Sterrekunde

Kan die minerale samestelling van planete die afwesigheid van megastrukture verklaar?

Kan die minerale samestelling van planete die afwesigheid van megastrukture verklaar?


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.

Die Fermi-paradoks is die rede waarom ons nie bewyse van vreemde lewens, soos megastrukture, waarneem nie. As ons 'n Dyson-swerm sou bou, is Mercury die beste bronmateriaal (Armstrong en Sandberg 2013): dit is nie net naby nie, met baie sonkrag vir eksponensiële demontage, maar die minerale samestelling daarvan is geskik. Maar kan planete gemaak van geskikte minerale, met baie sonkrag, skaars genoeg wees om te verhoed dat die meeste gevorderde beskawings Dysonsfere of ander waarneembare megastrukture bou?

Dit is 'n alledaagse oplossing vir die Fermi-paradoks, maar dit is denkbaar op grond van my beperkte kennis van eksoplanete, al is dit net omdat ons planetêre stelsel nie tipies is nie. Byvoorbeeld, waar ons Mercurius het, sal baie stelsels eerder warm Jupiters hê (of moontlik ook, as dit ooreenstem met die vorm van die meeste stelsels). Kan ons dit begin beantwoord met ons huidige begrip van wat tipies is vir eksoplanete?


In ons artikel het ons net Mercurius gebruik omdat dit gerieflik was (naby, lugloos, lae bindingsenergie). Maar ons het glad nie probeer om die Dyson-sfeerontwerp te optimaliseer nie. Dit blyk dat 'n mens waarskynlik 'n baie doeltreffender sfeer kan konstrueer uit baie dun aluminiumfoelie-weerkaatsers wat die ligdruk en die swaartekrag balanseer om op hul plek te bly. Dit neem net die massa van die asteroïde Vesta of so. As die weerkaatsers in die asteroïedegordel vervaardig is, kon hulle dit ook met 'n beskeie inspanning in 'n kort baan wentel.

Aluminium is net een moontlike materiaal. In wese werk enige metaal vir die weerkaatsers (die truuk is om die massa laag genoeg te hou), terwyl substelsels vir energieversameling gebaseer kan wees op halfgeleiers of selfs hitte-turbines - silikate en water is nie ongewoon in die sonnestelsel nie, en is waarskynlik ook in ander beskikbaar. . Selfs as die binneste gebied deur 'n warm jupiter skoon gevee is, kan dele vanaf die buitenste stelsel vervaardig en ingespiraliseer word.

Dus, tensy ons verwag dat selfs asteroïdes skaars sal wees ('n redelik onwaarskynlike idee), is daar waarskynlik genoeg boumateriaal. As 'n antwoord op die Fermi-paradoks is gebrek aan hulpbronne nie betroubaar genoeg nie.


Om 'n planeet, soos Mercurius, in die omgewing van 'n megastruktuur van die sonnestelsel te hê, sou beslis voordelig wees.

Die redes vir die skynbare afwesigheid van megastrukture is:

  • Die planeet Aarde is miskien die enigste planeet in die heelal wat 'n intelligente lewe het. Dit is nog onbekend of daar enige vorm van lewe elders bestaan.
  • As intelligente lewe elders wel bestaan, of bestaan, het dit miskien nie die behoefte, die vermoë of die middele om megastrukture te bou nie.

Kan die minerale samestelling van planete die afwesigheid van megastrukture verklaar? - Sterrekunde

A. Hoe het hulle daarin geslaag om te smelt?
Die aarde het 'n digte metaalkern en 'n minder digte rotsagtige mantel. Hierna word verwys deur te sê dat dit gedifferensieerd is, of van verskillende samestelling op verskillende plekke, eerder as homogeen, of oraloor dieselfde samestelling is. Ons glo dat hierdie differensiasie impliseer dat die Aarde min of meer vroeg op 'n stadium vroeg in sy geskiedenis heeltemal gesmelt het, sodat swaar materiale tot onder kon sak en dat ligte materiale na bo kon dryf.
Daar is drie belangrike hittebronne wat die aarde kon laat smelt:
(1) die hitte van die son
(2) die hitte van gravitasie-aanwas en differensiasie
(3) radioaktiwiteit

1. Sonverwarming en die samestelling van oerstowwe
Soos voorheen bespreek, was die binneste sonnestelsel baie warm tydens die vorming van die planete. Op die oomblik is die temperatuur op die aarde redelik gemaklik, maar gedurende die vorming van die planete 4,5 miljard jaar gelede sou die temperatuur tussen 1500 en 2500 Fahrenheit gewees het. Op die wentelbaan van Mercurius sou die temperature selfs hoër gewees het en selfs in die asteroïedegordel was die honderde grade bo nul.
In enige gegewe deel van die Sonnevel was die soort minerale wat uit die gasvormige materiaal gekondenseer het, krities afhanklik van die temperatuur in die streek. In die binneste gebied, waar die aardplanete nou voorkom, het hoë temperature dit onmoontlik gemaak vir enige materiaal om te oorleef, behalwe verbindings met hoë smelttemperature soos metaaloksiede: die silikaatminerale waaruit die aardse planete bestaan. Ver van die son het lae temperature nie net rotsagtige materiale nie, maar ook relatief vlugtige koolstofverbindings en ys as vaste stowwe laat bestaan. Afgesien van hierdie groot verskille in die samestelling van die vaste komponent van die Sonnevel, sou daar verskille gewees het tussen die soorte materiale wat in elke streek solied kan wees.
Byvoorbeeld, baie ver van die son af, kan metaan as ys bestaan, maar nader verdamp dit om 'n gas te word (soos nou op Pluto gebeur). Waterys kan bestaan ​​as 'n vaste stof naby en buite die baan van Jupiter, maar gedeeltelik in die rigting van die baan van Mars sal dit ook begin smelt. As gevolg hiervan kan klein voorwerpe, soos komete, wat ys bevat, nie veel nader aan die son kom as die baan van Jupiter voordat die meeste ys begin verdamp nie, en selfs ver van die son af, kan meer vlugtige gasse, soos metaan, begin. om van hulle weg te kook.
In die binneste sonnestelsel sal die temperatuurverskille tussen die wentelbane van die verskillende planete op soortgelyke wyse die soorte materiaal daarin beïnvloed. Op die baan van Mars, waar die temperatuur ongeveer 1000 Fahrenheit grade sou wees, kan baie rotsagtige materiale wat verdamp by temperature van 1500 grade of meer, saamtrek en solied bly. In die buitenste asteroïedegordel, waar die temperatuur naby nul grade was, kon koolstofverbindings oorleef wat by die hoër temperature naby die baan van Mars sou verdamp het. As gevolg hiervan kan Mars groot hoeveelhede minerale met 'n lae smelt temperatuur bevat, wat skaars of nie bestaan ​​nie in die materiale wat binne die baan van die aarde gevorm het, en die asteroïdes in die buitenste deel van die asteroïedegordel kan wees ryk aan koolstofverbindings, terwyl dié in die binneste nie sulke materiale het nie.
Omgekeerd, as die materiale met 'n hoë smelttemperatuur wat by die wentelbaan van Mercurius gevorm is, na die baan van Mars beweeg word, sal chemiese reaksies tussen hulle en die (nog relatief warm) gasse in daardie streek geleidelik sommige daarvan omskakel na laersmeltende -temperatuurminerale, wat die persentasie vlugtige minerale verhoog, en die persentasie vuurvaste minerale verlaag.
As ons dit in gedagte hou, kan ons sien dat in enige streek van die Sonnevel, as die temperature net enkele honderde grade verhoog is, 'n groot deel van die vaste materiale in die streek sou begin smelt. As gevolg hiervan hoef ander faktore slegs die temperatuur met 'n paar honderd grade te verhoog (hoogstens) om aansienlike smelt en differensiasie te bewerkstellig.

2. Verhitting deur botsings en swaartekragversnelling
Toe die planete vir die eerste keer begin vorm het, het dit bestaan ​​uit klein stofkorrels, klippies en rotse. Daar was soveel van hierdie deeltjies wat om die son wentel dat botsings tussen hulle baie gereeld was, en hulle het vinnig opgebou in taamlike groot voorwerpe (soos asteroïdes en komete), gewoonlik planeetdiere (klein dingetjies, - diere, wat deur botsings genoem word). , eindig as die planete). In die vroeë stadiums van hierdie opbou, omdat botsings baie gereeld was, sou al die vaste korrels in 'n gegewe streek die son met byna identiese snelhede wentel, en botsings tussen hulle relatief sag sou wees.
Namate die planeetdiere gegroei het, sou daar egter al hoe minder wees en sou botsings minder gereeld word. Dit sou toelaat dat klein snelheidsverskille geleidelik toeneem, gevoed deur die trek van die son se swaartekrag. As voorbeeld kan ons in die huidige asteroïedegordel botsingsnelhede van 'n paar duisend myl per uur hê. Botsings teen sulke snelhede kan 'n aansienlike hoeveelheid hitte skep en klein fraksies van die botsende liggame verdamp.
Vir groter voorwerpe, soos die aarde, kan botsingsnelhede selfs hoër wees, want as 'n voorwerp ons nader, help ons swaartekrag dit in ons in. Al het die voorwerp amper geen spoed gehad nie (relatief tot ons) voordat dit ons nader, sou dit ons boonste atmosfeer tref met 'n snelheid gelyk aan ons ontsnappingssnelheid, of 25000 myl per uur. 'N Voorwerp wat Jupiter raakloop, wat vyf en 'n half keer ons ontsnappingssnelheid het (byvoorbeeld komeet Shoemaker-Levy 9, wat 'n paar jaar gelede Jupiter raakgeloop het), sou sy atmosfeer met amper 150000 myl per uur tref.
Hierdie geweldige slaagsnelhede genereer sulke geweldige hoeveelhede hitte dat wanneer 'n asteroïde of komeet die aarde binnedring, dit 'n gat skep wat tien tot twintig keer groter is as die voorwerp wat tref, wat byna die hele voorwerp verdamp en 'n aansienlike deel van die omgewing platteland.
Gedurende die laaste stadiums van die vorming van die planete, toe hulle naby hul huidige grootte was, sou die miljoene botsings wat nog sou kom, die buitenste dele van die planete geweldig verhit het, sodat ten minste aansienlike dele van hul buitenste streke kon smelt. , en dan onderskei. Aangesien die hitte van die son, soos reeds bespreek, deur die soorte materiale wat in 'n bepaalde streek bestaan, te beheer, die gemiddelde temperatuur van die planete al 'n paar honderd grade onder die gemiddelde smelttemperatuur van hul samestellende materiale sou gemaak het, al die groter planete sou, deur aansienlike ekstra verhitting te verkry van die hitte van botsing en swaartekragversnelling van enige impakte, beslis warm genoeg geword het om aansienlik te smelt (soos ons reeds weet dat dit waar is vir die Aarde).

3. Radioaktiwiteit en die smelt van die kleiner rotsliggame
Die twee faktore wat reeds bespreek is, is voldoende om die smelt van groot liggame, soos die planete, te verklaar. Maar vir klein voorwerpe, soos ons maan en die asteroïdes, is die swaartekrag klein, en swaartekrag kan nie help om inkomende liggame te versnel tot voldoende spoed om hierdie klein liggame aansienlik te smelt nie. En tog weet ons dat daar eens op 'n tyd 'n voorwerp (of voorwerpe) in die asteroïedegordel moes gewees het wat gedifferensieer was (of was), omdat die klipperige en yster meteoriete wat daar ontstaan, van so 'n gedifferensieerde liggaam moes kom.
Baie van u het waarskynlik gehoor van die verouderde teorie dat daar eens 'n groot planeet, soortgelyk aan die aarde, in die asteroïedegordel was, wat op een of ander manier vernietig is, wat gelei het tot die vorming van die asteroïdes soos ons dit ken. Hierdie teorie dateer uit die ontdekking van die asteroïdes. Voor hul ontdekking is erken dat die redelik eenvormige baanafstand van die planete verskil in die gebied tussen Mars en Jupiter. In elke ander streek van die sonnestelsel is elke planeet tussen 1/2 en 2/3 so ver van die son af as die volgende planeet daar buite, maar Mars is minder as 1/3 Jupiter se afstand van die son, wat genoeg ruimte vir nog een gee planeet op ongeveer 2,8 AUs afstand. Dit is byna presies die orbitale grootte van Ceres, die eerste asteroïde wat ontdek is. Toe Ceres gevind is, is aanvaar dat dit die "ontbrekende" planeet was wat in daardie streek tuishoort. Binne 'n paar jaar is daar egter verskeie ander kleiner asteroïdes ontdek, en ons weet natuurlik dat daar duisende of tienduisende is, afhangend van hoe klein u bereid is om te bly tel.
Toe besef word dat daar baie klein liggame in hierdie streek is, in plaas van 'n enkele groot liggaam, is voorgestel dat daar miskien een keer 'n groot liggaam daar was, maar dat dit op een of ander manier vernietig is en dat die botsing met die ander planete die grootste deel van die stukke. Hoe 'n voorwerp van planeetgrootte vernietig kon word, is nooit bevredigend verklaar nie, maar dit pas in die vooropstelling dat daar 'n 'normale' planeet in daardie streek moes wees.
Soos voorheen genoem, het klein voorwerpe soos die asteroïdes nie genoeg swaartekrag om inkomende liggame te versnel nie, en daarom moes dit nie warm genoeg geword het om te smelt en te onderskei nie. En tog, die meteoriete wat van die asteroïedegordel af kom, toon dat daar ooit 'n gedifferensieerde liggaam in hierdie streek moes wees. Hoe kan ons dit verklaar? Die antwoord is deur radioaktiwiteit. Namate radioaktiewe materiale verval, stel dit hitte vry. As hulle diep in 'n soliede rotsagtige liggaam begrawe word, sal hierdie hitte vasgevang word en geleidelik opbou. As daar genoeg sulke hitte was, kan dit uiteindelik die voorwerp smelt en dit dan laat onderskei.
Die probleem met hierdie verduideliking is dat verskillende radioaktiewe stowwe teen verskillende snelhede verval, en dit wat vinnig verval en binne 'n redelike kort tydjie groot hoeveelhede hitte vrystel, is skaars. Slegs die tipes wat stadig verval en op 'n gegewe tyd relatief klein hoeveelheid hitte vrystel, is relatief algemeen. As voorbeeld van hoe dit werk, het Uranium twee redelik algemene isotope (atome van dieselfde element met verskillende atoomgewigte, omdat hulle verskillende getalle neutrone in hul kerne het). Die grootste deel van die Uraan op aarde is Uraan 238 (sogenaamd omdat dit 92 protone het, wat Uranium maak, en 146 neutrone, wat 238 nukleone optel). Uraan 235 is slegs 'n klein persentasie (wat ook 92 protone het, maar slegs 143 neutrone, vir altesaam 235 nukleone). Uraan 238 is nie baie radioaktief nie (die halfleeftyd is langer as 4 miljard jaar, wat beteken dat dit meer as 4 miljard jaar neem voordat die helfte daarvan tot lood verval), terwyl Uranium 235 baie meer radioaktief is (sy halfleeftyd is net 700 miljoen jaar). As elk van hierdie twee soorte Uraan ewe volop was, sou die baie vinniger verval van Uranium 235 veroorsaak dat dit meer as 6 keer soveel radio-aktiewe verwarming veroorsaak (wat die verskille in die hoeveelheid hitte per verval negeer). Aangesien Uraan 238 ongeveer 100 keer meer voorkom as Uraan 235, lewer dit die grootste deel van die radioaktiewe verhitting van die aarde op.
4,5 miljard jaar gelede sou hierdie resultaat egter heeltemal anders gewees het. Aangesien Uraan 238 baie stadig verval, is die huidige hoeveelheid byna die helfte soveel as wat dit op die aarde bestaan ​​het toe dit gevorm het, en die radioaktiewe verhitting as gevolg van hierdie materiaal sou destyds net twee keer so groot gewees het as nou (en nie baie nie) betekenisvol in vergelyking met die ander vorme van verhitting wat reeds bespreek is). Die baie vinniger verval van Uraan 235 beteken egter dat dit baie keer baie keer in hoeveelheid afgeneem het en nou slegs 'n paar persent van die oorspronklike hoeveelheid is, of dat dit eens meer as 40 keer meer was as wat dit nou is. Met 'n baie groter oorvloed en 'n baie vinniger verval, in plaas van veel minder radioaktiewe verwarming as Uraan 238, sou dit eintlik meer radioaktiewe verwarming gelewer het toe die aarde jonk was.
Hierdie resultaat is baie tipies van berekeninge wat vir ander soorte radioaktiewe materiale gemaak is. Dinge wat stadig verval, is nog steeds baie volop (omdat dit stadig verval), en dinge wat vinnig verval, is nou redelik skaars (omdat dit soveel vinniger verval), maar toe die aarde jonk was, sou die vinniger vervalle materiale baie gewees het belangriker vir die aarde se hittebegroting, omdat dit beide volop en intens radioaktief sou gewees het. Om hierdie idee uit te brei, sou die belangrikste radioaktiewe hittebron tydens die vorming van die planete radioaktiewe materiale gewees het wat glad nie meer bestaan ​​nie, omdat hulle so vinnig verval dat al hul atome lankal in nie-radioaktiewe vervalprodukte sou verander het.
Die probleem met hierdie resultaat is dat in die geval van die twee Uranium-isotope, ons weet hoeveel van elkeen daar nou is, en ons weet hoe dit verval, en dus kan ons bereken hoe dit in die verre verlede was. Maar met die vermoedelik uitgestorwe kortstondige materiale wat pas bespreek is, veronderstel ons dat daar glad nie meer atome van is nie, hoe kan ons bereken hoeveel daar ooit was? Streng gesproke kan ons nie, en dus kan 'n raaiskoot oor wat hulle oorvloed en hoeveel radioaktiewe verwarming hulle sou lewer, net dit wees: 'n raaiskoot. En hoewel sterrekundiges glad nie afkeer van wilde bespiegelinge wat eendag reg of verkeerd kan bewys nie, is hulle (normaalweg) onwillig om probleme op te los deur voorstelle te maak wat geen hoop het om geverifieer of weerlê te word nie. Dus, as die oplossing vir die smelt van die asteroïdes die eenmalige bestaan ​​van kortstondige radioaktiewe materiale is waarvan die vermeende bestaan ​​nie bewys kan word nie, dan moet die oplossing verwerp word. En dit is presies wat vroeër in hierdie eeu gedoen is toe radioaktiwiteit van die grootste belang vir hierdie probleem was.
Soos dit blyk, weet ons egter nou dat daar inderdaad groot hoeveelhede radioaktiewe materiale van korte duur was. Soos u later in die semester (in detail) sal sien, is die vorming van ons sonnestelsel byna seker veroorsaak deur die ontploffing van een of meer massiewe sterre wat in dieselfde streek as die son gevorm het, maar op 'n baie vroeër tydstip. By die vernietiging van hierdie massiewe sterre, veroorsaak 'n katastrofiese inploffing van die sentrale kern 'n meer katastrofiese ontploffing van die kern en die omliggende gebiede. Temperature styg tot in die triljoen grade, wat veroorsaak dat die materiale in die kern ongelooflike vinnige, onstabiele kernreaksies ondergaan. Al die materiale in ons sonnestelsel, behalwe waterstof en helium, wat dateer uit die begin van die heelal, word in sulke massiewe sterre geskep. Die relatief groter of kleiner hoeveelhede verskillende materiale weerspieël in 'n groot mate hoe lank dit geskep is: die elemente ligter as yster is gedurende die 'normale' leeftyd van die sterre, wat 'n paar miljoen jaar geduur het, en is relatief volop, terwyl die elemente swaarder as yster skaars is, omdat dit slegs in die paar sekondes van die vuurstorm geskep is wat die sterre vernietig het.
Hierdie teorie oor die skepping van die elemente voorspel dat sommige elemente, soos suurstof en koolstof, relatief volop moet wees as dat ander elemente, soos silikon en yster, minder sal voorkom en dat ander elemente soos uraan en gadolinium redelik skaars wees. Die oorvloed van al die elemente, behalwe waterstof en helium, stem baie ooreen met hul oorvloed soos voorspel deur hierdie teorie.
Hierdie teorie voorspel ook dat sekere soorte kortstondige radioaktiewe isotope in groot hoeveelhede geproduseer word.As gevolg van hul kort halfleeftyd bestaan ​​hierdie isotope nie meer nie, maar hul vervalprodukte bestaan, en as hulle ongewone oorvloed het, kan ons hoop om dit raak te sien in gesteentes wat sedert die ontstaan ​​van die sonnestelsel nie aansienlik verander is nie. Sulke gesteentes sou die "primitiewe" meteoriete insluit (meteoriete waarvan die minerale fisiese en chemiese eienskappe het, wat daarop dui dat hulle nooit binne 'n asteroïde was nie, maar eerder stukke is wat oorgebly het van die vorming van die Sonnestelsel), soos die chondriete en koolstofhoudende chondriete. . Met behulp van mikrochemie (die chemiese analise van mikroskopiese stukkies materiaal) is dit nou moontlik om die minerale in meteoriete in buitengewone besonderhede te ontleed. Dit blyk dat baie van hierdie eienaardige oorvloed van sommige swaar atome bevat, wat die maklikste verklaar kan word deur aan te neem dat die Sonnestelsel op die oomblik toe hierdie primitiewe meteoriete ontstaan ​​het, uiters swaar atome bevat wat net bestaan ​​as hulle onlangs in 'n supernova-ontploffing geskep is. As gevolg hiervan vermoed ons dat rotsagtige materiale in die vroeë sonnestelsel inderdaad redelik radioaktief was.
Met behulp van mikrochemie het ons ook ontdek dat daar 'families' van meteoriete met soortgelyke isotopiese samestellings bestaan ​​('n byna presiese ooreenstemming met die oorvloed van die isotope van verskillende elemente). Binne 'n gegewe gesin is die oorvloed van die isotope van verskillende elemente so eenders, dat die waarskynlike verklaring van die ooreenkoms is dat al die betrokke meteoriete eens binne dieselfde ouerliggaam was. As alle meteoriete dieselfde isotopiese samestelling het, sou dit dui op 'n enkele oerouer, soos een keer voorgestel. Maar in plaas daarvan is daar ongeveer 'n halfdosyn verskillende isotopgesinne, wat impliseer dat daar ten minste 'n soortgelyke aantal ouerliggame moes wees. Dit maak die idee dat die meteoriete in planeetgrootte liggame ontstaan ​​onaantreklik. Alhoewel een so 'n voorwerp 'n skaars denkbare moontlikheid is, is niemand bereid om voor te stel dat daar 'n halfdosyn of meer sulke voorwerpe was wat almal op een of ander manier vernietig is nie.
In plaas daarvan blyk dit dat daar in die vroeë geskiedenis van die Sonnestelsel soveel kortstondige radioaktiewe materiaal rondom was dat enige rotsagtige liggaam wat veel groter as 100 myl in deursnee was, sou smelt. Dit sluit die aarde en aardse planete, ons maan en die groter asteroïdes in. Die hitte van die son, deur dit relatief maklik te maak om die materiale te smelt, sou 'n belangrike faktor vir al hierdie voorwerpe wees. Vir die groter voorwerpe sou hul swaartekrag ook help deur inkomende liggame te versnel. Maar vir almal, en veral die kleiner liggame, sou die radioaktiwiteit wat destyds teenwoordig was, van kritieke belang wees vir die smelt daarvan.

4. Die verhitting van die Joviese planete
Aangesien die Joviese planete meestal uit waterstof en helium bestaan ​​(wat byna geheel en al vloeibaar gemaak word deur die geweldige gewig van die groot hoeveelhede van hierdie materiale), is dit skaars nodig om te verduidelik hoe dit kan smelt en onderskei. Toe hulle begin het, was dit net vuil sneeuballe, maar toe hulle groot genoeg word om die gasse rondom hulle swaar te trek, het hulle groot geword om die voorwerpe te word wat meestal vloeibaar is vir gas. Hierdie vormingsproses plaas die swaar goed outomaties in die middel en die ligter goed aan die buitekant. En as vuil sneeuballe of rotse daarna raakloop, sal die swaarder materiale geneig wees om met die oorspronklike kern van die planete na onder te sak. Dit maak egter geen kwaad om die verhitting van hierdie liggame te oorweeg nie, want soos u waarskynlik alreeds weet, is Jupiter en Saturnus baie warm van binne.
As u gasse saamdruk, word dit verhit deur die werk wat nodig is om dit saam te pers. As u 300 aardmassas gasse ophoop, soos Jupiter dit gedoen het, verhit die gewig van al die gas dit baie. Afhangend van hoe lank dit geneem het om al die gas op te gaar, kon van die hitte weggestraal word voordat die proses gedoen is, en dus sou die temperature wat in die kern van die Joviese planete bereik is, afhang van hoe lank dit geneem het om hul huidige te bereik. grootte glo ons tans dat die meeste van die gas in minder as 100 000 jaar opgehoop het, en dat Jupiter moontlik gedurende hierdie tyd interne temperature van meer as 250000 Fahrenheit-grade bereik het. Alhoewel dit afgekoel het in die 4,5 miljard jaar sedert die vorming, bly 'n aansienlike deel van die oorspronklike hitte nog steeds oor, en is dit waarskynlik die belangrikste bydraer tot sy huidige temperatuur van meer as 50000 Fahrenheit.


Ekstrasolêre planetêre stelsels kan tot sewe aardagtige planete in hul bewoonbare sones hê

Hierdie kunstenaar se indruk vertoon TRAPPIST-1 en sy planete word weerspieël in 'n oppervlak. Beeldkrediet: NASA / R. Hurt / T. Pyle.

Die soeke na lewe in die buitenste ruimte is gewoonlik gefokus op die bewoonbare sone, dit is die gebied rondom 'n ster waarin 'n planeet in 'n wentelbaan vloeibare water kan hê.

Die Universiteit van Kalifornië, die astrobioloog Stephen Kane, en sy kollegas, het 'n nabygeleë stelsel met die naam TRAPPIST-1 bestudeer, wat drie aardagtige planete in sy bewoonbare gebied het.

'Dit het my laat wonder oor die maksimum aantal bewoonbare planete wat 'n ster kan hê, en waarom ons ster net een het. Dit het nie regverdig gelyk nie! ' Dr. Kane het gesê.

In die studie het die navorsers 'n modelstelsel geskep waarin hulle planete van verskillende groottes simuleer wat om hul sterre wentel.

'N Algoritme het gravitasiekragte verreken en gehelp om te toets hoe die planete oor miljoene jare met mekaar omgaan.

Hulle het gevind dat dit vir sommige sterre moontlik is om soveel as sewe te dra, en dat 'n ster soos ons Son moontlik ses planete met vloeibare water kan ondersteun.

"Meer as sewe, en die planete raak te naby aan mekaar en destabiliseer mekaar se bane," het dr. Kane gesê.

'Waarom het ons sonnestelsel dan net een bewoonbare planeet as dit ses kan ondersteun? Dit help as die planete se beweging sirkelvormig eerder as ovaal of onreëlmatig is, wat die noue kontak minimaliseer en stabiele wentelbane behou. '

Die wetenskaplikes vermoed dat Jupiter, wat twee-en-'n-half keer 'n massa het van al die ander planete in die Sonnestelsel saam, die stelsel se bewoonbaarheid beperk het.

"Dit het 'n groot uitwerking op die bewoonbaarheid van ons sonnestelsel omdat dit massief is en ander wentelbane versteur," het dr. Kane gesê.

Daar is bekend dat slegs 'n handjievol sterre verskeie planete in hul bewoonbare sones het.

In die toekoms beplan die outeurs om bykomende sterre te soek wat omring word deur kleiner planete.

Hulle het reeds so 'n ster geïdentifiseer, Beta CVn, wat betreklik naby is op 27 ligjare.

Omdat dit nie 'n Jupiter-agtige planeet het nie, sal dit opgeneem word as een van die sterre wat op verskeie bewoonbare sone-planete gekontroleer is.

Toekomstige studies sal ook die skepping van nuwe modelle insluit wat die atmosferiese chemie van bewoonbare sone-planete in ander sterstelsels ondersoek.

"Alhoewel ons weet dat die aarde die grootste deel van sy geskiedenis bewoonbaar was, is daar nog baie vrae oor hoe hierdie gunstige toestande mettertyd ontwikkel het, en die spesifieke dryfvere agter die veranderinge," het dr. Kane gesê.

"Deur die eienskappe van eksoplanete te meet waarvan die evolusionêre weë soortgelyk aan ons eie kan wees, kry ons 'n voorskou in die verlede en die toekoms van hierdie planeet & # 8212 en wat ons moet doen om die bewoonbaarheid daarvan te behou."

Die span se werk is gepubliseer in die Sterrekundige Tydskrif.

Stephen R. Kane et al. 2020. Dinamiese verpakking in die bewoonbare sone: die geval van Beta CVn. AJ 160, 81 doi: 10.3847 / 1538-3881 / ab9ffe

Hierdie artikel is gebaseer op 'n persverklaring van die Universiteit van Kalifornië, Riverside.


Inhoud

Kerogen word tydens sedimentêre diagenese gevorm deur die agteruitgang van lewende materie. Die oorspronklike organiese materiaal kan lakustriene en mariene alge en plankton en landelike hoër-orde plante bevat. Tydens diagenese ontbind groot biopolimere uit byvoorbeeld proteïene, lipiede en koolhidrate in die oorspronklike organiese materiaal gedeeltelik of volledig. Hierdie uiteensettingsproses kan as die omgekeerde van fotosintese beskou word. [7] Hierdie eenhede kan dan polikondenseer om geopolimere te vorm. Die vorming van geopolimere is op hierdie manier verantwoordelik vir die groot molekulêre gewigte en uiteenlopende chemiese samestellings wat verband hou met kerogeen. Die kleinste eenhede is die fulviensure, die medium eenhede is die humiensure en die grootste eenhede is die humiene. Hierdie polimerisasie vind gewoonlik plaas saam met die vorming en / of afsakking van een of meer minerale komponente wat lei tot 'n sedimentêre gesteente soos olieskaal.

Wanneer kerogeen gelyktydig met geologiese materiaal neergelê word, lewer die sedimentasie en progressiewe begrafnis of oorlading verhoogde druk en temperatuur as gevolg van litostatiese en geotermiese gradiënte in die aardkors. Die gevolglike veranderinge in die begrafnistemperature en -druk lei tot verdere veranderinge in die kerogeenamestelling, insluitend die verlies aan waterstof, suurstof, stikstof, swael en die gepaardgaande funksionele groepe daarvan, en daaropvolgende isomerisering en aromatisering. Sulke veranderinge is 'n aanduiding van die termiese volwassenheidstoestand van kerogeen. Aromatisering maak voorsiening vir molekulêre stapeling in velle, wat weer veranderinge in fisiese eienskappe van kerogeen aandryf, soos toenemende molekulêre digtheid, vitrinietweerkaatsing, en spoorkleur (geel tot oranje tot bruin tot swart met toenemende diepte / termiese volwassenheid).

Tydens die proses van termiese rypwording breek kerogeen af ​​in hoë temperatuur pirolisereaksies om produkte met 'n laer molekulêre gewig te vorm, insluitend bitumen, olie en gas. Die mate van termiese rypwording beheer die aard van die produk, met laer termiese rypwording wat hoofsaaklik bitumen / olie lewer en hoër termiese rypwording wat gas lewer. Hierdie gegenereerde spesies word gedeeltelik uit die kerogeenryke bronrots verdryf en kan in sommige gevalle in 'n reservoirgesteente laai. Kerogen kry bykomende belang in onkonvensionele hulpbronne, veral skalie. In hierdie formasies word olie en gas direk uit die kerogeenryke brongesteente geproduseer (dit wil sê die brongesteente is ook die reservoirgesteente). Daar word gevind dat baie van die porositeit in hierdie skalies in die kerogeen voorkom, eerder as tussen minerale korrels soos in konvensionele reservoergesteentes voorkom. [8] Kerogeen beheer dus baie van die opberging en vervoer van olie en gas in skalie.

Kerogen is 'n komplekse mengsel van organiese chemiese verbindings wat die grootste hoeveelheid organiese materiaal in sedimentêre gesteentes uitmaak. [10] Aangesien kerogeen 'n mengsel van organiese materiale is, word dit nie deur een enkele chemiese formule gedefinieer nie. Die chemiese samestelling daarvan wissel aansienlik tussen en selfs binne sedimentêre formasies. Kerogeen uit die Green River Formation olie-skalie neerslag in die weste van Noord-Amerika bevat byvoorbeeld elemente in die verhoudings koolstof 215: waterstof 330: suurstof 12: stikstof 5: swael 1. [11]

Kerogen is deels onoplosbaar in normale organiese oplosmiddels vanweë die hoë molekulêre gewig van sy bestanddele. Die oplosbare gedeelte staan ​​bekend as bitumen. Wanneer dit verhit word tot die regte temperatuur in die aardkors, (olievenster c. 50-150 ° C, gasvenster c. 150–200 ° C, albei afhangende van hoe vinnig die brongesteente verhit word) stel sommige soorte kerogeen ruolie of natuurlike gas vry, gesamentlik bekend as koolwaterstowwe (fossielbrandstowwe). Wanneer sulke kerogene in konsentrasies in rotse soos organiesryke modderskale voorkom, vorm dit moontlike brongesteentes. Skalie wat ryk is aan kerogeen maar wat nie tot die vereiste temperatuur verhit is om koolwaterstowwe op te wek nie, kan olieskaalafsettings vorm.

Die chemiese samestelling van kerogeen is deur verskillende vorme van vastetoestandspektroskopie geanaliseer. Hierdie eksperimente meet gewoonlik die spesifikasies (bindingsomgewings) van verskillende soorte atome in kerogeen. Een tegniek is 13 C NMR-spektroskopie, wat koolstofspesiasie meet. NMR-eksperimente het bevind dat koolstof in kerogeen amper alifaties kan wissel (sp 3 verbaster) tot byna heeltemal aromaties (sp 2 gehibrideer), met kerogene met 'n hoër termiese volwassenheid wat gewoonlik 'n hoër hoeveelheid aromatiese koolstof het. [12] 'n Ander tegniek is Raman-spektroskopie. Raman-verstrooiing is kenmerkend van, en kan gebruik word om spesifieke vibrasie-modusse en simmetrieë van molekulêre bindings te identifiseer. Die eerste-orde Raman-spektra van kerogeen bevat twee hoofpieke [13], 'n sogenaamde G-band ('grafies') wat toegeskryf word aan vibrasie-modusse in die vliegtuig van goed geordende sp 2 koolstof en 'n sogenaamde D-band ("wanordelik") van simmetriese trillingswyses van sp 2 koolstof wat verband hou met roosterdefekte en diskontinuïteite. Daar word getoon dat die relatiewe spektrale posisie (Raman-verskuiwing) en die intensiteit van hierdie koolstofspesies ooreenstem met die termiese volwassenheid, [14] [15] [16] [17] [18] [19] met kerogene met 'n hoër termiese volwassenheid met 'n hoër hoeveelheid grafiese / geordende aromatiese koolstowwe. Aanvullende en konsekwente resultate is verkry met infrarooi (IR) spektroskopie, wat toon dat kerogeen 'n groter fraksie aromatiese koolstof het en korter lengtes alifatiese kettings by hoër termiese volwassenhede. [20] [21] Hierdie resultate kan verklaar word deur die voorkeurverwydering van alifatiese koolstowwe deur krakende reaksies tydens pirolise, waar die krake gewoonlik voorkom by swak CC bindings beta aan aromatiese ringe en lei tot die vervanging van 'n lang alifatiese ketting met 'n metiel groep. As hoër alifatiese koolstowwe reeds verwyder is, met ander woorde wanneer die kerogeen geen oorblywende olieproduksiepotensiaal het nie, kan die aromatisiteit verder toeneem vanaf die omskakeling van alifatiese bindings (soos alisikliese ringe) na aromatiese bindings .

IR-spektroskopie is sensitief vir koolstof-suurstofbindings soos kinone, ketone en esters, dus kan die tegniek ook gebruik word om suurstofspesiasie te ondersoek. Daar word gevind dat die suurstofinhoud van kerogeen afneem tydens termiese rypwording (soos ook waargeneem deur elementêre analise), met relatief min waarneembare verandering in suurstofspesiasie. [22] Net so kan swaelspesiasie ondersoek word met X-straalabsorpsie naby randstruktuur (XANES) -spektroskopie, wat sensitief is vir swaelbevattende funksionele groepe soos sulfiede, tiofene en sulfoksiede. Swaelinhoud in kerogeen neem gewoonlik af met termiese rypwording, en swaelspesiasie bevat 'n mengsel van sulfiede en tiofene teen lae termiese rypwording en word verder verryk in tiofene teen 'n hoë rypwording. [23] [24]

Oor die algemeen kom veranderinge in kerogeen-samestelling met betrekking tot heteroatoomchemie oorwegend voor by lae termiese rypwording (bitumen- en olievensters), terwyl veranderinge ten opsigte van koolstofchemie hoofsaaklik by hoë termiese volwassenhede (olie- en gasvensters) plaasvind.

Die mikrostruktuur van kerogeen ontwikkel ook tydens termiese rypwording, soos afgelei deur die skandering van elektronmikroskopie (SEM) -afbeelding wat die teenwoordigheid van oorvloedige interne porie-netwerke in die rooster van termies volwasse kerogeen toon. [25] Analise deur gassorpsie het getoon dat die interne spesifieke oppervlak van kerogeen met 'n orde van grootte toeneem (

40 tot 400 m 2 / g) tydens termiese rypwording. [26] [27] X-straal- en neutrondiffraksie-studies het die spasie tussen koolstofatome in kerogeen ondersoek en tydens termiese rypwording 'n verkorting van koolstof-koolstof-afstande in kovalent gebinde koolstowwe onthul (wat verband hou met die oorgang van hoofsaaklik alifatiese na hoofsaaklik aromatiese binding ) maar 'n verlenging van koolstof-koolstof-afstande in koolstowwe by groter bindingskeidings (wat verband hou met die vorming van porogeenheid wat deur kerogeen aangebied word). [28] Hierdie evolusie word toegeskryf aan die vorming van porogene wat deur kerogeen aangebied word, terwyl segmente van die kerogeenmolekule tydens termiese rypwording afgebreek word.

Hierdie veranderinge in samestelling en mikrostruktuur het veranderinge in die eienskappe van kerogeen tot gevolg. Die skeletdigtheid van kerogeen neem byvoorbeeld toe van ongeveer 1,1 g / ml by lae termiese volwassenheid tot 1,7 g / ml by hoë termiese volwassenheid. [29] [30] [31] Hierdie evolusie stem ooreen met die verandering in koolstofspesiasie van oorwegend alifaties (soortgelyk aan was, digtheid & lt 1 g / ml) na oorwegend aromaties (soortgelyk aan grafiet, digtheid & gt 2 g / ml) met toenemende termiese volwassenheid.

Bykomende studies het die ruimtelike heterogeniteit van kerogeen op klein skale ondersoek. Individuele kerogeendeeltjies wat uit verskillende insette voortspruit, word geïdentifiseer en as verskillende macerale toegeken. Hierdie variasie in uitgangsmateriaal kan lei tot variasies in samestelling tussen verskillende kerogeendeeltjies, wat lei tot ruimtelike heterogeniteit in kerogensamestelling op die mikronlengteskaal. Heterogeniteit tussen kerogeendeeltjies kan ook ontstaan ​​as gevolg van plaaslike variasies in katalise van pirolisereaksies as gevolg van die aard van die minerale rondom verskillende deeltjies. Metings wat uitgevoer is met atoomkragmikroskopie, gekoppel aan infrarooi spektroskopie (AFM-IR) en gekorreleer met organiese petrografie, het die evolusie van die chemiese samestelling en meganiese eienskappe van individuele macerale kerogene met termiese rypwording op die nanoskaal geanaliseer. [32] Hierdie resultate dui aan dat alle macerale afneem in suurstofinhoud en toename in aromatisiteit (afname in alifalisiteit) tydens termiese rypwording, maar sommige macerals ondergaan groot veranderinge terwyl ander macerals relatief klein veranderinge ondergaan. Daarbenewens is macerale wat ryker is aan aromatiese koolstof meganies stywer as macerals wat alifatiese koolstof ryker is, soos verwag, omdat hoogs aromatiese vorme van koolstof (soos grafiet) stywer is as hoogs alifatiese vorme van koolstof (soos was).

Labiel kerogeen breek af om hoofsaaklik vloeibare koolwaterstowwe (d.w.s. olie) op te wek, vuurvaste kerogeen breek af om hoofsaaklik gasvormige koolwaterstowwe op te wek, en inerte kerogeen genereer geen koolwaterstowwe nie, maar vorm grafiet.

In organiese petrografie kan die verskillende komponente van kerogeen deur middel van mikroskopiese inspeksie geïdentifiseer word en word dit as macerale geklassifiseer. Hierdie klassifikasie is oorspronklik ontwikkel vir steenkool ('n sedimentêre gesteente wat ryk is aan organiese materiaal van aardse oorsprong), maar word nou toegepas op die studie van ander kerogeenryke sedimentêre neerslae.

Die Van Krevelen-diagram is een metode om kerogeen volgens 'tipes' te klassifiseer, waar kerogene verskillende groepe vorm as die verhoudings tussen waterstof en koolstof en suurstof tot koolstof vergelyk word. [33]

Tipe I: Algal / Sapropelic Edit

Tipe I kerogene word gekenmerk deur hoë aanvanklike waterstof-tot-koolstofverhoudings (H / C) en lae aanvanklike verhoudings tussen suurstof en koolstof (O / C). Hierdie kerogeen is ryk aan lipiede-afgeleide materiaal en is algemeen, maar nie altyd nie, van algorganiese materiaal in lakustriene (varswater) omgewings.Op massabasis lewer gesteentes wat tipe I-kerogeen bevat, die grootste hoeveelheid koolwaterstowwe by pyrolise op. Vanuit die teoretiese siening is skalies wat tipe I-kerogeen bevat, die belowendste neerslae in terme van konvensionele olievertering. [34]

    : koolstofatoomverhouding & gt 1.25: koolstofatoomverhouding & lt 0.15
  • Afgelei hoofsaaklik van lacustrinealgae, neergesit in anoksiese meer sedimente en selde in mariene omgewings
  • Bestaan ​​uit alginiet, amorfe organiese materiaal, sianobakterieë, varswateralge en kleiner hars van die landplant.
  • Gevorm hoofsaaklik uit proteïen- en lipiedvoorgangers
  • Het min sikliese of aromatiese strukture
  • Toon groot neiging om maklik vloeibare koolwaterstowwe (olie) onder verhitting te produseer

Tipe II: Planktoniese wysiging

Tipe II kerogene word gekenmerk deur tussentydse aanvanklike H / C-verhoudings en tussentydse aanvanklike O / C-verhoudings. Tipe II-kerogeen is hoofsaaklik afkomstig van mariene organiese materiale, wat neergelê word in verminderde sedimentêre omgewings. Die swaelinhoud van tipe II-kerogeen is oor die algemeen hoër as in ander kerogeen-tipes, en swael word in aansienlike hoeveelhede aangetref in die gepaardgaande bitumen. Alhoewel pirolise van tipe II-kerogeen minder olie oplewer as tipe I, is die hoeveelheid wat opgelewer word nog steeds voldoende vir tipe II-draende sedimentêre afsettings om petroleumbronne te wees.

  • Waterstof: koolstofatoomverhouding & lt 1.25
  • Suurstof: atoomverhouding koolstof 0,03 - 0,18
  • Afkomstig van mariene plankton en alge
  • Produseer 'n mengsel olie en gas onder verhitting

Tipe II-S: Sulphurous Edit

Soortgelyk aan tipe II, maar met 'n hoë swaelinhoud.

Tipe III: Humic Edit

Tipe III-aardolie word gekenmerk deur lae aanvanklike H / C-verhoudings en hoë aanvanklike O / C-verhoudings. Tipe III-aardolie is afkomstig van aardse plantmateriaal, spesifiek van voorgangersverbindings, insluitend sellulose, lignien ('n nie-koolhidraat polimeer gevorm uit feniel-propaan-eenhede wat die snare sellulose aan mekaar bind) terpenes en fenole. Steenkool is 'n organiese ryk sedimentêre gesteente wat hoofsaaklik uit hierdie kerogeen-tipe bestaan. Op massabasis genereer tipe III-aardolie die laagste olieopbrengs van die belangrikste kerogensoorte.

  • Waterstof: koolstof atoomverhouding & lt 1
  • Suurstof: atoomverhouding koolstof 0,03 - 0,3
  • Het lae waterstofinhoud as gevolg van oorvloedige aromatiese koolstofstrukture
  • Afgelei van aardse (land) plante
  • Is geneig om gas te produseer onder verhitting (onlangse navorsing het getoon dat tipe III-petroleum eintlik olie kan produseer onder uiterste toestande) [35] [aanhaling nodig]

Tipe IV: Inerte / Residuele wysiging

Tipe IV kerogeen bestaan ​​meestal uit inerte organiese materiaal in die vorm van polisikliese aromatiese koolwaterstowwe. Hulle het geen potensiaal om koolwaterstowwe te produseer nie. [36]

Die diagram aan die regterkant toon die organiese koolstofsiklus met die vloei van kerogeen (swart soliede lyne) en die vloei van biosferiese koolstof (groen soliede lyne) wat beide die bevestiging van atmosferiese CO toon2 deur primêre produktiwiteit op land en mariene. Die gesamentlike toevoer van verwerkte kerogeen en biosferiese koolstof in oseaansedimente vorm die totale organiese koolstofbegrafnis wat die endogene kerogeenpoel binnedring. [37] [38]

Koolstofhoudende chondrietmeteoriete bevat kerogeenagtige komponente. [39] Daar word vermoed dat sulke materiaal die aardse planete gevorm het. Kerogenmateriaal is ook opgespoor in interstellêre wolke en stof rondom sterre. [40]

Die Nuuskierigheid Rover het organiese afsettings soortgelyk aan kerogeen in moddersteenmonsters in Gale Crater op Mars opgespoor deur 'n hersiene boortegniek te gebruik. Die aanwesigheid van benseen en propaan dui ook op die moontlike teenwoordigheid van kerogeenagtige materiale, waaruit koolwaterstowwe verkry word. [41] [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] [49]


Verbind 'n ster se chemiese samestelling en planeetvorming

Navorsers van Penn's Department of Physics and Astronomy het 'n nuwe metode ontwikkel om die verband tussen 'n ster se chemiese samestelling en planeetvorming beter te verstaan. Die studie is gelei deur onlangs gegradueerde Jacob Nibauer vir sy senior proefskrif saam met Bhuvnesh Jain en is onder toesig van die voormalige Penn-postdoktor Eric Baxter. Die navorsers het bevind dat die meerderheid sterre in hul datastel soortgelyk aan die son is, ietwat in stryd is met vroeëre werk, wat daarop dui dat baie sterre in die Melkweg hul eie aardagtige planete kan huisves. Hierdie resultate is tydens die 238ste American Astronomical Society-konferensie aangebied en ook in 2008 gepubliseer Die Astrofisiese Tydskrif.

Die mees algemene tegniek vir die vind van eksoplanete, een wat buite die sonnestelsel bestaan, behels die transito-metode wanneer 'n eksoplanet tussen sy ster en die waarnemer beweeg en 'n duik in die helderheid van die ster veroorsaak. Alhoewel die meeste bekende eksoplanete met behulp van hierdie metode ontdek is, is hierdie benadering beperk, want eksoplanete kan slegs opgespoor word as hul baan en die waarnemer perfek in lyn is en kort genoeg wentelperiodes het. Die tweede kragtigste tegniek, die radiale snelheid of Doppler-metode, het ander beperkings in sy vermoë om planete te vind.

Dit laat die vraag ontstaan: As planete nie rondom 'n ster opgespoor kan word nie, kan hulle bestaan ​​afgelei word deur die gasheerster te bestudeer? Die navorsers het bevind dat die antwoord op hierdie vraag 'n gekwalifiseerde ja is, met nuwe metodes wat sterrekundiges help om beter te verstaan ​​hoe die vorming van eksoplanete verband hou met die samestelling van die ster wat hulle wentel.

"Die idee is dat planete en sterre uit dieselfde geboortewolk gebore word, dus u kan 'n scenario voorstel waar 'n rotsagtige planeet op genoeg materiaal vassteek om die laat sterreoppervlak in daardie elemente te verlaat," sê Nibauer. 'Die doel is om te beantwoord of sterre sonder planeet anders lyk as sterre sonder planete, en een manier om dit te doen is om na die vorming van die planeetvorming in die samestelling van die steroppervlak te soek. Gelukkig kan die samestelling van 'n ster, ten minste sy buitenste lae, afgelei word uit sy spektrum, die verspreiding van ligintensiteit oor verskillende frekwensies. '

Om dit te doen, het die navorsers data van die Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE-2) gebruik, met die fokus op 1 500 Melkweg sterrestelsels met chemiese samestellingsdata vir vyf verskillende elemente. Nibauer se nuwe bydrae was om Bayes-statistieke toe te pas om die oorvloed van vyf rotsvormende, of "vuurvaste" elemente te meet en objektiewe populasies sterre te skei op grond van hul chemiese samestellings.

Nibauer se metode stel navorsers in staat om na sterre te kyk met lae sein-tot-ruis-verhoudings, of waar meetagtergrond groter kan wees as die ster se eie sein. "Hierdie raamwerk kombineer metings oor die hele bevolking in plaas van op 'n ster-vir-ster-basis, sodat ons die wêreldwye verspreiding van chemiese oorvloed kan tipeer," sê Nibauer. "Daarom kan ons baie groter populasies sterre insluit in vergelyking met vorige studies."

Die navorsers het bevind dat hul datastel sterre netjies in twee populasies geskei het. Verarmde sterre, wat die meerderheid van die steekproef uitmaak, ontbreek vuurvaste elemente in vergelyking met die nie-uitgeputte populasie. Dit kan daarop dui dat die ontbrekende vuurvaste materiaal in die uitgeputte bevolking in rotsagtige planete opgesluit is. Hierdie resultate stem ooreen met ander kleiner, doelgerigte studies van sterre wat meer akkurate chemiese samestellingsmetings gebruik. Die interpretasie van hierdie resultate verskil egter van vorige studies deurdat die son blyk te wees by 'n populasie wat die meerderheid van die steekproef uitmaak.

"Vorige studies was songerig, dus sterre is soos die son of nie, maar Jake het 'n metodologie ontwikkel om soortgelyke sterre te groepeer sonder om na die son te verwys," sê Jain. "Dit is die eerste keer dat 'n metode wat 'die data laat praat', twee bevolkings vind, en ons kon dan die son in een van die groepe plaas, wat blykbaar die uitgeputte groep was. '

Hierdie studie bied ook 'n belowende weg om individuele sterre te identifiseer wat waarskynlik die kans sal hê om hul eie planete te huisves, sê Nibauer. "Die langtermyndoel is om groot populasies eksoplanete te identifiseer, en enige tegniek wat 'n waarskynlike beperking kan plaas op die vraag of 'n ster waarskynlik 'n planeetgasheer sal wees sonder om op die gewone transito-metode te vertrou, is baie waardevol," sê hy. .

En as die melkwegsterre wat uitgeput is, die norm is, kan dit beteken dat die meerderheid van hierdie sterre deur aardse planete kan wentel, wat die moontlikheid kan open dat sterre wat swaarder elemente "ontbreek", bloot opgesluit kan word in 'n wentelende rotsagtige planeet, al word ander moontlike verbindings met eksoplanete ook ondersoek. "Dit sal opwindend wees as dit deur toekomstige ontledings van groter datastelle bevestig word," sê Jain.

Die volledige lys van mede-outeurs vir Die artikel oor Astrophysical Journal sluit in Jacob Nibauer, Eric J. Baxter en Bhuvnesh Jain van Penn Jennifer L. Van Saders van die Universiteit van Hawaii Rachael L. Beaton van die Princeton Universiteit en Johanna K. Teske van die Earth and Planets Laboratory Carnegie Institution van Washington.

Eric Baxter was voorheen 'n nadoktorale navorser in die Departement Fisika en Sterrekunde in die Skool vir Lettere en Wysbegeerte by die Universiteit van Pennsylvania. Hy is nou professor aan die Universiteit van Hawaii.

Bhuvnesh Jain is die Walter H. en Leonore C. Annenberg professor in die Natuurwetenskappe in die Departement Fisika en Sterrekunde in Penn’s Skool vir Lettere en Wysbegeerte.

Jacob Nibauer is onlangs gegradueerd aan die Penn's College of Arts and Sciences en gaan hierdie naweek aan die Princeton Universiteit 'n nagraadse skool studeer. Hy was die ontvanger van a Penn-toekenning vir voorgraadse navorsingsmentorskap van die Sentrum vir Voorgraadse Navorsingsgenootskap, en sy tesiswerk word bekroon met Penn se 2021 Rose Undergraduate Research Award.

Hierdie navorsing is ondersteun deur NASA en die Universiteit van Pennsylvania deur die Sentrum vir Voorgraadse Navorsing en Genootskappe.


Hoe Mars warm en nat, maar kalksteenvry kon gewees het

Planetêre wetenskaplikes het jare lank gewonder oor 'n skynbare teenstrydigheid op Mars. Oorvloedige bewyse dui op 'n vroeë warm, nat klimaat op die rooi planeet, maar daar is geen teken van die wydverspreide karbonaatgesteentes, soos kalksteen, wat in so 'n klimaat moes gevorm het nie.

Nou, 'n gedetailleerde ontleding in die 21 Desember-uitgawe van Science deur Maria T. Zuber van MIT en Itay Halevy en Daniel P. Schrag van die Harvard-universiteit, bied 'n moontlike antwoord op die raaisel. Benewens die opwarming van die aarde deur 'n kweekhuiseffek wat veroorsaak word deur koolstofdioksied in die atmosfeer, het die vroeë Mars ook die kweekhuisgas swaweldioksied in sy atmosfeer gehad. Dit sou die vorming van karbonate belemmer het, wat die afwesigheid daarvan vandag verklaar het.

Dit verklaar ook die ontdekking deur die tweeling Mars Rovers, Spirit and Opportunity, van swaelryke minerale wat blykbaar in die watermassas in daardie vroeë Mars-omgewing gevorm het. En dit kan ook leidrade gee oor die Aarde se geskiedenis.

Die uitdaging was om die geskiedenis van die planeet te interpreteer, gebaseer op die data wat deur die Mars-rovers versamel is - en veral Opportunity se ontdekking van sulfaatminerale - vanaf net klein fraksies van die oppervlak, sê Zuber, wat hoof is van MIT se Departement van Aarde, Atmosferies. en Planetêre Wetenskappe en die EA Griswold professor in geofisika. "Hoe neem u baie gedetailleerde metings van die chemiese samestelling op een klein plek op Mars," sê sy, "en plaas dit in die konteks van die breë evolusie van die planeet?" Die deurbraak, het sy gesê, was toe sy en haar kollegas besef 'ons het die verkeerde molekule gevolg'.

Na 'n paar jaar van ondersoek na die rol van koolstofdioksied en die koolstofsiklus, het sy gesê, besef hulle "miskien is die sleutel swaeldioksied, nie koolstofdioksied nie."

Dit was Opportunity se ontdekking van die minerale jarosiet, wat slegs in hoogs suur water vorm, wat hulle laat nadink het oor hoe die suur omgewing kon ontstaan. Swael het die antwoord gegee.

Die nuwe ontleding dui daarop dat swael op Mars deur 'n hele siklus deur die atmosfeer gegaan het, waterliggame op die oppervlak en begrawe in die grond en kors, vergelykbaar met die bekende koolstofsiklus op aarde. Gedurende die grootste deel van die Aarde se geskiedenis is koolstofdioksied vrygestel in vulkaniese uitbarstings, wat dan in seewater opgeneem word, waar dit die vorming van kalsiumkarbonaat (kalksteen) bevorder, wat in die oseaan sedimente begrawe word.

In plaas daarvan, stel die navorsers voor, was daar moontlik 'n soortgelyke swaelsiklus op Mars. Baie bewyse dui daarop dat Mars ooit 'n oseaan gehad het wat ongeveer 'n derde van die planeet in sy noordelike halfrond bedek het. Swaeldioksied (SO2) kan maklik in water oplos, dus nadat dit deur die reuse-vulkane van Mars se Tharsis-bult in die atmosfeer uitgespuit is, sou baie daarvan in die water beland het, waar dit die vorming van karbonaatminerale belemmer het, maar gelei het tot die vorming van silikate en sulfiete, soos kalsiumsulfiet.

Hierdie minerale breek relatief vinnig af, dus sal dit vandag nie op die oppervlak van Mars verwag word nie. Maar dit laat ook die vorming van klei toe wat op Mars gevind is en wat by die legkaart gevoeg is, aangesien klei gewoonlik met dieselfde toestande as karbonate gepaard gaan.

Die nuwe prentjie van 'n swaelsiklus help om 'n ander raaisel op te los, naamlik hoe die vroeë Mars warm genoeg kon gewees het om vloeibare water op sy oppervlak te onderhou. 'N Koolstofdioksiedatmosfeer veroorsaak kweekhuisverwarming, maar swaeldioksied is 'n baie kragtiger kweekhuisgas. Slegs 10 dele per miljoen swaweldioksied in die meestal koolstofdioksiedlug sou die hoeveelheid opwarming verdubbel en dit makliker maak vir vloeibare water om stabiel te wees.

Die ontleding kan ons ook iets vertel van die verlede van ons eie planeet. Die vroeë Aarde se omgewing kon baie goed gelyk het aan dié van Mars, maar die meeste spore van daardie era is uitgewis deur die baie dinamiese klimaat en tektoniek van die aarde. "Dit was miskien 'n fase wat die aarde deurgemaak het" in sy vroeë jare, sê Zuber. 'Dit is fassinerend om na te dink of hierdie proses dalk 'n rol gespeel het' in die evolusie van die vroeë aarde.

Die werk is gefinansier deur NASA, 'n Radcliffe-beurs, die George Merck Fund en 'n Harvard-beursgenootskap.

Verhaalbron:

Materiaal verskaf deur Massachusetts Instituut van Tegnologie. Opmerking: inhoud kan volgens styl en lengte geredigeer word.


Ten einde infrarooi waarnemings van stof wat tydens planeetvorming in puinskywe gevorm is, te koppel aan mid-infrarooi spektroskopiese data van planetêre materiale van gedifferensieerde aard- en asteroïdale liggame, het ons absorpsiespektra verkry van 'n verteenwoordigende reeks aardse kors- en mantelmateriaal, en van tipiese Mars meteoriete.

'N Reeks puinskyfspektra wat gekenmerk word deur 'n sterk kenmerk in die 9,0-9,5 μm-reeks (HD23514, HD15407a, HD172555 en HD165014), is vergelykbaar met materiale wat skok-, botsings- of hoë temperatuurgebeurtenisse ondergaan het. Dit is amorfe materiale soos tektiete, SiO2-glas, obsidiaan, en baie geskok shergottites sowel as insluitings van mesosiderites (groep A).

'N Tweede groep (BD + 20307, ​​Beta Pictoris, HD145263, ID8, HD113766, HD69830, P1121 en Eta Corvi) het sterk pyroxeen- en olivienbande in die 9-12 μm-reeks en is baie soortgelyk aan ultramafiese gesteentes (bv. Harzburgiet, duniet ) (groep B).

Dit kan dui op die voorkoms van gedifferensieerde materiale soortgelyk aan dié in ons sonnestelsel in hierdie ander stelsels.

Daar moet egter rekening gehou word met die vermenging van projektiel- en teikenmateriaal sowel as die van kors- en mantelmateriaal in grootskaalse gebeurtenisse soos tref-en-trap en reuse-botsings of selfs grootskaalse planetêre impak. Dit kan die olivien-gedomineerde stof van groep B verklaar.


Kan granaatplanete bewoonbaar wees?

Die jag op eksoplanet het baie interessante dinge oor ons heelal geopenbaar. Benewens die vele gasreuse en & # 8220Super-Jupiters & # 8221 wat deur sending soos Kepler ontdek is, was daar ook die vele eksoplanetkandidate wat in grootte en struktuur vergelykbaar is met die Aarde. Maar alhoewel hierdie liggame aards kan wees (dit wil sê uit minerale en rotsagtige materiaal bestaan), beteken dit nie dat hulle & # 8220Aardagtig & # 8221 is nie.

Watter soort minerale gaan byvoorbeeld in 'n rotsagtige planeet in? En wat kan hierdie spesifieke samestellings beteken vir die geologiese aktiwiteit van die planeet, wat eie is aan die evolusie van die planeet? Volgens 'n nuwe studie wat deur 'n span sterrekundiges en geofisici vervaardig is, hang die samestelling van 'n eksoplanet af van die chemiese samestelling van sy ster en # 8211 wat ernstige gevolge vir die bewoonbaarheid daarvan kan hê.

Die bevindinge van hierdie studie is aangebied tydens die 229ste vergadering van die American Astronomical Society (AAS), wat van 3 Januarie tot 7 Januarie plaasvind. Tydens 'n middagaanbieding & # 8211 getiteld & # 8220Tween a Rock and a Hard Place: Can Garnet Planets Be Habitable? & # 8221 & # 8211 Johanna Teske ('n sterrekundige van die Carnegie Institute of Science) het getoon hoe verskillende soorte sterre kan voortbring baie verskillende soorte planete.

Die Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE), wat spektrografiese inligting oor verre sterre versamel. Krediet: astronomy.as.virginia.edu

Met behulp van die Apache Point Observatory Galactic Evolution Experiment (APOGEE), wat deel uitmaak van die Sloan Digital Sky Survey (SDSS) -teleskoop by Apache Point Observatory, het hulle spektrografiese inligting ondersoek wat verkry is uit 90-sterre stelsels & # 8211 wat ook waargeneem is deur die Kepler Mission . Hierdie stelsels is veral van belang vir jagters van eksoplaneet, want daar is getoon dat dit rotsagtige planete bevat.

Soos Teske in die loop van die aanbieding verduidelik het, kan hierdie inligting wetenskaplikes help om verdere beperkings te plaas op wat dit nodig is vir 'n planeet om bewoonbaar te wees. '[Ons] studie kombineer nuwe waarnemings van sterre met nuwe modelle van planetêre interieurs, & # 8221 het sy gesê. & # 8220 Ons wil die diversiteit van klein, rotsagtige eksoplanet-samestelling en struktuur beter verstaan ​​- hoe waarskynlik is dit dat hulle platektektonika of magnetiese velde het? "

Met veral die fokus op twee sterrestelsels & # 8211 Kepler 102 en Kepler 407 & # 8211 Teske het getoon hoe die samestelling van 'n planeet baie te make het met die samestelling van sy ster. Terwyl Kepler 102 vyf bekende planete het, het Kepler 407 twee verskillende planete en die een gasvormig en die ander aardig. En hoewel Kepler 102 baie ooreenstem met ons son (effens minder helder), het Kepler 407 amper dieselfde massa (maar baie meer silikon).

Om te verstaan ​​watter gevolge hierdie verskille vir planetêre vorming kan hê, het die SDSS-span hom tot 'n span geofisici gewend.Onder leiding van Cayman Unterborn van die Arizona State University, het hierdie span rekenaarmodelle bestuur om te sien watter soorte planete elke stelsel sou hê. Soos Unterborn verduidelik het:

'Ons het die sterre-komposisies wat APOGEE gevind het, geneem en gemodelleer hoe die elemente in ons modelle in planete saamgevat word. Ons het gevind dat die planeet rondom Kepler 407, wat ons 'Janet' genoem het, waarskynlik ryk aan minerale granaat sou wees. Die planeet rondom Kepler 102, wat ons 'Olive' genoem het, is waarskynlik ryk aan olivien, soos die Aarde. '

Kunstenaarsvertolking van binnekomposisies van planete rondom die sterre Kepler 102 en Kepler 407. Krediet: Robin Dienel / Carnegie DTM

Hierdie verskil het 'n groot invloed op die planetêre tektoniek. Ten eerste is granaat baie rigieder as olivien, wat sou beteken dat & # 8220Janet & # 8221 minder sou ervaar in die weg van langtermyn plaattektoniek. Dit sou weer beteken dat prosesse wat glo noodsaaklik is vir die lewe op aarde, soos vulkaniese aktiwiteit, atmosferiese herwinning en minerale-uitruilings tussen die kors en mantel, minder algemeen sou voorkom.

Dit laat bykomende vrae ontstaan ​​oor die bewoonbaarheid van & # 8220Aardagtige & # 8221 planete in ander sterstelsels. Behalwe dat dit klipperig is, sterk magnetiese velde en lewensvatbare atmosfeer het, blyk dit dat eksoplanete ook die regte mengsel van minerale moet hê om die lewe soos ons dit ken, in elk geval, te kan ondersteun. Wat meer is, hierdie soort navorsing help ons ook om te verstaan ​​hoe lewe in die eerste plek op aarde ontstaan ​​het.

As ons daarna uitsien, hoop die navorsingspan om hul studie uit te brei na al die 200 000 sterre wat deur APOGEE ondersoek is om te sien watter aardplanete kan huisves. Dit sal sterrekundiges in staat stel om die minerale samestelling van meer rotsagtige wêrelde te bepaal, en sodoende te help om te bepaal watter rotsagtige eksoplanete & # 8220Aardagtige & # 8221 is, en watter net & # 8220Aardgrootte & # 8221.


Hierdie mineraal kan meer maan- en marsgeheime ontsluit

Die planeet Mars, soos gesien deur 'n mosaïek van NASA Viking Orbiter-beelde.

Waar kom ons vandaan? Waarom bestaan ​​mense? Dit is 'n antwoord wat nie net geskik is vir filosofiese hoofvakke nie, maar ook vir wetenskaplike ondersoekers.

Ons woon op 'n planeet genaamd Aarde. Die aarde is 'n rotsagtige planeet. Gelukkig is daar ander rotsagtige wêrelde naby ons wat ons meer kan vertel oor die geskiedenis van ons planeet. Die gewildste onder wetenskaplikes is die maan en Mars. Een rede is dat hierdie wêrelde albei baie water het, wat dit gewild maak vir toekomstige verkenning. Nog 'n rede is dat die planete verskillende minerale het wat soortgelyk is aan wat ons op aarde vind, soos olivien.

Ruimtetuie by die maan en Mars is bedrewe in die opspoor van olivien vanaf 'n baan, maar wetenskaplikes wil meer doen as om net te sê dat die mineraal daar is. Die chemiese samestelling van olivien is belangrik om uit te vind hoe die gesteentes op die oppervlak gevorm is, veral om die verhoudings van magnesium en yster in olivien te ondersoek.

"Die samestelling vertel ons iets oor die omgewing waarin die minerale gevorm het, veral die temperatuur," het hoofskrywer van 'n nuwe referaat, Christopher Kremer, wat 'n doktorale kandidaat aan die Brown-universiteit is, gesê. '' Hoër temperature tydens die vorming lewer meer op magnesium, terwyl laer temperature meer yster lewer. Die feit dat ons die komposisies kon uithaal, kan ons iets vertel oor hoe die binnekant van hierdie planetêre liggame ontwikkel het sedert hul ontstaan. '

Wetenskaplikes gebruik dikwels 'n metode genaamd spektroskopie om verskillende minerale op 'n rotsagtige oppervlak op te spoor. Dit is omdat daar bekend is dat spesifieke elemente of verbindings verskillende golflengtes van die lig weerkaats of absorbeer. Navorsers benut nou 'n stel golflengtes wat selde deur ruimtetuie gebruik word, tussen vier en agt mikron. Laboratoriumstudies dui daarop dat hierdie golflengtes tot binne 10 persent akkuraatheid kan voorspel hoeveel magnesium of yster in 'n olivienmonster is.


1. Inleiding

Daar word vermoed dat stormstormkrater naby die Noachiaans-Hesperiaanse grens gevorm het met 'n ouderdom van ongeveer 3,7 Gyr, en hoewel die presiese ouderdom van die stormstormsedimente nie seker is nie, dui die kratertelling op 'n antieke era [Thomson et al., 2011]. K-Ar datering deur die rover Curiosity ondersteun hierdie antieke era deur 'n mengsel van detrital en authigeniese komponente dateer in die Cumberland boormonster tot 'n ouderdom van 4,13 ± 0,42 Ga [.Farley et al., 2014 ].

Op die Yellowknife - baai, Gale Crater, is die Mars Wetenskaplaboratorium (MSL) -swerwer Nuuskierigheid het vir die eerste keer op Mars 'n stel modderstene geïdentifiseer en ontleed. Die modderstene teken 'n geskiedenis aan van afsetting in 'n fluvio-lakustriene omgewing, gevolg deur lae temperatuur, in situ diagenese [Grotzinger et al., 2014 McLennan et al., 2014 Vaniman et al., 2014]. Die samestelling en mineralogiese inligting wat in die Gale Krater-sedimente bewaar word, bied 'n unieke geleentheid om die aard van die verandering te bepaal. Ons beoog veral om die mineraalreaksies, water / gesteenteverhoudings, pH en redoks toestande wat verband hou met die klei- en magnetiet-draende samestellings wat deur heMin XRD in die Sheepbed moddersteen geïdentifiseer is, te beperk.Vaniman et al., 2014]. Ons baseer ons model op die sedimentologiese en mineralogiese waarnemings van modderstene en grond waargeneem deur die Rover Curiosity. Die modderstene kom voor in die Yellowknife Bay-omgewing van Gale Crater, ongeveer 450 m van die Bradbury-landingpunt af. Die stratigrafie van die gebied is breedvoerig vanaf 'n wentelbaan en in die roverbeelde bestudeer. Ons gee 'n kort opsomming van onder na bo van die reeks hier, maar vir meer inligting, sien Grotzinger et al. [2014], en verwysings daarin.

1.1 Stratigrafiese oorsig

Die Yellowmesbaai-formasie van 4,5 m is onderverdeel in verskillende dele met die laagste, Sheepbed, wat 'n moddersteen van minstens 1,5 m is, maar die onderste kontak is nie sigbaar nie. Die boonste kontak met die oorkoepelende Gillespie-lid is skerp. Die Sheepbed-lid is 'n moddersteen met 'n algehele basaltchemiese samestelling met

35% X-straal amorfe materiaal [Grotzinger et al., 2014]. Die waargenome magnetiet word as outentieke oorsprong beskou [Grotzinger et al., 2014]. Die eenheid bevat oorvloedige nodules, hol nodules, leemtes, verhoogde rante, en sulfaatgevulde krake (Figuur 1), wat almal verband hou met die laat stadiums van die diagenese [Grotzinger et al., 2014 McLennan et al., 2014]. Chemie- en kamera-ontledings (ChemCam) het ook getoon dat die verhoogde rante 'n Mg-ryke samestelling het (1,2-1,7 keer) relatief tot die omliggende moddersteen [Leveille et al. 2014]. Belangrike tekstuurwaarnemings is dat die verhoogde rante die sedimentêre gelaagdheid dateer en dat die sulfaatare die verhoogde rante dateer. Die opmerklik suiwer Ca-sulfaat-samestelling van die laat are is aanvanklik vasgestel deur ChemCam (lasergeïnduceerde afbreekspektroskopie) en is bevestig deur Alpha Proton X-ray Spectrometer (APXS) [McLennan et al., 2014]. Albei die geboorde monsters - genaamd John Klein en Cumberland - is binne die Sheepbed-lid [Vaniman et al., 2014 ].

Die Sheepbed-moddersteen het 'n skerp kontak met die oorliggende 3 m dikke opeenvolging van die Gillespie- en Glenelg-lede, wat fluviale sedimente bevat [bv. Grotzinger et al., 2014], met 'n laer oorvloed sulfaat-adering as Sheepbed. Die Yellowknife Bay-formasie lê ten grondslag van die Hottah Facies-konglomerate wat in die alluviale fan van die Peace Vallis gevind word [Williams et al., 2013]. Die boonste en jongste sedimente in die gebied is ongekonsolideerde, windverwaaide gronde, wat met die instrumente op die Rocknest-terrein ondersoek is.Bish et al., 2013 Morris et al., 2014 ].

1.2 Resultate en implikasies vir John Klein en Cumberland Drill vir die omgewingstoestande

Twee boormonsters van die moddersteen, op plekke genaamd John_Klein en Cumberland, het tussen die Mars-sonkragdae (sols) 180 en 292 van die missie plaasgevind en die analise van materiaal onder die boonste, rooierige geoksideerde stoflaag gemaak. Die monsters is in die CheMin-instrument geanaliseer deur X-straaldiffraksie [Vaniman et al., 2014] (Tabel 1) en deur pirolise met die monsterontleding by Mars (SAM) gaschromatograaf – massaspektrometer [Ming et al., 2014] om die minerale identiteite en ontwikkelde gassamestellings te verkry. Beide CheMin-ontledings het 'n saponiet in die Sheepbed-moddersteen en geochemiese waarnemings aan die lig gebring [McLennan et al., 2014] stel slegs klein chemiese veranderinge in die sedimentbrongebied voor neerslag voor. Die mineralogiese en sedimentologiese waarnemings dui daarop dat Yellowknife Bay 'n bewoonbare omgewing was met 'n neutrale tot alkaliese pH en relatief lae temperature van diagenese [Grotzinger et al., 2014]. Verder, McLennan et al. [2014] voorgestel aan die hand van hoof-element-onderskeidende diagramme en Chemiese indeks van veranderingskriteria van Nesbitt [2003] dat die Yellowknife Bay-formasie baie min bewyse gehad het van chemiese mobiliteit wat verband hou met die verandering. Hulle kom tot die gevolgtrekking dat hierdie droë, moontlik koue, paleoklimate aangedui is met vinnige erosie en afsetting en lae water / rotsverhoudings tydens diagenese.

Mineraal Portage Grond John Klein Cumberland
Plagioklase 40.8 44.8 41
Fe-forsteriet 22.4 5.7 1.9
Augite 14.6 7.6 9
Duifsteen 13.8 11.3 16
Ortopyrokseen 6.1 9
Magnetiet 2.1 7.6 9
Anhydriet 1.5 5.3
Bassaniet 2.1 1.2
Kwarts 1.4 0.9* 0.2*
Sanidine 1.3* 2.4 3.5
Hematiet 1.1* 1.2* 1.3
Ilmeniet 0.9* 1.2*
Akaganeite 2.3 3
Halite 0.3* 0.3*
Piriet 0.6*
Pirrotiet 2.0 1.9
Amorf 27 28 31
Klei 22 18
  • a Data van Bish et al. [2013] en Vaniman et al. [2014]. Sterretjies beteken by of naby opsporinggrense. Let daarop dat die kristallyne komponente (minus klei en amorf) tot 100% genormaliseer is.

1.3 Rocknest-grond en APXS Rock-ontleding

CheMin- en APXS-ontledings van die Portage-grond is tussen sols 55 en 102 op die Rocknest-lokasie uitgevoer. Dit bied 'n minerale beheer op die landrots in die Gale-kraterstreek [Bish et al., 2013, en verwysings daarin]. Twee van die belangrikste fases wat deur CheMin geïdentifiseer is, was forsteritiese olivien en 'n amorfe komponent tesame met plagioklase, augiet, duiwe en klein minerale, maar geen klei nie [Bish et al., 2013] (sien Tabel 1). Die amorfe komponent word geïnterpreteer as soortgelyk aan 'n amorfe komponent wat in Hawaise basaltgrond voorkom [Bish et al., 2013 ].

Chemies het die APXS-ontledings van ander Gale Crater-gesteentes die teenwoordigheid van 'n reeks samestellings vasgestel. Dit sluit in Fe-ryke basaltafsettings soos blyk uit die in situ-ontledings by Yellowknife Bay en die Portage-grondontleding [Schmidt et al., 2014 McLennan et al., 2014]. 'N Groot verskeidenheid alkalisamestellings is in ander monsters gesien, insluitend 'n K-ryk basiese basiese samestelling wat deur die Jake_Matijevic-monster getoon is [Stolper et al., 2013 Schmidt et al., 2014]. Gesteentemonsters wat binne die Rocknest (sols 55–102) en Bathurst_Inlet (sol 54) lokaliteite voorkom, is waarskynlik basale sedimente met alkaliese inhoud tussen die van Jake_Matijevic- en Portage-grond of die Sheepbed-modderstene [Schmidt et al., 2014 ].

Deur die sedimentologiese beperkings saam met ChemCam en APXS hoofelementontledings van verteenwoordigende basalt- en alkaliese samestellings van die Gale Kratergesteentes en grond, en die CheMin- en SAM-resultate gedurende die eerste 300 sols te gebruik, stel ons 'n ewewigstermochemiese model vir die ondergrondse minerale reaksies op in die Yellowknife Bay sedimente van Gale Crater. Hierdie model beoog die reaksie van 'n poriewater (Gale Portage Water (GPW), sien Metodes) met die omliggende afsakking. In ons model bestudeer ons hoofsaaklik die produksie van klei deur die inhomogene verandering van 'n Rocknest-tipe gasheergesteente, waarbinne olivien en amorf materiaal die oorheersende veranderingsfases is, omdat albei relatief reaktief is in vergelyking met ander fases. Ons kyk ook na ander gasheer-eindlede (sien Metodes). Daar is duidelike bewyse uit aardse analoogomgewings soos veranderde Yslandse basalts en tuffe dat olivien en glasagtige materiaal die mees reaktiewe fases is [bv. Bishop et al., 2002]. Ons gebruik die termochemiese model om 'n begrip te gee van die sekondêre minerale van Gale Crater wat aanvullend is tot die veldwaarnemings wat deur die Nuuskierigheid span. Begin met onveranderde gesteentes en gronde wat in die omgewing voorkom, en streef daarna om 'n realistiese mengsel van oplosbare minerale in die gesteentes en gronde te bereken wat gereageer het om die sekondêre kleidraende samestelling tydens diagenese te vorm. Dit sal ook help om te besluit of sommige van die fases nadelig of outentiek is of 'n mengsel van beide.


Planeet-verslindende ster onthul moontlike kalksteenafval: fossiele seelewe?

In die indruk van hierdie kunstenaar is 'n fragmenterende rotsagtige liggaam ryk aan kalsiumkarbonaat (CaCO3) verloor sy buitenste lae om deur die wit dwergster SDSS J1043 + 0855 te akkretreer wat dit wentel. Beeldkrediete: CfA / Mark A. Garlick. 'N Groep navorsers wat die W. M. Keck-sterrewag gebruik, het 'n planeetagtige liggaam ontdek wat moontlik in kalksteen bedek was en sy oppervlaklae deur sy oorlede gasheer verslind is. Benewens die uitbreiding van 'n betreklik nuwe metode om die chemiese samestelling van planete te bepaal om hul interne struktuur te ondersoek, het die span bevind dat die rotsagtige materiaal wat deur die ster opgeneem word, kan bestaan ​​uit minerale wat tipies geassosieer word met seelewensprosesse hier op aarde. Die span en mdash, bestaande uit Carl Melis van die Universiteit van Kalifornië, San Diego, en Patrick Dufour van die Université de Montréal & mdash, maak hierdie week hul bevindings bekend tydens die 228ste vergadering van die American Astronomical Society.

Gebou op waarnemings in die verlede van die wit dwerg genaamd SDSS J1043 + 0855 (die dooie kern van 'n ster wat oorspronklik 'n paar keer die massa van die son was), wat al amper 'n dekade lank rotsagtige materiaal in sy baan verslind , het die span gebruik gemaak van Keck Observatory & # 8217s HIRES-instrument wat op die 10-meter Keck I-teleskoop aangebring is, asook data van die NASA / ESA Hubble-ruimteteleskoop om die materiaal wat deur die ster aangepas word, te meet en te karakteriseer.

Wat hulle gevind het, is dat die wit dwerg blykbaar die buitenste lae van 'n gedifferensieerde, rotsagtige buitesolêre liggaam (d.w.s. die oppervlak van 'n massiewe, planeetagtige voorwerp) van sy bestaande planeetstelsel versamel.

& # 8220Spektroskopiese waarnemings van die wit dwerg het ons in staat gestel om die oorvloed van die rotsagtige materiaal te meet, aangesien dit in reële tyd deur die atmosfeer van die ster vertoon en gefiltreer word, & # 8221 Melis gesê. & # 8220 Ons kan sien dat die materiaal wat hierdie planeet gevorm het daagliks aangelê en aangevul word. Wat ons sien, is waarvan die rots gemaak is. & # 8221

Dit is miskien die beste instrument wat sterrekundiges het om die chemiese samestelling van planete te bepaal, volgens Luca Rizzi, ondersteuningsterrekundige by Keck Observatory.

& # 8220Ons is al 'n geruime tyd bekend dat die ondersoek van die aangelegde oorblyfsels van rotsagtige planete in die atmosfeer van hul gasheer-wit dwergster inligting oor chemiese samestelling in groot hoeveelhede kan gee, en nou lyk dit of ons selfs op spesifieke lae van 'n geakkreteerde liggaam kan slyp. in sommige toevallige gevalle, het Melis gesê.

Om tot op hede die chemiese samestelling of struktuur van planete buite die sonnestelsel te bepaal, was op sy beste ontwykend. & # 8220Dit is tans 'n groot probleem in eksoplanetologie, & # 8221 Melis gesê. & # 8220Die belangrikste metodes wat die exoplanet identifiseer, kan u nie vertel waaruit 'n planeet bestaan ​​of wat die struktuur daarvan is nie. & # 8221

Terwyl die bevinding wetenskaplikes 'n nuwe invalshoek sal bied om die chemiese samestelling en struktuur van rotsagtige planete te bestudeer, het die moontlikheid dat die lewe moontlik tot die afgeleide mineralogie bygedra het, die span beslis geïnteresseerd. Kunstenaar se indruk van 'n massiewe, planeetagtige liggaam wat verslind word deur die wit dwerg SDSS J1043 + 0855. Die Keck-sterrewag- en Hubble-ruimteteleskoopgegewens (in die inlas) toon kalsium en koolstof, waarvan die teenwoordigheid verklaar kan word met 'n model wat daarop dui dat die oppervlak van die planeet moontlik in kalksteen (kalsiumkarbonaat) bedek is. Hierdie materiaal is van die oppervlak van die massiewe rotsagtige liggaam verwyder, waarskynlik deur grootskaalse botsings, daarna in 'n materiaalskyf gesnipper en deur die wit dwergster (ringvoorwerp gesien in die hemel en planeet) versier. Beeldkrediet: A. Hara / C. Melis / W. M. Keck-sterrewag. Die bevindinge van die navorsers toon dat SDSS J1043 + 0855 die oppervlak van 'n liggaam wat groot verbeterings aan koolstof het, versier. Hierdie funksie & mdash gekombineer met ligte verbeterings van kalsium en suurstof & mdash dui op die moontlikheid dat die materiaal in die vorm van kalsiumkarbonaat (CaCO3), 'n mineraal wat dikwels op uitgedopte mariene organismes hier op aarde geassosieer word. Kalsiumkarbonaat is aantreklik as 'n mineraalbestanddeel van hierdie planeetagtige liggaam, aangesien dit moeilik is om koolstof in rotsagtige voorwerpe (veral die oppervlaktes daarvan) in te bring en mee te lei. Daar word gesê dat die aardse planete in ons sonnestelsel in 'n koolstofwoestyn woon, aangesien hulle so sterk uitgeput is in hierdie element en dat die planeetoppervlakte wat deur hierdie wit dwergster versier word, soveel as honderd keer meer koolstof kan bevat as die oppervlak van die Aarde.

& # 8220Hierdie metode stel ons in staat om werklik 'n kykie te kry waarop vreemdelinge kan staan, & # 8221 Melis gesê. & # 8220 In hierdie spesifieke geval is die teenwoordigheid van sulke hoë vlakke koolstof uniek en moet dit regtig verduidelik word. Ons keuse van kalsiumkarbonaat as 'n potensiële draer van die koolstof bied 'n natuurlike manier om dit op die planeet op te sluit en uiteindelik aan die wit dwergster te lewer, dit stem ooreen met die waarnemings wat hiervoor aangebied word en is natuurlik suggestief. Dit is regtig die verborge subteks. As mense daaraan dink om buitenaardse lewe te vind, dink hulle aan Hollywood-dramatiserings. Maar die eerste bewys van die lewe buite ons sonnestelsel sal waarskynlik in 'n baie subtieler vorm voorkom. Dit is waarskynliker as nie, dit sal kom as 'n genuanseerde handtekening wat miskien nie dadelik herkenbaar is nie. & # 8221

Nie-biologiese prosesse kan ook kalsiumkarbonaat produseer, en dit is dus nie noodwendig 'n rookgeweer nie, selfs al word dit bevestig. & # 8220Daar is baie hoepels om deur te spring voordat ons kan besluit dat die lewe betrokke was by wat ons waarneem, & # 8221 Dufour.

Spesifiek, die afgeleide teenwoordigheid van kalsiumkarbonaat is afkomstig van die ondersoek na die atoomreste van die planeetaanwasgebeurtenis in die atmosfeer van die wit dwergster en mdash nadat die vermeende stof van die planeet se gesloopte oppervlak deur die wit dwerg verteer is. Die volgende stap sal wees om na die stof in minerale toestand te kyk voordat dit in die ster val, om die samestelling daarvan te bevestig en die konsentrasie daarvan te meet.

& # 8220 Toekomstige waarnemings met NASA se James Webb-ruimteteleskoop kan kalsiumkarbonaat bevestig as dit teenwoordig is.As ons tot op daardie punt kan kom, moet u vra: Is daar genoeg om dit met natuurlike prosesse te vervaardig? & # 8221 Melis gesê.

Terwyl die aanwesigheid van kalsiumkarbonaat nog steeds ter sprake is, toon die artikel sterk bewyse dat die geakkrediteerde materiaal byna seker uit die buitenste lae van 'n planeetagtige voorwerp kom, en dat wit dwergsterre belofte bied om in te lig oor die struktuur van planete buite die sonnestelsel.


Kyk die video: Planete en die sonnestelsel Leer al die planete in Afrikaans! (November 2022).