Дисипація планетних атмосфет — втрата атмосферних газів планетою через їх витік у космічний простір, що відбувається завдяки кільком окремим процесам, — тепловому руху молекул, впливу зоряного вітру тощо. Відносна важливість кожного процесу втрат залежить від другої космічної швидкості планети, складу її атмосфери та відстані до зорі. Втеча кожної молекули відбувається тоді, коли його швидкість перевищує другу космічну, направлена вгору, і дорогою від планети він не зіштовується з жодною іншою молекулою.

Дисипація атмосфет може мати велике значення для клімату планети, наприклад, Венера і Марс таким чином ймовірно втратили більшу частину своїх запасів води через меншу силу тяжіння та магнітне поле у порівнянні із Землею. Оцінювання швидкості втечі атмосфери для екзопланет потрібне для визначення того, чи можуть вони втримати атмосферу, а отже — для оцінювання придатності до життя та ймовірності існування життя.

Механізми теплової втечі Теплова втеча відбувається тоді, коли швидкість молекул, зумовлена тепловою енергією, достатньо велика. Теплова втеча проявляється на різних масштабах — від втечі окремих молекул (джинсівська втеча) до масового витікання атмосфери (гідродинамічна втеча).

Джинсівська дисипація Одним із класичних механізмів теплової втечі є джинсівська дисипаціяDavid C. Catling and Kevin J. Zahnle, The Planetary Air Leak, Scientific American, May 2009, p. 26 (accessed 25 July 2012), названа на честь британського астронома Джеймса Джинса, який першим описав цей процес втрати атмосфериMuriel Gargaud, Encyclopedia of Astrobiology, Volume 3, Springer Science & Business Media, May 26, 2011, p. 879.. У певному об'ємі газу середню швидкість окремої молекули визначає температура газу, проте швидкості окремих молекул змінюються під час їхніх взаємних зіткнень, коли вони набувають або втрачають кінетичну енергію. Розподіл кінетичної енергії між молекулами описує розподіл Максвелла. Кінетична енергія (), маса () і швидкість () молекули пов'язані співвідношенням . Окремі молекули у високоенергетичному хвості розподілу (де невелика частка частинок має значно більші швидкості за середні) можуть досягати швидкості втечі й залишати атмосферу, якщо їм вдається уникнути наступного зіткнення; це відбувається переважно в екзосфері, де середня довжина вільного пробігу порівнянна зі зведеною висотою атмосфери. Кількість частинок, здатних залишити атмосферу, залежить від концентрації молекул на екзобазі, яка визначається дифузією через термосферу.

На відносну важливість джинсівської втечі істотно впливають три чинники: маса молекули, друга космічна швидкість планети та нагрівання верхніх шарів атмосфери випромінюванням зорі. Важчі молекули мають меншу ймовірність втечі, оскільки за однакової температури їхній тепловий рух повільніший за легші молекули. Саме тому водень залишає атмосферу легше, ніж вуглекислий газ. Планета більшої маси зазвичай має сильніше тяжіння, тому швидкість втечі більша, а отже менше частинок набувають енергії, достатньої для втечі. Через це газові гіганти досі зберігають значні кількості водню, а атмосферу Землі водень залишає набагато легше. Нарешті, важливу роль відіграє і відстань планети до зорі: близька планета має теплішу атмосферу, вищі швидкості молекул і, відповідно, більшу ймовірність втечі. Віддалене від зорі тіло має холоднішу атмосферу, нижчі швидкості частинок і меншу ймовірність втечі.

Гідродинамічна дисипація

Атмосфера з високими тиском і температурою також може зазнавати гідродинамічної дисипації. У цьому разі атмосфера поглинає значну кількість теплової енергії, зазвичай завдяки випромінюванню в . Нагріті молекули розширюються вгору й дедалі більше прискорюються, поки не досягнуть другої космічної швидкості. Коли в цьому процесі велика кількість газу залишає атмосферу, легші молекули можуть через зіткнення «захоплювати» із собою важчі. Гідродинамічну дисипацію спостерігали в екзопланет, близьких до своєї зорі, наприклад у гарячого юпітера HD 209458 b.

Нетеплова (надтеплова) втеча Втеча атмосфери може відбуватися і внаслідок нетеплових взаємодій. Більшість таких процесів пов'язана з фотохімічними реакціями або взаємодіями заряджених частинок (іонів).

Фотохімічна втеча У верхніх шарах атмосфери високоенергетичні ультрафіолетові фотони легше взаємодіють із молекулами. Фотодисоціація може розщеплювати молекулу на менші компоненти й надавати їм достатню енергію для втечі. Фотоіонізація утворює іони, які можуть захоплюватися магнітосферою планети або зазнавати дисоціативної рекомбінації. У першому випадку ці іони можуть втрачатися через механізми, описані нижче. У другому — іон рекомбінує з електроном, вивільняє енергію й може залишити атмосферу.

Втеча через розпилення Надлишкова кінетична енергія від сонячного вітру може передаватися частинкам атмосфери й надавати їм достатню енергію для викидання, подібно до йонного розпилення з твердої поверхні. Така взаємодія сильніше виражена за відсутності у планети магнітосфери, оскільки електрично заряджений сонячний вітер відхиляють магнітні поля, що зменшує втрати атмосфери.

Втеча через зарядовий обмін Іони сонячного вітру або магнітосфери можуть обмінюватися зарядом із молекулами у верхніх шарах атмосфери. Швидкий іон може захопити електрон від повільної нейтральної атмосферної частинки, утворюючи швидку нейтральну частинку та повільний іон. Повільний іон утримується вздовж ліній магнітного поля, тоді як швидка нейтральна частинка може залишити атмосферу.

Полярний вітер

Молекули атмосфери можуть також залишати планету через полярні області, якщо вона має магнітосферу, — завдяки полярному вітру. Поблизу полюсів магнітосфери силові лінії магнітного поля відкриті, що створює шлях для виходу іонів атмосфери у космічний простір. Амбіполярне електричне поле прискорює іони в іоносфері та спрямовує їх уздовж цих ліній.

Ударна ерозія

Зіткнення з великим метеороїдом або астероїдом може призвести до втрати атмосфери. Якщо зіткнення достатньо енергійне, викинута речовина, зокрема й атмосферні молекули, може досягти другої космічної швидкості.

Падаюче тіло може передавати імпульс і таким чином сприяти втечі атмосфери трьома основними способами: (1) метеороїд нагріває й прискорює газ, з яким стикається під час проходження крізь атмосферу; (2) тверда речовина, викинута з ударного кратера, нагріває атмосферу через опір під час свого польоту; (3) удар створює пару, яка розширюється від поверхні. У першому випадку нагрітий газ може залишати атмосферу подібно до гідродинамічної втечі, хоча й у набагато більш обмеженому масштабі. Більшість втрат атмосфери через ударну ерозію відбувається за третім механізмом. Максимальна частина атмосфери, яку може бути викинуто, розташована над площиною, дотичною до поверхні в точці удару.

Основні процеси дисипації атмосфер тіл Сонячної системи

Земля Втеча водню з атмосфери Землі відбувається внаслідок зарядового обміну (~60–90 %), джинсівської втечі (~10–40 %) та полярного вітру (~10–15 %); загалом планета втрачає близько 3 кг/с водню. Крім того, Земля втрачає приблизно 50 г/с гелію, переважно через полярний вітер. Втрати інших складових атмосфери значно менші. Японська дослідницька група у 2017 році виявила на Місяці невелику кількість іонів кисню, що походять із Землі.

Через 1 млрд років Сонце стане на 10 % яскравішим, що призведе до достатнього нагрівання Землі й різкого збільшення вмісту водяної пари в атмосфері. Ультрафіолетове випромінювання Сонця розщеплюватиме H2O, і водень поступово залишатиме планету, поки океани не висохнуть.

Венера Сучасні моделі показують, що втеча водню на Венері майже повністю зумовлена надтепловими механізмами, передусім фотохімічними реакціями та зарядовим обміном під впливом сонячного вітру. Втрати кисню визначаються головно зарядовим обміном та втечею через розпилення. Апарат Венера-експрес виміряв вплив корональних викидів маси на швидкість втечі атмосфери Венери; дослідники виявили, що під час періодів підвищеної активності корональних викидів маси швидкість втечі зростає у 1,9 раза порівняно зі спокійнішими умовами космічної погоди.

Марс Первісний Марс зазнав впливу численних дрібномасштабних подій ударної ерозії, а недавні спостереження за допомогою MAVEN свідчать, що 66 % 36Ar у марсіанській атмосфері було втрачено протягом останніх 4 млрд років унаслідок надтеплової втечі; кількість CO2, втрачена за той самий період, становить близько 0,5 бар або більше.

Місія MAVEN також дослідила сучасну швидкість втечі атмосфери Марса. Джинсівська втеча відіграє важливу роль у подальшій втечі водню з Марса, забезпечуючи швидкість втрат у межах 160—1800 г/с. На джинсівську втечу водню можуть істотно впливати процеси в нижніх шарах атмосфери, такі як гідродинамічні гравітаційні хвилі в атмосфері, конвекція та пилові бурі. Втрати кисню переважно зумовлені надтепловими механізмами: фотохімічна втеча (~1300 г/с), зарядовий обмін (~130 г/с) і розпилення (~80 г/с) разом дають сумарну швидкість втрат близько ~1500 г/с. Інші важкі атоми, такі як вуглець і азот, втрачаються головно через фотохімічні реакції та взаємодію із сонячним вітром.

Титан і Іо Супутник Сатурна Титан і супутник Юпітера Іо мають атмосфери й зазнають процесів дисипації атмосфер. Вони не мають власних магнітних полів, але обертаються навколо планет із потужними магнітними полями, що захищає супутник від сонячного вітру, коли його орбіта проходить усередині дугоподібної ударної хвилі. Проте Титан проводить приблизно половину свого орбітального періоду поза цією зоною й піддається безпосередній дії сонячного вітру. Кінетична енергія, отримана внаслідок захоплення частинок і розпилення, пов'язаних із сонячним вітром, підсилює теплову втечу протягом орбіти Титана, спричиняючи втечу нейтрального водню. Втрачений водень рухається орбітою позаду Титана, утворюючи тор нейтрального водню навколо Сатурна. Іо на своїй орбіті навколо Юпітера потрапляє в плазмову хмару. Взаємодія з плазмою спричиняє розпилення, під час якого викидаються частинки натрію. Унаслідок цієї взаємодії вздовж частини орбіти Іо формується стаціонарна заряджена натрієва хмара характерної «бананоподібної» форми.

Спостереження втрати атмосфери екзопланет В дослідженнях екзопланет намагаються виміряти і втрату атмосфери. Найпоширеніший метод — поглинання в лінії Лайман-альфа. Подібно до того, як екзопланети відкривають за зменшенням яскравості далекої зорі (транзитний метод), спостереження в лініях поглинання водню дає змогу оцінити кількість водню в оболонці навколо екзопланети. За допомогою цього методу встановили, що гарячі юпітери HD 209458 b і HD 189733 b, а також гарячий нептун Глізе 436 b зазнають значної втрати атмосфери.

2018 року за допомогою космічного телескопа «Габбл» з'ясували, що втрату атмосфери можна також вимірювати за триплетом гелію на довжині хвилі 1083 нм. Ця довжина хвилі значно доступніша для наземних спектрографів порівняно з ультрафіолетовими лініями Лайман-альфа. Крім того, ділянка спектра поблизу триплета гелію має перевагу, оскільки на неї значно менше впливає міжзоряне поглинання, що є проблемою для ліній Лайман-альфа. Водночас використання гелію має й недолік: для моделювання втрати маси атмосфери потрібно знати співвідношення водню й гелію. Витік гелію виміряли навколо багатьох гігантських екзопланет, зокрема , та HD 189733 b. Його також виявили навколо деяких мінінептунів, таких як TOI-560 b, TOI-1430b, TOI-1683b і TOI-2076b.

Інші механізми втрати атмосфери Секвестрація не є формою втрати речовини в космос, а означає вилучення молекул з атмосфери та їх перехід у речовину планети. На Землі це відбувається, коли водяна пара конденсується й утворює дощ або льодовиковий лід, коли вуглекислий газ накопичується в осадах або , або коли кисень витрачається на окиснення гірських порід (наприклад, зі зростанням ступеня окиснення феричних порід від Fe2+ до Fe3+). Гази можуть також вилучатися через адсорбцію, коли дрібні частинки в реголіті захоплюють газ, що прилипає до поверхні твердих частинок.

Примітки

Література