Braune Zwergsterne - Gasplaneten

Transkript

1 Braune Zwergsterne - Gasplaneten

2 Braune Zwerge Unterhalb der Zündtemperatur für den niederenergetischen Teil des pp-zyklus (~ 3 Millionen Kelvin) gibt es zwei weitere Kernfusionsreaktionen: Deuteriumbrennen (13 Mjupiter) Lithiumbrennen (65 Mjupiter) Braune Zwerge Ob ein stellares Objekt ein Brauner Zwerg ist, bestimmt die potentielle Möglichkeit, daß mindestens einer der genannten Kernfusionsprozesse irgendwann in dessen Geschichte stattgefunden hat. Reichte dagegen die Temperatur in dessen Zentrum zum Zünden des Wasserstoffbrennens, dann stellt das Objekt ein Hauptreihenstern (z.b. Roter Zwergstern) dar.

3 Braune Zwerge können nur am Anfang ihrer Entwicklung für kurze Zeit (einige 100 Ma) aktiv Energie durch Kernfusion erzeugen. Danach folgt eine lange Phase der Abkühlung, während der sich langsam aber stetig ihr innerer Aufbau verändert. Insbesondere kommt es bei sinkender Temperatur zur Ausbildung einer Neutralgasatmosphäre. Die Unterschiede zu Gasplaneten verwischen dabei immer mehr. Je kühler ein substellarer Himmelskörper wird, desto komplizierter wird sein innerer Aufbau. Zunehmend bestimmen chemische Prozesse in deren Atmosphäre ihr Aussehen Wolkenbildung, Strömungsmuster... Durch mathematische Modellierung versucht man die Änderungen, die sich bei der Abkühlung ergeben, numerisch nachzuvollziehen Entwicklungsmodelle substellarer Körper Obwohl im Prinzip die gleichen physikalischen Gesetzmäßigkeiten wie in gewöhnlichen Sternen zur Anwendung gelangen, ist das Prozedere aufgrund der für die einzelnen Parameterbereiche (T, P) nur ungenügend bekannten Zustandsgleichungen äußerst schwierig.

4 Interne Wärmequellen substellarer Objekte der Wärmeinhalt, der bei der Entstehung akkumuliert wurde (primordialer Wärmeinhalt) die Energie, die (bei Braunen Zwergen) während der Phase des thermonuklearen Brennens erzeugt wird die Umwandlung potentieller Gravitationsenergie gemäß dem Virialsatz in interne Aufheizung und Abstrahlung im Zuge der Helmholtz-Kelvin-Kontraktion die Energiefreisetzung durch gravitative Entmischung von Stoffen unterschiedlicher Dichte (z.b. Wasserstoff und Helium bei den Riesenplaneten des Sonnensystems) die Energiefreisetzung bei eventuell stattfindenden Phasenumwandlungen die Energiefreisetzung durch radioaktive Zerfallsprozesse, insbesondere im Kernbereich Alle diese Wärmequellen liefern einen vom Alter des jeweiligen Objekts abhängigen Beitrag zu dessen Leuchtkraft.

5 Die effektiven Temperaturen von Gasplaneten und Braunen Zwergen überdecken ungefähr den Bereich zwischen 80 K und 3000 K. Oberhalb von 3000 K beginnt der Bereich der Hauptreihensterne (Rote Zwerge). Substellare Objekte ändern über ihre Lebensdauer nur geringfügig ihre Größe Braune Zwerge: nichtthermische Druckkomponente durch Elektronen-Teilentartung Gasriesen: Druckaufbau durch kondensierte Gase (flüssiger, metallischer Wasserstoff) Die Modellierung des inneren Aufbaus, d.h. die Berechnung der Funktionen rho(r), P(r) und T(r) erfordert die Kenntnis der Zustandsgleichungen der das Objekt aufbauenden Materie in den entsprechenden Parameterbereichen. Die Zustandsgleichung für ideale Gase ist nur bedingt oder gar nicht brauchbar, da die Materie meist nicht im Plasmazustand vorliegt Alternative zur Zustandsgleichung: Phasendiagramm bestimmter Stoffe bzw. Stoffgemische

6 Zustandsgleichung / Phasendiagramm für Wasserstoff und Helium Bis zu einem Druck von ~ 100 GPa ist die Zustandsgleichung von molekularen Wasserstoff recht gut bekannt. Darüber ist sie z.z. nur theoretischen Berechnungen zugänglich semiempirische Zustandsgleichungen

7 Beispiel Jupiter Plasma Phase Transition T~3000 K, P~ 140 Gpa Flüssiger Wasserstoff nimmt die Eigenschaften eines Alkalimetalls an...

8 Helium und Wasserstoff-Helium-Gemische Entsprechend der kosmischen Elementehäufigkeit sind in substellaren Objekten Wasserstoff-Helium-Gemische zu erwarten. Da Helium eine höhere Kompressibilität besitzt als Wasserstoff, modifiziert es das Phasendiagramm von Wasserstoff wesentlich. Insbesondere gibt es Druck- Temperaturbereiche, wo es zu einer Entmischung von Helium kommt. H He Phasentrennung layers of immiscibility Für Jupiter liegt die Entmischungszone im Bereich zwischen km und km. Dort kommt es zum Ausregnen von Helium (hier wird H metallisch ) Verarmung der Jupiteratmosphäre an Helium (Faktor 3 gegenüber solarer Häufigkeit) Energie wird frei, Planet strahlt mehr Energie ab als er von der Sonne erhält Entmischungszone behindert Wärmetransport durch Konvektion Die Entmischung von Helium und Wasserstoff stellt im Leben substellarer Objekte eine durchaus nicht zu vernachlässigende zusätzliche Energiequelle dar, die insbesondere meteorologische Prozesse in deren Atmosphären antreibt.

9 Der Entmischungsbereich ist bei Saturn größer als bei Jupiter. Das erklärt vielleicht, warum Saturn pro Masseeinheit mehr zusätzliche Energie in den Kosmos abstrahlt Warum ist man sich ziemlich sicher, daß es in Jupiter und Saturn Helium regnet? Strahlungsexzess - Erhöhung der Eigenleuchtkraft Verarmung an He in der Planetenatmosphäre Verarmung an Ne in der Planetenatmosphäre Wärme kann die Entmischungszone nur durch Wärmeleitung durchdringen, da der sich darin ausbildende Temperaturgradient Konvektion verhindert Erhöht die Abkühlungsdauer eines substellaren Objektes

10 Neptunes und Super Neptunes - Zustandsgleichung für Eis Der Terminus Eis, wie er bei den Großplaneten Uranus und Neptun Verwendung findet, wird in der Planetologie für Mischungen aus volatilen Stoffen wie Wasser, Methan und Ammoniak verwendet. Dabei kommt es weniger auf die Unversehrtheit der Moleküle als vielmehr auf die Mengenverhältnisse der schwereren Elemente (C, O, N), die diese Stoffe bilden, an. Derartige Stoffgemische, die man in Hochdruckexperimenten untersuchen kann, nennt man synthetischer Uranus oder synthetischer Neptun. Experimentell zugänglicher Parameterbereich: T bis ~4000 K, P bis ~200 Gpa Bei ~ 200 MPa tritt vollständige Ionisation auf - Flüssigkeit wird elektrisch leitfähig Der bei der Ionisation von Methan freigesetzte Kohlenstoff kann sich in Graphit und u.u. sogar in Diamant umwandeln

11 Gesteinskerne älterer substellarer Objekte Zustandsgleichungen für Gesteine Als Gesteine werden Materialien, die einen großen Anteil an Silikaten, Oxiden, Sulfiden und Metallen enthalten. Über das Verhalten dieser Stoffe unter den Bedingungen, wie sie im Kernbereich von Riesen- und Großplaneten herrschen, ist so gut wie nichts bekannt. Da es sich um kondensierte Materie handelt, die quasi als Ionengemische vorkommen, ist auch eine theoretische Bestimmung ihrer Zustandsgleichungen extrem schwierig. Besser sieht es bei Gesteinsplaneten geringer Masse aus. Dort kann man für verschiedene Minerale (z.b. Olivine, Spinelle etc.) Zustandsgleichungen semiempirisch bestimmen und (bei der Erde) mit seismischen Daten verifizieren. Da der Gesteinskern von Gasplaneten (wenn er überhaupt existiert) sehr klein ist, stellt seine Existenz beim theoretischen Entwurf von substellaren Objekten i.a. kein Problem dar.

12 Computermodelle von substellaren Objekten Da ein hoher Prozentsatz der Materie in diesen Objekten nicht in ionisierter Form als Plasma vorkommt, ist eine Modellierung im Computer weitaus schwieriger (und die Ergebnisse entsprechend unsicherer) als bei Hauptreihensternen. Außerdem stehen so gut wie keine statistisch signifikante Vergleichsobjekte, deren Grundparameter hinreichend genau bekannt sind, zu Vergleichszwecken zur Verfügung. Bei der Modellierung kommt im Prinzip der gleiche Satz von Gleichungen zum Einsatz wie bei der Modellierung von Sternen. hydrostatisches Gleichgewicht / Wärmetransport / stoffliche Zusammensetzung Energieerzeugungsprozesse durch Kernfusion muß nur in den Frühstadien Brauner Zwerge berücksichtigt werden. Das große Problem liegt bei den nur unzulänglich bekannten Zustandsgleichungen Verfolgt man derartige Modelle über lange Zeiträume Entwicklungsmodelle

13 Über Entwicklungsmodelle lassen sich für verschiedene Grundparametrierungen (z.b. Metallgehalt ) Modellplaneten errechnen, um daraus z.b. das Masse- Radius-Verhältnis als Funktion von dessen Lebensdauer zu bestimmen. Masse / R³ mittlere Dichte Art des Exoplaneten Über das Masse-Radius-Verhältnis lassen sich im Prinzip Gesteinsplaneten, Neptuns und Jupiters unterscheiden In evolutionären Planetenmodellen ist der Radius R eine Größe, die sich im Laufe der Zeit ändern kann, wobei die Änderung im Wesentlichen auf Abkühlungsprozesse zurückzuführen ist.

14 Theoretische Masse-Radius-Beziehung für substellare Objekte aus Wasserstoff mit einem Heliumanteil von 25%.

15 Nächstes Mal: Atmosphären von Braunen Zwergen und Gasplaneten