DetectingVolcanismon Extrasolar Planets

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1 DetectingVolcanismon Extrasolar Planets L. Kaltenegger, W.G. Henning, and D.D. Sasselov The Astronomical Journal, 140, (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 1

2 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; Supervulkanestoßen noch mehr Gase in noch größere Höhen aus SO 2 als Zeichen für Vulkanismus SO 2 ist in erdähnlicher Stratosphäre nur durch Vulkanismus in großen Mengen vorhanden SO 2 verursacht gut erkennbare Absorptionslinien Menge an ausgestoßenem H 2 S ist bei meisten Eruptionen um eine Größernordnungkleiner als die des SO 2 (nur sehr selten ähnlich groß oder größer) H 2 SO 4 -Aerosole und Vulkanasche sind spektroskopisch nicht detektierbar, weil sie Licht blockieren SO 2 daher bester Marker für vulkanische Aktivität auf einem terrestrischen Planeten 2

3 Explosiv / Nicht-Explosiv Alle nicht-explosiven Ausbrüche erzeugen auf der Erde im Jahr ~15-21 Mt(10 9 kg) SO 2 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 SO 2 Dauer der Haupteruption Höhe der Eruptionssäule Menge erzeugtes H 2 SO 4 Menge ausgestoßenes HCl Zeit für Erdumlauf der Aschewolke Zeit bis zur globalen Verteilung Verweildauer der H 2 SO 4 -Aerosole in der Stratosphäre 17 (±2) Mt 4 d km, 40 km max Mtnach 28 d 3 Mt 15 d 1 y 1-3 y 3

4 2 Fallstudien Case 1 -Einzelner Ausbruch, der Gase in kompakten vertikalen Bereich verteilt (~ km Höhe) Case 2 Multiple Events, die Gase in breiteren vertikalen Bereich verteilen (~ km Höhe) Häufigkeit und Stärke von Eruptionen Abschätzung der Wahrscheinlichkeit für die Beobachtung von Vulkanismus auf extrasolaren Planeten ausgehend von Daten der Erde SO 2 -Ausstoß wird mit scalinglaws abgeschätzt 4

5 Wahrscheinlichkeit für Detektierung Wahrscheinlichkeit, einen Ausbruch einer bestimmten Stärke innerhalb eines Jahres zu detektieren entspricht der jährlichen Häufigkeit f (yr -1 ) wenn SO 2 -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: P = ( 1 f ) fail Wahrscheinlichkeit einer Entdeckung: Um Wahrscheinlichkeiten zu erhöhen: P =1 viele Planeten beobachten viele Beobachtungen durchführen oder am Besten: beides SO 2 -Gehalt ändert sich mit der Zeit (Bildung von H 2 SO 4 -Aerosolen) führt zu Unsicherheit in der Stärke des Ausbruchs N succ P fail 5

6 Das Modell Das Erdspektrum mit den spektroskopisch wichtigsten Molekülen (H 2 O, O 3, O 2, CH 4, CFC-11, CFC-12, NO 2, HNO 3, N 2, und N 2 O) wird modelliert Modellspektren wurden mit Exo-P (Kaltenegger & Sasselov2010), basierend auf Smithsonian AstrophysicalObservatory Code (Traub & Stier 1976), berechnet Atmosphären werden von km Höhe aus Standardmodellen für best. Schichten erzeugt (diskretitisiert) Fläche, die Planet während Transit am Stern verdeckt: h(λ) 2 π R ( λ), R( λ) = Rp + h( λ) Anteil der durch die Atmosphäre bedeckten 2 Sternfläche: f λ ) = 2R h( λ) / R p ( p S R p R p +h(λ) S/N-Ratio relevantes Signal während Transit: N( sig) = N( cont) N( line) Gesamtanzahl Photonen vom Stern in best. Spektralbereich für transmission spectroscopy: N T ( sig) = N( tot) * f p emergent spectroscopy: N ( sig) = N( tot) * Anzahl der fehlenden Photonen E f S Rauschen Fluktuationen in der Gesamtzahl der detektierten Photonen (im selben Wellenlängenbereich): N ( noise) = N( tot) 1/ 2 S / N = N( tot) 1/ 2 * f, f f p, transmission spectroscopy = fs, emergent spectroscopy 6

7 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 7

8 Modellspektren (ohne Wolken) Modellspektren (mit Wolken) 8

9 Modellspektren (mit Wolken, 60% Bedeckung, unterschiedliche Höhe) Transmissionsspektren Modellspektren (mit Wolken, 60% Bedeckung, unterschiedliche Höhe) Emissionsspektrum, für Case 1 und Case 2 gleich! 9

10 Ergebnis Vulkanische Signaturen in erdähnlichen Atmosphären sind zwischen 1x und 10x- Pinatubo-Ausmaß erkennbar in Transmissions-Spektren erst ab 10x klar erkennbar (längerer optischer Weg des Lichts) S/N-Ratios nähesterg-stern und Sonne in 10 pcmit erdähnlichem Planeten 10

11 S/N-Ratios nähesterm2v-stern in bekannter und 10 pcentfernung 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/R E 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 11

12 Höhere vulkanische Aktivität auf jungen Erden bzw. Super-Erden Tidalheatingkönnte ebenfalls zu verstärktem Vulkanismus führen allerdings würde maximales tidalheatingeher zu nicht-explosiven Ausbrüchen (Magmaseen) führen moderates tidalheatingkönnte Häufigkeit und Stärke explosiver Eruptionen um einen Faktor 10 erhöhen Höhere vulkanische Aktivität auf jungen Erden bzw. Super-Erden Alter des Planeten hat starken Einflußauf Vulkanismus, da noch mehr Urwärmeund 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 12

13 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 Diversitätvon Vulkanismus könnte bereichert werden 13

14 Quellen [1] [2] Detecting Volcanismon Extrasolar Planets, Kaltenegger, L., Henning, W.G., andsasselov, D.D., The Astronomical Journal, 140, 1370, 2010 [3] Detecting Planetary GeochemicalCycleson Exoplanets: Atmospheric Signatures andthe Case ofso2, 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,