Atmosphären von Braunen Zwergen und Gasplaneten

Transkript

1 Atmosphären von Braunen Zwergen und Gasplaneten

2 Atmosphären substellarer Objekte Wie bei Sternen bezeichnet man als Atmosphäre die äußere Gashülle, die zumindest teilweise für elektromagnetische Strahlung durchlässig ( durchsichtig ) ist Analogie zur Photosphäre bei Sternen Ihre untere Grenze wird bei Gesteinsplaneten durch die Phasengrenze fest/flüssig zu gasförmig festgelegt. Bei substellaren Objekten wie Braunen Zwergen und Gasplaneten existiert eine derartige Phasengrenze nicht. Deshalb wird die vertikale Isobare von 100 kpa (=1 bar) als Atmosphärenuntergrenze angesehen. Physikalisch hat sie keine Bedeutung. Im Sonnensystem kann nur ein ganz kleiner Ausschnitt möglicher Planetenatmosphären an Beispielen untersucht werden

3 Beispielatmosphäre eines Gasplaneten - Jupiter Zusammensetzung: 75% Wasserstoff / 24% Helium / 1% schwerere Elemente Grundsätzlicher Aufbau von oben nach unten Photochemischer Dunst P=0.1 MPa, T=150 K oberste Wolkenschicht, feste Ammoniakpartikel P=0.2 MPa, T=210 K massive Wolken aus festen Hydrogensulfid-Partikeln Dichtere Schicht aus Hydrogensulfiden, angereichert mit Wasserdampf bzw. Wassereiskristallen P=0.7 MPa, T=280 K dünne Schicht aus einer verdünnten Ammoniak-Lösung P>20 MPa - Festkörperkondensate Fe, Mg, Si Übergangszone zu flüssigen Wasserstoff

4 Querschnitt und Wolkenbedeckung der oberen Jupiteratmosphäre

5 Temperatur- und Druckprofile von Planetenatmosphären Eine Planetenatmosphäre muß so geschichtet sein, daß sie an jedem Punkt der Bedingung des hydrostatischen Gleichgewichts genügt. definiertes Temperaturprofil definiertes Druckprofil Vertikaler Aufbau Schwerebeschleunigung g(h) Chemische Zusammensetzung Mmol (h) vertikales Temperaturprofil T(h) - von vielen Faktoren abhängig Die vertikale Temperaturänderung wird durch einen adiabatischen Temperaturgradienten beschrieben

6 Temperaturprofil der Erdatmosphäre

7 Planetenatmosphären zeichnen sich dadurch aus, daß in ihnen Stoffe auskondensieren und Dunst / Wolken bilden können Auskondensierte Stoffe bestimmen das äußere Erscheinungsbild einer Planetenatmosphäre Flüssigkeitspartikel unterschiedlicher Größe und Brechkraft Feststoffpartikel (Silikate, Metalle...) unterschiedlicher Größe Feststoffpartikel (Silikate, Metalle...) mit Eisummantelung unterschiedlicher Größe Eispartikel (Eis = volatile Stoffe, Silikate, Metalle = refraktive Stoffe)

8 Modifizierung des Temperaturprofils durch Phasenumwandlungsprozesse Enthält eine Atmosphäre einen bestimmten Spurenstoff (z.b. Wasserdampf), dann gibt es Druck- und Temperaturbereiche, wo es zur Kondensation (Wasser, Eis) oder Verdampfung/Sublimation kommen kann Phasenumwandlungen Phasenumwandlungen sind immer mit energetischen Prozessen verbunden Energieabgabe = Erwärmung der Umgebung Energieaufnahme = Abkühlung der Umgebung LATENTE WÄRME das führt zu Änderungen im vertikalen Temperaturprofil in den Höhenstufen, bei denen die Phasenumwandlungen stattfinden Da die kondensierten Stoffe eine wellenlängenabhängige Opazität besitzen, können sie den einfallenden als auch den radial nach außen verlaufenden Strahlungsfluß modifizieren...

9 Gasplaneten und Neutralgasatmosphären Brauner Zwerge Enthalten ~ 75% molekularen Wasserstoff. Kann es im gasförmigen Wasserstoff zu Phasenumwandlungen kommen? ja, Ortho- und Parawasserstoff In einem Gas aus Wasserstoffmolekülen herrscht zwischen beiden Molekülzuständen ein dynamisches Gleichgewicht Massenwirkungsgesetz Singulettzustand Triplettzustand - absoluter Nullpunkt ( C) nur Parawasserstoff - steigende Temperatur Grenzwert: 25% Para zu 75% Orthowasserstoff Energieumsatz bei der Umwandlung: Reaktionsenthalpie +/ kj/mol Im Druckbereich zwischen 0.01 und 3 MPa, wo Wasserstoffmoleküle dissoziieren und sich wieder zu Wasserstoffmolekülen verbinden, ändert sich das Ortho- zu Paraverhältnis Nachschub frischen Wasserstoffs durch Konvektion

10 Kondensationsprozesse und Wolkenbildung Gewöhnlich besteht eine Atmosphäre aus einem dominierenden Trägergas (bei Gasplaneten molekularer Wasserstoff und Helium) und darin enthaltenen Spurengasen, wobei sich der Gesamtdruck jeweils aus der Summe der Partialdrücke der einzelnen Gase ergibt. Kondensation eines Gases tritt dann ein, wenn dessen Partialdruck gleich dem Sättigungsdampfdruck wird. Hier erfolgt unter Wärmeabgabe der Umschlag von der gasförmigen Phase in die flüssige Phase (Phasenübergang 1. Art), d.h. das Gas kondensiert. Sättigungsdampfdruckkurve Clausius-Clapeyronsche Differentialgleichung Diese Differentialgleichung gibt darüber Auskunft, wie groß der Anteil jeder der beiden Phasen bei einer bestimmten Temperatur-Druck-Kombination ist. Anmerkung: Lösung hängt vom Stoff ab!

11 Beispiel: Ammoniak und Wasserdampfwolken in der Jupiter- und Saturnatmosphäre Dampfdruckkurve für Ammoniak NH3

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13 Anwendungsbeispiel: Braune Zwerge und kühle Gasplaneten Da Braune Zwergsterne nach einer kurzen Kernfusionsphase kontinuierlich auskühlen, können sie ähnlich wie Gasplaneten eine im Laufe der Zeit immer mächtiger werdende Neutralgasatmosphäre ausbilden unterschiedliche effektive Temperaturen Klassifizierung von Braunen Zwergen Bereits in den Atmosphären massearmer Hauptreihensterne können bei Temperaturen ab knapp unterhalb 2500 K refraktive Stoffe auskondensieren und Wolken bilden. je tiefer die effektive Temperatur, desto mehr Stoffe kondensieren und bilden in charakteristischen Höhen Dunst- und Wolkenschichten

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16 51 Pegasi b Bellerophon

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20 Nächstes Mal: Einstrahlungseffekte hot jupiter