Телескопы покупают здесь


A A A A Автор Тема: Гипотетические условия на блуждающих планетах  (Прочитано 8648 раз)

0 Пользователей и 1 Гость просматривают эту тему.

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Планетарами или блуждающими планетами называют планеты, которые не вращаются вокруг звёзд, а свободно дрейфуют в межзвёздном пространстве. За исключением немногих очень горячих либо сравнительно близких к Солнцу объектов, они не поддаются прямому наблюдению; в редких случаях можно обнаружить планетар методом гравитационного линзирования. Большинство блуждающих планет, скорее всего, никогда не будет открыто. Но это не мешает нам  поспекулировать на тему их устройства и эволюции.

Планетары должны быть достаточно распространены в Галактике. Если экстраполировать зависимость количества звёзд от их массы (которая известна по наблюдениям) на область планетных масс (до 13 масс Юпитера), то можно вычислить, что в среднем на 1 кубический парсек приходится 2 планетара. Это означает, что 4-5 планетаров расположены ближе к Солнцу, чем Проксима Центавра.

По своему происхождению блуждающие планеты делятся на две группы. Планетары первой группы образовалась, подобно звёздам, в результате гравитационного сжатия газово-пылевых облаков. Вторые возникли, подобно обычным планетам, в протопланетных дисках, но были выброшены в межзвёздное пространство из-за возмущений со стороны соседних планет. Различия между этими группами велики. Планетары первой группы практически всегда окружены спутниками и кольцами, и очень часто образуют двойные и кратные системы. В их химическом составе преобладают лёгкие элементы и соединения — водород, гелий и разнообразные льды. Блуждающие планеты второго типа чаще всего одиночны и невелики по размерам, обычно легче Земли. Их химический состав разнообразен: встречаются как ледяные планеты, так и каменные (силикатно-металлические), выброшенные из внутренних зон планетных систем.

Все достаточно крупные  планетары обладают горячими недрами, поэтому температура их поверхности выше, чем у межзвёздной пыли (10-30 К) — но, как правило, ненамного выше. Лишь самые крупные и молодые планетары первой группы — в несколько раз массивнее Юпитера и не старше 10 млн. лет — разогреты до 1000-1500 К и заметно светятся в видимом диапазоне. К ним относится объект Cha 110913, единственный пока реально обнаруженный планетар (впрочем, не исключено, что это коричневый карлик). Вблизи такие объекты выглядят как звёзды насыщенного красно-оранжевого цвета и довольно высокой яркости. Так, Cha 110913 имеет блеск полной Луны на расстоянии 1,5 а. е. и блеск Солнца на расстоянии 380 тыс. км (как между Землёй и Луной); с этого расстояния он  виден как диск с угловым диаметром 67°. Как правило, подобные объекты окружены газово-пылевыми дисками, из которых со временем формируются системы спутников и колец. Постепенно планетар остывает, теряет яркость и превращается в тускло-багровый диск в чёрных облачных полосах. При температуре ниже 900 К он уже почти не выделяется невооружённым глазом на фоне неба, облачные полосы и другие детали можно разглядеть лишь в инфракрасных лучах. На светлом фоне Млечного Пути или какой-нибудь туманности блуждающая планета проявляется как чёрный диск в просвечивающем коричневатом ореоле атмосферы. Тьма, царящая на её поверхности, едва рассеивается лишь светом звёзд, вспышками молний и вулканическими извержениями.



Условия на блуждающих планетах определяются главным образом плотностью и химическим составом их атмосфер. Атмосферы образуются двумя путями: из вулканических газов и из захваченной межзвёздной среды. Вулканический газ может включать в себя водяной пар, углекислый газ, азот, метан, молекулярную серу, диоксид серы, сероводород и множество других соединений, в зависимости от состава верхней мантии и её температуры. Межзвёздный газ по большей части представляет собой атомарный или ионизированный водород. Он настолько горяч, что его быстрые частицы практически не имеют шансов на захват полем тяготения планеты, и к тому же крайне разрежен (1 атом на см3 и меньше). Однако в этой среде втречаются островки сравнительно плотного (10-1000 атомов на см3) и очень холодного (10-30 К) газа — молекулярные облака. Они состоят в основном из молекулярного водорода и гелия, а также содержат неон, аргон, азот, молекулярный углерод, кислород, воду, оксиды углерода (угарный и углекислый газ), оксиды и гидриды серы и некоторых металлов, свободные радикалы гидроксил, карбонил, нитрил и множество других молекул, включая достаточно сложные органические соединения. Помимо отдельных молекул, в облаках присутствуют микроскопические пылинки, состоящие обычно из графита и силикатов, и покрытые наледью из замёрзшей воды, метана, аммиака и угарного газа. Средний диаметр молекулярных облаков 10-20 парсек, а расстояние между ними 90-100 парсек, они тесно группируются к плоскости Галактики. Пройдя сквозь такое облако за время порядка 100 тыс. лет, планетар может увелить массу и давление атмосферы в десятки раз. За время своей жизни блуждающая планета проходит сквозь тысячи облаков, при условии, что её траектория лежит в плоскости Галактики, а в большинстве случаев так оно и есть.

Если свойства обычных планет определяются двумя главными факторами — массой и освещённостью, то для блуждающих планет имеет значение только масса. В зависимости от массы выделяют следующие классы планетаров:

1. Карлики
Тела размером до 400 км в поперечнике обычно имеют неправильную форму и потому планетарами не считаются, их аналоги в Солнечной системе — кометы и астероиды. Наименьшие подлинные планетары, аналоги карликовых планет Солнечной системы, имеют массу от 10^-5 до 0,05 МЗ (масс Земли). Они обладают сферической формой, обычно внутренне неоднородны (расслоены на ядро, мантию и кору) и могут проявлять вулканичесукую активность — обычно в результате приливного разогрева. Атмосферы нет. Поверхность покрыта загрязнённым льдом из смеси различных газов, гладка и лишена кратеров.

2. Субземли
Планетары размерами порядка Марса и больше (0,05 — 0,5 МЗ) обладают горячими недрами и более-менее вулканически активны даже без приливного воздействия. Если извержения достаточно часты, то они обеспечивают планету  разреженной, неоднородной и нестабильной атмосферой из микроскопических пылинок. Для удержания нормальной газовой атмосферы тяготения планетара недостаточно — вулканические газы улетучиваются с планеты (водород и гелий) или замерзают (все остальные вещества). Также и при проходе сквозь молекулярное облако планетар захватывает не молекулы, а лишь пылинки, которые оседают на его поверхность в виде рыхлого грязного снега.

3. Неоновые земли
Планетар массой 0,6-0,8 МЗ уже способен удержать атмосферу из азота, неона и угарного газа. Молекулы этих веществ довольно редки в космосе, и поэтому атмосферы из них образуются весьма разреженные. Азот и угарный газ накапливаются до тех пор, пока их парциальное давление не достигнет давления насыщенного пара (оно сильно зависит от температуры, но не превышает 0,1 кПа для азота и 0,01 кПа для СО). После этого рост давления прекращается, и вновь поступающие молекулы осаждаются только в твёрдом виде. Неон же остаётся газообразным и при более высоком давлении, поэтому у старых блуждающих планет этой группы атмосферы в основном неоновые. Поверхность их покрыта азотно-угарным льдом. Существуют немногочисленные неоновые земли с температурой в узком диапазоне около 25 К и давлением выше 43 кПа (0,04 атм), на которых присутствует жидкий неон в виде облаков или небольших водоёмов, покрытых коркой азотного льда. За время жизни планетара (до 10 млрд. лет) плотность атмосферы никогда не достигает значений, при которых начинается парниковый эффект, и температура не поднимается выше 30-40 К.

4. Гелиевые земли
При массе 0,8-1 МЗ планетар может удержать гелий. Поскольку он встречается в космосе в 1000 раз чаще любого из вышеперечисленных газов, атмосфера растёт намного быстрее, и за время жизни планетара достигаются весьма значительные давления и температуры. Пройдя за 1,5 млрд. лет жизни сквозь 3000 молекулярных облаков, планетар обрастает атмосферой с давлением 10 атм, состоящей на 90 % из гелия и на 10 % из неона. В столь плотной атмосфере начинает проявляться парниковый эффект. Температура поднимается выше 65 К, азотно-угарный лёд тает, и планетар покрывается глобальным двухслойным океаном. Нижний слой состоит из азота, верхний из жидкого СО, а по его поверхности плавают метановые льдины. Испарение из океана почти отсутствует, и гелий-неоновая атмосфера остаётся безоблачной.

5. Водородные земли
Если масса планетара превышает 1 МЗ, то он удерживает не только гелий, но и водород, концентрация которого в космических облаках в 10 раз выше. Масса атмосферы, а вместе с ней давление и температура, растёт на порядок быстрее, чем у гелиевых земель. Уже в возрасте 400 млн. лет планетар нагревается до стадии азотно-угарного океана, а к наступлению «зрелого возраста» (4 млрд лет) давление доходит до 80 атм, температура до 140 К, и океан испаряется вместе с метановым льдом. Планетар окутывается слоем азотных, угарных и метановых облаков. При высоком содержании метана возможно его частичное сжижение и образование метановой гидросферы, с реками и озёрами, как на Титане, или даже морями. Твёрдая поверхность водородной земли сложена в основном «песком» из твёрдых аммиачно-водяных льдинок. Мощные ветры, вызванные вращением планетара, создают обширные поля барханов, ориентированных с востока на запад. Типичный состав атмосферы после испарения океана: 45 % по массе водорода, 37 % гелия, по 6 % азота, угарного газа и неона.

6. Суперземли
Чем массивнее планетар, тем быстрее он аккумулирует атмосферу и тем сильнее нагревается. При массе 3,5 МЗ давление водородно-гелиевой атмосферы достигает 1000 атм (как на дне Марианской впадины), а температура 273 К, т. е. точки таяния водяного льда. В зависимости от общей массы воды может образоваться как глобальный океан глубиной в десятки и сотни километров, так и сравнительно мелкие океаны земного типа, перемежающиеся континентами. Твёрдая поверхность суперземли сложена уже не льдами, как у более лёгких и холодных планетаров (все льды растаяли), а горными породами, аналогичными земным базальтам океанского дна. Гигантское давление препятствует испарению из океанов, поэтому круговорота воды нет, вся она сосредоточена в океанах и внутренних морях — ни рек, ни ледников, ни облаков не существует. Поверхность континентов выглядит как совершенно сухая пустыня, выровненная постоянным восточным ветром ураганной силы. Океанская вода отличается высокой солёностью, дно покрыто толстым слоем метаногидратов. Вблизи подводных геотермальных источников встречаются оазисы примитивной бактериальной жизни.

7-8. Нептуны и юпитеры
При массе планетара свыше 10 МЗ он представляет собой газовый гигант — существенная доля его массы приходится на водородно-гелиевую атмосферу. По строению и составу гигантские планетары мало чем отличаются от холодных планет-гигантов с окраин планетных систем. Основное отличие состоит в том, что планетары наращивают массу в течение всей жизни (в то время как нормальные планеты растут только в период формирования из диска). Чем массивнее планетар, тем быстрее он растёт, и достаточно крупные юпитеры (более массивные, чем собственно Юпитер) имеют шанс дорасти до коричневого карлика, тем самым выйдя из категории планет. После этого аккумуляция межзвёздного газа прекращается, так как коричневый карлик  отталкивает его молекулы своим излучением.


- - - - - - -

Использованные формулы и величины

В статье D. J. Stevenson, Possibility of Life-Sustaining Planets in Interstellar Space (http://www.gps.caltech.edu/uploads/File/People/djs/interstellar_planets.pdf), приводится формула для вычисления температуры на поверности планетара:

T = T0 * x^(1/12) * (1000 f)^0,36 (кельвин),

где T0 = 275 для ледяных планет и Т0 = 425 для каменных планет,
х — отношение массы планеты к массе Земли,
f — отношение массы атмосферы к массе планеты.

Масса атмосферы вычисляется следующим образом. Планета, проделавшая путь dL в облаке молекул с концентрацией n, захватывает на своём пути n * S * dL молекул, где S — эффективное сечение захвата. Радиус r эффективного сечения определяется из условия равенства первой космической скорости и среднеквадратичной скорости движения молекул:

G * M / r = 3 * k * T / m,

где G — гравитационная постоянная, М — масса планеты, k — постоянная Больцмана, Т — кинетическая температура межзвёздного газа, m — масса молекулы газа.
Таким образом, при проходе расстояния dL планета увеличивает массу  атмосферы на величину

dM = m * n * S * dL = m * n * pi * ((G * M * m) / (3 * k * T))^2 * dL

Интегрируя уравнение, получаем, что масса планетара после прохода облака поперечником L равна

M = 1 / ( 1/M0 — pi * G^2 * n * L * m^3 / (3 * k * T)^2 )

где М0 — масса планетара до входа в облако.
Искомая доля атмосферы

f = (M — M0) / M0.

Минимальная масса планеты, при которой она способна удержать некий газ, выводится из условия r > R, где R — радиус планеты:

Mmin = 9/2 * (pi * D)^(-1/2) * ((k T) / (G * m))^(3/2),

где D — средняя плотность планеты. В настоящем очерке везде принято значение D = 3 г/см3, характерное для ледяных планет. У каменных планет с D = 5,5 г/см3 пороговые значения массы несколько меньше вышеуказанных.

Физические характеристики молекулярных облаков (средний диаметр — 16 пс, концентрация — 10 атомов/см3, количество облаков на протяжении 1000 пс — 9) взяты из справочника: К. У. Аллен. Астрофизические величины. М., 1960. Скорость движения планетара относительно облаков принята равной 220 км/с (как скорость Солнца относительно спиральных ветвей Галактики). Температура облаков принята равной 30 К.

« Последнее редактирование: 21 Июн 2008 [13:05:13] от Fortunatus »

Оффлайн VladTK

  • *****
  • Сообщений: 2 182
  • Благодарностей: 61
  • Через тернии к звездам
    • Сообщения от VladTK
Интересно. А для планет в солнечной системе такая абсорбция массы при пролете через облака, как я понимаю, невозможна из-за солнечного ветра?

И еще. Соотношение

G * M / r = 3 * k * T / m

не учитывает собственного движения планетара. Это допустимо? Ведь тепловая скорость молекул облака сравнительно невелика.

И если температура в атмосферах на достаточно массивных планетарах достигает 270 град К, то какова природа тепла поддерживающая эту температуру?

Celestron C6-N

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Интересно. А для планет в солнечной системе такая абсорбция массы при пролете через облака, как я понимаю, невозможна из-за солнечного ветра?

Да, и к тому же галактическая орбита Солнца такова, что проходы сквозь облака не слишком часты.

Цитата
И еще. Соотношение

G * M / r = 3 * k * T / m

не учитывает собственного движения планетара. Это допустимо? Ведь тепловая скорость молекул облака сравнительно невелика.
Да, эта скорость меньше скорости планеты. Подумаю, как это учесть.

Цитата
И если температура в атмосферах на достаточно массивных планетарах достигает 270 град К, то какова природа тепла поддерживающая эту температуру?
1) Геотермальная энергия (видимо, основной источник). 2) Высвобождение гравитационной энергии захваченного газа.
« Последнее редактирование: 21 Июн 2008 [19:03:52] от Fortunatus »

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Да, скорость имеет большое значение. Очевидно, она не должна превышать первой космической (ну или второй, разница неважна). Т. е. должна быть порядка единиц км/с. Это очень жёсткое условие, т. к. характерная относительная скорость независимых объектов в Галактике - десятки и сотни км/с. Получается, что планетар не будет собирать молекулы из всех встречных облаков, а только из своего родного, до тех пор пока не покинет его. То есть наращивает массу только в период формирования, как и обычные планеты. Остальные мои выкладки остаются в силе. Если скорость движения планеты менее 1 км/с, то она одного порядка с тепловой, и играет роль только тепловое движение.

Оффлайн zverolovlev

  • ****
  • Сообщений: 380
  • Благодарностей: 2
  • Подпись под аватаром
    • Сообщения от zverolovlev
    • Алексей Звероловлев ЖЖ
Цитата
Гигантское давление препятствует испарению из океанов, поэтому круговорота воды нет

Хм, интересно. Я как-то раньше об этом не задумывался. Хотелось бы поподробнее узнать про зависимость скорости испарения от давления.

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Цитата
Хотелось бы поподробнее узнать про зависимость скорости испарения от давления.
Скорость испарения обратно пропорциональна внешнему давлению.

Оффлайн zverolovlev

  • ****
  • Сообщений: 380
  • Благодарностей: 2
  • Подпись под аватаром
    • Сообщения от zverolovlev
    • Алексей Звероловлев ЖЖ
Т.е. зависимость линейная?

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Да. Скорость испарения пропорциональна (pнп - рп) / ратм,
где рнп - давление насыщенного пара при данной температуре,
рп - существующее давление пара,
ратм - атмосферное давление.
При температуре около 0 по Цельсию разность в числителе очень мала, а 1000-кратное давление в знаменателе сводит дробь практически к нулю.

Оффлайн VladTK

  • *****
  • Сообщений: 2 182
  • Благодарностей: 61
  • Через тернии к звездам
    • Сообщения от VladTK
Цитата
...Получается, что планетар не будет собирать молекулы из всех встречных облаков, а только из своего родного, до тех пор пока не покинет его. То есть наращивает массу только в период формирования, как и обычные планеты...

Как не будет? При пролете через облако молекулы встретившиеся у него на пути и имеющие достаточно низкую энергию по сравнению с энергией молекулы, летящей со скоростью планетара (а таких в облаке, как я понимаю, абсолютное  большинство) будут осаждаться на планетар. Тут, я думаю, надо просто использовать неизотропное Максвелловское распределение по скоростям.

Кстати, Вы не привели численных оценок роста массы. Лень считать кучу констант :)
Celestron C6-N

bob

  • Гость
Наберите слово "планетар" в поиске по форуму. Красота их в том, что о них вообще никто ничего не знает. Особенно о составе. Далеко от звёзд удерживается любой хим. состав.

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Наберите слово "планетар" в поиске по форуму. Красота их в том, что о них вообще никто ничего не знает. Особенно о составе. Далеко от звёзд удерживается любой хим. состав.
Поиск выдаёт сотни таких результатов как "планетарий", "планетарный" и т. п. Не могли бы вы дать прямую ссылку на бывшие обсуждения? Я прочёл немало здешних тем, но такой не встречал.
Химический состав всё-таки не совсем любой. Эффективная температура межзвёздной пыли 10-30 К и такая же должна быть у поверхности планетара. А это уже даёт ограничение по скорости молекул.

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Вы не привели численных оценок роста массы. Лень считать кучу констант :)
Кое-какие прикидки я сделал в основном тексте, а стремиться к точным оценкам бессмысленно. Слишком много неопределённых величин с огромным разбросом (скорость движения планеты, плотность и размер облака, частота прохождения облаков).

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Оценим наблюдаемые характеристики планетара на данном расстоянии от Солнца, а именно, видимый блеск и собственное движение. Блеск определяется размерами планеты и её геометрическим альбедо. Можно предположить, что альбедо юпитеров и нептунов такое же, как у Урана и Нептуна, т. е. около 0,3, что обусловлено сильным поглощением света в их атмосферах. Альбедо карликов и субземель должно быть около 0,8, как у Эриды и ряда других крупных транснептуновых объектов. Альбедо земель и суперземель предсказать невозможно, оно критически зависит от облачного покрова. Что касается собственного движения, то соответствующая линейная скорость должна быть выше параболической, в противном случае тело принадлежит Солнечной системе и не является планетаром по определению.

Рассчитанные мной звёздные величины и собственные движения для планетаров различных радиусов и альбедо на разных расстояниях от Солнца помещены в таблице.



Как мне кажется, шансы на открытие крупных планетаров есть лишь в зоне 0,01-0,05 пс, но я хотел бы увидеть комментарии более знающих людей. Есть ли ещё шансы на обнаружение доселе неизвестного объекта, скажем, 27-й величины с собственным движением не менее 7 сек/год? Где проходит порог сегодняшних знаний? На планетар какого радиуса, на каком расстояни мы имеем шанс наткнуться?

Помещаю отдельную таблицу для области 0,02-0,05 пс.


 
Вероятность нахождения в этой зоне планетара невелика, порядка 0,1 %, если принять среднюю концентрацию 2 / пс3).

bob

  • Гость

Поиск выдаёт сотни таких результатов как "планетарий", "планетарный" и т. п. Не могли бы вы дать прямую ссылку на бывшие обсуждения? Я прочёл немало здешних тем, но такой не встречал.
Химический состав всё-таки не совсем любой. Эффективная температура межзвёздной пыли 10-30 К и такая же должна быть у поверхности планетара. А это уже даёт ограничение по скорости молекул.
Посмотрите здесь
https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,15424.0.html
Там я старался конденсировать данные о периферии и смежных вещах. Точно не помню.

Оффлайн HEYEN

  • *****
  • Забанен!
  • Сообщений: 793
  • Благодарностей: 7
  • Гиена,- да да ...та самая,Двуличная и Вероломная,.
    • Сообщения от HEYEN
 Ах, fortunatus,- ... ну разумеется, я очень хочу ставить ои 5 к. в такую рулящую тему...
- Ах - эти планетары.. . -Дикие планеты, как их называют в народе..
  -А знаете , о факте того, чтотаких  - много должно водиться в чертогах туманностей..- Таких как Плеяды...  -А ужь тему  о том , что многие скопления планетарных тел могут давать тени на фон туманности...- и их  в этом сл. появляется возмоожность обнаружить..- это вообще отдельный разговор.-
ЭТТЭНШН!!,__!
Гиена выбежала; рёв
Раздался, яростен и груб:
«Он мой! Скорей отдайте труп!»...

- Честному люду,..коли  нет мочи понять как я излагаю -  попроси у бога копирайт на честной русский.

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Тень на фоне туманности должно быть сложнее обнаружить, чем источник света того же размера. Дифракция фонового освещения будет её замыливать. Но тут надо считать.

Оффлайн HEYEN

  • *****
  • Забанен!
  • Сообщений: 793
  • Благодарностей: 7
  • Гиена,- да да ...та самая,Двуличная и Вероломная,.
    • Сообщения от HEYEN
А как вам нарецание 'дикие планеты' ...?
ЭТТЭНШН!!,__!
Гиена выбежала; рёв
Раздался, яростен и груб:
«Он мой! Скорей отдайте труп!»...

- Честному люду,..коли  нет мочи понять как я излагаю -  попроси у бога копирайт на честной русский.

Оффлайн vika vorobyeva

  • ASTRONOMY.RU
  • *****
  • Сообщений: 8 912
  • Благодарностей: 700
    • Сообщения от vika vorobyeva
    • Записки Вики Воробьевой
Попробовала тут посчитать скорость набора массы планетаром в приближении его быстрого движения через межзвездное облако.
Считала так.
Пренебрежем гравитационным полем планетара и будем считать атомы межзвездного газа неподвижными (т.е. их тепловая скорость много меньше скорости планетара). Будем считать, что планетар захватывает все атомы, которые соударяются с его поверхностью (абсолютно неупругие столкновения). Тогда за секунду планетар захватит все межзвездные атомы, находящиеся в цилиндре, основанием которого служит сам планетар (точнее, площадь его поперечного сечения), а высотой - расстояние, которое он пройдет в эту секунду.
N = S * V * n * t,
где N - число захваченных атомов,
V - скорость планетара относительно облака межзвездного газа,
n - концентрация атомов межзвездного газа,
t - время.
Поскольку нас интересует толщина атмосферы, а не общее количество захваченных атомов в штуках, поделим число захваченных атомов на площадь планетара. Получим:
N/4S = 1/4 * V * n * t
четверка возникла оттого, что планетар захватывает молекулы площадью диска, а распределяются они на площадь поверхности шара.
Пусть скорость планетара V = 10 км/сек = 104 м/сек, концентрация атомов 1 шт. в куб.см = 106 шт./куб.м, тогда каждую секунду каждый квадратный метр планетара будет "богаче" на 1/4 * 1010 = 2.5 * 109 шт. атомов (большей частью водорода), которые соединятся в 1.25 * 109 молекул водорода.
Много это или мало?
В одном кубическом метре воздуха у поверхности Земли содержится 2.687 * 1025 шт. молекул (число Лошмидта). Значит, 1 м атмосферы (при условии, что ее сжали до молярной плотности приземного воздуха) наберется за 2.15 * 1016 сек = 680 млн. лет. Не быстро :)
Кроме того, концентрация атомов 1 шт./куб.см. - это довольно оптимистичная величина. Большая часть объема Галактики занята горячими пузырями с концентрацией в 10-100 раз меньшей. Это значит, что скорость набора планетаром атмосферы будет еще ниже. С другой стороны, планетару может посчастливиться, и он окажется в гигантском молекулярном облаке с концентрацией 104 молекул в куб.см :) Там скорость набора атмосферы будет значительно выше.

Но все равно - за разумное время (несколько миллиардов лет) планетару плотную атмосферу не набрать! Хотя что-нибудь эфемерное типа атмосферы Тритона и может появиться.
я не заметила момента
когда мой замок из песка
стал превращаться в криворожский
железорудный комбинат

Оффлайн FortunatusАвтор темы

  • ***
  • Сообщений: 105
  • Благодарностей: 1
    • Сообщения от Fortunatus
Пренебрежем гравитационным полем планетара и будем считать атомы межзвездного газа неподвижными (т.е. их тепловая скорость много меньше скорости планетара). Будем считать, что планетар захватывает все атомы, которые соударяются с его поверхностью (абсолютно неупругие столкновения).
Есть возражение. Молекулы идеального газа сталкиваются упруго. Поэтому после столкновения они не прилипнут к планете, а получат случайную скорость с максвелловским распределением и максимумом в районе своей начальной скорости. В атмосфере останутся только молекулы из "хвоста" распределения, со скоростями ниже 2-й космической. Так что скорость нарастания атмосферы засчёт захвата будет ещё меньше, чем рассчитанная вами.

Цитата
Но все равно - за разумное время (несколько миллиардов лет) планетару плотную атмосферу не набрать!
Уточню: не набрать путём захвата! Но у планетара может сохраниться первичная атмосфера, и может появиться вторичная из вулканических газов. Сегодня я попробую рассчитать её параметры.

Оффлайн vika vorobyeva

  • ASTRONOMY.RU
  • *****
  • Сообщений: 8 912
  • Благодарностей: 700
    • Сообщения от vika vorobyeva
    • Записки Вики Воробьевой
Но все равно - за разумное время (несколько миллиардов лет) планетару плотную атмосферу не набрать!
Уточню: не набрать путём захвата! Но у планетара может сохраниться первичная атмосфера, и может появиться вторичная из вулканических газов.

Конечно :) Именно это я и имела в виду.
Вторичная атмосфера может быть достаточно плотной, особенно если масса планетара достаточно велика и/или он проявляет вулканическую активность.
я не заметила момента
когда мой замок из песка
стал превращаться в криворожский
железорудный комбинат