Die Geheimnisse von ultraheissen Gesteinsplaneten

Ultraheisse, felsige Planeten, oft als Super-Erden bezeichnet, bekommen vermutlich genug Wärme von ihrem Stern ab, um ihre Oberflächen zu schmelzen, wodurch dauerhafte Magma-Ozeane entstehen. Einige Theorien besagen, dass diese Planeten ein bisschen von dem ursprünglichen Wasserstoffgas behalten könnten, das sie während ihrer Entstehung eingefangen haben, als sie näher zu ihrem Stern wanderten.

Dank der Fortschritte bei Raumteleskopen wie dem James-Webb-Weltraumteleskop können Forscher diese Planeten jetzt genauer beobachten, was ihnen ermöglicht, ihre Atmosphären und möglicherweise sogar ihre Inneres zu studieren.

Um die Atmosphären dieser Lava-Planeten zu verstehen, nutzen Wissenschaftler Modelle, um zu simulieren, wie Gas und Flüssigkeit interagieren, wobei sie sich auf das Gleichgewicht zwischen der Atmosphäre und dem Magma-Ozean konzentrieren. Indem sie sich die unterschiedlichen Wasserstofflevel ansehen, können sie die Zusammensetzung verschiedener Atmosphären vorhersagen. Diese Arbeit hat gezeigt, dass, wenn diese Planeten silikatische Atmosphären haben, sie oft ein Phänomen erleben, das als thermische Inversion bezeichnet wird, bei dem die Temperatur mit der Höhe ansteigt. Ein bemerkenswertes Merkmal ist ein Emissionspeak von Siliciummonoxid (SiO) im Spektrum.

Der Vergleich von Modellen, die Wasserstoff einbeziehen, mit älteren Studien zeigt, dass die Anwesenheit von Wasserstoff thermische Inversionen verändert. Wasserstoff hilft, Wärme zu speichern, wodurch die Stärke dieser Inversionen verringert wird. Allerdings sind Planeten, die sehr nah an ihren Sternen sind, so heiss, dass sie Wasserstoffmoleküle zerbrechen können, aber trotzdem eine thermische Inversion aufrechterhalten.

Das Verständnis dieser atmosphärischen Verhaltensweisen hat zwei wichtige Punkte zur Beobachtung: Erstens ist SiO in kälteren Atmosphären leichter nachweisbar, und zweitens schliesst das Finden einer thermischen Inversion in einer heissen Atmosphäre nicht die Anwesenheit von Wasserstoff aus.

Die Ergebnisse unterstreichen die Notwendigkeit, Gase wie Wasserstoff zu berücksichtigen, wenn man das Gleichgewicht zwischen der Atmosphäre und dem Magma-Ozean schätzt, da dieses Gas eine bedeutende Rolle in der Chemie der Atmosphäre spielt.

Die neuen Beobachtungswerkzeuge ermöglichen es Wissenschaftlern, eine Gruppe von felsigen Planeten zu studieren, die vorher schwer zu beobachten waren. Diese Planeten, die oft als ultraheisse, felsige Exoplaneten klassifiziert werden, zeichnen sich durch mehrere Merkmale aus: Sie haben kleine Radien, kurze Umlaufzeiten und werden intensiver Strahlung von ihren Wirtssternen ausgesetzt, was zu einem möglichen Schmelzen ihrer Oberflächen führt.

Diese ultraheissen, felsigen Planeten können in verschiedene Typen kategorisiert werden, wie „Lava-Welten“ oder „Magma-Ozean-Welten“, je nachdem, wie viel ihrer Oberfläche von geschmolzenem Gestein bedeckt ist. Die meiste Forschung konzentriert sich auf jene mit komplett geschmolzenen Oberflächen, aber Studien von teilweise geschmolzenen Oberflächen sind für die nahe Zukunft geplant.

Sobald ein Planet eine bestimmte Entfernung zu seinem Stern erreicht, insbesondere innerhalb von 0,66 astronomischen Einheiten, kann die Magma-Ozean-Phase mehr als 100 Millionen Jahre dauern. Die Interaktion zwischen der Atmosphäre und dem Magma-Ozean ermöglicht es Wissenschaftlern, herauszufinden, woraus das Innere des Planeten besteht, indem sie die atmosphärische Zusammensetzung analysieren.

Diese Forschung kann auch Aufschluss über die frühe Erde geben, da Magma-Ozeane in der Geschichte felsiger Planeten als häufig angesehen werden. Während einige Studien darauf hindeuten, dass temperierte felsige Planeten mit der aktuellen Technologie keine nachweisbaren Atmosphären haben könnten, schmelzen die hohen Oberflächentemperaturen durch die Nähe zu Sternen wahrscheinlich die Oberfläche, was dünne silikatische Atmosphären bildet.

Die projizierte Zusammensetzung dieser silikatischen Atmosphären umfasst Natrium (Na), Sauerstoff (O) und SiO, mit dem Verdacht, dass grosse Wolken aus Natrium und Kalium diese heissen Welten umkreisen könnten.

Einige Planeten, wie HD 149026 b, könnten sogar Mineralwolken in ihren Atmosphären entwickeln. Allerdings kann extreme Hitze zu ionisierten Gasen führen, was die Wolkenbildung auf der sonnenbeschienenen Seite solcher felsigen Planeten unwahrscheinlich macht.

Forschungen zu verschiedenen atmosphärischen Zusammensetzungen haben ergeben, dass eine stabile reine Natrium-Atmosphäre sich im Laufe der Zeit ändern würde und nur bestimmte Planeten, wie K2-141 b, die Bedingungen besitzen, die für eine geschmolzene Oberfläche unter ultra-kurzperiodischen Planeten, die von den neuen Teleskopen beobachtet werden, notwendig sind.

Die ausgestrahlte Energie von heisseren Sternen variiert und beeinflusst, wie die Atmosphären bestimmter felsiger Planeten reagieren. Die Rolle verschiedener Gase und deren Dichten könnte helfen, zwischen flüchtigkeitsreichen und felsigen Atmosphären zu unterscheiden. Es wurde vorgeschlagen, dass Planeten mit Dichten unter 2 g/cm³ ihre Wasserstoffatmosphäre verlieren könnten, während einige überraschend nieder-dichte felsige Planeten signifikante Mengen an flüchtigen Stoffen halten könnten.

Der Prozess der Planetenmigration während der Entstehung könnte dazu führen, dass diese aktuellen heissen Magma-Ozean-Exoplaneten in ferneren, kühleren Regionen mit grösseren Mengen Wasserstoff gebildet wurden. Neu gebildete Planeten können eine ursprüngliche Atmosphäre reich an schwereren Elementen, hauptsächlich Wasserstoff, erfassen, aber dieser Wasserstoff würde weniger als 6% der Masse des Planeten ausmachen, während er allmählich entweicht.

Für Planeten in temperierteren Umlaufbahnen beeinflusst die Menge an Wasserstoff in der Atmosphäre stark, wie lange die Magma-Ozean-Phase dauert. Gase wie Wasserdampf (H₂O), Kohlenmonoxid (CO) und Methan (CH₄) haben weniger Einfluss auf diese Phase, aber eine Erhöhung des Wasserstoffgehalts kann die Zeit bis zur Festigung erheblich verlängern.

Sogar kleine Konzentrationen von Treibhausgasen wie Wasser können Oberflächensteine schmelzen und Magma-Ozeane darunter schaffen. Es gibt Vorhersagen, dass Wasser möglicherweise noch im Mantel einiger Planeten existieren könnte, was zu einem messbaren Partialdruck von Wasser in atmosphärischen Verhältnissen, die reich an Metallen sind, führt.

Die Beziehung zwischen Wasserstoff und der Atmosphäre kann beeinflussen, wie lange Magma-Ozeane bestehen bleiben und die chemische Zusammensetzung der Atmosphäre. Wissenschaftler nutzen ein Modell, um zu erforschen, wie die Zusammensetzung der Atmosphäre die Absorption verschiedener Gase beeinflusst, und feststellen, dass die Isolation durch die Atmosphäre es ermöglichen kann, dass Magma-Ozeane bestehen bleiben.

Während die Atmosphäre Wasserstoff verliert, verwandelt sie sich in eine, die mehr aus H₂O besteht, was zu einer dichteren Atmosphäre über der geschmolzenen Oberfläche führt. Faktoren wie stellarische Strahlung und das Vorhandensein bestimmter Gase spielen bedeutende Rollen bei der Aufrechterhaltung von Magma-Ozeanen, während sich Planeten entwickeln.

Diese Arbeit konzentriert sich hauptsächlich darauf, zu verstehen, wie die Anwesenheit von Wasserstoff die Struktur der Atmosphäre und die Oberflächentemperaturen dieser Exoplaneten beeinflusst. Grosse Planeten mit wasserstoffreichen Atmosphären können mithilfe der Transmissionsspektroskopie untersucht werden, während kleinere Planeten die Emissionsspektroskopie benötigen.

Zukünftige Beobachtungen, besonders mit fortschrittlichen Teleskopen wie dem James-Webb-Weltraumteleskop, werden sich wahrscheinlich auf heisse, felsige Welten mit oder ohne wasserstoffreiche Atmosphären konzentrieren. Das Ziel ist, Daten über ihre atmosphärischen Strukturen und spektralen Eigenschaften zu sammeln.

Eine Methode namens MAGMa+Atmospheric VOLatiles-Ansatz hilft, die Zusammensetzung des Dampfes zu berechnen, der aus Magma-Ozeanen freigesetzt wird, und wie er mit Wasserstoff in der Atmosphäre interagiert.

Dieses Modell betrachtet ein System aus Natrium, Kalium, Magnesium, Aluminium, Eisen, Silizium, Sauerstoff und Wasserstoff. Forscher bewerten, wie sich verschiedene Elemente bei unterschiedlichen Drücken und Temperaturen verhalten und entdecken, dass sich mit steigenden Temperaturen die Zusammensetzung des Dampfes ändert.

Mit wechselnden Temperaturen können komplexere Reaktionen auftreten, die das Gleichgewicht der atmosphärischen Gase beeinflussen. Zum Beispiel kann eine Erhöhung der Temperaturen zu steigenden Werten von SiO führen, während Natrium und Kalium abnehmen.

Verschiedene atmosphärische Zusammensetzungen verändern signifikant die Temperatur- und Druckprofile, wobei Daten darauf hindeuten, dass mit steigenden Wasserstoffkonzentrationen die thermischen Strukturen der Atmosphären weniger vorhersehbar werden.

Die Studie zeigt, dass thermische Inversionen, bei denen die Temperaturen mit der Höhe ansteigen, unter bestimmten Gaszusammensetzungen entstehen und unterschiedliche spektrale Merkmale basierend auf Temperatur und Druck aufweisen.

In Fällen, in denen Wasserstoff reichlich vorhanden ist, ändert sich die Struktur der Atmosphäre, was möglicherweise zur Abwesenheit von thermischen Inversionen führt. Im Gegensatz dazu erzeugen bei weniger Wasserstoff feste Materialien und Metalle in der Atmosphäre starke thermische Inversionen, die zu deutlichen Emissionsmerkmalen führen.

Forscher schlagen ein Kriterium vor, um geeignete Beobachtungsziele zu identifizieren. Die Studie betont die Notwendigkeit eines Wasserstoffationspotenzialindex, um zu beurteilen, ob Planeten signifikante wasserstoffreiche Atmosphären aufrechterhalten können, angesichts ihrer gemessenen Grössen und Dichten.

Durch die Untersuchung relevanter Faktoren wie Gleichgewichtstemperatur und atmosphärischem Druck können Wissenschaftler Kandidatenplaneten auswählen, die möglicherweise Wasserstoffhüllen beherbergen. Sie bewerten den maximalen Wasserstoffgehalt, der in der Atmosphäre eines Planeten erlaubt ist, während sie dessen beobachtete Masse und Radius berücksichtigen.

Das Verständnis des Gleichgewichts von Atmosphäre und darunter liegenden Strukturen hilft, vorherzusagen, wie felsige Planeten sich entwickeln. Faktoren wie das Vorhandensein von Wasserstoff und die Auswirkungen hoher Temperaturen spielen entscheidende Rollen bei der Bildung und Stabilität dieser einzigartigen planetarischen Systeme.

In Abwesenheit anderer Einflussfaktoren zeigt die Studie, dass die Anwesenheit von Wasserstoff im Allgemeinen thermische Inversionen reduziert und beeinflusst, wie Atmosphären mit Licht interagieren.

Zukünftige Studien können diese Forschung erweitern, indem sie die Interaktionen anderer flüchtiger Stoffe in der Atmosphäre und die potenziellen Auswirkungen des atmosphärischen Entweichens einbeziehen. Während Wissenschaftler ihre Methoden verbessern und ihre Modelle erweitern, können sie die Komplexität von Lava-Planeten und ihren Umgebungen weiter enträtseln.

Durch die Beobachtung von Schlüsselsignalen können Forscher helfen, die Geschichte und potenzielle Bewohnbarkeit dieser bemerkenswerten Planeten aufzudecken und Aufschluss über die grösseren Fragen der Planetenentwicklung und die Aussichten auf die Entdeckung von Leben ausserhalb unseres Sonnensystems zu geben.