Astronomía

Gravedad de un planeta gaseoso sin núcleo

Gravedad de un planeta gaseoso sin núcleo


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Tanto Júpiter como Saturno tienen núcleos rocosos. ¿Existe algo parecido a un planeta gaseoso sin núcleo? ¿Y un planeta sin núcleo tendría gravedad?


La fuerza gravitacional sobre una masa pequeña en el exterior de un planeta es siempre la newtoniana $$ F_ {G} = - frac {GM} {r ^ 2}, $$ así que cualquier planeta, y particularmente, cualquier masa en el universo, produce un campo gravitacional que actúa sobre todo lo demás. Entonces, si, por ejemplo, la masa es $ M = 2 times 10 ^ {27} rm kg $ (es decir, una masa joviana), entonces el campo de gravedad fuera del planeta siempre será el mismo (aparte de las mareas, momentos de orden superior), sin importar si la masa está en hidrógeno o en sólidos.

Para los gigantes gaseosos Júpiter y Saturno en nuestro sistema solar, la masa en refractarios pesados ​​(es decir, todo lo más pesado que el helio) es aproximadamente $ M _ { rm ref} aproximadamente 15-20 rm m _ { oplus} $, dónde $ rm m _ { oplus} $ es una masa terrestre. El resto de $ M $ es hidrógeno / helio. Para Júpiter esto es 300 $ rm m _ { oplus} $, Saturno sobre $ 75 rm m _ { oplus} $.
Este es un número relativamente grande de refractarios en esos gigantes gaseosos, en comparación con la composición solar, por lo que creemos que se han formado a través de la acreción del núcleo, ver Pollack (1996).

Sin embargo, existe otra idea de cómo formar gigantes gaseosos, que es la de la inestabilidad del disco gravitacional, ver Boss (2002). Esta idea postula que en discos protoestelares muy masivos, que forman planetas, pueden volverse inestables y fragmentarse en grandes grupos, que forman gigantes gaseosos directamente. Esos planetas gigantes de inestabilidad de disco tendrían metalicidad solar, es decir, un planeta con masa de Júpiter tendría una masa refractaria de solo $ M _ { rm ref} aproximadamente 3 rm m _ { oplus} $.

Esos refractarios presumiblemente se hundirían hasta el centro planetario y formarían un pequeño núcleo. Los exoplanetas que se encontraron a grandes distancias del eje semi-mayor (cientos de AU, en comparación con el Jovian 5 AU) de sus estrellas, como YSES 2b, son candidatos para tales modelos de inestabilidad de disco y, por lo tanto, albergarían un núcleo tan pequeño. Pero ese es un núcleo tan pequeño como parece, no se puede tener un núcleo mucho menos masivo que este.


Cualquier cosa con masa tiene gravedad, así que sí, tal planeta tendría gravedad.

Sin embargo, los gases tienden a dispersarse en su entorno circundante, por lo que necesitaría una nube de gas muy masiva para colapsar en un planeta así para que los gases no se dispersen. Esto plantea la cuestión de la presión en el centro de este planeta; sería lo suficientemente alto como para convertir el gas al menos en líquido, si no en sólido. Otra posibilidad es que el gas en el núcleo se convierta en plasma (como en el centro del Sol) debido al calor; un plasma es básicamente un gas caliente despojado de algunos de sus electrones.


Cómo se forman los planetas como Júpiter

Los planetas gigantes jóvenes nacen del gas y el polvo. Investigadores de ETH Zürich y las universidades de Zürich y Berna simularon diferentes escenarios confiando en la potencia de cálculo del Centro Nacional de Supercomputación de Suiza (CSCS) para descubrir cómo se forman y evolucionan exactamente. Compararon sus resultados con las observaciones y pudieron mostrar, entre otros, una gran diferencia entre los mecanismos de formación postulados.

Los astrónomos establecieron dos teorías que explican cómo podrían nacer planetas gigantes gaseosos como Júpiter o Saturno. Un mecanismo de formación de abajo hacia arriba establece que, en primer lugar, se agrega un núcleo sólido de aproximadamente diez veces el tamaño de la Tierra. "Entonces, este núcleo es lo suficientemente masivo como para atraer una cantidad significativa de gas y mantenerlo", explica Judit Szulágyi, becaria postdoctoral en la ETH Zürich y miembro de la NCCR PlanetS suiza. La segunda teoría es un escenario de formación de arriba hacia abajo: aquí el disco gaseoso alrededor de la estrella joven es tan masivo que, debido a la gravedad propia del polvo de gas, se forman brazos espirales con grumos en su interior. Luego, estos grupos colapsan a través de su propia gravedad directamente en un planeta gaseoso, similar a cómo se forman las estrellas. El primer mecanismo se llama "acumulación de núcleo", el segundo "inestabilidad del disco". En ambos casos, se forma un disco alrededor de los gigantes gaseosos, llamado disco circumplanetario, que servirá como un nido de nacimiento para que se formen los satélites.

Para averiguar qué mecanismo tiene lugar realmente en el Universo, Judit Szulágyi y Lucio Mayer, profesor de la Universidad de Zúrich, simularon los escenarios en la supercomputadora Piz Daint en el Centro Nacional de Supercomputación de Suiza (CSCS) en Lugano. "Llevamos nuestras simulaciones al límite en términos de la complejidad de la física agregada a los modelos", explica Judit Szulágyi: "Y logramos una resolución más alta que nadie antes".

En sus estudios publicados en el Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, los investigadores encontraron una gran diferencia entre los dos mecanismos de formación: en el escenario de inestabilidad del disco, el gas en las cercanías del planeta permaneció muy frío, alrededor de 50 Kelvins, mientras que en el caso de acreción del núcleo, el disco circumplanetario se calentó a varios cientos de Kelvins. "Las simulaciones de inestabilidad del disco son las primeras que pueden resolver el disco circumplanetario alrededor de múltiples protoplanetas, usando decenas de millones de elementos de resolución en el dominio computacional. Aprovechamos Piz Daint para acelerar los cálculos usando unidades de procesamiento de gráficos (GPU)", agrega Mayer.

Esta enorme diferencia de temperatura es fácilmente observable. "Cuando los astrónomos examinen nuevos sistemas planetarios en formación, con solo medir las temperaturas en la vecindad del planeta será suficiente para saber qué mecanismo de formación construyó el planeta dado", explica Judit Szulágyi. Una primera comparación de los datos calculados y observados parece favorecer la teoría de la acumulación central. Otra diferencia que se esperaba no apareció en la simulación por computadora. Antes, la astrofísica pensaba que el disco circumplanetario difiere significativamente en masa en los dos escenarios de formación. "Demostramos que esto no es cierto", dice el miembro de PlanetS.

Simulación de inestabilidad gravitacional: dos instantáneas en la etapa inicial y tardía de la simulación a 780 años y 1942 años. La segunda instantánea muestra solo 4 grupos restantes entre los que se formaron inicialmente. Crédito: Lucio Mayer & T. Quinn, código ChaNGa

Frente de choque luminoso detectado

En cuanto al tamaño del planeta recién nacido, las observaciones pueden ser engañosas, como descubrió el astrofísico en un segundo estudio junto con Christoph Mordasini, profesor de la Universidad de Berna. En el modelo de acreción del núcleo, los investigadores observaron más de cerca el disco alrededor de los planetas con masas de tres a diez veces más grandes que las de Júpiter. Las simulaciones por computadora mostraron que el gas que cae sobre el disco desde el exterior se calienta y crea un frente de choque muy luminoso en la capa superior del disco. Esto altera significativamente la apariencia de observación de planetas jóvenes en formación.

"Cuando vemos un punto luminoso dentro de un disco circumplanetario, no podemos estar seguros de si vemos la luminosidad del planeta, o también la luminosidad del disco circundante", dice Judit Szulágyi. Esto puede llevar a una sobreestimación de la masa del planeta de hasta cuatro veces. "Entonces, tal vez un planeta observado tenga solo la misma masa que Saturno en lugar de algunas masas de Júpiter", concluye el científico.

En sus simulaciones, los astrofísicos imitaron los procesos de formación utilizando las leyes físicas básicas como la gravedad o las ecuaciones hidrodinámicas del gas. Debido a la complejidad de los modelos físicos, las simulaciones consumieron mucho tiempo, incluso en el superordenador más rápido de Europa en CSCS: "En el orden de nueve meses de ejecución en cientos o varios miles de núcleos de computación", estima Judit Szulágyi: "Esto significa que en un solo núcleo de computación habría tardado más que toda mi vida ".

Sin embargo, todavía quedan desafíos por delante. Las simulaciones de inestabilidad del disco aún no cubren una escala de tiempo prolongada. Es posible que después de que el protoplaneta se haya colapsado a la densidad de Júpiter, su disco se calentará más como en un núcleo de acreción. Del mismo modo, el gas más caliente que se encuentra en el caso de acumulación de núcleo estaría parcialmente ionizado, un entorno favorable para los efectos de los campos magnéticos, completamente ignorado hasta ahora. El siguiente paso será ejecutar simulaciones aún más caras con una descripción más completa de la física.

Más información: J. Szulágyi y col. Termodinámica de la formación de planetas gigantes: superficies calientes impactantes en discos circumplanetarios, Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: Cartas (2016). DOI: 10.1093 / mnrasl / slw212

J. Szulágyi y col. Discos circumplanetarios alrededor de planetas gigantes jóvenes: una comparación entre la acreción del núcleo y la inestabilidad del disco, Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society (2016). DOI: 10.1093 / mnras / stw2617


Si conociera la densidad promedio de & quot; roca & quot, podría calcular la masa de una esfera de un radio específico. Entonces podrías calcular la gravitación de la superficie para ese radio. Luego, podría calcular el radio para una gravedad de 1 g.

Si conociera la densidad promedio de & quot; roca & quot, podría calcular la masa de una esfera de un radio específico. Entonces podrías calcular la gravitación de la superficie para ese radio. Luego, podría calcular el radio para una gravedad de 1 g.

Archivos adjuntos

Si conociera la densidad promedio de & quot; roca & quot, podría calcular la masa de una esfera de un radio específico. Entonces podrías calcular la gravitación de la superficie para ese radio. Luego, podría calcular el radio para una gravedad de 1 g.

El gráfico que les envié son datos empíricos reales, incluidos los planetas y exoplanetas del sistema solar.

Comenzando desde la parte inferior izquierda y mirando solo los planetas del sistema solar, puede ver Marte - Venus - Tierra - Urano - Neptuno - Saturno - Júpiter

gracias, aunque con & quot; grande & quot; me refería al tamaño.

¿Podría existir un exoplaneta en algún lugar con una composición lo suficientemente liviana como para ser más grande que la Tierra, lo suficientemente sólida para caminar sobre ella, pero tener una gravedad que no exceda de 1 g?

y si existen, qué tan grandes podrían llegar a ser.

serían una ventaja para la colonización humana. extensiones de tierra amplias y abiertas, sin una gravedad paralizante fuerte.

Soy un poco maltusiano, pensando en la futura expansión exponencial de la población.

De todos modos, dejando de lado los razonamientos, me pregunto qué tan grandes pueden llegar a ser los planetas de 1g.

Es casi seguro que cualquier planeta formado de forma normal tendrá un núcleo de hierro.

Creo que estamos mirando más a una luna aquí. Si tomamos el mismo proceso que formó nuestra luna, excepto que ese proceso le suceda a una súper-tierra, es concebible que podríamos tener una luna más grande que la tierra sin un núcleo de hierro y así podríamos lograr ese 1g que estamos buscando. Sin un núcleo de hierro, no estoy seguro de cómo podría generar un campo magnético para protegernos, así que no estoy seguro de cuán habitable sería. Quizás el núcleo magnético de la súper-tierra podría ser lo suficientemente grande como para abarcar también a la luna.


Estrellas [editar | editar fuente]

Estrella [editar | editar fuente]

Las estrellas son el centro común de todos los sistemas estelares que emiten grandes cantidades de radiación solar que pueden ser absorbidas por las naves estelares para aumentar su regeneración de antimateria. Sin embargo, muchas estrellas diferentes tienen efectos diferentes y pueden generar una eyección de masa coronal si hay eventos aleatorios.

- Las estrellas amarillas emiten llamaradas solares que aumentan la regeneración del escudo en un 20%.
- Las estrellas azules poseen tormentas solares alrededor de la estrella, lo que hace que todas las naves sufran una pérdida del 50% en sus tasas de regeneración de casco y escudo.
- Las estrellas rojas tienen interferencia solar que interrumpe las tasas de enfriamiento de las armas en un 15% y reduce el alcance de las armas en un 10%.
- Las estrellas verdes hacen que los barcos sufran exposición gamma, lo que reduce la mitigación del escudo en un 10%.

Estrella de neutrones [editar | editar fuente]

La estrella de neutrones es un pequeño remanente estelar que contiene una gran masa para su pequeño tamaño. La alta gravedad afecta las habilidades de algunas naves y desestabiliza el espacio de fase alrededor de la estrella.

  • Efecto especial: elimina el 30% del casco de los barcos y el 100% de las reservas de antimateria de los barcos (sin protección de desestabilización). Elimina el 15% del casco de los barcos y el 50% de las reservas de antimateria de los barcos (con protección contra desestabilización).

Pulsar [editar | editar fuente]

Un púlsar es el núcleo que gira rápidamente de una estrella muerta que desencadena ondas de radiación paralizantes. Los barcos que rodean la estrella sufren un mayor daño y sensores de armas atascados.

  • Efectos especiales: los barcos reciben un 50% más de daño cuando están en el pozo de gravedad del púlsar. Los barcos también tienen su precisión reducida en un 50%.

Agujero negro [editar | editar fuente]

De alguna manera, los Agujeros Negros se han formado en sistemas sin destruir planetas. La intensa gravedad del agujero negro dificulta los saltos de fase y el estrés de la singularidad daña los barcos cercanos.

  • Efecto especial: causa 50 de daño cada pocos segundos a los barcos cercanos. Ralentiza la velocidad de salto de fase en un 50% mientras viaja a través del espacio de fase. Y ralentiza la aceleración de salto de fase de los barcos en un 350%.

Parámetros de estabilidad del disco

Un parámetro comúnmente utilizado al analizar la estabilidad del disco protoplanetario es el parámetro Q de Toomre. Esto viene dado por, donde:

  • es la velocidad del sonido en el disco (para gases astrofísicos, la velocidad del sonido donde P y son la presión y la densidad del gas, respectivamente)
  • es la frecuencia epicíclica (esto es aproximadamente igual a la frecuencia kepleriana en los discos protoplanetarios. La frecuencia kepleriana es la frecuencia a la que orbitaría un objeto en un radio determinado desde la estrella central; por ejemplo, la frecuencia kepleriana de nuestro sistema solar en 1 AU es 1 órbita por año, ya que la Tierra está a 1 AU del Sol)
  • G es la constante gravitacional
  • es la densidad de superficie 2-D del disco

Toomre mostró en su artículo seminal de 1964 que para que un disco infinitesimalmente delgado se fragmente, este parámetro Q adimensional debe ser menor que aproximadamente 1. Los discos reales no son, obviamente, infinitesimalmente delgados, pero hay una fuerte evidencia de que pueden ser bastante delgados (el grosor de el disco es a veces del orden de 1/100 del radio del disco), lo que nos da confianza en el análisis de Toomre.

Otra escala importante es nuestra vieja amiga, la masa de Jeans (o equivalentemente, la longitud de Jeans), de la que hemos hablado en astrobites anteriores. Esta es la escala a la que la gravedad supera la presión térmica en una nube de gas. Hay otros parámetros que se utilizan a menudo, como el tiempo de enfriamiento crítico, que parametriza la rapidez con la que se enfría el disco (esperaríamos que un disco de enfriamiento más rápido tuviera una mayor probabilidad de perder su soporte térmico y ser vulnerable al colapso gravitacional) .

Es interesante notar aquí que muchos de los parámetros y técnicas utilizados para estudiar los discos protoplanetarios también se utilizan para estudiar los discos de acreción alrededor de objetos compactos, ¡así como la estabilidad de las galaxias de disco!


¿Todos los planetas tienen un núcleo de hierro?

Si no es así, ¿de qué se puede hacer el núcleo? ¿Es un núcleo de hierro esencial para la vida? ¿Cómo encontramos la composición del núcleo de los planetas?

Todos los planetas terrestres de nuestro sistema solar tienen un núcleo de níquel / hierro. No sabemos qué hay en el núcleo de los gigantes gaseosos, Saturno y Júpiter. Del mismo modo, tampoco tenemos un conocimiento suficientemente bueno de los gigantes de hielo, Neptuno y Urano, para saber qué hay en sus núcleos. Y esto es solo un rasguño de la superficie de los planetas, ya que solo estamos mirando los planetas de nuestro sistema solar, un sistema que probablemente sea algo único (el Sol es algo atípico en términos de su contenido de metales para su edad, y la Tierra tiene muchos más elementos superpesados, como el oro y el uranio, de los que se pueden explicar por una sola supernova, lo que indica que la nube molecular en la que se forjó el sistema solar probablemente era una anomalía y muy rica en elementos pesados.

Simplemente no sabemos lo suficiente sobre los discos de acreción y la formación de sistemas estelares para responder con precisión a esta pregunta con un alto grado de certeza. Sin embargo, lo dudo, dudo que el hierro sea tan común en la mayoría de los viveros estelares, y probablemente haya muchos gigantes gaseosos que se formaron con relativamente poco hierro, algunos de los gigantes gaseosos más antiguos del universo probablemente sean totalmente hidrógeno. , Helio y litio, sin elementos más pesados ​​en ellos, ya que se formaron en antiguas nubes moleculares que nunca fueron sembradas por supernova en absoluto.

Algunos de los gigantes gaseosos más antiguos que hay en el universo probablemente sean totalmente hidrógeno, helio y litio, sin elementos más pesados ​​en ellos.

El problema es que en realidad es bastante difícil formar gigantes gaseosos sin un núcleo, al menos dentro de nuestras simulaciones.

La opinión generalmente aceptada es que la mayoría de los gigantes gaseosos se forman a través de la acumulación de núcleos. Más allá de la línea de nieve, donde la temperatura es lo suficientemente baja como para que el agua esté en fase sólida, puede hacer crecer núcleos protoplanetarios con bastante rapidez con el beneficio del polvo y el hielo (a diferencia del interior de la línea de nieve, donde los núcleos se forman solo a partir de polvo y generalmente solo obtienes planetas terrestres). Es mucho más fácil alcanzar ese umbral de masa terrestre de 5 a 10 donde el núcleo de repente tiene suficiente gravedad para comenzar a acumular gas hidrógeno en un período de tiempo relativamente corto.

Existe la hipótesis de formación de gigantes gaseosos alternativos que los & # x27s han estado dando vueltas durante décadas, la inestabilidad del disco. Esto sugiere que hay algunas nubes de gas extradensas iniciales en el joven disco protoplanetario que a través de la autogravedad comienzan a atraer más y más gas, formando así un planeta gigante sin núcleo. El problema aquí es que en las simulaciones más realistas, este proceso lleva mucho tiempo ya que el gas tiene que enfriarse para colapsar a volúmenes del tamaño de un planeta, y esas escalas de tiempo son generalmente significativamente más largas que el tiempo necesario antes de que la protoestrella se encienda y comience expulsando todo el gas del joven sistema solar.

Sin embargo, tal como están las cosas, todavía está en el ámbito de las simulaciones por computadora. Con suerte, sabremos mucho más sobre el proceso el próximo año cuando la nave espacial Juno llegue a Júpiter, haciendo órbitas estrechas alrededor del planeta para sondear los momentos superiores del campo gravitacional, revelando así el tamaño (y quizás los detalles de formación) del planeta. planet & # x27s core.


Júpiter antiguo: el gigante gaseoso es el planeta más antiguo del sistema solar

El núcleo del gigante gaseoso ya había crecido hasta ser 20 veces más masivo que la Tierra solo 1 millón de años después de la formación del sol, sugiere un nuevo estudio.

"Júpiter es el planeta más antiguo del sistema solar, y su núcleo sólido se formó mucho antes de que el gas de la nebulosa solar se disipara, de acuerdo con el modelo de acreción del núcleo para la formación de planetas gigantes", dijo el autor principal Thomas Kruijer, de la Universidad de Munster en Alemania y Lawrence Livermore National Laboratory en California, dijo en un comunicado. [Fotos: Júpiter, el planeta más grande del sistema solar]

Hace unos 4.600 millones de años, el sistema solar se fusionó a partir de una enorme nube de gas y polvo. El sol se formó primero y los planetas luego se acumularon a partir del material sobrante que giraba alrededor de la estrella recién nacida en un vasto disco.

El trabajo teórico sugiere fuertemente que Júpiter tomó forma bastante temprano en la historia del sistema solar, pero la edad precisa del planeta sigue siendo un misterio, dijeron Kruijer y sus colegas.

Los investigadores fecharon la formación y el crecimiento de Júpiter analizando las edades de ciertos meteoritos de hierro y fragmentos de mdash de los núcleos metálicos de antiguos bloques de construcción planetarios y mdash que han caído a la Tierra. Estas edades se determinaron midiendo la abundancia de isótopos de molibdeno y tungsteno. (Los isótopos son versiones de elementos con diferentes números de neutrones en sus núcleos atómicos).

Este trabajo indicó que los meteoritos provenían de dos "reservorios" distintos que estuvieron separados espacialmente durante 2 a 3 millones de años, comenzando aproximadamente 1 millón de años después de la formación del sistema solar, dijeron los investigadores.

"El mecanismo más plausible para esta separación eficiente es la formación de Júpiter, que abre un espacio en el disco e impide el intercambio de material entre los dos reservorios", escribieron los investigadores en el nuevo estudio, que se publicó en línea hoy (12 de junio). en la revista Proceedings of the National Academy of Sciences.

El núcleo de Júpiter tendría que ser unas 20 veces más masivo que la Tierra para evitar que los dos depósitos se mezclen, calcularon Kruijer y su equipo. Entonces, los resultados sugieren que el naciente gigante gaseoso ya era tan grande en el primer millón de años de la historia del sistema solar, dijeron los investigadores.

La tasa de crecimiento de Júpiter se desaceleró a partir de entonces, dijeron. El gigante gaseoso no alcanzó las 50 masas terrestres hasta un mínimo de 3 a 4 millones de años después de la formación del sol, determinaron los investigadores. (Júpiter es actualmente unas 318 veces más masivo que la Tierra).

"Nuestras mediciones muestran que el crecimiento de Júpiter se puede fechar utilizando la herencia genética distintiva y los tiempos de formación de los meteoritos", dijo Kruijer en la misma declaración.

El nuevo estudio también podría ayudar a explicar por qué el sistema solar carece de mundos intermedios en masa entre la Tierra y los "gigantes de hielo" como Urano y Neptuno. Tales "súper-Tierras" son relativamente comunes en otros sistemas estelares.

"Una implicación importante de este resultado es que, debido a que Júpiter actuó como una barrera contra el transporte interno de sólidos a través del disco, el sistema solar interior permaneció relativamente deficiente en masa, lo que posiblemente explica su falta de 'súper-Tierras'", escribieron los investigadores. en el nuevo estudio.


¿Por qué los gigantes gaseosos, como Júpiter, no se condensan en planetas sólidos?

Dado su inmenso tamaño y gravedad, cabría esperar que se unieran muy rápidamente. También tienen muchos satélites que se han condensado a su alrededor, entonces, ¿qué los mantiene separados?

Estudiante de posgrado de astrofísica aquí.

Por la misma razón que el sol calienta por dentro.

La gravedad tiene esta propiedad de que a medida que las cosas se acercan, la energía se libera. querer caer juntos, en cierto sentido. Toda esta energía tiene que ir a alguna parte. Sirve para calentar las partículas que van cayendo juntas.

Las estrellas y los planetas están en un equilibrio entre la gravedad que empuja hacia adentro y la presión de soporte que empuja hacia afuera. Cuando aumenta la temperatura de algunas partículas sin expandirse, la presión aumenta. Esta es la presión térmica. Otro soporte de presión puede provenir de la presión de la radiación, que es importante en estrellas suficientemente grandes donde la tasa de fusión nuclear es muy alta. También existe una presión de degeneración de electrones que es importante en las enanas blancas (y algunas estrellas).

Si toma una clase que enseña estructura estelar (como Astro 1), aprenderá todo esto.

Si no le importa, voy a aprovechar esta oportunidad para hacer una pregunta sobre astrofísica que no entiendo del todo:

Entonces, todos los planetas pueden describirse mediante la métrica de Schwarzschild (descuidando la rotación y todas esas cosas de orden superior), y esta métrica siempre tiene un radio de Schwarzschild (S), y recuerdo haber escuchado algo como que el radio del planeta debe ser al menos un 12,5% más grande que el radio S para estabilidad: ¿significa esto que todos los planetas estables (la Tierra, por ejemplo), tienen un radio S, y las partículas dentro de este radio S no interactúan efectivamente con partículas fuera del radio S? ¿No es esto al revés de la gravedad newtoniana donde, por simetría, argumentamos que en el centro de la Tierra la atracción gravitacional es cero (ya que hay cantidades iguales de masa en todas las direcciones)?

EDITAR: Poco después de publicar esto, creo que me he dado cuenta de que he estado asumiendo la solución exterior de Schwarzschild dentro de un planeta, que creo que es un no-no (.). Entonces, ¿la solución interior de Schwarzchild no debería tener ninguna singularidad? Cualquier ayuda sería genial.

Es importante señalar que, dado que Júpiter es un planeta y no una estrella, aquí solo importa la presión térmica. Más importante aún, la noción de gas dentro de Júpiter no es como si pensaras que el gas en una habitación es increíblemente denso. La definición de gas es que las partículas tienen poca o ninguna interacción entre sí. Esto significa que no existen enlaces químicos de un átomo a otro. Las temperaturas de la presión térmica hacen que los enlaces químicos sean imposibles (básicamente, los átomos están demasiado excitados). Para obtener un líquido o un sólido, necesita esos enlaces, de lo contrario, tiene un gas muy denso. Tenga en cuenta que puede decir que es un poco vago, ya que generalmente se piensa que las partículas de un gas están muy separadas, pero en este caso realmente no lo están, por lo que rebotan mucho entre sí. Sin embargo, todavía no cumple con la definición de líquido (o sólido para el caso). En resumen, a menos que tenga un enlace químico, tiene un gas sin importar la presión (esto obtiene un asterisco a ciertas temperaturas, puede comenzar a formar líquidos, pero créame dentro de Júpiter, esto no es exactamente posible).

Me aseguraría de decir que es la misma razón por la que el sol primero se calentó por dentro. Ahora es debido a una reacción de fusión descontrolada sostenida.

Para que un gas se convierta en sólido, no necesita simplemente "condensarse", necesita enfriarse un poco. Júpiter está compuesto principalmente de hidrógeno, que tendría que estar increíblemente frío para siquiera convertirse en líquido. Aunque wikipedia dice que hay un núcleo de "hidrógeno metálico".

Cuanto más se condense, más se calentará realmente, y las moléculas se volverán más activas y empujarán cada vez más hacia afuera, que es lo que mantiene su tamaño en términos muy básicos (también estoy lejos de ser un experto).

No es solo la temperatura, sino la presión. Son gas en el exterior, pero se vuelven líquidos / sólidos en el interior. Piense en ello como mirar nuestra capa de nubes.

Nota al margen impresionante al azar: Júpiter es principalmente hidrógeno, que es un gas no metálico. Porque Júpiter es entonces masivo, el hidrógeno alrededor del supuesto núcleo rocoso se comprime y se calienta tanto que la composición química se descompone (o algo, yo no soy una persona química) y se comporta como un metal. Se derrama y genera un campo magnético MAYOR que el del Sol. Esto siempre me sorprende.

¿Cuál fue el efecto de esos cometas chocando contra Júpiter y causando explosiones más grandes que nuestra planta? (en los & # x2790 & # x27s) Si todo el planeta no se quemó, ¿qué mantuvo o mantiene intacto el hidrógeno de Júpiter cuando un cometa explota en su atmósfera?

Técnicamente, los gigantes gaseosos han enorme Interiores sólidos. Es solo que tienen grandes atmósferas. Otra pregunta que podría hacerse podría ser: "¿Por qué no los planetas interiores rocosos tienen envolturas de gas tan grandes?"

Básicamente, existe una relación entre la temperatura de la atmósfera exterior (que determina la velocidad de las moléculas en el extremo derecho de la distribución de Maxwell-Boltzmann, donde pueden escapar) y la fuerza de la gravedad en la atmósfera exterior del planeta. . Si las moléculas de la atmósfera exterior del planeta pueden escapar fácilmente (porque la gravedad no es lo suficientemente fuerte como para evitar que escapen casi todas las moléculas). Las moléculas ligeras, como el hidrógeno, escapan más fácilmente que las moléculas más pesadas (simplemente porque las partículas menos masivas ocupan velocidades más altas según la distribución de Maxwell-Boltzmann = & gt http://en.wikipedia.org/wiki/File:MaxwellBoltzmann-en.svg) . Los gigantes gaseosos tienen gravedades lo suficientemente fuertes como para contener todos los átomos, incluido el hidrógeno, tan bien que ningún gas puede escapar de manera efectiva (a través de todo tipo de mecanismos: el escape de jeans es el más relevante para el hidrógeno / helio). Los planetas más ligeros, sin embargo, tienen gravedades que son tan débiles que no pueden evitar que las moléculas más ligeras se escapen. Esa es la razón por la que en la Tierra, una vez que el hidrógeno o el helio llegan a la atmósfera superior, se van para siempre al espacio.

Tenga en cuenta que el hidrógeno y el helio son con mucho los elementos más abundantes del universo (el hidrógeno constituye el 90% de las moléculas y el helio casi todo el 10% restante). Hay & # x27s simplemente más de ellos que pueden formarse. Y esto puede explicar bastante por qué los gigantes gaseosos tienen tanto gas en comparación con planetas como la Tierra; casi todo es hidrógeno y helio de todos modos. Mientras tanto, planetas como la Tierra podría han tenido atmósferas con más hidrógeno / helio en el pasado, pero los gases escaparon muy rápidamente (porque su gravedad era demasiado débil para contener los gases).

Por supuesto, los gigantes gaseosos exteriores podrían haber comenzado con interiores rocosos. Pero una vez que capturaron hidrógeno / helio de la nebulosa solar, el hidrógeno / helio permaneció adentro (ya que eran lo suficientemente masivos para capturarlos, también es un proceso de retroalimentación positiva ya que todo ese gas capturado hizo que cada uno de los gigantes gaseosos fuera aún más masivo). ). Mientras tanto, los planetas interiores tenían muy poca masa para capturarlos de la nebulosa solar.


Mini-Neptunes

Un mini-Neptuno es un exoplaneta, de 2 a 10 masas terrestres con una densidad menor a 1. Los mini-Neptuno son gases enanos que tienen un océano líquido rodeado por una atmósfera espesa de hidrógeno y helio y un pequeño núcleo rocoso. Los métodos de detección de exoplanetas, son cada vez más sofisticados y precisos.
El método de la velocidad radial o el método de oscilación es un método indirecto para encontrar exoplanetas observando los cambios Doppler en el espectro de la estrella. Midiendo estas variaciones, podemos calcular el movimiento descrito por la estrella y deducir la presencia y características de los planetas que la acompañan. En nuestro sistema solar observamos una ligera oscilación del Sol en un ciclo de 12 años, que corresponde al ciclo de gravedad de Júpiter.
El método de tránsito permite a los telescopios medir el resplandor para confirmar la presencia de planetas alrededor de una estrella porque a cada tránsito del planeta frente a la estrella se produce un oscurecimiento. Las variaciones cíclicas de brillo revelan el paso de un planeta entre la Tierra y la estrella.
El método astrométrico consiste en medir la posición absoluta de una estrella en el cielo y su movimiento. Cuando la estrella describe una elipse regular en el cielo, es que está influenciada por uno o más de sus planetas.
Detección directa de exoplanetas se basa en una imagen de alta resolución y alto contraste utilizando óptica adaptativa.
Detección del efecto de microlente gravitacional ocurre cuando el campo gravitacional de una estrella deforma el espacio-tiempo, lo que desvía la luz de una estrella distante detrás. Este efecto solo es visible si las dos estrellas están alineadas con respecto a la Tierra. Si la estrella que actúa como lente tiene un planeta, el campo del planeta puede tener un efecto pequeño pero detectable.
Desde el 6 de marzo de 2009, el Telescopio Espacial Kepler está especializado en la búsqueda de planetas extrasolares o exoplanetas y más concretamente exoterres de pequeño tamaño, de 2 a 20 veces el tamaño de la Tierra. La misión Kepler debe determinar si hay planetas habitables fuera de nuestro sistema solar. Kepler observará más de 100.000 estrellas en la Vía Láctea, más bien en las regiones de Cygnus y Lyra. Kepler observa continuamente dos áreas de la Vía Láctea, ricas en estrellas y monitorea decenas de miles de estrellas simultáneamente.
Kepler descubrió una amplia variedad de planetas que los científicos llaman Júpiter caliente, super-Júpiter, planeta de helio, super-tierra exoterre, planeta subterráneo, planeta enano gaseoso, planeta de transición, enano gaseoso, planeta océano, planeta de metal, planeta de hierro, enano de gas, Neptuno caliente, Neptuno frío, gigante de hielo, planeta de carbono, planeta de silicatos, planeta metálico o mini-Neptuno.

Un mini-Neptuno es un planeta gaseoso o enano de transición. Este tipo de planeta es más pequeño que Urano (14,5 masas terrestres) y Neptuno (17,1 masas terrestres), alrededor de 2 a 10 masas terrestres. Scientists believe that these mini-Neptunes have a thick atmosphere of hydrogen and helium, deep layers of ice and rock, liquid water oceans or ammonia or a mixture of both with a small core of matter volatile low density. Theoretical studies of these planets are usually based on the knowledge that one has planets Uranus and Neptune. Without a thick atmosphere, these planets would be kind of planet ocean. These mini-Neptunes do not turn on an orbit close to their stars, if not their thick atmospheres would be blown away by stellar winds.
Properties that differentiate the rocky planets to gaseous planets, are the diameter and the mass. As regards the diameter, the transition is made from two terrestrial diameters, and for the mass this can vary greatly depending on the composition of the planet, it is 2 to 20 Earth masses. Based on the above indicators, several intermediate planets, or mini-Neptunes, were discovered. Currently with the Kepler Space Telescope, 70% of exoplanets discovered by the transit method looks like mini-Neptunes whose size is comprised between that of our planet and that of Neptune. Neptune has a mass equivalent to 17.1 Earth masses and a density of 1638 kg/m3 is density (relative to water) of 1.638. Its atmosphere is composed of 80% of hydrogen, 19% helium, 1% methane.
Example of mini-Neptunes:
Kepler-11f has a mass of 2.3 Earth masses and a density of 0.69, the same as that of Saturn whose mass is 95 Earths. These properties class, this exoplanet in the category of mini-Neptunes or gaseous dwarf which have a liquid ocean surrounded by a thick atmosphere of hydrogen and helium and a small rocky core.
Kepler-11c has a mass of 2.9 Earth masses and a density of 0.66. Its period of revolution around its star (Kepler-11) 191.231 days.
Kepler-11e has a mass of 8 Earth masses and a density of 0.58. Its period of revolution around its star (Kepler-11) 31.9996 days.
Kepler-16b has a mass of 8.45 Earth masses and a density of 0.964. Its period of revolution around its star (Kepler-16) 13.0241 days.
Kepler-87c has a mass of 6.4 Earth masses and a density of 0.15. Its period of revolution around its star (Kepler-87) in 191.231 days.
Kepler-109c has a mass of 2.22 Earth masses and a density of 0.65. Its period of revolution around its star (Kepler-109) 21.2227 days.


Safe Havens for Planetary Formation

A new theory of how planets form finds havens of stability amid violent turbulence in the swirling gas that surrounds a young star. These protected areas are where planets can begin to form without being destroyed. The theory will be published in the February issue of the journal Icarus.

“This is another way to get a planet started. It marries the two main theories of planet formation,” said Richard Durisen, professor of astronomy and chair of that department at Indiana University Bloomington. Durisen is a leader in the use of computers to model planet formation.

Watching his simulations run on a computer monitor, it’s easy to imagine looking down from a vantage point in interstellar space and watching the process actually happen.

A green disk of gas swirls around a central star. Eventually, spiral arms of yellow begin to appear within the disk, indicating regions where the gas is becoming denser. Then a few blobs of red appear, at first just hints but then gradually more stable. These red regions are even denser, showing where masses of gas are accumulating that might later become planets.

The turbulent gases and swirling disks are mathematical constructions using hydrodynamics and computer graphics. The computer monitor displays the results of the scientists’ calculations as colorful animations.

“These are the disks of gas and dust that astronomers see around most young stars, from which planets form,” Durisen explained. “They’re like a giant whirlpool swirling around the star in orbit. Our own solar system formed out of such a disk.”

Scientists now know of more than 130 planets around other stars, and almost all of them are at least as massive as Jupiter. “Gas giant planets are more common than we could have guessed even 10 years ago,” he said. “Nature is pretty good at making these planets.”

The key to understanding how planets are made is a phenomenon called gravitational instabilities, according to Durisen. Scientists have long thought that if gas disks around stars are massive enough and cold enough, these instabilities happen, allowing the disk’s gravity to overwhelm gas pressure and cause parts of the disk to pull together and form dense clumps, which could become planets.

However, a gravitationally unstable disk is a violent environment. Interactions with other disk material and other clumps can throw a potential planet into the central star or tear it apart completely. If planets are to form in an unstable disk, they need a more protected environment, and Durisen thinks he has found one.

As his simulations run, rings of gas form in the disk at an edge of an unstable region and grow more dense. If solid particles accumulating in a ring quickly migrate to the middle of the ring, the core of a planet could form much faster.

The time factor is important. A major challenge that Durisen and other theorists face is a recent discovery by astronomers that giant gas planets such as Jupiter form fairly quickly by astronomical standards. They have to — otherwise the gas they need will be gone.

“Astronomers now know that massive disks of gas around young stars tend to go away over a period of a few million years,” Durisen said. “So that’s the chance to make gas-rich planets. Jupiter and Saturn and the planets that are common around other stars are all gas giants, and those planets have to be made during this few-million-year window when there is still a substantial amount of gas disk around.”

This need for speed causes problems for any theory with a leisurely approach to forming planets, such as the core accretion theory that was the standard model until recently.

“In the core accretion theory, the formation of gas giant planets gets started by a process similar to the way planets such as Earth accumulate,” Durisen explained. “Solid objects hit each other and stick together and grow in size. If a solid object grows to be about 10 times the mass of Earth, and there’s also gas around, it becomes massive enough to grab onto a lot of the gas by gravity. Once that happens, you get rapid growth of a gas giant planet.”

The trouble is, it takes a long time to form a solid core that way — anywhere from about 10 million to 100 million years. The theory may work for Jupiter and Saturn, but not for dozens of planets around other stars. Many of these other planets have several times the mass of Jupiter, and it’s very hard to make such enormous planets by core accretion.

The theory that gravitational instabilities by themselves can form gas giant planets was first proposed more than 50 years ago. It’s recently been revived because of problems with the core accretion theory. The idea that vast masses of gas suddenly collapse by gravity to form a dense object, perhaps in just a few orbits, certainly fits the available time frame, but it has some problems of its own.

According to the gravitational instability theory, spiral arms form in a gas disk and then break up into clumps that are in different orbits. These clumps survive and grow larger until planets form around them. Durisen sees these clumps in his simulations — but they don’t last long.

“The clumps fly around and shear out and re-form and are destroyed over and over again,” he said. “If the gravitational instabilities are strong enough, a spiral arm will break into clumps. The question is, what happens to them?”

Co-authors of the paper are IU doctoral student Kai Cai and two of Durisen’s former students: Annie C. Mejia, postdoctoral fellow in the Department of Astronomy, University of Washington and Megan K. Pickett, associate professor of physics and astronomy, Purdue University Calumet.