Planeten en exoplaneten - strw.leidenuniv.nlpvdwerf/teaching/lh/Planeten.pdf · 2 Planeten en...

1

Paul van der Werf

Sterrewacht Leiden

Planeten en exoplaneten

+HW�OHYHQG�KHHODO��IHEUXDUL��

Planeten en exoplaneten 2

De zon en de planeten


De binnenplaneten

¾ Relatief klein¾ Lage massa

¾ Kleine straal

¾ Hoge dichtheid¾ Voornamelijk rotsachig materiaal

¾ Veel zware elementen

¾ Vast oppervlak

¾ Weinig satellieten


De buitenplaneten

¾ Relatief groot¾ Hoge massa

¾ Grote straal

¾ Lage dichtheid¾ Voornamelijk gasvormig

¾ Voornamelijk H2 en He

¾ Geen vast oppervlak

¾ Veel manen


Waarom is er leven op aarde?¾ vloeibaar water (71% van

het oppervlak)¾ vast oppervlak¾ zuurstofrijke atmosfeer

¾ schermt UV af¾ beschermt tegen meteorieten¾ thermostaat (broeikaseffect)

¾ gelijkmatige verwarming


Vloeibaar water in het zonnestelsel

¾ Mercurius en Venus te heet voor vloeibaar water¾ Mars en reuzenplaneten te koud voor vloeibaar water¾ Aarde precies goed

2


De aardatmosfeer

¾ Waarom geen H2 en He atmosfeer?

¾ Waar komt het water vandaan?

¾ Hoe kan de aarde een atmosfeer vasthouden?


Atmosfeer en zwaartekracht

De ontsnappingssnelheid is de snelheid die een object moet hebben om aan de zwaartekracht te ontsnappen. Dus:

⊕

⊕

⊕

⊕

=⇒

=⇒

=∆

r

GMv

r

GmMmv

E

2

0

e

2e2

1

tot

Wat is de snelheid van moleculen in de atmosfeer?De snelheidsverdeling is deMaxwellverdeling:

212 2

rms

e rms

( )

3

bv. 10150

mvkTF v dv e v dv

kTv

m

GmMv v T

kr

−

⊕

⊕

∝

=

> ⇒ <

met als typische snelheid

dus om een molecuul vast te houden


Atmosferen van binnenplaneten

¾ Mercurius: te heet om atmosfeer vast te houden

¾ Venus, Aarde, Mars: kunnen zware moleculen vasthouden, lichte moleculen ontsnappen

¾ Maan: te licht om atmosfeer vast te houden, zelfs zware moleculen ontsnappen


Evolutie van deaardatmosfeer

¾ T ≈ 300 K dus vrms>ve voor H2 en He¾ oorspronkelij keatmosfeer (H2 + He) verloren!

¾ Tweedeatmosfeer: "outgassing"¾ vulkanisme: H2O, CO2, N2, (H2 ontsnapt)¾ kometen: H2O¾ H2O vormt oceanen, lost meeste CO2 op¾ CO2 opgesloten in kalksteen¾ O2 vrij recent: ~ 2 miljard jaar geleden,

fotosynthese (dus gevolg van leven!)¾ O2 geioniseerd door UV in hogeatmosfeer, vormt ozon O3

¾ O3 beschermt leven op land


Broeikaseffect

¾ Zon verwarmt aarde tot ~300K dus aarde straalt vooral bij ~10–20µm (wet van Wien).

¾ Broeikasgassen (CO2, CH4) absorberen bij 10–20µm dus atmosfeer warmt op.

¾ ⇒broeikaseffect! meer broeikasgassen ⇒ hogeretemperatuur, klimaatveranderingen

¾ Delicate balans!


Broeikasgassen en temperatuur

CO2 in de atmosfeer

temperatuur

3


Klimaat en getijden

¾ Getijden remmen de rotatie van een planeet af totdat die in synchrone rotatie komt: "tidal lock"

¾ Synchrone rotatie: omlooptijd = rotatieperiode (jaar = dag)

¾ Bij synchrone rotatie geen geli jkmatige verwarming

¾ Getijden zijn sterker dichter bij een ster: tidal lock van belang voor binnenste planeten


Voorbeeld synchrone rotatie: aarde-maan

¾ Maan veroorzaakt getijden op aarde¾ vloedpieken worden door wrijving met aarde meegenomen: lopen iets voor¾ gravitationelekrachten op de vloed-pieken remmen de rotatie van de aarde af¾ gravitationelekracht van vloedpieken trekken de maan vooruit in zijn baan¾ behoud van impulsmoment en energie ⇒ afstand aarde-maan neemt toe (~3 cm/jaar)

¾ Getijden ⇒ langzamere rotatie + grotere afstand

¾ Lang geleden: maan veel dichterbij , getijden veel sterker en vaker

¾ Verre toekomst: maan veel verder weg, getijden zwakker en minder vaak

¾ Eindpunt: synchrone rotatie aarde (dag = maand)


Venus

¾ Venus heeft ongeveer dezelfde massa als de aarde.

¾ Deatmosfeer van Venus is rijk aan CO2. Anders dan op aarde wordt die niet door oceanen geabsorbeerd ⇒extreem broeikas effect met temperatuur van 750K (warmer dan Mercurius overdag!)

¾ Oppervlak niet zichtbaar door wolken ⇒ radarkartering

¾ Retrograde rotatie


Mars¾ Mars heeft ongeveer half de

straal en 10% van de massa van de aarde.

¾ Vrij sterk bekraterd maar ook vulkanisme (dood) en erosiedoor water (vroeger) en wind (vroeger en nu)

¾ Actieve atmosfeer (stormen)

¾ Seizoenen

¾ Vroeger water ⇒ leven?


Erosie op Mars: vroeger vloeibaar water


Leven op Mars?

¾ 1877: Schiaparelli: “canali ”¾ door sommigen voor planetair

irrigatiesysteem gehouden

¾ 1898: H. G. Wells “War of the Worlds”

¾ 1938: Orson Wellesradio uitzending

¾ 1976: Viking 1 opname: het gezicht op Mars

Mars Explorer

Viking 1

4


Fossiel bacterieel leven?

¾ 1997: mogeli jkefossiele bacteriën in Mars-meteoriet gevonden in Antarctica


Europa

¾ maan van Jupiter

¾ gebarsten ijsoppervlak met waarschijnlij k daaronder vloeibaar water


100 x 140 km


32 x 42 km

IJsschotsen op Europa


1.7 x 4 km


¾ koolmonoxide, methaan, ethaan, waterstof cyanideen andereverbindingen aangetoond op Titan (maan van Saturnus)

¾ methaan is vloeibaar en speelt de rol van water op aarde

¾ rijke chemie onder invloed van invallend zonlicht

¾ waterstof cyanide (HCN) is een cruciale bouwsteen voor sommige aminozuren, de basisstoffen van eiwitten en DNA⇒ prebiotische chemie ?

Titan

YDQ�DFKWHUHQ�YHUOLFKW

DWPRVIHHU�

5


Vorming van het zonnestelsel

¾ Newton: vorming zonnestelsel valt buiten de fysica en is het gevolg vaneen scheppingsdaad.

¾ Aartsbisschop James Ussher stelde in 1664 dat de aarde was ontstaan in 4004 v.Chr., op 26 oktober, om 9 uur 's ochtends, en dus ongeveer 6000 jaar oudwas.

¾ Begin van moderne discussie: nevelhypothese van Immanuel Kant(1724–1804) en Pierre-Simon de Laplace(1749–1827)

¾ Pas sinds enkele tientallen jaren onderwerp van actief sterrenkundig onderzoek


Differentiatie

YRUVWOLMQ

GRRU WHPSHUDWXXU YHUVFKLOOHQ

LMV� &+��+ �2��1+ �

¾ zon vormt na ~107 jaar

¾ temperatuur neemt af met straal

¾ binnenplaneten: zon blaast gas weg en alleen materialen met hoog smeltpunt condenseren: rotsachtige planeten met dunne atmosfeer

¾ buitenplaneten: gas ingevangen in dikke atmosferen, vorming van ijslichamen


Leeftijd van het zonnestelsel

¾ Ondanks aartsbisschop Ussher beweerden geologen al in de 18de en19de eeuw op grond van rotslagen en fossielen dat de aarde tientallen miljoenen jaar oud was, maar absolute datering was moeilij k.

¾ Absolute datering werd mogelij k met ontdekking van radioactief vervalin 1896 door Becquerel en de Curies.

¾ Radioactieve datering toont aan dat de oudste rotsen op aarde 3.8 miljard jaar oud zijn, maanrotsen 4.2 miljard jaar en meteorieten 4.5–4.7 miljard jaar.

¾ Het zonnestelsel is dus ongeveer 4.6 miljard jaar oud


Ontstaan van leven op aarde

¾ oudste rotsen: ~3.8 miljard jaar oud

¾ oudste fossielen: ~3.5 miljard jaar oud¾ bacteriën

¾ oudste eukaryoten (cellen met kernen): ~2 miljard jaar oud¾ valt samen met toename van zuurstof in atmosfeer

¾ oudste meercelli ge organismen: ~550 miljoen jaar oud

¾ eerste mensen: ~5 miljoen jaar geleden


Leven op aarde: implicaties

¾ Leven ontstaat bijna onmiddell ijk¾ “gemakkelijk” proces?

¾ zie Mil ler-Urey experiment

¾ maar: >80% van de geschiedenis van het leven tot nu toe bestaat uit eencellige organismen¾ meercelligheid is “moeili jk”?

¾ Menselij ke intelli gentie verschijnt pas in de laatste 0.001% van de geschiedenis van het leven¾ intelligentie is “moeilijk”?

NB: redenering op grond van slechts 1 voorbeeld is riskantPlaneten en exoplaneten 30

Extreme aardse levensvormen (extremofielen)

¾ Anaeroben – geen vrije zuurstof¾ Thermofiel – hoge temperaturen (>70º C)¾ Psychrofiel – lage temperaturen (~0° C)¾ Acidofiel – hoge zuurgraad (pH ~ 0)¾ Alkalofiel – sterk basisch (pH ~ 10)¾ Halofiel – hoge zoutconcentratie¾ Barofiel – hoge druk¾ Xerofiel – extremedroogte

Er bestaan ook levensvormen die bestand zijn tegen stralingof in rotsen leven (endolithisch, zelfs kilometers onder aardoppervlak).

Anaerobeschimmel

6


vulkanische pijpen … … en de kokerwormen die er leven


IJswormen!

In 1997 werd een bizarre duizendpootachtige worm op 700 m diepte ontdekt in de Golf van Mexico. Ze leven van methaan hydraat,methaan-water ijsdat vormt onder extreme druk en koude.


Leven bij andere sterren

¾ geschikte sterren:¾ leeftijd lang genoeg

¾ onwaarschijnli jk dat leven zich ontwikkelt in de korte evolutieperiode van een zware ster

¾ matig lichte sterren (types FGKM) leven lang genoeg

¾ genoeg zware elementen¾ bouwstof voor planeten

¾ stabiele sterren, stabiele banen¾ geen dubbelsterren¾ geen zeer lichte sterren (vaak onstabiel)

¾ conclusie: zeer veel geschikte sterren

III

IIIIV

VWD

B

A

F

G

K

M

0

200

400

600

800

1000

1200

Stars within 25 pc


Protoplanetaire schijven

¾ >50% van de jonge sterren heeft een protoplanetaire schij f

¾ afmetingen schijven vergelij kbaar met zonnestelsel

¾ massa's schijven ongeveer 1% van massa van de ster: genoeg voor vorming van een zonnestelsel


Exoplaneten

Teng Mu (13de eeuw): "Hoe onredelij k zou het zijn, te veronderstellen dat behalve de aarde en de hemel die we zien, er geen andere hemelen zouden zijn, noch andere aardes."

Giordano Bruno (16de eeuw): "Er zijn ontelbare zonnen en ontelbare aardes die rondom hun zonnen draaien, precies zoals onze zeven [sic] planeten hun baan rond de zon volgen."

Probleem: bij een aarde-achtige planeet rond een zon-achtige ster is de ster 109× zo helder als de planeet ⇒ exoplaneet kan niet direct worden waargenomen

Oplossing: meet de verschill en in radiële snelheid van een ster, veroorzaakt door de aantrekkingskracht van de rond de ster draaiende planeet: Doppler-spectroscopie


Doppler-spectroscopie

1 33

4

1

4

2

2

naar aarde

1

3

4

2

beweging van de ster

beweging van de planeet

Doppler-effect

v

c

λλ

∆ =

Hoe zwaarder de planeet, hoe groter het snelheidsverschil .⇒ alleen zware (~Jupiter) planeten kunnen op deze manier

aangetoond worden

7


51 Pegasi¾ We weten:

¾ vp en P (uit Doppler metingen)

¾ Mster (uit spectrum)

¾ We kunnen dan berekenen:

¾ Mp (massa planeet)

¾ Rp (afstand planeet-ster)

Resultaten: vp = 53 m s–1

P = 4.15 dagen!


Zware exoplaneten

Resultaat voor planeet rond 51 Peg:¾ massa 0.47 Mjupiter ⇒ zware planeet ¾ baanstraal 0.05 AU! ⇒ heel dichtbij ster (vgl. Mercurius: 0.6 AU)

⇒ Bizar! Wat is dit voor planeet?

Afstand tot ster suggereert een rotsachtige planeet, want gasreuzen kunnenniet zo dicht bij ster vormen.Maar: rotsachtige planeten rond de zon zijn veel kleiner.

⇒ kunnen we de straal van deze planeet bepalen?


Straal uit eclips fotometrie

Resultaat: Rp = 1.4 Rjup: gasreus


Hete Jupiters

Alle zware exoplaneten op korte afstand van hun ster waarvan we de straal hebben kunnen meten blijken gasreuzen te zijn:

⇒ "hete Jupiters"Er zijn nu >100 van deze zg. "epistellaire reuzenplaneten" bekend.Ze zijn waarschijnlijk op grotere afstand gevormd, en naar binnengemigreerd (door wrijving van gas/stofschijf en interacties met andere planeten). Er worden ook sterk elliptische banen gevonden.Vanwege deze migratie is het onwaarschijnlijk dat deze sterren aard-achtige planeten hebben, maar de reuzen-binnenplaneten kunnen wel bewoonbare manen hebben.

Waarschijnlijk hebben de meeste enkelvoudige sterren planeten.


Epistellaire reuzenplaneten

NB: waarom alleen zware planetengevonden?

Omdat dit de enige planeten zijn die zo gevonden kunnen worden("selectie-effect").


De bewoonbare zone

¾ Vloeibaar water waarschijnlijk essentieel voor leven¾ Planeten moeten de juiste temperatuur hebben¾ Temperatuur hangt af van afstand tot en lichtkracht van ster

¾ bewoonbare zone¾ Probleem bij kleine baanstraal:

tidal locking¾ Probleem bij grote baanstraal:

gasreuzen¾ Probleem bij zware sterren:

leven te kort¾ Probleem bij lichte sterren:

te onstabiel

8


Planeten in bewoonbare zones

¾ Sommige exoplaneten bevinden zich in bewoonbare zones¾ NB: dit zijn voornamelijk gasreuzen

¾ Deze kunnen rotsachtige manen hebben die geschikt zijn voor leven (Titan is net zo groot als

Mercurius)

Extrasolar planets


Hoe vinden we een atmosfeer?

¾ Bv. broeikasgassen (CO2)

¾ Bv. natte atmosfeer (H2O)

¾ Bv. zuurstof atmosfeer: niet in chemisch evenwicht, dus aanwijzing voor leven

¾ Mid-infrarood spectroscopie kan ons dit vertellen


Zoeken naar exo-leven

Zoek een H2O/O2 atmosfeer

1. O2 wordt voortgebracht door leven (fotosynthese)

CO2 + 2 H2O + hν → (H–CHO) + O2 + H2O

2. O2 : zeer reactief, verdwijnt in ~ 107 jaar, tenzij continu aangevuld

Aanwezigheid van O2 = teken van levenMITS geen abiotische productie


Het probleem¾ Licht detecteren van exoplaneten is

moeilijk:¾ Planeet zendt slechts enkele

fotonen/sec/m2 uit bij 10 µm¾ Ster zendt 106× zo veel uit¾ Planeet dicht bij ster (bewoonbare zone)¾ Stof rond de ster 300× helderder dan

planeet

Zoeken van een vuurvliegje naast een zoeklicht op een mistige nacht

¾ Kontrast ster-planeet gunstigst in infrarood

¾ Ruimte-interferometrie moet dit mogelijk maken

Planeten en exoplaneten - strw.leidenuniv.nlpvdwerf/teaching/lh/Planeten.pdf · 2 Planeten en...

Documents

Transcript of Planeten en exoplaneten - strw.leidenuniv.nlpvdwerf/teaching/lh/Planeten.pdf · 2 Planeten en...