Џиновска планета

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Јупитер</img>Сатурн</img>
Уран</img>Нептун</img>
Четирите џиновски планети
Јупитер и Сатурн (гасовити џинови)
Уран и Нептун (ледени џинови)

Прикажани редоследно од Сонцето и во вистинска боја . Големините не се пропорционални

Четирите џиновски планети од Сончевиот Систем спроти Сонцето, пропорционални
Релативната маса на џиновските планети

Џиновски планети се разни видови планети многу поголеми од Земјата. Во најголем дел се составени од материјали со ниска точка на вриење (гасови или мраз), и немаат карпи или други цврсти материи, но може да постојат и џиновски цврсти планети. Во Сончевиот Систем познати се четири џиновски планети: Јупитер, Сатурн, Уран и Нептун. Откриени се многу вонсончеви џиновски планети кои орбитираат околу други ѕвезди.

Понекогаш се нарекуваат и јовијански планети, по типичниот претставник Јупитер (латински: Jove); а се познати и како гасовити џинови. Но, многу астрономи терминот гасовити џинови го употребуваат само за Јупитер и Сатурн, додека Уран и Нептун кои имаат поинаков состав, ги класифицираат како ледени џинови.[1] Основните елементи кои ги сочинуваат Јупитер и Сатурн се водород и хелиум; а кај Уран и Нептун има уште и вода, амонијак и метан.

Терминологија[уреди | уреди извор]

Терминот гасовит џин прв го употребил писателот Џејмс Блиш во 1952 година и се однесувал на сите џиновски планети. Сепак се смета дека овој термин не е исправен затоа што притисокот на овие планети многу висок и материјата не е во гасовита форма.[2] Освен во горните слоеви на атмосферата,[3] материјата најверојатно е вон критичната точка, при што нема разлика помеѓу течност и гас. Течна планета би бил попрецизен термин. Јупитер има метален водород во близина на јадрото, но во најголем дел е составен од водород, хелиум и траги од други гасови над нивната критична точка. Атмосферата на сите овие планети е прилично тенка споредено со нивниот полупречник, и зафаќа само еден процент од полупречникот. Така, деловите што може да се набљудуваат се гасовити (за разлика од Марс и Земјата, кои имаат гасовити атмосфери низ кои може да се види кората).

Прифатен е погрешен термин затоа што планетолозите најчесто ги користат термините карпи, гас и мраз како елементи и соединенија од кои се составени планетите, не земајќи ја предвид фазата на материјата. Во надворешниот Сончев Систем, водородот и хелиумот се сметаат за гасови ; водата, метанот и амонијакот се сметаат за мраз; а силикатите и металите како карпи. Но кога се зема предвид внатрешноста на џиновските планети, може да се каже дека под мраз астрономите подразбираат кислород и јаглерод, под карпа силициум, а под гас се подразбира водород и хелиум. Разликата во составот меѓу Уран и Нептун од една страна и Јупитер и Сатурн од друга, придонеле некои астрономи да го користат терминот гасовит џин само за планетите слични на Јупитер и Сатурн. Поради ова, некои астрономи почнаа да ги нарекуваат Уран и Нептун како ледени џинови, за да покажат дека во нивниот внатрешен состав доминира мразот (во течна форма).[4]

Друг термин е јовијанска планета (по римскиот бог Јупитер - во генитивна форма Јовис) со намера да се укаже дека овие планети се сродни на Јупитер.

Телата кои се доволно големи за да почнат фузија на деутериумот (за што се потребни над 13 Јупитерови маси) се викаат кафеави џуџиња, и тие според масата се меѓу големите џиновски планети и ѕвездите со најмала маса. Количината на согорен деутериум не зависи само од масата, туку и од составот на планетата, особено од количината на хелиум и деутериум.[5]

Карактеристики[уреди | уреди извор]

Овие пресеци ја илустрираат внатрешноста на џиновските планети. Јупитер е прикажан со карпесто јадро прекриено со широк слој од метален водород .

Џиновската планета е планета со голема маса и густа атмосфера од водород и хелиум. Може да имаат густо стопено јадро од карпести елементи, но јадрото може и целосно да се распрсне низ планетата ако е таа доволно жешка.[6] Во „традиционалните“ џиновски планети како Јупитер и Сатурн (гасните џинови) најголем дел од масата на планетата го сочинуваат водородот и хелиумот, а овие елементи ја сочинуваат само надворешната обвивка на Уран и Нептун, кои пак претежно се состојат од вода, амонијак, и метан и затоа се викаат „ледени џинови“.

Егзопланетите се вонсончеви џиновски планети кои кружат блиску до своите ѕвезди и затоа најлесно се откриваат. Тие се нарекуваат врели Јупитери и врели Нептуни[7] затоа што на површината имаат многу високи температури. Врелите Јупитери до појавата на вселенските телескопи биле најчестата позната форма на егзопланети, поради релативно лесното откривање со копнени инструменти.

За џиновските планети се вели дека немаат цврста површина, но поисправно е да се рече дека воопшто немаат површина бидејќи гасовите од кои е составена стануваат сѐ поретки и поретки при зголемувањето на растојанието од јадрото на планетите. Затоа, можноста за слетување на џиновска планета зависи од големината и составот на нејзиното јадро.

Подвидови[уреди | уреди извор]

Гасовити Џинови[уреди | уреди извор]

Вртлогот на северниот пол од Сатурн

Гасoвитите џинови се состојат претежно од водород и хелиум. Но, гасовитите џинови во Сончевиот Систем, Јупитер и Сатурн, имаат и потешки елементи кои сочинуваат меѓу 3 и 13 проценти од нивната маса.[8] Се смета дека гасовитите џинови се состојат од надворешен слој на молекуларен водород, кој опкружува слој од течен метален водород, и веројатно стопено јадро составено од карпеста материја.

Најнадворешниот дел од водородната атмосфера на Јупитер и Сатурн има многу слоеви од видливи облаци кои претежно се составени од вода и амонијак. Слојот од метален водород го сочинува најголемиот дел од секоја планета и се вика „метален“ поради огромниот притисок водородот го претвора во електричен спроводник. Се смета дека јадрото се состои од потешки елементи, но нивните својства тешко е да се толкуваат поради високата температура (20.000 К) и огромниот притисок.[8]

Ледени џинови[уреди | уреди извор]

Ледените џинови имаат многу поразличен внатрешен состав од гасовитите џинови. Ледените џинови во Сончевиот Систем, Уран и Нептун, имаат атмосфера богата со водород која се протега од околу 80% (Уран) или 85% (Нептун) од полупречникот. Под оваа атмосфера, тие се „ледени“, односно се состојат претежно од вода, метан и амонијак. Има и карпи и гас, но различните пропорции од мраз-карпи-гас може да изгледаат како чист мраз, така што точните пропорции не се познати.[9]

Уран и Нептун имаат голем број магливи атмосферски слоеви со мали количини на метан.  И двете планети имаат магнетни полиња кои се остро наклонети кон нивните оски на ротација.

За разлика од другите џиновски планети, Уран има екстремно накосување што е причина за силно изразени годишни времиња. Двете планети имаат и други суптилни, но важни разлики. Уран има повеќе водород и хелиум од Нептун и покрај помалата маса. Затоа пак, Нептун е погуст и има поголема внатрешна топлина и поактивна атмосфера. Моделот од Ница, наведува дека Нептун се формирал поблиску до Сонцето од Уран, и затоа би требало да има потешки елементи.

Џиновски цврсти планети[уреди | уреди извор]

Може да има и џиновски цврсти планети.

Цврсти планети со маса илјадници пати поголема од Земјата може да се формираат околу масивни ѕвезди (ѕвезди од типот Б и типот О; 5–120 сончеви маси), каде што протопланетарниот диск содржи доволна количина тешки елементи. Исто така, овие ѕвезди имаат високо УВ зрачење и ветрови кои можат да го фотоиспаруваат гасот од дискот, оставајќи ги само тешките елементи.[10]

Супер надуени планети[уреди | уреди извор]

Супер надуена планета[11] е вид на вонсончева планета со маса само неколку пати поголема од онаа на Земјата, но со полупречник поголем од Нептун, што значи дека има многу мала средна густина.[12] Тие се поладни и полесни од сплоснатите врели Јупитери со мала густина.[12]

Најекстремни познати примери се трите планети околу Кеплер-51, кои се со големина на Јупитер, но и густина под 0,1 g/cm3.[12]

Вонсончеви џиновски планети[уреди | уреди извор]

Уметничка слика на 79 Ceti b, првата откриена вонсончева џиновска планета со минимална маса помала од Сатурн.
Споредба на големината на планетите при дадена маса и со различен состав

Поради ограничените техники кои се достапни за откривање на егзопланети, многу од откриените планети досега се со големина на џиновските планети во Сончевиот Систем. Затоа што овие планети се послични на Јупитер од другите џиновски планети, се тврди дека „јовијански планети“ е попрецизен термин за нив. Многу од егзопланетите се многу поблиску до своите ѕвезди и затоа се многу потопли од џиновските планети во Сончевиот Систем. Со оглед на релативното изобилство на елементите во вселената (приближно 98% водород и хелиум) би било изненадувачки да се најде карпеста планета поголема од Јупитер.

Атмосфера[уреди | уреди извор]

Појасите што можат да се видат во атмосферата на Јупитер настануваат поради контрациркуларните струи на материјал наречени зони и појаси, кои ја опколуваат планетата паралелно со екваторот. Зоните се поретки појаси и се на повисока кота во атмосферата. Тие имаат внатрешно струење нагоре и се региони со висок притисок. Појасите се потемни ленти, се наоѓаат пониско во атмосферата и имаат внатрешно струење надолу. Ова се региони со низок притисок. Ваквата структура е донекаде аналогна на подрачјата со висок и низок притисок во Земјината атмосфера, но тие имаат поинаква структура - појаси околу целата планета, за разлика од малите изолирани подрачја на земјата. Изгледа дека ова е поради брзата ротација и симетријата на планетата. Нема океани или копнени маси кои предизвикуваат локално загревање, а брзината на ротација е многу поголема од онаа на Земјата.

Исто така, има и помали структури: дамки со различни големини и бои. На Јупитер, најзабележлива е Големата Црвена Дамка, која постои барем 300 години. Овие структури се огромни бури. Некои такви дамки се и громови.

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Lunine, Jonathan I. (September 1993). „The Atmospheres of Uranus and Neptune“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245.
  2. D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). „Giant Planet Formation“. Во S. Seager. (уред.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. стр. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
  3. D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2021). „Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch“. Icarus. 355: 114087. arXiv:2009.05575. Bibcode:2021Icar..35514087D. doi:10.1016/j.icarus.2020.114087.
  4. Jack J. Lissauer; David J. Stevenson (2006). „Formation of Giant Planets“ (PDF). NASA Ames Research Center; California Institute of Technology. Архивирано од изворникот (PDF) на 2009-02-26. Посетено на 2006-01-16.
  5. The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets, David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom
  6. Rocky core solubility in Jupiter and giant exoplanets, Hugh F. Wilson, Burkhard Militzer, 2011
  7. „Новооткриени планети близначки може да помогнат во решавањето на мистеријата за надуените планети“. Скопско Астрономско Друштво. Посетено на 2021-11-18.
  8. 8,0 8,1 The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
  9. L. McFadden; P. Weissman; T. Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System (2nd ed.). Academic Press. ISBN 978-0-12-088589-3.
  10. Seager, S.; Kuchner, M.; Hier‐Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). „Mass‐Radius Relationships for Solid Exoplanets“. The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346.
  11. „Една од најчудните екстрасоларни планети само што стана уште почудна“. Скопско Астрономско Друштво. Посетено на 2021-11-18.
  12. 12,0 12,1 12,2 The Featureless Transmission Spectra of Two Super-Puff Planets, Jessica E. Libby-Roberts, Zachory K. Berta-Thompson, Jean-Michel Desert, Kento Masuda, Caroline V. Morley, Eric D. Lopez, Katherine M. Deck, Daniel Fabrycky, Jonathan J. Fortney, Michael R. Line, Roberto Sanchis-Ojeda, Joshua N. Winn, 28 Oct 2019