Detecting Volcanism on Extrasolar Planets Part 2

02.12.2010
Detecting Volcanism on
Extrasolar Planets
L. Kaltenegger, W.G. Henning, and
D.D. Sasselov
The Astronomical Journal, 140, 1370-1380 (2010)
Bildquelle: [1]
Idee
• Spektren von extrasolaren Gasriesen wurden bereits
beobachtet und daraus grobe Atmosphärenmodelle
abgeleitet
• Spektren terrestrischer Planeten könnten in der nahen
Zukunft beobachet werden
• Paper beschreibt Modell, um Vulkanismus auf
terrestrischen Exoplaneten in Spektren nachzuweisen
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Vulkanismus auf der Erde
• Großteil der vulkanischen Gase tritt nicht-explosiv aus
(mittelozeanischer Rücken, Fumarolen, nicht-explosive
Eruptionen wie z.B. Kilauea)
• Für spektroskopische Beobachtungen sind explosive Szenarien
interessant, bei denen Gase die Stratosphäre erreichen, wo
sie länger verbleiben, als in der Troposphäre
• Explosive = plinianische Eruptionen ereignen sich entlang von
– Subduktionszonen
– Innerkontinental, wenn das Magma reich an Silikaten und Gasen ist
• Beispiele: Mt. St. Helens, Krakatau, Mt. Pinatubo Gase
erreichen Höhen von 12 bis 25 km; Supervulkane stoßen noch
mehr Gase in noch größere Höhen aus
SO2 als Zeichen für Vulkanismus
• SO2 ist in erdähnlicher Stratosphäre nur durch
Vulkanismus in großen Mengen vorhanden
• SO2 verursacht gut erkennbare Absorptionslinien
• Menge an ausgestoßenem H2S ist bei meisten
Eruptionen um eine Größernordnung kleiner als die
des SO2 (nur sehr selten ähnlich groß oder größer)
• H2SO4-Aerosole und Vulkanasche sind spektroskopisch
nicht detektierbar, weil sie Licht blockieren
• SO2 daher bester Marker für vulkanische Aktivität auf
einem terrestrischen Planeten
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Explosiv / Nicht-Explosiv
• Alle nicht-explosiven Ausbrüche erzeugen auf der
Erde im Jahr ~15-21 Mt (109 kg) SO2
• Das ist soviel, wie bei EINEM explosiven Event,
allerdings über ein ganzes Jahr verteilt
• erzeugt daher schwächeres Signal, da die Gase
einzelner Events viel stärker vom Auswaschen durch
Regen in der Troposphäre betroffen sind
• In der Stratosphäre verbleiben Gase aber länger
(explosive Szenarien)
Ausbruch des Pinatubo 1991
(Basis des Modells)
Menge ausgestoßenes SO2
17 (± 2) Mt
Dauer der Haupteruption
4d
Höhe der Eruptionssäule
12 -25 km, 40 km max.
Menge erzeugtes H2SO4
20 – 30 Mt nach 28 d
Menge ausgestoßenes HCl
3 Mt
Zeit für Erdumlauf der Aschewolke
15 d
Zeit bis zur globalen Verteilung
1y
Verweildauer der H2SO4-Aerosole
in der Stratosphäre
1-3y
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2 Fallstudien
• Case 1 - Einzelner Ausbruch, der Gase in
kompakten vertikalen Bereich verteilt (~ 12-14
km Höhe)
• Case 2 – Multiple Events, die Gase in breiteren
vertikalen Bereich verteilen (~ 12-25 km Höhe)
Häufigkeit und Stärke von Eruptionen
• Abschätzung der Wahrscheinlichkeit für die Beobachtung von
Vulkanismus auf extrasolaren Planeten ausgehend von Daten
der Erde
• SO2-Ausstoß wird mit „scaling laws“ abgeschätzt
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Wahrscheinlichkeit für Detektierung
• Wahrscheinlichkeit, einen Ausbruch einer bestimmten
Stärke innerhalb eines Jahres zu detektieren entspricht
der jährlichen Häufigkeit f (yr-1)
• wenn SO2-Signatur z.B. 30 d in Atmosphäre bleibt,
braucht man nur 12 Beobachtungen jeweils 30 Tage
auseinander um Ausbruch zu detektieren
• Annahme: alle Planeten weisen erdähnliche Aktivität auf
• Definition: N = Anzahl der beobachteten Planeten *
Anzahl der Beobachtungsjahre
z.B. 100 Planeten, 10 Jahre N = 1000 Planetenjahre
Wahrscheinlichkeit für Detektierung
• Wahrscheinlichkeit, in allen Beobachtungen keine Entdeckung zu
machen:
Pfail = (1 − f ) N
• Wahrscheinlichkeit einer Entdeckung:
Psucc = 1 − Pfail
• Um Wahrscheinlichkeiten zu erhöhen:
viele Planeten beobachten
viele Beobachtungen durchführen
oder am Besten: beides
• SO2-Gehalt ändert sich mit der Zeit (Bildung von H2SO4-Aerosolen)
führt zu Unsicherheit in der Stärke des Ausbruchs
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Das Modell
Das Erdspektrum mit den spektroskopisch wichtigsten Molekülen
(H2O, O3, O2, CH4, CFC-11, CFC-12, NO2, HNO3, N2, und N2O) wird
modelliert
• Modellspektren wurden mit Exo-P (Kaltenegger & Sasselov 2010),
basierend auf Smithsonian Astrophysical Observatory Code (Traub
& Stier 1976), berechnet
• Atmosphären werden von 0-100 km Höhe aus Standardmodellen
für best. Schichten erzeugt (diskretitisiert)
h(λ)
• Fläche, die Planet während Transit am Stern verdeckt:
•
π R 2 ( λ ), R (λ ) = R p + h ( λ )
• Anteil der durch die Atmosphäre bedeckten
f p (λ ) = 2 R p h(λ ) / RS2
Sternfläche:
Rp
Rp+h(λ)
S/N-Ratio
• relevantes Signal während Transit:
N ( sig ) = N (cont ) − N (line) Anzahl der fehlenden Photonen
• Gesamtanzahl Photonen vom Stern in best. Spektralbereich
für
– transmission spectroscopy: N T ( sig ) = N (tot ) * f p
– emergent spectroscopy:
N E ( sig ) = N (tot ) * f S
• Rauschen Fluktuationen in der Gesamtzahl der
detektierten Photonen (im selben Wellenlängenbereich):
N (noise) = N (tot )1/ 2
 f , transmission spectroscopy
• S / N = N (tot )1/ 2 * f , f =  p
 f s , emergent spectroscopy
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Wolken
• werden durch kontinuumsabsorbierende/-emittierende
Schichten in bestimmten Höhen modelliert
• Pfad des Lichts durch die Atmosphäre wird durch parallel
einfallende Strahlen approximiert
• werden in Atmosphäre gebrochen, und gehen entweder
durch oder werden durch einmalige Streuung oder Absorption
aus dem Strahlengang entfernt
• Modellatmosphäre für die Erde: US Standard Atmosphere
1976 (COESA 1976) Planeten mit anderer Atmosphäre
(Ozonschicht, Temperaturinversion!) liefern andere
Ergebnisse!
Ergebnisse
• es wurden transmission und emergent spectra
zwischen 0.4 und 40 µm berechnet (allerdings nur
zwischen 5 und 40 dargestellt), jeweils für Case 1 und
Case 2
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Modellspektren (ohne Wolken)
Modellspektren (mit Wolken)
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Modellspektren (mit Wolken, 60%
Bedeckung, unterschiedliche Höhe)
Transmissionsspektren
Modellspektren (mit Wolken, 60%
Bedeckung, unterschiedliche Höhe)
Emissionsspektrum, für Case 1 und Case 2 gleich!
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Ergebnis
• Vulkanische Signaturen in erdähnlichen
Atmosphären sind zwischen 1x und 10xPinatubo-Ausmaß erkennbar
• in Transmissions-Spektren erst ab 10x klar
erkennbar (längerer optischer Weg des Lichts)
S/N-Ratios
nähester G-Stern und Sonne in 10 pc
mit erdähnlichem
Planeten
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S/N-Ratios
nähester M2V-Stern in bekannter und 10 pc Entfernung mit
Supererde
Höhere vulkanische Aktivität auf
jungen Erden bzw. Super-Erden
• terrestrische Super-Erden könnten stärkeren
Vulkanismus aufweisen Wahrscheinlichkeiten für
Eruption könnten um Faktor R/RE erhöht werden
• größere globale Wassermasse vorhanden größere
Kontinentalflächen unter Wasser
• dichtere Atmosphären und durch größere Gravitation
auch kleinere Skalenhöhe
• Weg des Lichts durch Atmosphäre bei Supererde
länger
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Höhere vulkanische Aktivität auf
jungen Erden bzw. Super-Erden
• Tidal heating könnte ebenfalls zu verstärktem
Vulkanismus führen
• allerdings würde maximales tidal heating eher zu
nicht-explosiven Ausbrüchen (Magmaseen) führen
• moderates tidal heating könnte Häufigkeit und Stärke
explosiver Eruptionen um einen Faktor 10 erhöhen
Höhere vulkanische Aktivität auf
jungen Erden bzw. Super-Erden
• Alter des Planeten hat starken Einfluß auf
Vulkanismus, da noch mehr Urwärme und noch nicht
zerfallene Radionuklide vorhanden sind
• erhöhte tektonische Aktivität könnte zu häufigeren
Ausbrüchen führen
• allerdings: große Kontinente + Subduktionszonen
waren auf der sehr jungen Erde kaum vorhanden eher nicht-explosive Events an ozeanischen Rücken
bzw. Vulkaninseln
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Einfluß von Wasser
• Planeten mit weniger Wasser geringere
vulkanische Aktivität, da Lithosphäre zu viskos für
Subduktion
• Planeten mit mehr Wasser Magma zu dünnflüssig,
um explosive Events zu ermöglichen; außerdem
könnte ein Großteil der Kontinente unter Wasser
liegen
Conclusio
• Vulkanismus könnte auf Exoplaneten detektiert werden
(z.B. mit JWST)
• Beobachtungsstrategien können für jedes Instrument aus
S/N-Ratios ermittelt werden
• Vulkanismus wird ab 1-10x Pinatubo-Events detektierbar
• 10x-Event kann mit 10% Wahrscheinlichkeit entdeckt
werden, wenn z.B. 50 Planeten für 2 Jahre beobachtet
werden
• Wahrscheinlichkeit der Entdeckung auf jungen Erden,
Super-Erden und Planeten/Monden in exzentrischen Orbits
höher
• große Planeten bei kleinen Sternen wären optimal (S/N!)
• Wissen über die Diversität von Vulkanismus könnte
bereichert werden
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Quellen
[1] http://vulcan.wr.usgs.gov/Imgs/Jpg/Pinatubo/Images/Pinatubo91_eruption_plume_06-12-91_med.jpg
[2] Detecting Volcanism on Extrasolar Planets, Kaltenegger, L., Henning, W.G., and Sasselov, D.D., The
Astronomical Journal, 140, 1370, 2010
[3] Detecting Planetary Geochemical Cycles on Exoplanets: Atmospheric Signatures and the Case of SO2,
Kaltenegger, L., Sasselov, D., The Astrophysical Journal, 708, 1162, 2010
[4] Theoretical atmospheric transmission in the mid- and far-infrared at four altitudes, Traub, W.A., Stier, M.T.,
Applied Optics, 15, 364, 1976
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