Transcript
ASTROBIOLOGIA Wykład 9 – 10
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
1
BIOSYGNATURY EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
2
BIOSYGNATURA: DEFINICJA •
Biosygnatura – wskaźnik występowania na obiekcie organizmów żywych; ślady pozostawione przez organizmy żywe w środowisku.
•
Rodzaje biosygnatur: • Biosygnatury lokalne (skamieniałości, pozostałości organizmów żywych w skałach, składniki chemiczne, etc.); • Biosygnatury globalne (skala planetarna) – obserwowane w atmosferze lub na powierzchni planety.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
3
BIOSYGNATURA: DEFINICJA Kategoria Definicja
Przykłady
I
Obecność wody, dostępność energii i występowanie składników organicznych (obserwacje bezpośrednie);
Ziemia
II
Dowody na występowanie wody obecnie lub w przeszłości, dostępność energii, występowanie składników organicznych (obserwacje pośrednie);
Mars, Europa
III
Warunki ekstremalne, dowody na występowanie źródła energii, skomplikowanych związków chemicznych i/lub wody – być może odpowiednie dla organizmów żywych nieznanych na Ziemi (ekstremofile);
Tytan, Tryton, Enceladus, Wenus?
IV
Ewentualne występowanie życia bardzo odmiennego od ziemskiego, izolowane habitaty, lub występowanie życia w przeszłości;
Merkury, Jowisz?
V
Warunki niekorzystne, występowanie życia – nierealistyczne
Słońce, Księżyc
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
4
CZY NA ZIEMI JEST ŻYCIE? SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
5
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
6
SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA •
Spektroskopia, analiza widma promieniowania: informacje o budowie i składzie chemicznym atmosfery i powierzchni Ziemi; niektóre cechy widmowe świadczą o obecności organizmów żywych;
•
Obserwacje spektroskopowe w części widzialnej i podczerwieni: Galileo (1993), Mars Global Surveyor (1996), Mars Express; Venus Express, obserwacje z powierzchni Ziemi.
EN, ASTROBIOLOGIA
Część widzialna i podczerwień: Galileo
2015-02-23
7
SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
8
SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA Widma promieniowania Ziemi w części widzialnej:
•
Rozpraszanie Rayleigha: 𝜎𝑅𝑆
2𝜋 5 𝑑 6 𝑛2 − 1 = 3 𝜆4 𝑛 2 + 2
2
𝜎𝑅𝑆 – przekrój czynny na rozpraszanie;
𝑑 – rozmiar cząsteczki; 𝜆 – długość fali; 𝑛 – współczynnik załamania światła cząsteczki; •
Biosygnatury w części widzialnej: H 2O, O2, O3 w atmosferze
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
9
SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA Widmo w części podczerwonej: •
Obserwacje z powierzchni Ziemi: 12m; Mars Express OMEGA – obserwacje o niskiej rozdzielczości w V i NIR; molekularne widmo w NIR: O 2, H2O, CO2, CH4, N2O, O3;
•
Obserwacje FIR: Mars Global Surveyor (TES); pierwsze globalne widmo Ziemi.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
10
SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA •
Widmo IR: termiczne emisyjne widmo Ziemi, temperatura ~290 K; pasma molekularne: CO2, H2O, O3, CH4 i inne;
•
Centrum pasma CO 2 – niska stratosfera, 650-700 cm-1 – tropopauza, dalej troposfera i powierzchnia.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
11
SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA Widmo transmisyjne – planeta przechodzi przed gwiazdą, część światła gwiazdy przechodzi przez atmosferę planety, stąd informacje o składzie chemicznym atmosfery planety; jedyna metoda badania atmosfer planet pozasłonecznych; Widmo transmisyjne Ziemi: obserwacje światła odbitego od Księżyca podczas zaćmienia Księżyca (odpowiada to sytuacji podczas tranzytu planety)
absorbcja promieniowania
ugięcie promieni słonecznych w atmosferze; absorbcja promieniowania EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
12
SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA Widmo transmisyjne Ziemi: •
Obserwacje od 1914, pierwsze widmo w części V i IR: zaćmienie 16 sierpnia 2008 roku;
•
Widmo transmisyjne Ziemi jest czerwone (promieniowanie krótkofalowe + długa droga w atmosferze, zaćmienia Księżyca; rozpraszanie Rayleigha – większe rozpraszanie na krótszych długościach fal); widmo odbiciowe – niebieskie;
•
Widmo transmisyjne: obserwacje podczas tranzytu; widmo odbiciowe: izolowane widmo planety;
EN, ASTROBIOLOGIA
Rysunek: widmo transmisyjne (czarne) i odbiciowe (niebieskie) Ziemi; podstawowa różnica: kontinuum; widmo odbiciowe – pasma molekularne słabsze lub zanikają.
2015-02-23
13
SPEKTROSKOPIA PLANETY ZIEMIA Pasma molekularne: •
Interesujące pasmo – N2 (1.26nm) – zderzenia O2 ∙ O2 , O2 ∙ N2 , pasma 0.69, 0.76, 1.06, 1.26nm – do wyliczenia gęstości kolumnowej N 2;
•
Silne pasma dimerów – dimery atmosferyczne mogą być poszukiwane w widmach planet pozasłonecznych; (dimery – najprostsze oligomery. Składają się tylko z dwóch elementów łańcucha; są efektem połączenia dwóch jednakowych cząsteczek).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
14
CZY NA ZIEMI JEST ŻYCIE? BIOSYGNATURY EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
15
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI CO2, H2O i O3 w atmosferze – potrójny odcisk palców;
O2 – pochodzenie biologiczne i niebiologiczne •
Tlen łatwo wchodzi w reakcje, obecny w atmosferze, ponieważ jest nieustannie produkowany w procesach geologicznych i biologicznych (fotosynteza, rozkład materii organicznej w osadach morskich);
•
Tlen może powstawać również w procesach niebiologicznych – np. fotodysocjacja pary wodnej w atmosferze pod wpływem promieniowania UV – wodór ucieka z atmosfery, tlen w niej pozostaje (np. nieograniczony efekt cieplarniany, planety typu Wenus).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
16
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI
EN, ASTROBIOLOGIA
•
Występowanie tlenu wysoko w atmosferze może też być wynikiem hamowania procesów obniżających zawartość tlenu (np. Mars – tlen nie wchodzi w reakcje endotermiczne z powodu niskich temperatur + brak H 2, który mógłby zmniejszyć obfitość tlenu).
•
Występowanie tlenu w atmosferach planet typu ziemskiego, na powierzchniach których może występować woda w stanie ciekłym jest silną wskazówką powstawania tlenu w procesach biologicznych (fotosynteza); w takich atmosferach będzie również H2O i O3;
•
Tlen: obserwacje w części widzialnej.
2015-02-23
17
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Ozon: •
Ozon powstaje w stratosferze w wyniku działania promieni UV na cząsteczki O 2; w troposferze: tworzy się przy wyładowaniach elektrycznych oraz przy reakcjach tlenków z organicznymi związkami węgla pod wpływem promieniowania słonecznego;
•
Jego obfitość (gęstość kolumnowa) nie jest liniowo skorelowana z obfitością tlenu, ale jego detekcja w atmosferze wskazuje na obecność O 2; jeśli planeta jest w strefie habitacyjnej – ozon to biosygnatura;
•
Obserwacje w podczerwieni; problemy z obserwacją O 3 w części IR: pasma NH 3 i PH3 w zakresie 9 – 11 m.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
18
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Ozon: •
Ozon powstaje w stratosferze w wyniku działania promieni UV na cząsteczki O 2; w troposferze: tworzy się przy wyładowaniach elektrycznych oraz przy reakcjach tlenków z organicznymi związkami węgla pod wpływem promieniowania słonecznego;
•
Jego obfitość (gęstość kolumnowa) nie jest liniowo skorelowana z obfitością tlenu, ale jego detekcja w atmosferze wskazuje na obecność O 2; jeśli planeta jest w strefie habitacyjnej – ozon to biosygnatura;
•
Problemy z obserwacją O 3 w części IR: pasma NH3 i PH3 w zakresie 9 – 11 m.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
19
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI CO2 i O2 mogą mieć również źródła niebiologiczne, ale jeśli występują razem w atmosferze planety, na której znajduje się woda w stanie ciekłym – to oznacza to że mają pochodzenie biologiczne (wynik symulacji); Podstawowa biosygnatura: potrójny odcisk palców: CO2, O3 i H2O; Tlen nie zawsze był obecny w atmosferze Ziemi
Możliwości rozwoju życia bez obecności tlenu: • Dużo O2, ale słabe UV od gwiazdy i brak O3; • Wydajne pozbywanie się O 3; • Fotosynteza beztlenowa;
• Wiek planety (zbyt młoda na O 2); • Biosfera pod powierzchnią planety.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
20
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Inne biosygnatury atmosferyczne: •
N2O (tlenek azotu) – powstaje w procesie denitryfikacji (odazotowania) ziemi uprawnej przez mikroorganizmy (rozkład materii roślinnej uwalnia tlenek azotu);
•
CH4 – jest produkowany przez bakterie metanogenne, które żyją w środowisku beztlenowym (anaeroby); ma też źródła niebiologiczne (mniej wydajne); tlen + metan – trudne do uzyskania bez fotosyntezy; okresowe zmiany metanu – oznaka życia;
•
N2O i CH4 – zwykle występują w troposferze, na wysokości 12-15 km ich obfitość znacznie spada; obserwacje utrudnione, szczególnie w przypadku planet z chmurami;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
21
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI •
H2 – produkowany przez jednokomórkowe zielone algi podczas oświetlania; produkcja H 2 jest częsta w środowisku prokariotów i eukariotów, różne sposoby. Najpopularniejszy – fotoliza wody i fermentacja małych molekuł w H2 i CO2. Niebiologiczne źródło: fotoliza molekuł atmosferycznych wywołana promieniowaniem UV;
•
CH3Cl (chlorometan) – najpopularniejszy halon w atmosferze. Główne źródło biologiczne: niektóre rośliny tropikalne, paprocie, ślazowce, grzyby; ocean (działanie światła słonecznego na plankton i chlor); źródła abiotyczne – spalanie biomasy (pożary lasów tropikalnych;
EN, ASTROBIOLOGIA
Chlorometan w atmosferze
2015-02-23
22
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI H2O, CO2, O3, O2 … Molekuła
Źródła biologiczne
Źródła niebiologiczne
N2 O
Denitryfikacja gruntów rolnych; Mikroorganizmy;
Wyładowania atmosferyczne (znikome znaczenie)
CH4
Bakterie metanogenne; bagna, rośliny i zwierzęta; wieczna zmarzlina; inne
Źródła antropogeniczne: zmiana środowisk, fermy (np. bydła, ryżu); palenie biomasy, inne
H2
Jednokomórkowe zielone algi; Fotoliza H2O przez UV; Fermentacja;
Fotoliza przez UV
CH3Cl
Rośliny tropikalne; paprocie, ślazowce, grzyby; Oceany (plankton);
Palenie biomasy (pożary lasów tropikalnych)
Brak biosygnatur nie oznacza, że na planecie nie ma życia! EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
23
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
24
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Biosygnatury fotosyntezy: •
Produkowane biologicznie gazy atmosferyczne (tlen i ozon);
•
Obecność barwników (np. chlorofil)
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
25
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Fotosynteza jest ściśle powiązana z cząsteczkami chlorofil-a (Chl-a); Chl-a pomaga roślinom zbierać energię słoneczną; Jak odkryć chlorofil na innych planetach? •
Wysoki współczynnik odbicia w części zielonej i w bliskiej podczerwieni (czerwony kraniec, cztery razy silniejszy niż współczynnik odbicia w części zielonej), jest on obserwowalny poprzez teledetekcję.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
26
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Teledetekcja – niebezpośredni wskaźnik obecności materiału biologicznego; detekcja sygnałów z powierzchni (czerwony brzeg) – bezpośrednie potwierdzenie, wskaźnik stopnia złożoności i ewolucji biomasy; •
Czerwony kraniec (RE), obserwacje satelitarne; Misja Galileo (1990), Mars Express (2003), Venus Express (2008);
•
RE był też badany na podstawie obserwacji światła popielatego Ziemi (część widzialna widma); ta metoda może być rozszerzona na planety pozasłoneczne;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
27
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Zmienność nachylenia RE: od 0 do 11 %; może być częściowo spowodowana różnicami sezonowymi lub geograficznymi pomiędzy obserwacjami; takie obserwacje – wiarygodny wskaźnik chlorofilu na powierzchni; W przypadku planet pozasłonecznych mamy strumień całkowity – wtedy ten wskaźnik jest niejednoznaczny – inne powierzchniowe i atmosferyczne czynniki mają na niego wpływ; Chmury, niskie w szczególności (typowo dla Ziemi – zachmurzenie wynosi 60%), piaski Sahary, niektóre minerały, oceany, powierzchnie bez roślin, śnieg i lód – wszystko to wpływa na pomiary.
EN, ASTROBIOLOGIA
Światło popielate – poświata widoczna na aktualnie nieoświetlonej części Księżyca
2015-02-23
28
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Wszystkie wymienione czynniki należy wziąć pod uwagę; wiarygodna detekcja dla planety pozasłonecznej – tylko dla określonej pozycji na orbicie, kiedy sygnały są najsilniejsze: „new planet”.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
29
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Inne barwniki (poza chlorofilem): trzy kategorie:
(1) chlorofile; (2) karotenoidy; (3) fikobiliny; Dwa ostatnie mogą dominować na planetach typu ziemskiego, w zależności od widma promieniowania gwiazdy macierzystej; mają inne kolory i pochłaniają promieniowanie na innych długościach fali.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
30
DYGRESJA: KOLORY ROŚLIN NA PLANETACH POZASŁONECZNYCH EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
31
KOLORY ROŚLIN 1. Widmo słoneczne mierzone w górnych warstwach atmosfery Ziemi (TOA), na powierzchni oraz widma absorpcyjne barwników fotosyntezy roślin i alg; 2. Widmo słoneczne w TOA, na powierzchni, 5 cm pod wodą i 10 cm pod wodą;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
32
KOLORY ROŚLIN •
Widma promieniowania gwiazd różnych typów widmowych; widmo TOA;
•
Planety typu ziemskiego, na których może powstać życie mogą być w strefach HZ dookoła tych gwiazd;
•
Kolory roślin zależą od sposobu, w jaki kosmiczne rośliny dostosowują się do światła gwiazdy innej niż Słońce, przefiltrowanego przez atmosferę inną niż ziemska;
•
Ważny: zakres widma docierający do powierzchni planety;
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
33
KOLORY ROŚLIN
Widmo gwiazd F, K i M; TOA, na powierzchni, na równiku w południe słoneczne.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
34
KOLORY ROŚLIN Podwodne widma gwiazd różnych typów widmowych, 5 cm pod wodą.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
35
KOLORY ROŚLIN Scenariusze rozwoju życia (w zależności od typu i wieku gwiazdy):
•
Beztlenowo, w wodzie – wokół młodej gwiazdy dowolnego typu; organizmy nie produkują tlenu; atmosfera może mieć inny skład; brak wyraźnych biosygnatur;
•
Tlenowo, w wodzie – wokół starszej gwiazdy dowolnego typu; fotosynteza i tlenowa atmosfera; brak wyraźnych biosygnatur;
•
Tlenowo, na lądzie – dojrzała gwiazda dowolnego typu (Ziemia);
•
Beztlenowo, na lądzie – zaawansowana ewolucyjnie gwiazda typu M, mało UV – rośliny nie wytwarzają tlenu.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
36
KOLORY ROŚLIN
KOLORY ROŚLIN Gwiazda typu F: • Na powierzchnię planety dociera promieniowanie w części niebieskiej; • Zakres użyteczny dla fotosyntezy – pasmo widzialne; • Kolory roślin – podobne do ziemskich; • Różnica: gwiazdy F – promieniowanie UV; rośliny odbijają te fotony – np. barwnik antocyjanina – barwa niebieska roślin; • Różnica: rośliby korzystają wyłącznie z niebieskiego światła; światło odbite – spadek w części niebieskiej;
KOLORY ROŚLIN Gwiazda typu M: • Maksimum promieniowania w części podczerwonej; • Wiele różnych barwników w całym dostępnym zakresie światła i podczerwieni; • Od roślin odbija się niewiele światła.
KOLORY ROŚLIN Gwiazda typu M: • Maksimum promieniowania w części podczerwonej; • Wiele różnych barwników w całym dostępnym zakresie światła i podczerwieni; • Od roślin odbija się niewiele światła • Pod wodą: ochrona przed UV na około 9 m + dostateczna ilość światła; rośliny powstałe pod wodą mogłyby z czasem rozprzestrzenić się na ląd.
CZY NA ZIEMI JEST ŻYCIE? BIOSYGNATURY EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
41
BIOSYGNATURY GLOBALNE ZIEMI Chiralność: •
Chiralność molekuł ważnych dla życia; oddziaływanie chiralnych molekuł ze światłem słonecznym: polaryzacja kołowa światła;
•
Biosygnatura: poszukiwanie chiralności poprzez analizę polaryzacji kołowej za pomocą teledetekcji; metoda trudna; polaryzacja kołowa może być spowodowana przez inne czynniki (minerały; najwyższa polaryzacja kołowa została znaleziona na Merkurym – wywołana obecnością minerałów i kryształów na powierzchni).
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
42
BIOSYGNATURY CYWILIZACJI TECHNOLOGICZNEJ •
Dalej od Ziemi: satelity (Voyager i inne);
•
Bliżej Ziemi: kosmiczne śmieci;
•
Nocne światło (produkcja energii) i rodzaj światła;
•
Promieniowanie radiowe;
•
Eksplozje jądrowe;
•
(…)
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
43
BIOSYGNATURY DAWNEJ ZIEMI EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
44
BIOSYGNATURY DAWNEJ ZIEMI
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
45
BIOSYGNATURY DAWNEJ ZIEMI Widmo (widzialne i podczerwone) planety typu Ziemia w sześciu epokach geologicznych; Epoka 0: 4 mld lat temu; Epoka 3: 2 mld lat temu; Epoka 5: obecna Ziemia. Największe zmiany: • pogłębienie pasma H2O; • O2 i O3 ; • CH4 – osłabienie z czasem.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
46
BIOSYGNATURY DAWNEJ ZIEMI Widmo podczerwone planety typu Ziemia w sześciu epokach geologicznych; Epoka 0: 4 mld lat temu; Epoka 3: 2 mld lat temu; Epoka 5: obecna Ziemia. Największe zmiany: • Zmiana pasma CO2; • O3 ; • CH4 zanika z czasem.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
47
ATMOSFERY PLANET EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
48
ATMOSFERY PLANET Założenie: atmosfery w równowadze hydrostatycznej; warunki w atmosferze są określone przez równowagę grawitacji i ciśnienia: 𝑑𝑃 𝑑𝑧
= −𝑔 𝑧 𝜌 𝑧
𝑃 = 𝑁𝑘𝑇 =
𝜌𝑘𝑇 𝜇𝑎 𝑚𝑢
𝑑𝑃 = 𝑃 𝑧
𝑃 𝑧 = 𝑃 0 exp − 0
𝑑𝑧
− 𝐻(𝑧)
𝐻 𝑧 =𝑔
𝑘𝑇(𝑧) 𝑧 𝜇𝑎 𝑚𝑢
𝑑𝑧 ′ 𝐻 𝑧′
H – ciśnieniowa skala wysokości – jak szybko atmosfera zanika z wysokością; jeden z podstawowych parametrów określających atmosferę.
ATMOSFERY PLANET Struktura termiczna atmosfery
•
zależy od źródeł energii termicznej i efektywności procesów jej przenoszenia/utraty;
•
na strukturę termiczną mają też wpływ: rekcje chemiczne w atmosferze i między atmosferą a powierzchnią; obecność chmur i mgieł; aktywność wulkaniczna; procesy biologiczne i antropogeniczne.
ATMOSFERY PLANET Bilans energetyczny atmosfery ziemskiej
ATMOSFERY PLANET Struktura termiczna atmosfery (dla Ziemi):
troposfera – obszar występowania chmur;
przenoszenie energii: konwekcja, przewodnictwo
tropopauza – lokalne minimum temperatury stratosfera – absorpcja UV przez O3, przenoszenie energii: promieniowanie (aż do górnej termosfery)
stratopauza – lokalne maksimum temperatury mezosfera – druga warstwa spadku temperatury mezopauza – drugie minimum temperatury termosfera – temperatura ponownie rośnie (absorpcja światła przez rzadki gaz)
egzosfera – średnia droga swobodna cząsteczek gazu przewyższa ciśnieniową skalę wysokości
(cząsteczki mogą łatwo uciekać w przestrzeń międzyplanetarną);
dolna granica egzosfery to egzobaza; przenoszenie energii: przewodnictwo
ATMOSFERY PLANET Inne warstwy atmosfery ziemskiej:
homosfera i heterosfera – obszary jednorodnego i niejednorodnego składu chemicznego, granica między nimi leży na około 100 km (turbopauza)
jonosfera – warstwa zjonizowana (powyżej 80 km)
ozonosfera – warstwa zwiększonej koncentracji ozonu (20 – 30 km)
planetarna warstwa graniczna – warstwa przyziemna będąca pod wpływem powierzchni (0.1 – 3 km)
ATMOSFERY PLANET Skład chemiczny:
Skład chemiczny atmosfery można zbadać na miejscu (lądownik) lub na podstawie analizy widmowej planety/księżyca (odbite światło słoneczne, własne promieniowanie cieplne).
Położenie, głębokość i kształt linii widmowych: informacje o składzie chemicznym, warunkach fizycznych i ruchach w atmosferze.
Widmo planety/księżyca mierzone na Ziemi zawiera też linie słoneczne i linie atmosfery ziemskiej.
ATMOSFERY PLANET Chmury – masy skondensowanych związków chemicznych (zwykle śladowych) składające się z kropli i/lub kryształków lodu,
Powstawanie kropli/kryształków rozpoczyna się od zarodków krystalizacji (CCN) – jąder na których skrapla się/resublimuje substancja tworząca chmury. CCN: pył (mineralne), sadza, sól morska, smog, naładowane elektrycznie cząsteczki.
Chmury odgrywają ważną rolę w bilansie energetycznym powierzchni i atmosfery. Promieniowanie kosmiczne może stymulować powstawanie chmur poprzez tworzenie CCN.
ATMOSFERY PLANET Globalne ruchy atmosfery:
•
Planeta/księżyc otrzymuje energię od Słońca nierównomiernie przestrzennie (równik – bieguny, strona dzienna – nocna).
•
Powstają gradienty ciśnienia w atmosferze, napędzające ruchy mas powietrza (wiatr). Przykładami globalnych układów wiatru napędzanych energią słoneczną jest cyrkulacja Hadley’a – powodowana różnym oświetleniem po szerokościach planetograficznych;
ATMOSFERY PLANET Przykłady globalnych układów wiatru napędzanych energią słoneczną:
pływy termiczne – powstają przy dużych różnicach temperatur między dniem a nocą; wiatry wieją ze strony dziennej, ciepłej na nocną, zimną; są istotne w rzadkich atmosferach (Mars)
przepływy kondensacyjne – napędzane są cykliczną sublimacją i resublimacją gazu w obszarach polarnych; na Marsie tym gazem jest CO 2 – resublimuje w zimie na obszarach biegunowych i sublimuje z nastaniem wiosny, powodując zmiany ciśnienia na poziomie 20%
ATMOSFERY PLANET Jonosfera to warstwa atmosfery, w której występują wolne elektrony:
•
Ich obecność związana jest z jonizacją atmosfery, głównie przez słoneczny UV (wiatr słoneczny, promieniowanie kosmiczne, mikrometeoryty, UV od gwiazd);
•
Jonosfera dzieli się na kilka warstw – zmiany składu chemicznego i właściwości absorpcyjnych atmosfery z wysokością;
•
Jonosfera wykazuje zmiany dobowe, roczne i z cyklem słonecznym.
.
ATMOSFERY PLANET Poświata atmosfery
•
słabe świecenie atmosfery na dużych wysokościach;
•
źródło: atomy/molekuły wzbudzone słonecznym UV, promieniowaniem kosmicznym lub chemiluminescencją;
•
zjawisko zaobserwowano też dla innych planet.
•
ziemską poświatę można dostrzec gołym okiem; główny składnik naturalnej jasności nieba.
ATMOSFERY PLANET Zorza polarna:
•
Świecenie atmosfery na dużych wysokościach wywołane naładowane cząstki wiatru słonecznego,
•
Cząstki po uwięzieniu w magnetosferze zostają przez nią przyspieszone; trafiają do atmosfery, gdzie powodują wzbudzenia zderzeniowe atomów atmosferycznych.
•
Zorza ma kształt owalu ze środkiem położonym na biegunie magnetycznym. Widoczna jest od poczerwieni aż po promieniowanie X.
•
Zorze zaobserwowano też na planetach olbrzymach, Marsie, Io i Ganimedesie.
Zorza polarna na Jowiszu
ATMOSFERY PLANET Klimat to średni stan atmosfery w dłuższych przedziałach czasowych.
Wpływ na klimat mają:
•
zaburzenia w ilości energii otrzymywanej od Słońca i/lub wypromieniowanej przez obiekt;
•
zmiany w dystrybucji otrzymanej energii na obiekcie.
Przyczyny zmian klimatu :
zewnętrzne („astronomiczne"): moc promieniowania Słońca, aktywność słoneczna, cykle słoneczne;
wewnętrzne („planetarne”): albedo, skład chemiczny i
przezroczystość atmosfery, gazy cieplarniane, cyrkulacja atmosferyczna i oceaniczna, wulkanizm, tektonika płyt, obecność organizmów żywych.
Pomiędzy tymi mechanizmami występują złożone sprzężenia zwrotne.
ATMOSFERY PLANET Podział atmosfer (sposób powstania):
pierwotne – powstają w czasie formowania
się obiektu z substancji lotnych dostarczonych razem z akreowanym materiałem stałym lub (gdy obiekt ma dużą masę) z gazu wychwyconego grawitacyjnie; przykłady: atmosfery planet olbrzymów (głównie H, He plus ślady C, N, O w postaci CH4, H2O, NH3);
wtórne – powstają dzięki odgazowaniu
materiału zakreowanego na obiekt (np. podgrzanie uderzeniowe, wulkanizm); przykłady: atmosfery planet skalistych, Tytan (głównie cięższe pierwiastki i ich związki: C, N, O, CO2, H2O, CH4)
Bardzo ważną rolę w tym podziale odgrywa grawitacja – małomasywne obiekty nie mogą utrzymać lekkich gazów.
ATMOSFERY PLANET Utrata atmosfery: atmosfery nie są tworami stałymi. Wolniej lub szybciej gazy atmosferyczne wyciekają w przestrzeń. Mechanizmy ucieczki atmosfer:
•
ucieczka termiczna (Jeansa): cząstka może opuścić atmosferę jeśli energia kinetyczna cząstki przewyższa energię potencjalna jej związania z planetą oraz jeśli porusza się po torze w górę bez zderzeń z innymi cząstkami;
• obszar atmosfery, gdzie zachodzi to zjawisko nazywany jest egzosferą a jej dolna granica to egzobaza.
ATMOSFERY PLANET Mechanizmy ucieczki atmosfer:
•
ucieczka hydrodynamiczna: jeśli atmosfera jest dostatecznie podgrzewana przez Słońce to przestaje być w równowadze hydrostatycznej, rozpręża się powodując powstanie wypływu zwanego wiatrem planetarnym.
• Najłatwiej temu procesowi podlega wodór. Jednak może on ze sobą unosić inne tomy/molekuły.
• Mechanizm ważny dla planet pozasłonecznych leżących blisko gwiazd macierzystych.
ATMOSFERY PLANET Mechanizmy ucieczki atmosfer:
•
erozja zderzeniowa: wynik zderzeń z dużymi ciałami.
• zderzenie powoduje lokalne podgrzanie atmosfery i przekazuje cząstkom energię kinetyczną intruza;
• najgroźniejsze dla atmosfery są ciała o rozmiarze przekraczającym skalę wysokości atmosfery (brak hamowania intruza).
ATMOSFERY PLANET Mechanizmy ucieczki atmosfer:
•
wymiana ładunku: proces polega na wymianie ładunku między cząstkami bez wymiany energii kinetycznej; umożliwia ucieczkę szybkich jonów trzymanych polem magnetycznym.
•
wiatr polarny: jonosferze zachodzi proces separacji pionowej jonów i elektronów, co prowadzi do powstania wertykalnego pola elektrycznego przyspieszającego jony w górę. W okolicy biegunów jony te mogą swobodnie uciec (otwarte linie pola mag.) tworząc wiatr polarny.
ATMOSFERY PLANET Mechanizmy ucieczki atmosfer:
•
ucieczka dysocjacyjna: zachodzi, gdy molekuła ulega dysocjacji np. po działaniem słonecznego UV;
•
rozpryskiwanie: polega na przekazywaniu energii atomom atmosferycznym przez szybkie jony lub atomy;
• mechanizm jest wydajny w atmosferach obiektów pozbawionych pola magnetycznego;
• dodatkowo pole magnetyczne wiatru może unosić jony z atmosfery.
ATMOSFERY PLANET Utrata atmosfery – różne obiekty
ATMOSFERY PLANET Struktury termiczne atmosfer Ziemi, Wenus i Marsa.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
69
ATMOSFERY PLANET
Skład chemiczny atmosfer Ziemi, Wenus i Marsa.
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
70
ATMOSFERY PLANET Ziemia
ciśnieniowa skala wysokości H 0: 8.5 km
skład chemiczny: O2, N2 i śladowe ilości Ar, H 2O, CO2, Ne, CH 4 (atmosfera wtórna)
chmury: złożone z H2O, położone głównie w troposferze
globalna cyrkulacja atmosfery: trzy komórki
cyrkulacyjne na półkulę, prądy strumieniowe na granicy komórek na poziomie tropopauzy
jonosfera: maks. koncentracja elektronów 106 cm-3 na wysokości 300 km
ewolucja: o wcześniej: biologiczny wzrost stężenia O 2 w atmosferze
o obecnie: powolna utrata H, He (ucieczka
termiczna, wymiana ładunku, wiatr polarny)
ATMOSFERY PLANET Wenus
ciśnieniowa skala wysokości H0: 16 km
skład chemiczny: CO2, N2 i śladowe ilości Ar, H 2O, CO, SO 2, H2SO4 (atmosfera wtórna)
chmury: grube optycznie złożone z H 2SO4,
położone na wys. 45 - 70 km, opad nie sięga powierzchni
globalna cyrkulacja atmosfery: jedna komórka
cyrkulacyjna Hadley’a na półkulę, na wyższych wysokościach silne pływy termiczne między termoa kriosferą
jonosfera: maks. koncentracja elektronów 105 cm-3 na wysokości 140 km
ewolucja:
o wcześniej: utrata większości wody, gromadzenie CO2 w atmosferze, wyrost efektu cieplarnianego
o obecnie: powolna utrata H, He (wymiana ładunku, rozpryskiwanie)
ATMOSFERY PLANET Mars
ciśnieniowa skala wysokości H 0: 11 km
skład chemiczny: CO2, N2, Ar i śladowe ilości H 2O, CO, O 2 (atmosfera wtórna)
chmury: cienkie optycznie złożone z lodu: H 2O na
wysokości 10 km oraz CO 2 na wysokości 50 km
globalna cyrkulacja atmosfery: cyrkulacja Hadley’a, pływy termiczne i przepływy kondensacyjne
jonosfera: maks. koncentracja elektronów 105 cm-3 na wysokości 140 km
ewolucja: o wcześniej: znaczny ubytek atmosfery poprzez erozję zderzeniową
o obecnie: dalsza utrata nawet cięższych
pierwiastków (C, N, O; ucieczka dysocjacyjna i termiczna, rozpryskiwanie wiatrem słonecznym)
ATMOSFERY PLANET Planety olbrzymy
ciśnieniowa skala wysokości H 1bar: 25 - 45 km
struktura termiczna: troposfera od poziomu
50 - 200 mbar, stratosfera do 1 mbar, powyżej izotermiczna mezosfera i termosfera ze wzrostem T
skład chemiczny: H, He, w ilościach
śladowych lody astrofizyczne, węglowodory, gazy szlachetne (atmosfera pierwotna)
chmury: złożone z lodów astrofizycznych,
kilka warstw; górna widoczna to NH 3 (J, S) i CH4 (U, N)
globalna cyrkulacja atmosfery: wiatry strefowe o wysokiej prędkości
jonosfera: maksymalna koncentracja
elektronów 10 3 - 105 cm-3 na wysokości 1000 – 2000 km na poziomem 1 bar
ATMOSFERY PLANET POZASŁONECZNYCH EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
75
BADANIE ATMOSFERY: METODY Strukturę (budowa, parametry atmosferyczne – temperatura, ciśnienie; występowanie chmur itd.) i skład chemiczny atmosfer planet badamy wykorzystując: •
analizę widmową: nachylenie kontinuum i linie widmowe;
•
pomiar na miejscu (lądowniki) – takie badania można przeprowadzić tylko dla planet/księżyców Układu Słonecznego.
BADANIE ATMOSFERY ZALETY ANALIZY WIDMOWEJ Zalety:
•
Skład chemiczny atmosfery można zbadać obserwując widmo planety (odbite światło gwiazdy, własne promieniowanie cieplne planety).
•
Położenie, głębokość i kształt linii widmowych niosą informacje nie tylko o składzie chemicznym, ale też o warunkach fizycznych i ruchach w atmosferze oraz o budowie atmosfery;
•
Możliwość identyfikacji biosygnatur.
BADANIE ATMOSFERY WADY ANALIZY WIDMOWEJ Problemy:
•
Jak zmierzyć widmo planety pozasłonecznej?
•
Widmo planety mierzone na Ziemi zawiera linie słoneczne i linie atmosfery ziemskiej;
•
Modelowanie widm planet – struktura atmosfer planet pozasłonecznych (założenia).
BADANIE ATMOSFER PLANET OBSERWACJE SPEKTROSKOPOWE Jak obserwować widma planet pozasłonecznych? Dwie podstawowe metody obserwacji: • Metoda bezpośrednia (ograniczona do jasnych planet); • Metoda pośrednia, wykorzystująca zakrycia (zaćmienia, tranzyty).
METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA Metoda tranzytowo-zaćmieniowa.
Tranzyt: promieniowanie gwiazdy przechodzi przez atmosferę planety.
Promieniowanie gwiazdy, światło odbite od planety, Promieniowanie termiczne planety
Cykliczne zmiany jasności planety (oświetlanie). Rozprowadzanie energii gwiazdy w atmosferze planety.
METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA
METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA
METODY OBSERWACJI: SPEKTROSKOPIA Składowa podstawowa: odbite światło gwiazdy (część UV, widzialna, bliska podczerwień) • Widmo ciągłe; • Linie absorpcyjne. Składowa termiczna (podczerwień) •
Zależy głównie od temperatury emitującego obszaru;
•
Linie emisyjne (stratosfera) i/lub absorpcyjne (troposfera).
Emisja fluorescencyjna (UV, widzialna, bliska podczerwień)
• Linie emisyjne (H, H2, N2). Część podczerwona jest najlepsza do badania atmosfer planet pozasłonecznych.
ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE Pytanie: jak zinterpretować widmo planety? 1.
Co ma wpływ na wygląd widma?
2.
Interpretacja obserwowanego widma; identyfikacja linii widmowych.
3.
Krok 1: Modelowanie atmosfery planety; Krok 2: dopasowanie widma teoretycznego do obserwowanego; Krok 3: wybór najlepszego modelu.
ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE Modelowanie widma planety (podstawy): Musimy znać: •
Typ widmowy gwiazdy macierzystej;
•
Odległość planety od gwiazdy.
Widmo Ziemi (IR, NIMS, satelita Galileo, grudzień 1990)
ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE Budujemy model atmosfery: •
•
Równania opisujące strukturę atmosfery: np. równowaga hydrostatyczna, przepływ promieniowania, warunki brzegowe itd.
Widmo Ziemi (IR, NIMS, satelita Założenia: 1D/3D, LTE/NLTE, Galileo, grudzieńpłasko1990) równoległa/sferycznie symetryczna itd.
•
Parametry fizyczne atmosfery (rozkład temperatury i innych parametrów z wysokością);
•
Skład chemiczny atmosfery;
•
Chmury: sposób powstawania, wielkość ziaren kondensacji…
•
Wiatr: prędkość, kierunek;
•
Utrata atmosfery: tak/nie; w jaki sposób;
•
Inne czynniki: albedo, rozpraszanie, efekt cieplarniany, rotacja planety, pole magnetyczne…
ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE, PROFIL TEMPERATUROWY
ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE, SKŁAD CHEMICZNY
ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE, CHMURY Chmury: •
W atmosferze mogą występować masy skondensowanych związków chemicznych składające się z kropli i/lub kryształków lodu, czyli chmury.
•
Powstawanie kropli/kryształków rozpoczyna się od zarodków krystalizacji – jąder na których skrapla się substancja tworząca chmury.
•
Rolę zarodków spełniają: pyły (mineralne), sadza, sól morska, smog, naładowane elektrycznie cząsteczki.
•
Modelowanie: jakie są zarodki krystalizacji, jakie rozmiary, gdzie powstają chmury…
ANALIZA WIDM PLANET POZASŁONECZNYCH: MODELOWANIE
Widmo obserwowane
EN, ASTROBIOLOGIA
Widmo obserwowane + widma teoretyczne
2015-02-23
90
DYGRESJA: KLASYFIKACJA GAZOWYCH OLBRZYMÓW EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
91
PODZIAŁ SUDARSKIEGO: KLASA I – CHMURY AMONIAKU •
Odległość od gwiazdy: kilka AU; zewnętrzne części układu planetarnego;
•
Temperatura: około 150 K;
•
W atmosferze dominują: metan i amoniak; chmury amoniaku w górnej części atmosfery;
•
Wygląd widma zdominowany przez chmury amoniaku;
•
W części widzialnej i bliskiej podczerwieni odbite światło gwiazdy; odbicie – od chmur amoniaku;
•
Chmury amoniakowe są optycznie grube, dlatego słaby efekt H 2O w widmie;
•
Molekuły organiczne – tholin: czerwonopomarańczowy kolor;
•
Przykład: Jowisz i Saturn.
KLASA II – CHMURY H2O • Odległość od gwiazdy 1-2 AU, • Temperatura: około 250 K; • Chmury H2O w troposferze; duże albedo; biało-niebieski kolor; • Odbite światło gwiazdy: w viz. i IR – chmury H2O; • Widmo zdominowane przez cechy absorbcyjne H2O i metanu; • Często w strefie habitacyjnej gwiazdy – na księżycach mogło rozwinąć się życie; mogą mieć oceany i lądy; • Przykład: 47 Ursae Majoris b i Upsilon Andromedae d
KLASA III – PLANETY BEZCHMURNE •
Odległość od gwiazdy: mniej niż 1 AU;
•
Temperatura: od 350 do 800 K;
•
Za gorąco na kondensacje H 2O ale za chłodne na kondensacje Fe i krzemianów;
•
Brak chmur w atmosferze;
•
Wygląd widma zdominowany przez gazowy metan i wodę, amoniak, metale: sód i potas;
•
Kolor: wynik rozpraszania Rayleigha;
•
Małe albedo; wewnętrzne części układu planetarnego (migracje);
•
Przykłady: Gliese 876 b i Upsilon Andromedae c.
KLASA IV – METALE ALKALICZNE •
„Gorące Jowisze”
•
Odległość od gwiazdy: 0.1 – 0.2 AU;
•
Temperatura: około 1000 K;
•
Dużo CO2;
•
Wygląd widma zdominowany przez metale: Na, K, Li, Ru, Ce;
•
Chmury Fe i krzemianowe, głęboko w atmosferze;
•
Przykłady: HD 209458 b i HD 189733 b.
KLASA V – CHMURY KRZEMIANOWE; •
Odległość od gwiazdy: około 0.05 AU;
•
Temperatura: około 1500 K;
•
Dużo CO2, H2O;
•
W widmie: linie metali alkalicznych;
•
Chmury Fe i krzemianowe, wysoko w atmosferze; silny wpływ na widmo;
•
Przykłady: 51 Pegasi, HAT-P-11b, planety olbrzymy odkryte za pomocą Keplera.
ATMOSFERY PLANET POZASŁONECZNYCH EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
98
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B Konstelacja: Lis (Vulpecula) Gwiazda: K1 – K2 V Odległość: 63 lata św. Masa: 1.15 MJ Okres orbitalny: 2.2 dni Prędkość: 152.5 km/s
Odległość: 0.03 AU
•
Odkrycie: 2005 rok; tranzyt; potwierdzenie : pomiary prędkości radialnych; na podstawie tranzytu: brak dużych księżyców, brak pierścieni.
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B •
Widmo podczerwone: 2007 rok; Teleskop Kosmiczny Spitzer, HST
•
Obserwacje podczerwone: warunki fizyczne i skład chemiczny atmosfery.
•
Skład chemiczny: wodór molekularny, ditlenek węgla (pierwsza egzoplaneta z CO2 w atmosferze), tlenek węgła, metan, H2O
•
Temperatura: około 1400 K; Ciśnienie: około 400 mbar; Wiatr: >9600 km/h
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B Widmo HD189733b: •
Niezgodne z wcześniejszymi przewidywaniami: brak silnych cech molekuł;
•
Widmo jest płaskie;
•
Brak wyraźnych śladów H2O; pomiędzy 7-8 μm: wynik istnienia chmur wysoko w atmosferze;
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B •
Występowanie chmur: kondensaty krzemianowe MgSiO3; rozmiary ziaren pyłu: 10-2 – 10-1 μm;
•
Albedo planety: 0.14;
•
W świetle widzialnym planeta byłaby błękitna: efekt rozpraszania Rayleigha (MgSiO3);
•
Niebo obserwowane z powierzchni planety przy zachodzie gwiazdy byłoby czerwone;
•
Dalsze obserwacje: widmo „płaskie” w świetle widzialnym: mgły, około 1000 km nad powierzchnią; oraz rozpraszanie Rayleigha;
•
Parowanie atmosfery (odkrycie: 2010 rok); rozległa wodorowa egzosfera.
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B Obserwacje teleskopu Spitzer: • Mapa temperaturowa planety • Obserwacje ciągłe: 33 godziny • Początek: gdy nocna strona planety zaczęła być widoczna • Zakresy temperatur wskazują, że energia absorbowana od gwiazdy jest rozprowadzana równomiernie w atmosferze • Maksimum temperatury: położenie jest związane ze sposobem rozprowadzania energii: kierunek i siła wiatru.
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B
EN, ASTROBIOLOGIA
2015-02-23
105
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B •
Obserwacje naziemne; instrument SpeX; teleskop NASA Infrared Telescope Facility (IRTF); zakres 2.0– 2.4 μm i 3.1–4.1 μm (dotychczas nieobserwowany);
•
Bardzo jasna cecha emisyjna;
•
Nie jest to zgodne z dotychczasowymi modelami;
•
Jest to emisja związana z molekuła CH4 (podobnie jak w atmosferach planet Układu Słonecznego; emisja fluorescencyjna).
ATMOSFERY PLANET: HD 189733B
Wyznaczone profile P-T dla HD189733b
Odkrycia: HD 209458b (Ozyrys) Gwiazda macierzysta: HD209458 Gwiazdozbiór: Pegaz Odległość: 153 lata św. Półoś wielka: 0.047 AU Okres orbitalny: 3.5 doby Masa: 0.69 MJ Odkrycie: 1999 r.; metoda spektroskopowa; tranzyty (brak dużych księżyców).
Odkrycia: HD 209458b (Ozyrys) Historia badań (HST): • Odkrycie sodu w atmosferze (2002)
Odkrycia: HD 209458b (Ozyrys) Historia badań (HST i Spitzer): • Obserwacje: HI, OI i CII; ostatnio też SiIII; • Pierwsze wnioski: H, O, C i Si ulatniają się w takim tempie, że w krótkim czasie cała atmosfera wyparuje; • Tempo parowania było wielokrotnie wyznaczane; ostatecznie: cała atmosfera nie wyparuje, tylko około 7% (5 mld lat); • Parowanie atmosfery: wynik oddziaływania egzosfery z wiatrem gwiazdowym; • Występuje rozpraszanie Rayleigha (H2) • Z obserwacji w podczerwieni: górna granica obfitości TiO i VO; • Temperatura w atmosferze: około 2200K przy ciśnieniu 33mbar.
Odkrycia: HD 209458b (Ozyrys) Historia badań (HST i Spitzer): W widmie IR brak silnych cech pochodzących od molekuł (były przewidziane przez teorię); Wysoko w atmosferze planety mogą być chmury; Widać ślady krzemianów (pył) – chmury krzemianowe; Słabe cechy: H2O (para wodna),CH4 i CO; Stwierdzono obecność stratosfery , termosfery i obszar jonizacji wysoko w atmosferze; Obserwacje Spitzera: stwierdzono obszar inwersji temperatury (emisja H2O); Obserwacje sugerują występowanie wiatru w atmosferze.
Odkrycia: HD 209458b (Ozyrys)
Odkrycia: HD 209458b (Ozyrys)
Wyznaczone profile P-T dla HD209458b
Odkrycia: WASP-12b Gwiazda: G0, T = 6300 K Gwiazdozbiór: Auriga Odległość: 871 lat św. Promień orbity: 0.023 AU Okres orbitalny: 1.09 dnia Masa: 1.39 ± 0.04 MJ Promień: 1.83+0.06−0.07 RJ Grawitacja: 1.16 g Temperatura: ponad 2500 K Odkrycie: 2008 rok, projekt SuperWASP
Odkrycia: WASP-12b • Obserwacje HST: jest wymiana materii pomiędzy planetą a gwiazdą. Atmosfera planety jest wychwytywana przez gwiazdę. • Znaczna część materii znajduje się poza powierzchnią Roche'a: planeta będzie pochłonięta przez gwiazdę (ok. 10 mln lat). • Obserwacje spektroskopowe: Al, Zn, Mn (nie obserwowane w atmosferach innych egzoplanet). • Planeta posiada magnetosferę.
Odkrycia: WASP-12b • Wyznaczenie C/O: •C/O dla Słońca = 0.54 •C/O > 0.8 – inna budowa planet; węglowe jądro (nie krzemowe) •C/O dla WASP-12b 1 (diamentowa planeta) • H2O – mało • CH4 (metan) – dużo • Obfitości CO, CH4 i H2O – zgodne z teorią (dla C/O > 1) • Atmosfera silnie oświetlona przez gwiazdę (T 3000 K); brak stratosfery (profil T-P) • Bardzo wydajny przepływ energii pomiędzy stroną dzienną i nocną.
OPIS RYSUNKU: Czarne kółka + błędy – obserwacje Spitzera i naziemne (pasma JHK); Kolorowe widma i kółka – modele teoretyczne: • różne kolory: różne rozkłady P-T; • różne modele – różne obfitości molekuł; • szare linie – promieniowanie ciała doskonale czarnego dla temperatury: 2000, 2500 i 3000 K.
Odkrycia: GJ 1214b Super-ziemia Gwiazda: GJ 1214 Typ widmowy: M4.5V Gwiazdozbiór: Wężownik Odległość: około 40 lat św. Półoś wielka: 0.014 AU Okres orbitalny: 1.58 dnia Masa: 6.55 ± 0.98 MZ Promień: 2.678 ± 0.13 RZ Grawitacja: 0.91 g Temperatura: 393–555 K (zależy od przyjętej wartości albedo) Odkrycie: 2009 rok; projekt MEarth; metoda tranzytowa; potwierdzono metodą prędkości radialnych: HARPS/ESO Projekt MEarth – 8 zdalnie sterowanych teleskopów Ritchey-Chrétien o średnicy 40 cm (Arizona)
Odkrycia: GJ 1214b Super-ziemia
Krzywe blasku: MEarth Observatory i Whipple Observatory (FLWO, 1.2m) ; obserwacje i model.
Prędkości radialne (HARPS/La Silla).
Odkrycia: GJ 1214b Teleskop VLT; widmo: 780-1000 nm; ilość ekspozycji: 197 (88 podczas tranzytu) Widmo: brak wyraźnych cech absorpcyjnych i emisyjnych.
Chmury i/lub mgły wysoko w atmosferze; ale jakie chmury?
Odkrycia: GJ 1214b • GJ 1214b składa się w znacznym stopniu z wody (lód i para wodna); • Jeśli planeta posiada otoczkę H-He jak Neptun, to woda stanowi 75% jej masy; • Jeśli jej atmosferę tworzy tylko para wodna, woda to 88% masy planety; • Może być to pierwsza odkryta planeta oceaniczna; • Atmosfera planety może mieć grubość nawet 200 km (H i obłoki pary wodnej); • Istnienie wody w atmosferze potwierdzono obserwacyjnie.
Odkrycia: GJ 1214b Super-ziemia Masy i promienie planet tranzytujących: • GJ 1214b i CoRoT-7b jedyne znane egzoplanety z dokładnie wyznaczonymi masami i promieniami, mniejsze od gazowych olbrzymów US. • Linie: promień w funkcji masy, w zależności od budowy planety: • H/He (linia ciągła), • H2O (linia przerywana), • 75% H2O, 22% Si i 3% Fe (linia kropkowana) • Planety typu Ziemia (67.5% Si otoczka i 32.5% Fe jądro) (linia kropka-kreska) • GJ 1214b: planeta może składać się głównie z H2O, ale ma gazową otoczkę..
The Exoplanet Characterization Observatory • Pierwsza misja przeznaczona do badania atmosfer egzoplanet (projekt ESA, lata 20202022) • Obserwacje spektroskopowe, wysoka rozdzielczość; • Pomiary składu chemicznego, temperatury, albedo; • Modele budowy wewnętrznej; • Jak planety powstają i ewoluują? • Możliwość rozwoju życia na egzoplanetach. • Czy Układ Słoneczny jest wyjątkowy?
Podsumowanie:
Podsumowanie: Obserwacje atmosfer: • Udoskonalenie metod; • Wymagana jest lepsza rozdzielczość. Modelowanie atmosfer egzoplanet: rozwijająca się gałąź astrofizyki. Przyszłe obserwacje: • Gazowych olbrzymów (statystyka); • Planet typu Super-ziemia; • Planet typu ziemskiego. Cele: • Statystyka: jak zbudowane są atmosfery
• Poszukiwanie biosygnatur w atmosferach egzoplanet znajdujących się w ekosferach.
Atmosfery Atmosfery ciał Układu Słonecznego Tytan
ciśnieniowa skala wysokości H0: 20 km struktura termiczna: troposfera do 44 km, stratosfera do 250 km, mezosfera do 500 km, powyżej termosfera
skład chemiczny: N2, Ne, H, CH4 i inne węglowodory w ilościach śladowych (atmosfera wtórna)
chmury: metanowe/etanowe w troposferze, mgła i smog węglowodorowy w strato- i mezosferze
globalna cyrkulacja atmosfery: duża komórka cyrkulacyjna między biegunem letnim a zimowym
jonosfera: jest, koncentracja elektronów <104 cm-3 ewolucja: o wcześniej: ubytek atmosfery poprzez ucieczkę hydrodynamiczną o obecnie: utrata głównych składników atmosfery poprzez ucieczkę termiczną, rozpryskiwanie wiatrem słonecznym i erozję zderzeniową