Bioastronomia-atmosfery
advertisement
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
