Άνοιγμα κυρίου μενού
Ο Ουρανός σε φωτογραφία που πάρθηκε από το Voyager 2 τον Ιανουάριο του 1986
Ο Ποσειδώνας σε φωτογραφία που πάρθηκε από το Voyager 2 τον Αύγουστο του 1989

Ο γίγαντας πάγου είναι γιγάντιος πλανήτης ο οποίος αποτελείται κυρίως από στοιχεία βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο, όπως οξυγόνο, άνθρακα, άζωτο και θείο. Υπάρχουν δύο γνωστοί γίγαντες πάγου στο Ηλιακό Σύστημα, ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας.

Στην αστροφυσική και την πλανητική επιστήμη ο όρος «πάγος» αναφέρεται σε πτητικές χημικές ενώσεις με σημείο πήξης περίπου πάνω από 100 Κ  όπως το νερό,  ή αμμωνία, ή το μεθάνιο, με σημεία πήξης στους 273 Κ, 195 K, και 91 K, αντίστοιχα (βλέπε πτητικές ουσίες). Στη δεκαετία του 1990, έγινε αντιληπτό ότι ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας είναι μια ξεχωριστή κατηγορία γιγάντιων πλανητών, σε σχέση τους άλλους γιγάντιους πλανήτες όπως ο Δίας και ο Κρόνος, και έτσι  έγιναν γνωστοί ως γίγαντες πάγου. Οι συστατικές χημικές τους ενώσεις ήταν  στέρεες, κυρίως όταν ενσωματώνονταν στους πλανήτες κατά τη διάρκεια του σχηματισμού τους[εκκρεμεί παραπομπή]είτε άμεσα , με τη μορφή του πάγου ή παγιδευμένες σε παγωμένο νερό. Σήμερα, ελάχιστο από το νερό στον Ουρανό και τον Ποσειδώνα παραμένει σε μορφή πάγου. Αντ ' αυτού, το H2O κυρίως  υφίσταται ως υπερκρίσιμο ρευστό σε θερμοκρασίες και πιέσεις που επικρατούν στο εσωτερικό τους.

Οι γίγαντες πάγου αποτελούνται από περίπου 20% υδρογόνο και ήλιο σε μάζα, σε αντίθεση με τους γίγαντες αερίων του Ηλιακού Συστήματος, Δία και Κρόνο, που έχουν και οι δύο μάζα πάνω από 90% υδρογόνο και ήλιο.

Πίνακας περιεχομένων

ΟρολογίαΕπεξεργασία

Το 1952, ο συγγραφέας επιστημονικής φαντασίας  Τζέιμς Μπλις (James Blish) επινόησε τον όρο γίγαντας αερίων[1] και τον χρησιμοποίησε για να δηλώσει τους μεγάλους μη-επίγειους πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος. Ωστόσο, στη δεκαετία του 1990, οι συνθέσεις του Ουρανού και του Ποσειδώνα βρέθηκε πως είναι σημαντικά διαφορετικές από εκείνες του Δία και του Κρόνου. Οι συνθέσεις αυτές συνιστάται κατά κύριο λόγο από στοιχεία βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο, ως εκ τούτου αποτελούν συνολικά ένα ξεχωριστό είδος γίγαντα πλανήτη. Επειδή κατά τη διάρκεια του σχηματισμού τους, ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας ενσωμάτωσαν το υλικό τους, είτε σε πάγο είτε σε αέριο εγκλωβισμένο σε παγωμένο νερό, ο όρος «γίγαντας πάγου» τέθηκε σε χρήση.

ΣχηματισμόςΕπεξεργασία

Η μοντελοποίηση του σχηματισμού των χερσαίων και γιγάντων αερίου είναι σχετικά απλή και αδιαφιλονίκητη. Οι επίγειοι πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος είναι ευρέως κατανοητό να έχουν σχηματιστεί μέσω  συσσώρευσης συγκρούσεων σε πλανητικά στάδια εντός του πρωτοπλανητικού  δίσκου. Οι γίγαντες αερίουΔίας, Κρόνος, και οι εξωηλιακοί ομόλογοι πλανήτες—πιστεύεται ότι έχουν σχηματιστεί αφού οι στερεοί πυρήνες τους με μάζα γύρω στις 10 γήινες μάζες   σχηματίστηκαν από την ίδια διαδικασία, ενώ συσσώρευσαν κελύφη αέριων  από το γύρω  ηλιακό νεφέλωμα σε χρόνο αρκετών εκατομμυρίων χρόνων (Ma),[2][3] αν και εναλλακτικά μοντέλα του σχηματισμού πυρήνων με βάση το βότσαλο προσαύξησης έχουν πρόσφατα προταθεί.[4] Κάποιοι εξωηλιακοί γιγάντιοι πλανήτες μπορεί αντ ' αυτού να έχουν σχηματιστεί μέσω της βαρυτικής αστάθειας του δίσκου.

Ο σχηματισμός του Ουρανού και του Ποσειδώνα μέσα από μια παρόμοια διαδικασία προσαύξησης πυρήνα είναι πολύ πιο προβληματική. Η ταχύτητα διαφυγής για τους μικρούς πρωτοπλανήτες, σε απόσταση περίπου 20 αστρονομικές μονάδες (AU) από το κέντρο του Ηλιακού Συστήματος, θα ήταν συγκρίσιμες με τις σχετικές ταχύτητες τους. Παρόμοια σώματα που διασχίζουν τις τροχιές του Κρόνου ή του Δία θα μπορούσαν να βρεθούν σε υπερβολικές τροχιές και να φύγουν από το σύστημα. Παρόμοια σώματα, που μαζεύτηκαν από τους γίγαντες αερίου, θα ήταν επίσης πιθανό να είναι πλεονάζοντα σε μεγαλύτερους πλανήτες ή να βρεθούν σε τροχιά όπως ένας κομήτης.[5]

Παρά τα προβλήματα στη μοντελοποίηση του σχηματισμού τους, πολλοί υποψήφιοι γίγαντες πάγου έχουν παρατηρηθεί σε τροχιά γύρω από άλλα αστέρια από το 2004. Αυτό δείχνει ότι μπορεί αυτός ο τύπος πλανήτη να είναι κοινός στο γαλαξία μας.[6]

ΜετανάστευσηΕπεξεργασία

Λαμβάνοντας υπόψη τις τροχιακές προκλήσεις των πρωτοπλανητών σε απόσταση 20 AU ή περισσότερο από το κέντρο του Ηλιακού Συστήματος, μια απλή λύση είναι ότι οι γίγαντες πάγου σχηματίστηκαν ανάμεσα στις τροχιές του Δία και του Κρόνου, πριν διασκορπιστούν σε πιο απομακρυσμένες τροχιές.[5]

Βαρυτική αστάθειαΕπεξεργασία

Η βαρυτική αστάθεια του πρωτοπλανητικού  δίσκου θα μπορούσε επίσης να παράγει αρκετούς πρωτοπλανήτες γίγαντες αερίου σε αποστάσεις έως και 30 AU. Περιοχές με ελαφρώς υψηλότερη πυκνότητα στον δίσκο θα μπορούσαν να οδηγήσουν στο σχηματισμό των συστάδων που τελικά θα κατέρρεαν σε πλανητικές πυκνότητες.[5] Ένας δίσκος ακόμη και με οριακή βαρυτική αστάθεια θα μπορούσε να αποφέρει πρωτοπλανήτες μεταξύ 10 και 30 AU σε πάνω από χίλια χρόνια (ka). Αυτό το διάστημα είναι πολύ μικρότερο από τα  100.000 μέχρι 1.000.000 χρόνια που απαιτούνται για την παραγωγή πρωτοπλανητών μέσω προσαύξησης πυρήνα του νέφους και θα μπορούσε να είναι βιώσιμο, ακόμα και για τους βραχύβιους δίσκους, οι οποίοι υπάρχουν μόνο για λίγα εκατομμύρια χρόνια.[5]

Ένα πρόβλημα με αυτό το μοντέλο είναι να προσδιορίσει τι κράτησε το δίσκο σταθερό πριν την αστάθεια. Υπάρχουν αρκετοί πιθανοί μηχανισμοί που επιτρέπουν τη βαρυτική αστάθεια να προκύψει κατά τη διάρκεια της εξέλιξης ενός δίσκου. Μια κοντινή επαφή με ένα άλλο πρωτοάστρο θα μπορούσε να παράσχει ένα βαρυτικό λάκτισμα σε ένα κατά τα άλλα σταθερό δίσκο. Ένας δίσκος που εξελίσσεται μαγνητικά είναι πιθανό να έχει μαγνητικές νεκρές ζώνες, που οφείλονται σε διάφορους βαθμούς ιονισμού, όπου η μάζα μετακινήθηκε από μαγνητικές δυνάμεις οι οποίες συσσωρεύονται, για να γίνει τελικά οριακά βαρυτικά ασταθής. Ένας πρωτοπλανητικός δίσκος μπορεί απλά να συγκεντρώνει την ύλη σιγά-σιγά, προκαλώντας σχετικά σύντομες περιόδους οριακής βαρυτικής αστάθειας και εκρήξεις της συλλογής μάζας, ακολουθούμενη από περιόδους όπου η πυκνότητα επιφάνειας πέφτει κάτω από αυτό που απαιτείται για να διατηρηθεί η αστάθεια.[5]

ΦωτοεξάτμισηΕπεξεργασία

Παρατηρήσεις φωτοεξάτμισης των πρωτοπλανητικών δίσκων στο ανοικτό σμήνος Orion Trapezium Cluster από ακραία υπεριώδη ακτινοβολία (EUV)  που εκπέμπεται από το αστρικό σύστημα θ1 Orionis C προτείνει ένα άλλο πιθανό μηχανισμό για το σχηματισμό των γιγάντων πάγου. Πρωτοπλανήτες γιγάντων αερίου με πολλές μάζες Δία θα μπορούσαν να έχουν σχηματιστεί γρήγορα  λόγω της αστάθειας του δίσκου πριν την απογύμνωση της πλειονότητας του κελύφους υδρογόνου από την  έντονη EUV ακτινοβολία από ένα κοντινό αστέρι".[5]

Στο Νεφέλωμα της Τρόπιδος, οι ροές EUV  είναι περίπου 100 φορές υψηλότερες από ό, τι στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα. Πρωτοπλανητικοί δίσκοι είναι παρόντες και στα νεφελώματα. Οι υψηλότερες ροές EUV κάνουν ακόμη πιο πιθανό το ενδεχόμενο για σχηματισμό γιγάντων πάγου. Η ισχυρότερη EUV θα μπορούσε να αυξήσει την απομάκρυνση του κελύφους αερίου από τους πρωτοπλανήτες πριν καταρρεύσουν  για να αντισταθούν επαρκώς σε περαιτέρω απώλεια.[5]

ΧαρακτηριστικάΕπεξεργασία

 
Αυτές οι τομές απεικονίζουν εσωτερικά μοντέλα των γιγάντιων πλανητών. Οι πλανητικοί πυρήνες των αερίων γιγάντων Δία και Κρόνου επικαλύπτονται από ένα στρώμα μεταλλικού υδρογόνου, ενώ οι μανδύες στους γίγαντες πάγου Ουρανού και Ποσειδώνα αποτελούνται από βαρύτερα στοιχεία.

Οι γίγαντες πάγου αντιπροσωπεύουν μία από τις δύο διαφορετικές κατηγορίες γιγάντιων πλανητών που βρίσκουμε και στο Ηλιακό Σύστημα. Η άλλη ομάδα είναι οι πιο οικείοι γίγαντες αερίου, οι οποίοι αποτελούνται κατά 90% από υδρογόνο και ήλιο (κατά μάζα). Το υδρογόνο τους θεωρείται ότι εκτείνεται σε όλη τη διαδρομή μέχρι και τους μικρούς βραχώδεις πυρήνες τους, όπου το μοριακό ιόν του υδρογόνου μεταβαίνει σε μεταλλικό υδρογόνο υπό ακραίες πιέσεις που υπολογίζονται σε εκατοντάδες gigapascals (GPa).[6]

Οι γίγαντες πάγου αποτελούνται κατά κύριο λόγο από βαρύτερα στοιχεία όπως το οξυγόνο, τον άνθρακα, το άζωτο και το θείο που βάσει της αφθονίας των στοιχείων στο σύμπαν είναι και τα πιο πιθανά. Αν και οι γίγαντες πάγου έχουν επίσης κέλυφος υδρογόνου, είναι πολύ μικρότερο καθώς αντιπροσωπεύει λιγότερο από το 20% της μάζας τους. Επίσης το υδρογόνο που περιέχουν, δεν φτάνει ποτέ στο βάθος που είναι αναγκαίο, ώστε από την πίεση να μετατραπεί σε  μεταλλικό υδρογόνο.[6] Ωστόσο αυτό το κέλυφος, είναι και το όριο παρατήρησης του εσωτερικού των γιγάντων πάγου και έχει ως συνέπεια να περιορίζονται οι πληροφορίες σχετικά με τη σύνθεση και την εξέλιξή τους.[6]

Ατμόσφαιρα και καιρόςΕπεξεργασία

Τα αέρια εξωτερικά στρώματα των γιγάντων πάγου έχουν αρκετές ομοιότητες με αυτά των γιγάντων αερίου. Αυτά περιλαμβάνουν μεγάλη διάρκεια ζωής, υψηλή-ταχύτητα ισημερινών ανέμων, πολικές δίνες, μοτίβα κυκλοφορίας μεγάλης κλίμακας  και πολύπλοκες χημικές διεργασίες που οδηγούνται από την υπεριώδη ακτινοβολία  στο επάνω μέρος και τη μίξη με τη χαμηλή ατμόσφαιρα.[6]

Μελετώντας τα ατμοσφαιρικά μοτίβα των γιγάντων πάγου παίρνουμε επίσης πληροφορίες για τη φυσική της ατμόσφαιρας. Οι συνθέσεις τους προωθούν διάφορες χημικές διεργασίες ενώ λαμβάνουν πολύ λιγότερο φως από τον ήλιο σε μακρινές τροχιές από οποιουσδήποτε άλλους πλανήτες στο Ηλιακό μας Σύστημα (αυξάνοντας τη σημασία της εσωτερικής θέρμανσης στις καιρικές συνθήκες).[6]

Το μεγαλύτερο ορατό χαρακτηριστικό του Ποσειδώνα είναι η επαναλαμβανόμενη Μεγάλη Σκοτεινή Κηλίδα. Σχηματίζεται και διαλύεται κάθε λίγα χρόνια, σε αντίθεση με την παρόμοια μεγέθους Μεγάλη Κόκκινη Κηλίδα του Δία, η οποία συνεχίζεται για αιώνες. Από όλους τους γνωστούς γιγαντιαίους πλανήτες του Ηλιακού μας Συστήματος, ο Ποσειδώνας εκπέμπει την περισσότερη εσωτερική θερμότητα ανά μονάδα απορροφούμενου ηλιακού φωτός, με αναλογία περίπου 2,6. Ο Κρόνος, με το επόμενο υψηλότερο επίπεδο εκπομπής, έχει αναλογία περίπου 1,8. Ο Ουρανός εκπέμπει το λιγότερο ποσό θερμότητας, το ένα δέκατο του Ποσειδώνα. Υπάρχει η εικασία ότι αυτό μπορεί να σχετίζεται με την ακραία αξονική κλίση των 98˚. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα  τα εποχικά  πρότυπα του Ουρανού να είναι τα πλέον ιδιαίτερα από κάθε άλλο πλανήτη στο Ηλιακό μας Σύστημα.[6]

Δεν υπάρχουν ακόμη πλήρη μοντέλα τα οποία να εξηγούν τα  ατμοσφαιρικά χαρακτηριστικά που παρατηρούνται στους γίγαντες πάγου.[6] Η κατανόηση αυτών των χαρακτηριστικών θα βοηθήσει να αποσαφηνιστεί η εν γένει λειτουργία  στις ατμόσφαιρες των γιγαντιαίων πλανητών.[6] Ως εκ τούτου, αυτές οι ιδέες θα μπορούσαν να βοηθήσουν τους επιστήμονες να προβλέπουν καλύτερα την ατμοσφαιρική δομή και τη συμπεριφορά του γιγάντων εξωπλανητών που έχουν ήδη ανακαλυφθεί και είναι πολύ κοντά στα μητρικά τους αστέρια (καυτοί Δίες) και των εξωπλανητών με μάζες και ακτίνες μεταξύ των γιγάντων και επίγειων πλανητών που βρέθηκαν στο Ηλιακό Σύστημα.[6]

ΕσωτερικόΕπεξεργασία

Λόγω των μεγάλων μεγεθών και της χαμηλής θερμικής αγωγιμότητας, το εσωτερικό των γιγάντων πάγου δέχεται πιέσεις σε κλίμακα έως και αρκετές εκατοντάδες GPa και αναπτύσσει θερμοκρασίες σε αρκετές χιλιάδες βαθμούς Κ .[7]

Τον Μάρτιο του 2012, διαπιστώθηκε ότι η συμπιεστότητα του νερού που χρησιμοποιείται σε μοντέλα γιγάντων πάγου θα μπορούσε να είναι το ένα τρίτο. [8]Η τιμή αυτή είναι σημαντική για τη μοντελοποίηση των γιγάντων πάγου, και έχει μια επίδραση εξάπλωσης στην κατανόηση τους.[8]

Τα μαγνητικά πεδίαΕπεξεργασία

Τα μαγνητικά πεδία του Ουρανού και του Ποσειδώνα είναι ασυνήθιστα εκτοπισμένα και κεκλιμένα.[9] Οι εντάσεις των πεδίων τους είναι ενδιάμεσα μεταξύ  των γιγάντων αερίου και των χερσαίων πλανητών, 50 και 25 φορές μεγαλύτερα από της Γης, αντίστοιχα. [9]Τα μαγνητικά τους πεδία πιστεύεται ότι προέρχονται από ένα ιονισμένο μεταφερόμενο μανδύα ρευστού-πάγου.[9]

Επισκέψεις διαστημικών σκαφώνΕπεξεργασία

Στο παρελθόν

Δείτε επίσηςΕπεξεργασία

ΠαραπομπέςΕπεξεργασία

  1. Science Fiction Citations, Citations for gas giant n.
  2. Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). «Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints». Icarus 199: 338–350. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. Bibcode2009Icar..199..338L. 
  3. D'Angelo, Gennaro. Durisen, Richard H.. Lissauer, Jack J. (December 2010). «Giant Planet Formation». Στο: Seager, Sara, επιμ. Exoplanets. University of Arizona Press, σελ. 319–346. ISBN 978-0-8165-2945-2. Bibcode2010exop.book..319D. 
  4. Harold F. Levison, Katherine A. Kretke, & Martin J. Duncan. Growing the gas-giant planets by the gradual accumulation of pebbles. Nature, 2015 DOI: 10.1038/nature14675
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 5,7 Boss, Alan P. (December 2003). «Rapid Formation of Outer Giant Planets by Disk Instability». The Astrophysical Journal 599: 577–581. doi:10.1086/379163. Bibcode2003ApJ...599..577B. http://iopscience.iop.org/0004-637X/599/1/577/fulltext/. , §1–2
  6. 6,00 6,01 6,02 6,03 6,04 6,05 6,06 6,07 6,08 6,09 6,10 Hofstadter, Mark (2011), The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune, US National Research Council, σελ. 1–2, http://www8.nationalacademies.org/ssbsurvey/DetailFileDisplay.aspx?id=252&parm_type=PSDS, ανακτήθηκε στις 18 January 2015 
  7. 7,0 7,1 Nellis, William (February 2012). «Viewpoint: Seeing Deep Inside Icy Giant Planets». Physics 5 (25). doi:10.1103/Physics.5.25. Bibcode2012PhyOJ...5...25N. http://physics.aps.org/articles/v5/25/. 
  8. 8,0 8,1 «Complete Archive for Astrobiology Press Release, News Exclusive, News Briefs». 
  9. 9,0 9,1 9,2 «The Nature and Origin of Magnetic Fields». 

Εξωτερικοί σύνδεσμοιΕπεξεργασία

Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Ice giant (έκδοση 802895704) της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).