Преглед на кодот на Леден џин

[[Податотека:Uranus2.jpg|мини|300пкс|[[Уран]] фотографиран од Војаџер 2 во јануари 1986]]
[[Податотека:Neptune - Voyager 2 (29347980845) flatten crop.jpg|мини|300пкс|Нептун фотографиран од ''Војаџер 2'' во август 1989 година]]'''Леден џин''' е [[џиновска планета]] составена претежно од елементи потешки од [[водород]]от и [[хелиум]]от, како [[кислород]], [[јаглерод]], [[азот]] и [[сулфур]]. [[Сончев Систем|Во Сончевиот Систем]] има два ледени џина: [[Уран (планета)|Уран]] и [[Нептун]].

Во [[астрофизика]]та и [[планетологија|планетарната наука]] терминот „мразови“ се однесува на испарливи хемиски соединенија со точка на мрзнење над околу 100&nbsp;[[Келвин|К]], како [[вода]], [[амонијак]] или [[метан]], кои мрзнат на 273&nbsp;K (0&nbsp;°C), 195&nbsp;K (-78&nbsp;°C) и 91&nbsp;K (-182&nbsp;°C), соодветно. Во 1990-тите, беше утврдено дека Уран и Нептун се посебна класа на џиновски планети, различни од другите џиновски планети, [[Јупитер]] и [[Сатурн (планета)|Сатурн]], кои се [[Гасовит џин|гасовити џинови]] претежно составени од водород и хелиум.<ref name="dangelo2021">{{Наведено списание|last=D'Angelo|first=G.|last2=Weidenschilling, S. J.|last3=Lissauer, J. J.|last4=Bodenheimer, P.|date=2021|title=Growth of Jupiter: Formation in disks of gas and solids and evolution to the present epoch|journal=Icarus|volume=355|pages=114087|arxiv=2009.05575|bibcode=2021Icar..35514087D|doi=10.1016/j.icarus.2020.114087}}</ref> Тие станаа познати како ''ледени џинови.'' Тие биле составени од цврсти материи за време на процесот на создавање на планетите, или директно во форма на мраз или биле заробени во воден мраз. Денес, многу мала количина од водата во Уран и Нептун останала во форма на мраз. Наместо тоа, водата ја има само како [[суперкритична течност]] при нивните температури и притисоци.<ref name=icegiantatmospheres/> Во масата на Уран и Нептун има само околу 20% водород и хелиум, за разлика од [[Гасовит џин|гасовитите џинови]] во Сончевиот Систем, Јупитер и Сатурн, кај кои повеќе од 90% од масата се должи на водород и хелиум.

== Терминологија ==
Во 1952 година, писателот на научна фантастика [[Џејмс Блиш]] за прв пат го употребил терминот ''гасовит џин'' <ref>Science Fiction Citations, [http://www.jessesword.com/sf/view/52 Citations for gas giant n.]</ref> кој се однесувал на сите џиновски [[Земјовидна планета|планети]] во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]] . Но, при крајот на 1940-тите <ref name="M19">Mark Marley, "Not a Heart of Ice", ''The Planetary Society'', 2 April 2019. [http://www.planetary.org/blogs/guest-blogs/2019/not-a-heart-of-ice.html read]</ref> се осознало дека составот на [[Уран (планета)|Уран]] и [[Нептун]] е многу поразличен од оној на [[Јупитер]] и [[Сатурн (планета)|Сатурн]]. Тие воглавно се составени од елементи потешки од [[водород]] и [[хелиум]], при што се групираат како посебен вид на [[џиновска планета]]. Бидејќи за време на нивното создавање Уран и Нептун во својот состав како материјал го вградиле мразот или гасот заробен во вид на воден мраз, започнал да се употребува терминот ''леден џин''.<ref name=icegiantatmospheres/><ref name="M19" /> Во раните 1970-ти, овој термин станал популарен во научната фантастика, на пр., Бова (1971),<ref>Bova, B. 1971, The Many Worlds of Science Fiction (Boston, MA: E.P. Dutton)</ref> но изгледа дека во науката овој термин за прв пат бил употребен од Дан и Бурџис (1978)<ref>James A. Dunne and Eric Burgess, ''The Voyage of Mariner 10:&nbsp;Mission to Venus and Mercury'', Scientific and Technical Information Division, National Aeronautics and Space Administration, 1978,&nbsp;224 pages, page 2. [https://books.google.ch/books?id=MU0gAAAAIAAJ&q=ice+giant&redir_esc=y read]</ref> во извештајот на НАСА.<ref name="Molaverdikhani2019">{{Наведено списание|last=Molaverdikhani|first=Karan|date=2019|title=From Cold to Hot Irradiated Gaseous Exoplanets: Toward an Observation-based Classification Scheme|journal=The Astrophysical Journal|volume=873|issue=1|pages=32|arxiv=1809.09629|bibcode=2019ApJ...873...32M|doi=10.3847/1538-4357/aafda8}}</ref>

== Создавање ==
Моделирањето за создавањето на [[Земјовидна планета|земјовидните]] и [[Гасовит џин|гасовитите џинови]] е релативно едноставно и [[Научен консензус|неконтроверзно]]. Се смета дека земјовидните планети во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]] се создадени со окрупнување при судар на [[планетезимал]]ите во [[Протопланетарен диск|протопланетарниот диск]]. [[Гасовит џин|Гасовитите џинови]] - [[Јупитер]], [[Сатурн (планета)|Сатурн]] и другите [[вонсончеви планети]] слични на нив - се смета дека создале цврсти јадра од околу 10 [[Земјина маса|Земјини маси]] ({{Земјина маса}}) преку истиот процес, и [[Насобирање (астрофизика)|насобрале]] гасовити обвивки од околната [[образување и развој на Сончевиот Систем|сончева маглина]] во текот на неколку милиони години ([[Година|Ma]]),<ref name="lhdb2009">{{Наведено списание|last=Lissauer|first=J. J.|last2=Hubickyj, O.|last3=D'Angelo, G.|last4=Bodenheimer, P.|year=2009|title=Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints|journal=Icarus|volume=199|issue=2|pages=338–350|arxiv=0810.5186|bibcode=2009Icar..199..338L|doi=10.1016/j.icarus.2008.10.004}}</ref><ref name="ddl2011">{{Наведена книга|title=Exoplanets|last=D'Angelo|first=Gennaro|last2=Durisen|first2=Richard H.|last3=Lissauer|first3=Jack J.|date=December 2010|publisher=University of Arizona Press|isbn=978-0-8165-2945-2|editor-last=Seager|editor-first=Sara|pages=319–346|chapter=Giant Planet Formation|arxiv=1006.5486|bibcode=2010exop.book..319D}}</ref> иако неодамна биле предложени алтернаивни модели за создавање на јадрото засновани на [[Акреција од камчиња|насобирање на камчиња]].<ref>{{Наведено списание|last=Levison|first=Harold F.|last2=Kretke|first2=Katherine A.|last3=Duncan|first3=Martin J.|year=2015|title=Growing the gas-giant planets by the gradual accumulation of pebbles|journal=Nature|volume=524|issue=7565|pages=322–324|arxiv=1510.02094|bibcode=2015Natur.524..322L|doi=10.1038/nature14675|pmid=26289203}}</ref> Некои вонсончеви џиновски планети може да се создале преку нестабилност на гравитациските дискови.<ref name="ddl2011" />

За создавањето на [[Уран (планета)|Уран]] и [[Нептун]] преку сличен процес на насобирање на јадрото нема консензус. Брзината на [[Втора космичка брзина|бегство]] за малите протопланети на растојание од околу 20 [[Астрономска единица|астрономски единици]] (AЕ) од центарот на Сончевиот Систем може да се споредува со нивната[[релативна брзина]]. Таквите тела кои поминуваат низ орбитите на Сатурн или Јупитер би можеле да се подложни на [[Хиперболична траекторија|хиперболични траектории]], со што ќе бидат исфрлени од системот. Таквите тела, [[Расчистување на населбата|исчистени]] од гасовитите џинови, исто така веројатно би се здружиле со поголемите планети или пак би биле исфрлени во орбити на кометите.

И покрај проблемите со моделирањето за нивното создавање, уште од 2004 биле забележани многу потенцијални ледени џинови како ротираат околу други ѕвезди. Ова укажува дека таквите планети можеби се чести во [[Млечен Пат|Млечниот Пат]].<ref name=icegiantatmospheres/>

=== Миграција ===
Имајќи ги предвид орбиталните предизвици на протопланетите кои се наоѓаат на растојание од барем 20 AЕ од центарот на Сончевиот Систем, се нуди едноставно решение дека ледените џинови првобитно настанале меѓу орбитите на Јупитер и Сатурн, а потоа биле [[Планетарната миграција|гравитациски растроени]] (мигрирале) нанадвор во нивните сегашни и подалечни орбити.

=== Нестабилност на дискот ===
Гравитациската нестабилност на протопланетарниот диск може да создаде неколку гасовити џиновски протопланети на растојанија до 30 AЕ. Малку погустите региони во дискот би можеле да доведат до создавање на купчиња кои на крајот ќе се насоберат до планетарна густина. Дискот со рамномерна маргинална гравитациска нестабилност може да создава протопланети на растојание меѓу 10 и 30 AЕ за повеќе од илјада години. Ова време е многу пократко од времето од 100.000 до 1.000.000 години кои се потребни за создавање на протопланети преку насобирање на јадрото од облакот и може биде изводливо дури и за најкраткотрајните дискови, кои постојат од пред само неколку милиони години.

Проблемот со овој модел е да се одреди што е тоа што го одржува дискот стабилен пред да стане нестабилен. Има неколку можни фактори кои би ја поттикнале гравитациската нестабилност за време на еволуцијата на дискот. Поминување покрај друга протоѕвезда може да ја прекине гравитациската стабилност на дискот. Дискот што се развива магнетно најверојатно би имал магнетни мртви зони, поради различните [[Степен на јонизација|степени на јонизација]], каде што може да се натрупа масата поместена од магнетни сили, и на крајот да стане маргинално гравитациски нестабилен. Протопланетарниот диск, исто така може бавно да ја насобира материјата, со што се предизвикуваат релативно кратки периоди на маргинална гравитациска нестабилност, проследени со периоди кога густината на површината паѓа под потребното ниво за да се одржи нестабилноста.

==== Фотоиспарување ====
Тврдењата за [[фотоиспарување]] на [[Протопланетарен диск|протопланетарните дискови]] во [[Орион трапезиум кластер|Орион трапезиум групата]] поради [[Екстремно ултравиолетово|екстремното ултравиолетово]] (EУВ) зрачење кое го емитираат [[Тета1 Орионис Ц|θ <sup>1</sup> Орионис Ц]] укажува на уште еден можен механизам за создавање на ледени џинови. Протопланетарните гасовити џинови со повеќекратна [[јупитерова маса]] би можеле релативно брзо да се формираат поради нестабилност на дискот пред да може да им се отстрани поголемиот дел од водородната обвивка поради интензивното ЕУВ зрачење од блиската масивна ѕвезда.

Во [[Кобилица (маглина)|маглината Кобилица]], [[тек|флуксот]] на ЕУВ е приближно 100 пати повисок од [[Орион (маглина)|Орионовата маглина]] на Трапезиум. И во двете маглини има протопланетарни дискови. Повисокиот ЕУВ флукс ја прави уште поверојатна можноста за создавање на ледени џинови. Посилното EУВ зрачење би ја зголемило стапката на отстранувањето на гасовитите обвивки од протопланетите пред тие да се насоберат доволно за да се спротивстават на понатамошната загуба.

== Одлики ==
[[Податотека:Gas_Giant_Interiors.jpg|десно|мини|400x400пкс| Овие пресеци ги илустрираат внатрешните модели на џиновските планети. [[Планетарно јадро|Планетарните јадра]] на гасовитите џинови [[Јупитер]] и [[Сатурн (планета)|Сатурн]] се обложени со длабок слој на [[металичен водород|метален водород]], додека обвивките на ледените џинови [[Уран (планета)|Уран]] и [[Нептун]] се составени од потешки елементи.]]
Ледените џинови претставуваат една од двете категории на [[Џиновска планета|џиновски планети]] во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]], а во другата категорија се попознатите [[Гасовит џин|гасовити џинови]], чија што маса е составена од преку 90% [[водород]] и [[хелиум]]. Се смета дека, во нив, водородот се протега сè до нивните мали карпести јадра, каде што [[Водороден молекуларен јон|водородниот молекуларен јон]] преминува во [[металичен водород|метален водород]] поради екстремниот притисок од стотици [[Паскал (единица)|гигапаскали]] (GPa).<ref name=icegiantatmospheres/>

Ледените џинови, во најголем дел се составени од потешки [[Хемиски елемент|елементи]] . Врз основа на [[Изобилство на хемиски елементи|изобилството на елементи во универзумот]], најверојатно има [[кислород]], [[јаглерод]], [[азот]] и [[сулфур]]. Иако ледените џинови имаат и [[Водороден плик|водородни обвивки]], тие се многу помали. Тие сочинуваат помалку од 20% од нивната маса. Нивниот водород, исто така, никогаш не достигнува до длабочините неопходни за притисокот да создаде метален водород. Овие обвивки сепак го ограничуваат набљудувањето на внатрешноста на ледените џинови, а со тоа и информациите за нивниот состав и еволуција.<ref name=icegiantatmospheres/>

Иако Уран и Нептун се нарекуваат ледени џиновски планети, се смета дека под нивните облаци има [[Суперкритична течност|суперкритичен]] воден океан, кој сочинува околу две третини од нивната вкупна маса.<ref>[https://www.nasa.gov/feature/nasa-completes-study-of-future-ice-giant-mission-concepts NASA Completes Study of Future ‘Ice Giant’ Mission Concepts] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20200806062812/https://www.nasa.gov/feature/nasa-completes-study-of-future-ice-giant-mission-concepts/ |date=2020-08-06 }}. ''NASA TV''. 20 June 2017.</ref><ref>[https://www.lpi.usra.edu/icegiants/mission_study/IceGiants_EGUPresentation_2017_04_24.pdf On to the Ice Giants]. (PDF) ''Pre-Decadal study summary.'' NASA. Presented at the European Geophysical Union, 24 April 2017.</ref>

=== Атмосфера и време ===
Гасовитите надворешни слоеви на ледените џинови имаат неколку сличности со оние на гасовитите џинови. Тука спаѓаат долготрајните, екваторски ветрови со голема брзина, [[Поларен Вортекс|поларните витли]], шемите на циркулација од големи размери и сложените [[хемиски процес]]и поттикнати од [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетовото зрачење]] одозгора и неговото мешање со пониската атмосфера.<ref name=icegiantatmospheres/>

Проучувањето на атмосферскиот модел на ледените џинови дава податоци и за [[Атмосферска физика|атмосферската физика]]. Составите на овие планети поттикнуваат различни [[хемиски процес]]и и поради далечната орбита добиваат многу помалку сончева светлина од која било друга планета во Сончевиот Систем.<ref name=icegiantatmospheres/>

Најголемата видлива одлика на [[Нептун]] е повторливата [[Голема темна точка|Голема темна дамка]]. Се создава и ја снемува на секои неколку години, за разлика од [[Голема Црвена Дамка|Големата црвена дамка]] на [[Јупитер]] која е со слична големина, но која опстојува со векови. Од сите познати џиновски планети во Сончевиот Систем, Нептун најмногу зрачи со внатрешна топлина по единица апсорбирана сончева светлина (однос кој приближно изнесува 2,6). [[Сатурн (планета)|Сатурн]], е втор на овој список со однос од околу 1,8. [[Уран (планета)|Уран]] испушта најмалку топлина, една десетина од Нептун. Астрономите се сомневаат дека ова може да биде поврзано со неговото екстремно [[Осен наклон|осино навалување]] од 98˚. Поради ова годишните времиња на Уран се многу поразлични од оние другите планети во Сончевиот Систем.<ref name=icegiantatmospheres/>

Сè уште нема целосни [[математички модел|модели]] кои ги објаснуваат атмосферските одлики забележани кај ледените џинови.<ref name=icegiantatmospheres/> Разбирањето на овие одлики ќе помогне да се разјасни како функционираат атмосферите на џиновските планети. Следствено, ваквите сознанија би можеле да им помогнат на научниците подобро да ја предвидат атмосферската структура и однесувањето на џиновските [[Вонсончева планета|вонсончеви планети]] за кои се знае дека се многу блиску до нивните матични ѕвезди ( [[врел јупитер|пегаски планети]]) и пронајдените вонсончеви планети со маса и полупречник помеѓу оние на џиновските и земјовидните планети во Сончевиот Систем.

=== Внатрешност ===
Поради огромните димензии и ниската топлинска спроводливост, внатрешниот притисок во планетите се движи до неколку стотици гигапаскали (GPa) и имаат температура од неколку илјади [[келвин]]и (К).<ref name=inside/>

Во март 2012 година, било откриено дека компресибилноста на водата што се користи во моделите за ледените џинови може да се намали за една третина.<ref name="astro">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astrobio.net/pressrelease/4641/the-interiors-of-ice-giant-planets|title=Complete Archive for Astrobiology Press Release, News Exclusive, News Briefs}}</ref> Оваа вредност е важна за моделирање на ледените џинови и има ефект на бранчиња за нивното разбирање.<ref name="astro" />

=== Магнетни полиња ===
Магнетните полиња на Уран и Нептун се невообичаено изместени и накосени.<ref name="mag">{{Наведена мрежна страница|url=http://evildrganymede.net/work/magfield.htm|title=The Nature and Origin of Magnetic Fields}}</ref> Јачина на магнетното поле е помеѓу јачината на гасовитите џинови и онаа на земјовидните планети. Таа е за 50 и 25 пати поголема од онаа на Земјата, соодветно. Јачината на екваторското магнетно поле на Уран и Нептун е 75% и 45% од 0,305 гауси на Земјата, соодветно.<ref name="mag" /> Се верува дека нивните магнетни полиња потекнуваат од јонизирана конвекциона покривка од течен мраз.<ref name="mag" />

== Посети од вселенски летала ==

=== Во минатото ===

* ''[[Војаџер 2]]'' (Уран и Нептун)

=== Предложени ===
* [[MUSE (вселенско летало)|MUSE]] (предложен во 2012 година; разгледан од [[НАСА]] во 2014 година и [[Европска вселенска агенција|ЕСА]] во 2016 година)
* [[Орбитер и сонда на Уран на НАСА]] (предложен во 2011 година; разгледан од НАСА во 2017 година)
* [[ОКЕАНУС|OCEANUS]] (предложен во 2017 година)
* [[ОДИНУС|ODINUS]] (предложен во 2013 година)
* Надворешен Сончев Систем <ref>{{Наведено списание|last=Christophe|first=Bruno|last2=Spilker|first2=L. J.|last3=Anderson|first3=J. D.|last4=André|first4=N.|last5=Asmar|first5=S. W.|last6=Aurnou|first6=J.|last7=Banfield|first7=D.|last8=Barucci|first8=A.|last9=Bertolami|first9=O.|date=8 July 2012|title=OSS (Outer Solar System): a fundamental and planetary physics mission to Neptune, Triton and the Kuiper Belt|url=http://spinlab.ess.ucla.edu/wp-content/Papers-Aurnou7.1.13/Christophe-etal-OSS-12.pdf|journal=Experimental Astronomy|publisher=Springer|volume=34|issue=2|pages=203–242|arxiv=1106.0132|bibcode=2012ExA....34..203C|doi=10.1007/s10686-012-9309-y|via=UCLA Simulated Planetary Interiors Lab|access-date=2021-11-26|archive-date=2019-05-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20190526075642/http://spinlab.ess.ucla.edu/wp-content/Papers-Aurnou7.1.13/Christophe-etal-OSS-12.pdf|url-status=dead}}</ref> (предложен во 2012 година)
* [[Тритон Хопер]] (предложен во 2015 година; се разгледува од НАСА од 2018 година)
* [[Урански патеки|Uranus Pathfinder]] (предложен во 2010 година)

== Поврзано ==
* [[Мини-Нептун]]
* [[Деветта планета|Планетата девет]]
* [[MOA-2011-BLG-262L]]

== Наводи ==
{{reflist|
<ref name=rapidformation>{{cite journal | title=Rapid Formation of Outer Giant Planets by Disk Instability | last=Boss | first=Alan P. | journal=The Astrophysical Journal | date=December 2003 | volume=599 | issue=1 | pages=577–581 | doi=10.1086/379163|bibcode = 2003ApJ...599..577B | doi-access=free }}, §1–2
</ref>

<ref name=icegiantatmospheres>{{citation | url=http://www8.nationalacademies.org/ssbsurvey/DetailFileDisplay.aspx?id=252&parm_type=PSDS | last=Hofstadter | first=Mark | title=The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune | year=2011 | publisher=[[National Research Council (United States)|US National Research Council]] | access-date=18 January 2015 | work=White Paper for the [[Planetary Science Decadal Survey]] | pages=1–2}}
</ref>

<ref name=inside>{{cite journal | title=Viewpoint: Seeing Deep Inside Icy Giant Planets | last=Nellis | first=William | journal=[[Physics (American Physical Society journal)|Physics]] | date=February 2012 | volume=5 | issue=25 | doi=10.1103/Physics.5.25 |bibcode = 2012PhyOJ...5...25N | url=https://physics.aps.org/featured-article-pdf/10.1103/PhysRevLett.108.091102 | doi-access=free }}
</ref>
}}

== Надворешни врски ==
* [https://share.sandia.gov/news/resources/news_releases/compressing-water/ Експериментите на Сандија може да принудат ревизија на астрофизичките модели на универзумот - Sandia Labs] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20131106040548/https://share.sandia.gov/news/resources/news_releases/compressing-water/ |date=2013-11-06 }}

{{Сончев Систем}}

[[Категорија:Ледени џинови]]
[[Категорија:Сончев Систем]]
[[Категорија:Вонземска вода]]
[[Категорија:Мраз]]