Wie bestimmen wir die innere Zusammensetzung von Gasriesen?

@SteveLinton lieferte die primären Untersuchungen zur Bestimmung der inneren Struktur eines Riesenplaneten: Gravitationsfeldstruktur und Magnetfeldstruktur. Eine kleine Korrektur: Während die Hin- und Rücklaufzeiten ("Entfernungs"-Daten) nützlich sind, sind die genauesten Daten Doppler-Daten der Geschwindigkeit des Raumfahrzeugs gegen die Zeit, wie in Arv Kliores Artikel über die radiowissenschaftlichen Untersuchungen von Cassini beschrieben (überspringen zu den Abschnitt über himmelsmechanische Untersuchungen). Arvs Artikel ist eine gute allgemeine Referenz für den Rest dieses Beitrags. Doppler-Geschwindigkeitsmessungen übersetzen direkt über Differentiation in Beschleunigungen; dazu gleich mehr.

Wenn alle Planeten perfekt kugelsymmetrisch wären, würden die himmelsmechanischen Experimente nur Auskunft über die Gesamtmasse eines Planeten geben, da ein kugelsymmetrisches Objekt ein kugelsymmetrisches Schwerefeld erzeugt. Aber alle Planeten haben Asymmetrien, besonders schnelle Rotatoren, die deutlich abgeflacht werden. Alle Riesenplaneten sind schnelle Rotatoren, also sind sie großartige Studienobjekte. Je höher die Massendichte des Objekts ist, desto weniger abgeflacht ist es bei einer gegebenen Größe und Rotationsgeschwindigkeit. Aus diesem Grund ist die Abflachung von Saturn trotz seiner langsameren Rotationsrate so viel größer als die von Jupiter. Abgeflachte Objekte erzeugen ein Gravitationsfeld, das zylindersymmetrisch, aber nicht kugelsymmetrisch ist und durch mathematische Funktionen beschrieben wird, die als sphärische Harmonische bezeichnet werden. Mit Radio Science Celestial Mechanics (RSCM) Untersuchungen (unter Verwendung von Doppler- und Ranging-Daten) können wir die sphärischen Harmonischen mit großer Genauigkeit messen.

Wenn Sie tiefer in einen riesigen Planeten hinabsteigen, nimmt die lokale Massendichte natürlich zu und reagiert auf die konkurrierenden Einflüsse von zunehmendem Druck und steigender Temperatur mit zunehmender Tiefe. Manchmal, wenn eine Zusammensetzungsänderung oder eine plötzliche Abnahme der thermischen Abfallrate auftritt, kann eine schnellere Zunahme der Dichte auftreten, was zu einer Annäherung an eine Dichtekontrastfläche ("Oberfläche" im Sinne der Oberfläche einer abstrakten Form, keine flüssige oder feste Oberfläche!): Oberhalb dieser Oberfläche ist die Dichte deutlich geringer als darunter. Die Dichtekontrastfläche wird ebenfalls abgeflacht sein, und der Grad der Abflachung wird eine Funktion der Dichten darüber und darunter sein. Diese abgeflachte Dichtestruktur trägt auch zu den sphärischen Harmonischen bei.

Gute Messungen der sphärischen Harmonischen des Gravitationsfeldes eines Planeten erlauben Rückschlüsse auf das vertikale Profil der Massendichte, das primäre Maß für die innere Struktur, von der Troposphäre bis zum Kern. Die Integration der entsprechenden Gleichungen, die solche Dinge wie Gravitationsbeschleunigung, Druck und Temperatur mit den Zustandsgleichungen planetarer Materialien (Wasserstoff, Helium, Methan, Wasser, Silikate, Metalle usw.) von der Troposphäre nach unten in Beziehung setzen, ermöglicht es, die Zusammensetzung grob als Funktion abzuleiten der Tiefe, eingeschränkt durch das gemessene Dichteprofil. Wenn ein vorgeschlagenes Zusammensetzungsprofil, gefaltet mit diesen Gleichungen, ein Dichteprofil erzeugt, das nicht mit den Messungen übereinstimmt, dann hoppla! , zurück zum Zeichenbrett!

Magnetfelder fügen dem Problem weitere Informationen hinzu. Dynamofelder werden in Tiefen erzeugt, in denen Sie eine signifikante elektrische Leitfähigkeit der dortigen Bestandteile erhalten. Ähnlich wie bei Zustandsgleichungen haben wir für die meisten Bestandteile von Riesenplaneten gute experimentelle Messungen ihrer Leitfähigkeit (einschließlich Mischungen) als Funktion von Temperatur, Druck usw. Die Messung der Struktur des Dynamo-Magnetfelds eines Planeten sagt Ihnen, in welcher Tiefe er sich befindet erzeugt, und das hilft, die vertikalen Profile von Druck, Temperatur und Zusammensetzung einzuschränken.

Wie erhalten wir die Doppler-Messungen für RSCM-Untersuchungen? Eine Station des Deep Space Network (DSN) auf der Erde sendet an das Raumfahrzeug ein Funksignal, dessen Frequenz von einem Wasserstoffmaser an der Station sehr genau bestimmt wird. Wenn dieses Signal am Raumfahrzeug ankommt, wurde es durch die relative Geschwindigkeit entlang der Sichtlinie zwischen der DSN-Station und dem Raumfahrzeug dopplerverschoben. Das Raumschiff dreht dieses Signal dann um und sendet es erneut ( transpondsit) zurück zum DSN, wodurch die Dopplerverschiebung des ursprünglichen Signals verdoppelt wird. An der DSN-Station wird das empfangene Signal mit dem gesendeten Signal verglichen und die Doppler-Verschiebung extrahiert, was die relative Geschwindigkeit des Raumfahrzeugs bezüglich der Antenne der DSN-Station entlang der Sichtlinie ergibt. Riesige Programme nehmen alle Doppler- und Entfernungsdaten (und alle anderen zuverlässigen Daten, die die Ermittler finden können!) als Eingabe und passen dann am besten an die Gesamtmasse des Planeten, seine Position im Weltraum, seine sphärische Harmonik und die Position des Raumfahrzeugs in Bezug auf der Planet – eine riesige Liste von Variablen, die am besten zu den Daten passen. Das Programm des JPL heißt "ODP" (nicht sehr aufregend, nicht wahr?) und mehrere andere Institutionen haben ihre eigene Software.

Ich erwähnte die Differenzierung von Doppler-Geschwindigkeitsmessungen, um Beschleunigungen zu erhalten. (Für diejenigen, die noch keine Analysis hatten, wird hier im Wesentlichen untersucht, wie stark sich die Geschwindigkeit von einer Messung zur nächsten ändert, was Beschleunigung ist.) Das hat eine kleine Wendung: da die Geschwindigkeiten nur die Komponenten der Geschwindigkeit sind entlang der Sichtlinie auch die Beschleunigungen! Die aus den Daten abgeleiteten Gravitationsbeschleunigungen sind die Komponenten des Gravitationsfeldes des Planeten entlang der Sichtlinie. Wenn der Gravitationsbeschleunigungsvektor senkrecht zu dieser Sichtlinie steht, können Sie ihn nicht messen! Die Komponente entlang der Sichtlinie ist Null ! Aus diesem Grund sind RSCM-Daten am besten, wenn die Umlaufbahnebene des Raumfahrzeugs mit der Kante auf die Richtung vom Planeten zur Erde ausgerichtet ist.

Und deshalb sind die RSCM-Daten, die Cassini in seinen letzten Umlaufbahnen erhielt, so exquisit gut: Die Periapsis der Umlaufbahn, die direkt neben der Atmosphäre streifte, befand sich fast direkt zwischen Saturn und Erde. Das Raumschiff tauchte in die stärksten Regionen des Gravitationsfeldes ein, und die Beschleunigungsvektoren waren gut auf die DSN - Cassini -Sichtlinie ausgerichtet. Eine Funkausrüstung der Flaggschiff-Klasse zu haben, hat auch nicht geschadet! Juno wird nicht ganz so gut abschneiden, weil ihre Umlaufbahn näher an der Vorderseite als an der Kante liegt, sodass selbst bei Periapsis ein großer Winkel zwischen den Gravitationsbeschleunigungsvektoren und der Sichtlinie besteht.

Bleib dran! Es ist eine weitere potenzielle Messtechnik in Sicht, die die Untersuchung des Inneren riesiger Planeten revolutionieren könnte! Die planetare Normalmodus-Seismologie ist eng verwandt mit der Helioseismologie , der Disziplin, die den Großteil unseres Wissens über die innere Struktur der Sonne geliefert hat. Es basiert auf Dingen wie Turbulenzen im Inneren eines Planeten, die Normalmodus-Oszillationen anregen, die in der populären Literatur mit "Klingeln wie eine Glocke" verglichen werden. Doppler-Messungen dieser Schwingungen sagen viel ausüber den inneren Aufbau der "Glocke". Der Charakter dieser Schwingungen hängt zwar von der Massendichte ab, aber sie hängen auch entscheidend von den intermolekularen und interatomaren Kräften ab, die die Schallgeschwindigkeit (die Schallgeschwindigkeit) verursachen, sodass diese Messungen die Schwerefeldmessungen ergänzen. Die beiden sind synergetisch! Mehrere Gruppen in den USA und Europa arbeiten an Instrumenten, die klein genug sind, um auf Raumfahrzeugen zu fliegen.

Eine Unsicherheit bei diesem Ansatz ist die Stärke der Normalmodus-Oszillationen in einem Planeten statt in der Sonne. Sie hängen etwas von der Menge an Turbulenzen und anderen treibenden Kräften ab, die sehr unsicher sind. Eine französische Gruppe behauptet, Normalmodus-Oszillationen in Jupiter aus erdgestützten Beobachtungen entdeckt zu haben, aber es gibt einige Skepsis in der Gemeinschaft. Messungen, die in unmittelbarer Nähe eines Planeten durchgeführt werden, sind viel empfindlicher als solche, die von der Erde aus durchgeführt werden. Wenn diese Methode funktioniert, suchen Sie nach „Doppler-Imager“-Instrumenten auf zukünftigen Raumfahrzeugen, die auf einen beliebigen Riesenplaneten zusteuern.

Nahezu alle Daten über einen Planeten können auf die eine oder andere Weise zu unserem Verständnis seiner inneren Struktur beitragen.

Allerdings sind die derzeit wahrscheinlich leistungsstärksten Techniken die Beobachtung der Gravitations- und Magnetfelder der Planeten und wie sie sich in Raum und Zeit verändern. Das Beobachten des Gravitationsfeldes läuft darauf hinaus, die Position des Satelliten genau zu verfolgen, was von der Erde aus erfolgt, indem (sehr genau) die Zeit gemessen wird, die ein Funksignal benötigt, um die Hin- und Rückfahrt zur und von der Sonde zurückzulegen. Magnetfelder können direkt gemessen werden.

Ich stelle mir vor, dass mehrere Satelliten schön wären – ein Paar von Satelliten wurde verwendet, um die Schwerkraft der Erde und des Mondes mit beispielloser Genauigkeit abzubilden , während eine Flotte von 4 Satelliten eine sehr hochwertige Kartierung des Erdmagnetfelds in 3D und im Laufe der Zeit.

Es gibt eine sehr klare Beschreibung dieser beiden Instrumente im Falle der Juno-Sonde auf dieser Seite . Juno ist ein besonders gutes Beispiel, sowohl weil es die jüngste Mission zu einem äußeren Planeten ist, als auch weil ihr Hauptziel Jupiter selbst ist und nicht die Monde.

Eine andere Technik, die auf Monden einiger Gasriesen verwendet wurde, ist die genaue Messung der Rotation der Mondoberfläche. Die Art und Weise, wie sich diese im Laufe der Zeit als Reaktion auf Gezeiten anderer Monde verändert, kann Aufschluss darüber geben, ob sich unter der Oberfläche flüssige Schichten befinden .