Statistik der Elementhäufigkeit in Exoplaneten

Kürzlich bin ich auf das Konzept der Kohlenstoffplaneten gestoßen - Planeten, die im Gegensatz zur Erde hauptsächlich aus Kohlenstoff anstelle von Sauerstoff, Silizium und Magnesium bestehen würden. (Ich zähle nicht Eisen, das meistens im Kern eingeschlossen ist). Jetzt interessiere ich mich allgemein für die planetaren chemischen Zusammensetzungen. Ich habe interessante Artikel gefunden, die sich mit dem Thema der Varianz der planetaren chemischen Zusammensetzungen befassten (zum Beispiel hier oder hier ), aber es ist ziemlich schwierig für mich, ein Gesamtbild des Zustands auf diesem Gebiet zu erstellen.

Ich möchte zu diesen Dingen fragen:

1. Welche typischen Zusammensetzungen terrestrischer Planeten sind zu erwarten? (Ich denke, es wird viele Korrelationen geben, einige Elementgruppen treten zusammen auf, wenn sie beispielsweise an den CNO-Zyklus oder einen anderen Kernzyklus gebunden sind.)

2. Wie unterschiedlich sind die chemischen Zusammensetzungen von Planeten auf der Erde wirklich? (Das heißt, alle terrestrischen Planeten sind sich größtenteils ähnlich, oder sollte man eher erwarten, dass jedes Planetensystem ein einzigartiges Verhältnis von Elementen aufweist?)

Die beobachtende Bestimmung der chemischen Häufigkeit in Exoplaneten steckt noch in den Kinderschuhen. In Bezug auf Planeten vom terrestrischen Typ, dh solche mit einer Größe von weniger als einigen Erdradien, beschränken sich die Einschränkungen auf den Vergleich der gemessenen Dichten (erhalten aus den Massen und Radien von Transitplaneten, die von Kepler und CoRoT gefunden wurden) mit Modellen der Planeten mit bestimmten vermutete Zusammensetzung würde so aussehen. Ein hervorragendes aktuelles Beispiel dafür findet sich in Dressing et al. (2015) . In dieser Arbeit wird die Behauptung aufgestellt, dass alle massearmen Planeten mit einem einfachen 2-Komponenten-Modell (einer Mischung aus 83% MgSiO konsistent sind$_3$und 17% Eisen, aber das ändert sich bei höheren Massen, wo flüchtigere Elemente oder signifikantes Wasser benötigt werden, um ihre niedrigeren Dichten zu erklären. Die nachfolgende Darstellung, die diesem Papier entnommen ist, veranschaulicht die verfügbaren Daten und sollte auf dem neuesten Stand sein. Beachten Sie, wie alle massearmen Planeten (sowie die Erde und die Venus) auf derselben Modellfamilie liegen können.

Ich glaube nicht, dass die Autoren behaupten, dass genau dies der Grund ist, aus dem alle Planeten bestehen, sondern lediglich veranschaulichen, dass es derzeit keine großen Abweichungen von einer solchen Zusammensetzung zu geben scheint (zum Beispiel Planeten, die nur aus Planeten bestehen) aus Eisen).

Es gibt relativ wenige Planeten in diesem Diagramm, da es schwierig ist, die Massen kleiner transitierender Planeten zu ermitteln (es ist erforderlich, die Doppler-Verschiebung zu erfassen, die durch das Ziehen des Planeten an seinem Wirtsstern verursacht wird).

Natürlich liefern unterschiedliche Modelle etwas unterschiedliche Ergebnisse. Zum Beispiel haben Wagner et al. (2012) verwendeten die gleichen Daten für Kepler-10b und CoRoT-7b und ihre eigenen detaillierten Modelle, um zu argumentieren, dass diese Planeten einen Eisenkern haben, der etwa 60% des Planeten ausmacht - also viel mehr als die Erde ausmacht.

Im Moment ist die Daten für den niedrigsten Massen Planeten zur Zeit zeigen , dass es kann nur eine begrenzte Menge an Vielfalt sein. Die Informationen, mit denen wir arbeiten, die Stichprobengröße und die Tatsache, dass nur Massen und Radien bestimmt werden, sind jedoch zu spärlich, um sicher zu sein.

Aus theoretischer Sicht gibt es viele Ideen. Das Grundkonzept für die Bildung der Planeten vom terrestrischen Typ ist, dass sie sich (relativ) nahe am Mutterstern bilden und Zusammensetzungen aufweisen, die widerspiegeln, welche Elemente und Mineralien bei hohen Temperaturen aus der Protoplanetenscheibe kondensieren können. Dies hängt wiederum von der Ausgewogenheit der Elemente ab, die in der protoplanetaren Scheibe vorhanden sind, in der sich der Planet bildet, von der detaillierten Struktur der protoplanetaren Scheibe, davon, wie sie abkühlt und wie Planeten in der Scheibe wandern. Es überrascht nicht, dass es durch Variation einiger dieser Bedingungen möglich ist, Planeten mit einer Vielzahl von Zusammensetzungen zu erzeugen, was, wie ich oben sagte, den vorliegenden Beweisen leicht zu widersprechen scheint.

Beispiele für diese theoretischen Ansätze finden sich bei Moriarty et al. (2014) (von denen Sie wissen), aber auch Carter-Bond et al. (2012)Beispiele dafür, wie chemische Vielfalt entstehen könnte. Es scheint, dass das Mg / Si-Verhältnis und das C / O-Verhältnis den größten Einfluss auf die endgültige Zusammensetzung der gebildeten Planeten haben. Ein niedriges C / O-Verhältnis begünstigt die Bildung von Silikaten und weniger kohlenstofftragenden Verbindungen; Wenn jedoch mehr Kohlenstoff als Sauerstoff vorhanden ist, wird es günstiger, Kohlenstoff und Siliciumcarbid zu bilden (ich denke, das ist es, was Sie unter "Kohlenstoffplaneten" verstehen), aber dies hängt auch von der Temperatur in der Region ab, in der sich der Planet bildet. Als Referenz ist das solare C / O-Verhältnis 0,54 und die relative Häufigkeit von Kohlenstoff auf der Erde ist viel geringer (als in der Sonne), aber das in anderen Sternen gemessene C / O-Verhältnis kann höher sein.

Es fällt Ihnen möglicherweise schwer, endgültige Antworten auf diese Fragen zu finden. Ich bin auf der Suche nach den gleichen Antworten und hoffe, dass dies als Ausgangspunkt für etwas Spezifischeres und Umfassenderes dienen wird.

Im Allgemeinen scheint die Fülle der Elemente in engem Zusammenhang mit ihrer Masse zu stehen. Tatsächlich ist das Element umso seltener, je schwerer es ist. Dies ist auf die stark zunehmende Energiemenge zurückzuführen, die für den Fusionsprozess erforderlich ist, wenn Sie sich den schwereren Elementen im Periodensystem nähern.

Elemente, die schwerer als Fe (Eisen) sind, benötigen ein Ereignis wie eine Supernova-Explosion (oder eine Umgebung mit ähnlichen Temperaturen), die auftreten würde, wenn der Stern seinen Siliziumbrennstoff durchbrennt und zusammenbricht und genug Energie für die nachfolgenden Fusionsreaktionen erzeugt .

Dieses Video beschreibt den Prozess

Ohne auf Elementzusammensetzungen einzugehen, könnten Sie wahrscheinlich mit der relativen Menge einzelner Elemente beginnen, um die Wahrscheinlichkeit zu bestimmen, mit der sie auf einem bestimmten Planeten existieren, und von dort aus in die Formen / chemischen Zusammensetzungen gelangen, die sie in der Erdkruste und Atmosphäre des Planeten bilden würden.

Dies ist eine Grafik aus Wikipedia, die die relative Häufigkeit von Elementen basierend auf spektroskopischen Messungen (basierend auf Emissions- und Absorptionsspektren der Elemente) zeigt.

Auch hier gezeigt