Okyanus gezegeni

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Europa'nın iç yapısı sematize edilmiş
İki doğal uydulu varsayımsal bir okyanus gezegeninin sanatçının illüstrasyonu

Okyanus gezegeni, okyanus dünyası, su dünyası, su gezegeni ya da pantalasik gezegen, yüzeyinde ya da alt yüzeyinde önemli miktarda su içeren bir astronomik nesne türüdür.[1][2][3][4] 'Okyanus Dünyası' terimi bazen lav (Io örneği) veya amonyak (Titan'ın iç okyanusunun durumu) gibi farklı bir sıvıdan oluşan bir okyanusu olan astronomik cisimler için de kullanılır.[5]

Kararlı sıvı suyu desteklenmesi için doğru şartlar altında birkaç güneş dışı gezegen bulunmuş olmasına rağmen Dünya, yüzey üzerinde sıvı suyun karalı halde olduğu bilinen tek astronomik cisimdir.[6] Güneş dışı gezegenler için, mevcut teknoloji doğrudan sıvı yüzey suyunu gözleyemez, bu nedenle atmosferik su buharı bir aracı olarak kullanılabilir. Okyanus dünyalarının veya okyanus gezegenlerinin özellikleri, oluşumları ve Güneş Sistemi'nin bir bütün olarak oluşumu ve gelişimi hakkında ipucu sağlar ve gezegensel yaşam potansiyelini arttırmaktadır.

Genel bakış[değiştir | kaynağı değiştir]

Su dünyaları, astrobiyolojide, jeolojik zaman cetveli üzerinde yaşam gelişimi ve biyolojik faaliyetlerini sürdürme potansiyeli bakımından büyük ilgi görürler. Güneş Sistemindeki en iyi bilinen beş su dünyasında Europa, Enceladus, Ganymede ve Callisto bulunur. Dış Güneş Sistemi'ndeki diğer cisimler, yüzeyaltı okyanuslarına sahip olmak için tek bir gözlem veya teorik modelleme ile çıkarılır ve bunlara şunlar dahildir: Dione, Plüton, Triton ve Ceres,[7][8][9] Mimas,[10][11] Eris,[12] ve Oberon.[4][13]

Tarihçe[değiştir | kaynağı değiştir]

Önemli ön teorik çalışma, 1970'li yıllardan başlayarak başlatılan gezegen misyonlarından önce gerçekleştirildi. Özellikle, Lewis, 1971'de, yalnız radyoaktif bozunmanın, büyük uydularda yüzey altı okyanusları oluşumu için muhtemelen yeterli olduğunu, özellikle de amonyak (NH3) varlığıdır. Peale ve Cassen 1979'da gelgit ısınmasının önemli bir rolünü (diğer bir deyişle gelgit bükülmesi) uydu evrimi ve yapısında anlamıştır. Alain Léger ve diğerleri, 2004 yılında, kar çizgisinin ötesinde bölgede oluşan az sayıdaki buz gibi gezegenlerin, dış tabakaların daha sonra eriyip ~ 1 AU'ya doğru göç edebileceğini düşündüler.

Hubble Uzay Teleskobunun yanı sıra Pioneer, Galileo, Voyager, Cassini-Huygens ve Yeni Ufuklar misyonları tarafından toplanan kümülatif deliller, birkaç dış Güneş Sistemi organının izole bir buz kabuğu altında iç sıvı su okyanuslarına sahip olduğunu kuvvetle göstermektedir. Bu arada, 7 Mart 2009'da başlatılan Kepler uzay gözlemevi, yaklaşık 50'si Dünya boyutunda yaşanabilir bölgelerde veya yakınında, binlerce güneş dışı gezegen keşfetti.

Gezegen oluşumunun değişken doğasını değil, aynı zamanda yıldızın çevresi aracılığıyla gezegenin oluşumu ile geçen bir göçü de gösteren hemen hemen tüm kitlelerin, boyutların ve yörüngeleri olan gezegenleri tespit edilmiştir. 1 Aralık 2017 tarihinden itibaren 2.780 sistemde 3.710 gezegen var ve 621 sistem birden fazla gezegene ev sahipliği yapmaktadır.

Oluşum[değiştir | kaynağı değiştir]

Dış Güneş Sisteminde oluşan gezegensel cisimler, kayalık gezegenlerden daha düşük bir yoğunluk gösteren, kütlece kabaca yarım su ve yarım kaya şeklindeki kuyruklu yıldız benzeri bir karışım olarak başlar. Kar çizgisi yakınında oluşan buz gezegenleri ve uydular çoğunlukla H2O ve silikatlar içermelidir. Daha uzakta olanlar, CO, N2 ve CO2 ile birlikte hidrat olarak amonyak (NH3) ve metan (CH4) elde edebilir.

Gaz çevresel diskin dağılmasından önce oluşan gezegenler, özellikle karasal kütle aralığındaki gezegenler için yaşanabilir bölgeye hızlı içsel göçü indirebilecek güçlü momentleri görürler. Magma'da su çok çözünür olduğundan, gezegenin su içeriğinin büyük bir kısmı başlangıçta mantoda tutulacaktır. Gezegen soğuduğunda ve manto aşağıdan yukarı doğru katılaşmaya başlarken, büyük miktarda su (mantettaki toplam miktarın% 60 ila% 99'u arasında) buhar atmosferi oluşturmak üzere çözülür ve sonunda bir okyanus oluşturmak için yoğunlaşır . Okyanus oluşumu farklılaşma gerektirir ve bir ısı kaynağı, radyoaktif bozunma, gelgit ısısı veya ana gövdenin erken parlaklığı. Ne yazık ki, birikim sonrası başlangıç ​​koşulları teorik olarak eksiktir.

Diskin dışta, su zengini bölgelerinde oluşan ve içe doğru göç eden gezegenlerin bol miktarda suya sahip olma olasılığı daha yüksektir. Tersine, ana yıldızlarının yakınında oluşan gezegenlerin suya sahip olma olasılığı daha düşüktür, çünkü ilkel gaz ve toz disklerinin sıcak ve kuru iç bölgeler olduğu düşünülmektedir. Dolayısıyla bir su dünyası bir yıldızın yakınında bulunursa, göç için güçlü bir delil olur, çünkü in situ oluşum için yıldızın yakınında uçucu olmayan uçucular var. Güneş Sistemi oluşumu ve güneş dışı formasyon oluşumunun simülasyonları, gezegenlerin oluştuklarında gezegenlerin içe doğru (yıldıza doğru) göç ettiklerini göstermektedir. Dışa göç, belirli koşullar altında da gerçekleşebilir. İçe göç, buz gezegenlerin buzlarının eriyip sıvı halde eriyip onları okyanus gezegenlerine dönüştüğü yörüngeleri hareket ettirebileceği ihtimalini ortaya çıkarmaktadır. Bu olasılık ilk olarak 2004 yılında Marc Kuchner ve Alain Léger tarafından astronomik literatürde tartışılmıştır.

yapı[değiştir | kaynağı değiştir]

Buz gövdenin iç yapısı genel olarak kütle yoğunluğu, yerçekimi ve şekil ölçümlerinden çıkarılır. bir gövde eylemsizlik momentumunu belirlemek bu (kaya buz tabakalarına ayırma) farklılaşmasını geçirilmemiş olduğunu veya incelemede yardımcı olabilir. Bazen hidrostatik kararlılık (yani uzun zaman ölçeklerinde sıvı gibi davranıyorsa) şekil veya yer çekimi ölçümleri atalet momentumunu çıkarmak için kullanılabilir. Bununla birlikte, bir cismin hidrostatik dengesinde olduğunu ispatlamak son derece zordur, ancak şekil ve ağırlık verilerinin bir kombinasyonunu kullanarak hidrostatik katkılar çıkarılabilir. İç okyanuslar tespit etmek için özel teknikler manyetik indüksiyon, jeodezi, titreşimler, eksenel eğim, gelgit tepkisi, derinlik ölçüm radarı, kullanılır.

Bir buzul uydu, silikat bir çekirdeğin üstünde oturan bir su tabakasından oluşacaktır. Enceladus gibi küçük bir uydu için, okyanus, silikatların hemen üstünde ve sağlam buzlu bir kabuğun altında oturur; ancak Ganymede gibi daha zengin bir buz zengini gövde için, basınçlar yeterince yüksektir, derinlikteki buzun etkili bir şekilde daha yüksek basınç safhalarına dönüşeceği yüksektir buz kabukları arasında yer alan bir okyanusa sahip "su sandviçi" oluşturur. Bu iki durum arasında önemli bir fark, küçük uydu için okyanusun silikatlar ile doğrudan temasta olması ve bu da hidrotermal ve kimyasal enerji ve basit yaşam formlarına besin sağlayabilmesidir.

Yüzey altı bir okyanusun muhafaza edilmesi, ısının alındığı oranla karşılaştırıldığında iç ısıtma oranına ve sıvının donma noktasına bağlıdır. Okyanus sağkalımı ve gelgit ısısı bu nedenle yakından bağlantılıdır.

Daha küçük okyanus gezegenleri daha az yoğun ortamlara ve düşük yer çekimine sahip olur; Böylece, sıvı daha büyük okyanus gezegenlerine kıyasla çok daha kolay buharlaşabilir. Simülasyonlar, bir Dünya kütlesi altındaki gezegenlerin ve uyduların, hidrotermal faliyet, radyojenik ısıtma veya gelgit bükülmesi ile yönlendirilen sıvı okyanuslara sahip olabileceğini önermektedir. Akışkan-kayaç etkileşimleri yavaşça kırılgan bir tabakaya yavaşça yayılırsa, serpantinleşmeden kaynaklanan termal enerji küçük okyanus gezegenlerindeki hidrotermal aktivitenin başlıca nedeni olabilir. Küresel okyanusların dinlendirici buz kabuklarının altındaki dinamikleri, henüz keşfedilmeye başlamış olan önemli zorlukları temsil etmektedir. volkanizmanın oluşma derecesi, bazı tartışmaların konusudur, çünkü suyun yaklaşık % 8 oranında buzdan daha yoğun olması, normal koşullar altında patlaması güçleşir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Definition of Ocean planet. Retrieved 1 October 2017.
  2. ^ Adams, E. R.; Seager, S.; Elkins-Tanton, L. (1 February 2008). "Ocean Planet or Thick Atmosphere: On the Mass-Radius Relationship for Solid Exoplanets with Massive Atmospheres". The Astrophysical Journal. 673 (2), s. 1160–1164. Bibcode:2008ApJ...673.1160A. doi:10.1086/524925. Erişim tarihi: 2017-10-01. A planet with a given mass and radius might have substantial water ice content (a so-called ocean planet), or alternatively a large rocky iron core and some H and/or He. 
  3. ^ Nimmo, F.; Pappalardo, R. T. (8 August 2016). "Ocean worlds in the outer solar system" (PDF). Journal of Geophysical Research. 121 (8), s. 1378. Bibcode:2016JGRE..121.1378N. doi:10.1002/2016JE005081. Erişim tarihi: 2017-10-01. 
  4. ^ a b Hydrothermal Systems in Small Ocean Planets. (PDF) Steve Vance, Jelte Harnmeijer, Jun Kimura, Hauke Hussmann, Brian deMartin, and J. Michael Brown. Astrobiology. December 2007, 7(6): 987–1005. DOI: 10.1089/ast.2007.0075
  5. ^ [Ocean Worlds: The story of seas on Earth and other planets]. By Jan Zalasiewicz and Mark Williams. OUP Oxford, October 23, 2014. ISBN 019165356X, 9780191653568.
  6. ^ "Are there oceans on other planets?". National Oceanic and Atmospheric Administration. 6 July 2017. 19 Haziran 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2017-10-03. 
  7. ^ Anderson, Paul Scott (15 May 2015). "'Ocean Worlds Exploration Program': New Budget Proposal Calls for Missions to Europa, Enceladus, and Titan". AmericaSpace. Erişim tarihi: 2017-09-30. 
  8. ^ Wenz, John (19 May 2015). "NASA Wants to go Underwater Exploring on Ocean Moons". Popular Mechanics. Erişim tarihi: 2017-09-30. 
  9. ^ Berger, Eric (19 May 2015). "The House budget for NASA plants the seeds of a program to finally find life in the outer solar system". Chron. Erişim tarihi: 2017-09-30. 
  10. ^ Ocean Worlds. JPL, NASA.
  11. ^ Ocean Worlds Exploration Program. NASA
  12. ^ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects" (PDF). Icarus. 185 (1), s. 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005. 
  13. ^ Hussmann, Hauke; Sohl, Frank; Spohn, Tilman (November 2006). "Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects" (PDF). Icarus. 185 (1), s. 258–273. Bibcode:2006Icar..185..258H. doi:10.1016/j.icarus.2006.06.005.