Gaan na inhoud

Reuseplaneet

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Die Sonnestelsel se vier reuseplanete teen die Son, volgens skaal.
Die relatiewe massas van die vier reuseplanete in die buitenste Sonnestelsel.

’n Reuseplaneet is enige baie swaar planeet. Hulle bestaan gewoonlik hoofsaaklik uit materiale met ’n lae kookpunt (gasse of yse), eerder as rots of ander soliede materie soos die aardplanete. Swaar aardplanete kan egter ook bestaan. Daar is vier bekende reuseplanete in die Sonnestelsel: Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Baie ekstrasolêre reuseplanete is al om ander sterre geïdentifiseer.

Reuseplanete word soms Joviaanse planete genoem, na aanleiding van Jupiter ("Jove" is ’n ander naam vir die Romeinse god Jupiter). Hulle word soms ook gasreuse genoem. Sterrekundiges gebruik dié term egter net vir Jupiter en Saturnus, en klassifiseer Uranus en Neptunus as ysreuse omdat hulle ’n ander samestelling het.[1] Albei name is potensieel misleidend, want al die reuseplanete bestaan hoofsaaklik uit vloeistowwe bo hulle kritieke punt, waar gas- en vloeistoffases nie bestaan nie. Die vernaamste bestanddele is waterstof en helium in die geval van Jupiter en Saturnus, en water, ammoniak en metaan in die geval van Uranus en Neptunus.

Daar word gedebatteer oor die bepalende verskille tussen ’n bruindwergster en ’n reuseplaneet (geraam op sowat 13 Jupitermassas).[2] Een skool dink dit lê in die vorming, terwyl ’n ander dink dit lê in die fisiese eienskappe van die binnekant.[2] ’n Deel van die debat gaan oor of "bruindwerge" per definisie die een of ander tyd in hulle geskiedenis kernfusie moes ondergaan het.

Terminologie

[wysig | wysig bron]

Die term "gasreus" is in 1952 deur die wetenskapsfiksieskrywer James Blish gebruik en is oorspronklik op alle reuseplanete toegepas. Dit is egter ietwat van ’n verkeerde benaming, want in die grootste deel van hierdie planete is die druk so hoog dat materie nie in gasvorm voorkom nie.[3] Buiten die buitenste lae van die atmosfeer en die vaste stowwe in die kern is alle materie bo die kritieke punt, waar geen onderskeid tussen vloeistowwe en gasse is nie. Jupiter het ook metalliese waterstof naby sy middel, maar ’n groot deel van sy volume is waterstof, helium en spore van ander gasse by hulle kritieke punt. Die waarneembare atmosfeer van al hierdie planete is heel dun in vergelyking met hulle radiusse – dit beslaan miskien net sowat een persent van die afstand na die middel. Die waarneembare dele is dus gasagtig (in teenstelling met byvoorbeeld die Aarde en Mars, wat ’n gasatmosfeer het waardeur die kors gesien kan word).

Die ietwat misleidende term het gewild geraak omdat planetoloë gewoonlik "rots", "gas" en "ys" gebruik as ’n kort manier om na klasse elemente en samestellings te verwys wat gewoonlik in planete voorkom, ongeag die materie se fase. In die buitenste Sonnestelsel word waterstof en helium "gasse" genoem; water, metaan en ammoniak "yse"; en silikate en metale "rots". Wanneer die diep binnekant van planete ter sprake is, is dit nie eintlik verkeerd om te sê yse beteken suurstof en koolstof, rots beteken silikon en gas beteken waterstof en helium nie. Die baie maniere waarop Uranus en Neptunus van Jupiter en Saturnus verskil, het daartoe gelei dat sommige die term "gasplaneet" net vir planete soortgelyk aan laasgenoemde twee gebruik. Hulle het na Uranus en Neptunus as ysplanete begin verwys om die oorheersing van die "yse" (in vloeistofvorm) in hulle binnekant aan te dui.[4]

Voorwerpe wat groot genoeg is om deuterium kernfusie te laat ondergaan, (bo 13 MJ, of Jupitermassas) word bruindwerge genoem – hulle is wat massa betref tussen groot reuseplanete en sterre met die kleinste massa. Die afsnypunt van 13 MJ is ’n praktiese reël en nie ’n presiese maatstaf nie. Groter voorwerpe sal die meeste van hulle deuterium verbrand en kleiner voorwerpe net ’n bietjie, en die waarde van 13 MJ is iewers tussenin.[5] Die hoeveelheid deuterium wat verbrand word, hang nie net van die massa af nie, maar ook van die samestelling van die planeet, veral die hoeveelheid helium en deuterium wat teenwoordig is.[6] Die Extrasolar Planets Encyclopaedia sluit voorwerpe van tot 25 MJ in, en die Exoplanet Data Explorer tot 24 MJ.

Beskrywing

[wysig | wysig bron]
Illustrasie om die binnekant van die reuseplanete te wys.

’n Reuseplaneet is ’n swaar planeet en het ’n dik atmosfeer van waterstof en helium. Hulle kan ’n digter kern hê van gesmelte rots, of die kern kon heeltemal opgelos en deur die planeet versprei het as die planeet warm genoeg is.[7] In "tradisionele" reuseplanete soos Jupiter en Saturnus (die gasreuse) maak waterstof en helium die grootste deel van die massa uit, terwyl hulle net ’n buitenste skil beslaan om Uranus en Neptunus – laasgenoemde planete bestaan hoofsaaklik uit water, ammoniak en metaan.

Ekstrasolêre reuseplanete wat baie na aan hul ster wentel, is die maklikste om op te spoor. hulle word warm Jupiters en warm Neptunusse genoem omdat hulle oppervlaktemperatuur baie hoog is. Warm Jupiters was tot met die ingebruikneming van ruimteteleskope die algemeenste eksoplanete bekend omdat hulle redelik maklik met grondgebaseerde instrumente opgespoor kan word.

Dikwels word gesê reuseplanete het nie ’n soliede oppervlak nie, maar dit is akkurater om te sê hulle het geen oppervlak nie, aangesien die gasse waaruit hulle bestaan eenvoudig al hoe dunner word verder weg van die planeet se kern, en eindelik kan dit nie van die interplanetêre medium onderskei word nie.

Ondertipes

[wysig | wysig bron]

Gasreuse

[wysig | wysig bron]
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Gasreus.
Saturnus se draaikolk by sy noordpool.

Gasreuse bestaan hoofsaaklik uit waterstof en helium. Die Sonnestelsel se gasreuse, Jupiter en Saturnus, het swaarder elemente wat tussen 3 en 13% van hulle massa uitmaak.[8] Gasreuse bestaan vermoedelik uit ’n buitenste laag molekulêre waterstof, wat ’n laag vloeibare metaliese waterstof omring, met moontlik ’n kern van gesmelte rots.

Die buitenste deel van Jupiter en Saturnus se waterstofatmosfeer het baie lae sigbare wolke wat hoofsaaklik uit water en ammoniak bestaan. Die laag metaliese waterstof beslaan die grootste deel van elke planeet, en word "metalies" genoem omdat die hoë druk waterstof in ’n elektriese geleier omskep. Die kern bestaan vermoedelik uit swaarder elemente by sulke hoë temperature (20 000  K) en druk dat hulle eienskappe nie goed verstaan word nie.[8]

Ysreuse

[wysig | wysig bron]
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Ysreus.

Ysreuse het ’n ander interne samestelling as gasreuse. Die Sonnestelsel se ysreuse, Uranus en Neptunus, het ’n waterstofryke atmosfeer wat van die wolke tot omtrent 80% (Uranus) of 85% (Neptunus) van hul radius strek. Hieronder is hulle hoofsaaklik "ysig", dus meestal bestaande uit water, metaan en ammoniak. Daar is ook ’n mate van rots en gas, maar die presiese proporsies is onbekend.[9]

Uranus en Neptunus het baie mistige atmosfeerlae met klein hoeveelhede metaan, en dit gee hulle ’n seegroen kleur. Albei het ’n magneetveld teen ’n groot helling met hulle draaias.

Anders as die ander reuseplanete het Uranus ’n groot ashelling, wat veroorsaak dat sy seisoene baie sterk onderskeidend is. Die twee planete het ook ander subtiele, maar belangrike verskille. Uranus het meer waterstof en helium as Neptunus, al het hy ’n kleiner massa. Neptunus is dus digter, en het meer interne hitte en ’n aktiewer atmosfeer. Volgens die Nice-model het Neptunus nader aan die Son as Uranus gevorm en daarom sal dit swaarder elemente hê.

Swaar, soliede planete

[wysig | wysig bron]

Swaar, soliede planete bestaan ook. Kepler-10c bestaan byvoorbeeld hoofsaaklik uit rots, met moontlik tot 20% hoëdrukwaterys, maar het ook ’n omhulsel van hoofsaaklik waterstof.

Soliede planete met ’n massa van tot duisende Aardes kan vorm om swaar sterre (B-tipe en O-tipe sterre; 5-120 sonmassas), as die protoplanetêre skyf genoeg swaar elemente bevat. Hierdie sterre het ook hoë UV-straling en sterk winde, wat die skyf deur die inwerking van hoë-energieprotone van gas kan beroof en net swaar elemente agterlaat.[10] Ter vergelyking: Neptunus se massa is 17 M⊕ (aardmassas), Jupiter is 318 M⊕ en die 13 MJ-limiet vir eksoplanete is gelyk aan sowat 4 000 M⊕.[10]

Ekstrasolêre reuseplanete

[wysig | wysig bron]
’n Voorstelling van 79 Ceti b, die eerste ekstrasolêre reuseplaneet wat ontdek is met ’n minimum massa minder as Saturnus s'n.
’n Vergelyking tussen planete met ’n gegewe massa, maar verskillende samestellings.

Weens die beperkte tegnieke wat tans beskikbaar is om eksoplanete op te spoor, is baie van hulle min of meer so groot soos die reuseplanete in die Sonnestelsel. Omdat aangeneem word dat hierdie planete meer met Jupiter in gemeen het as met ander reuseplanete, reken baie sterrekundiges die term "Joviaanse planeet" is ’n akkurater woord om hulle te beskryf. Baie van die eksoplanete is baie nader aan hulle moederster as die Sonnestelsel se reuseplanete en is daarom baie warmer. Dit kan dus wees dat sommige van hulle van ’n soort is wat nie in die Sonnestelsel aangetref word nie.

As ’n mens die hoeveelhede elemente in die heelal in ag neem (sowat 98% waterstof en helium), sal dit verrassend wees om ’n hoofsaaklik aardagtige planeet te kry met ’n groter massa as Jupiter s’n. Aan die ander kant het modelle van die vorming van planeetstelsels gewys reuseplanete sal nie so naby aan hulle ster kan vorm soos baie van die ekstrasolêre reuseplanete wat al in die heelal waargeneem is nie.

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ Lunine, Jonathan I. (September 1993). "The Atmospheres of Uranus and Neptune". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31: 217–263. Bibcode:1993ARA&A..31..217L. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.001245. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  2. ↑ 2,0 2,1 Burgasser, A. J. (Junie 2008). "Brown dwarfs: Failed stars, super Jupiters" (PDF). Physics Today. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 8 Mei 2013. Besoek op 11 Januarie 2016.
  3. ↑ D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). "Giant Planet Formation". In S. Seager. (red.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. pp. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
  4. ↑ Jack J. Lissauer; David J. Stevenson (2006). "Formation of Giant Planets" (PDF). NASA Ames Research Center; California Institute of Technology. Geargiveer vanaf die oorspronklike (PDF) op 26 Februarie 2009. Besoek op 16 Januarie 2006.
  5. ↑ Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; Saumon, D. (2013). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion". The Astrophysical Journal. 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120.
  6. ↑ The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets, David S. Spiegel, Adam Burrows, John A. Milsom
  7. ↑ Rocky core solubility in Jupiter and giant exoplanets, Hugh F. Wilson, Burkhard Militzer, 2011
  8. ↑ 8,0 8,1 The Interior of Jupiter, Guillot et al., in Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere, Bagenal et al., editors, Cambridge University Press, 2004
  9. ↑ L. McFadden; P. Weissman; T. Johnson (2007). Encyclopedia of the Solar System (2de uitg.). Academic Press. ISBN 978-0-12-088589-3.
  10. ↑ 10,0 10,1 Seager, S.; Kuchner, M.; Hier‐Majumder, C. A.; Militzer, B. (2007). "Mass‐Radius Relationships for Solid Exoplanets". The Astrophysical Journal. 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346.

Skakels

[wysig | wysig bron]
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Reuseplaneet&oldid=2632009"