Войти
Художественный эскиз Kepler-22b, недавно обнаруженной экзопланеты с сопоставимым масса (в пределах 10 масс Земли ) планеты Земля. Открытие внесолнечных планет размером с Землю стимулировало исследование их потенциала обитаемости. Одно из общепринятых (Ноак и Брейер и ссылки в нем) требований к планете, поддерживающей жизнь, - это мобильная, раздробленная литосфера, циклически перерабатываемая в сильно конвектирующую мантию, в процессе обычно известная как тектоника плит. Тектоника плит обеспечивает средства геохимического регулирования атмосферных твердых частиц, а также удаления углерода из атмосферы. Это предотвращает эффект «неконтролируемой теплицы », который может привести к неблагоприятным температурам поверхности и испарению жидкой поверхностной воды. Ученые-планетологи не пришли к единому мнению о том, обладают ли земные экзопланеты тектоникой плит, но широко распространено мнение, что вероятность тектоники плит на экзопланете, подобной Земле, является функцией радиуса планеты, начальной температуры на ней. коалесценция, инсоляция и наличие или отсутствие жидкой фазы поверхностной воды.
Чтобы охарактеризовать геодинамический режим экзопланеты земного типа, делается базовое предположение, что такая планета подобна Земле или «каменистый». Это подразумевает трехслойную стратиграфию (от центра к поверхности) частично расплавленного железа ядро , силикатную мантию, которая конвектирует в геологических временных масштабах, и относительно холодную, хрупкую силикатную литосферу. В пределах этих параметров геодинамический режим в данный момент времени в истории планеты, вероятно, попадет в одну из трех категорий:
мантия Планета с тектоникой плит имеет движущие силы, которые превышают предел текучести хрупкой литосферы, в результате чего литосфера раскалывается на плиты, которые движутся относительно друг друга. Критическим элементом тектонической системы плит является то, что эти литосферные плиты в какой-то момент своей эволюции приобретают отрицательную плавучесть, погружаясь в мантию. Дефицит поверхностной массы уравновешивается тем, что где-то в другом месте формируется новая плита в результате подъема мантийных плюмов. Тектоника плит - это эффективный метод передачи тепла от недр планеты к поверхности. Земля является единственной известной планетной тектоникой плит, хотя были представлены доказательства того, что спутник Юпитера Европа претерпевает тектонику плит, аналогичную земной.
Режим застойной крышки возникает, когда движущие силы мантии не превышают предел текучести литосферы, в результате чего одна сплошная жесткая плита покрывает мантию. Застойные веки развиваются только тогда, когда вязкость контраст между поверхностью и внутренней частью планеты превышает примерно четыре порядка величины.
Эпизодическая тектоника - это общий термин для геодинамики. режим, который обладает аспектами как тектоники плит, так и динамики застойной крышки. Планеты с эпизодическими тектоническими режимами будут иметь неподвижные поверхностные крышки в течение геологически длинных промежутков времени, пока не произойдет сдвиг в условиях равновесия из-за ослабления литосферы или увеличения движущих сил мантии. Когда это происходит, переход к тектонике плит обычно носит катастрофический характер и может повлечь за собой изменение поверхности всей планеты. После такого мероприятия по шлифовке (или периода мероприятий по шлифовке) восстанавливаются условия застойного равновесия века, что приводит к неподвижному, неподвижному веку.
Экзопланеты наблюдались и дистанционно, но из-за их большого расстояния и близости к скрытым источникам энергии (звездам, вокруг которых они вращаются), конкретных сведений об их составе и геодинамическом режиме мало. Поэтому большая часть информации и предположений о них поступает из альтернативных источников.
Считается, что все каменистые планеты Солнечной системы, кроме Земли, находятся в геодинамическом режиме застойной крышки. и, в частности, Венера имеют свидетельства предшествующих событий всплытия на поверхность, но сегодня они кажутся тектонически спокойными. Геодинамические выводы о планетах солнечной системы были экстраполированы на экзопланеты, чтобы ограничить, какого рода геодинамические режимы можно ожидать с учетом набора физических критериев, таких как радиус планеты, наличие поверхностной воды и инсоляция. В частности, планета Венера интенсивно изучалась из-за ее общего физического сходства с Землей, но при этом совершенно другого геодинамического режима. Предлагаемые объяснения включают отсутствие поверхностной воды, отсутствие магнитного геодинамо или крупномасштабную эвакуацию внутреннего тепла вскоре после слияния планет.
Еще одним источником понимания нашей солнечной системы является история планеты Земля., который мог иметь несколько эпизодов геодинамики застойной крышки за свою историю. Эти периоды застойных век не обязательно были общопланетными; когда существовали суперконтиненты, такие как Гондвана, их присутствие могло останавливать движение плит на больших пространствах поверхности Земли до тех пор, пока накопление тепла в мантии под суперплитой не стало достаточным, чтобы разорвать их.
Три идентифицированных экзопланеты вокруг звезды размером примерно с Солнце HR8799, изображение на векторном вихревом коронографе на 1,5-метровой секции телескопа Хейла.Непрямое и прямые методы наблюдения, такие как лучевая скорость и коронограф, могут дать оценки огибающих параметров экзопланет, таких как масса, радиус планеты и радиус / эксцентриситет орбиты. Поскольку обычно считается, что расстояние от звезды-хозяина и размер планеты влияют на геодинамический режим экзопланеты, из такой информации можно сделать выводы. Например, экзопланета, достаточно близкая к своей родительской звезде, чтобы быть приливно заблокированной, может иметь резко разные температуры «темной» и «светлой» стороны и, соответственно, биполярные геодинамические режимы (см. Раздел об инсоляции ниже).
Спектроскопия использовалась для характеристики внесолнечных газовых гигантов, но еще не использовалась на скалистых экзопланетах. Однако численное моделирование показало, что спектроскопия может определять уровни двуокиси серы в атмосфере на уровне всего 1 ppm; Присутствие диоксида серы в этой концентрации может указывать на то, что на планете нет поверхностных вод с вулканизмом в 1500–80 000 раз выше, чем на Земле.
Поскольку реальные данные об экзопланетах в настоящее время ограничены, Большое количество диалогов о тектонике скалистых экзопланет было вызвано результатами исследований численного моделирования. В таких моделях манипулируют различными физическими параметрами планеты (например, вязкостью мантии, температурой границы ядро-мантия, инсоляцией, «влажностью» или гидратацией субдуцирующей литосферы), и сообщается о результирующем влиянии на геодинамический режим. Из-за вычислительных ограничений невозможно учесть большое количество переменных, которые управляют геодинамикой планеты в реальной жизни; поэтому модели игнорируют одни параметры, которые считаются менее важными, и делают упор на другие, пытаясь выделить непропорционально важные движущие факторы. Некоторые из этих параметров включают:
Гистограмма, показывающая распределение размеров наблюдаемых планет-кандидатов Кеплера (экзопланет земного типа в обитаемой зоне их хозяина звезда). Набор данных - 2740 планет, вращающихся вокруг 2036 звезд. Столбцы «Размер Земли» и «Размер сверх Земли» (крайние слева) представляют потенциальные экзопланеты земного типа. Ранние модели скалистых экзопланет масштабировали различные факторы (а именно вязкость мантии, предел текучести литосферы и размер планеты) вверх и вниз, чтобы предсказать геодинамический режим экзопланеты с заданными параметрами. Два масштабных исследования размеров экзопланет, опубликованные в 2007 году, пришли к принципиально разным выводам: O'Neill и Lenardic (2007) показали, что планета с массой 1,1 Земли будет иметь литосферный предел текучести земного типа, но пониженные управляющие напряжения мантии., что приводит к застойному режиму крышки. Напротив, Valencia et al. (2007) пришли к выводу, что увеличение скорости мантии (движущей силы) велико по сравнению с гравитационно-вынужденным увеличением вязкости плит, когда количество планет превышает одну массу Земли, увеличивая вероятность тектоники плит с размером планеты.
Большинство моделей моделируют литосферные плиты с вязкоупругопластической реологией. В этом моделировании пластины деформируются вязкоупруго до порогового уровня напряжения, после чего они деформируются пластическим образом. Литосферный предел текучести является функцией давления, напряжения и состава, но температура оказывает на него непропорциональное влияние. Следовательно, изменения температуры литосферы, будь то из внешних источников (инсоляция) или внутренних (нагрев мантии), увеличат или уменьшат вероятность тектоники плит в вязкоупругопластических моделях. Модели с различными режимами нагрева мантии (тепло, исходящее от границы ядро-мантия по сравнению с нагревом мантии на месте) могут создавать совершенно разные геодинамические режимы.
Для вычислительных целей в ранних моделях конвекции мантии экзопланеты предполагалось, что планета находится в квазистационарном состоянии, то есть поступление тепла от границы ядро-мантия или нагрев внутренней мантии оставались постоянными на протяжении всего прогона модели. Более поздние исследования, такие как исследование Ноака и Брейера (2014), показывают, что это предположение может иметь важные последствия, приводящие к постепенному увеличению разницы температур между ядром и мантией. Планета, моделируемая с реалистичным уменьшением внутреннего нагрева с течением времени, имела меньшую вероятность перехода в тектонический режим плит по сравнению с моделью квазистационарного состояния.
Недостаток вязкоупруго-пластических моделей геодинамики экзопланет заключается в том, что для начала тектоники плит требуются нереально низкие значения напряжения текучести. Кроме того, пластины в вязкоупругопластических моделях не обладают памятью деформации, то есть как только напряжение на литосферной плите падает ниже предела текучести, она возвращается к своей прочности до деформации. Это контрастирует с земными наблюдениями, которые показывают, что плиты преимущественно ломаются по уже существующим областям деформации.
Теория повреждений пытается устранить этот недостаток модели, моделируя пустоты, созданные в областях деформации, представляющие собой механическое измельчение крупные зерна породы в более мелкие. В таких моделях повреждение уравновешивается «заживлением» или динамической перекристаллизацией более мелких зерен в более крупные под действием температуры и давления. Если уменьшение размера зерен (повреждение) интенсивно локализуется в застойной крышке, зарождающаяся трещина в мантии может превратиться в полноценный рифт, инициирующий тектонику плит. И наоборот, высокая температура поверхности будет иметь более эффективное исцеление литосферы, что является еще одним потенциальным объяснением того, почему у Венеры застойная крышка, а у Земли - нет.
Для скалистых экзопланет размером больше Земли начальная внутренняя температура после выздоровления планеты может быть важным контролирующим фактором движения поверхности. Ноак и Брейер (2014) продемонстрировали, что начальная температура границы ядро-мантия 6100 К, вероятно, образует застойную крышку, в то время как планета тех же размеров с начальной границей ядро-мантия на 2000 К, скорее всего, будет горячее. со временем разовьется тектоника плит. Этот эффект уменьшается на планетах, меньших, чем Земля, потому что их меньшие планетарные недра эффективно перераспределяют тепло, уменьшая тепловые градиенты ядра и мантии, которые вызывают мантийную конвекцию.
Концептуальный график влияния расстояния от звезды-хозяина в зависимости от возраста планеты на геодинамику земной экзопланеты. Пример планет, нарисованных не в масштабе. Внешние источники планетарного тепла (а именно, излучение звезды-хозяина планеты) могут иметь решающее влияние на геодинамический режим. Если все другие переменные остаются постоянными, экзопланета размером с Землю с температурой поверхности 273 K будет эволюционировать в течение своего геологического времени от тектонического режима плит к эпизодическим периодам тектоники плит, перемежающихся с геодинамикой застойной крышки, к конечной фазе застойной крышки, как внутреннее тепло исчерпано. Между тем, «горячая» планета (температура поверхности 759 К) при тех же начальных условиях будет иметь аморфную поверхность (из-за постоянного превышения предела текучести литосферы) с застойной крышкой, поскольку внутреннее тепло истощается, тектоника плит не наблюдается.
Планеты, расположенные ближе чем на 0,5 астрономических единиц от своей звезды, вероятно, будут заблокированы приливом; Ожидается, что эти планеты будут иметь кардинально разные температурные режимы на «дневной» и «ночной» сторонах. При моделировании этого сценария на дневной стороне наблюдается конвекция подвижной крышки с диффузной деформацией поверхности, текущей в сторону ночной стороны, в то время как на ночной стороне наблюдается тектонический режим плит нисходящих плит и возвратный поток глубокой мантии в направлении ночной стороны. Для создания такой стабильной системы требуется температурный контраст 400 К между дневной и ночной сторонами.
В то время как ранние исследования моделирования подчеркивали размер данной экзопланеты как критический Фактор геодинамического режима, более поздние исследования показали, что влияние размера может быть незначительным до точки несущественности по сравнению с наличием поверхностных вод. Для того чтобы тектоника плит была устойчивым, а не эпизодическим процессом, коэффициент трения в верхнем пограничном слое (граница раздела мантия-литосфера) должен быть ниже критического значения; В то время как некоторые модели достигают критически низкого коэффициента трения за счет повышения температуры верхнего пограничного слоя (и последующего снижения вязкости), Коренага (2010) демонстрирует, что высокое содержание поровой жидкости также может снизить коэффициент трения ниже критического значения.
Планета в режиме застойной крышки имеет гораздо меньшую вероятность быть пригодной для жизни, чем планета с активным рециклингом поверхности. Выделение газов из мантии углерода и серы, происходящее по краям плит, имеет решающее значение для создания и поддержания атмосферы, изолирующей планету от солнечной радиации и ветра. Та же атмосфера также регулирует температуру поверхности, обеспечивая благоприятные условия для биологической активности. Именно по этим причинам поиск экзопланет будет направлен в основном на поиск планет с тектоническим геодинамическим режимом плит, поскольку они являются лучшими кандидатами для проживания человека.
