научная статья по теме ВЫСЫПАНИЕ ЭЛЕКТРОНОВ В ВЕРХНЮЮ АТМОСФЕРУ ЭКЗОПЛАНЕТЫ ТИПА “ГОРЯЧИЙ ЮПИТЕР” Астрономия

Текст научной статьи на тему «ВЫСЫПАНИЕ ЭЛЕКТРОНОВ В ВЕРХНЮЮ АТМОСФЕРУ ЭКЗОПЛАНЕТЫ ТИПА “ГОРЯЧИЙ ЮПИТЕР”»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 9, с. 713-719

УДК 523.4-852

ВЫСЫПАНИЕ ЭЛЕКТРОНОВ В ВЕРХНЮЮ АТМОСФЕРУ ЭКЗОПЛАНЕТЫ ТИПА "ГОРЯЧИЙ ЮПИТЕР"

2015 г. Д. В. Бисикало*, В. И. Шематович

Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 02.04.2015 г.; принята в печать 10.04.2015 г.

Разработана кинетическая модель, позволяющая путем численного решения уравнения Больцмана рассматривать проникновение и деградацию потока электронов в высокоширотные области верхней водород-доминантной атмосферы экзопланеты. Для рассматриваемого случая дипольного магнитного поля показано, что Ш-модель позволяет получить корректное решение поставленной задачи. Проведены расчеты высыпания потока электронов магнитосферного происхождения в атмосферу типичного горячего юпитера и в атмосферу планеты Юпитер Солнечной системы. Расчеты сделаны в предположении распределения Максвелла по скорости для электронов с тремя значениями характерных энергий Е0 = 1, 10 и 100 кэВ. Определены эффективности нагрева атмосферы типичного горячего юпитера и планеты Юпитер. В частности, показано, что эффективность нагрева имеет слабую зависимость (не зависит) от характерной энергии высыпающихся электронов. Для верхней атмосферы Юпитера эффективность нагрева не зависит и от высоты и лежит в диапазоне 7—9%. Эффективность нагрева атмосферы горячего юпитера имеет существенную зависимость от высоты — изменяется от 7% до 18%. Важно отметить, что для горячих юпитеров пики поглощения энергии в случае электронов с низкими кинетическими энергиями лежат в области более высоких значений эффективности нагрева, что может значительно усилить вклад от высыпания электронов в общий нагрев атмосферы.

DOI: 10.7868/80004629915090029

1. ВВЕДЕНИЕ

Горячими юпитерами называются экзопланеты, массы и размеры которых близки к параметрам Юпитера в Солнечной системе, но температура атмосферы намного выше, вплоть до 104 К[1]. Высокая температура атмосферы определяется близким расположением горячих юпитеров к звезде — как правило, большая полуось их орбиты не превышает 0.1 а.е. Согласно общепринятым представлениям (см., например, [2]), нагрев атмосферы вызван как излучением звезды, так и взаимодействием атмосферы с плазмой звездного ветра.

Корректное рассмотрение процессов нагрева абсолютно необходимо при построении моделей атмосфер (см., например, [1, 3—5]). В то же время недостаточная изученность механизмов воздействия плазмы звездного ветра на атмосферы экзо-планет приводит к вынужденному использованию некоторых упрощенных представлений, что, в свою очередь, может вызывать заметные отклонения определяемых параметров атмосферы от истинных. Так, например, в работе [6] нами было показано, что в отличие от широко используемой параметризации вклада фотоэлектронов [7, 8], скорость вторичной

Е-ша11:Ъ1в1ка1о@1павап.ги

ионизации фотоэлектронами существенно зависит от высоты и в нижних слоях термосферы приближается к значениям скорости фотоионизации. Полученные в работе [6] оценки вклада процессов диссоциации и ионизации звездным излучением в диапазоне жесткого ультрафиолета (УФ) и сопутствующим потоком фотоэлектронов в формирование протяженных ионосфер у экзопланет-гигантов в перспективе позволят заметно уточнить модели атмосфер этих планет и оценить скорости потери атмосферы горячими юпитерами [9, 10].

Уточнение параметров физических процессов, учитываемых в моделях атмосфер, является кропотливой работой и несомненно требует дальнейшего развития. Однако намного более важным шагом представляется формирование полного списка тех физических процессов, которые должны рассматриваться при создании моделей атмосфер экзопланет-гигантов. Одним из возможных упущений в современных моделях атмосфер экзопланет является неучет вклада от высыпания электронов магнитосферного происхождения. Важность этого процесса совершенно очевидна для планеты Юпитер в Солнечной системе, где согласно принятым оценкам [11 — 13] высыпание электронов магнитосферного происхождения вносит существенный (и

даже определяющий) вклад в полный энергобаланс верхней атмосферы в высоких широтах. Причины тому две: 1) наличие у Юпитера заметного магнитного поля, что приводит к эффективному ускорению электронов (см., например, [14]) и, как следствие, к высыпанию электронов высоких энергий [15] и 2) общий большой поток электронов, что объясняется притоком плазмы от спутника Ио [ 16].

Вопрос о вкладе высыпания электронов в нагрев атмосфер горячих юпитеров до сих пор не рассматривался, хотя теоретически вполне вероятно, что этот вклад может быть существенным. Действительно, в горячих юпитерах может быть значительное магнитное поле вплоть до 1/10 от магнитного момента Юпитера [17], и, следовательно, электроны могут ускоряться до больших энергий. Кроме того, высокая температура атмосферы, сопровождаемая испарением атмосферы и (или) газодинамическим оттоком, может приводить к значительному притоку плазмы в магнитосферу (см., например, оценки плотности электронов в работах [18—20]). Таким образом, по имеющимся оценкам вклад электронов магнитосферного происхождения в нагрев атмосферы типичного горячего юпитера может быть даже более значительным, чем для планеты Юпитер.

В данной работе будет рассмотрена кинетика процесса высыпания электронов разных энергий в атмосферу типичного горячего юпитера и проведено сравнение с расчетами, выполненными для планеты Юпитер. Для проведения расчетов используется модификация разработанного авторами вычислительного кода [21—23], базирующегося на решении кинетическим методом Монте-Карло уравнения Больцмана для электронов с высокими энергиями. Использование данного подхода позволяет корректно рассмотреть процесс проникновения потока электронов в атмосферу планеты и рассчитать поток электронов, движущихся как вниз, так и наверх, а также оценить общее количество передаваемой в атмосферу энергии (депозит энергии) и эффективность нагрева атмосферы. Для оптимизации дальнейшего использования результатов работы все расчеты выполнены для единичного потока энергии высыпающихся электронов (1 эрг/см2 с). При рассмотрении каждой экзопла-неты все результаты должны масштабироваться с учетом реального потока электронов в данном конкретном случае.

Статья организована следующим образом: в разделе 2 приведено описание модели, в разделе 3 описаны результаты расчетов для трех энергий (1, 10 и 100 кэВ) электронов, высыпающихся с распределением Максвелла в атмосферу типичного горячего юпитера и в атмосферу планеты Юпитер, в разделе 4 представлены выводы работы.

2. МОДЕЛЬ

Для расчета переноса и кинетики столкновений высыпающихся электронов в верхней водород-доминантной атмосфере планеты-гиганта использовалась модификация модели Монте-Карло [21, 22]. В высокоширотной верхней атмосфере планеты электроны с высокими энергиями высыпаются из планетной магнитосферы. Электроны проникают в верхнюю атмосферу, где теряют свою кинетическую энергию в упругих, неупругих и ионизационных столкновениях с основными компонентами окружающего атмосферного газа:

е(Е) + X

е(Е') + X

е(Е') + X*

e(E') + X+ + е(Е3),

(1)

где Е и Е'(<Е) — кинетические энергии высыпающегося электрона до и после столкновения X — атмосферные компоненты X* и X+ — компоненты в возбужденном ионизованном состояниях. Здесь Е3 — энергия образующегося в столкновении и ионизации вторичного электрона, выбираемая в соответствии с процедурой, описанной в работах [24—26]. Отметим, что в рассматриваемых водород-доминантных атмосферах планет-гигантов основными компонентами являются Н2, НеиН.

Электроны со сверхтепловыми энергиями теряют свою избыточную кинетическую энергию в столкновениях (1) с окружающим атмосферным газом. Соответственно, кинетика и перенос электронов описывается при помощи уравнения Больц-мана:

д / о. д Г

V —/е + й —/е ОТ СЖ

(2)

Яв, secondary(v) + У^ 3 (!'в , ¡М ),

М

где ¡в(г, V) и ¡м(г, V) являются функциями распределения по скоростям для электронов и компонент окружающего атмосферного газа, соответственно. Перенос электронов в силовом поле 8 планеты описывается в левой части уравнения. В правой части кинетического уравнения член Qв,secondary описывает скорость образования вторичных электронов при ионизации высыпающимися электронами. Интегралы столкновений для упругих и неупругих взаимодействий электронов с окружающим атмосферным газом записываются в стандартном виде в предположении, что атмосферный газ характеризуется локально равновесным распределением Максвелла по скоростям.

Детальное описание реализации модели Монте-Карло переноса электронов со сверхтепловыми энергиями в планетной атмосфере дано ранее в

—►

работах [21, 22]. Отметим лишь, что в данной реализации использовались экспериментальные и расчетные данные для сечений и распределений углов рассеяния в упругих, неупругих и ионизационных столкновениях электронов с Н2, Не и Н выбранные из следующих источников: (а) для столкновений e + Н2 из базы данных AMDIS (https://dbshino.nfs.ac.jp) и работы [27] (б) для столкновений e + Не и e + Н из базы данных NIST (http://physics.nist.gov/PhysRefData/ Ionization/) и работ [25, 28].

Модель построена в приближении 1D, так как рассматривается движение электронов в высоких широтах вдоль открытых магнитных линий. Данное приближение справедливо в случае дипольного магнитного поля и высоких широт верхней атмосферы планеты-гиганта. Парциальные и полные скорости потери энергии и нагрева атмосферного газа потоком электронов при проникновении в верхнюю атмосферу планеты задаются по стандартным формулам на основе рассчитанных функций распределения fe(r, v) электронов [21]. Также на основе расчетных функций распределения fe(r, v) электронов могут быть оценены энергетические спектры потока электронов и скорости возбуждения свечений атомарного и молекулярного водорода за счет высыпания авроральных электронов с высокими энергиями.

3. РЕЗУЛЬТАТЫ РАСЧЕТОВ

Для корректного описания процесса проникновения потока электронов в атмосферу необходимо выполнение двух условий: 1) использование соответствующей кинетической модели, учитывающей все управл

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»