di queste stelle hanno quelli che chiamano "nodi di velocità" che potrebbero segnalare la presenza di pianeti giovani e ancora in formazione. Lo studio è intitolato “Nine Localized Deviations from Keplerian Rotation in the DSHARP Circumstellar Disks: Kinematic Evidence for Protoplanets Carving the Gaps.” L'autore principale dello studio è Christophe Pinte della Monash University, Australia, e l'Università di Grenoble Alpes, Francia). Il documento è pubblicato su The Astrophysical Journal Letters.

Sebbene gli astronomi possano vedere le lacune nei dischi circumstellari, non possono vedere i pianeti. Dopo anni di tentativi con alcuni dei migliori telescopi del mondo, gli astronomi hanno solo ripreso direttamente un singolo esopianeta in uno spazio intorno a una stella. Quindi, anche se potrebbe sembrare ovvio che i piccoli pianeti sono responsabili, e non c'è davvero nessun altro modo in cui potrebbero formarsi, è ancora una teoria non dimostrata. Questo nuovo studio aiuta a dimostrare che almeno alcune delle lacune osservate nei dischi circumstellari sono causate dai pianeti.

Questo studio ha utilizzato i dati del progetto Disk Substructures at High Angular Resolution (DSHARP). DSHARP usa ALMA per studiare i dischi circumstellari luminosi vicini (chiamati anche dischi protoplanetari). Secondo il sito Web, DSHARP è "progettato per valutare la prevalenza, le forme, le posizioni, le dimensioni e le ampiezze delle sottostrutture su piccola scala nelle distribuzioni del materiale del disco e come potrebbero essere correlate al processo di formazione del pianeta".

DSHARP sta rilevando 20 grandi dischi protoplanetari luminosi, vicini. Credito immagine: DSHARP

Ci sono altre possibili spiegazioni per le lacune nei dischi. Uno sono le linee di neve o le linee di gelo. In un disco di detriti circumstellare, una linea di brina è la distanza dalla stella dove fa abbastanza freddo da consentire ai volatili di congelarsi. Questo include non solo ghiaccio d'acqua, ma anche ammoniaca, metano, anidride carbonica e altri. Oltre la linea del gelo, queste sostanze si congelano in grani di ghiaccio solido.

Un'altra possibile spiegazione per queste lacune è la sinterizzazione dei grani di polvere. Questo è quando la polvere si compatta in una struttura solida attraverso il calore e la pressione, ma senza sciogliersi. Un team di scienziati ha esplorato questa idea in questo articolo.

Altri candidati includono effetti magneto-idrodinamici, flussi zonali e trappole di polvere autoindotte. Dopo l'immagine ALMA del 2014 di HL Tauri e dei suoi anelli, i ricercatori hanno pubblicato una serie di documenti che presentano prove a favore di tutte queste possibili spiegazioni.

Tre dei piatti che compongono l'Atacama Large Millimeter/submillimter Array (ALMA). Credito immagine: H. Calderón – ALMA (ESO/NRAO/NAOJ)

Ma nessuno di loro è così intrigante come la spiegazione del pianeta bambino. E poiché ora sappiamo che la maggior parte, se non tutte, le stelle ospitano pianeti extrasolari, ha senso.

ALMA non si limita a fotografare queste giovani stelle e i loro dischi di detriti. Usa il suo potere per studiare la distribuzione del gas nei dischi. L'immagine qui sotto è tratta dal nuovo studio. Confronta la distribuzione del gas in cinque dischi con le misurazioni della velocità dello stesso disco.

<Clicca per ingrandire> La colonna a sinistra mostra la distribuzione del gas in cinque dei dischi di detriti circumstellari nello studio. Sulla destra ci sono le misurazioni del gas in quei dischi in diversi canali di velocità. Quelle immagini mostrano & #8220velocity kinks.” Image Credit: C. Pinte et al, 2020.

Al centro di questo nuovo studio ci sono quelli che sono chiamati “velocity kinks.”

Il disco di detriti circumstellari attorno a HL Tauri e ad altre giovani stelle è in gran parte fatto di gas e sta ruotando. Mentre ruota, il suo movimento è governato dalla velocità kepleriana. La velocità kepleriana descrive come dovrebbe muoversi un disco di materiale quando è dominato da un corpo massiccio al centro. Ma come mostra l'immagine sopra, ci sono dei nodi nel gas. Secondo gli autori del nuovo articolo, questi nodi sono la prova di giovani pianeti.

Dal documento: “I pianeti incastonati perturbano il flusso di gas kepleriano nelle loro vicinanze, lanciando onde a spirale alle risonanze di Lindblad sia all'interno che all'esterno delle loro orbite.”

Per almeno una delle 20 giovani stelle, il flusso interrotto è la prova di grandi giganti gassosi: “Misure accurate delle curve di rotazione hanno rivelato, ad esempio, gradienti di pressione radiale e flussi verticali, probabilmente guidati da vuoti scavati nella densità superficiale del gas da Pianeti di massa di Giove nel disco di HD 163296.”

Un'illustrazione artistica di giovani giganti gassosi che si formano nel disco di detriti circumstellare attorno a una giovane stella. Credito immagine: NRAO / AUI / NSF / S. Dagnello

Lo studio presenta molte prove evidenti a sostegno dei protopianeti. Ma gli autori riconoscono che potrebbero esserci altre cause. Uno di questi è nei dati stessi.

“Diversi effetti osservativi e meccanismi fisici possono produrre caratteristiche nelle mappe dei canali che sembrano nodi di velocità,” affermano gli autori. “Il più ovvio è il processo di ricostruzione a basso rapporto segnale-rumore che spesso si traduce in emissioni irregolari che potrebbero essere scambiate per attorcigliamenti. Non possiamo escludere che tali artefatti siano presenti nei dati DSHARP…”

Ma hanno preso provvedimenti per eliminare quegli errori e alla fine del loro articolo fanno diverse affermazioni in sintesi:

  • “Abbiamo trovato nove perturbazioni di velocità localizzate (specifiche del canale) indicative di moto non kepleriano nelle osservazioni DSHARP di 8 dischi protoplanetari, delle 18 sorgenti selezionate.”
  • “The presence of embedded planets would naturally explain both the continuum rings and gas velocity deviations from Keplerian rotation.”
  • “If planets are indeed responsible for these tentative velocity kinks, they should have masses of the order of a Jupiter mass.”
  • In several cases, the authors couldn’t reach definitve conclusions. “… nondetections in other disks or in other gaps in disks where we detected a kink do not necessarily imply the absence of Jupiter-mass planets.”

So there we have it. This thorough and interesting paper advances the idea that gaps in circumstellar debris disks are indeed caused by baby planets.

As our observing power grows, and as telescopes like the James Webb and others become operational, the evidence will likely grow more conclusive.


How was the earth's formation different or similar to the formation of the other planets?

The formation of the inner four planets, which include Earth, were similar.

Spiegazione:

The solar system formed from a disk of material which was orbiting the Sun. The inner part of the disk was mainly dust as gases get heated and blown further out by the Sun's heat and the solar winds.

In the inner solar system, dust particles collided and clumped together. They formed larger and larger rocky objects. These clumps finally clumped together to form the rocky planets, Mercury, Venus, Earth and Mars.

Of the inner planets Venus and Earth and about the same size. Mercury and Mars are much smaller.

In the outer solar system, volatile materials were solid. Also, gases were trapped inside ices. These materials also clumped together. These ultimately formed the giant planets. Jupiter and Saturn are gas giants which are mainly Hydrogen and Helium. Uranus and Neptune are ice giants. They are also mainly Hydrogen and Helium but also contain quantities of water ice, methane and ammonia.

It is also thought that soon after formation, Earth was hit by a Mars sized object which lead to the formation of the Moon.


Planet formation, fast and slow

Planets don't radiate light the way stars do, but they're not entirely dark, either. Planet 51 Eridani b, for example, burns at about 800 degrees Fahrenheit (426.6 degrees Celsius), which is hot enough to melt lead and give off a substantial glow.

The heat comes from energy that was captured during the planet's formation process, which took place about 20 million years ago. Jupiter is closer to 4.5 billion years old, so by contrast, 51 Eridani b is a planetary infant.

"It's young enough to remember how it formed," said Bruce Macintosh, principal investigator of GPI (which Macintosh pronounces "gee-pie," but which some of his colleagues pronounce "gee-pee-eye"). "The details of its formation process affect how bright it is."

The GPI instrument was designed to search for young gas giants. It directly detects the light radiated by these hot, young things, whereas the Kepler Space Telescope (which has identified more than 4,000 planet candidates), finds planets by watching for the dip in the brightness of a star as the planet passes in front of it.

"To detect planets, Kepler sees their shadow," Macintosh said in the statement from Stanford University. "The Gemini Planet Imager instead sees their glow, which we refer to as direct imaging."

According to Macintosh, the brightness or temperature of a young planet could reveal how that planet formed.

There are two key ideas as to how massive gas planets form: fast or slow.

The fast-formation method suggests that the material rapidly coalesces into a hot, mixed-up ball of gas and solid material, Macintosh said. By contrast, Jupiter is thought to have formed via the slow formation process, which starts with the gradual buildup of a rocky core, followed by the rapid accretion of gassy outer layers. If the latter process is very slow, it may stop short of gaining the gassy layers, and form a rocky planet like Earth.

"Planets are not as bright if they form slow. If the planet forms fast, then a lot of energy gets trapped inside it," Macintosh told Space.com. "If you measure the brightness of a planet, you can maybe tell which formation pathway it follow."

According to the statement from Stanford, other Jupiter-like exoplanets discovered thus far have been "much hotter" (that is, brighter) than slow-formation models predict they should be. The GPI team hasn't yet made a definitive measurement of 51 Eridani b's brightness (to do this they must also measure its mass), but the detection of methane has raised the team's hopes about what this new, methane-rich planet will tell them about the formation of other, Jupiter-like planets in the universe.

Macintosh said it is possible that both the fast and slow formation processes take place in the universe. If that is true, he said, then scientists will want to understand how frequently each process tends to occur, because that would also influence how frequently small, rocky planets form.

"The planets in our solar system formed slowly, maybe most of the Kepler planets formed fast," Macintosh said. "What percentage of planets don't get caught up in that fast system?" [The 6 Most Earth-Like Alien Planets]


New research re-creates planet formation, super-Earths and giant planets in the laboratory

New laser-driven compression experiments reproduce the conditions deep inside exotic super-Earths and giant planet cores, and the conditions during the violent birth of Earth-like planets, documenting the material properties that determined planet formation and evolution processes.

The experiments, reported in the Jan. 23 edition of Scienza, reveal the unusual properties of silica -- the key constituent of rock -- under the extreme pressures and temperatures relevant to planetary formation and interior evolution.

Using laser-driven shock compression and ultrafast diagnostics, Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL) physicist Marius Millot and colleagues from Bayreuth University (Germany), LLNL and the University of California, Berkeley were able to measure the melting temperature of silica at 500 GPa (5 million atmospheres), a pressure comparable to the core-mantle boundary pressure for a super-Earth planet (5 Earth masses), Uranus and Neptune. It also is the regime of giant impacts that characterize the final stages of planet formation.

"Deep inside planets, extreme density, pressure and temperature strongly modify the properties of the constituent materials," Millot said. "How much heat solids can sustain before melting under pressure is key to determining a planet's internal structure and evolution, and now we can measure it directly in the laboratory."

In combination with prior melting measurements on other oxides and on iron, the new data indicate that mantle silicates and core metal have comparable melting temperatures above 300-500 GPa, suggesting that large rocky planets may commonly have long-lived oceans of magma -- molten rock -- at depth. Planetary magnetic fields can be formed in this liquid-rock layer.

"In addition, our research suggests that silica is likely solid inside Neptune, Uranus, Saturn and Jupiter cores, which sets new constraints on future improved models for the structure and evolution of these planets," Millot said.

Those advances were made possible by a breakthrough in high-pressure crystal growth techniques at Bayreuth University in Germany. There, Natalia Dubrovinskaia and colleagues managed to synthesize millimeter-sized transparent polycrystals and single crystals of stishovite, a high-density form of silica (SiO2) usually found only in minute amounts near meteor-impact craters.

Those crystals allowed Millot and colleagues to conduct the first laser-driven shock compression study of stishovite using ultrafast optical pyrometry and velocimetry at the Omega Laser Facility at the University of Rochester's Laboratory for Laser Energetics.

"Stishovite, being much denser than quartz or fused-silica, stays cooler under shock compression, and that allowed us to measure the melting temperature at a much higher pressure," Millot said. "Dynamic compression of planetary-relevant materials is a very exciting field right now. Deep inside planets hydrogen is a metallic fluid, helium rains, fluid silica is a metal and water may be superionic."

In fact, the recent discovery of more than 1,000 exoplanets orbiting other stars in our galaxy reveals the broad diversity of planetary systems, planet sizes and properties. It also sets a quest for habitable worlds hosting extraterrestrial life and shines new light on our own solar system. Using the ability to reproduce in the laboratory the extreme conditions deep inside giant planets, as well as during planet formation, Millot and colleagues plan to study the exotic behavior of the main planetary constituents using dynamic compression to contribute to a better understanding of the formation of the Earth and the origin of life.


How much heat emanates from the planets after formation? - Astronomia

The internal temperatures of the planets cannot be directly measured, but they can be inferred in a variety of ways. For the Earth we can combine seismic studies and laboratory experiments to estimate the temperatures at various depths. For other planets we rely on heat radiated from their surfaces, surface features which suggest one kind of geologic history or another, theories of the origin and evolution of the planets, and theories of the origin of planetary magnetic fields. Sometimes different lines of evidence yield different estimates of planetary temperatures, but the range of temperatures given below are probably closer to the actual temperatures than not.

Theories of Planetary Formation and Evolution
From a number of lines of evidence, we know that the inner Solar System was very hot at the time the planets were forming, and that large amounts of rapidly-decaying radioactive materials were mixed into the rocky bodies that formed close to the Sun. As a result all of the inner planets must have been mostly or entirely molten during the last stages of their formation (see The Melting and Differentiation of the Planets).
The heat sources which melted the inner planets must have disappeared very early on. The Sun, which was a major source of heat at the start of things, rapidly shrank in size and brightness and became an insignificant factor within a few millions of years. The most important radioactive materials decayed to nonexistence within a few tens of millions of years. And collisional heating, which was once thought to be the most important factor, is now believed to have been a relatively minor factor, especially by the time the planets more or less reached their final size, and there was little left for them to run into. As a result the planets would have begun to resolidify almost as soon as they melted, and as the heat stored inside them gradually made its way to the surface, they would have slowly cooled off.
As heat leaked from their interiors, larger planets should have cooled more slowly than smaller ones, because with larger masses they had more heat stored inside them in comparison to their surface areas (doubling the size of a planet increases the ratio of mass to surface area by a factor of two), which means more heat has to escape to reduce their temperature by a given amount. But even if the internal heat of a smaller planet caused internal temperatures to rise just as rapidly as you go downward as in larger planets, the smaller distance between the surface and center should result in lower central temperatures for the smaller planets. Both factors suggest that smaller planets should have cooled off considerably more than larger ones in the four and a half billion years since they were formed.
Based on this we would expect the Earth, as the largest of the Terrestrial planets, to have the highest internal temperatures. Venus, with a slightly smaller mass and size, should have comparable temperatures. But Mars and Mercury, being much smaller, should be considerably cooler than either the Earth or Venus.
For the Jovian planets, the gravitational compression of the huge amounts of gaseous materials which make up their structure should have produced far higher internal temperatures early on than for the Terrestrial planets. As a result, if they had similar structures they should be much hotter. However, they are made of fluids (primarily gases compressed to densities even higher than those of typical liquids), and heat flow in fluids can be much faster than in the solid rock which makes up the outer layers of the Terrestrial planets. So although the Jovian planets were probably once much hotter than the Terrestrial planets, that cannot ensure that they are still hotter than the inner planets. All we can say based on this theory alone, is that Jupiter, being by far the largest and most massive Jovian planet, should be substantially hotter than Saturn, which should be much hotter than the smaller Jovian planets, Uranus and Neptune.
Although this theory of heating and cooling suggests relative temperatures within a given group of planets, for any given planet accurate temperature estimates depend on additional lines of evidence.

Heat Radiated By the Planets
At the current time most of the heat once stored inside the planets has leaked to their surfaces, and been radiated away. As a result, the heat of the Sun is the primary source of heat at their surfaces. In fact for the Terrestrial planets, the heat absorbed from the Sun and the heat radiated by the planets is so nearly identical that uncertainties in the two values, small though they are, are much larger than any heat still leaking from their interiors.
For the Jovian planets, however, this is not true. Jupiter radiates nearly three times as much heat as it absorbs from sunlight, meaning that two-thirds of its surface heat budget is derived from heat leaking out of its interior. For Saturn, heat leaking from the interior is considerably smaller than for Jupiter, but is still about half of the surface heat budget. As discussed in the (relatively old, relatively brief) planet by planet discussion below, this implies that Jupiter is still extraordinarily hot inside, and Saturn, though not as hot as Jupiter, is probably twice as hot (in the deep interior) as the Earth. For Uranus and Neptune the heat flow from the interior is much smaller, and they probably have lower internal temperatures than the Earth, but not as much lower as might have been thought forty or fifty years ago.

(Author's Note to Self: Need to discuss (1) the relationship of surface features to internal thermal history, (2) the relationship of magnetic fields to internal temperatures, (3) seismic studies of the Earth, and (4) "flex" measurements of Mercury and Mars)

(The following discussion, based on lecture notes now several years old, is relatively correct and complete, but needs some additions and revisions in the light of recent discoveries. A few minor updates have been inserted as indicated at various places but a considerable revision will be made in the next iteration of this page.)

The Internal Temperatures of The Terrestrial Planets
Mercury: Its extremely cratered surface implies little if any geological activity since the end of the heavy bombardment of the Solar System around 4 billion years ago. (Note added 2014: Gravimetric studies and images taken by the MESSENGER spacecraft indicate that despite its relative lack of geological activity in recent aeons, Mercury has had a more interesting geological history than suggested by earlier studies.) In addition, the small size of the planet should allow any heat left over from its formation to escape quickly. Both these factors would lead to a prediction of a low internal temperature, probably less than 4000 Fahrenheit degrees, and most likely, a completely solid interior. (Note added 2014: Although the temperature estimate is probably still in the right ballpark, the aforementioned MESSENGER observations indicate that at least a portion of Mercury's core is still molten.)

Venus: Radar imaging seems to show an extremely volcanic and otherwise substantially changed surface, with an almost complete destruction of the cratering which would have occurred in its early history, implying a substantial amount of geological activity throughout its history. The large size of the planet should allow much of the heat left over from its formation to be easily retained. However, there are also a large number of large craters which would have taken the best part of half a billion years or more to be formed by random collisions, implying that the geological activity otherwise so apparent on the planet's surface probably ceased or at least greatly decreased at some time in the past. This implies that the planet is somewhat cooler than the Earth, probably less than 10000 Fahrenheit degrees in the central core, and may be entirely solid, although substantial molten regions cannot be ruled out on this basis alone.

Earth: Shows extreme geological activity, so that major surface features such as continents almost completely change in time scales of only a few hundred million years (this is in addition to weathering and erosion, which act on much shorter time scales). In addition, its size, the largest of the Terrestrial planets, should allow it to hold in more heat than the smaller planets. Finally, earthquake studies absolutely prove the existence of a mostly molten core. As a result of laboratory studies of the behavior or materials at high temperature and pressure, its internal temperature is believed to be in excess of 12000 Fahrenheit degrees, and the central core is probably closer to 14000 degrees.

Mars: Half of its surface contains huge, partially weathered craters almost certainly dating back to over 4 billion years ago, whereas the other half has many volcanoes and stress fractures, implying at least some internal activity, although not on the same scale as Venus or the Earth, continuing to within a few million years of the present time. The small size of the planet should allow heat to escape fairly easily, and with its looks being intermediate between those of Mercury and the larger Terrestrial planets, it would be expected to have internal temperatures between 5000 and 7000 Fahrenheit degrees. This might lead to partial melting of the interior, depending upon the composition of the central regions. (Note added 2014: It is now certain that at least a portion of the outer core is molten, or partially molten but temperature estimates remain the same, differences in composition compared to the Earth being thought to be the main cause of the unexpected difference in structure.)

The Magnetic Fields of the Terrestrial Planets and of The Moon
The magnetic fields of the Terrestrial planets should be created by convective motions within molten metallic cores. In some theories this motion alone is capable of causing a net planetary field. In others theories a relatively fast rotation of the planet is also necessary, so that the Coriolis effect of the rotation can organize the internal convection parallel to (and/or anti-parallel to) the rotation axis of the planet.

Earth: Known to have a molten core, s rapid rotation, and a fairly strong magnetic field (strongest of the Terrestrial planets), nearly parallel to its axis of rotation (although it does move around a bit over long periods of time). Theory predicts a strong magnetic field under these circumstances, which agrees with observation.

The Moon: Its heavily cratered, presumably ancient surface, slow rotation, and probably solid core (based on very limited seismic studies) predict that it should have no magnetic field. No magnetic field is observed, again in agreement with theory.

Mars: Its in-between geology suggests it is probably too cool for a large molten core (2014: Although now almost certain to have a partially molten outer core, the size of the molten region is probably too small to support extensive convective motion). Because of its relatively rapid rotation (almost as fast as the Earth's), a molten core should producea magnetic field, but only a minuscule field is observed, which implies that it may be too cool (probably less than 5000 Fahrenheit degrees) to have a molten core. (following added 2005) However, fossil magnetism at the surface suggests that the rocks which contain fossil magnetism were formed at a time, 4+ billion years ago, when Mars had a substantial magnetic field and parallel striping of that fossil magnetism in certain areas suggests that in that same time frame something occurred similar to the seafloor spreading and magnetic striping caused by magnetic field reversals in the Earth. So although Mars' core must be relatively cool and almost totally solid now, it was undoubtedly hot enough to create an active magnetic field and drive some mantle activity in the very early days of the planet's history.

Venus: Its once-active geology suggests it probably had a molten core, but its large number of more recent craters suggests that the geological activity has ceased, so that the core may have cooled off and solidified, and in any event its extremely slow rotation makes it possible that it might not have a magnetic field even if it did have a molten core. NO FIELD IS OBSERVED. This means either that it does have a solid core, or that those theories which require a rapid rotation to create a magnetic field are more likely to be correct, and those which do not require a rapid rotation are wrong.

Mercury: An ancient, heavily cratered surface implies relatively little geological activity, particularly in recent times, probably low internal temperatures, and therefore probably no molten core of significant size. In addition, it has a slow rotation, so even if it had a molten core it might not have a magnetic field. HOWEVER, it does have a magnetic field, albeit only about 1% as strong as ours. (Modified in 2014) The presence of a magnetic field, combined with the absence of geological activity, was a longtime puzzle however, MESSENGER studies that show the planet has a partially molten core, so its weak magnetic field can be explained by convective motions in the partially molten region.

The Internal Temperatures of the Jovian Planets
Jupiter: Heat leaking from its surface is almost three times as much as that absorbed from sunlight, implying that almost twice as much heat is leaking out of planet as is coming from the Sun. This is partly due to large distance from the Sun (a little over 5 AU's), which causes it to receive less than 4% of the heat that we do, but this still requires a very large internal heat flow. In the case of the Earth a temperature rise of 100 degrees (F) per mile near the surface produces very little heat flow (except at unusually warm places such as volcanoes), but the crust and mantle of the Earth are made of'solid rock, and heat flows very slowly through such material. Jupiter is made of liquid hydrogen, and convective motions in such a liquid should be capable of moving heat outwards fairly easily. Estimates based on theory and lab experiments suggest that a temperature rise of only 1 Fahrenheit degree per mile might be adequate to explain such a heat flow, but since Jupiter is 44000 miles in radius, its central temperature is probably more than 50000 Fahrenheit degrees. (Despite this, the central core of ice and rocks, being compressed by incredible weights, is almost certainly solid.)

Saturn: This planet has only half its heat coming from the interior, and being further from the Sun than Jupiter, only needs 1/4 to 1/8 as much interior heat flow to produce this result. It is therefore thought that its internal temperature rises only about half as fast as in Jupiter, resulting in central temperatures of only 25000 to 35000 Fahrenheit degrees.

Uranus and Neptune are so far from us and the Sun, and have so little internal heat flow that measurements prior to the Voyager 2 flybys were almost useless. Some heat flow has now been observed, but central temperatures are still very uncertain, are probably less than 15000 degrees, and possibly less than 10000 degrees.

The Magnetic Fields of the Jovian Planets
The basic theory is the same as for the Terrestrial planets, but since there is very little rock, let alone metal in the Jovian planets, even completely molten cores and very rapid rotations would not produce fields strong enough to reach their surfaces with any substantial strength. Despite this, Jupiter has a VERY strong field, 10 times stronger at the surface than ours, which extends into space many times further than ours, and has a total energy 1000 times greater than ours. Saturn has a relatively strong field (divide Jupiter's numbers by 10), which also requires a substantial energy to create it, and Uranus and Neptune, although their fields are only a fraction of the strength of the Earth's field, still require a substantial source of magnetic energy. For Jupiter and Saturn the answer to the creation of their magnetic fields is believed to be metallic hydrogen. Normally, hydrogen is a non-metal, which tightly holds onto its lone electron. (Metallic properties are produced by atoms which have so many electrons that the outermost one can easily be detached and wander freely between the atoms in a liquid or solid state.) Under the tremendous ressures inside Jupiter and Saturn, hydrogen is compressed so much (perhaps 30 to 40 times denser than normal inside Jupiter) that many atoms occupy the space normally filled by only a single atom, and although each electron is closer to its own nucleus than to other atoms' nuclei, being so close to so many nuclei can "confuse" some of the electrons, allowing them to wander from atom to atom, producing a metallic form of hydrogen. Recent lab experiments (testing the properties of hydrogen under high pressure) and theoretical calculations (involving the pressures inside the Jovian planets) suggest that although Uranus and Neptune are not likely to contain such a form of hydrogen, Saturn should have substantial amounts, and Jupiter may be mostly made of this strange liquid. If this is correct it would easily explain the magnetic fields of Jupiter and Saturn, but for Uranus and Neptune the magnetic fields are probably caused by convective motions in an outer core made mostly of electrically conductive liquids such as seawater mixed with gases (such as methane and ammonia) compressed to the density of a liquid.


Researchers Capture First Photo of Planet in the Making

A composite image of LkCa15 shows the MagAO data, in blue, and the LBT data, in green and red.

There are 450 light-years between Earth and LkCa15, a young star with a transition disk around it, a cosmic whirling dervish, a birthplace for planets.

Despite the disk’s considerable distance from Earth and its gaseous, dusty atmosphere, University of Arizona researchers captured the first photo of a planet in the making, a planet residing in a gap in LkCa15’s disk.

Of the roughly 2,000 known exoplanets — planets that orbit a star other than our sun — only about 10 have been imaged, and that was long after they had formed, not when they were in the making.

"This is the first time that we’ve imaged a planet that we can say is still forming," says Stephanie Sallum, a UA graduate student, who with Kate Follette, a former UA graduate student now doing postdoctoral work at Stanford University, led the research.

"No one has successfully and unambiguously detected a forming planet before," Follette says. "There have always been alternate explanations, but in this case we've taken a direct picture, and it's hard to dispute that."

The researchers' results were published in the Nov. 19 issue of Nature.

Only months ago, Sallum and Follette were working independently, each on her own Ph.D. project. But serendipitously they had set their sights on the same star. Both were observing LkCa15, which is surrounded by a special kind of protoplanetary disk that contains an inner clearing, or gap.

Protoplanetary disks form around young stars using the debris left over from the star’s formation. It is suspected that planets then form inside the disk, sweeping up dust and debris as the material falls onto the planets instead of staying in the disk or falling onto the star. A gap is then cleared in which planets can reside.

The researchers’ new observations support that view.

"The reason we selected this system is because it’s built around a very young star that has material left over from the star-formation process," Follette says. "It’s like a big doughnut. This system is special because it’s one of a handful of disks that has a solar-system size gap in it. And one of the ways to create that gap is to have planets forming in there."

Sallum says researchers are just now being able to image objects that are close to and much fainter than a nearby star. "That’s because of researchers at the University of Arizona who have developed the instruments and techniques that make that difficult observation possible," she says.

Those instruments include the Large Binocular Telescope, or LBT, the world’s largest telescope, located on Arizona’s Mount Graham, and the UA’s Magellan Telescope and its adaptive optics system, or MagAO, located in Chile.

Capturing sharp images of distant objects is difficult thanks in large part to atmospheric turbulence, the mixing of hot and cold air.

"When you look through the Earth’s atmosphere, what you’re seeing is cold and hot air mixing in a turbulent way that makes stars shimmer," says Laird Close, UA astronomy professor and Follette’s graduate adviser.

"To a big telescope, it’s a fairly dramatic thing. You see a horrible-looking image, but it’s the same phenomenon that makes city lights and stars twinkle."

Josh Eisner, UA astronomy professor and Sallum’s graduate adviser, says big telescopes "always suffer from this type of thing." But by using the LBT adaptive optics system and a novel imaging technique, he and Sallum succeeded in getting the crispest infrared images yet of LkCa15.

Meanwhile, Close and Follette used Magellan’s adaptive optics system MagAO to independently corroborate Eisner and Sallum’s planetary findings. That is, using MagAO’s unique ability to work in visible wavelengths, they captured the planet’s "hydrogen alpha" spectral fingerprint, the specific wavelength of light that LkCa 15 and its planets emit as they grow. In fact, almost all young stars are identified by their hydrogen alpha light, says Close, principal investigator of MagAO.

When cosmic objects are forming, they get extremely hot, Close says. And because they’re forming from hydrogen, those objects all glow a dark red, which astronomers refer to as H-alpha, a particular wavelength of light. "It’s just like a neon sign, the way neon gas glows when it gets energized," he says.

"That single dark shade of red light is emitted by both the planet and the star as they undergo the same growing process," Follette says. "We were able to separate the light of the faint planet from the light of the much brighter star and to see that they were both growing and glowing in this very distinct shade of red."

A color so distinct, Close says, that it’s proof positive a planet is forming — something never seen before now.

"Results like this have only been made possible with the application of a lot of very advanced new technology to the business of imaging the stars," says professor Peter Tuthill of the University of Sydney, one of the study’s co-authors, "and it’s really great to see them yielding such impressive results."



Commenti:

  1. Moogull

    ENORME ringraziamento umano!

  2. Oszkar

    Sì, secondo me, ne scrivono già su ogni recinzione :)

  3. Lailoken

    Hai assolutamente ragione. C'è qualcosa in questo e penso che questa sia un'ottima idea. Sono d'accordo con te.

  4. Bancroft

    Scusa per questo interferisco ... ma questo tema mi è molto vicino. Scrivi in ​​PM.

  5. Kajilkree

    Non sono affatto d'accordo

  6. Marti

    E mi sono imbattuto in questo. Discutiamo di questo problema.

  7. Bink

    Grande! Finalmente ho trovato un blog ragionevole su Internet) Evviva!

  8. Reizo

    Sì, una buona scelta



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