Eine neue Technik zum “Sehen” von Oberflächen von Exoplaneten basierend auf dem Inhalt ihrer Atmosphäre

Im November 2021 wird das James Webb Space Telescope (JWST) seine lang ersehnte Reise ins All antreten. Dieses Observatorium der nächsten Generation wird den Kosmos mit seiner fortschrittlichen Infrarot-Suite beobachten und viele nie zuvor gesehene Dinge enthüllen. Bis 2024 wird es dem Nancy Grace Roman Space Telescope (RST) beitreten, dem Nachfolger der Hubble-Mission, das das 100-fache des Hubble-Sichtfelds und eine schnellere Beobachtungszeit haben wird.

Diese Instrumente werden einen großen Beitrag zu vielen Forschungsgebieten leisten, nicht zuletzt bei der Entdeckung und Charakterisierung extrasolarer Planeten. Aber selbst mit ihrer fortschrittlichen Optik und ihren Fähigkeiten werden diese Missionen nicht in der Lage sein, die Oberflächen von Exoplaneten im Detail zu untersuchen. Ein Team der UC Santa Cruz (UCSC) und des Space Science Institute (SSI) hat jedoch das Nächstbeste entwickelt: ein Werkzeug, um eine Exoplanetenoberfläche zu erkennen, ohne sie direkt zu sehen.

Das Papier, das ihre Forschung beschreibt, mit dem Titel „How to Identify Exoplanet Surfaces Using Atmospheric Trace Species in Hydrogen-dominierte Atmosphären“ erschien kürzlich im The Astrophysical Journal. Wie sie angedeutet haben, suchte das Team nach Möglichkeiten, die Oberflächen von Exoplaneten basierend auf ihrer atmosphärischen Zusammensetzung zu untersuchen. Dies ist notwendig, da keines der kommenden Weltraumteleskope die Fähigkeit besitzt, Oberflächenmerkmale eines Exoplaneten indirekt zu untersuchen.

Dieselben Teleskope werden jedoch ausgezeichnete Werkzeuge sein, um die Zusammensetzung der Atmosphären von Exoplaneten zu bestimmen. Neben den Weltraumteleskopen James Webb und Roman werden in den kommenden Jahren eine Reihe von bodengestützten Observatorien der nächsten Generation in Betrieb genommen, die über ähnliche Fähigkeiten verfügen. Dazu gehören das Extremely Large Telescope (ELT), das Giant Magellan Telescope (GMT) und das Thirty Meter Telescope (TMT).

Mit ihrer Kombination aus hochempfindlichen Koronographen und adaptiver Optik werden diese Observatorien in der Lage sein, Direct-Imaging-Studien von Exoplaneten durchzuführen, bei denen Licht untersucht wird, das direkt von der Atmosphäre eines Exoplaneten reflektiert wird, um die atmosphärische Zusammensetzung zu bestimmen. Dies wird Astronomen und Astrobiologen helfen, strengere Beschränkungen festzulegen, welche Exoplaneten „potenziell bewohnbar“ sind und welche nicht.

Zu den Bedingungen, die wir als Voraussetzung für Leben betrachten, zählen jedoch auch geologische Prozesse wie vulkanische Aktivität und Plattentektonik, die sich an ihren zugehörigen Oberflächenmerkmalen erkennen lassen. Obwohl wir diese in naher Zukunft möglicherweise nicht erkennen können, haben Xinting Yu (eine Postdoktorandin für Erd- und Planetenwissenschaften an der UCSC) und ihre Kollegen einen neuen Weg vorgeschlagen, um Oberflächenmerkmale basierend auf den Häufigkeiten atmosphärischer Gase zu bestimmen.

Wie Dr. Yu Universe Today per E-Mail erklärte, kam die Inspiration für diese Methode von zwei Körpern in unserem Sonnensystem – Jupiter und Titan (Saturns größter Mond). Beide Körper haben eine dichte Gasatmosphäre mit zwei chemischen Spezies – Ammoniak (NH3) und Methan (CH4) – die eine wichtige Rolle bei atmosphärischen Prozessen spielen. Sagte Yu:

„Titan hat eine kalte und flache Oberfläche mit fast keinem (oder gar keinem) Ammoniak und Methan, während die Atmosphäre von Jupiter viel Ammoniak und Methan enthält. Warum passiert das? In der oberen Atmosphäre von Jupiter und Titan werden Ammoniak und Methan ständig durch UV-Photonen zerstört und bilden Stickstoff (für Ammoniak) und komplexere Kohlenwasserstoffe (für Methan). Auf Titan bilden und stapeln sich der photochemisch gebildete Stickstoff und die komplexen Kohlenwasserstoffe.“

Cassini-Bild von Saturns größtem Mond Titan. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Kurz gesagt, Methan und Ammoniak werden in der Atmosphäre von Titan zerstört und dann verbraucht, um Stickstoff und Kohlenwasserstoffe zu bilden. Dies führte dazu, dass Stickstoff das dominierende Gas in der Atmosphäre von Titan wurde (98 Vol.-%) und die große Ablagerung von Kohlenwasserstoffen auf seiner Oberfläche zur Bildung einer organischen Umgebung führte. Aufgrund der extremen Kälte der Titanoberfläche ist dieser Umwandlungsprozess irreversibel.

Jupiter hingegen hat in seiner dichten Atmosphäre auch Ammoniak und Methan, aber keine nennenswerte Oberfläche. Wie Yu erklärte, führt dies zu einem ganz anderen Prozess, bei dem die beteiligten chemischen Spezies:

„Weil es auf Jupiter keine Oberfläche gibt, reicht die Atmosphäre einfach bis zu Tausenden von Erdoberflächendrücken und Tausenden von Kelvin. Der photochemisch gebildete Stickstoff und die komplexen Kohlenwasserstoffe in der oberen Atmosphäre können in diesen tiefen, heißen Teil der Atmosphäre transportiert werden. Dort könnten sie Wasserstoff kombinieren, um Methan und Ammoniak zu reformieren. Das reformierte Methan und Ammoniak werden dann wieder in die obere Atmosphäre „recycelt“. Dieser Kreislauf füllt das zerstörte Methan und Ammoniak weiter auf.“

Ein weiterer wichtiger Punkt, den Yu und ihr Team ansprechen, hat mit der aktuellen Exoplanetenzählung zu tun. Bisher waren die meisten der entdeckten Exoplaneten Mini-Neptuns – also Planeten, die weniger massereich sind als Neptun, aber eine dicke Atmosphäre haben, die von Wasserstoff und Helium dominiert wird. Tatsächlich wurden von den bisher 4.401 bestätigten Exoplaneten 1.488 als „Neptun-ähnlich“ identifiziert, mit Massen, die vom 9-fachen der Erde bis zu etwas weniger als Jupiter reichen.

Jupiters Atmosphäre, wie sie von der Juno-Mission abgebildet wurde (koloriert von Kevin M. Gill). Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill

Aufgrund ihrer Gashüllen und der Entfernungen ist es unmöglich festzustellen, ob diese Planeten aufgetaucht sind und wo sie sich befinden. Aufgrund ihrer statistischen Signifikanz entschieden Yu und ihr Team, insbesondere einen zu verwenden, um ihren neuartigen Ansatz zu testen. Dies war K2-18b, ein Mini-Neptun mit etwa der 8-fachen Erdmasse, der innerhalb der habitablen Zone (HZ) eines Roten Zwergsterns (K2-18) kreist, der sich 124 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet.

K2-18b wurde ursprünglich 2015 vom Weltraumteleskop Kepler entdeckt und ist der erste HZ-Exoplanet, der in seiner Atmosphäre erhebliche Mengen an Wasserdampf aufweist. Mit einem photochemischen Modell simulierten Yu und ihr Team, wie sich das Vorhandensein einer Oberfläche auf diesem Exoplaneten auf die atmosphärische Entwicklung von K2-18b auswirken würde. Sie berücksichtigten auch unterschiedliche Luftdruck- und Temperaturniveaus, Faktoren, die mit der Oberflächenhöhe verbunden sind.

„Wir fragen uns, ob wir die Fülle an Arten wie Ammoniak und Methan nutzen können, um festzustellen, ob ein Exoplanet eine Oberfläche hat oder nicht“, sagte Yu. „Eine kalte und flache Oberfläche würde alle „Recycling“-Reaktionen unterbinden, die hohe Temperaturen und Drücke in tiefen planetarischen Atmosphären erfordern, um Methan und Ammoniak zu reformieren. Daher erwarten wir auf einem Exoplaneten mit einer kalten und flachen Oberfläche wenig Methan und Ammoniak und auf einem Exoplaneten ohne oder einer tiefen und heißen Oberfläche viel Methan und Ammoniak.“

Sie fanden heraus, dass Ammoniak und Methan, wie vorhergesagt, sowohl auf das Vorhandensein als auch auf die Höhe einer Oberfläche empfindlich waren. Dies stimmt mit dem überein, was bei Exoplaneten mit kalten und flachen Oberflächen beobachtet wurde, auf denen chemische Spezies wie Wasser, Blausäure und schwerere Kohlenwasserstoffe durch UV-Bestrahlung abgebaut werden. In der Zwischenzeit werden Arten wie Kohlenmonoxid und Kohlendioxid (die weniger anfällig für UV-Zerstörung sind) zurückgehalten.

Künstlerische Darstellung eines Super-Erde-Planeten, der einen sonnenähnlichen Stern umkreist. Bildnachweis: ESO/M. Kornmesser

Unerwartet war jedoch, dass verschiedene Chemikalien unterschiedlich empfindlich auf unterschiedliche Höhenlagen reagieren. Dies liegt laut Yu daran, dass Kohlenstoff- und Stickstoffarten einen „Sweet Spot“ haben, an dem sie vollständig recycelt werden können. Während Ammoniak und Blausäure (HCN) empfindlich auf Atmosphären mit Dichten von 100 bar an der Oberfläche (100-mal so hoch wie die Erde, ähnlich der Venus) reagieren, reagieren Methan, Kohlenmonoxid und Kohlendioxid empfindlich auf Drücke unter 10 bar an der Oberfläche (zehnmal so viel wie die Erde).

Diese Ergebnisse haben mehrere Implikationen für die Erforschung von Exoplaneten, allen voran die Tatsache, dass Planetenoberflächen Materie sind. Sagte Yu:

„Zuvor haben Wissenschaftler die atmosphärische Zusammensetzung von Exoplaneten mit thermochemischen Gleichgewichtsmodellen vorhergesagt. Die atmosphärische Zusammensetzung wird allein durch den Druck und die Temperatur der Atmosphäre bestimmt. Aber unsere Studie zeigt, dass selbst bei gleichem Druck und gleicher Temperatur das Hinzufügen einer Oberfläche die atmosphärische Zusammensetzung eines Exoplaneten drastisch verändern kann!“

Eine weitere Implikation dieser Studie ist, dass es für Astronomen möglich ist, anhand ihrer atmosphärischen Zusammensetzung etwas über die Oberflächen von Exoplaneten zu erfahren. „Wenn die Beobachter zum Beispiel abgereicherte Mengen an Ammoniak und HCN sehen, können wir sagen, dass dieser Exoplanet eine Oberfläche von weniger als 100 bar hat“, fügte Yu hinzu. „Wenn wir dann auch abgereicherte Mengen an Methan, Kohlenwasserstoffen und eine erhöhte Menge an Kohlenmonoxid sehen, deutet das auf eine Oberfläche von weniger als 10 bar hin. Das ist ziemlich vielversprechend, um bewohnbare Exoplaneten zu identifizieren!“

Über die Charakterisierung von Mini-Neptunen hinaus hat diese Forschung auch Auswirkungen auf alle anderen Arten von Exoplaneten – einschließlich felsiger, „erdähnlicher“ Planeten. Tatsächlich ist die Größe des Exoplaneten irrelevant, solange der betreffende Planet eine Atmosphäre besitzt und in seiner oberen Atmosphäre UV-Strahlung ausgesetzt ist. In allen Fällen werden Astronomen die gleichen Unterschiede in der chemischen Häufigkeit feststellen, je nachdem, ob es eine Oberfläche gibt oder nicht.

Künstlerische Darstellung des erdgroßen, felsigen Exoplaneten GJ 1132 b, der sich 41 Lichtjahre entfernt um einen roten Zwergstern befindet. Bildnachweis: NASA, ESA und R. Hurt (IPAC/Caltech)

Laut Yu sind es die kleineren kälteren Exoplaneten, die vielversprechendere Testziele für diese Methode sind, da sie eher flache und kalte Oberflächen haben. Kleinere Planeten haben jedoch auch eher innere oder Oberflächenprozesse, die die Häufigkeit bestimmter Chemikalien in ihrer Atmosphäre beeinflussen – wie vulkanische Aktivität und Plattentektonik. Je kleiner sie sind, desto bedeutsamer könnten diese Prozesse sein.

Diese und andere Bedenken sind Dinge, die Yu und ihr Team in Zukunft gerne genauer untersuchen werden, um die Robustheit ihrer Ergebnisse zu bestimmen und wie sie durch verschiedene Störungen von der Oberfläche/dem Inneren der Exoplaneten beeinflusst werden könnten. Ihre Bemühungen und die der Astrobiologen im Allgemeinen werden stark vom Start des JWST profitieren, das derzeit im November 2021 stattfinden soll. Yu sagte:

„Unsere Studie zeigt einen spannenden wissenschaftlichen Aspekt für das JWST auf. Es ist in Ordnung, nur atmosphärische Charakterisierungsdaten zu haben. Ohne direkte Oberflächenbeobachtungen können wir immer noch sagen, ob ein Exoplanet eine Oberfläche hat und sogar ungefähr, wo sich die Oberfläche befindet. Auch für die Astrobiologie ist es zweifellos wichtig zu wissen, ob ein Exoplanet eine Oberfläche hat. Eine flüssige oder feste Oberfläche ist wahrscheinlich notwendig, um komplexe Lebensformen zu erhalten. Daher wäre die Existenz einer Oberfläche ein wesentlicher Aspekt, um die Bewohnbarkeit eines Exoplaneten zu beurteilen.“

Die Möglichkeit, Exoplaneten direkt zu untersuchen, kombiniert mit der Fähigkeit, ihre Oberflächenbedingungen einzuschränken, wird das Studium der Astrobiologie erheblich voranbringen. Das Feld wird auch von innovativen Methoden profitieren, die es Wissenschaftlern ermöglichen könnten, basierend auf unterschiedlichen Entropieniveaus in einer Umgebung oder unterschiedlichen Komplexitätsgraden mit organischen Partikeln nach Leben (auch bekannt als Biosignaturen) zu suchen. Nach und nach verengen wir den Fokus und verschärfen die Beschränkungen!

Wenn es da draußen Leben zu finden gibt, finden wir es früher oder später!

Weiterführende Literatur: Das Astrophysikalische Journal

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