Planeedi siseehitus, atmosfäär ja magnetväli

Kui planeet ei tõmbu kokku ega paisu, siis peab igale sisemuse kihile mõjuv raskusjõud olema tasakaalustatud ülespoole suunatud rõhuga − see on hüdrostaatilise tasakaalu nõue. Hüdrostaatilise tasakaalu nõue oli ka üks planeedi kui taevakeha defineerimise tingimus. Kui kivimilise keha mõõtmed on suuremad kui ligikaudu $800 - 1000 k m,$ on see läbinud sulanud oleku ja deformeerub kera kujuliseks. Väiksemad kehad jäävad korrapäratute kujudega. Jääst koosnevate kehade puhul on vastavad mõõtmed teistsugused.

Suuremad kehad ja sulanud olek

See, et teatud mõõtmetest suuremad kehad on läbinud sulanud oleku, tuleneb lihtsatest kaalutlustest. Oletame, et soojust tekitab kehas looduslik radioaktiivsus, st soojuse teke on võrdeline keha ruumalaga ehk keha raadiuse kuubiga. Keha jahtub oma pinna kaudu, st jahtumine on võrdeline keha pindalaga ehk raadiuse ruuduga. Soojus hakkab kehas akumuleeruma, kui soojenemine ületab jahtumise. Seega eksisteerib kriitiline raadius, millest suuremate raadiuste puhul soojenemine domineerib ning keha läheb sulanud olekusse. Aja jooksul radioaktiivsusest eralduv soojus muidugi pidevalt väheneb ja vastav kriitiline raadius kasvab.

Lisaks, kindlasti annab olulise panuse suurte taevakehade soojenemisele ka meteoriitidega pommitamine, ent selle panus ei ole veel selge. Ehkki ka siin võib tähendada pommitamise sageduses seost keha massiga (keha gravitatsioonilise haarde raadiuse kaudu), on tõenäoliselt tugevam sõltuvus meteoriitide ja muude väiksemate kehade arvust.

Viimaks, soojus eraldub ka keha gravitatsioonilise kokkutõmbumise tõttu (nt Jupiteri puhul).

Kui planeet pöörleb, muutub selle kuju lapikumaks. Lapikuse määr sõltub pöörlemiskiirusest ja aine tugevusest. Ka pöörleva keha jaoks on võimalik tuletada hüdrostaatilise tasakaalu tingimus.

Planeeti võib ümbritseda gaasikiht ehk atmosfäär. Planeedi atmosfääri rõhk $p$ (ühik $N / m^{2}$ ), temperatuur $T$ (ühik $K$ ) ja arvtihedus $n$ (ühik $o s a k / m^{3}$ ) on Boltzmanni konstandi $k$ vahendusel seotud ideaalse gaasi olekuvõrrandiga

p = n k T .

Ka atmosfääri jaoks on võimalik kasutada hüdrostaatilise tasakaalu tingimust koos gaasi olekuvõrrandiga. Kuna atmosfäär asub planeedi gravitatsiooniväljas, siis lähendatakse seda sageli tasaparalleelsete kihtidena. Gaasikihile mõjuv gravitatsioonijõud peab olema tasakaalus rõhkude erinevusega kihi all ja ülaservas. Vastavate võrrandite lahendamine konstantse temperatuuri $T$ puhul annab nt rõhu eksponentsiaalse sõltuvuse kõrgusest $h :$ $p ≃ p_{0} exp (- A h / T) .$ Suurus $A$ võtab siin kokku mitmesugused konstandid. Siin oli eeldus konstantsest temperatuurist, mis saab loomulikult kehtida vaid üsna piiratud kõrguste vahemikus. Seetõttu loetakse nii mõnigi kord temperatuuri vaid parameetriks, mis on erinevatel kõrgustel erinev. Kuid toodud eksponentsiaalne rõhu avaldis on siiski üsna jäme lähendus (nt ei arvesta õhuniiskust) ja sobib vaid lihtsustatud arvutusteks.

Antud temperatuuril $T$ omavad gaasiosakesed Maxwelli kiiruste jaotust. Sellest on võimalik arvutada nt ruutkeskmine kiirus

v_{r k} = \sqrt{⟨ v^{2} ⟩} = \sqrt{\frac{3 k T}{m}}

st osakese keskmine kiirus kasvab temperatuuri tõustes ja väheneb osakese massi kasvades.

Joonis 167. Maxwelli kiiruste jaotus. Vertikaaljoonega on näidatud jaotuse maksimumile vastav kiirus $v_{t}$ (tõenäolisim kiirus) ning ruutkeskmine kiirus $v_{r k}$ . Parempoolsel pildil on Maxwelli jaotus erineva temperatuuri ja erineva massiga molekulide jaoks.

Arvutades planeedi massi ja raadiuse alusel paokiirust planeedi pinna lähedal (vt p. 3.3.1) on võimalik hinnata, kas mingil antud omadustega planeedil võiks olla mingi antud temperatuuri juures püsiv atmosfäär või mitte. Lihtsalt paokiiruse ja ruutkeskmise kiiruse võrdustamisest ei piisa. Atmosfääri püsivuse hindamiseks tuleb arvestada, et Maxwelli kiiruste jaotuse puhul on küllalt palju ka selliseid osakesi, millede kiirus ületab oluliselt ruutkeskmist kiirust. Nii et isegi kui ruutkeskmine kiirus on mõnevõrra väiksem paokiirusest, siis mingi osa atmosfääri osakestest saab ikkagi planeedilt lahkuda. Allesjäänud osakeste vahel sättub sisse aga taas Maxwelli kiiruste jaotus, kuid veidi erineva ruutkeskmise kiiruse väärtusega. Nii et tegemist on keerukate arvutustega.

Atmosfääri aatomite/molekulide lahkumine võtab aega. Nt maapinna lähedal olev isegi üsna suure kiirusega liikuv molekul ei lahku koheselt, kuna oma teekonnal atmosfäärist välja põrkub ta korduvalt teiste molekulidega ning see võtab aega. Atmosfäärist lahkumine toimub ülakihtidest, kus gaas on piisavalt hõre. Kuid see on vaid ajanihe, atmosfääri püsimise määrab ikkagi aatomite/molekulide keskmise kiiruse ja paokiiruse vahekord. Väga ligikaudse reeglina võib võtta, et miljardi aasta jooksul säilib vähemalt pool atmosfäärist, kui $v_{r k} < 0, 2 v_{p a o} .$ Vastavate arvutuste alusel on Jupiteri-sarnasel planeedil säilinud isegi vesinik; Maal ja Veenusel on $H$ ja $H e$ lahkunud; Marsil on lahkunud ka veeaur; Merkuuril ja Kuul on lahkunud ka $O,$ $N,$ $C O_{2}$ (joonis 168, vt ka https://astro.unl.edu/naap/atmosphere/atmosphere.html).

Planeetidel võib olla globaalne magnetväli. Selle struktuur võib olla keeruline, kuid üldiselt domineerib dipoolne osa, mis võib ajas ka muutuda. Magnetvälja allikaks on planeedi vedel elektrit juhtiv osa (nt metallist tuuma osa), mis toimib hiiglasliku elektrigeneraatori (dünamo) ja elektromagnetina. Tuumas toimuvad konvektiivsed voolamised (kuumem aine tõuseb, jahedam laskub sissepoole). Kuna planeet ka pöörleb, siis osalevad need liikumised ka pöörlevas liikumises. Kõiki neid liikumisi mõjutab Coriolise jõud, mistõttu vastavad elektrivoolud tekitavad valdavalt dipoolmagnetvälja. Seda teooriat nimetataksegi dünamoteooriaks. Magnetvälja tekkimise detailid ei ole siiski veel korralikult välja töötatud. Üldreeglina on magnetvälja tekke tingimusteks:

(1) elektrit juhtiv vedel keskkond planeedi sisemuses,

(2) planeedi pöörlemine.

Ehk siis, mida kiirem on pöörlemine ja mida massiivsem on vedel elektrit juhtiv osa seda tugevamat magnetvälja võib oodata.

Joonis 168. Päikesesüsteemi planeetide atmosfäärde keemlised koostised.