Википедија

Planeta Jupiterovog tipa

Gasoviti džin ili planeta Jupiterovog tipa je vrsta planete koja, za razliku od kamenih ili terestričkih planeta, nema jasno definisanu površinu. Zbog toga nije moguće na jednostavan način definisati obim, površinu, zapreminu i površinsku temperaturu, pa se za obim uzima onaj koji je vidljiv sa Zemlje ili se definiše kao obim planete na kojoj vlada određeni atmosferski pritisak (npr. jednak onom na površini Zemlje). Gasoviti džinovi su sastavljeni prvenstveno od gasova, a mogu imati i kameno ili metalno jezgro. Veruje se da je čvrsto jezgro nužno za formiranje ovih planeta, pa je verovatno svi gasoviti džinovi imaju. Većina mase gasovitog džina je gas (ili gas koji je pod pritiskom prešao u tečno stanje).

Jupiter na fotografiji Nju Horajzona iz januara 2007
Saturn u ravnodnevici, fotografisan sa Kasinija u avgustu 2009
Gasoviti džinovi Sunčevog sistema zajedno se nazivaju Jovijanske planete. Od vrha prema dole: Neptun, Uran, Saturn i Jupiter.

Gasoviti džin je džinovska planeta sastavljena uglavnom od vodonika i helijuma.[1] Gasni giganti se nazivaju i neuspelim zvezdama, jer sadrže iste osnovne elemente kao i zvezda. Jupiter i Saturn su gasoviti divovi Sunčevog sistema. Termin „gasni gigant“ je prvobitno bio sinonim za „džinovska planeta“, ali je 1990-ih postalo poznato da su Uran i Neptun zapravo posebna klasa džinovskih planeta, koje se uglavnom sastoje od težih isparljivih supstanci (koje se nazivaju „ledovima”). Iz tog razloga, Uran i Neptun se sada često svrstavaju u posebnu kategoriju ledenih divova.[2]

Jupiter i Saturn se uglavnom sastoje od vodonika i helijuma, a teži elementi čine između 3-13 procenata mase.[3] Smatra se da se sastoje od spoljašnjeg sloja komprimovanog molekularnog vodonika koji okružuje sloj tečnog metalnog vodonika, sa verovatno rastopljenim stenovitim jezgrom unutra. Najudaljeniji deo njihove atmosfere vodonika sadrži mnogo slojeva vidljivih oblaka koji se uglavnom sastoje od vode i amonijaka. Sloj metalnog vodonika koji se nalazi u sredini unutrašnjosti čini najveći deo svakog gasnog giganta i naziva se „metalnim“ jer veoma veliki atmosferski pritisak pretvara vodonik u električni provodnik. Smatra se da se jezgra gasnih giganata sastoje od težih elemenata na tako visokim temperaturama (20.000 K) i pritiscima da njihova svojstva još nisu u potpunosti shvaćena.[3]

Raspravlja se o definitivnim razlikama između smeđeg patuljaka veoma male mase (koji može imati masu čak 13 puta veću od Jupitera[4]) i gasnog giganta.[5] Jedna škola mišljenja zasniva se na formaciji; druga, na fizici unutrašnjosti.[5] Deo debate se odnosi na to da li su smeđi patuljci, po definiciji, morali da dožive nuklearnu fuziju u nekom trenutku svoje istorije.

Gasoviti džinovi Sunčevog sistema

uredi

U Sunčevom sistemu se nalaze 4 gasovita džina: Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Ove se 4 planete često nazivaju i planete Jupiterovog tipa.

Naučnici često planete Uran i Neptun svrstavaju u posebnu podklasu planeta — ledene džinove ili uranske planete, zbog činjenice da su sastavljeni uglavnom od leda i stena, kao i gasa, za razliku od „klasičnih“ gasovitih džinova kao što su Jupiter i Saturn. Uran i Neptun imaju mnogo manji udeo vodonika i helijuma zbog njihove veće udaljenosti od Sunca.

Terminologija

uredi

Izraz „gasoviti džin“ skovao je Džejms Bliš,[6] pisac naučne fantastike. Izraz je zapravo pogrešan, jer su ove planete većinom u tekućem stanju.[7] Osim čvrstih materija u jezgru i gornjim slojevima atmosfere, sva materija je iznad kritične tačke, gde ne postoji razlika između tečnosti i gasova.[8] Ovaj izraz se ipak ustalio, jer planetarni naučnici obično koriste „kamen”, „gas” i „led” kao skraćenicu za klase elemenata i jedinjenja koja se obično nalaze kao planetarni sastojci, bez obzira u kojoj fazi se materija može pojaviti.

Kod Urana i Neptuna su gasovite atmosfere poprilično tanke i debele su tek oko 1% obima planete. Argument u prilog ovom nazivu je činjenica da u hemijskom sastavu Jupitera i Saturna dominiraju vodonik i helijum, koji su pri manjem pritisku i pri temperaturama koje vladaju u tom delu Sunčevog sistema u gasovitom stanju. U planetološkoj terminologiji, pojmovi „stena“, „gas“ i „led“ se koriste za označavanje klasa elemenata i hemijskih spojeva koji čine tela Sunčevog sistema, bez obzira u kojem se agregatnom stanju nalaze.

U spoljašnjem Sunčevom sistemu, vodonik i helijum su „gasovi“, voda, metan i amonijak su u obliku leda, a silikati su „stene“. Kad se govori o dubokim unutrašnjostima planeta, često se pod „ledom“ podrazumevaju kiseonik i ugljenik, pod „stenama“ silikati, a pod „gasom“ vodonik i helijum. Uzevši u obzir ovu terminologiju, neki astronomi Uran i Neptun nazivaju zajedničkim imenom „ledeni džinovi“, zbog velike količine „leda“ (u tekućem stanju) u njihovoj unutrašnjosti. U ovoj terminologiji, pošto su Uran i Neptun prvenstveno sastavljeni od leda, a ne od gasa, oni se češće nazivaju ledenim divovima i razlikuju se od gasnih divova.

Ekstrasolarni gasoviti džinovi

uredi
 
Umetnička vizija formiranja gasnog giganta oko zvezde HD 100546

Usled činjenice da je velike planete mnogo lakše pronaći od malih, skoro sve planete pronađene u orbitama oko drugih zvezda su gasoviti džinovi. Većina ovih planeta je toliko blizu matičnim zvezdama da su im temperature neuporedivo veće od onih koje nalazimo kod jovijanskih planeta. Zbog toga se veruje da te planete spadaju u neku sasvim novu klasu planeta. Kad se uzme u obzir hemijski sastav svemira (više od 90% otpada na vodonik), malo je verovatno da će se pronaći kamena planeta mase Jupitera. S druge strane, dosadašnji modeli formiranja planetarnih sistema su ukazivali na nemogućnost nastajanja gasovitih džinova na tako malim udaljenostima kakve su zabeležene kod već otkrivenih planeta.

Hladni gasni giganti

uredi

Hladni gasni gigant bogat vodonikom, masivniji od Jupitera, ali manji od oko 500 M🜨 (1.6 MJ) biće samo nešto veći po zapremini od Jupitera.[9] Za mase veće od 500 M🜨, gravitacija će uzrokovati da se planeta smanji (vidi degenerisana materija).[9]

Kelvin-Helmholcovo zagrevanje može prouzrokovati da gasni gigant zrači više energije nego što prima od zvezde domaćina.[10][11]

Gasni patuljci

uredi
Glavni članak: Gasni patuljak

Iako se reči „gas“ i „džin“ često kombinuju, vodonične planete ne moraju biti tako velike kao poznati gasoviti divovi iz Sunčevog sistema. Međutim, manje gasovite planete i planete bliže svojoj zvezdi će izgubiti atmosfersku masu brže kroz hidrodinamičko bekstvo nego veće i udaljenije planete.[12][13]

Gasni patuljak bi se mogao definisati kao planeta sa stenovitim jezgrom koja je akumulirala debeli omotač vodonika, helijuma i drugih isparljivih materija, što ima za rezultat ukupan radijus između 1,7 i 3,9 Zemljinih radijusa.[14][15]

Najmanja poznata ekstrasolarna planeta koja je verovatno „gasna planeta“ je Kepler-138d, koja ima istu masu kao Zemlja, ali je 60% veća i stoga ima gustinu koja ukazuje na debeli gasni omotač.[16]

Gasna planeta male mase i dalje može imati radijus koji podseća na gasni gigant ako ima odgovarajuću temperaturu.[17]

Vidi još

uredi

Reference

uredi
  1. ^ D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). „Formation of Giant Planets”. Ur.: Deeg H., Belmonte J. Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. str. 2319—2343. Bibcode:2018haex.bookE.140D. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID 116913980. arXiv:1806.05649  . doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. 
  2. ^ National Aeronautics and Space Administration website, Ten Things to Know About Neptune
  3. ^ a b The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
  4. ^ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (2013). „Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion”. The Astrophysical Journal. 770 (2): 120. Bibcode:2013ApJ...770..120B. S2CID 118553341. arXiv:1305.0980  . doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. 
  5. ^ a b Burgasser, Adam J. (jun 2008). „Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters” (PDF). Physics Today. Arhivirano iz originala (PDF) 8. 5. 2013. g. Pristupljeno 11. 1. 2016. 
  6. ^ Historical Dictionary of Science Fiction, Entry for gas giant n.
  7. ^ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). „Giant Planet Formation”. Ur.: S. Seager. Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. str. 319—346. Bibcode:2010exop.book..319D. arXiv:1006.5486  . 
  8. ^ 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. Bibcode:2021Icar..35514087D. S2CID 221654962. arXiv:2009.05575  . doi:10.1016/j.icarus.2020.114087. 
  9. ^ a b Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). „Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets”. The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279—1297. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. S2CID 8369390. arXiv:0707.2895  . doi:10.1086/521346. 
  10. ^ Patrick G. J. Irwin (2003). Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure. Springer. ISBN 978-3-540-00681-7. 
  11. ^ „Class 12 – Giant Planets – Heat and Formation”. 3750 – Planets, Moons & Rings. Colorado University, Boulder. 2004. Arhivirano iz originala 2008-06-21. g. Pristupljeno 2008-03-13. 
  12. ^ Feng Tian; Toon, Owen B.; Pavlov, Alexander A.; De Sterck, H. (10. 3. 2005). „Transonic hydrodynamic escape of hydrogen from extrasolar planetary atmospheres”. The Astrophysical Journal. 621 (2): 1049—1060. Bibcode:2005ApJ...621.1049T. CiteSeerX 10.1.1.122.9085  . S2CID 6475341. doi:10.1086/427204. 
  13. ^ Swift, D. C.; Eggert, J. H.; Hicks, D. G.; Hamel, S.; Caspersen, K.; Schwegler, E.; Collins, G. W.; Nettelmann, N.; Ackland, G. J. (2012). „Mass-radius relationships for exoplanets”. The Astrophysical Journal. 744 (1): 59. Bibcode:2012ApJ...744...59S. S2CID 119219137. arXiv:1001.4851  . doi:10.1088/0004-637X/744/1/59. 
  14. ^ Buchhave, Lars A.; Bizzarro, Martin; Latham, David W.; Sasselov, Dimitar; Cochran, William D.; Endl, Michael; Isaacson, Howard; Juncher, Diana; Marcy, Geoffrey W. (2014). „Three regimes of extrasolar planet radius inferred from host star metallicities”. Nature. 509 (7502): 593—595. Bibcode:2014Natur.509..593B. PMC 4048851  . PMID 24870544. arXiv:1405.7695  . doi:10.1038/nature13254. 
  15. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). „In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets”. The Astrophysical Journal. 1606 (1): in press. Bibcode:2016ApJ...828...33D. S2CID 119203398. arXiv:1606.08088  . doi:10.3847/0004-637X/828/1/33  . 
  16. ^ Cowen, Ron (2014). „Earth-mass exoplanet is no Earth twin”. Nature. S2CID 124963676. doi:10.1038/nature.2014.14477. 
  17. ^ Batygin, Konstantin; Stevenson, David J. (2013). „Mass-Radius Relationships for Very Low Mass Gaseous Planets”. The Astrophysical Journal. 769 (1): L9. Bibcode:2013ApJ...769L...9B. S2CID 37595212. arXiv:1304.5157  . doi:10.1088/2041-8205/769/1/L9. 

Literatura

uredi

Spoljašnje veze

uredi
 
Planeta Jupiterovog tipa na Vikimedijinoj ostavi.
Preuzeto iz „https://sr.wiki.x.io/w/index.php?title=Планета_Јупитеровог_типа&oldid=27924879”