¿Cuáles son las energías de enlace gravitacional de los planetas de nuestro sistema solar? En particular, interesado en los planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Idealmente, la información sería de un documento u otra fuente revisada por pares, pero tomaré lo que pueda obtener. Lo que me gustaría evitar es la aproximación
Sé que ha habido mucha revisión recientemente sobre la composición y las capas de Júpiter y Saturno, y mucho se basa en nuestra capacidad para modelar el hidrógeno metálico del que sabemos muy poco. Entonces, las fuentes recientes serían mejores que las fuentes antiguas (aunque tomaré lo que pueda obtener).
Arturo don Juan y ACAC preguntaron cuánto importa este efecto, así que aquí hay algunos cálculos. Usaré a Júpiter como mi ejemplo. Su masa es 1.8986e27 kg y su radio medio es 69911 km, lo que le da Usando la aproximación cruda
Recientemente respondí una pregunta sobre la capacidad destructiva de la Estrella de la Muerte en Star Wars . Mi respuesta se basó en gran medida en la aproximación de densidad uniforme para escalar, y no estoy seguro de cuánto la afectó. Esperaba que comenzar con líneas de base razonables ayudaría, pero realmente no pude hacerlo porque no pude encontrar ninguna información sobre el GBE para otros planetas además de la Tierra. (Pude encontrar muchos ejercicios pidiendo a los estudiantes que apliquen la aproximación anterior, por supuesto).
Tengo que imaginar que hay algo por ahí, tal vez solo dando la mejor densidad de conjetura a una profundidad dada , a partir de la cual se puede integrar
La energía potencial gravitatoria de una esfera politrópica de gas (es decir, gobernada por una ecuación de estado politrópica), con un índice politrópico es dado por
Una esfera de densidad constante tendría que ser incompresible. Como un politropo tiene una presión , esto corresponde a y te da tu resultado para una esfera uniforme.
Valores más altos de tienen perfiles más centralmente condensados y energías de enlace más grandes.
El valor apropiado del índice politrópico para enanas marrones y gigantes gaseosos, donde el transporte de energía es convectivo o donde el gas es (no relativistamente) degenerado es . En cuyo caso, su coeficiente principal aumenta de 3/5 a 6/7. es decir, no es gran cosa para un cálculo aproximado.
Esta es una respuesta al punto que mencioné en los comentarios.
Para empezar, me gustaría señalar que la fórmula citada para la energía de enlace gravitacional de un cuerpo con simetría esférica no es del todo correcta. Puedes ver en el artículo wiki que el factor de en el denominador proviene de suponer una distribución de masa uniforme. Solo para tenerlo registrado, aquí hay una derivación adecuada.
Para enviar una capa de masa desde la superficie de una esfera, su caparazón, hasta el infinito, se necesita energía:
La masa dentro de esta capa es
Para obtener la energía de enlace total, enviamos todas las capas al infinito, es decir, integramos desde el núcleo ( ) al radio exterior ( ):
Tal vez con algún truco podrías reducir esa integral doble a una sola integral, pero no se me ocurre cómo hacerlo.
Si asumimos que la distribución es, digamos, , dónde está fijado por la condición de que la masa total sea , puede realizar largos cálculos y encontrar la energía de enlace en función del parámetro . Configuración , mis cálculos me dieron:
Aquí hay una trama (cortesía de wolframalpha):
Primero, como control de cordura, observe que en recuperamos la respuesta de densidad uniforme,
Lo que nos dice este gráfico es que si tenemos una distribución de masa que decae como , la energía de enlace cambiará en . Acabo de elegir específicamente porque eso da aproximadamente la densidad de masa de Júpiter en el enlace que proporcionó (ignorando la parte de hidrógeno gaseoso, cuya inclusión solo haría que la diferencia fuera más profunda).
Sin embargo, para un planeta rocoso como la Tierra , la densidad cerca de la superficie es aproximadamente un factor menos que la densidad en el núcleo, entonces , que es solo diferente a la aproximación de densidad uniforme.
Conclusión: la distribución de masa exacta para un gigante gaseoso sí importa, porque la energía de enlace calculada de una distribución semirrealista del planeta (desintegración exponencial) difiere de la distribución súper ingenua (uniforme) en un poco más de . Sin embargo, para un planeta rocoso cuya distribución disminuye mucho más lentamente, la distribución semirrealista solo cambia la respuesta ingenua sobre .
Entonces, aproximar la Tierra por una esfera de densidad de masa uniforme no es tan malo, a menos que quieras que la respuesta sea mejor que .
Siguiente paso: un posible próximo paso sería hacer una distribución por partes, utilizando una distribución diferente para cada "capa". Sin embargo, no creo que esto cambie demasiado la respuesta, pero es una dirección posible.
arturo don juan
Charles
ACAC
arturo don juan
Charles
Charles
CDCM