Геодинамика экзопланет земной группы
Художественный эскиз Kepler-22b , недавно открытой экзопланеты с массой, сопоставимой с массой планеты Земля (в пределах 10 масс Земли ).

Открытие экзопланет размером с Землю побудило к исследованию их потенциала для обитания . Одним из общепринятых [1] требований для планеты, поддерживающей жизнь, является мобильная, раздробленная литосфера, циклически перерабатываемая в энергично конвектирующую мантию в процессе, обычно известном как тектоника плит . Тектоника плит обеспечивает средство геохимической регуляции атмосферных частиц, а также удаления углерода из атмосферы. Это предотвращает « неконтролируемый парниковый » эффект, который может привести к неблагоприятным температурам поверхности и испарению жидкой поверхностной воды. [2] Планетологи не достигли консенсуса относительно того, имеют ли экзопланеты , подобные Земле , тектонику плит, но широко распространено мнение, что вероятность тектоники плит на экзопланете, подобной Земле, является функцией радиуса планеты, начальной температуры при слиянии, инсоляции и наличия или отсутствия жидкой поверхностной воды. [3] [4] [5] [6]

Возможные геодинамические режимы экзопланет

Для того чтобы охарактеризовать геодинамический режим экзопланеты, подобной Земле, делается основное предположение, что такая планета является земной или «каменистой». Это подразумевает трехслойную стратиграфию (от центра к поверхности) частично расплавленного железного ядра , силикатной мантии, которая конвектирует в геологических масштабах времени, и относительно холодной, хрупкой силикатной литосферы. В пределах этих параметров геодинамический режим в заданный момент времени в истории планеты, вероятно, попадает в одну из трех категорий:

Тектоника плит

Мантия планеты с тектоникой плит имеет движущие силы, которые превышают предел текучести хрупкой литосферы, заставляя литосферу раскалываться на плиты, которые движутся относительно друг друга. [3] [4] Критический элемент системы тектоники плит заключается в том, что эти литосферные плиты становятся отрицательно плавучими в какой-то момент своей эволюции, погружаясь в мантию. Дефицит поверхностной массы уравновешивается новой плитой, образующейся в другом месте посредством поднимающихся мантийных плюмов . Тектоника плит является эффективным методом передачи тепла из недр планеты на поверхность. Земля является единственной планетой, на которой, как известно, происходит тектоника плит, [6] хотя были представлены доказательства того, что спутник Юпитера Европа подвергается форме тектоники плит, аналогичной земной. [7]

Застойная крышка

Режим застойной крышки возникает, когда движущие силы мантии не превышают предела текучести литосферы, что приводит к образованию единой непрерывной жесткой плиты, покрывающей мантию. Застойные крышки развиваются только тогда, когда контраст вязкости между поверхностью и планетарными недрами превышает примерно четыре порядка величины. [8]

Эпизодическая тектоника

Эпизодическая тектоника — это общий термин для геодинамического режима, который обладает аспектами как тектоники плит, так и динамики застойной крышки. Планеты с эпизодическими тектоническими режимами будут иметь неподвижные поверхностные крышки в течение геологически длительных промежутков времени, пока сдвиг в условиях равновесия не будет вызван либо ослаблением литосферы, либо увеличением движущих сил мантии. Когда это происходит, сдвиг к тектонике плит обычно носит катастрофический характер и может включать в себя повторное всплытие всей планеты. [9] После такого события повторного всплытия (или периода событий повторного всплытия) восстанавливаются условия равновесия застойной крышки, что приводит к спокойной, неподвижной крышке.

Методы прогнозирования геодинамических режимов экзопланет

Экзопланеты наблюдались напрямую и дистанционно зондировались [ 10], но из-за их большого расстояния и близости к источникам энергии, которые заслоняют их (звездам, вокруг которых они вращаются), существует мало конкретных знаний об их составе и геодинамическом режиме. Поэтому большая часть информации и предположений о них поступает из альтернативных источников.

Аналоги Солнечной системы

Все каменистые планеты в Солнечной системе , за исключением Земли, как правило, считаются находящимися в геодинамическом режиме застойной крышки. [8] [9] Марс и особенно Венера имеют свидетельства предшествующих событий восстановления поверхности, но, по-видимому, сегодня тектонически спокойны. Геодинамические выводы о планетах Солнечной системы были экстраполированы на экзопланеты, чтобы ограничить, какой тип геодинамических режимов можно ожидать, учитывая набор 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 совершенно иного геодинамического режима. Предлагаемые объяснения включают отсутствие поверхностной воды, [9] отсутствие магнитного геодинамо, [11] или крупномасштабную эвакуацию внутреннего тепла вскоре после слияния планет. [8]

Другим источником информации о Солнечной системе является история планеты Земля, которая могла иметь несколько эпизодов геодинамики застойной крышки в течение своей истории. [12] Эти периоды застойной крышки не обязательно были общепланетными; когда существовали суперконтиненты, такие как Гондвана, их присутствие могло остановить движение плит на больших пространствах поверхности Земли до тех пор, пока накопление тепла мантии под суперплитой не стало достаточным, чтобы разорвать их на части. [13]

Наблюдение за экзопланетами

Три идентифицированные экзопланеты вокруг звезды HR8799 размером с Солнце , полученные с помощью векторного вихревого коронографа на 1,5-метровой секции телескопа Хейла .

Методы косвенных и прямых наблюдений, такие как измерение радиальной скорости и коронографы, могут дать оценки огибающей параметров экзопланет, таких как масса, радиус планеты и радиус орбиты/эксцентриситет. Поскольку обычно считается, что расстояние от звезды-хозяина и размер планеты влияют на геодинамический режим экзопланеты, выводы можно сделать из такой информации. Например, экзопланета, достаточно близкая к своей звезде-хозяину, чтобы быть приливно заблокированной, может иметь радикально отличающиеся температуры «темной» и «светлой» сторон и, соответственно, биполярные геодинамические режимы (см. раздел инсоляции ниже).

Спектроскопия использовалась для характеристики внесолнечных газовых гигантов , но пока не использовалась на каменистых экзопланетах. Однако численное моделирование показало, что спектроскопия может обнаружить уровни диоксида серы в атмосфере вплоть до 1 ppm; присутствие диоксида серы в такой концентрации может быть признаком планеты без поверхностной воды и с вулканизмом в 1500–80000 раз более сильным, чем на Земле. [2]

Численное моделирование

Поскольку реальные данные об экзопланетах в настоящее время ограничены, большая часть диалога относительно тектоники скалистых экзопланет была обусловлена ​​результатами исследований численного моделирования. В таких моделях манипулируются различные физические параметры планет (например, вязкость мантии, температура границы ядро-мантия, инсоляция, «влажность» или гидратация субдуцирующей литосферы), и сообщается о результирующем влиянии на геодинамический режим. Из-за вычислительных ограничений большое количество переменных, которые контролируют геодинамику планет в реальной жизни, не может быть учтено; поэтому модели игнорируют некоторые параметры, которые считаются менее важными, и подчеркивают другие, чтобы попытаться изолировать непропорционально важные движущие факторы. Некоторые из этих параметров включают:

Параметры масштабирования

Столбчатая диаграмма, показывающая распределение размеров наблюдаемых кандидатов в планеты Кеплера ( земные экзопланеты в обитаемой зоне их родительской звезды). Набор данных содержит 2740 планет, вращающихся вокруг 2036 звезд. Столбцы «размер Земли» и «размер Супер Земли» (крайний левый) представляют потенциальные земные экзопланеты.

Ранние модели каменистых 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 исследования масштабирования размера экзопланеты, опубликованные в 2007 году, пришли к принципиально разным выводам: О'Нил и Ленардич (2007) [3] показали, что планета с массой 1,1 массы Земли будет иметь литосферный предел текучести, подобный земному, но уменьшит движущие напряжения мантии, что приведет к режиму застойной крышки. Напротив, Валенсия и др. (2007) [4] пришли к выводу, что увеличение скорости мантии (движущая сила) велико по сравнению с гравитационно-вынужденным увеличением вязкости плит по мере того, как планеты увеличиваются за пределы одной массы Земли, что увеличивает вероятность тектоники плит с размером планеты.

Вязкоупруго-пластическая реология

Большинство моделей моделируют литосферные плиты с вязкоупруго-пластичной реологией. В этой симуляции плиты деформируются вязкоупруго до порогового уровня напряжения, в точке которого они деформируются пластично . Предел текучести литосферы является функцией давления, напряжения, состава, но температура оказывает на него непропорциональное влияние. [9] Поэтому изменения температуры литосферы, будь то от внешних источников (инсоляция) или внутренних (нагрев мантии), увеличат или уменьшат вероятность тектоники плит в вязкоупруго-пластичных моделях. Модели с различными режимами нагрева мантии (тепло, исходящее от границы ядро-мантия, по сравнению с нагревом мантии in situ) могут создавать кардинально разные геодинамические режимы. [14]

Состояния, зависящие от времени, и квазистационарные состояния

Для вычислительных целей ранние модели конвекции мантии экзопланет предполагали, что планета находится в квазиустойчивом состоянии, то есть поступление тепла от границы ядро-мантия или внутреннего нагрева мантии оставалось постоянным на протяжении всего прогона модели. Более поздние исследования, такие как исследование Ноака и Брейера (2014) [1], показывают, что это предположение может иметь важные последствия, приводя к постепенному увеличению разницы температур между ядром и мантией. Планета, смоделированная с реалистичным уменьшением внутреннего нагрева с течением времени, имела меньшую вероятность вхождения в режим тектоники плит по сравнению с моделью квазиустойчивого состояния.

Теория ущерба

Недостатком вязкоупругопластичных моделей геодинамики экзопланет является то, что для инициирования тектоники плит требуются нереалистично низкие значения предела текучести. Кроме того, плиты в вязкоупругопластичных моделях не имеют памяти деформации, т.е. как только напряжение на литосферной плите падает ниже ее предела текучести, она возвращается к своей прочности до деформации. Это контрастирует с наземными наблюдениями, которые показывают, что плиты преимущественно ломаются вдоль уже существующих областей деформации. [15]

Теория повреждений пытается устранить этот недостаток модели, моделируя пустоты, созданные в областях деформации, представляющие собой механическое измельчение крупных зерен породы в более мелкие зерна. В таких моделях повреждение уравновешивается «исцелением» или динамической перекристаллизацией более мелких зерен в более крупные под воздействием температуры и давления. Если уменьшение размера зерна (повреждение) интенсивно локализовано в застойной крышке, зарождающаяся трещина в мантии может превратиться в полноценный разлом, инициирующий тектонику плит. [16] И наоборот, высокая температура поверхности будет иметь более эффективное литосферное заживление, что является еще одним потенциальным объяснением того, почему у Венеры застойная крышка, а у Земли — нет. [15]

Потенциальные определяющие факторы геодинамических режимов экзопланет земного типа

Начальная температура

Для каменистых экзопланет, больших, чем Земля, начальная внутренняя температура после планетарного выздоровления может быть важным фактором, контролирующим движение поверхности. Ноак и Брейер (2014) [1] продемонстрировали, что начальная температура границы ядро-мантия 6100 К , вероятно, сформирует застойную крышку, в то время как планета тех же размеров с начальной границей ядро-мантия на 2000 К горячее, вероятно, в конечном итоге разовьет тектонику плит. Этот эффект уменьшается на планетах, меньших, чем Земля, потому что их меньшие планетарные недра эффективно перераспределяют тепло, уменьшая градиенты тепла ядро-мантия, которые управляют конвекцией мантии.

Инсоляция

Концептуальный график влияния расстояния от звезды-хозяина на возраст планеты на геодинамику экзопланет земного типа. Примеры планет не в масштабе.

Внешние источники планетарного тепла (а именно, излучение от звезды-хозяина планеты) могут оказывать радикальное воздействие на геодинамический режим. При всех других постоянных переменных экзопланета размером с Землю с температурой поверхности 273 К будет эволюционировать в течение своей геологической жизни от режима тектоники плит к эпизодическим периодам тектоники плит, перемежаемым с застойной геодинамикой крышки, к терминальной фазе застойной крышки по мере истощения внутреннего тепла. Между тем, «горячая» планета (температура поверхности 759 К) при тех же начальных условиях будет иметь аморфную поверхность (из-за постоянного превышения предела текучести литосферы) до застойной крышки по мере истощения внутреннего тепла, при этом тектоника плит не будет наблюдаться. [5]

Планеты, находящиеся ближе 0,5 астрономических единиц от своей звезды, вероятно, будут приливно заблокированы; ожидается, что эти планеты будут иметь радикально разные температурные режимы на своих «дневных» и «ночных» сторонах. При моделировании этого сценария дневная сторона демонстрирует подвижную конвекцию крышки с диффузной деформацией поверхности, текущей к ночной стороне, в то время как ночная сторона имеет режим тектоники плит с нисходящими плитами и глубоким возвратным потоком мантии в направлении ночной стороны. Для создания такой стабильной системы требуется температурный контраст в 400 К между дневной и ночной сторонами. [5]

Наличие поверхностных вод

В то время как ранние исследования моделирования подчеркивали размер данной экзопланеты как критический фактор геодинамического режима, [3] [4] более поздние исследования показали, что влияние размера может быть малым до такой степени, что оно становится несущественным по сравнению с наличием поверхностной воды. Для того чтобы тектоника плит была устойчивым, а не эпизодическим процессом, коэффициент трения в верхнем пограничном слое (интерфейс 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 может также снизить коэффициент трения ниже критического значения. [6]

Последствия геодинамического режима экзопланет

Планета в режиме застойной крышки имеет гораздо меньшую вероятность быть пригодной для жизни, чем планета с активной поверхностной переработкой. Выделение углерода и серы, полученных из мантии, которое происходит вдоль границ плит, имеет решающее значение для создания и поддержания атмосферы, которая изолирует планету от солнечной радиации и ветра. [11] Та же атмосфера также регулирует температуру поверхности, обеспечивая благоприятные условия для биологической активности. Именно по этим причинам поиск экзопланет будет в основном направлен на поиск планет с геодинамическим режимом тектоники плит, поскольку они являются лучшими кандидатами для обитания человека.

Ссылки

  1. ^ abc Noack, L.; Breuer, D. (август 2014 г.). «Тектоника плит на каменистых экзопланетах: влияние начальных условий и реологии мантии». Planetary and Space Science . 98 : 41–49. Bibcode :2014P&SS...98...41N. doi :10.1016/j.pss.2013.06.020.
  2. ^ ab Kaltenegger, L.; Sasselov, D. (10 января 2010 г.). «Обнаружение планетарных геохимических циклов на экзопланетах: атмосферные сигнатуры и случай So2». The Astrophysical Journal . 708 (2): 1162–1167. arXiv : 0906.2193 . Bibcode :2010ApJ...708.1162K. doi :10.1088/0004-637X/708/2/1162.
  3. ^ abcd O'Neill, C.; Lenardic, A. (11 октября 2007 г.). "Геологические последствия сверхбольших Земель". Geophysical Research Letters . 34 (19): L19204. Bibcode : 2007GeoRL..3419204O. doi : 10.1029/2007GL030598 .
  4. ^ abcd Валенсия, Д.; О'Коннелл, Р. Дж.; Сасселов, Д. (20 ноября 2007 г.). «Неизбежность тектоники плит на суперземлях». The Astrophysical Journal . 670 (1): 45–48. arXiv : 0710.0699 . Bibcode : 2007ApJ...670L..45V. doi : 10.1086/524012.
  5. ^ abc Van Summeren, J.; Conrad, CP; Gaidos, E. (20 июля 2011 г.). "Конвекция мантии, тектоника плит и вулканизм на горячих экзоземлях". The Astrophysical Journal Letters . 736 (1): L15. arXiv : 1106.4341 . Bibcode : 2011ApJ...736L..15V. doi : 10.1088/2041-8205/736/1/L15.
  6. ^ abc Korenaga, J. (10 декабря 2010 г.). «О вероятности тектоники плит на суперземлях: имеет ли значение размер?». The Astrophysical Journal Letters . 725 (1): 43–46. Bibcode : 2010ApJ...725L..43K. doi : 10.1088/2041-8205/725/1/L43 .
  7. ^ Katterhorn, Simon; Prockter, Louise (7 сентября 2014 г.). «Доказательства субдукции в ледяном панцире Европы». Nature Geoscience . 7 (10): 762–767. Bibcode : 2014NatGe...7..762K. doi : 10.1038/ngeo2245.
  8. ^ abc Риз, CC; Соломатов, VS; Мореси, L.-N. (25 июня 1998 г.). «Эффективность переноса тепла для конвекции застойной крышки с дислокационной вязкостью: применение к Марсу и Венере». Журнал геофизических исследований . 103 (E6): 13643–13657. Bibcode : 1998JGR...10313643R. doi : 10.1029/98JE01047 .
  9. ^ abcd Moresi, L.; Solomatov, V. (2 декабря 1997 г.). «Мантийная конвекция с хрупкой литосферой: мысли о глобальных тектонических стилях Земли и Венеры». Geophysical Journal International . 133 (3): 669–682. Bibcode : 1998GeoJI.133..669M. doi : 10.1046/j.1365-246X.1998.00521.x . Получено 10 октября 2014 г.
  10. ^ Mayor, M.; Udry, S.; Lovis, C.; Pepe, F.; Queloz, D.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Mordasini, C.; Segransan, D. (1 августа 2008 г.). "HARPS ищет южные внесолнечные планеты XIII. Планетная система с 3 суперземлями (массой 4,2, 6,9 и 9,2 Земли)". Astronomy and Astrophysics . 493 (2): 639–644. arXiv : 0806.4587 . Bibcode :2009A&A...493..639M. doi :10.1051/0004-6361:200810451.
  11. ^ ab Van Summeren, J.; Gaidos, E.; Conrad, CP (16 мая 2013 г.). «Время жизни магнитодинамо для скалистых экзопланет земной массы с контрастными режимами конвекции в мантии». Journal of Geophysical Research: Planets . 118 (5): 938–951. arXiv : 1304.2437 . Bibcode : 2013JGRE..118..938V. doi : 10.1002/jgre.20077.
  12. ^ Stern, RJ (14 августа 2007 г.). «Современная тектоника плит началась в неопротерозойское время: альтернативная интерпретация тектонической истории Земли». В Condie, Kent C. ; Pease, Victoria (ред.). Когда началась тектоника плит на планете Земля? . Специальный доклад Геологического общества Америки. Том 440. С. 265–280. doi :10.1130/2008.2440(13). ISBN 978-0-8137-2440-9.
  13. ^ Эрнст, WG (13 июля 2008 г.). «Архейская тектоника плит, рост протерозойской суперконтинентальности и начало регионального, эпизодического поведения застойной крышки». Gondwana Research . 15 (3–4): 243–253. Bibcode : 2009GondR..15..243E. doi : 10.1016/j.gr.2008.06.010.
  14. ^ Дюмулен, К.; Дуан, М.-П.; Флейту, Л. (10 июня 1999 г.). «Перенос тепла в конвекции застойной крышки с ньютоновской или неньютоновской реологией, зависящей от температуры и давления» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 104 (B6): 12759–12777. Bibcode :1999JGR...10412759D. doi : 10.1029/1999JB900110 .
  15. ^ ab Foley, BJ; Bercovici, D .; Landuyt, W. (15 мая 2012 г.). «Условия тектоники плит на суперземлях: выводы из моделей конвекции с повреждениями». Earth and Planetary Science Letters . 331–332: 281–290. Bibcode : 2012E&PSL.331..281F. doi : 10.1016/j.epsl.2012.03.028.
  16. ^ Ландуйт, В.; Берковичи, Д.; Рикар, И. (6 мая 2008 г.). «Генерация плит и теория двухфазного повреждения в модели мантийной конвекции». Geophysical Journal International . 174 (3): 1065–1080. Bibcode : 2008GeoJI.174.1065L. doi : 10.1111/j.1365-246X.2008.03844.x . Получено 10 октября 2014 г.
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Геодинамика_земных_экзопланет&oldid=1241853897"