Präsentation PDF - Graz in Space - Österreichische Akademie der
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Evolution von Planetenatmosphären Helmut Lammer [[email protected]] Österreichische Akademie der Wissenschaften, Institut für Weltraumforschung, Graz Graz in Space 2016 Viele offene Fragen • Entstehung von Protoatmosphären • Effekte und Stabilität der frühen Atmosphären gegen hoch-energetische Strahlung (X-ray, SXR, EUV, UV) sowie dichten- und energiereichen Teilchenflüssen – – – zeitliche Variationen der stellaren Aktivität stellare Aktivität ist unterschiedlich je nach Spektraltyp des Sterns stellare Aktivität kann sich über Milliarden Jahre bis auf 3 Größenordnungen ändern • Wie konnte sich die Erdatmosphäre durch diese aktive Phase der frühen Sonne entwickeln? • Welche Rolle spielen planetare Magnetfelder und Magnetosphären? • Wie wichtig ist die Zusammensetzung von frühen Planetenatmosphären? - Waren die frühen Atmosphären reich an Wasserstoff? - Wie wichtig ist CO2? - Prozesse welche die hohe Atmosphäre kühlen - Wie stabil sind Stickstoffatmosphären gegen extreme UV Strahlung IWF/ÖAW GRAZ 2 Protoatmosphären I: Nebel-basierend • Planeten entstehen durch Kollisionen von Planetesimalen und planetaren Embryos • Planetare Nebel verschwinden nach ca. 3 bis 10 Millionen Jahren [Raymond et al., Icarus 2005] [Stökel et al., ApJ 2015] Protoatmosphären II: katastrophische Entgasung von Wasserdampf und CO2 H2O, CO2, CH4, NH3 ⇑ IWF/ÖAW GRAZ 4 Strahlung trifft Atmosphäre Reaktion der Atmosphäre auf hohe EUV-Einstrahlung adiabatische Abkühlung [Krauss et al., Ann. Geophys. 2012 ] IWF/ÖAW GRAZ 6 Verlust von eingefangenem Nebelgas ? [Johnstone et al., A&A 815, L12, 2016] IWF/ÖAW GRAZ 7 Aktivitätsentwicklung Sonnen-ähnlicher Sterne IWF/ÖAW GRAZ [Tu et al., A&A 2015] 8 Die Flucht von Wasserdampfatmosphären am Beispiel der frühen Venus & Erde frühe Erde frühe Venus 15 % [Lammer, 40 % Springer Briefs, 2012] [e.g., Rubey, Bull. Geo. Soc. Am. 1952; Elkins-Tanton, Planet. Sci. Lett. 2008] [Lammer, Springer Briefs in Astronomy 2012] IWF/ÖAW GRAZ 9 Die Evolution der Venus Atmosphäre [Lammer, Springer Briefs in Astronomy 2012] IWF/ÖAW GRAZ 10 CO2 vs. erdähnliche N2-Atmosphären [Lichtenegger et al., Icarus 2010; Lammer et al., OLEB 2012] Magnetopause der Erde Venus-Atmosphäre CO2 Erd-Atmosphäre N2 [Tian et al., JGR 2008; Lammer et al., SSR 2008] Die Evolution der frühen Erdatmosphäre IWF/ÖAW GRAZ 12 Die Evolution der Erdatmosphäre IWF/ÖAW GRAZ [Lammer, Springer Briefs in Astronomy 2012] 13 Der frühe Mars IWF/ÖAW GRAZ 14 Die Evolution der Marsatmosphäre [Lammer et al., Space Sci. Rev., accepted 2012] IWF/ÖAW GRAZ 15 Implikationen für „super-Erden“ „super-Erden“ haben Probleme ihre Protoatmosphären zu verlieren wasserreiche Planeten können abiotischen Sauerstoff anreichern H2O + hν → OH + H [Lammer, Springer Briefs in Astronomy 2012] „super-Erden“ mit bekannten Radien und Massen Potentielle Habitate weniger häufig häufiger ? sehr häufig sehr häufig IWF/ÖAW GRAZ [Lammer, Springer Briefs in Astronomy 2012] 17 Zusammenfassung • Die habitable Zone ist ein wichtiger Bestandteil für die Evolution von erdähnlichen Planeten – gibt aber keine Garantie dafür ab, dass sich ein Planet sich zu einer zweiten Erde entwickeln muss • Wann und von wo bekam die Erde ihren Stickstoff? - Vulkane? - Asteroiden (spätes schweres Bombardement)? - Problem bezüglich der Stabilität von Stickstoffatmosphären • Viele erdähnliche Planeten und „super-Erden“ können sehr wahrscheinlich ihre wasserstoffreichen Protoatmosphären nicht verlieren → ineffiziente Atmosphärenflucht • „Erd-analoge Planeten“ scheinen weniger häufig zu entstehen als „exotische Habitate“ • Diese Hypothesen können durch Beobachtungen und Modellrechnungen in der nahen Zukunft verifiziert werden IWF/ÖAW GRAZ 18
