ในวิทยาศาสตร์บรรยากาศการหลุดออกทางอุทกพลศาสตร์เป็น กลไก การหลุดออกทางความร้อนของบรรยากาศที่สามารถนำไปสู่การหลุดออกของอะตอมที่หนักกว่าของบรรยากาศดาวเคราะห์ ผ่านการชนกันหลายครั้งกับอะตอมที่เบากว่า โดยทั่วไปคือไฮโดรเจน กลไกนี้อาจอธิบายได้ว่าทำไมบรรยากาศของดาวเคราะห์บางดวงจึงมีออกซิเจน ไนโตรเจน และก๊าซเฉื่อยที่หนักกว่า เช่น ซีนอน น้อยลง^{[ 1 ]}กระบวนการนี้สามารถคิดได้เหมือนกับลมของดาวเคราะห์ที่รังสีจากดวงอาทิตย์ทำให้บรรยากาศชั้นบนร้อนขึ้นมาก จนในที่สุดนำไปสู่การหลุดออกของอะตอมที่เบากว่าและสร้างกระแสที่ช่วยดึงอะตอมที่หนักกว่าไปด้วย

อนุภาคในชั้นบรรยากาศจำเป็นต้องมีความเร็วสูงมากพอ (สูงกว่าความเร็วหลุดพ้น ) เพื่อหลุดพ้นจากสนามแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ มีหลายวิธีที่จะทำให้เกิดความเร็วนี้ได้ กระบวนการที่ความเร็วสูงนั้นสัมพันธ์กับอุณหภูมิเรียกว่า การหลุดพ้นเนื่องจากความร้อน เนื่องจากความร้อน เฉลี่ยกำลังสอง ( vth ) ของอะตอมแต่ละชนิดคือ${\displaystyle v_{\mathrm {th} }={\sqrt {\frac {3kT}{m}}}}$

โดยที่kคือค่าคงที่ของโบลต์ซมันน์ T คืออุณหภูมิ และmคือมวลของสสาร ดังนั้น โมเลกุลหรืออะตอมที่เบากว่าจะเคลื่อนที่เร็วกว่าโมเลกุลหรืออะตอมที่หนักกว่าที่อุณหภูมิเดียวกัน จึงทำให้หลุดพ้นจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ได้ง่ายกว่า นี่คือเหตุผลที่ไฮโดรเจนอะตอมหลุดออกจากชั้นบรรยากาศได้ง่ายกว่า

หากมีการหลุดออกจากชั้นบรรยากาศของอะตอมเบาที่ขับเคลื่อนด้วยความร้อนอย่างรุนแรง อะตอมที่หนักกว่าสามารถบรรลุความเร็วหลุดพ้นได้ผ่านแรงต้านหนืดของอะตอมที่เบากว่าที่หลุดออกไป^{[ 2 ]}นี่เป็นอีกวิธีหนึ่งของการหลุดพ้นจากความร้อน เรียกว่าการหลุดพ้นจากไฮโดรไดนามิก ชนิดของอะตอมที่หนักที่สุดที่สามารถกำจัดออกไปได้ด้วยวิธีนี้เรียกว่ามวลครอสโอเวอร์^{[ 3 ]}

เพื่อรักษาการหลุดพ้นทางอุทกพลศาสตร์ที่สำคัญ จำเป็นต้องมีแหล่งพลังงานขนาดใหญ่ที่ระดับความสูงที่กำหนดรังสีเอ็กซ์อ่อนหรือ รังสี อัลตราไวโอเลตสุดขั้ว (ความร้อนจากรังสี EUV ของดวงอาทิตย์) การถ่ายโอนโมเมนตัมจากอุกกาบาตหรือดาวเคราะห์น้อย ที่พุ่งชน หรือความร้อนที่ได้รับจากกระบวนการสะสมมวล ของดาวเคราะห์ ^{[ 4 ]}อาจให้พลังงานที่จำเป็นสำหรับการหลุดพ้นทางอุทกพลศาสตร์ สภาวะดังกล่าวอาจเกิดขึ้นในเทอร์โมสเฟียร์ ที่อุดมไปด้วย H หรือ He ซึ่ง ได้รับความร้อนจากรังสีอัลตราไวโอเลตสุดขั้วที่ รุนแรงของดวงอาทิตย์ในวัยเยาว์ ^{[ 5 ]}ดังนั้นการหลุดพ้นทางอุทกพลศาสตร์จึงมีแนวโน้มที่จะเกิดขึ้นในชั้นบรรยากาศยุคแรกของดาวเคราะห์

การประมาณอัตราการหลุดรอดของไฮโดรไดนามิกมีความสำคัญในการวิเคราะห์ทั้งประวัติและสถานะปัจจุบันของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ ในปี พ.ศ. 2524 Watson และคณะได้ตีพิมพ์^{[ 6 ]}การคำนวณที่อธิบายการหลุดรอดที่จำกัดพลังงาน โดยที่พลังงานขาเข้าทั้งหมดจะสมดุลกับการหลุดรอดออกสู่อวกาศ การจำลองเชิงตัวเลขล่าสุดบนดาวเคราะห์นอกระบบได้ชี้ให้เห็นว่าการคำนวณนี้ประเมินค่าฟลักซ์ไฮโดรไดนามิกสูงเกินไป 20-100 เท่า^[30]อย่างไรก็ตาม ในฐานะกรณีพิเศษและการประมาณค่าขีดจำกัดบนของการหลุดรอดของชั้นบรรยากาศ ก็ควรค่าแก่การกล่าวถึงในที่นี้

ฟลักซ์การหลุดรอดทางอุทกพลศาสตร์( Φ , [m ^-2 s ^-1 ]) ในการหลุดรอดที่จำกัดพลังงานสามารถคำนวณได้ โดยสมมติว่า (1) บรรยากาศประกอบด้วยก๊าซที่ไม่หนืด (2) มีน้ำหนักโมเลกุลคงที่ (3) ความดันไอ โซโทรปิก (4) อุณหภูมิคงที่ (5) การดูดซับ รังสีอัลตราไวโอเลตสุดขั้ว (XUV) ที่สมบูรณ์แบบ และ (6) ความดันลดลงเป็นศูนย์เมื่อระยะห่างจากดาวเคราะห์เพิ่มขึ้น^{[ 6 ]}

อัตรา การหลุดรอด ของไฮโดรเจนตามหลักอุทกพลศาสตร์สามารถแสดงได้ดังนี้: ${\displaystyle \Phi _{H}}$

${\displaystyle \Phi _{H}={\frac {F_{\mathrm {XUV} }R_{p}R_{\mathrm {XUV} }^{2}}{GM_{p}}}}$

โดยที่ (ในหน่วย SI ):

• F คือฟลักซ์โฟตอน [J m ^-2 s ^-1 ] ในช่วงความยาวคลื่นที่สนใจ
• R คือรัศมีของดาวเคราะห์ [เมตร]
• Gคือค่าคงที่ความโน้มถ่วง [ms ^-2 ]
• M คือมวลของดาวเคราะห์ [กิโลกรัม]
• R คือรัศมีประสิทธิผลที่เกิดการดูดกลืนรังสี XUV [เมตร]

มีการเสนอการแก้ไขแบบจำลองนี้มาหลายปีแล้ว เพื่ออธิบายถึงขอบเขตของดาวเคราะห์และประสิทธิภาพในการดูดซับฟลักซ์โฟ ตอน ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]}

อย่างไรก็ตาม เมื่อพลังการคำนวณดีขึ้น โมเดลที่ซับซ้อนมากขึ้นก็เกิดขึ้น โดยรวมเอาการถ่ายโอนรังสีเคมีแสงและอุทกพลศาสตร์ซึ่งให้การประมาณการการหลุดรอดของอุทกพลศาสตร์ที่ดีขึ้น^{[ 10 ]}

ในทางกลับกัน ฟลักซ์การหลุดออกทางอุทกพลศาสตร์ของสปีชีส์ที่หนักกว่าสามารถแสดงได้ดังนี้: ^{[ 11 ]}${\displaystyle \Phi _{i}}$

${\displaystyle \Phi _{i}=(\Phi _{H}-{\frac {(m_{i}-m_{H})gb(i,H)}{kT}})f_{i}}$

ที่ไหน

• ${\displaystyle m_{H},m_{i}}$คือมวลของไฮโดรเจนและอะตอมที่หนักกว่า i
• ${\displaystyle g}$คือความเร่งเนื่องจากสนามโน้มถ่วง
• ${\displaystyle k}$คือค่าคงที่ของโบลต์ซมันน์
• ${\displaystyle T}$คืออุณหภูมิ
• ${\displaystyle b(i,H)}$ คือค่าสัมประสิทธิ์การแพร่แบบไบนารี
• ${\displaystyle f_{i}}$คืออัตราส่วนการผสมของอะตอมที่หนักกว่า i หารด้วยอัตราส่วนการผสมของไฮโดรเจน

จากสูตรนี้จะเห็นได้ว่าอัตราการหลุดออกทางอุทกพลศาสตร์ของสสารที่มีน้ำหนักมากจะสูงกว่าสำหรับอะตอมที่มีน้ำหนักน้อยกว่า ซึ่งจะกล่าวถึงรายละเอียดในหัวข้อถัดไป

การหลุดออกทางอุทกพลศาสตร์เป็นกระบวนการแยกมวลเนื่องจากไอโซโทปทั้งหมดถูกลากโดยโปรตอนด้วยแรงเท่ากัน แต่ไอโซโทปหนักจะถูกยึดเหนี่ยวด้วยแรงโน้มถ่วงมากกว่าเมื่อเทียบกับไอโซโทปเบา^{[ 11 ]}ดังนั้นไฮโดรเจนจึงลากไอโซโทปเบาไปยังอวกาศเป็นหลัก ทำให้ชั้นบรรยากาศที่เหลืออยู่มีไอโซโทปหนักมากขึ้น^{[ 12 ]}นี่คือเหตุผลที่อัตราส่วนของไอโซโทปเบาต่อไอโซโทป หนัก ของอนุภาคในชั้นบรรยากาศสามารถบ่งชี้การหลุดออกทางอุทกพลศาสตร์ได้

โดยเฉพาะอย่างยิ่ง อัตราส่วนของไอโซโทปของก๊าซเฉื่อยต่าง ๆ⁽ 20Ne / ^22Ne , 36Ar / ^38Ar , 78,80,82,83,86Kr / ^84Kr , ^{124,126,128,129,131,132,134,136Xe} / ^130Xe ) ^หรือไอโซโทปของไฮโดรเจน( D / H ) สามารถนำมาเปรียบเทียบกับระดับในดวงอาทิตย์เพื่อ ^{บ่ง ชี้ความเป็นไปได้ของการหลุดรอดแบบไฮโดรไดนามิกในการวิวัฒนาการ} ของชั้นบรรยากาศ อัตราส่วนที่มากกว่าหรือน้อยกว่าเมื่อเปรียบเทียบกับในดวงอาทิตย์หรืออุกกาบาตชนิด CIซึ่งใช้เป็นตัวแทนของดวงอาทิตย์ บ่งชี้ว่ามีการหลุดรอดแบบไฮโดรไดนามิกอย่างมีนัยสำคัญเกิดขึ้นนับตั้งแต่การก่อตัวของดาวเคราะห์ เนื่องจากอะตอมที่เบากว่าจะหลุดรอดได้ง่ายกว่า เราจึงคาดว่าอัตราส่วนที่ต่ำกว่าสำหรับไอโซโทปของก๊าซเฉื่อย (หรือ D/H ที่มากกว่า) จะสอดคล้องกับความเป็นไปได้ที่มากขึ้นของการหลุดรอดแบบไฮโดรไดนามิก ดังที่แสดงในตาราง

การจับคู่อัตราส่วนเหล่านี้ยังสามารถใช้เพื่อตรวจสอบหรือยืนยันแบบจำลองการคำนวณที่พยายามอธิบายวิวัฒนาการของบรรยากาศได้อีกด้วย วิธีนี้ยังถูกนำมาใช้เพื่อกำหนดการหลุดรอดของออกซิเจนเมื่อเทียบกับไฮโดรเจนในบรรยากาศยุคแรก^{[ 14 ]}

ปัจจุบัน วิธีหลักที่เราสามารถวัดการหลุดรอดของไฮโดรไดนามิกของดาวเคราะห์ดวงอื่นที่ไม่ได้อยู่ในระบบสุริยะของเรานั้นมีจำกัด วิธีหลักที่เราสามารถตรวจจับการหลุดรอดของไฮโดรไดนามิกในชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะได้คือผ่านสเปกโทรสโกปีการผ่านหน้าดาวฤกษ์ วิธีนี้คือการที่เรามองไปยังดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปและวัดปริมาณแสงที่ดาวฤกษ์ปล่อยออกมา และมองหาการลดลงเล็กน้อยในปริมาณแสงที่เราวัดได้จากดาวฤกษ์ การลดลงเหล่านี้บางครั้งอาจเป็นดาวเคราะห์ แม้ว่าจะต้องถอดรหัสจากความแปรผันอื่นๆ ในความสว่างของดาวฤกษ์ เช่น การปะทุ วิธีนี้เคยใช้กับกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและทำให้สามารถตรวจพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะHD 209458 b ได้ ในขณะที่ทฤษฎีกล่าวว่าดาวเคราะห์ดวงนี้กำลังประสบกับการหลุดรอดของไฮโดรไดนามิก^{[ 15 ]}

เนื่องจากการหลุดออกทาง อุทกพลศาสตร์สามารถส่งผลกระทบอย่างมากต่อทั้งองค์ประกอบของบรรยากาศและปริมาณน้ำที่มีอยู่บนดาวเคราะห์ จึงสามารถมีบทบาทสำคัญในการกำหนดว่าดาวเคราะห์นั้นสามารถอยู่อาศัยได้หรือไม่โมเลกุลของน้ำสามารถแตกตัวเป็นไฮโดรเจนและออกซิเจนได้ผ่านกระบวนการแยกตัวด้วยแสง ทำให้ไฮโดรเจนหลุดออกไปเป็นส่วนหนึ่งของการหลุดออกทางอุทกพลศาสตร์และอาจนำน้ำบางส่วนติดไปด้วย กระบวนการนี้สามารถลดปริมาณน้ำสำรองของดาวเคราะห์ลงได้เมื่อเวลาผ่านไป ในขณะเดียวกันก็ทำให้มีไฮโดรเจนมากขึ้นเพื่อป้อนการหลุดออกของโมเลกุลอื่นๆ ซึ่งเปลี่ยนแปลงองค์ประกอบของบรรยากาศของดาวเคราะห์ต่อไป^{[ 16 ]}แม้ว่าสิ่งต่างๆ เช่น สนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์อาจช่วยลดการสูญเสียบรรยากาศโดยการเบี่ยงเบนอนุภาคที่มีประจุ แต่ผลกระทบของสนามแม่เหล็กต่อการหลุดออกทางอุทกพลศาสตร์ยังไม่ได้รับการทดสอบหรือศึกษาโดยตรง

ดาวเคราะห์นอกระบบที่อยู่ใกล้ดาวฤกษ์แม่มาก เช่นดาวพฤหัสบดีร้อนสามารถประสบกับการหลุดพ้นจากสภาวะไฮโดรไดนามิกอย่างมีนัยสำคัญ^{[ 17 ] [ 18 ]}จนถึงจุดที่ดาวฤกษ์ "เผาไหม้" ชั้นบรรยากาศของพวกมันจนหมด ทำให้พวกมันหยุดเป็นดาวเคราะห์แก๊สยักษ์และเหลือเพียงแกนกลาง ซึ่งในจุดนั้นพวกมันจะถูกเรียกว่าดาวเคราะห์ Chthonianการหลุดพ้นจากสภาวะไฮโดรไดนามิกได้รับการสังเกตในดาวเคราะห์นอกระบบที่อยู่ใกล้ดาวฤกษ์แม่ รวมถึงดาวพฤหัสบดีร้อนHD 209458b ^{[ 19 ]}

ภายในช่วงอายุขัยของดาวฤกษ์ ฟลักซ์ของดวงอาทิตย์อาจเปลี่ยนแปลงได้ ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยกว่าจะผลิต EUV มากขึ้น และชั้นบรรยากาศเริ่มต้นของโลกดาวอังคารและดาวศุกร์ น่าจะเกิดการหลุดรอดแบบไฮโดรไดนามิก ซึ่งอธิบายถึง การแยกส่วนไอโซโทปของก๊าซเฉื่อยที่มีอยู่ในชั้นบรรยากาศของพวกมัน^{[ 20 ]}

ในช่วงต้นอายุขัยของโลกน่าจะมีชั้นบรรยากาศที่อุดมไปด้วยไฮโดรเจนมากกว่า ซึ่งถูกกำจัดออกไปโดยกระบวนการนี้ และน่าจะนำไปสู่เศษส่วนไอโซโทปที่กล่าวถึง นอกจากนี้ยังน่าจะเพิ่มการออกซิเดชันบนโลกในยุคแรกเนื่องจากการแตกตัวของน้ำด้วยแสงทำให้เกิดออกซิเจน^{[ 21 ]}ในขณะที่ออกซิเจนบางส่วนน่าจะหลุดออกไปพร้อมกับโมเลกุลที่หนักกว่าอื่นๆ แต่สิ่งที่เหลืออยู่จะส่งผลต่อการออกซิเดชันในช่วงแรกของการก่อตัวของเหล็กแบบแถบและแหล่งสะสมอื่นๆ

ดาวอังคารเป็นหนึ่งในดาวเคราะห์ในปัจจุบันที่กำลังประสบกับการสูญเสียชั้นบรรยากาศและกำลังถูกวัดอย่างจริงจัง^{[ 22 ]}แบบจำลองบางแบบในปัจจุบันชี้ให้เห็นว่าการหลุดรอดของไฮโดรไดนามิกบนดาวอังคารในยุคแรกอาจช่วยให้สภาพภูมิอากาศของดาวอังคารแห้งและเย็นลงโดยรวมอย่างที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบัน^{[ 23 ]}

ดาวศุกร์เป็นที่น่าสนใจเป็นพิเศษสำหรับนักวิทยาศาสตร์ด้านดาวเคราะห์เนื่องจากความดันบรรยากาศและอุณหภูมิที่สูงมาก สภาวะเหล่านี้มีแนวโน้มที่จะเพิ่มการหลุดรอดของไฮโดรไดนามิกบนดาวศุกร์ในยุคแรก ประกอบกับรังสี EUV ที่เพิ่มขึ้นจากดวงอาทิตย์ที่อายุน้อยกว่า ทำให้น้ำจำนวนมากที่มีอยู่บนดาวศุกร์สะสมอยู่ในชั้นบรรยากาศด้านบน จากนั้นก็สลายตัวทำให้ไฮโดรเจนหลุดรอดออกไปและดึงโมเลกุลขนาดใหญ่อื่นๆ ไปด้วย^{[ 24 ]}เชื่อกันว่านี่เป็นปัจจัยสำคัญที่ทำให้ดาวศุกร์แห้งแล้งในปัจจุบัน และได้รับการสนับสนุนจากอัตราส่วนดิวเทอเรียมต่อไฮโดรเจนที่เพิ่มขึ้นในชั้นบรรยากาศ การศึกษายังบ่งชี้ว่าดาวศุกร์น่าจะสูญเสียไฮโดรเจนส่วนใหญ่ไปภายในไม่กี่ร้อยล้านปีแรกของการก่อตัวของระบบสุริยะ ซึ่งสอดคล้องกับช่วงเวลาที่มีรังสี EUV สูงขึ้นและทำให้เกิดการหลุดรอดของไฮโดรไดนามิกมากขึ้น^{[ 25 ]}

จากตารางข้างต้นจะเห็นได้ว่าซีนอนในชั้นบรรยากาศมีการแยกส่วนมากกว่าเคราติน ซึ่งดูเหมือนจะไม่สมเหตุสมผล เนื่องจากซีนอนหนักกว่าเคราตินและควรได้รับอิทธิพลจากการหลุดรอดของไฮโดรไดนามิกน้อยกว่าเคราติน อันที่จริง ตามสูตรของฟลักซ์การหลุดรอดของไฮโดรไดนามิกข้างต้น ต้องใช้ค่าสูงมากซึ่งจะเกิดขึ้นได้เฉพาะในช่วง 100 ล้านปีแรกของประวัติศาสตร์โลกเท่านั้น เมื่อฟลักซ์ EUV จากดวงอาทิตย์อายุน้อยมีความแรงเพียงพอ^{[ 26 ]}อย่างไรก็ตาม จากการวิเคราะห์ก๊าซในชั้นบรรยากาศโบราณที่ถูกกักอยู่ในของเหลวที่อยู่ในแร่ธาตุของหินยุคอาร์เคียน (3.3 พันล้านปี) ถึง ยุค พาลีโอโซอิก (404 ล้านปี) พบว่าการแยกส่วนของซีนอนในชั้นบรรยากาศยังคงดำเนินต่อไปเมื่อประมาณ 2.1 พันล้านปีก่อน ${\displaystyle \Phi _{i}}$${\displaystyle \Phi _{H}}$

คำอธิบายที่เป็นไปได้ประการหนึ่งคือ Xe อาจเป็นก๊าซเฉื่อยเพียงชนิดเดียวที่หลุดออกไปในรูปไอออน เนื่องจากเป็นก๊าซเฉื่อยเพียงชนิดเดียวที่แตกตัวเป็นไอออนได้ง่ายกว่าไฮโดรเจน^{[ 27 ]} Xe ⁺ ที่แตกตัวเป็นไอออน สามารถโต้ตอบกับโปรตอน H ⁺ผ่านแรงคูลอมบ์ ที่รุนแรง ซึ่งช่วยลดค่าสัมประสิทธิ์การแพร่แบบไบนารี b(Xe ⁺ , H ⁺ ) ลงหลายอันดับเมื่อเทียบกับกรณีของ Xe ที่เป็นกลาง^{[ 11 ]}นั่นหมายความว่าต้องการฟลักซ์การหลุดออกของไฮโดรเจนที่ต่ำกว่าเมื่อเทียบกับ Xe ที่เป็นกลาง อันที่จริง ความต้องการนั้นต่ำพอที่จะบรรลุได้ในช่วงยุคอาร์เคียน^{[ 28 ]}ซึ่งหมายความว่าการหลุดออกของ Xe แบบไฮโดรไดนามิกที่แยกตามมวลสามารถคงอยู่ได้ในช่วงยุคอาร์เคียน ${\displaystyle \Phi _{H}}$${\displaystyle \Phi _{H}}$