Gigante di ghiaccio - Ice giant

Questo articolo è circa il tipo di pianeta. Per altri usi, vedi Gigante di ghiaccio (disambigua) .
Urano fotografato dalla Voyager 2 nel gennaio 1986
Nettuno fotografato dalla Voyager 2 nell'agosto 1989

Un gigante di ghiaccio è un pianeta gigante composto principalmente da elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio , come ossigeno , carbonio , azoto e zolfo . Ci sono due giganti di ghiaccio nel Sistema Solare : Urano e Nettuno .

In astrofisica e scienze planetarie il termine "ghiaccio" si riferisce a composti chimici volatili con punti di congelamento superiori a circa 100  K , come acqua , ammoniaca o metano , con punti di congelamento di 273 K (0°C), 195 K (-78° C), e 91 K (-182°C), rispettivamente (vedi Volatili ). Negli anni '90, è stato determinato che Urano e Nettuno sono una classe distinta di pianeti giganti, separati dagli altri pianeti giganti, Giove e Saturno . Sono diventati noti come giganti di ghiaccio . I loro composti costitutivi erano solidi quando venivano incorporati principalmente nei pianeti durante la loro formazione, direttamente sotto forma di ghiaccio o intrappolati nel ghiaccio d'acqua. Oggi, molto poco dell'acqua di Urano e Nettuno rimane sotto forma di ghiaccio. Invece, l'acqua esiste principalmente come fluido supercritico alle temperature e alle pressioni al loro interno. Urano e Nettuno sono costituiti solo da circa il 20% di idrogeno ed elio in massa, rispetto ai giganti gassosi del Sistema Solare , Giove e Saturno, che sono più del 90% di idrogeno ed elio in massa.

Terminologia

Nel 1952, lo scrittore di fantascienza James Blish ha coniato il termine gigante gassoso ed è stato usato per riferirsi ai grandi pianeti non terrestri del Sistema Solare . Tuttavia, dalla fine degli anni '40, le composizioni di Urano e Nettuno sono state ritenute significativamente diverse da quelle di Giove e Saturno . Sono principalmente composti da elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio , che costituiscono del tutto un tipo separato di pianeta gigante . Poiché durante la loro formazione Urano e Nettuno hanno incorporato il loro materiale sotto forma di ghiaccio o gas intrappolato nel ghiaccio d'acqua, è entrato in uso il termine gigante di ghiaccio . All'inizio degli anni '70, la terminologia divenne popolare nella comunità della fantascienza, ad esempio Bova (1971), ma il primo uso scientifico della terminologia fu probabilmente da Dunne e Burgess (1978) in un rapporto della NASA.

Formazione

Modellare la formazione dei giganti terrestri e gassosi è relativamente semplice e incontrovertibile . È ampiamente noto che i pianeti terrestri del Sistema Solare si siano formati attraverso l'accumulo per collisione di planetesimi all'interno del disco protoplanetario . Si pensa che i giganti gassosi - Giove , Saturno e la loro controparte extrasolare pianeti - abbiano formato nuclei solidi di circa 10 masse terrestri ( M 🜨 ) attraverso lo stesso processo, mentre accrescono gli involucri gassosi dalla nebulosa solare circostante nel corso di pochi a diversi milioni di anni ( Ma ), sebbene siano stati recentemente proposti modelli alternativi di formazione del nucleo basati sull'accrescimento di ciottoli . Alcuni pianeti giganti extrasolari potrebbero invece essersi formati tramite instabilità del disco gravitazionale.

La formazione di Urano e Nettuno attraverso un processo simile di accrescimento del nucleo è molto più problematica. La velocità di fuga dei piccoli protopianeti a circa 20 unità astronomiche (AU) dal centro del Sistema Solare sarebbe stata paragonabile alle loro velocità relative . Tali corpi che attraversano le orbite di Saturno o Giove sarebbero stati suscettibili di essere inviati su traiettorie iperboliche espellendoli dal sistema. Tali corpi, essendo stati travolti dai giganti gassosi, avrebbero anche potuto essere semplicemente accumulati nei pianeti più grandi o gettati in orbite cometarie.

Nonostante i problemi nel modellare la loro formazione, molti giganti del ghiaccio candidati sono stati osservati in orbita attorno ad altre stelle dal 2004. Ciò indica che potrebbero essere comuni nella Via Lattea .

Migrazione

Considerando le sfide orbitali dei protopianeti a 20 UA o più dal centro del Sistema Solare, una soluzione semplice è che i giganti di ghiaccio si siano formati tra le orbite di Giove e Saturno prima di essere dispersi gravitazionalmente verso le loro orbite ora più lontane.

Instabilità del disco

L'instabilità gravitazionale del disco protoplanetario potrebbe anche produrre diversi protopianeti giganti gassosi fino a distanze fino a 30 UA. Regioni di densità leggermente più elevata nel disco potrebbero portare alla formazione di grumi che alla fine collassano a densità planetarie. Un disco con instabilità gravitazionale anche marginale potrebbe produrre protopianeti tra 10 e 30 UA in oltre mille anni (ka). Questo è molto più breve dei 100.000 - 1.000.000 di anni necessari per produrre protopianeti attraverso l'accrescimento del nucleo della nuvola e potrebbe renderlo praticabile anche nei dischi dalla vita più breve, che esistono solo da pochi milioni di anni.

Un problema con questo modello è determinare cosa ha mantenuto stabile il disco prima dell'instabilità. Ci sono diversi possibili meccanismi che consentono l'instabilità gravitazionale durante l'evoluzione del disco. Un incontro ravvicinato con un'altra protostella potrebbe fornire un calcio gravitazionale a un disco altrimenti stabile. È probabile che un disco che si evolve magneticamente abbia zone morte magnetiche, a causa di vari gradi di ionizzazione , in cui la massa mossa da forze magnetiche potrebbe accumularsi, diventando alla fine gravitazionalmente instabile. Un disco protoplanetario può semplicemente accumulare materia lentamente, causando periodi relativamente brevi di instabilità gravitazionale marginale e scoppi di raccolta di massa, seguiti da periodi in cui la densità superficiale scende al di sotto di quanto richiesto per sostenere l'instabilità.

Fotoevaporazione

Osservazioni di fotoevaporazione di dischi protoplanetari nella Orion trapezio Cluster di ultravioletti estremi (EUV) radiazioni emesse da θ 1 Orionis C suggerisce un altro possibile meccanismo per la formazione di giganti di ghiaccio. I protopianeti giganti gassosi di massa multipla di Giove potrebbero essersi formati rapidamente a causa dell'instabilità del disco prima che la maggior parte dei loro involucri di idrogeno venissero eliminati dall'intensa radiazione EUV di una stella massiccia vicina.

Nella Nebulosa della Carena , i flussi EUV sono circa 100 volte superiori a quelli della Nebulosa di Orione del Trapezio . I dischi protoplanetari sono presenti in entrambe le nebulose. Flussi EUV più elevati rendono questa possibilità ancora più probabile per la formazione di giganti di ghiaccio. L'EUV più forte aumenterebbe la rimozione degli involucri di gas dai protopianeti prima che possano collassare sufficientemente per resistere a ulteriori perdite.

Caratteristiche

Questi spaccati illustrano i modelli interni dei pianeti giganti. I nuclei planetari dei giganti gassosi Giove e Saturno sono ricoperti da uno strato profondo di idrogeno metallico , mentre i mantelli dei giganti ghiacciati Urano e Nettuno sono composti da elementi più pesanti.

I giganti di ghiaccio rappresentano una delle due categorie fondamentalmente diverse di pianeti giganti presenti nel Sistema Solare , l'altro gruppo sono i giganti gassosi più familiari , che sono composti per oltre il 90% da idrogeno ed elio (in massa). Si pensa che il loro idrogeno si estenda fino ai loro piccoli nuclei rocciosi, dove lo ione molecolare dell'idrogeno passa all'idrogeno metallico sotto le pressioni estreme di centinaia di gigapascal (GPa).

I giganti di ghiaccio sono composti principalmente da elementi più pesanti . In base all'abbondanza di elementi nell'universo , sono più probabili ossigeno , carbonio , azoto e zolfo . Sebbene i giganti del ghiaccio abbiano anche involucri di idrogeno , questi sono molto più piccoli. Rappresentano meno del 20% della loro massa. Inoltre, il loro idrogeno non raggiunge mai le profondità necessarie alla pressione per creare idrogeno metallico. Questi involucri limitano tuttavia l'osservazione degli interni dei giganti di ghiaccio, e quindi le informazioni sulla loro composizione ed evoluzione.

Sebbene Urano e Nettuno siano indicati come pianeti giganti di ghiaccio, si pensa che sotto le loro nuvole ci sia un oceano di acqua supercritica , che rappresenta circa i due terzi della loro massa totale.

Atmosfera e meteo

Gli strati gassosi esterni dei giganti di ghiaccio hanno diverse somiglianze con quelli dei giganti gassosi. Questi includono venti equatoriali di lunga durata e ad alta velocità, vortici polari , modelli di circolazione su larga scala e processi chimici complessi guidati dalla radiazione ultravioletta dall'alto e mescolata con la bassa atmosfera.

Lo studio del modello atmosferico dei giganti di ghiaccio fornisce anche approfondimenti sulla fisica atmosferica . Le loro composizioni promuovono diversi processi chimici e ricevono molta meno luce solare nelle loro orbite lontane rispetto a qualsiasi altro pianeta del Sistema Solare (aumentando la rilevanza del riscaldamento interno sui modelli meteorologici).

La più grande caratteristica visibile su Nettuno è la ricorrente Great Dark Spot . Si forma e si dissipa ogni pochi anni, al contrario della Grande Macchia Rossa di Giove di dimensioni simili , che persiste da secoli. Di tutti i pianeti giganti conosciuti nel Sistema Solare, Nettuno emette il calore più interno per unità di luce solare assorbita, un rapporto di circa 2,6. Saturno , l'emettitore successivo più alto, ha solo un rapporto di circa 1,8. Urano emette il minimo calore, un decimo di Nettuno. Si sospetta che ciò possa essere correlato alla sua estrema inclinazione assiale di 98˚ . Questo fa sì che i suoi modelli stagionali siano molto diversi da quelli di qualsiasi altro pianeta del Sistema Solare.

Non ci sono ancora modelli completi che spieghino le caratteristiche atmosferiche osservate nei giganti di ghiaccio. Comprendere queste caratteristiche aiuterà a chiarire come funzionano le atmosfere dei pianeti giganti in generale. Di conseguenza, tali intuizioni potrebbero aiutare gli scienziati a prevedere meglio la struttura atmosferica e il comportamento degli esopianeti giganti scoperti essere molto vicini alle loro stelle ospiti ( pianeti pegaseani ) e degli esopianeti con masse e raggi compresi tra quelli dei pianeti giganti e terrestri trovati nel Sistema Solare.

Interni

A causa delle loro grandi dimensioni e delle basse conducibilità termiche, le pressioni interne dei pianeti variano fino a diverse centinaia di GPa e temperature di diverse migliaia di kelvin (K).

Nel marzo 2012, è stato scoperto che la compressibilità dell'acqua utilizzata nei modelli dei giganti del ghiaccio potrebbe essere ridotta di un terzo. Questo valore è importante per modellare i giganti di ghiaccio e ha un effetto a catena sulla loro comprensione.

Campi magnetici

I campi magnetici di Urano e Nettuno sono entrambi insolitamente spostati e inclinati. La loro intensità di campo è intermedia tra quella dei giganti gassosi e quella dei pianeti terrestri, essendo rispettivamente 50 e 25 volte quella terrestre. Le intensità del campo magnetico equatoriale di Urano e Nettuno sono rispettivamente il 75% e il 45% dello 0,305 gauss terrestre. Si ritiene che i loro campi magnetici abbiano origine in un mantello di ghiaccio fluido convettivo ionizzato.

Visita della navicella spaziale

Passato

Proposte

Guarda anche

Riferimenti

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