सूर्य से दूर जाने पर सौरमंडल के ग्रह रॉक-आइस-गैस के बजाय रॉक-गैस-आइस क्यों करते हैं?
सूरज और सौर हवा बाहरी सौर मंडल में हल्के पदार्थों को अलग करने और आंतरिक सौर प्रणाली में भारी सामग्री को छोड़ने का एक अच्छा काम करते हैं। इसलिए हम आंतरिक सौर मंडल में चट्टानी / धातु ग्रहों और बाहरी सौर मंडल में गैस दिग्गजों और बर्फ दिग्गजों के साथ समाप्त होते हैं। लेकिन गैस दिग्गज (बृहस्पति और शनि मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम - सबसे हल्की सामग्री) की रचना बर्फ के दिग्गजों (यूरेनस और नेपच्यून से पानी, अमोनिया, मीथेन, आदि) की तुलना में सूर्य के अधिक निकट क्यों हैं?
जवाब
प्रस्तावना
अब इसे आम तौर पर ग्रह निर्माण समुदाय में स्वीकार किया जाता है कि ग्रह तथाकथित प्रोटोप्लानेटरी डिस्क में स्टार गठन प्रक्रिया के एक साइड-प्रोडक्ट के रूप में होते हैं।
प्रोटोप्लैनेटरी डिस्क में उनके तारकीय मेजबान द्रव्यमान का दसियों प्रतिशत से कुछ प्रतिशत का प्रारंभिक द्रव्यमान होता है, जो अपेक्षाकृत ठंडे होते हैं (टी <150K लगभग 95% या उससे अधिक द्रव्यमान में, जो मानक MMSN मॉडल के लिए पानी की रेखा के बाहर होते हैं और इसलिए अधिकतर होते हैं अवरक्त में पता चला। विकिरण करने वाला अवरक्त घटक 'डस्टी' घटक ( 1984-1985 में आईआरएएस उपग्रह के माध्यम से पहली बार पता लगाने और पुष्टि करने वाला ) है, जो लगभग 1% द्रव्यमान बनाता है, अन्य 99% एच / हे गैस है।
वे डिस्क अभिवृद्धि डिस्क हैं, अर्थात वे विभिन्न प्रक्रियाओं के माध्यम से कोणीय गति को ढीला करते हैं, जिससे उनके मेजबान तारे में बड़े पैमाने पर संक्रमण होता है। धूल मध्य तल में बैठ जाती है। अशांत अभिवृद्धि के मामले के लिए, धूल और गैस को अच्छी तरह से मिश्रित किया जाएगा और स्टार में अपेक्षाकृत समान रूप से घुल जाएगा, जबकि डिस्क-विंड-चालित अभिवृद्धि के मामले में, डिस्क की ऊपरी परतों में एच / वह मध्य तल पर बहता है और अभिवृद्धि दर प्रदान करता है। डिस्क अभिवृद्धि दर बहुत अधिक हो सकती है कि तारा वास्तव में क्या ग्रहण कर सकता है और अतिरिक्त द्रव्यमान को उन जेटों में लंबवत रूप से बाहर निकाल दिया जाता है जो पूरे जीवनकाल में मौजूद रह सकते हैं, उनके द्रव्यमान का विघटन दर आमतौर पर डिस्क अभिवृद्धि दर के 1-50% तक होता है।
मैं केवल संदर्भ के रूप में पानी की रेखा का उल्लेख करता हूं, क्योंकि ग्रह गठन की भौतिकी पर इसके सटीक प्रभाव पर भारी बहस की जाती है, इसे वर्तमान में नहीं देखा जा सकता है, और कई अन्य अणुओं में जैसे कि आइलाइन $\rm CO, CO_2, N_2,...$ भूमिकाएं भी निभा सकते हैं।
ग्रह का निर्माण
हमारे सौर मंडल की उत्पत्ति संभवतः उन प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क में से एक में हुई थी। हम डिस्क जीवनकाल में गठन की प्रक्रिया का पालन नहीं कर सकते हैं, क्योंकि यह 1-20 मायर्स ( सर्वेक्षण के आधार पर औसत मूल्य 3-5 मायर्स ) के बीच होता है, और इसलिए अक्सर खगोल भौतिकी में, हम कोशिश करने और पहेली करने के लिए स्नैपशॉट और एक्सोप्लैनेट के आंकड़ों पर भरोसा करते हैं। साथ में भौतिकी।
सभी एक्सोप्लेनेटरी सिस्टम का 50% पानी के आईलाइन पर रेडी इंटीरियर में कई चट्टानी सुपर-पृथ्वी को परेशान करता है। सभी सितारों के 6-10% के पास ठंडी गैस के विशाल ग्रह (अर्ध-प्रमुख अक्षों पर विशाल ग्रह> 0.5 AU) और 0.5-1% के पास गर्म गैस दिग्गज (अर्ध-प्रमुख अक्षों पर विशाल ग्रह <0.1 AU) होते हैं। हालांकि इससे हमारे सौर मंडल को स्थलीय ग्रह क्षेत्र में असामान्य रूप से कम द्रव्यमान का आभास होता है, लेकिन फिर भी भौतिक विज्ञान जल-रेखा के लिए चट्टानी ग्रहों के आंतरिक निर्माण को प्राथमिकता देता है। उन प्रक्रियाओं को प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क चरण में होना चाहिए और संभवतः गैस हटाने के तुरंत बाद (<100Myrs, यह खराब रूप से विवश है कि डिस्क डिस्पर्सल में इसके अंतिम द्रव्यमान पृथ्वी का कौन सा अंश है)।
रॉकी ग्रहों को भी पानी की रेखा से परे बनाने के लिए सोचा जाता है। हालांकि प्रोटोप्लानरी डिस्क के उन क्षेत्रों में, बड़े पैमाने पर जलाशय विशाल और चट्टानी ग्रह हैं जो भगोड़ा गैस-उच्चारण प्राप्त कर सकते हैंउनके माता-पिता डिस्क से पहले। भगोड़ा गैस-अभिवृद्धि तक पहुंचने के दो चरण होते हैं: सबसे पहले, चट्टानी, बहु-पृथ्वी-द्रव्यमान ग्रह बनने के बाद, यह एक ऐसे वातावरण को जलीय करता है जो हाइड्रोस्टेटिक रूप से डिस्क से अपने गुरुत्वाकर्षण के माध्यम से जुड़ा होता है। यह वातावरण केल्विन-हेल्महोल्त्ज़ कूलिंग के माध्यम से धीरे-धीरे ठंडा होता है। संकुचन अधिक द्रव्यमान को ग्रहीय डोमेन में प्रवाहित करने की अनुमति देता है, जिससे एक विशाल वातावरण बनता है। क्या यह वायुमंडल आत्म-गुरुत्वाकर्षण के लिए एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक पहुंच सकता है जो संकुचन को आगे बढ़ाने में मदद करता है, ग्रह अधिक से अधिक ठंडा होता है और यह अधिक ठंडा करता है जिससे यह बढ़ता है, इसलिए भगोड़ा अभिवृद्धि तक पहुँच जाता है।
सौर मंडल की वास्तुकला
इस सब के साथ, हम सौर प्रणाली की वास्तुकला के लिए मानक स्पष्टीकरण तैयार कर सकते हैं:
बृहस्पति और शनि मानक ठंडी गैस-दिग्गज हैं जो तेजी से कोर-असेंबली के एक चरण और बाद में भगोड़े गैस-अभिवृद्धि से गुजरती हैं। यूरेनस और नेप्च्यून कम डिस्क गैस घनत्व (या छोटी धूल की आबादी, कोर-असेंबली और कूलिंग टाइम को बढ़ाते हुए ) के क्षेत्रों में बहुत दूर निकल गए और इसलिए डिस्क के छोड़े जाने तक हाइड्रोस्टैटिक गैस अभिवृद्धि चरण में फंस गए थे। बर्फ दिग्गजों में "बर्फ" इसलिए उनके द्रव्यमान का 60-80% बनाने वाले ठोस घटक को संदर्भित करता है, और यह नहीं कि वे भगोड़ा अभिवृद्धि से चूक गए, जो एक स्पष्ट नाम के लिए बना होगा।
अब दूसरा सवाल यह है कि क्यों छोटे रेडी पर ग्रहों को लगता है कि हमारे सौर मंडल में कम से कम 50 प्रतिशत एक्सोप्लेनेटरी सिस्टम हैं। एक उम्मीदवार तंत्र " गैस पुनर्चक्रण " है, अर्थात प्रोटोप्लेनेटरी वायुमंडल में एन्ट्रापी की पुनःपूर्ति जो उनके संकुचन को रोकता है। यह तारे के करीब संभव है, क्योंकि गैस बहुत घनी होती है, जो शीतलन की जगह प्रमुख एन्ट्रापी परिवहन तंत्र के रूप में होती है।
सारांश
सौर तंत्र वास्तुकला के व्यापक स्ट्रोक को भौतिक तंत्र के संदर्भ में समझा जा सकता है जो सिमुलेशन में काम करने के लिए दिखाए गए हैं। हालांकि, ग्रहों की सिंथेटिक आबादी बनाने के लिए उन्हीं तंत्रों को लागू करते समय, उन सिंथेटिक आबादी आमतौर पर प्रेक्षित लोगों के साथ असंगत होती है। यह कार्य प्रगति पर है और बर्फ के दिग्गजों को भविष्य के मिशनों की जरूरत है ताकि वे अपने विस्तृत भारी तत्व बहुतायत को माप सकें और उत्तरार्द्ध का उपयोग प्रतिस्पर्धी गठन परिदृश्यों के बीच अंतर करने के लिए कर सकें, जिनमें से मैंने केवल एक प्रस्तुत किया है।
यहाँ प्रस्तुत भौतिकी इसलिए सौर ऊर्जा में डूबे एक साधारण 'भारी तत्व' से बहुत अलग है, जो कि मेरे ज्ञान की सीमा तक, ग्रह गठन मॉडल के लिए कभी भी उम्मीदवार के रूप में नहीं माना गया था। 18 वीं शताब्दी में मर्ज़ी लैप्लस ने एक समान ध्वनि वाला मॉडल माना, एक विस्तारित सौर वातावरण का जो कि ग्रहों को बनाने के लिए केंद्र में रिंगों में टूट जाता है। ऊपर की तरह मेरे प्रस्तावना के साथ, यह मॉडल अब गलत होने के लिए जाना जाता है।