Wie hoch wären der Druck und die Temperatur von Gas direkt über Jupiters Gas/Flüssigkeits-Grenze?

Ältere Seiten wie diese Kursseite "Erkundung des Sonnensystems" beschreiben den Übergang in einigen hundert Kilometern Tiefe.

Neuere Erkenntnisse scheinen die Grenze tiefer zu ziehen. Sehen

Das Ergebnis war eine Überraschung für das Juno-Wissenschaftsteam, da es darauf hindeutete, dass die Wetterschicht von Jupiter massiver war und sich viel tiefer erstreckte als zuvor erwartet. Die Jupiter-Wetterschicht enthält von ganz oben bis zu einer Tiefe von 3.000 Kilometern etwa ein Prozent der Masse des Jupiter (etwa 3 Erdmassen).

- nasa.gov, 7. März 2018: "NASA Juno-Ergebnisse - Jupiters Jet-Streams sind unheimlich"

und

Unter wirbelnden Düsenströmen, 3.000 Kilometer tief, liegt ein dichter, rotierender Kern aus flüssigem Wasserstoff und Helium.

- abc.net.au, 7. März 2018: „Jupiter: Juno enthüllt tiefe Jetstreams, dichten flüssigen Kern – und das Mysterium des Zyklons“

Angesichts des aktualisierten Verständnisses der darüber liegenden Gasmasse, wie hoch wären der Druck und die Temperatur auf diesem Niveau?

Ich sehe noch nicht viel Grund, angesichts dieser neuen Ergebnisse von älteren Strukturmodellen zu wechseln ... Die Druck-Temperatur-Struktur scheint immer noch ziemlich gut durch Ergebnisse vor Juno beschreibbar zu sein ... Und das können Sie nachschlagen
Ich verstehe nicht, wie das stimmen kann. Damit der Druck für ein bestimmtes Gebiet an der Grenze unter einer revidierten Tiefe von 3.000 km immer noch derselbe ist, müsste die Gassäule darüber nicht dieselbe Masse haben wie zuvor vorgesehen? Würde das nicht bedeuten, dass es eine höhere Temperatur gibt. in der mittleren Atmosphäre. die gleiche Gasmasse ausblasen? Dann müsste es wieder auf die gleiche Temperatur konvergieren. wie zuvor für die untere Atmosphäre. Auf die eine oder andere Weise scheint es, als ob die P / T-Werte beim Abstieg einen anderen Pfad durch das Phasendiagramm verfolgen müssen als bisher angenommen, oder die Grenztiefe wäre genauer vorhergesagt worden.
Ich habe diese Papiere noch nicht wirklich gelesen, aber wir wissen, dass Jupiters Atmosphäre in diesen Tiefen (gemessen von der Galileo-Eintrittssonde) bereits konvektiv ist. Es gibt nur ein mögliches PT-Profil für eine konvektive Region (deshalb bin ich verwirrt über ihre Verwendung von "Wetterschicht", die auf eine Tropopause hinweisen würde, die dort nicht existieren sollte), auch dynamische Effekte können nur eine Störung erster Ordnung sein zusätzlich zum allgemeinen hydrostatischen Profil des Planeten. Ich bin also ziemlich skeptisch, ob diese tiefe Wetterschicht etwas mit der Planetenstruktur zu tun hat.
Technisch gesehen gibt es nicht wirklich eine Gas-Flüssigkeits-Grenze, da die Temperaturen weit über dem kritischen Punkt von Wasserstoff liegen. Es ist eine überkritische Flüssigkeit. Es gibt jedoch wichtige Veränderungen in verschiedenen Tiefen, einschließlich des Bodens der zirkulierenden Winde, des Übergangs zu metallischem Wasserstoff und (wie es jetzt erscheint) einer zunehmenden Dichte von gelösten/suspendierten schwereren Elementen, die einen etwas diffusen Kern bilden
@SteveLinton - Sie sollten das zu einer Antwort machen.

Antworten (1)

Technisch gesehen gibt es nicht wirklich eine Gas-Flüssigkeits-Grenze, da die Temperaturen weit über dem kritischen Punkt von Wasserstoff (33 K und etwa 18 bar) liegen . Es ist eine überkritische Flüssigkeit. Es gibt jedoch wichtige Veränderungen in verschiedenen Tiefen, einschließlich des Bodens der zirkulierenden Winde, des Übergangs zu metallischem Wasserstoff und (wie es jetzt erscheint) einer zunehmenden Dichte von gelösten/suspendierten schwereren Elementen, die einen etwas diffusen Kern bilden. Es gibt viele leicht zugängliche "Pre-Juno"-Informationen , einschließlich Temperatur und Druck beim Übergang zu metallischem Wasserstoff (10000 K und 20 GPa). Diese Quelle liefert einen Druck von 100 kBar am Boden der zirkulierenden Windschicht (etwa 10 GPa), aber ich kann keine Temperatur finden.

Ich habe gerade dieses sehr interessante Diagramm gefunden: Geben Sie hier die Bildbeschreibung einaus diesen Vorlesungsnotizen, das zeigt, wie die erwarteten Temperaturen und Drücke im Inneren aller Riesenplaneten die verschiedenen Phasen von Wasserstoff in Beziehung setzen. Beachten Sie, wie alle außer Jupiter die kurze gekrümmte schwarze Linie links kreuzen, so dass sie bei Drücken von einigen Atmosphären und Temperaturen von einigen zehn Kelvin eine Gas-Flüssigkeits-Grenze haben

Nur zur Info, es gibt derzeit keine Antwort auf „Flüsse aus metallischem Wasserstoff“ in der Atmosphäre des Jupiter? und ich habe gerade ein Kopfgeld hinzugefügt.
Hrm... zum Übergang ins Metallische, das Diagramm auf S. 27 des arXiv-PDF von Guillot, T. 1999, "Ein Vergleich der Innenräume von Jupiter und Saturn" (Planetary and Space Science, Band 47, Ausgabe 10-11, S. 1183-1200) "Eine Übergangsregion, angenommen zu zwischen 1 und 3 Mbar liegen, ist vertreten, aber Experimente und Theorie sind noch unklar, ob die Trennung zwischen molekularen und metallischen Bereichen scharf ist oder nicht." Also (Umrechnung von Megabar) wurde angenommen, dass es demnach bei 100 bis 300 GPa liegt?
Daraus, denke ich, schließen wir einfach, dass es noch niemand wirklich weiß. Juno könnte uns eine Vorstellung von der Tiefe geben, in der Jupiter leitfähig wird, und/oder vom Dichteprofil
Wie hoch wären der Druck und die Temperatur von Gas direkt über Jupiters Gas/Flüssigkeits-Grenze?
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