Habitable zones exposed - Astrosphere Collapse Frequency as a

13.01.2010
Habitable Zones Exposed:
Astrosphere Collapse Frequency as a
Function of Stellar Mass
[4]
David S. Smith, John M. Scalo
Astrosphäre
• Heliosphäre wird durch Sonnenwind aus ISM
„herausgebrannt“
• Analogon bei anderen Sternen: Astrosphäre
• Zusammentreffen mit dichter, interstellarer
Umgebung könnte Heliosphäre komprimieren
• Hinweis auf solches Ereignis in der Vergangenheit in
Gesteinsproben vom Mond ([3])
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Motivation
• Größe der Astrosphären ändert sich im Laufe eines
Sternenlebens Astrosphäre könnte bis vor die HZ
eines Sterns komprimiert werden descreening
• Cosmic ray flux variiert Einfluß auf Planetenatmosphären und mögliches Leben
• Frage: Wie oft kommt es zu Verkleinerungen der
Astrosphäre?
Modell
• Position des termination shock des Sonnenwindes
gegeben durch:
PISM =
ρ0v02r02
(Parker, 1963, [5])
rs2
• ISM strömt mit Überschall am Sonnensystem vorbei
ram pressure dominiert PISM
PISM ≈ ρ ISM V 2
ra  n0 
= 
r0  N 
1/ 2
v0
V
2
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Modell
• Annahmen:
– Winde bei anderen Sternen analog zum Sonnenwind
– Windgeschwindigkeit v0 = 400 km s-1 , unabhängig von der
Entfernung vom Stern
• Nahe der HZ könnte Sternenwind langsamer sein Modell wird auch mit v0 = 50 km s-1 gerechnet
Modell
• Abhängigkeit der Winddichte und –geschwindigkeit
von Masse und Alter des Sternes:
 M 

ξ ( M , t ) = 
 M⊕ 
α
 t



 4.5 Gyr 
β
• Bedingung, dass thermischer Druck dominiert:
2
 V

 K
T ≥ 3000
−1 
 10km s 
• magnetischer Druck wird vernachlässigt
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Gravitational focusing
[2]
• Kollisionen werden vernachlässigt ISM-Teilchen folgen
ballistischen Bahnen, bis sie mit Sonnenwind kollidieren
• Bei hohen Dichten dominiert gravitational focusing die
Akkretion durch Anziehungskraft der Sonne werden
Teilchen in bestimmte Richtung beschleunigt
Gravitational focusing
• Dichte in Richtung des Apex
(q + 2 p )
2 p (q + p )
2
N = N0
2
2
2 1/ 2
(Danby and Camm, 1975, [6])
p ≡ V / σ , q 2 ≡ 2GM / σ 2 r
• Druck auf Astrosphäre
P = NV '2 , V '2 = V 2 +
2GM
r
• Druckgleichgewicht zw. Sonnenwind und ISM Polynom 4. Ordnung für Größe ra der Astrosphäre
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Descreening bei hohen Dichten
• Lösung für Größe der Astrosphäre, wenn gravitational
focusing dominiert:
ra V 2 v04 r 03
≈
r0 2G 3 M 3
 N0



 ξ ( M , t )n0 
−2
Größe nimmt mit zunehmender Geschwindigkeit
V zu
mittlere freie Weglänge skaliert mit N0-1, Größe der
Astrosphäre mit N0-2 Kollisionsfreiheit trifft zu
Descreening bei hohen Dichten
• Descreening condition
ra
V 2 [ξ ( M , t ) ]
≈ 3.6 × 10 5 20
rHZ
N 02
2
• für minimale ISM-Dichte von
 M 

N d > 600V20ξ ( M , t )
 M⊗ 
 M

 M⊗



−3 −α / 2
− 3 / 2 −α / 4
cm −3
• für α=2.5 Stern mit 0.5 M benötigt 4-mal so hohe ISMDichte wie Erde für descreening
• Stern mit 0.1 M benötigt 120-mal so hohe ISM-Dichte wie
Erde für descreening
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Descreening allgemein
• Gleichgewicht zwischen Druck durch Sonnenwind
und ISM Polynom 4. Grades
• Lösung:
1/ 2
2 1/ 2 
 b2 1 
 4  8 Pw ( M , t )   

ra =  + b + 
2
  
 8 8 
 NV
 


−
b
2
b = 2GM / V 2 , Pw = ξ ( M , t )n0 v02 r02
Descreening allgemein
6
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Descreening allgemein
• kritische Dichte für descreening:
Nd =
PW ( M , t )  4
5 2 2 1 3 
3
 rHZ + 2brHZ + b rHZ + b rHZ 
2
V
4
4


−1/ 2
• kritische Dichte in Sternmassen über Masse-Leuchtkraftverhältnis für M < 1 M
log L = 4.10 log 3 M + 8.16 log 2 M + 7.11 log M + 0.065
(Hillenbrand and White, 2004, [7])
Descreening allgemein
7
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Descreening allgemein
• Planetensystem mit 1 M-Stern erfährt
descreening bei Zusammenstoß mit Regionen
mit Dichten > 600V20 cm-3
• Planetensystem mit 0.2 M-Stern muß Region
mit Dichten > 104V20 cm-3 begegnen, damit es
zu descreening kommt
Descreening-Rate als Funktion der
stellaren Masse
• Häufigkeit dichter ISM-Regionen nimmt mit zunehmender Dichte
ab
• Häufigkeit der Begegnung mit einer ISW:
ν ∝ R ( N ) 2 ncl ( N )
• mit Talbot & Newmann (Talbot and Newmann, 1977, [9])
ν ∝ N − 2 .4
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Descreening-Rate als Funktion der
stellaren Masse
• ncl(N) sehr unsicher, da Daten von Talbot und Newmann ([9])
aus dem Lynds-Katalog ([10]) stammen, der sehr klein ist und
von einigen Selektionskriterien abhängig ist
• daher auch relative Häufigkeit von Begegnungen mit Regionen
über best. Dichte aus FCRAO Outer Galaxy Survey ([8] bestimmt
−4
ν ∝N
• und absolute Häufigkeit
ν = π R 2 ncl v avg
Ergebnisse
• Descreening-Rate für vavg = 20 km s-1:
0.7 Gyr-1 6-mal kleiner als nur unter Verwendung
des Lynds-Katalogs ([10])
• kann für Sonne nicht besser als ~ 1-10 Gyr-1
abgeschätzt werden
• da kritische Dichte mit M-2 skaliert und ncl mit N stark
fällt descreening-Häufigkeit nimmt mit abnehmender Sternmasse extrem schnell ab
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Ergebnisse
• für Planeten bei M Sternen:
descreening tritt um einen Faktor 102-109 seltener
auf, als bei Sternen mit Sonnenmasse
• Planeten bei späten G und frühen K Sternen sollten
descreening gegenüber ebenfalls relativ immun sein
• habitable Planeten bei solchen Sternen werden (so
gut wie) nie dem ungefilterten Teilchenfluß des ISM
ausgesetzt!
Probleme
• Ergebnisse abhängig von den Parametern der Winde
von M-Klasse Sternen
• Untersuchungen haben bisher Abhängigkeit des
Windes von Masse oder Alter für M Sterne nicht gut
bestimmen können ([11])
• Modell gegenüber linearer Abhängigkeit des Windes
von der Masse unempfindlich, Abhängkeit vom Alter
hier unberücksichtigt
10
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Literaturverzeichnis
[1] Titelbild: www.aip.de/pr/ Mitt/PM_IHJ_Bild2.jpg , http://www.hardyart.demon.co.uk/pages-gallery/p-sol1.html
[2] http://spaceguard.iasf-roma.inaf.it/NScience/neo/dictionary/grav-focusing.htm
[3] Wimmer-Schweingruber, R.F. and Bochsler, P. (2000): Is there a record of interstellar pick-up ions in lunar regolith? In
Acceleration and Transport of Energetic Particles Observed in the Heliosphere: ACE-2000 Symposium (AIP Conference Proceedings),
edited by R.A. Mewaldt, J.R. Jokipii, M.A. Lee, E. Möbius, and T.H. Zurbuchen, American Institute of Physics, Melville, NY, pp. 270273
[4] Smith, D.S., Scalo, J.M., Habitable Zones Exposed: Astrosphere Collapse Frequency as a Function of Stellar Mass (2009): Astrobiology, 9, Vol. 9, Nr. 7, 673
[5] Parker, E.N. (1963): Interplanetary Dynamical Processes, Wiley, New York, pp. 113-128
[6] Danby, J.M.A. and Camm, G.L. (1975): Statistical dynamics and accretion, Mon. Not. R. Astron. Soc.,117, 50
[7] Hillenbrand, L.A. and White, R.J. (2004): An assessment of dynamical mass constraints on pre-main-sequence evolutionary
tracks, Astrophys. J., 604, 741
[8] Heyer, M.H., Carpenter, J.M., and Snell, R.L. (2001): The equilibrium state of molecular regions in the outer Galaxy, Astrophys.
J., 551, 852
[9] Talbot, J.C., Butler, D.M., and Newman, M.J. (1976), Climatic effects during passage of the Solar System through interstellar
clouds, Nature, 262, 561
[10] Lynds, B.T. (1962): Catalogue of dark nebulae, Astrophys. J., Suppl. Ser., 7,1
[11] Wood, B.E., Müller, H.-R., Zank, G.P., and Linsky, J.L. (2002): Measured mass-loss rates of solar-like stars as a function of age
and activity, Astrophys. J., 574, 412
[12] Wood, B.E., Müller, H.-R., Zank, G.P., Linsky, J.L., and Redfield, S. (2005): New mass-loss measurements from astrospheric Lyα
absorption, Astrophys. J., 628, L143
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