Astronomija

Bi lahko mineralna sestava planetov razložila odsotnost megastruktur?

Bi lahko mineralna sestava planetov razložila odsotnost megastruktur?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Fermijev paradoks se nanaša na to, zakaj ne opazimo dokazov o tujem življenju, kot so megastrukture. Če bi gradili Dysonov roj, je morda najboljši izvirni material Merkur (Armstrong in Sandberg 2013): ne samo, da je blizu, z veliko sončne energije za eksponentno demontažo, ampak je njegova mineralna sestava primerna. Toda ali bi bili planeti iz ustreznih mineralov z veliko sončne energije dovolj redki, da bi preprečili, da bi najnaprednejše civilizacije gradile Dysonove krogle ali druge zaznavne megastrukture?

To je vsakdanja rešitev Fermijevega paradoksa, vendar je mogoča na podlagi mojega omejenega znanja o eksplanetah, čeprav samo zato, ker je naš planetarni sistem netipičen. Na primer, kjer imamo Merkur, bi veliko sistemov namesto njih imelo vroče Jupitre (ali morda tudi, če je to skladno z oblikovanjem večine sistemov). Ali lahko na to začnemo odgovarjati s trenutnim razumevanjem, kaj je značilno za eksplanete?


V našem prispevku smo ravno uporabili Merkur, ker je bil priročen (blizu, brezzračno, nizko vezavna energija). Toda zasnove Dysonove krogle sploh nismo poskušali optimizirati. Izkazalo se je, da je mogoče iz zelo tankih reflektorjev iz aluminijaste folije zgraditi veliko bolj učinkovito kroglo, ki uravnoteži svetlobni tlak in sončno težo, da ostane na svojem mestu. To traja le maso asteroida Vesta ali tako nekako. Poleg tega, če bi bili reflektorji izdelani v asteroidnem pasu, bi jih lahko s skromnim naporom pripeljali v bližnje orbite.

Aluminij je le eden od možnih materialov. V bistvu katera koli kovina deluje na reflektorje (trik je v tem, da maso ohranjamo dovolj nizko), medtem ko bi lahko podsistemi za zbiranje energije temeljili na polprevodnikih ali celo toplotnih turbinah - silikati in voda v sončnem sistemu niso redki, verjetno pa so na voljo tudi v drugih . Tudi če je vročino jupiterja notranje območje očistilo, se lahko deli izdelajo in spirali iz zunanjega sistema.

Torej, razen če pričakujemo, da so tudi asteroidi redki (precej neverjetna ideja), je verjetno veliko gradbenega materiala. Kot odgovor na Fermijev paradoks pomanjkanje sredstev ni dovolj zanesljivo.


Vsekakor bi bilo koristno imeti planet, kot je Merkur, v bližini mesta, kjer bi lahko zgradili mega strukturo sončnega sistema.

Razlogi za očitno odsotnost mega struktur so:

  • Planet Zemlja je morda edini planet v vesolju, ki ima inteligentno življenje. Še vedno ni znano, ali obstaja kakšna oblika življenja drugje.
  • Če je inteligentno življenje obstajalo ali obstaja drugje, morda ne bo imelo potrebe, zmožnosti ali virov za gradnjo mega struktur.

Bi lahko mineralna sestava planetov razložila odsotnost megastruktur? - astronomija

A. Kako so se uspeli stopiti?
Zemlja ima gosto kovinsko jedro in manj gost skalnat plašč. Na to se sklicuje, češ da je različen ali različno sestavljen na različnih krajih, ne pa homogen, ali pa povsod približno enaka sestava. Verjamemo, da ta diferenciacija pomeni, da se je Zemlja bolj ali manj popolnoma stopila v nekem času na začetku svoje zgodovine, tako da so težki materiali lahko potonili na dno, lahki materiali pa plavajo na vrh.
Obstajajo trije glavni viri toplote, zaradi katerih bi se Zemlja lahko stopila:
(1) sončna toplota
(2) toplota gravitacijskega prirastka in diferenciacije
(3) radioaktivnost

1. Sončno ogrevanje in sestava prvotnih trdnih snovi
Kot smo že omenili, je bil notranji sončni sistem med nastankom planetov zelo vroč. Trenutno so temperature v zemeljski orbiti razmeroma udobne, toda med nastankom planetov pred 4,5 milijardami let bi bile temperature med 1500 in 2500 stopinjami Fahrenheita. V orbiti Merkurja bi bile temperature še višje in tudi v asteroidnem pasu so bile temperature nekaj sto stopinj nad ničlo.
V katerem koli delu Sončne meglice so bile vrste mineralov, ki so se kondenzirale iz plinastega materiala, močno odvisne od temperatur v tej regiji. V notranji regiji, kjer so zdaj zemeljski planeti, so visoke temperature onemogočile preživetje kakršnim koli materialom, razen spojin z visoko temperaturo tališča, kot so kovinski oksidi: silikatni minerali, ki sestavljajo zemeljske planete. Daleč od Sonca so nizke temperature omogočile, da v obliki trdnih snovi ne obstajajo le kamniti materiali, temveč tudi relativno hlapne ogljikove spojine in led. Poleg teh velikih razlik v sestavi trdne sestavine sončne meglice bi se pojavile razlike med vrstami materialov, ki bi lahko bili trdni znotraj posamezne regije.
Na primer, zelo daleč od Sonca lahko metan obstaja kot led, toda bližje se izhlapi in postane plin (kot se zdaj dogaja na Plutonu). Vodni led lahko obstaja kot trdna snov blizu orbite Jupitra in zunaj nje, toda na polovici Marsove tirnice bi se tudi on začel topiti. Posledično se majhni predmeti, kot so kometi, ki vsebujejo led, ne morejo približati Soncu veliko bolj kot orbita Jupitra, preden večina njihovih ledekov začne izhlapevati in celo daleč od Sonca se lahko začnejo več hlapljivi plini, kot je metan da zavre od njih.
Podobno bi v notranjem Osončju razlike v temperaturah med orbitami različnih planetov bistveno vplivale na vrste materialov, ki jih vsebujejo. V orbiti Marsa, kjer bi bile temperature le okoli 1000 stopinj Fahrenheita, bi se lahko veliko kamnitih materialov, ki bi izhlapevali pri temperaturah 1500 stopinj ali več, zgostilo in ostalo v trdnem stanju. V zunanjem asteroidnem pasu, kjer so bile temperature blizu nič stopinj, bi lahko preživele ogljikove spojine, ki bi izhlapele pri višjih temperaturah blizu Marsove orbite. Zaradi tega lahko Mars vsebuje velike količine mineralov z nizko temperaturo tališča, ki bi bili redki ali jih sploh ne bi bilo v materialih, ki so nastajali v orbiti Zemlje, in asteroidi v zunanjem delu asteroidnega pasu bogata z ogljikovimi spojinami, medtem ko tistim v notranjem delu primanjkuje takih materialov.
Nasprotno, če bi materiale z visoko temperaturo tališča, ki so nastali na orbiti Merkurja, premaknili v Marsovo orbito, bi kemične reakcije med njimi in (še vedno razmeroma vročimi) plini v tej regiji nekatere od njih postopoma pretvorili v nižje taljenje -temperaturni minerali, povečanje deleža hlapnih mineralov in zmanjšanje odstotka ognjevzdržnih mineralov.
S tem v mislih lahko vidimo, da bi se v katerem koli območju Sončne meglice, če bi temperature povišali le nekaj sto stopinj, velik del trdnih materialov v tej regiji začel topiti. Posledično morajo drugi dejavniki zvišati temperaturo le za nekaj sto stopinj (največ), da se doseže znatno taljenje in diferenciacija.

2. Ogrevanje s trki in gravitacijskim pospeševanjem
Ko so se planeti prvič začeli oblikovati, so bili sestavljeni iz majhnih zrn prahu, kamenčkov in kamenja. Teh delcev, ki krožijo okoli Sonca, je bilo toliko, da so bili trki med njimi izredno pogosti in so se hitro nakopičili v dokaj velike predmete (kot so asteroidi in kometi), ki jih na splošno imenujemo planetezimale (majhne stvari, -izimali, ki se zaradi trkov , končajo kot planeti). Ker so bili trki v zgodnjih fazah tega kopičenja zelo pogosti, bi vsa trdna zrna v določeni regiji krožila okoli Sonca s skoraj enakimi hitrostmi, trki med njimi pa bi bili razmeroma nežni.
Ko so planetesimali rasli, pa bi jih bilo vedno manj, trki pa bi bili vse manj pogosti. To bi omogočilo, da se majhne razlike v hitrosti, ki jih napaja sončna gravitacija, postopoma povečujejo. Na primer, v trenutnem asteroidnem pasu bi lahko trčili hitrosti nekaj tisoč milj na uro. Trki pri takšnih hitrostih bi lahko ustvarili znatno količino toplote in izhlapevali majhne dele trkajočih teles.
Pri večjih predmetih, kot je Zemlja, so lahko trčne hitrosti še večje, saj ko se nam objekt približa, ga naša gravitacija pomaga potegniti vase. Tudi če bi imel objekt skorajda kakršno koli hitrost (glede na nas), preden bi se nam približal, bi zadel naše zgornje ozračje s hitrostjo, ki je enaka naši hitrosti pobega, ali 25000 milj na uro. Predmet, ki bi naletel na Jupiter, ki ima petkrat in pol večjo hitrost pobega (na primer Comet Shoemaker-Levy 9, ki je pred nekaj leti naletel na Jupiter), bi udaril v svoje ozračje s hitrostjo skoraj 150000 milj na uro.
Te velike udarne hitrosti ustvarjajo tako velike količine toplote, da ko asteroid ali komet zaide v Zemljo, ustvari deset do dvajsetkrat večjo luknjo od udarnega predmeta in izhlapi skoraj ves predmet in precejšen del okolice podeželje.
V zadnjih fazah nastanka planetov, ko so bili blizu sedanjih velikosti, bi milijoni trkov, ki še prihajajo, izjemno ogreli zunanje dele planetov, kar bi omogočilo, da se vsaj znatni deli njihovih zunanjih regij stopijo in nato ločite. Ker bi bilo, kot že rečeno, sončna toplota z nadzorovanjem vrst materialov, ki so obstajali v določeni regiji, že dosegla povprečno temperaturo planetov le nekaj sto stopinj pod povprečno temperaturo taljenja sestavnih materialov, vsi večji planeti bi s precejšnjim dodatnim ogrevanjem zaradi vročinske trke in gravitacijskega pospeševanja kakršnih koli vplivov zagotovo postali dovolj vroči, da bi se lahko bistveno stopili (kot že vemo, da velja za Zemljo).

3. Radioaktivnost in taljenje manjših kamnitih teles
Dva že omenjena dejavnika sta primerna za razlago taljenja velikih teles, kot so planeti. Toda za majhne predmete, kot sta naša Luna in asteroidi, je sila gravitacije majhna in gravitacija ne more pomagati pospešiti prihajajočih teles do zadostne hitrosti, da bi zagotovila znatno taljenje teh majhnih teles. Pa vendar vemo, da je nekoč v pasu asteroidov moral obstajati predmet (ali predmeti), ki je bil (ali je bil) diferenciran, ker so kamniti in železni meteoriti, ki tam izvirajo, morali izhajati iz tako diferenciranega telesa.
Mnogi od vas ste verjetno že slišali za zastarelo teorijo, da je bil v pasu asteroidov nekoč velik planet, podoben Zemlji, ki je bil nekako uničen, kar je povzročilo nastanek asteroidov, kot jih poznamo. Ta teorija izvira iz odkritja asteroidov. Pred njihovim odkritjem je bilo ugotovljeno, da je bil dokaj enakomeren razmik med planeti na območju med Marsom in Jupitrom drugačen. V vseh drugih regijah Osončja je vsak planet oddaljen od Sonca do 1/2 do 2/3 kot naslednjega planeta, vendar je Mars oddaljen od Sonca manj kot 1/3 Jupitra, kar pušča dovolj prostora za drugega planeta na razdalji približno 2,8 AUs. To je skoraj natančno velikost orbite Cerere, prvega odkritega asteroida, zato so ob odkritju Cerere domnevali, da je v tej regiji "manjkajoči" planet. V samo nekaj letih pa je bilo odkritih več drugih manjših asteroidov in seveda zdaj vemo, da jih je več tisoč ali deset tisoč, odvisno od tega, kako majhni ste pripravljeni iti, da jih boste še naprej šteli.
Ko so ugotovili, da je v tej regiji veliko majhnih teles, namesto enega samega velikega telesa, je bilo predlagano, da je bilo morda nekoč tam veliko telo, vendar je bilo nekako uničeno in je trčenje z drugimi planeti izgubilo večino kosov. Nikoli ni bilo zadovoljivo razloženo, kako je mogoče uničiti objekt planetarne velikosti, vendar je ustrezalo vnaprejšnji zasnovi, da bi moral biti v tej regiji "normalen" planet.
Kot smo že omenili, majhni predmeti, kot so asteroidi, nimajo dovolj gravitacije, da bi pospešili prihajajoča telesa, in se zaradi tega ne bi smeli dovolj segreti, da bi se stopili in razlikovali. Pa vendar, meteoriti, ki prihajajo iz asteroidnega pasu, kažejo, da je moralo biti nekoč v tej regiji neko diferencirano telo. Kako lahko to razložimo? Odgovor je prek radioaktivnosti. Ko radioaktivni materiali propadajo, sproščajo toploto. Če bi jih zakopali globoko v trdno kamnito telo, bi se ta toplota ujela in postopoma kopičila. Če bi bilo dovolj takšne toplote, bi lahko predmet sčasoma stopil in mu omogočil razlikovanje.
Težava pri tej razlagi je, da različne radioaktivne snovi razpadajo z različno hitrostjo, tiste, ki hitro razpadajo in sproščajo velike količine toplote v dokaj kratkem času, so redke. Sorazmerno pogosti so le tipi, ki počasi propadajo in sproščajo sorazmerno majhne količine toplote. Kot primer, kako to deluje, ima Uran dva dokaj pogosta izotopa (atome istega elementa z različno atomsko težo, ker imata v jedrih različno število nevtronov). Večino urana na Zemlji predstavlja Uran 238 (tako imenovani, ker ima 92 protonov, zaradi česar je Uran, in 146 nevtronov, kar sestavlja 238 nukleonov), le majhen odstotek je Uran 235 (ki ima tudi 92 protonov, vendar le 143 nevtronov, skupaj 235 nukleonov). Uran 238 ni zelo radioaktiven (njegov razpolovni čas je več kot 4 milijarde let, kar pomeni, da traja več kot 4 milijarde let, da polovica razpade v svinec), medtem ko je Uran 235 veliko bolj radioaktiven (njegov razpolovni čas je le 700 milijonov let). Če bi bila vsaka od teh dveh vrst urana enako bogata, bi veliko hitrejša hitrost razpada Urana 235 povzročila, da proizvede več kot šestkrat več radioaktivnega ogrevanja (pri čemer ne upoštevamo razlik v količini proizvedene toplote na razpad). Ker pa je Urana 238 približno 100-krat več kot Urana 235, dejansko proizvede večino radioaktivnega ogrevanja Zemlje.
Pred 4,5 milijardami let pa bi bil ta rezultat povsem drugačen. Ker Uran 238 propada zelo počasi, je trenutna količina skoraj polovico manjša, kot je obstajala na Zemlji, ko je nastajal, in radioaktivno ogrevanje zaradi tega materiala bi bilo takrat le približno dvakrat večje kot zdaj (in ne zelo v primerjavi z drugimi oblikami ogrevanja, o katerih smo že govorili). Precej hitrejše razpadanje urana 235 pa pomeni, da se je količinsko zmanjšal veliko, velikokrat in je zdaj le nekaj odstotkov prvotne količine ali pa, da je bil nekoč več kot 40-krat večji kot zdaj. Z veliko večjo številčnostjo in veliko hitrejšo hitrostjo razpada, namesto da bi proizvedel veliko manj radioaktivnega ogrevanja kot uran 238, bi dejansko proizvedel veliko več radioaktivnega ogrevanja, ko bi bila Zemlja mlada.
Ta rezultat je precej značilen za izračune za druge vrste radioaktivnih snovi. Stvari, ki počasi propadajo, je še vedno precej (ker počasi propadajo), stvari, ki hitro propadajo, pa so zdaj precej redke (ker propadajo toliko hitreje), toda ko je bila Zemlja mlada, bi bilo materialov, ki hitreje propadajo, veliko več pomembnejši za proračun Zemlje za toploto, ker bi bili obilno in zelo radioaktivni. Če razširimo to idejo, bi bili najpomembnejši radioaktivni vir toplote med nastankom planetov radioaktivni materiali, ki sploh ne obstajajo več, ker propadajo tako hitro, da bi se vsi njihovi atomi že zdavnaj spremenili v neradioaktivne razpadne produkte.
Težava pri tem rezultatu je v tem, da v primeru dveh uranovih izotopov vemo, koliko jih je zdaj, in vemo njihove stopnje razpada in tako lahko izračunamo, kako jih je bilo v daljni preteklosti. Toda z domnevno izumrlimi kratkotrajnimi materiali, o katerih smo pravkar razpravljali, domnevamo, da jih sploh ni več, zato kako lahko izračunamo, koliko jih je bilo nekoč? Natančno rečeno, ne moremo in zato ugibanje, kakšna je bila njihova količina in koliko radioaktivnega ogrevanja bi proizvedli, bi bilo samo to: ugibanje. In čeprav astronomi sploh niso naklonjeni divjim špekulacijam, ki bi se lahko nekega dne izkazale za pravilne ali napačne, so (običajno) nenaklonjeni reševanju problemov s predlogi, ki nimajo upanja, da bi bili preverjeni ali ovrženi. Če je torej rešitev za taljenje asteroidov enkratni obstoj kratkotrajnih radioaktivnih materialov, katerih domnevnega obstoja ni mogoče dokazati, bi bilo treba to rešitev zavrniti. In ravno to je bilo storjeno v začetku tega stoletja, ko je bila radioaktivnost domnevno pomembna za to težavo.
Izkazalo pa se je, da zdaj vemo, da je bilo med nastankom Osončja res veliko kratkotrajnih radioaktivnih snovi. Kot boste videli (podrobno) kasneje v semestru, je nastanek našega Osončja skoraj zagotovo sprožila eksplozija ene ali več masivnih zvezd, ki so nastale v isti regiji kot Sonce, vendar v zelo zgodnjem času. Pri uničenju teh masivnih zvezd katastrofalna implozija osrednjega jedra povzroči še bolj katastrofalno eksplozijo jedra in regij, ki ga obkrožajo. Temperature se povzpnejo v bilijone stopinj, zaradi česar materiali v jedru doživijo neverjetno hitre, nestabilne jedrske reakcije. Vsi materiali v našem Osončju, razen vodika in helija, ki segajo v začetek vesolja, so ustvarjeni v tako masivnih zvezdah. Sorazmerno večje ali manjše število različnih materialov v veliki meri odraža, kako dolgo so nastajali: elementi, lažji od železa, so nastali v "običajnem" življenju zvezd, ki je trajalo nekaj milijonov let, in so relativno v izobilju, medtem ko so elementi, težji od železa, redki, ker so nastali le v nekaj sekundah ognjene nevihte, ki je uničila zvezde.
Ta teorija ustvarjanja elementov napoveduje, da bi moralo biti nekaterih elementov, kot sta kisik in ogljik, razmeroma veliko, da bi bilo drugih elementov, kot sta silicij in železo, manj in da bi morali drugi elementi, kot sta uran in gadolinij, biti precej redki. Številke vseh elementov, razen vodika in helija, se zelo ujemajo z njihovimi številčnostmi, kot predvideva ta teorija.
Ta teorija tudi predvideva, da so bile določene vrste kratkotrajnih radioaktivnih izotopov proizvedene v velikih količinah.Ti izotopi zaradi kratkega razpolovnega časa ne obstajajo več, njihovi produkti razpada pa obstajajo, in če jih je nenavadno veliko, lahko upamo, da bomo to opazili v kamninah, ki se od nastanka Sončevega sistema niso bistveno spremenile. Takšne kamnine bi vključevale "primitivne" meteorite (meteorite, katerih minerali imajo fizikalne in kemijske lastnosti, ki kažejo na to, da nikoli niso bili znotraj asteroida, temveč so delci, ki so ostali od nastanka Osončja), kot so hondriti in ogljikovi hondriti . Zdaj je mogoče z mikrokemijo (kemijska analiza mikroskopskih delcev materiala) izredno podrobno analizirati minerale v meteoritih. Kot se je izkazalo, je bilo pri zelo redkih od njih ugotovljeno, da imajo posebne količine nekaterih težkih atomov, kar je najlažje razložiti s predpostavko, da je v času nastanka teh primitivnih meteoritov Sončni sistem vseboval izredno težke atome, ki so lahko imeli le obstajali, če so bili nedavno ustvarjeni v eksploziji supernove. Zaradi tega sumimo, da so bili kamniti materiali v zgodnjem Osončju res precej radioaktivni.
Z uporabo mikrokemije smo odkrili tudi, da obstajajo "družine" meteoritov s podobno izotopsko sestavo (skoraj natančno ujemanje v številčnosti izotopov različnih elementov). Znotraj dane družine so številčnosti izotopov različnih elementov tako podobne, da je najverjetnejša razlaga podobnosti, da so bili vsi vpleteni meteoriti nekoč v istem matičnem telesu. Če bi imeli vsi meteoriti enako izotopsko sestavo, bi to kazalo na enega samega prvotnega starša, kot je bilo nekoč predlagano. Namesto tega obstaja približno pol ducata različnih izotopskih družin, kar pomeni, da je moralo biti vsaj podobno število starševskih teles. Zaradi tega je ideja, da so meteoriti izvirali iz teles, velikih planetov, neprivlačna. Čeprav je en tak predmet komaj mogoča možnost, nihče ni pripravljen trditi, da je bilo takšnih predmetov pol ducata ali več, ki so bili vsi nekako uničeni.
Namesto tega se zdi, da je bilo v zgodnji zgodovini Osončja naokoli toliko kratkotrajnega radioaktivnega materiala, da bi se stopilo katero koli kamnito telo s premerom več kot 100 milj. Sem spadajo Zemlja in zemeljski planeti, naša Luna in večji asteroidi. Sončna toplota bi bila za razmeroma enostavno taljenje materialov pomemben dejavnik za vse te predmete. Pri večjih predmetih bi tudi njihova gravitacija pomagala pospešiti prihajajoča telesa. Toda za vse njih, še posebej za manjša telesa, bi bila takratna radioaktivnost ključnega pomena za njihovo taljenje.

4. Ogrevanje Jovijinih planetov
Ker so Jovijevi planeti večinoma iz vodika in helija (skoraj v celoti utekočinjeni zaradi ogromne teže ogromnih količin teh materialov), se komaj zdi treba razlagati, kako bi se lahko stopili in razlikovali. Ko so štartali, so bili le umazane snežne kepe, ko pa so postali dovolj veliki, da so gravitacijsko pritegnili pline, ki jih obkrožajo, so se razvili v velikost, da so postali večinoma utekočinjeni plinasti predmeti, kakršni so zdaj. Ta postopek tvorjenja bi težke stvari samodejno postavil na sredino, lažje pa na zunanjo stran. In če bi naknadno nanje naletele umazane snežne kepe ali skale, bi težji materiali s prvotnimi jedri planetov običajno potonili na dno. Vendar ne škodi razmisleku o segrevanju teh teles, saj, kot verjetno že veste, sta Jupiter in Saturn v notranjosti izjemno vroča.
Ko stisnete pline, se zaradi dela, ki je potrebno za njihovo stiskanje, segrejejo. Ko naberete 300 zemeljskih mas plinov, kot je to storil Jupiter, ga teža tega plina močno segreje. Odvisno od tega, kako dolgo je trajalo, da se je akumuliral ves ta plin, bi lahko bilo nekaj toplote oddanega, preden je bil postopek končan, zato bi bile temperature, dosežene v jedrih planetov Joviana, odvisne od tega, kako dolgo so potrebovali, da dosežejo svojo sedanjost Trenutno verjamemo, da se je večina plina nabrala v manj kot 100000 letih in da je v tem času Jupiter morda dosegel notranje temperature nad 250000 stopinj Fahrenheita. Čeprav se je v 4,5 milijarde letih, odkar je nastal, ohladil, znaten del prvotne toplote še vedno ostaja in je verjetno glavni dejavnik trenutne temperature nad 50000 stopinj Celzija.


Zunajsolarni planetarni sistemi bi lahko imeli v svojih bivalnih conah do sedem planetov, podobnih Zemlji

Vtis tega umetnika prikazuje TRAPPIST-1 in njegove planete, ki se odražajo na površini. Podoba slike: NASA / R. Hurt / T. Pyle.

Iskanje življenja v vesolju je običajno osredotočeno na bivalno območje, to je območje okoli zvezde, v katerem bi planet, ki kroži, lahko imel tekočo vodo.

Astrobiolog Riverside iz Kalifornije, Stephen Kane, je s sodelavci preučeval bližnji sistem, imenovan TRAPPIST-1, ki ima v bivalnem območju tri planete, podobne Zemlji.

»Zaradi tega sem se spraševal o največjem številu bivalnih planetov, ki jih ima zvezda, in zakaj ima naša zvezda samo enega. Ni se zdelo pošteno! " Rekel je dr. Kane.

V študiji so raziskovalci ustvarili modelni sistem, v katerem so simulirali planete različnih velikosti, ki krožijo okoli svojih zvezd.

Algoritem je upošteval gravitacijske sile in pomagal preizkusiti medsebojno interakcijo planetov med milijoni let.

Ugotovili so, da lahko nekatere zvezde podpirajo tudi sedem in da lahko zvezda, kot je naše Sonce, s tekočo vodo podpira šest planetov.

"Več kot sedem in planeti se postanejo preblizu drug drugemu in destabilizirajo orbite drug drugega," je dejal dr. Kane.

»Zakaj ima torej naš Osončje samo en bivalni planet, če lahko podpira šest? Pomaga, če je gibanje planetov krožno in ne ovalno ali nepravilno, kar zmanjšuje kakršen koli tesen stik in ohranja stabilne orbite. "

Znanstveniki sumijo, da je Jupiter, ki ima maso dva in pol krat večjo od mase vseh ostalih planetov v Osončju skupaj, omejeval bivalnost našega sistema.

"Zelo vpliva na bivalnost našega Osončja, ker je masiven in moti druge orbite," je dejal dr. Kane.

Znano je, da ima le peščica zvezd na svojih bivalnih območjih več planetov.

V nadaljevanju avtorji načrtujejo iskanje dodatnih zvezd, ki jih v celoti obkrožajo manjši planeti.

Že so identificirali eno takšno zvezdo, Beta CVn, ki je razmeroma blizu 27 svetlobnih let stran.

Ker nima planeta, podobnega Jupitru, bo vključen kot ena od zvezd, preverjenih za več planetov bivalnih con.

Prihodnje študije bodo vključevale tudi ustvarjanje novih modelov, ki bodo preučevali atmosfersko kemijo planetov bivalnih con v drugih zvezdnih sistemih.

"Čeprav vemo, da je bila Zemlja večino njene zgodovine bivalna, ostaja veliko vprašanj o tem, kako so se te ugodne razmere razvijale s časom, in o posebnih gonilnih silah teh sprememb," je dejal dr. Kane.

"Z merjenjem lastnosti eksoplanetov, katerih evolucijske poti so lahko podobne našim, dobimo predogled preteklosti in prihodnosti tega planeta & # 8212 in kaj moramo storiti, da ohranimo njegovo bivalnost."

Delo ekipe je bilo objavljeno v Astronomski vestnik.

Stephen R. Kane et al. 2020. Dinamično pakiranje v bivalni coni: primer beta CVn. AJ 160, 81 doi: 10.3847 / 1538-3881 / ab9ffe

Ta članek temelji na sporočilu za javnost Univerze v Kaliforniji, Riverside.


Vsebina

Kerogen nastaja med sedimentno diagenezo zaradi razgradnje žive snovi. Prvotna organska snov lahko obsega jezerske in morske alge ter plankton in kopenske rastline višjega reda. Med diagenezo se veliki biopolimeri iz npr. Beljakovin, lipidov in ogljikovih hidratov v prvotni organski snovi delno ali v celoti razgradijo. Na ta postopek razgradnje lahko gledamo kot na obratno s fotosintezo. [7] Te nastale enote lahko nato polikondenzirajo in tvorijo geopolimere. Nastanek geopolimerov na ta način predstavlja velike molekulske mase in raznolike kemične sestave, povezane s kerogenom. Najmanjše enote so fulvične kisline, srednje enote so huminske kisline, največje enote pa so humini. Ta polimerizacija se običajno zgodi ob nastanku in / ali sedimentaciji ene ali več mineralnih komponent, kar povzroči nastanek sedimentne kamnine, kot je oljni skrilavci.

Ko se kerogen sočasno odlaga z geološkim materialom, naknadna sedimentacija in postopno pokopavanje ali prekrivanje zagotavlja povišan tlak in temperaturo zaradi litostatičnih in geotermalnih gradientov v zemeljski skorji. Posledične spremembe v temperaturah in tlakih pokopa vodijo do nadaljnjih sprememb sestave kerogena, vključno z izgubo vodika, kisika, dušika, žvepla in z njimi povezanih funkcionalnih skupin ter poznejšo izomerizacijo in aromatizacijo. Takšne spremembe kažejo na toplotno zrelost kerogena. Aromatizacija omogoča molekularno zlaganje v listih, kar posledično povzroči spremembe fizikalnih lastnosti kerogena, kot je povečanje molekularne gostote, odbojnost vitrinitain obarvanje spor (rumena do oranžna do rjava do črna z naraščajočo globino / toplotno zrelostjo).

Med postopkom termičnega zorenja se kerogen v visokotemperaturnih reakcijah pirolize razgradi in tvori produkte z nižjo molekulsko maso, vključno z bitumnom, oljem in plinom. Obseg termičnega zorenja nadzoruje naravo izdelka, pri čemer nižje toplotne zrelosti dajejo predvsem bitumen / olje, višje termične zrelosti pa plin. Te ustvarjene vrste so delno pregnane iz izvorne kamnine, bogate s kerogenom, v nekaterih primerih pa se lahko napolnijo v rezervoarsko kamnino. Kerogen dobiva dodaten pomen pri nekonvencionalnih virih, zlasti pri skrilavcih. V teh formacijah se nafta in plin proizvajata neposredno iz izvirne kamnine, bogate s kerogenom (t.j. izvirna kamnina je tudi zadrževalna skala). Ugotovljeno je, da velik del poroznosti v teh skrilavcih gostuje znotraj kerogena in ne med mineralnimi zrni, kot se to dogaja v običajnih rezervoarskih kamninah. [8] Tako kerogen nadzoruje večji del skladiščenja in prevoza nafte in plina v skrilavcu.

Kerogen je kompleksna mešanica organskih kemičnih spojin, ki tvorijo največji delež organske snovi v sedimentnih kamninah. [10] Ker je kerogen mešanica organskih snovi, ni opredeljen z eno samo kemijsko formulo. Njegova kemična sestava se med sedimentnimi tvorbami in tudi znotraj njih zelo razlikuje. Na primer, kerogen iz nahajališča oljnih skrilavcev formacije Green River v zahodni Severni Ameriki vsebuje elemente v razmerju ogljik 215: vodik 330: kisik 12: dušik 5: žveplo 1. [11]

Kerogen ni topen v običajnih organskih topilih, delno zaradi velike molekulske mase sestavnih spojin. Topni del je znan kot bitumen. Ko se v zemeljski skorji segreje na prave temperature, (okno za olje c. 50–150 ° C, plinsko okno c. 150–200 ° C, odvisno od tega, kako hitro se izvorna kamnina segreje) nekatere vrste kerogena sproščajo surovo nafto ali zemeljski plin, skupaj znane kot ogljikovodiki (fosilna goriva). Kadar so taki kerogeni v visoki koncentraciji v kamninah, kot so skrilavci, bogati z organskimi ostanki, tvorijo možne izvorne kamnine. Skrilavci, ki so bogati s kerogenom, vendar niso bili ogreti do potrebne temperature za tvorbo ogljikovodikov, lahko tvorijo usedline oljnih skrilavcev.

Kemična sestava kerogena je bila analizirana z več oblikami polprevodniške spektroskopije. Ti poskusi običajno merijo specifikacije (vezna okolja) različnih vrst atomov v kerogenu. Ena izmed tehnik je 13C NMR spektroskopija, ki meri specifikacijo ogljika. NMR poskusi so pokazali, da se lahko ogljik v kerogenu giblje od skoraj povsem alifatskega (sp 3 hibridizirane) v skoraj povsem aromatične (sp 2 hibridiziran), z kerogeni z višjo toplotno zrelostjo, ki imajo običajno večjo količino aromatičnega ogljika. [12] Druga tehnika je Ramanova spektroskopija. Ramanovo sipanje je značilno za določene vibracijske načine in simetrije molekularnih vezi in ga je mogoče uporabiti za njegovo identifikacijo. Ramanov spekter kerogena prvega reda obsega dva glavna vrha [13], tako imenovani G-pas ("grafit"), pripisan vibracijskim načinom v ravnini dobro urejenih sp 2 ogljik in tako imenovani D pas ("neurejen") iz simetričnih vibracijskih načinov sp 2 ogljik, povezan z mrežnimi napakami in diskontinuitetami. Pokazalo se je, da so relativni spektralni položaj (Ramanov premik) in intenzivnost teh vrst ogljika povezani s toplotno zrelostjo [14] [15] [16] [17] [18] [19] z kerogeni z višjo toplotno zrelostjo z večjo številčnostjo grafitni / urejeni aromatični ogljiki. Komplementarni in dosledni rezultati so bili pridobljeni z infrardečo (IR) spektroskopijo, ki kaže, da ima kerogen večji delež aromatskega ogljika in krajše dolžine alifatskih verig pri višjih toplotnih zrelostih. [20] [21] Te rezultate je mogoče razložiti s prednostnim odstranjevanjem alifatskih ogljikov z reakcijami krekinga med pirolizo, kjer se razpok običajno pojavi pri šibkih CC vezah beta na aromatske obroče in povzroči zamenjavo dolge alifatske verige z metilno skupino. Pri višji zrelosti, ko so vsi labilni alifatski ogljiki že odstranjeni - z drugimi besedami, ko kerogen nima preostalega potenciala za pridobivanje nafte, lahko pride do nadaljnjega povečanja aromatičnosti zaradi pretvorbe alifatskih vezi (kot so aliciklični obroči) v aromatske vezi .

IR spektroskopija je občutljiva na vezi ogljik-kisik, kot so kinoni, ketoni in estri, zato je s to tehniko mogoče raziskati tudi specifikacijo kisika. Ugotovljeno je, da se vsebnost kisika v kerogenu med termičnim zorenjem zmanjšuje (kar je bilo opaziti tudi z elementarno analizo) z razmeroma malo opaznimi spremembami v specifikaciji kisika. [22] Podobno je mogoče raziskovati tudi specifiko žvepla s spektroskopijo absorpcije rentgenskih žarkov blizu strukture (XANES), ki je občutljiva na funkcionalne skupine, ki vsebujejo žveplo, kot so sulfidi, tiofeni in sulfoksidi. Vsebnost žvepla v kerogenu se na splošno zmanjšuje s toplotno zrelostjo, žveplova mešanica pa vključuje mešanico sulfidov in tiofenov pri nizkih toplotnih zrelosti in je nadalje obogatena s tiofeni pri visokih zrelostih. [23] [24]

Na splošno se spremembe v sestavi kerogena glede na kemijo heteroatomov pojavljajo pretežno pri nizkih toplotnih zrelosti (bitumenska in oljna okna), medtem ko se spremembe glede kemije ogljika pojavljajo pretežno pri visokih toplotnih zrelosti (oljna in plinska okna).

Mikrostruktura kerogena se razvija tudi med termičnim zorenjem, kot je bilo ugotovljeno s slikanjem z elektronsko mikroskopijo (SEM), ki kaže prisotnost obilnih notranjih pornih mrež znotraj rešetke toplotno zrelega kerogena. [25] Analiza s sorpcijo plinov je pokazala, da se notranja specifična površina kerogena poveča za red velikosti (

40 do 400 m 2 / g) med termičnim zorenjem. [26] [27] Študije difrakcije rentgenskih žarkov in nevtronov so preučile razmik med atomi ogljika v kerogenu in med termičnim zorenjem razkrile skrajšanje razdalje ogljik-ogljik v kovalentno vezanih ogljikih (povezanih s prehodom iz primarno alifatske v pretežno aromatsko vez ), vendar podaljšanje razdalje ogljik-ogljik v ogljikih pri večjih ločevanjih vezi (povezano z nastankom poroznosti, ki jo gosti kerogen). [28] Ta razvoj pripisujejo nastajanju por, ki jih gosti kerogen, ki ostanejo za seboj, ko se med termičnim zorenjem segmenti molekule kerogena razpokajo.

Te spremembe v sestavi in ​​mikrostrukturi povzročijo spremembe lastnosti kerogena. Na primer, skeletna gostota kerogena se poveča s približno 1,1 g / ml pri nizki termični zrelosti na 1,7 g / ml pri visoki termični zrelosti. [29] [30] [31] Ta razvoj je skladen s spremembo specifikacije ogljika iz pretežno alifatske (podobno kot vosek, gostota & lt 1 g / ml) v pretežno aromatično (podobno kot grafit, gostota & gt 2 g / ml) z povečanje toplotne zrelosti.

Dodatne študije so raziskovale prostorsko heterogenost kerogena na majhnih lestvicah. Posamezni delci kerogena, ki izhajajo iz različnih vhodnih snovi, se identificirajo in dodelijo kot različni macerali. Ta sprememba vhodne snovi lahko privede do sprememb v sestavi med različnimi kerogenimi delci, kar vodi do prostorske heterogenosti v sestavi kerogena na dolžini mikronov. Heterogenost med delci kerogena lahko nastane tudi zaradi lokalnih sprememb v katalizi reakcij pirolize zaradi narave mineralov, ki obkrožajo različne delce. Meritve, opravljene z mikroskopijo z atomsko silo, povezano z infrardečo spektroskopijo (AFM-IR) in povezane z organsko petrografijo, so analizirale razvoj kemijske sestave in mehanskih lastnosti posameznih maceral kerogena s termičnim zorenjem v nanometru. [32] Ti rezultati kažejo, da se pri maceralah med termičnim zorenjem vsi macerali zmanjšujejo in povečujejo aromatičnost (zmanjšanje alifaličnosti), vendar se nekateri macerali močno spremenijo, drugi macerali pa sorazmerno majhne. Poleg tega so macerale, ki so bogatejše z aromatičnim ogljikom, mehansko trše kot macerale, ki so bogatejše z alifatskim ogljikom, kot je bilo pričakovano, ker so zelo aromatične oblike ogljika (kot je grafit) bolj trde kot zelo alifatske oblike ogljika (kot je vosek).

Labilno kerogen se razgradi in tvori predvsem tekoče ogljikovodike (tj. olje), ognjevzdržen kerogen se razgradi, da tvori predvsem plinaste ogljikovodike, in inerten kerogen ne ustvarja ogljikovodikov, toda tvori grafit.

V organski petrografiji lahko z mikroskopskim pregledom prepoznamo različne sestavine kerogena in jih razvrstimo med macerale. Ta klasifikacija je bila prvotno razvita za premog (sedimentna kamnina, bogata z organskimi snovmi kopenskega izvora), zdaj pa se uporablja za preučevanje drugih sedimentnih nahajališč, bogatih s kerogenom.

Van Krevelenov diagram je ena od metod razvrščanja kerogena po "vrstah", kjer kerogeni tvorijo ločene skupine, če primerjamo razmerja med vodikom in ogljikom ter kisikom in ogljikom. [33]

Tip I: Urejanje alg / sapropelike

Za kerogene tipa I so značilna visoka začetna razmerja vodik-ogljik (H / C) in nizka začetna razmerja kisik-ogljik (O / C). Ta kerogen je bogat s snovmi, pridobljenimi iz lipidov, in je pogosto, vendar ne vedno, iz organskih snovi alg v jezerskih (sladkovodnih) okoljih.Na osnovi mase kamnine, ki vsebujejo kerogen tipa I, ob pirolizi dajo največjo količino ogljikovodikov. S teoretičnega stališča so skrilavci, ki vsebujejo kerogen tipa I, najbolj obetavna nahajališča v smislu običajnega retortiranja nafte. [34]

    : atomsko razmerje ogljika & gt 1,25: atomsko razmerje ogljika & lt 0,15
  • Izvira predvsem iz jezerskih alg, odloženih v anoksičnih jezerskih usedlinah in redko v morskih okoljih
  • Sestavljen iz alginita, amorfne organske snovi, cianobakterij, sladkovodnih alg in manj zemeljskih rastlinskih smol
  • Nastaja predvsem iz predhodnikov beljakovin in lipidov
  • Ima malo cikličnih ali aromatičnih struktur
  • Kaže veliko težnjo k lahkemu pridobivanju tekočih ogljikovodikov (olje) pri segrevanju

Tip II: Planktonsko urejanje

Za kerogene tipa II so značilna vmesna začetna razmerja H / C in vmesna začetna razmerja O / C. Kerogen tipa II v glavnem izvira iz morskih organskih materialov, ki se odlagajo v zmanjšujočem usedalnem okolju. Vsebnost žvepla v kerogenu tipa II je na splošno večja kot pri drugih vrstah kerogena, žveplo pa je v znatnih količinah v bitumnu. Čeprav piroliza kerogena tipa II daje manj nafte kot tip I, je količina, ki jo dobimo, še vedno zadostna, da so sedimentne usedline, ki vsebujejo tip II, kamnine iz naftnih virov.

  • Atomsko razmerje vodik: ogljik & lt 1,25
  • Kisik: atomsko razmerje ogljik 0,03 - 0,18
  • Izvira predvsem iz morskega planktona in alg
  • Pri segrevanju proizvaja mešanico olja in plina

Tip II-S: žveplovo urejanje

Podobno kot pri tipu II, vendar z visoko vsebnostjo žvepla.

Tip III: Humic Edit

Za kerogene tipa III so značilna nizka začetna razmerja H / C in visoka začetna razmerja O / C. Kerogeni tipa III izvirajo iz kopenskih rastlinskih snovi, zlasti iz predhodnih spojin, vključno s celulozo, ligninom (neogljikohidratni polimer, tvorjen iz fenil-propanskih enot, ki veže strune celuloze) terpenov in fenolov. Premog je sedimentna kamnina, bogata z organskimi snovmi, ki je pretežno sestavljena iz te vrste kerogena. Kerogeni tipa III na masni osnovi ustvarijo najnižji donos olja za glavne vrste kerogenov.

  • Vodik: atomsko razmerje ogljika & lt 1
  • Atomsko razmerje kisik: ogljik 0,03 - 0,3
  • Ima nizko vsebnost vodika zaradi obilnih aromatičnih struktur ogljika
  • Izvira iz kopenskih (kopenskih) rastlin
  • Teži k proizvodnji plina pri ogrevanju (nedavne raziskave so pokazale, da lahko kerogeni tipa III dejansko proizvajajo nafto v ekstremnih pogojih) [35] [navedba potrebna]

Tip IV: Inertno / preostalo urejanje

Kerogen tipa IV vsebuje večinoma inertne organske snovi v obliki policikličnih aromatskih ogljikovodikov. Nimajo možnosti za proizvodnjo ogljikovodikov. [36]

Diagram na desni prikazuje cikel organskega ogljika s pretokom kerogena (črne polne črte) in pretokom biosfernega ogljika (zelene polne črte), ki prikazuje fiksacijo atmosferskega CO2 s kopensko in morsko primarno produktivnostjo. Kombinirani tok predelanega kerogena in biosfernega ogljika v oceanske usedline predstavlja pokop celotnega organskega ogljika, ki vstopi v endogeni bazen kerogenov. [37] [38]

Meteoriti ogljikovega hondrita vsebujejo kerogenu podobne sestavine. [39] Domneva se, da je tak material tvoril zemeljske planete. Kerogeni materiali so bili zaznani tudi v medzvezdnih oblakih in prahu okoli zvezd. [40]

The Radovednost Rover je v vzorcih blatnih kamnov v kraterju Gale na Marsu z revidirano tehniko vrtanja odkril organske usedline, podobne kerogenu. Prisotnost benzena in propana kaže tudi na morebitno prisotnost kerogenom podobnih materialov, iz katerih izhajajo ogljikovodiki. [41] [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] [49]


Povezovanje kemične sestave zvezde in nastanka planeta

Raziskovalci s Pennovega oddelka za fiziko in astronomijo so razvili novo metodo za boljše razumevanje razmerja med kemično sestavo zvezde in nastankom planeta. Študijo je za diplomsko nalogo z Bhuvneshom Jainom vodil nedavno diplomirani Jacob Nibauer, sočasno pa jo je nadzoroval nekdanji Penn postdoc Eric Baxter. Raziskovalci so ugotovili, da je večina zvezd v njihovem naboru podatkov po sestavi podobna soncu, kar je nekoliko v nasprotju s prejšnjimi deli in pomeni, da bi lahko številne zvezde v Mlečni poti gostile svoje planete, podobne Zemlji. Ti rezultati so bili predstavljeni na 238. konferenci Ameriškega astronomskega društva in objavljeni tudi v Ljubljani Astrofizični časopis.

Najpogostejša tehnika za iskanje eksoplanetov, ki obstajajo zunaj sončnega sistema, vključuje tranzitno metodo, ko se eksoplanet premika med svojo zvezdo in opazovalcem in povzroči upad svetlosti zvezde. Medtem ko je bila večina znanih eksoplanetov odkrita s to metodo, je ta pristop omejen, ker je eksoplanete mogoče zaznati le, če sta njihova orbita in opazovalec popolnoma poravnani in imajo dovolj kratka obdobja kroženja. Druga najmočnejša tehnika, radialna hitrost ali Dopplerjeva metoda, ima druge omejitve v svoji sposobnosti iskanja planetov.

Ob tem se zastavlja vprašanje: Če planetov okoli zvezde ni mogoče zaznati, ali je mogoče njihov študij ugotoviti s preučevanjem zvezde gostiteljice? Raziskovalci so ugotovili, da je odgovor na to vprašanje kvalificiran da, z novimi metodami, ki astronomom pomagajo bolje razumeti, kako je tvorba eksoplanetov povezana s sestavo zvezde, okoli katere krožijo.

"Ideja je, da se planeti in zvezde rodijo iz istega natalnega oblaka, zato si lahko predstavljate scenarij, ko se kamniti planet zaklene na dovolj materiala, da zapusti pozno zvezdno površino, osiromašeno s temi elementi," pravi Nibauer. »Cilj je odgovoriti, ali so zvezde, ki gostijo planete, videti drugače kot zvezde brez planetov, eden izmed načinov pa je iskanje podpisov nastanka planeta v sestavi zvezdne površine. Na srečo lahko o sestavi zvezde, vsaj njenih zunanjih slojev, razberemo njen spekter, porazdelitev jakosti svetlobe na različne frekvence. "

Da bi to naredili, so raziskovalci uporabili podatke iz eksperimenta galaktične evolucije Apache Point Observatory (APOGEE-2), ki so se osredotočili na 1500 zvezd galaksij Mlečne ceste s podatki o kemijski sestavi za pet različnih elementov. Nibauerjev novi prispevek je bil uporabiti Bayesovo statistiko za merjenje številčnosti petih elementov, ki tvorijo kamnine, ali "ognjevzdržnih" elementov in objektivno ločenih populacij zvezd na podlagi njihove kemične sestave.

Nibauerjeva metoda omogoča raziskovalcem, da gledajo na zvezde z nizkim razmerjem signal-šum ali tam, kjer je merilno ozadje lahko večje od lastnega signala. "Ta okvir namesto, da bi se osredotočil na zvezdo po zvezdici, združuje meritve v celotni populaciji, kar nam omogoča, da označimo globalno porazdelitev številčnosti kemikalij," pravi Nibauer. "Zaradi tega lahko vključimo veliko večje populacije zvezd v primerjavi s prejšnjimi študijami."

Raziskovalci so ugotovili, da je njihov nabor podatkov lepo ločil zvezde na dve populaciji. Osiromašene zvezde, ki predstavljajo večino vzorca, v primerjavi z nečrpano populacijo manjkajo ognjevzdržni elementi. To bi lahko pomenilo, da je manjkajoči ognjevzdržni material v osiromašeni populaciji zaprt v kamnitih planetih. Ti rezultati se ujemajo z drugimi manjšimi, usmerjenimi študijami zvezd, ki uporabljajo natančnejše meritve kemijske sestave. Razlaga teh rezultatov pa se od prejšnjih študij razlikuje po tem, da se zdi, da sonce pripada populaciji, ki predstavlja večino vzorca.

"Prejšnje študije so bile osredotočene na sonce, zato so zvezde podobne soncu ali ne, vendar je Jake razvil metodologijo za združevanje podobnih zvezd, ne da bi se skliceval na sonce," pravi Jain. "To je prvič, da je metoda, ki je 'pustila podatke govoriti', našla dve populaciji, nato pa bi lahko postavili sonce v eno od tistih skupin, za katero se je izkazalo, da je osiromašena."

Ta študija ponuja tudi obetaven način za prepoznavanje posameznih zvezd, za katere je verjetno, da bodo gostile svoje planete, pravi Nibauer. "Dolgoročni cilj je prepoznati velike populacije eksoplanetov in vsaka tehnika, ki lahko predstavlja verjetnostno omejitev, ali je zvezda verjetno gostiteljica planeta, ne da bi se morali zanašati na običajno tranzitno metodo, je zelo dragocena," pravi .

In če je izčrpanost zvezd iz Rimske ceste norma, to lahko pomeni, da bi večino teh zvezd lahko krožili zemeljski planeti, kar odpira možnost, da jih zvezde, ki jim manjkajo težji elementi, preprosto zaprejo v orbiti kamnitih planetov, čeprav se preučujejo tudi druge možne povezave z eksoplaneti. "To bi bilo vznemirljivo, če bi to potrdile prihodnje analize večjih naborov podatkov," pravi Jain.

Popoln seznam soavtorjev za Članek Astrophysical Journal vključuje Jacob Nibauer, Eric J. Baxter in Bhuvnesh Jain iz Penn Jennifer L. Van Saders z univerze na Havajih, Rachael L. Beaton z univerze Princeton in Johanno K. Teske iz laboratorija za zemljo in planete Carnegie Institution iz Washingtona.

Eric Baxter je bil prej podoktorski raziskovalec v Oddelek za fiziko in astronomijo v School of Arts & amp Sciences pri Univerza v Pensilvaniji. Zdaj je profesor na Havajski univerzi.

Bhuvnesh Jain je Walter H. in Leonore C. Annenberg profesor naravoslovnih znanosti v Ljubljani Oddelek za fiziko in astronomijo v Pennova School of Arts & amp Sciences.

Jacob Nibauer je nedavno diplomiral na Penn's College of Arts and Sciences in bo to jesen obiskoval podiplomski študij na univerzi Princeton. Bil je prejemnik a Nagrada Penn dodiplomskega raziskovalnega mentorskega programa Iz Center za dodiplomske raziskovalne štipendije, in njegovo delo je bilo nagrajeno s Pennovo nagrado za dodiplomske raziskave Rose 2021.

To raziskavo sta podprli NASA in Univerza v Pensilvaniji prek Centra za dodiplomske raziskave in štipendije.


Kako je Mars lahko bil topel in moker, vendar brez apnenca

Planetarni znanstveniki so leta zmedeni zaradi očitnega protislovja na Marsu. Obilni dokazi kažejo na zgodnje toplo in mokro podnebje na rdečem planetu, vendar ni znakov o razširjenih karbonatnih kamninah, kot je apnenec, ki bi se morale oblikovati v takem podnebju.

Podrobna analiza v oddaji Science 21. decembra z MIT-a Maria T. Zuber in Itay Halevy ter Daniel P. Schrag z univerze Harvard daje možen odgovor na skrivnost. Poleg tega, da ga je ogreval toplogredni učinek, ki ga v ozračju povzroča ogljikov dioksid, tako kot na Zemlji, je morda tudi Mars imel v ozračju toplogredni plin žveplov dioksid. To bi vplivalo na tvorbo karbonatov in razložilo njihovo današnjo odsotnost.

Pojasnila bi tudi odkritje z dvojnimi Marsovimi roverji Spirit in Opportunity mineralov, bogatih z žveplom, ki so se očitno oblikovali v vodnih telesih v tem zgodnjem marsovskem okolju. Lahko tudi namigi o zgodovini Zemlje.

Izziv je bil razlagati zgodovino planeta na podlagi podatkov, ki so jih zbrali Marsovci - in zlasti odkritja sulfatnih mineralov Opportunity - iz le majhnih delov površine, pravi Zuber, vodja MIT-ovega oddelka za zemljo, Atmosfera in planetarnih znanosti ter EA Griswold, profesor geofizike. "Kako opraviti zelo podrobne meritve kemične sestave na enem majhnem mestu na Marsu," pravi, "in jo postaviti v kontekst širokega razvoja planeta?" Po njenih besedah ​​je bil preboj takrat, ko sta s sodelavci ugotovila, da "sva si prizadevala za napačno molekulo."

Po nekaj letih raziskovanja vloge ogljikovega dioksida in ogljikovega cikla so po njenih besedah ​​spoznali, "da je morda ključen žveplov dioksid in ne ogljikov dioksid."

Odkritje minerala jarosita, ki nastaja le v močno kisli vodi, je Opportunity pripeljalo do razmišljanja o tem, kako bi lahko nastalo to kislo okolje. Odgovor je dal Žveplo.

Nova analiza kaže, da je na Marsu žveplo šlo skozi cel cikel skozi ozračje, vodna telesa na površini in pokopavanje v tleh in skorji, primerljivo z znanim ogljikovim ciklom na Zemlji. Skozi večino zgodovine Zemlje se je ogljikov dioksid sproščal v vulkanskih izbruhih, nato pa se absorbira v morsko vodo, kjer pospešuje tvorbo kalcijevega karbonata (apnenca), ki se zakoplje v oceanske usedline.

Namesto tega raziskovalci predlagajo, da je na Marsu morda obstajal podoben cikel žvepla. Številni dokazi kažejo, da je Mars nekoč imel ocean, ki je pokrival približno tretjino planeta na njegovi severni polobli. Žveplov dioksid (SO2) se v vodi zlahka raztopi, zato bi po velikanskem vulkanu Marsove izbokline Tharsis v ozračje bržkone večji del končal v vodi, kjer je zaviral nastajanje karbonatnih mineralov, vendar je povzročil nastanek silikatov in sulfiti, kot je kalcijev sulfit.

Ti minerali se razmeroma hitro razgrajujejo, zato jih danes na površju Marsa ne bi pričakovali. Omogočajo pa tudi tvorjenje glin, ki so jih našli na Marsu in so dodale sestavljanko, saj so gline običajno povezane z enakimi pogoji, ki proizvajajo karbonate.

Nova slika žveplovega cikla pomaga rešiti še eno skrivnost, to je, kako bi lahko bil zgodnji Mars dovolj topel, da bi na svoji površini zadrževal tekočo vodo. Ozračje ogljikovega dioksida povzroča nekaj toplogrednih segrevanj, vendar je žveplov dioksid veliko močnejši toplogredni plin. Samo 10 delov na milijon žveplovega dioksida v večinoma ogljikovem dioksidu v zraku bi podvojilo količino segrevanja in olajšalo stabilnost tekoče vode.

Analiza nam lahko pove tudi nekaj o preteklosti našega planeta. Okolje zgodnje Zemlje bi lahko bilo podobno okolju na Marsu, toda večino sledi te dobe je izbrisalo Zemljino zelo dinamično podnebje in tektonika. "To je bila morda faza, ki jo je Zemlja preživela v zgodnjih letih, pravi Zuber. "Fascinantno je razmišljati o tem, ali je ta proces morda imel vlogo" pri razvoju zgodnje Zemlje.

Delo so financirali NASA, štipendija Radcliffe, sklad George Merck in diplomant s Harvarda.

Vir zgodbe:

Materiale priskrbel Massachusetts Institute of Technology. Opomba: Vsebino lahko urejate glede na slog in dolžino.


Da bi povezali infrardeča opazovanja prahu, ki je nastal na planetarnih diskih, s srednjimi infrardečimi spektroskopskimi podatki planetarnih materialov iz diferenciranih zemeljskih in asteroidnih teles, smo dobili absorpcijski spekter reprezentativne zbirke zemeljske skorje in plaščnih materialov ter tipičnih marsovskih meteoriti.

Niz spektrov drobirskih diskov, za katere je značilna močna lastnost v območju 9,0–9,5 μm (HD23514, HD15407a, HD172555 in HD165014), je primerljiv z materiali, ki so bili izpostavljeni udarcem, trkom ali visokim temperaturam. To so amorfni materiali, kot so tektiti, SiO2-stekleni, obsidijanski in močno šokirani šergotiti ter vključki iz mezosideritov (skupina A).

Druga skupina (BD + 20307, ​​Beta Pictoris, HD145263, ID8, HD113766, HD69830, P1121 in Eta Corvi) ima močne pasove piroksena in olivina v območju 9–12 μm in je zelo podobna ultramafičnim kamninam (npr. Harzburgit, dunit ) (skupina B).

To bi lahko pomenilo pojav različnih materialov, podobnih tistim v našem Osončju v teh drugih sistemih.

Vendar pa je treba mešanje materiala izstrelkov in tarč ter materiala skorje in plašča upoštevati pri velikih dogodkih, kot so trki in veliki trki ali celo velike planetarne trke. To bi lahko razložilo prah skupine B, v katerem prevladujejo olivini.


Ali bi bili lahko granatni planeti vseljivi?

Lov na eksoplanet je razkril nekaj zelo zanimivih stvari o našem vesolju. Poleg številnih plinskih velikanov in & # 8220Sup-Jupiters & # 8221, ki jih je odkrila misija, kot je Kepler, je bilo tudi veliko kandidatov za eksoplanete, ki so po velikosti in strukturi primerljivi z Zemljo. Toda čeprav so ta telesa lahko zemeljska (t.j. sestavljena iz mineralov in kamnitih materialov), to še ne pomeni, da so podobna zemlji & # 8221.

Na primer, kakšni minerali gredo na skalnat planet? In kaj bi lahko te posebne sestave pomenile za geološko aktivnost planeta, ki je bistvena za razvoj planetov? Po novi študiji, ki jo je pripravila skupina astronomov in geofizikov, je sestava eksoplaneta odvisna od kemične sestave njegove zvezde & # 8211, kar ima lahko resne posledice za njeno bivalnost.

Ugotovitve te študije so bile predstavljene na 229. srečanju Ameriškega astronomskega združenja (AAS), ki bo potekalo od 3. do 7. januarja. Med popoldansko predstavitvijo & # 8211 z naslovom & # 8220Med skalo in trdiščem: Ali lahko planeti granatov postanejo vseljivi? & # 8221 & # 8211 Johanna Teske (astronomka z Carnegie Institute of Science) je pokazala, kako lahko nastanejo različne vrste zvezd zelo različne vrste planetov.

Eksperiment galaktične evolucije Apache Point Observatory (APOGEE), ki zbira spektrografske informacije o oddaljenih zvezdah. Zasluge: astronomy.as.virginia.edu

Z eksperimentalnim poskusom galaktične evolucije Apache Point Observatory (APOGEE), ki je del teleskopa Sloan Digital Sky Survey (SDSS) na observatoriju Apache Point, so preučevali spektrografske informacije, pridobljene iz 90 zvezdnih sistemov & # 8211, ki jih je opazovala tudi misija Kepler . Ti sistemi so še posebej zanimivi za lovce eksoplanetov, ker je bilo dokazano, da vsebujejo skalnate planete.

Kot je Teske pojasnil med predstavitvijo, bi te informacije znanstvenikom lahko pomagale pri nadaljnjih omejitvah glede tega, da je planet sposoben za bivanje. "[O] urina študija združuje nova opazovanja zvezd z novimi modeli notranjosti planetov," je dejala. & # 8220 Želimo bolje razumeti raznolikost sestave in zgradbe majhnih kamnitih eksoplanetov - kako verjetno je, da imajo tektoniko plošč ali magnetna polja? "

Osredotočanje na dve zvezdni sistemi, še posebej & # 8211 Kepler 102 in Kepler 407 & # 8211 Teske, je pokazalo, kako ima sestava planeta veliko zveze s sestavo njegove zvezde. Medtem ko ima Kepler 102 pet znanih planetov, ima Kepler 407 dva različna planeta, # plinasti in drugi zemeljski. In medtem ko je Kepler 102 precej podoben našemu Soncu (nekoliko manj svetleč), ima Kepler 407 skoraj enako maso (vendar veliko več silicija).

Da bi razumeli, kakšne posledice bi lahko te razlike imele za nastanek planetov, se je ekipa SDSS obrnila na ekipo geofizikov.Pod vodstvom Caymana Unterborna z državne univerze v Arizoni je ta ekipa vodila računalniške modele, da bi ugotovila, kakšne planete bi imel vsak sistem. Kot je pojasnil Unterborn:

»Vzeli smo zvezdne skladbe, ki jih je našel APOGEE, in modelirali, kako so se elementi v naših modelih zgostili v planete. Ugotovili smo, da bi bil planet okoli Keplerja 407, ki smo mu rekli "Janet", verjetno bogat z mineralnim granatom. Planet okoli Keplerja 102, ki smo mu rekli "Oliva", je verjetno bogat z olivinom, tako kot Zemlja. "

Umetniška izvedba notranjih kompozicij planetov okoli zvezd Kepler 102 in Kepler 407. Zasluge: Robin Dienel / Carnegie DTM

Ta razlika bi znatno vplivala na tektoniko planetov. Prvič, granat je veliko bolj tog kot olivin, kar bi pomenilo, da bi & # 8220Janet & # 8221 imel manj izkušenj na področju dolgoročne tektonike plošč. To pa bi pomenilo, da bi bili procesi, ki naj bi bili bistveni za življenje na Zemlji & # 8211, kot so vulkanske aktivnosti, atmosferska reciklaža in izmenjava mineralov med skorjo in plaščem, manj pogosti.

To odpira dodatna vprašanja o bivalnosti planetov & # 8220Erth-like & # 8221 v drugih zvezdnih sistemih. Zdi se, da morajo biti eksoplaneti poleg kamnitih in z močnimi magnetnimi polji in atmosferami sposobni preživeti tudi pravo mešanico mineralov, da v vsakem primeru podpirajo življenje in življenje, kakršno poznamo. Še več, tovrstne raziskave nam pomagajo tudi razumeti, kako je sploh začelo življenje na Zemlji.

V prihodnosti raziskovalna skupina upa, da bo svojo študijo razširila na vseh 200.000 zvezd, ki jih je pregledal APOGEE, da bi ugotovila, katere bi lahko gostile zemeljske planete. To bo astronomom omogočilo, da določijo mineralno sestavo bolj kamnitih svetov, s čimer jim bodo pomagali ugotoviti, kateri kamniti eksoplaneti so & # 8220Earth-like & # 8221 in kateri so ravno & # 8220Earth-size & # 8221.


Ta mineral lahko odkrije več Luna in Mars skrivnosti

Planet Mars, kot ga vidi mozaik posnetkov NASA Viking Orbiter.

Od kod smo prišli? Zakaj obstajajo ljudje? To je odgovor, ki ni primeren le za filozofske fakultete, ampak tudi za raziskovalce naravoslovja.

Živimo na planetu, imenovanem Zemlja. Zemlja je skalnat planet. Na srečo obstajajo tudi drugi skalnati svetovi, ki nam lahko povedo več o zgodovini našega planeta. Med znanstveniki sta najbolj priljubljena Luna in Mars. Eden od razlogov je, da imata oba sveta veliko vode, zaradi česar sta priljubljena za prihodnja raziskovanja. Drugi razlog je, da imajo planeti več mineralov, ki so podobni tistim, ki jih najdemo na Zemlji, na primer olivin.

Vesoljska plovila na Luni in Marsu spretno zaznavajo olivin iz orbite, vendar znanstveniki želijo narediti več kot samo reči, da je mineral tam. Kemična sestava olivina je pomembna za ugotovitev, kako so nastale kamnine na površini, zlasti pri preučevanju deležev magnezija in železa v olivinu.

"Sestava nam pove nekaj o okolju, v katerem so nastali minerali, zlasti temperatura," je povedal vodilni avtor novega prispevka Christopher Kremer, doktor znanosti na Univerzi Brown. "Višje temperature med nastajanjem dajo več magnezija, medtem ko nižje temperature dajo več železa. Zmožnost draženja teh kompozicij bi nam lahko povedala nekaj o tem, kako se je notranjost teh planetarnih teles razvijala od njihovega nastanka. "

Znanstveniki pogosto uporabljajo metodo, imenovano spektroskopija, za opazovanje različnih mineralov na skalnati površini. To je zato, ker je znano, da določeni elementi ali spojine različno odbijajo ali absorbirajo različne valovne dolžine svetlobe. Raziskovalci se zdaj nahajajo na nizu valovnih dolžin, ki jih vesoljska plovila redko uporabljajo, med štirimi in osmimi mikroni. Laboratorijske študije kažejo, da lahko te valovne dolžine z natančnostjo 10 odstotkov predvidijo, koliko magnezija ali železa je v vzorcu olivina.


1. Uvod

Krater Gale naj bi nastal blizu meje Noach-Hesperian s starostjo približno 3,7 Gyr, in čeprav natančna starost sedimentov Gale ni gotova, štetje kraterjev kaže na starodavno dobo [Thomson et al., 2011]. K-Ar datiranje roverja Curiosity podpira to starodavnost z združevanjem mešanic detritalnih in avtentičnih komponent, kot jih najdemo v vzorcu vrtalnika Cumberland, do starosti 4,13 ± 0,42 Ga [Farley in sod., 2014 ].

V kraterju zaliva Yellowknife v kraterju Gale, Marsov laboratorij za znanost (MSL) rover Radovednost je prvič na Marsu ugotovil in analiziral vrsto kamnov. Blatniki beležijo zgodovino odlaganja v fluvio-jezerskem okolju, čemur je sledila nizka temperatura in situ diageneza [Grotzinger et al., 2014 McLennan in sod., 2014 Vaniman in sod., 2014]. Sestava in mineraloški podatki, ohranjeni v usedlinah kraterja Gale, nudijo edinstveno priložnost za določitev narave sprememb. Zlasti želimo omejiti mineralne reakcije, razmerja voda / kamnina, pH in redoks pogoje, povezane z glinenimi in magnetitnimi sklopi, identificiranimi s heMin XRD v morskem kamnu Sheepbed [Sheepbed.Vaniman in sod., 2014]. Naš model temelji na sedimentoloških in mineraloških opazovanjih blatnikov in tal, ki jih je opazil rover Curiosity. Blatniki se pojavljajo na območju zaliva Yellowknife v kraterju Gale, približno 450 m od pristajalne točke Bradbury. Stratigrafija tega območja je bila obsežno preučena z orbite in na slikah roverjev. Tukaj podajamo kratek povzetek od spodaj navzgor zaporedja, podrobnosti pa glej Grotzinger et al. [2014] in reference v njih.

1.1 Stratigrafski pregled

4,5 m debela tvorba zaliva Yellowknife je razdeljena na različne člane, pri čemer je najnižji Sheepbed najmanj 1,5 m debel blatnik, vendar spodnji stik ni viden, zgornji stik s prekrivajočim članom Gillespieja je oster. Ovčji član je blatnik celotne bazaltne kemične sestave z

35% rentgenski amorfni material [Grotzinger et al., 2014]. Šteje se, da je opaženi magnetit avtentičnega izvora [Grotzinger et al., 2014]. Enota vsebuje obilne vozličke, votle vozliče, praznine, dvignjene grebene in razpoke, napolnjene s sulfatom (slika 1), ki so vse povezane s poznimi fazami diageneze [Grotzinger et al., 2014 McLennan in sod., 2014]. Analize kemije in kamere (ChemCam) so pokazale tudi, da imajo dvignjeni grebeni z Mg bogato sestavo (1,2–1,7-krat) glede na okoliški blatnik [Leveille et al. 2014]. Ključna besedilna opazovanja so, da dvignjeni grebeni postdatirajo sedimentno plast, sulfatne žile pa dvignejo dvignjene grebene. Zlasti čista Ca-sulfatna sestava poznih ven je bila prvotno določena s ChemCam (lasersko inducirano razgradno spektroskopijo) in potrjena z rentgenskim spektrometrom Alpha Proton (APXS) [McLennan in sod., 2014]. Oba izvrtana vzorca - z imenom John Klein in Cumberland - sta znotraj člana Sheepbed [Vaniman in sod., 2014 ].

Ovčji blatnik ima oster stik s prekrivajočimi se 3 m debelimi zaporedji članov Gillespie in Glenelg, ki vsebujejo rečne usedline [npr. Grotzinger et al., 2014], z nižjo številčnostjo sulfatnih žil kot Sheepbed. Tvorba Yellowknife Bay je podlaga konglomeratom Hottah Facies, ki jih najdemo v aluvialnem ventilatorju Peace Vallis [Williams in sod., 2013]. Zgornji in najmlajši sedimenti na tem območju so nekonsolidirana, z vetrom napihnjena tla, ki so bila raziskana z roverskimi instrumenti na najdišču Rocknest [Bish et al., 2013 Morris in sod., 2014 ].

1.2 Rezultati dr. John Klein in Cumberland Drill in posledice za okoljske razmere

Dva izvrtana vzorca blatnega kamna na lokacijah John_Klein in Cumberland sta potekala med Marsovimi sončnimi dnevi (soli) 180 in 292 misije in omogočila analizo materiala pod zgornjo, rdečkasto oksidirano prašno prevleko. Vzorci so bili analizirani v instrumentu CheMin z rentgensko difrakcijo [Vaniman in sod., 2014] (tabela 1) in s pirolizo s plinskim kromatografom – masni spektrometer za analizo vzorcev na Marsu (SAM) [Ming in sod., 2014], da bi dobili identitete mineralov in razvite plinske sestave. Obe analizi CheMin sta razkrili saponit v blatniku Ovčjega dna in geokemična opazovanja [McLennan in sod., 2014] kažejo le manjše kemične spremembe območja izvora sedimenta pred nanosom. Mineraloška in sedimentološka opazovanja kažejo, da je bil zaliv Yellowknife bivalno okolje z nevtralnim do alkalnim pH in razmeroma nizkimi temperaturami diageneze [Grotzinger et al., 2014]. Poleg tega McLennan in sod. [2014] predlagano na podlagi diagramov glavnih elementov in kemijskih indeksov sprememb iz Nesbitt [2003], da je imela formacija Yellowknife Bay zelo malo dokazov o kemijski mobilnosti, povezani s spremembo. Ugotavljajo, da je to nakazovalo sušne, morda hladne paleoklime s hitro erozijo in odlaganjem ter nizkim razmerjem med vodo in kamninami med diagenezo.

Mineralna Portage tla John Klein Cumberland
Plagioklaz 40.8 44.8 41
Fe-forsterit 22.4 5.7 1.9
Avgit 14.6 7.6 9
Pigeonite 13.8 11.3 16
Ortopiroksen 6.1 9
Magnetit 2.1 7.6 9
Anhidrit 1.5 5.3
Basanit 2.1 1.2
Kremen 1.4 0.9* 0.2*
Sanidine 1.3* 2.4 3.5
Hematit 1.1* 1.2* 1.3
Ilmenite 0.9* 1.2*
Akaganeit 2.3 3
Halite 0.3* 0.3*
Pirit 0.6*
Pirotit 2.0 1.9
Amorfna 27 28 31
Glina 22 18
  • a Podatki iz Bish et al. [2013] in Vaniman in sod. [2014]. Zvezdice pomenijo na mejah zaznavanja ali blizu njih. Upoštevajte, da so kristalne komponente (minus glina in amorfne) normalizirane na 100%.

1.3 Analiza tal Rocknest in APXS

Analize CheMin in APXS tal Portage so bile opravljene med soli 55 in 102 na območju Rocknest. To zagotavlja mineraloški nadzor nad podeželsko skalo v regiji kraterja Gale [Bish et al., 2013, in reference v njih]. Dve glavni fazi, ki jo je CheMin opredelil, sta bila forsteritic olivin in amorfna komponenta skupaj s plagioklazom, avgitom, golobitom in manjšimi minerali, vendar brez gline [Bish et al., 2013] (glej tabelo 1). Amorfna komponenta se razlaga kot podobna amorfni komponenti, ki jo najdemo v havajskih bazaltnih tleh [Bish et al., 2013 ].

Kemično so analize APXS drugih kamnin kraterja Gale Crater pokazale prisotnost vrste sestavkov. Sem spadajo bazalni sedimenti, bogati s Fe, kot kažejo analize in situ v zalivu Yellowknife in analiza tal Portage [Schmidt in sod., 2014 McLennan in sod., 2014]. V drugih vzorcih je bil opažen širok razpon alkalnih sestavkov, vključno z alkalnim bazaltnim sestavkom, bogatim s K, prikazanim v vzorcu Jake_Matijevic [Stolper et al., 2013 Schmidt in sod., 2014]. Vzorci kamnin, najdeni znotraj najdišč Rocknest (soli 55–102) in Bathurst_Inlet (sol 54), so verjetni bazaltni sedimenti z alkalno vsebnostjo, ki je vmesna med tistimi Jake_Matijevic in Portage tal ali blatnimi kamni Sheepbed [Schmidt in sod., 2014 ].

Z uporabo sedimentoloških omejitev skupaj z analizami glavnih elementov ChemCam in APXS reprezentativnih bazaltnih in alkalnih sestav kamnin in tal kraterja Gale ter rezultatov CheMin in SAM v prvih 300 soljih vzpostavimo ravnotežni termokemijski model za podzemne mineralne reakcije v usedlinah zaliva Yellowknife v kraterju Gale. Ta model predvideva reakcijo porne vode (Gale Portage Water (GPW), glej Metode) z zaprtim detritalnim sedimentom. V našem modelu preučujemo predvsem proizvodnjo gline z nehomogeno spremembo gostiteljske kamnine tipa Rocknest, v kateri sta olivin in amorfna snov prevladujoči fazi spremembe, saj sta obe relativno reaktivni v primerjavi z drugimi fazami. Upoštevamo tudi druge končne člane gostiteljskega rocka (glej metode). Iz kopenskih analognih okolij, kot so spremenjeni islandski bazalti in tufi, obstajajo jasni dokazi, da sta olivin in steklen material najbolj reaktivni fazi [npr. Bishop et al., 2002]. Termokemijski model uporabljamo za razumevanje sekundarnih mineralov kraterja Gale, ki dopolnjuje terenska opazovanja Radovednost ekipo. Začenši z nespremenjenimi kamninami in tlemi, ki jih najdemo na tem območju, želimo izračunati realistično mešanico raztapljanja mineralov v teh kamninah in tleh, ki so med diagenezo reagirali in tvorili sekundarni glinasti sklop. To bo pomagalo tudi pri odločitvi, ali so nekatere faze detritalne ali avtentične ali so mešanica obeh.


Zvezda, ki požira planete, razkriva morebitne ostanke apnenca: fosilno morsko življenje?

V vtisu tega umetnika je drobno kamnito telo, bogato s kalcijevim karbonatom (CaCO3) izgublja zunanje plasti, da bi jo lahko pritrdila bela pritlikava zvezda SDSS J1043 + 0855, ki jo kroži. Zasluge za slike: CfA / Mark A. Garlick. Skupina raziskovalcev, ki je uporabljala observatorij W. M. Keck, je odkrila planetu podobno telo, ki je morda obloženo z apnencem in njegovo površinsko plast požre pokojna gostiteljska zvezda. Poleg razširitve sorazmerno nove metode določanja kemijske sestave planetov, da bi preučili njihovo notranjo strukturo, je ekipa ugotovila, da bi lahko kamniti material, ki ga zvezda akreditira, sestavljali minerali, ki so običajno povezani z morskimi življenskimi procesi tukaj na Zemlji. Ekipa & mdash, ki so jo sestavljali Carl Melis z Kalifornijske univerze v San Diegu, in Patrick Dufour iz Université de Montréal & mdash objavlja svoje ugotovitve na 228. srečanju Ameriškega astronomskega društva ta teden.

Na podlagi preteklih opazovanj belega pritlikavca, imenovanega SDSS J1043 + 0855 (mrtvo jedro zvezde, ki je bila prvotno nekajkrat večja od Sončeve mase), za katero je znano, da že skoraj desetletje žvrklja skalnate snovi v svoji orbiti. , ekipa je uporabila instrument za najemanje Keck Observatory & # 8217s HIRES, nameščen na 10-metrski teleskop Keck I, pa tudi podatke vesoljskega teleskopa NASA / ESA Hubble za merjenje in karakterizacijo materiala, ki ga zvezda prirašča.

Ugotovili so, da beli pritlikavec očitno oddaljuje zunanje plasti diferenciranega skalnatega zunajsolarnega telesa (tj. Površine masivnega planetu podobnega predmeta) iz obstoječega planetarnega sistema.

& # 8220Spektroskopska opazovanja belega pritlikavca so nam omogočila, da smo izmerili številčnost skalnatega materiala, ki se v realnem času akretira in filtrira skozi atmosfero zvezde & # 8221, je dejal Melis. & # 8220 Vidimo, da se material, ki je bil sestavljen iz tega planeta, povečuje in dopolnjuje v dnevnem časovnem okviru. Kar vidimo, je tisto, iz česar je bila narejena skala. & # 8221

To je morda najboljše orodje, ki ga morajo astronomi določiti glede kemijske sestave planetov, pravi Luca Rizzi, podporni astronom iz observatorija Keck.

& # 8220We & # 8217 smo že nekaj časa vedeli, da lahko preučevanje strnjenih ostankov kamnitih planetov v ozračju gostujoče bele pritlikave zvezde daje informacije o kemijski sestavi v razsutem stanju, zdaj pa se zdi, da lahko celo napišemo določene plasti priraščenega telesa v nekaterih naključnih primerih & # 8221 je dejala Melis.

Do zdaj je bilo v najboljšem primeru težko določiti kemijsko sestavo ali strukturo planetov zunaj sončnega sistema. & # 8220To je trenutno velika težava v eksoplanetologiji, & # 8221 je dejala Melis. & # 8220Najpomembnejše metode prepoznavanja eksoplaneta vam ne morejo povedati, iz česa je planet sestavljen ali kakšna je njegova struktura. & # 8221

Čeprav bo ugotovitev znanstvenikom omogočila nov preučevanje kemijske sestave in strukture kamnitih planetov, je ekipa zagotovo zaintrigirala možnost, da je življenje lahko prispevalo k izpeljani mineralogiji. Vtis umetnika o masivnem telesu, podobnem planetu, ki ga požre beli pritlikavec SDSS J1043 + 0855. Podatki observatorija Keck in vesoljskega teleskopa Hubble (prikazani na vstavku) kažejo kalcij in ogljik, katerih prisotnost je mogoče razložiti z modelom, ki kaže, da je bila površina planeta morda obložena z apnencem (kalcijev karbonat). Ta material je bil odstranjen s površine masivnega skalnatega telesa, verjetno zaradi trkov velikega obsega, nato razdrobljen na disk materiala, in ga je prirasla bela pritlikava zvezda (obročasti predmet, viden na planetu in nebu 8217s). Avtor slike: A. Hara / C. Melis / W. Observatorij M. Keck. Ugotovitve raziskovalcev kažejo, da SDSS J1043 + 0855 odstranjuje površino telesa z velikimi izboljšavami ogljika. Ta lastnost & mdash v kombinaciji z blagimi izboljšavami kalcija in kisika & mdash kaže na možnost, da material pride v obliki kalcijevega karbonata (CaCO3), minerala, ki je pogosto povezan z morskimi organizmi z lupino tukaj na Zemlji. Kalcijev karbonat je privlačen kot mineralna sestavina tega planetu podobnega telesa, saj je vključevanje in prenašanje ogljika v skalnate predmete (zlasti njihove površine) težko. Zemeljski planeti v našem osončju naj bi živeli v & # 8220ogljični puščavi & # 8221, ker so v tem elementu tako močno izčrpani & mdash, da bi lahko imela planetarna površina, ki jo akreditira ta bela pritlikava zvezda, tudi nekaj sto krat več ogljika kot površje Zemlje.

& # 8220Ta metoda nam omogoča, da si zares ogledamo, na čem lahko stojijo nezemljani, & # 8221 je dejala Melis. & # 8220 V tem posebnem primeru je prisotnost tako visokih ravni ogljika edinstvena in jo je res treba razložiti. Naša izbira kalcijevega karbonata kot potencialnega nosilca ogljika omogoča naraven način, da se ta zaklene na planetu in sčasoma dostavi beli pritlikavi zvezdi, je popolnoma skladna z opažanji v roki in je seveda sugestivna. To je res skriti podtekst. Ko ljudje razmišljajo o iskanju nezemeljskega življenja, razmišljajo o hollywoodskih dramatizacijah. Toda prvi dokazi o življenju zunaj našega sončnega sistema bodo verjetno prišli v precej bolj subtilni obliki. Verjetneje kot ne bo prišel kot niansiran podpis, ki ga morda ne bo mogoče takoj prepoznati. & # 8221

Tudi nebiološki procesi lahko tvorijo kalcijev karbonat, zato njegova prisotnost ni nujno kajenje, tudi če je potrjena. & # 8220 Obstaja veliko obročev, skozi katere lahko skočimo, preden se lahko odločimo, da je bilo življenje vpleteno v to, kar opazujemo, & # 8221 je dejal Dufour.

Natančneje, domnevna prisotnost kalcijevega karbonata je nastala pri preučevanju atomskih ostankov planeta v atmosferi bele pritlikave zvezde & mdash, potem ko je domnevni prah z porušene površine porabil bel pritlikavec. Naslednji korak bo pogled na prah v mineralnem stanju, preden pade v zvezdo, da se potrdi njegova sestava in izmeri koncentracija.

& # 8220 Prihodnja opazovanja z NASA-jem & # 8217s James Webb Vesoljski teleskop lahko potrdijo kalcijev karbonat, če je prisoten.Če lahko pridemo do te točke, se morate vprašati: Ali obstaja dovolj, da se lahko proizvede z naravnimi postopki? & # 8221 je dejal Melis.

Medtem ko je prisotnost kalcijevega karbonata še vedno vprašljiva, članek kaže trdne dokaze, da prirasli material skoraj zagotovo prihaja iz zunanjih plasti planetu podobnega predmeta in da bele pritlikave zvezde obljubljajo pri obveščanju o strukturi planetov. zunaj sončnega sistema.


Poglej si posnetek: Sonce mojega vesolja (Januar 2023).