Planeta ziemska -Terrestrial planet

Planety skaliste Układu Słonecznego: Merkury , Wenus oraz Ziemia i Mars , zwymiarowane w skali

Planeta ziemska , planeta telluryczna , planeta stała lub planeta skalista to planeta złożona głównie ze skał krzemianowych lub metali . W Układzie Słonecznym planetami skalistymi akceptowanymi przez IAU są planety wewnętrzne znajdujące się najbliżej Słońca : Merkury , Wenus , Ziemia i Mars . Wśród astronomów, którzy używają geofizycznej definicji planety , dwa lub trzy satelity o masie planetarnej - Księżyc Ziemi , Io , a czasem Europa - można również uznać za planety typu ziemskiego; i tak może być ze skalistą protoplanetą - asteroidami Pallas i Westa . Terminy „planeta ziemska” i „planeta telluryczna” pochodzą od łacińskich słów oznaczających Ziemię ( Terra i Tellus ), ponieważ pod względem struktury planety te są podobne do Ziemi . Planety skaliste są zazwyczaj badane przez geologów , astronomów i geofizyków .

Planety skaliste mają stałą powierzchnię planetarną , co znacznie różni się od większych planet gazowych , które składają się głównie z pewnej kombinacji wodoru , helu i wody , występujących w różnych stanach fizycznych .

Struktura

Wszystkie planety typu ziemskiego w Układzie Słonecznym mają tę samą podstawową strukturę, taką jak centralny metaliczny rdzeń (głównie żelazny ) z otaczającym go krzemianowym płaszczem .

Podobną strukturę ma duża skalista asteroida 4 Westa ; być może podobnie jest z mniejszym 21 Lutetia . Inna skalista asteroida 2 Pallas ma mniej więcej ten sam rozmiar co Westa, ale jest znacznie mniej gęsta; wydaje się, że nigdy nie rozróżniał rdzenia i płaszcza. Księżyc Ziemi i księżyc Jowisza Io mają podobne struktury do planet skalistych, ale Księżyc Ziemi ma znacznie mniejszy żelazny rdzeń. Inny księżyc Jowisza, Europa , ma podobną gęstość, ale ma znaczną warstwę lodu na powierzchni: z tego powodu czasami jest uważany za lodową planetę .

Planety typu ziemskiego mogą mieć struktury powierzchniowe, takie jak kaniony , kratery , góry , wulkany i inne, w zależności od obecności w dowolnym momencie erozyjnej cieczy lub aktywności tektonicznej lub obu.

Planety typu ziemskiego mają atmosferę wtórną , generowaną przez odgazowywanie wulkanów lub szczątki po uderzeniu komety. Kontrastuje to z zewnętrznymi , gigantycznymi planetami , których atmosfera jest pierwotna; Atmosfery pierwotne zostały uchwycone bezpośrednio z oryginalnej mgławicy słonecznej .

Planety typu ziemskiego w Układzie Słonecznym

Względne masy planet skalistych Układu Słonecznego i Księżyca (pokazane tutaj jako Luna)
Planety wewnętrzne (rozmiary w skali). Od lewej do prawej: Ziemia, Mars, Wenus i Merkury.

Układ Słoneczny ma cztery planety typu ziemskiego pod dynamiczną definicją: Merkury , Wenus , Ziemia i Mars . Ziemski Księżyc, jak również księżyce Jowisza Io i Europa również liczyłyby się geofizycznie, podobnie jak być może duże protoplanety-asteroidy Pallas i Westa (choć są to przypadki graniczne). Spośród tych ciał tylko Ziemia ma aktywną hydrosferę powierzchniową . Uważa się, że Europa ma aktywną hydrosferę pod warstwą lodu.

Podczas formowania się Układu Słonecznego istniało wiele ziemskich planetozymali i protoplanet , ale większość z nich połączyła się z czterema planetami ziemskimi lub została przez nie wyrzucona, pozostawiając tylko Pallas i Westę, które przetrwały mniej więcej nienaruszone. Obie te planety były prawdopodobnie w przeszłości planetami karłowatymi , ale zderzenia zostały wytrącone z równowagi. Niektóre inne protoplanety zaczęły się akreować i różnicować, ale doznały katastrofalnych zderzeń, które pozostawiły tylko metaliczne lub skaliste jądro, takie jak odpowiednio 16 Psyche lub 8 Flora . Takimi fragmentami może być wiele planetoid typu S i typu M.

Inne okrągłe ciała z pasa asteroid na zewnątrz to geofizycznie lodowe planety . Są podobne do planet typu ziemskiego, ponieważ mają stałą powierzchnię, ale składają się raczej z lodu i skał niż ze skały i metalu. Należą do nich planety karłowate, takie jak Ceres , Pluton i Eris , które obecnie znajdują się tylko w regionach poza linią formacji śniegu , gdzie lód wodny był stabilny w bezpośrednim świetle słonecznym we wczesnym Układzie Słonecznym. Obejmuje również inne okrągłe księżyce, które są lodowo-skalne (np. Ganimedes , Kallisto , Tytan i Tryton ) lub nawet głównie lodowe (np. Mimas , Tethys i Iapetus ). Wiadomo, że niektóre z tych ciał mają podpowierzchniowe hydrosfery (Ganymedes, Kallisto, Enceladus i Tytan), jak Europa, a niektóre inne (np. Ceres, Dione , Miranda , Ariel , Tryton i Pluton) mogą mieć podpowierzchniowe hydrosfery . Tytan ma nawet powierzchniowe ciała ciekłe, aczkolwiek ciekły metan , a nie wodę. Jowiszowy Ganymede, choć lodowy, ma metaliczne jądro, takie jak Księżyc, Io, Europa i planety typu ziemskiego.

Zasugerowano, aby nazwa świat ziemski określała wszystkie światy stałe (ciała przyjmujące zaokrąglony kształt), bez względu na ich skład. Obejmowałby zatem zarówno planety ziemskie, jak i lodowe.

Trendy gęstości

Nieskompresowana gęstość planety ziemskiej to średnia gęstość, jaką miałyby jej materiały przy zerowym ciśnieniu . Większa nieskompresowana gęstość wskazuje na większą zawartość metalu. Gęstość nieskompresowana różni się od rzeczywistej gęstości średniej (często nazywanej również gęstością „nasypową”), ponieważ kompresja w rdzeniach planet zwiększa ich gęstość; średnia gęstość zależy od wielkości planety, rozkładu temperatur i sztywności materiału, a także składu.

Obliczenia mające na celu oszacowanie nieskompresowanej gęstości z natury wymagają modelu struktury planety. Tam, gdzie były lądowniki lub wiele orbitujących statków kosmicznych, modele te są ograniczone przez dane sejsmologiczne, a także dane dotyczące momentu bezwładności pochodzące z orbit statków kosmicznych. Jeżeli takie dane nie są dostępne, niepewność jest nieuchronnie wyższa.

Nieskompresowana gęstość zaokrąglonych ciał ziemskich krążących bezpośrednio wokół Słońca ma tendencję do zmniejszania się wraz ze wzrostem odległości od Słońca , co jest zgodne z gradientem temperatury, który istniałby w pierwotnej mgławicy słonecznej. Satelity Galileusza wykazują podobny trend wychodzący z Jowisza; jednak takiej tendencji nie można zaobserwować w przypadku lodowych satelitów Saturna czy Urana. Lodowe światy zazwyczaj mają gęstość mniejszą niż 2 g·cm -3 . Eris jest znacznie gęstsza (2,43 ± 0,05 g·cm −3 ) i może być głównie skalista z niewielką ilością lodu powierzchniowego, jak Europa. Nie wiadomo, czy ogólnie pozasłoneczne planety typu ziemskiego będą podążać za takim trendem.

Dane w poniższych tabelach pochodzą głównie z listy zaokrąglonych grawitacyjnie obiektów Układu Słonecznego i księżyca o masie planetarnej . Wszystkie odległości od Słońca są wartościami średnimi.

Pozasłoneczne planety typu ziemskiego

Większość planet odkrytych poza Układem Słonecznym to planety olbrzymy, ponieważ łatwiej je wykryć. Ale od 2005 roku znaleziono również setki potencjalnie ziemskich planet pozasłonecznych, z których kilka zostało potwierdzonych jako ziemskie. Większość z nich to superziemie , tj. planety o masach między masami Ziemi i Neptuna; superziemie mogą być planetami gazowymi lub ziemskimi, w zależności od ich masy i innych parametrów.

Jest prawdopodobne, że większość znanych superziem to w rzeczywistości planety gazowe podobne do Neptuna, ponieważ badanie zależności między masą a promieniem egzoplanet (a tym samym trendów gęstości) pokazuje punkt przejścia przy około dwóch masach Ziemi. Sugeruje to, że jest to punkt, w którym gromadzą się znaczne otoczki gazowe. W szczególności Ziemia i Wenus mogą już być zbliżone do największych możliwych rozmiarów, przy których planeta może zwykle pozostać skalista. Wyjątki od tej reguły znajdują się bardzo blisko ich gwiazd (a zatem ich lotne atmosfery zostałyby wygotowane).

Na początku lat 90. odkryto pierwsze planety pozasłoneczne krążące wokół pulsara PSR B1257 + 12 , o masach 0,02, 4,3 i 3,9 razy większych od masy Ziemi, zgodnie z synchronizacją pulsarów .

Kiedy odkryto 51 Pegasi b , pierwszą planetę znalezioną wokół gwiazdy wciąż przechodzącej syntezę jądrową , wielu astronomów założyło, że jest to gigantyczna planeta ziemska, ponieważ zakładano, że żaden gazowy olbrzym nie może istnieć tak blisko swojej gwiazdy (0,052 AU) jak 51 Pegasi b zrobił. Później okazało się, że był to gazowy gigant.

W 2005 roku odkryto pierwsze planety krążące wokół gwiazdy ciągu głównego, które wykazują oznaki bycia planetami typu ziemskiego: Gliese 876 d i OGLE-2005-BLG-390Lb . Gliese 876 d okrąża czerwonego karła Gliese 876 , znajdującego się 15 lat świetlnych od Ziemi i ma masę od siedmiu do dziewięciu razy większą od Ziemi, a jej okres obiegu wynosi zaledwie dwa ziemskie dni. OGLE-2005-BLG-390Lb ma masę około 5,5 razy większą od Ziemi i krąży wokół gwiazdy oddalonej o około 21 000 lat świetlnych w gwiazdozbiorze Skorpiona. W latach 2007-2010 znaleziono trzy (prawdopodobnie cztery) potencjalne planety typu ziemskiego krążące wokół układu planetarnego Gliese 581 . Najmniejszy, Gliese 581e , ma zaledwie około 1,9 masy Ziemi, ale krąży bardzo blisko gwiazdy. Dwie inne, Gliese 581c i Gliese 581d , a także sporna planeta, Gliese 581g , to masywniejsze superziemie krążące w ekosferze gwiazdy lub w jej pobliżu, więc potencjalnie mogą nadawać się do zamieszkania, z temperaturami zbliżonymi do ziemskich. .

Inna prawdopodobnie ziemska planeta, HD 85512 b , została odkryta w 2011 roku; ma co najmniej 3,6 razy większą masę niż Ziemia. Promień i skład wszystkich tych planet są nieznane.

Rozmiary kandydatów na planety Keplera na podstawie 2740 kandydatów krążących wokół 2036 gwiazd na dzień 4 listopada 2013 r. ( NASA ).

Pierwsza potwierdzona ziemska egzoplaneta , Kepler-10b , została odkryta w 2011 roku przez misję Kepler , specjalnie zaprojektowaną do odkrywania planet wielkości Ziemi wokół innych gwiazd przy użyciu metody tranzytów .

W tym samym roku zespół Kepler Space Observatory Mission opublikował listę 1235 kandydatów na planety pozasłoneczne , w tym sześć „wielkości Ziemi” lub „wielkości super Ziemi” (tj. ) oraz w nadającej się do zamieszkania strefie ich gwiazdy. Od tego czasu Kepler odkrył setki planet o rozmiarach od Księżyca do superziem, z wieloma innymi kandydatami w tym zakresie rozmiarów (patrz zdjęcie).

We wrześniu 2020 roku astronomowie korzystający z technik mikrosoczewkowania poinformowali o wykryciu po raz pierwszy planety samotnej o masie Ziemi (nazwanej OGLE-2016-BLG-1928 ), nieograniczonej żadną gwiazdą i swobodnie unoszącej się w galaktyce Drogi Mlecznej .

Lista egzoplanet ziemskich

Następujące egzoplanety mają gęstość co najmniej 5 g/cm 3 i masę mniejszą niż Neptuna, a zatem najprawdopodobniej są ziemskie:

Kepler-10b , Kepler-20b , Kepler-36b , Kepler-48d , Kepler - 68c , Kepler-78b , Kepler-89b , Kepler- 93b , Kepler- 97b , Kepler -99b , Kepler-100b , Kepler-101c , Kepler-102b , Kepler-102d , Kepler-113b , Kepler-131b , Kepler-131c , Kepler-138c , Kepler-406b , Kepler-406c , Kepler-409b .

Częstotliwość

W 2013 roku astronomowie poinformowali, na podstawie danych z misji kosmicznej Keplera , że ​​w ekosferach gwiazd podobnych do Słońca i czerwonych karłów w Drodze Mlecznej może krążyć nawet 40 miliardów planet wielkości Ziemi i super-Ziemi . Szacuje się, że 11 miliardów z tych planet krąży wokół gwiazd podobnych do Słońca. Według naukowców najbliższa taka planeta może być oddalona o 12 lat świetlnych. Jednak nie daje to szacunków liczby planet pozasłonecznych typu ziemskiego, ponieważ istnieją planety tak małe jak Ziemia, które okazały się być planetami gazowymi (patrz Kepler- 138d ).

typy

Artystyczna wizja planety węglowej

Zaproponowano kilka możliwych klasyfikacji planet stałych.

Planeta krzemianowa
Stała planeta, taka jak Wenus, Ziemia lub Mars, zbudowana głównie z krzemowego skalistego płaszcza z metalicznym (żelaznym) rdzeniem.
Planeta węglowa (zwana także „planetą diamentową”)
Teoretyczna klasa planet, złożona z metalowego rdzenia otoczonego głównie minerałami na bazie węgla. Można je uznać za typ planety typu ziemskiego, jeśli dominuje zawartość metalu. W Układzie Słonecznym nie ma planet węglowych, ale istnieją asteroidy zawierające węgiel , takie jak Ceres i 10 Hygiea . Nie wiadomo, czy Ceres ma skaliste czy metaliczne jądro.
Żelazna planeta
Teoretyczny typ planety stałej, która składa się prawie wyłącznie z żelaza, a zatem ma większą gęstość i mniejszy promień niż inne planety stałe o porównywalnej masie. Rtęć w Układzie Słonecznym ma metaliczne jądro równe 60–70% masy planety i jest czasami nazywana planetą żelaza, chociaż jej powierzchnia jest zbudowana z krzemianów i jest uboga w żelazo. Uważa się, że żelazne planety powstają w obszarach o wysokiej temperaturze w pobliżu gwiazdy, takiej jak Merkury, i jeśli dysk protoplanetarny jest bogaty w żelazo.
Lodowata planeta
Wybuch gejzerów na Enceladusie
Rodzaj stałej planety z lodową powierzchnią substancji lotnych. W Układzie Słonecznym większość księżyców o masie planetarnej (takich jak Tytan, Tryton i Enceladus) oraz wiele planet karłowatych (takich jak Pluton i Eris) ma taki skład. Europa jest czasami uważana za lodową planetę ze względu na jej powierzchnię lodu, ale jej większa gęstość wskazuje, że jej wnętrze jest w większości skaliste. Takie planety mogą mieć wewnętrzne oceany ze słoną wodą i kriowulkany wyrzucające wodę w stanie ciekłym (tj. wewnętrzną hydrosferę, jak Europa czy Enceladus); mogą mieć atmosferę i hydrosferę zbudowaną z metanu lub azotu (jak Tytan). Metaliczny rdzeń jest możliwy, tak jak istnieje na Ganimedesie.
Bezrdzeniowa planeta
Teoretyczny typ planety stałej, który składa się ze skały krzemianowej, ale nie ma metalicznego jądra, czyli przeciwieństwo planety żelaznej. Chociaż Układ Słoneczny nie zawiera planet bezrdzeniowych, asteroidy chondrytowe i meteoryty są powszechne w Układzie Słonecznym. Ceres i Pallas mają skład mineralny podobny do chondrytów węglowych, chociaż Pallas jest znacznie mniej uwodniony. Uważa się, że planety bezrdzeniowe powstają dalej od gwiazdy, gdzie częściej występuje lotny materiał utleniający.

Zobacz też

Bibliografia