З деяких об’єктів Сонячної системи - pdf завантажити безкоштовно
Пам'ять абілітації для нагляду за дослідженнями 2009 Сесія Версальського університету Св. Квентіна Розділ 34 Моделювання та вимірювання екзосфер деяких об'єктів у Сонячній системі Франсуа Леблан LATMOS/IPSL, CNRS UMR 8190
IV.4 ПОХОДЖЕННЯ АТМОСФЕР ТЕЛУРИЧНИХ ПЛАНЕТ. 48 IV.5 ІНСТРУМЕНТАЦІЯ: NIMEIS, СПЕЦІАЛЬНИЙ СПЕКТРОМЕТР. 49 V ВИСНОВОК. 52 ЛІТЕРАТУРА. 53 ДОДАТОК. 61 ДОДАТОК 1: АСТРОФІЗИЧНИЙ ЖУРНАЛ, 483, 464-474, 1997. 61 ДОДАТОК 2: ПЛАНЕТАРНА ПРОСТОРНА НАУКА, 49, 645-656, 2001. 72 ДОДАТОК 3: ІКАР, 164, 261-281, 2003. 86 ДОДАТОК 4: ЖУРНАЛ ГЕОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ, 113, A08311, 2008. 109 ДОДАТОК 5: ГЕОФІЗИЧНІ ДОСЛІДЖЕННЯ, 36, L07201, 2009. 123 4
агломерація пилу з протодиску, що призводить до утворення планетизималів, що є гірськими породами (в
10 000 років). Друга фаза дала початок формуванню зародків планет (розміром 1000 км) і, ймовірно, тривала
100 000 років. Ця фаза нарощування проходила експоненціально ("ріст утікачів"), тобто з ефективністю нарощування чим більший, тим більший об'єкт. Остання фаза нарощування складалася з фази гігантських ударів між планетарними ембріонами і могла тривати
100 мільйонів років (Kortenkamp et al. 2001). Звичайно, ці три фази відбувалися протягом супутніх періодів, послідовність яких залишається важко зрозуміти (Wetherill and Inaba 2000). Інтерес нагадати дуже коротко про ймовірну історію перших моментів формування Сонячної системи походить від багатьох елементів, особливо на основі хімічного та ізотопного складу марсіанських метеоритів, які припускають, що Марс, на відміну від Венери та Землі, не буде зазнали значного впливу останнього етапу навчання. Іншими словами, Марс більше відноситься до сімейства планетних ембріонів, ніж до Венери та Землі (Halliday et al. 2001). Отже, Марс досяг би своєї нинішньої структури,
20 мільйонів років після початку Сонячної системи. Це датування утворення Марса узгоджується зі сценаріями диференціації Марса, заснованими на аналізі ізотопів марсіанських метеоритів. Таким чином, формування серця Марса мало б відбутися як тільки через 30 мільйонів років після початку сонячної системи (Kleine et al. 2002; Yin et al. 2002), а марсіанська кора утворилася б між 30-50 мільйони років потому початок Сонячної системи (Elkins-Tanton et al. 2005; Breuer and Spohn 2006). Нарешті, дихотомія марсіанської кори між північною півкулею, кора якої має товщину
35 км і південна півкуля, корою якої є
60 км (Соломон та ін. 2005) можуть бути обумовлені гігантським ударом, який стався через кілька сотень мільйонів років після початку сонячної системи (Andrews-Hanna et al. 2008; Marinova et al. 2008; Nimmo et al. 2008). Марс прискорив би летючі елементи, зокрема воду, ударами астероїдів, що вийшли за межі конденсації води, тобто 2,5 астрономічної одиниці (АС). На відміну від перших сценаріїв акреції планетарної атмосфери, кометами в кращому випадку могло бути принесено лише 10% води, як передбачається порівнянням вимірювань співвідношень ізотопів дейтерію (D) до водню (H) на Землі та в комети (Lunine et al. 2003). Вибух метеоритів призвів би до утворення густої атмосфери, потепління поверхні Марса та утворення океану магми протягом періоду щонайменше
4,1 мільярда років (Lillis et al. 2008). Верхня рамка цього малюнка нагадує про різні нетеплові процеси (розділ 2.1.1), що потенційно призвели до значних втрат атмосфери (адаптоване за Bibring et al. 2006). З іншого боку, що призвело до поступового зникнення Про атмосферу Марса за останні 4,1 мільярда років відомо мало. Поясненням цього зникнення здається можливим лише два рішення: існування водосховищ під поверхнею або втрата 26
Малюнок 14: Зліва: інтенсивність випромінювання лінії D 2 атомного натрію (у кілорейлі, тобто в 10 9 фотонів/см 2/с на 4π стерадіана), виміряна під час шести послідовних вимірювань 13 липня 2008 р. Диск Меркурія намальований, сонце знаходиться внизу малюнка. Спостереження здійснюється шляхом переміщення щілини телескопа вгору та вниз по ширині щілини після
4 хвилини витримки для кожного положення (
IV.1.1, малюнок 22). Ця робота вимагатиме, перш за все, розробки випромінювального коду передачі, адаптованого до середовищ, що не знаходяться в місцевій рівновазі, таких як екзосфера Меркурія, до його сильної нерівномірності та до особливих умов спостереження із Землі. Фактично цей розвиток отримає користь від роботи, проведеної в рамках моделювання марсіанського екзосферного кисню на основі дуже подібного підходу (Chaufray et al. 2009), а також передбачених для моделювання екзосфери водню ( розділ IV. 2.3). Малюнок 22: Приклад спектра екзосферного натрію, виміряного з використанням високої спектральної роздільної здатності. Порівняння з простою лінійно-формуючою моделлю цього викиду показує, що екзосфера Меркурія на 300-1000 К тепліша за поверхневу температуру (