Muz giganti

Vikipediya, ochiq ensiklopediya

 

Muz giganti, asosan, kislorod, uglerod, azot va oltingugurt kabi vodorod va geliydan ogʻirroq elementlardan tashkil topgan ulkan sayyoradir. Quyosh tizimida ikkita muz giganti mavjud: Uran va Neptun .

Astrofizika va sayyora fanida „muzlar“ atamasi muzlash nuqtasi 100 dan yuqori boʻlgan uchuvchi kimyoviy birikmalarga ishora qiladi. Masalan, suv, ammiak yoki metan, muzlash nuqtasi 273 K (0°C), 195 K (-78°C) va 91 K (-182 ° C), navbati bilan (uchuvchi moddalarga qarang). 1990-yillarda Uran va Neptun boshqa gigant sayyoralardan, asosan vodorod va geliydan tashkil topgan gaz gigantlari boʻlgan Yupiter va Saturndan alohida gigant sayyoralar sinfi ekanligi aniqlandi.[1]

Shunday qilib, Neptun va Uran endi muz gigantlari deb ataladi. Yaxshi aniqlangan qattiq sirtlar yoʻqligi sababli ular asosan gazlar va suyuqliklardan iborat. Ularni tashkil etuvchi birikmalar, birinchi navbatda, muzlar shaklida yoki suv muzida qolib ketgan holda, birinchi navbatda sayyoralar tarkibiga kiritilganda qattiq moddalar edi. Bugungi kunda Uran va Neptundagi suvning juda oz qismi muz shaklida qolmoqda. Buning oʻrniga suv, birinchi navbatda, ular ichidagi harorat va bosimlarda oʻta kritik suyuqlik sifatida mavjud. Uran va Neptun vodorod va geliyning 90% dan ortigʻi boʻlgan Quyosh tizimining gaz gigantlari Yupiter va Saturn bilan solishtirganda, massa boʻyicha atigi 20% vodorod va geliydan iborat. Vodorod quyoshda moʻl-koʻl.

Terminologiya[tahrir | manbasini tahrirlash]

1952-yilda fantast-yozuvchi Jeyms Blish gaz giganti[2] atamasini kiritdi va u Quyosh sistemasining yerdan tashqari yirik sayyoralariga nisbatan ishlatilgan. Biroq, 1940-yillarning oxiridan boshlab[3] Uran va Neptunning tarkibi Yupiter va Saturn tarkibidan sezilarli darajada farq qilishi tushuniladi. Ular, birinchi navbatda, vodorod va geliydan ogʻirroq elementlardan iborat boʻlib, butunlay ulkan sayyoraning alohida turini tashkil qiladi. Uran va Neptun hosil boʻlish jarayonida oʻz moddalarini muz yoki suv muzida qolgan gaz sifatida birlashtirganligi sababli, muz giganti atamasi qoʻllanila boshlandi.[3] 1970-yillarning boshlarida terminologiya ilmiy-fantastik hamjamiyatda mashhur boʻldi, masalan, Bova (1971),[4], ammo terminologiyaning eng birinchi ilmiy qoʻllanilishi Dunne & Burgess (1978)[5] tomonidan NASA hisobotida boʻlgan.[6]

Shakllanish[tahrir | manbasini tahrirlash]

Yer usti va gaz gigantlarining shakllanishini modellashtirish nisbatan sodda va bahsli emas. Quyosh tizimining yer usti sayyoralari protoplanetar diskda sayyoralarning toʻqnashuvi natijasida hosil boʻlganligi keng tushuniladi. Gaz gigantlari - Yupiter, Saturn va ularning quyoshdan tashqaridagi hamkasbi sayyoralari xuddi shu jarayon orqali 10 ga yaqin Yer massasi (M) boʻlgan qattiq yadrolarni hosil qilgan, shu bilan birga bir necha vaqt davomida atrofdagi quyosh tumanligidan gazsimon konvertlarni hosil qilgan. Bir necha million yilga (Ma),[7][8] yaqinda tosh toʻplanishiga asoslangan yadro shakllanishining muqobil modellari taklif qilingan boʻlsa-da.[9] Baʼzi ekstrasolar gigant sayyoralar oʻrniga tortishish diskining beqarorligi tufayli paydo boʻlgan boʻlishi mumkin.[8]

Uran va Neptunning yadro toʻplanishining oʻxshash jarayoni orqali shakllanishi ancha muammoli. Quyosh tizimining markazidan taxminan 20 astronomik birlik (a.b.) uzoqlikda joylashgan kichik protoplanetlarning qochish tezligi ularning nisbiy tezligi bilan solishtirish mumkin edi. Saturn yoki Yupiter orbitalarini kesib oʻtadigan bunday jismlar ularni tizimdan chiqarib yuboradigan giperbolik traektoriyalarga yuborilishi mumkin edi. Gaz gigantlari tomonidan supurib tashlangan bunday jismlar, ehtimol, kattaroq sayyoralarga qoʻshilib ketishi yoki kometa orbitalariga tashlangan boʻlishi mumkin edi.

Ularning shakllanishini modellashtirishda qiyinchiliklarga qaramay, 2004-yildan beri koʻplab muz giganti nomzodlari boshqa yulduzlar orbitasida kuzatilgan. Bu ularning Somon yoʻlida keng tarqalgan boʻlishi mumkinligini koʻrsatadi.

Xususiyatlari[tahrir | manbasini tahrirlash]

Ushbu kesilgan qismlar gigant sayyoralarning ichki modellarini tasvirlaydi. Gaz gigantlari Yupiter va Saturnning sayyora yadrolari metall vodorodning chuqur qatlami bilan qoplangan, Uran va Neptun muz gigantlarining mantiyalari esa og'irroq elementlardan iborat.

Muz gigantlari Quyosh tizimida mavjud boʻlgan ikkita tubdan farq qiluvchi gigant sayyoralardan birini ifodalaydi, ikkinchi guruh esa 90% dan ortiq vodorod va geliydan (massa boʻyicha) iborat boʻlgan koʻproq tanish gaz gigantlaridir. Ularning vodorodi vodorod molekulyar ioni yuzlab gigapaskal (GPa) haddan tashqari bosim ostida metall vodorodga oʻtadigan kichik tosh yadrolarigacha choʻzilgan deb taxmin qilinadi.

Muz gigantlari, birinchi navbatda, ogʻirroq elementlardan iborat . Koinotdagi elementlarning koʻpligiga asoslanib, kislorod, uglerod, azot va oltingugurt eng koʻp. Muz gigantlarida vodorod konvertlari ham boʻlsa-da, ular ancha kichikroq. Ular massasining 20% dan kamrogʻini tashkil qiladi. Ularning vodorodi hech qachon metall vodorod hosil qilish uchun bosim uchun zarur boʻlgan chuqurlikka etib bormaydi. Shunga qaramay, bu konvertlar muz gigantlarining ichki makonini kuzatishni va shu bilan ularning tarkibi va evolyutsiyasi haqidagi maʼlumotlarni cheklaydi.

Uran va Neptun muzli gigant sayyoralar deb atalsa-da, ularning bulutlari ostida oʻta kritik suv okeani bor, deb taxmin qilinadi, bu ularning umumiy massasining uchdan ikki qismini tashkil qiladi.[10][11]

Atmosfera va ob-havo[tahrir | manbasini tahrirlash]

Muz gigantlarining gazsimon tashqi qatlamlari gaz gigantlarinikiga bir qancha oʻxshashliklarga ega. Bularga uzoq muddatli, yuqori tezlikda ekvatorial shamollar, qutb girdoblari, keng miqyosli aylanish sxemalari va yuqoridan ultrabinafsha nurlanish taʼsirida va atmosferaning quyi qatlamlari bilan aralashib ketadigan murakkab kimyoviy jarayonlar kiradi.

Muz gigantlarining atmosfera naqshini oʻrganish atmosfera fizikasi haqida ham maʼlumot beradi. Ularning kompozitsiyalari turli xil kimyoviy jarayonlarni ragʻbatlantiradi va ular uzoq orbitalarida Quyosh tizimidagi boshqa sayyoralarga qaraganda kamroq quyosh nurini oladi (ob-havo sharoitlarida ichki isitishning ahamiyatini oshiradi).

Neptunning eng katta koʻrinadigan xususiyati takrorlanadigan Buyuk qorongʻu nuqtadir. U asrlar davomida saqlanib qolgan Yupiterning xuddi shunday oʻlchamdagi Buyuk Qizil nuqtasidan farqli oʻlaroq, har bir necha yilda bir marta hosil boʻladi va tarqaladi. Quyosh tizimidagi barcha maʼlum gigant sayyoralardan Neptun soʻrilgan quyosh nuri birligiga eng koʻp ichki issiqlik chiqaradi, bu nisbat taxminan 2,6 ni tashkil qiladi. Keyingi eng yuqori emitent boʻlgan Saturn atigi 1,8 nisbatga ega. Uran eng kam issiqlik chiqaradi - Neptunning oʻndan bir qismi. Bu uning haddan tashqari 98˚ eksenel egilishi bilan bogʻliq boʻlishi mumkinligi gumon qilinmoqda. Bu uning mavsumiy naqshlari Quyosh tizimidagi boshqa sayyoralardan juda farq qiladi.

Muz gigantlarida kuzatilgan atmosfera xususiyatlarini tushuntiruvchi toʻliq modellar hali ham mavjud emas. Ushbu xususiyatlarni tushunish gigant sayyoralarning atmosferasi qanday ishlashini tushunishga yordam beradi. Binobarin, bunday tushunchalar olimlarga oʻz yulduzlariga (pegasean sayyoralari) juda yaqin ekanligi aniqlangan ulkan ekzosayyoralarning atmosfera tuzilishi va harakatini va Quyosh tizimidagi ulkan va quruqlikdagi sayyoralar orasidagi massa va radiusli ekzosayyoralarni yaxshiroq bashorat qilishga yordam beradi.

Ichki[tahrir | manbasini tahrirlash]

Katta oʻlchamlari va past issiqlik oʻtkazuvchanligi tufayli sayyora ichki bosimi bir necha yuz GPa gacha va harorat bir necha ming kelvin (K) ga etadi.

2012-yil mart oyida muz giganti modellarida ishlatiladigan suvning siqilish qobiliyati uchdan biriga kamayishi aniqlandi.[12] Bu qiymat muz gigantlarini modellashtirish uchun muhimdir va ularni tushunishga toʻlqinli taʼsir koʻrsatadi.[12]

Manbaalar[tahrir | manbasini tahrirlash]

  1. ↑ 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-jild. 114087-bet. arXiv:2009.05575. Bibcode:2021Icar..35514087D. doi:10.1016/j.icarus.2020.114087.
  2. ↑ Science Fiction Citations, Citations for gas giant n.
  3. ↑ 3,0 3,1 Mark Marley, „Not a Heart of Ice“, The Planetary Society, 2 April 2019. read
  4. ↑ Bova, B. 1971, The Many Worlds of Science Fiction (Boston, MA: E.P. Dutton)
  5. ↑ James A. Dunne and Eric Burgess, The Voyage of Mariner 10: Mission to Venus and Mercury, Scientific and Technical Information Division, National Aeronautics and Space Administration, 1978, 224 pages, page 2. read
  6. ↑ Molaverdikhani, Karan (2019). „From Cold to Hot Irradiated Gaseous Exoplanets: Toward an Observation-based Classification Scheme“. The Astrophysical Journal. 873-jild, № 1. 32-bet. arXiv:1809.09629. Bibcode:2019ApJ...873...32M. doi:10.3847/1538-4357/aafda8.
  7. ↑ Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). „Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints“. Icarus. 199-jild, № 2. 338–350-bet. arXiv:0810.5186. Bibcode:2009Icar..199..338L. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004.
  8. ↑ 8,0 8,1 D'Angelo, Gennaro „Giant Planet Formation“,. Exoplanets Seager: . University of Arizona Press, 2010-yil dekabr — 319–346 bet. ISBN 978-0-8165-2945-2. 
  9. ↑ Levison, Harold F.; Kretke, Katherine A.; Duncan, Martin J. (2015). „Growing the gas-giant planets by the gradual accumulation of pebbles“. Nature. 524-jild, № 7565. 322–324-bet. arXiv:1510.02094. Bibcode:2015Natur.524..322L. doi:10.1038/nature14675. PMID 26289203.
  10. ↑ NASA Completes Study of Future ʻIce Giant’ Mission Concepts (Wayback Machine saytida 2020-08-06 sanasida arxivlangan). NASA TV. 20 June 2017.
  11. ↑ [https://www.lpi.usra.edu/icegiants/mission_study/IceGiants_EGUPresentation_2017_04_24.pdf On to the Ice Giants]. (PDF) Pre-Decadal study summary. NASA. Presented at the European Geophysical Union, 24 April 2017.
  12. ↑ 12,0 12,1 „Complete Archive for Astrobiology Press Release, News Exclusive, News Briefs“.
  13. ↑ Boss, Alan P. (2003-yil dekabr). „Rapid Formation of Outer Giant Planets by Disk Instability“. The Astrophysical Journal. 599-jild, № 1. 577–581-bet. Bibcode:2003ApJ...599..577B. doi:10.1086/379163. {{cite magazine}}: sana kiritilishi kerak boʻlgan parametrga berilgan qiymatni tekshirish lozim: |date= (yordam), §1–2
  14. ↑ Hofstadter, Mark (2011), „The Atmospheres of the Ice Giants, Uranus and Neptune“, White Paper for the Planetary Science Decadal Survey, US National Research Council, 1–2-bet, qaraldi: 18–yanvar 2015–yil{{citation}}: CS1 maint: date format ()
  15. ↑ Nellis, William (2012-yil fevral). „Viewpoint: Seeing Deep Inside Icy Giant Planets“. Physics. 5-jild, № 25. Bibcode:2012PhyOJ...5...25N. doi:10.1103/Physics.5.25. {{cite magazine}}: sana kiritilishi kerak boʻlgan parametrga berilgan qiymatni tekshirish lozim: |date= (yordam) 
"https://uz.wikipedia.org/w/index.php?title=Muz_giganti&oldid=3912309" dan olindi