Dòng sương (vật lý học vũ trụ)

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm

Trong thiên văn học hay khoa học hành tinh, dòng sương, hay còn gọi là dòng tuyết hoặc dòng băng, là khoảng cách đặc biệt trong tinh vân mặt trời từ tiền sao trung tâm đủ lạnh để ổn định các hợp chất như nước, amoniac, mêtan, khí carbon dioxit, carbon monoxit để ngưng tụ thành các hạt băng rắn. Nhiệt độ ngưng tụ này phụ thuộc vào chất dễ bay hơi và áp suất riêng phần của hơi trong tinh vân nguyên sinh. Nhiệt độ và khoảng cách thực tế cho dòng tuyết của băng nước phụ thuộc vào mô hình vật lý được sử dụng để tính toán nó và trên mô hình tinh vân mặt trời lý thuyết:

  • 170 K ở mức 2,7 AU (Hayashi, 1981) [1]
  • 143 K ở 3,2 AU đến 150 K ở 3 AU (Podolak và Zucker, 2010) [2]
  • 3,1 AU (Martin và Livio, 2012) [3]
  • ≈150 K đối với hạt cỡ μm và ≈200 K đối với thân cỡ km (D'Angelo và Podolak, 2015) [4]

Vị trí xuyên tâm của mặt trước ngưng tụ / bay hơi thay đổi theo thời gian, khi tinh vân tiến hóa. Đôi khi, thuật ngữ dòng tuyết cũng được sử dụng để biểu thị khoảng cách hiện tại mà băng nước có thể ổn định (ngay cả dưới ánh sáng mặt trời trực tiếp). Khoảng cách dòng chảy dòng tuyết này khác với khoảng cách dòng tuyết hình thành trong quá trình hình thành Hệ Mặt trời và xấp xỉ bằng 5 AU.[5] Lý do cho sự khác biệt là trong quá trình hình thành Hệ Mặt trời, tinh vân mặt trời là một đám mây mờ nơi nhiệt độ thấp hơn gần Mặt trời, và bản thân Mặt trời ít năng lượng hơn. Sau khi hình thành, băng bị chôn vùi bởi bụi bẩn và nó vẫn ổn định vài mét dưới bề mặt. Nếu băng trong vòng 5 AU bị lộ ra, ví dụ như bởi một miệng hố, thì nó sẽ thăng hoa trong khoảng thời gian ngắn. Tuy nhiên, ngoài ánh sáng mặt trời trực tiếp, băng có thể duy trì ổn định trên bề mặt các tiểu hành tinh (và Mặt trăng) nếu nó nằm trong các miệng hố bị che khuất vĩnh viễn, nơi nhiệt độ có thể vẫn rất thấp so với tuổi của Hệ Mặt trời (ví dụ 30-40 K trên Mặt trăng).

Các quan sát về vành đai tiểu hành tinh, nằm giữa Sao Hỏa và Sao Mộc, cho thấy dòng tuyết nước trong quá trình hình thành Hệ Mặt Trời nằm trong khu vực này. Các tiểu hành tinh bên ngoài là các vật thể lớp C băng giá (ví dụ Abe et al. 2000; Morbidelli et al. 2000) trong khi vành đai tiểu hành tinh bên trong phần lớn không có nước. Điều này ngụ ý rằng khi sự hình thành hành tinh xảy ra, dòng tuyết nằm ở khoảng 2,7 AU từ Mặt trời.[3]

Ví dụ, hành tinh lùn Ceres với bán trục chính là 2,77 AU nằm gần như chính xác trong ước tính thấp hơn cho dòng tuyết nước trong quá trình hình thành Hệ Mặt trời. Ceres dường như có một lớp phủ băng giá và thậm chí có thể có một đại dương nước bên dưới bề mặt.[6]

Mỗi chất dễ bay hơi đều có dòng tuyết riêng, ví dụ carbon monoxide [7] và nitơ,[8] vì vậy điều quan trọng là luôn chỉ định dòng tuyết của vật liệu này có nghĩa là gì. Một khí đánh dấu có thể được sử dụng cho các vật liệu khó phát hiện; ví dụ diazenylium cho carbon monoxide.

Nhiệt độ thấp hơn trong tinh vân ngoài dòng băng làm cho nhiều hạt rắn hơn có sẵn để bồi tụ thành vi thể hành tinh và cuối cùng là các hành tinh. Do đó, dòng băng ngăn cách các hành tinh trên mặt đất với các hành tinh khổng lồ trong Hệ Mặt Trời.[9] Tuy nhiên, các hành tinh khổng lồ đã được tìm thấy bên trong dòng băng giá xung quanh một số ngôi sao khác (được gọi là Sao Mộc nóng). Chúng được cho là đã hình thành bên ngoài dòng băng, và sau đó di cư vào vị trí hiện tại của chúng.[10][11] Trái đất, nằm dưới một phần tư khoảng cách đến dòng băng nhưng không phải là một hành tinh khổng lồ, có lực hấp dẫn thích hợp để giữ khí metan, amoniac và hơi nước thoát ra khỏi nó. Khí mê-tan và amoniac hiếm khi xảy ra trong bầu khí quyển của Trái đất chỉ vì sự bất ổn của chúng trong bầu khí quyển giàu oxy do các dạng sống (phần lớn là thực vật xanh) mà sinh hóa cho thấy khí metan và amoniac dồi dào cùng một lúc, nhưng dĩ nhiên là nướcbăng lỏng, ổn định về mặt hóa học trong một bầu khí quyển như vậy, tạo thành phần lớn bề mặt Trái đất.

Các nhà nghiên cứu Rebecca Martin và Mario Livio đã đề xuất rằng các vành đai tiểu hành tinh có thể có xu hướng hình thành ở vùng lân cận của dòng băng, do các hành tinh khổng lồ gần đó phá vỡ sự hình thành hành tinh bên trong quỹ đạo của chúng. Bằng cách phân tích nhiệt độ của bụi ấm được tìm thấy khoảng 90 sao, họ đã kết luận rằng bụi (và do đó có thể có vành đai tiểu hành tinh) thường được tìm thấy gần dòng băng giá.[12]

Thuật ngữ này được mượn từ khái niệm "dòng sương" trong khoa học đất.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ “Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula by Chushiro Hayashi”. Bản gốc lưu trữ ngày 19 tháng 2 năm 2015. 
  2. ^ Podolak, M.; Zucker, S. (2004). “A note on the snow line in protostellar accretion disks by M. PODOLAK and S. ZUCKER, 2010”. Meteoritics & Planetary Science 39 (11): 1859. Bibcode:2004M&PS...39.1859P. doi:10.1111/j.1945-5100.2004.tb00081.x. 
  3. ^ a ă Martin, Rebecca G.; Livio, Mario (2012). “On the Evolution of the Snow Line in Protoplanetary Discs by Rebecca G. Martin, Mario Livio (STScI)”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 425 (1): L6. Bibcode:2012MNRAS.425L...6M. arXiv:1207.4284. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01290.x. 
  4. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). “Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks”. The Astrophysical Journal 806 (1): 29pp. Bibcode:2015ApJ...806..203D. arXiv:1504.04364. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. 
  5. ^ Jewitt, D; Chizmadia, L.; Grimm, R.; Prialnik, D (2007). “Water in the Small Bodies of the Solar System” (PDF). Trong Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. Protostars and Planets V. University of Arizona Press. tr. 863–878. ISBN 978-0-8165-2654-3. 
  6. ^ McCord, T. B.; Sotin, C. (21 tháng 5 năm 2005). “Ceres: Evolution and current state”. Journal of Geophysical Research: Planets 110 (E5): E05009. Bibcode:2005JGRE..110.5009M. doi:10.1029/2004JE002244. 
  7. ^ Qi, Chunhua; Oberg, Karin I.; Wilner, David J.; d'Alessio, Paola; Bergin, Edwin; Andrews, Sean M.; Blake, Geoffrey A.; Hogerheijde, Michiel R.; van Dishoeck, Ewine F. (2013). “Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog by Chunhua Qi, Karin I. Oberg, et al”. Science 341 (6146): 630–2. Bibcode:2013Sci...341..630Q. PMID 23868917. arXiv:1307.7439. doi:10.1126/science.1239560. 
  8. ^ Dartois, E.; Engrand, C.; Brunetto, R.; Duprat, J.; Pino, T.; Quirico, E.; Remusat, L.; Bardin, N.; Briani, G. (2013). “UltraCarbonaceous Antarctic micrometeorites, probing the Solar System beyond the nitrogen snow-line by E. Dartois, et al”. Icarus 224 (1): 243–252. Bibcode:2013Icar..224..243D. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.002. 
  9. ^ Kaufmann, William J. (1987). Discovering the Universe. W.H. Freeman and Company. tr. 94. ISBN 978-0-7167-1784-3.  Đã bỏ qua tham số không rõ |url-access= (trợ giúp)
  10. ^ Chambers, John (2007-07-01). "Planet Formation with Type I and Type II Migration". 38. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Bibcode 2007DDA....38.0604C.
  11. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (tháng 12 năm 2010). “Giant Planet Formation”. Trong Seager, Sara. Exoplanets. University of Arizona Press. tr. 319–346. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2. arXiv:1006.5486. 
  12. ^ “Asteroid Belts of Just the Right Size are Friendly to Life”. Nasa. 1 tháng 11 năm 2012. Truy cập ngày 3 tháng 11 năm 2012. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]