Évasion hydrodynamique - Hydrodynamic escape

Schéma de l'échappement hydrodynamique. L'énergie du rayonnement solaire est déposée dans une fine coque. Cette énergie réchauffe l'atmosphère, qui commence alors à se dilater. Cette expansion se poursuit dans le vide de l'espace, s'accélérant au fur et à mesure jusqu'à ce qu'elle s'échappe.

La fuite hydrodynamique fait référence à un mécanisme d' échappement thermique atmosphérique qui peut conduire à la fuite d'atomes plus lourds d'une atmosphère planétaire par de nombreuses collisions avec des atomes plus légers.

La description

Une fuite hydrodynamique se produit s'il y a une forte fuite atmosphérique d'atomes légers, entraînée thermiquement, qui, par des effets de traînée (collisions), chassent également les atomes plus lourds. L'espèce d'atome la plus lourde qui peut être éliminée de cette manière s'appelle la masse croisée .

Afin de maintenir une fuite hydrodynamique significative, une grande source d'énergie à une certaine altitude est nécessaire. Les rayons X mous ou les rayonnements ultraviolets extrêmes , le transfert de quantité de mouvement des météorites ou des astéroïdes impactants , ou l'apport de chaleur des processus d'accrétion planétaire peuvent fournir l'énergie nécessaire à la fuite hydrodynamique.

Calculs

L'estimation du taux de fuite hydrodynamique est importante pour analyser à la fois l'histoire et l'état actuel de l'atmosphère d'une planète. En 1981, Watson et al. des calculs publiés décrivant une fuite à énergie limitée, où toute l'énergie entrante est équilibrée par une fuite vers l'espace. Des simulations numériques récentes sur des exoplanètes ont suggéré que ce calcul surestime le flux hydrodynamique de 20 à 100 fois. ^[30] Cependant, en tant que cas particulier et approximation de la limite supérieure sur l'échappement atmosphérique, il convient de noter ici.

Le flux d' échappement hydrodynamique ( , [m s ]) dans une fuite à énergie limitée peut être calculé, en supposant (1) une atmosphère composée de gaz non visqueux , (2) de poids moléculaire constant, avec (3) pression isotrope , (4) température fixe, (5) absorption XUV parfaite, et cette (6) pression diminue à zéro à mesure que la distance de la planète augmente. ${\ displaystyle \ Phi}$${\ displaystyle ^ {- 2}}$${\ displaystyle ^ {- 1}}$

${\ displaystyle \ Phi = {\ frac {F_ {XUV} R_ {p} R_ {XUV} ^ {2}} {GM_ {p}}}}$

où est le flux de photons [J m s ] sur les longueurs d'onde d'intérêt, est le rayon de la planète, est la constante gravitationnelle , est la masse de la planète et est le rayon effectif où l'absorption XUV se produit. Des corrections à ce modèle ont été proposées au fil des ans pour tenir compte du lobe de Roche d'une planète et de l'efficacité d'absorption du flux de photons. ${\ displaystyle F_ {XUV}}$${\ displaystyle ^ {- 2}}$${\ displaystyle ^ {- 1}}$${\ displaystyle R_ {p}}$${\ displaystyle G}$${\ displaystyle M_ {p}}$${\ displaystyle R_ {XUV}}$

Cependant, à mesure que la puissance de calcul s'est améliorée, des modèles de plus en plus sophistiqués ont émergé, incorporant le transfert radiatif , la photochimie et l' hydrodynamique qui fournissent de meilleures estimations de l'échappement hydrodynamique.

Le fractionnement isotopique comme preuve

La vitesse thermique quadratique moyenne ( ) d'une espèce atomique est ${\ displaystyle v_ {th}}$

${\ displaystyle v_ {th} = {\ sqrt {\ frac {3kT} {m}}}}$

où est la constante de Boltzmann , est la température et est la masse de l'espèce. Les molécules ou atomes plus légers se déplaceront donc plus rapidement que les molécules ou atomes plus lourds à la même température. C'est pourquoi l'hydrogène atomique s'échappe préférentiellement d'une atmosphère et explique également pourquoi le rapport des isotopes plus légers aux isotopes plus lourds des particules atmosphériques peut indiquer une fuite hydrodynamique. ${\ displaystyle k}$${\ displaystyle T}$${\ displaystyle m}$

Plus précisément, le rapport des différents isotopes de gaz rares ( ²⁰ Ne / ²² Ne, ³⁶ Ar / ³⁸ Ar, ^{78,80,82,83,86} Kr / ⁸⁴ Kr, ^{124,126,128,129,131,132,134,136} Xe / ¹³⁰ Xe) ou des isotopes d'hydrogène ( D / H) peuvent être comparés aux niveaux solaires pour indiquer la probabilité d'une fuite hydrodynamique dans l'évolution atmosphérique. Des rapports plus grands ou plus petits que ceux du soleil ou des chondrites CI , qui sont utilisés comme approximation du soleil, indiquent qu'une fuite hydrodynamique significative s'est produite depuis la formation de la planète. Puisque les atomes plus légers s'échappent préférentiellement, nous nous attendons à ce que des rapports plus petits pour les isotopes de gaz rares (ou un D / H plus grand) correspondent à une plus grande probabilité d'échappement hydrodynamique, comme indiqué dans le tableau.

L'appariement de ces ratios peut également être utilisé pour valider ou vérifier des modèles de calcul cherchant à décrire l'évolution atmosphérique. Cette méthode a également été utilisée pour déterminer la fuite d'oxygène par rapport à l'hydrogène dans les premières atmosphères.

Exemples

Les exoplanètes qui sont extrêmement proches de leur étoile parente, telles que les Jupiters chauds, peuvent subir une fuite hydrodynamique significative au point où l'étoile «brûle» leur atmosphère sur laquelle elles cessent d'être des géantes gazeuses et se retrouvent avec juste le noyau, à quel point elles seraient appelées planètes chthoniennes . Une fuite hydrodynamique a été observée pour des exoplanètes proches de leur étoile hôte, y compris les Jupiters chauds HD 209458b .

Au cours d'une vie stellaire, le flux solaire peut changer. Les étoiles plus jeunes produisent plus d'EUV et les premières protoatmosphères de la Terre , de Mars et de Vénus ont probablement subi une fuite hydrodynamique, ce qui explique le fractionnement des isotopes de gaz rares présents dans leurs atmosphères.

Les références