Введение

Потеря газов планетарной атмосферы в космическое пространство

Атмосферный выброс – это потеря газов планетарной атмосферы в космическое пространство. Существует ряд различных механизмов, ответственных за атмосферный выброс; эти процессы можно разделить на тепловой выброс, нетепловой (или сверхтепловой) выброс и эрозию от столкновений. Относительная значимость каждого процесса потери зависит от скорости убегания планеты, состава её атмосферы и расстояния до звезды. Выброс происходит, когда молекулярная кинетическая энергия превышает гравитационную энергию; иными словами, молекула может покинуть планету, если её скорость превышает скорость убегания этой планеты. Определение скорости атмосферного выброса на экзопланетах необходимо для оценки устойчивости атмосферы, а следовательно, и обитаемости экзопланеты и вероятности существования на ней жизни.

Механизмы теплового выхода

Тепловой побег происходит, если молекулярная скорость, обусловленная тепловой энергией, достаточно велика. Тепловой побег происходит в масштабах от молекулярного уровня (джитсовский побег) до крупномасштабного атмосферного оттока (гидродинамический побег).

Джинсы убегают

Одним из классических механизмов теплового ухода является уход Джинса, названный в честь британского астронома сэра Джеймса Джинса, который впервые описал этот процесс потери атмосферы. В объеме газа средняя скорость любой молекулы определяется температурой газа, но скорости отдельных молекул изменяются при столкновениях друг с другом, приобретая и теряя кинетическую энергию. Разброс кинетических энергий между молекулами описывается распределением Максвелла. Кинетическая энергия, масса и скорость молекулы связаны соотношением. Отдельные молекулы в верхней части распределения (где небольшое количество частиц имеет значительно более высокие скорости, чем средние) могут достичь скорости убегания и покинуть атмосферу, при условии, что они успеют покинуть ее до следующего столкновения; это происходит преимущественно в экзосфере, где средняя длина свободного пробега сопоставима с высотой масштаба давления. Количество частиц, способных к уходу, зависит от молекулярной концентрации в экзобазе, которая ограничена диффузией через термосферу. Три фактора существенно влияют на относительную важность ухода Джинса: масса молекулы, скорость убегания планеты и нагрев верхней атмосферы излучением от родительской звезды. Более тяжелые молекулы менее склонны к уходу, поскольку они движутся медленнее, чем легкие молекулы при одинаковой температуре. Именно поэтому водород легче покидает атмосферу, чем углекислый газ. Во-вторых, планета с большей массой, как правило, обладает большей гравитацией, поэтому скорость убегания, как правило, выше, и меньше частиц приобретают энергию, необходимую для ухода. Именно поэтому газовые гиганты все еще сохраняют значительное количество водорода, который легче покидает атмосферу Земли. Наконец, расстояние, на котором планета вращается вокруг звезды, также играет роль: планета, находящаяся ближе к звезде, имеет более горячую атмосферу с более высокими скоростями и, следовательно, большей вероятностью ухода. Планета, находящаяся дальше от звезды, имеет более холодную атмосферу с более низкими скоростями и меньшими шансами на уход.

Гидродинамический выход

Атмосфера с высоким давлением и температурой также может подвергаться гидродинамическому уходу. В этом случае большое количество тепловой энергии, как правило, посредством экстремального ультрафиолетового излучения, поглощается атмосферой. При нагревании молекулы расширяются вверх и дополнительно ускоряются, пока не достигнут первой космической скорости. В этом процессе более легкие молекулы могут увлекать за собой более тяжелые посредством столкновений, когда происходит выход большего количества газа. Гидродинамический уход наблюдался у экзопланет, находящихся вблизи своих звезд, включая горячий Юпитер HD 209458b.

Нетермический (супратермический) выход

Избегание также может происходить из-за нетепловых взаимодействий. Большинство этих процессов обусловлено фотохимией или взаимодействием заряженных частиц (ионов).

Фотохимический выброс

В верхних слоях атмосферы высокоэнергетические ультрафиолетовые фотоны могут легче вступать в реакцию с молекулами. Фотодиссоциация способна расщеплять молекулы на более мелкие частицы и придавать этим частицам достаточную энергию для покидания атмосферы. Фотоионизация образует ионы, которые могут захватываться в магнитосфере планеты или подвергаться диссоциативной рекомбинации. В первом случае эти ионы могут испытывать механизмы ухода, описанные ниже. Во втором случае ион рекомбинирует с электроном, высвобождая энергию и, возможно, покидая атмосферу.

Спэтринг выхода

Избыточная кинетическая энергия солнечного ветра может передать достаточно энергии для выброса атмосферных частиц, подобно эрозии распылением с твердой поверхности. Этот тип взаимодействия особенно заметен при отсутствии планетарной магнитосферы, так как электрически заряженный солнечный ветер отклоняется магнитными полями, что уменьшает потерю атмосферы.

Выход заряда

Ионы в солнечном ветре или магнитосфере могут обмениваться зарядом с молекулами в верхних слоях атмосферы. Быстродвижущийся ион может захватить электрон у медленного атмосферного нейтрального атома, образуя быстрый нейтральный атом и медленный ион. Медленный ион удерживается на линиях магнитного поля, а быстрый нейтральный атом может покинуть систему.

Эрозия от удара

Взрыв большого метеороида может привести к потере атмосферы. Если столкновение достаточно энергично, то выброшенные вещества, включая молекулы атмосферы, могут достичь второй космической скорости. Чтобы оказать существенное влияние на утечку атмосферы, радиус сталкивающегося тела должен превышать высоту масштаба атмосферы. Тело-ударник может передать импульс и тем самым способствовать утечке атмосферы тремя основными способами: (а) метеороид нагревает и ускоряет газ, с которым он взаимодействует при движении в атмосфере, (б) твердые выбросы из ударного кратера нагревают атмосферные частицы за счет сопротивления при выбросе, и (в) удар создает пар, который расширяется от поверхности. В первом случае нагретый газ может покинуть атмосферу подобно гидродинамическому уходу, хотя и в более локальном масштабе. Большая часть потерь атмосферы, вызванных ударной эрозией, происходит из-за третьего механизма. Через 1 миллиард лет Солнце станет на 10% ярче, чем сейчас, что сделает его достаточно горячим для того, чтобы Земля потеряла достаточно водорода в космос и лишилась всей своей воды (см.).

Венера

Последние модели показывают, что потеря водорода на Венере обусловлена почти исключительно сверхтермальными механизмами, главным образом фотохимическими реакциями и обменом зарядами с солнечным ветром. Потеря кислорода доминирует за счет обмена зарядами и ионного распыления. Аппарат Venus Express измерил влияние корональных выбросов массы на скорость утечки атмосферы Венеры, и исследователи обнаружили, что скорость утечки увеличивается в 1,9 раза в периоды повышенной активности корональных выбросов массы по сравнению с периодами спокойной космической погоды.

Марс

Первобытный Марс также пострадал от совокупного эффекта множественных небольших эрозионных воздействий. Недавние наблюдения, полученные с помощью MAVEN, показывают, что за последние 4 миллиарда лет 66% 36Ar в марсианской атмосфере было потеряно в результате сверхтеплового ухода, а количество потерянного CO2 за тот же период времени составляет около 0,5 бар и более. Миссия MAVEN также исследовала текущую скорость утечки атмосферы Марса. Уход по Джинсу играет важную роль в продолжающейся утечке водорода с Марса, способствуя скорости потерь, которая варьируется от 160 до 1800 г/с. Уход водорода по Джинсу может значительно модулироваться процессами в нижней атмосфере, такими как гравитационные волны, конвекция и пылевые бури. Потери кислорода происходят преимущественно сверхтепловыми методами: фотохимический (~1300 г/с), обмен зарядами (~130 г/с) и распыление (~80 г/с) в совокупности приводят к общей скорости потерь около ~1500 г/с. Другие тяжелые атомы, такие как углерод и азот, теряются главным образом из-за фотохимических реакций и взаимодействия с солнечным ветром. Уходящий водород поддерживает орбиту, следующую за Титаном, формируя нейтральный водородный тор вокруг Сатурна. Ио, находясь на орбите вокруг Юпитера, сталкивается с плазменным облаком. Взаимодействие с плазменным облаком вызывает распыление, выбивая частицы натрия. В результате взаимодействия образуется стационарное, бананообразное заряженное облако натрия вдоль части орбиты Ио.

Наблюдения за выходом из атмосферы экзопланет

Исследования экзопланет измеряют атмосферное рассеяние для определения состава атмосферы и обитаемости. Наиболее распространенным методом является абсорбция в линии альфа Лаймана. Подобно тому, как экзопланеты обнаруживаются по затемнению яркости далекой звезды (транзиту), изучение длин волн, соответствующих поглощению водорода, позволяет определить количество водорода в атмосфере вокруг экзопланеты. Этот метод показал, что горячие юпитеры HD209458b и HD189733b, а также горячий нептун GJ436b испытывают значительное атмосферное рассеяние. В 2018 году с помощью космического телескопа Хаббл было обнаружено, что атмосферное рассеяние также можно измерять по 1083-нм триплету гелия. Эта длина волны гораздо более доступна для наземных спектрографов высокого разрешения, чем ультрафиолетовые линии альфа Лаймана. Длина волны в области гелиевого триплета также имеет преимущество: на нее не сильно влияет межзвездное поглощение, что является проблемой для альфа Лаймана. Однако гелий имеет и недостаток: для моделирования потери массы атмосферы необходимо знать соотношение водорода и гелия. Рассеяние гелия было измерено вокруг многих гигантских экзопланет, включая WASP 107b, WASP 69b и HD 189733b. Оно также было обнаружено вокруг некоторых мини-нептунов, таких как TOI 560 b и HD 63433 c.

Другие механизмы атмосферных потерь

Секвестр – это не способ покинуть планету, а потеря молекул из атмосферы внутрь планеты. Он происходит на Земле, когда водяной пар конденсируется в дождь или ледниковый лёд, когда углекислый газ накапливается в отложениях или циркулирует в океанах, или когда горные породы окисляются (например, при повышении степени окисления железа в породах от Fe2+ до Fe3+). Газы также могут секвестрироваться посредством адсорбции, когда мелкие частицы реголита захватывают газ, который прилипает к поверхности частиц.