Statystyka liczebności pierwiastków w egzoplanetach

Ostatnio spotkałem się z koncepcją planet węglowych - planet, które w przeciwieństwie do Ziemi byłyby tworzone głównie przez węgiel zamiast tlenu, krzemu i magnezu. (Nie liczę żelaza, które w większości jest zamknięte w rdzeniu). Teraz interesuje mnie ogólnie skład chemiczny planet. Znalazłem ciekawe artykuły badające temat wariancji planetarnych kompozycji chemicznych (na przykład tutaj lub tutaj ), ale bardzo trudno jest mi stworzyć ogólny obraz stanu w terenie.

Chciałbym zapytać o te rzeczy:

1. Jakie typowe kompozycje planet lądowych powinny wystąpić? (Wydaje mi się, że będzie wiele korelacji, niektóre grupy pierwiastków występują razem, gdy są związane, na przykład z cyklem CNO lub innym cyklem nuklearnym.)

2. Jak bardzo różni się skład chemiczny planet ziemnych? (Tj. Wszystkie planety ziemskie są w większości do siebie podobne, czy raczej należy się spodziewać, że każdy układ planetarny ma unikalne proporcje pierwiastków?)

$_3$i 17% żelaza, ale zmienia się to przy wyższych masach, gdzie potrzebne są bardziej lotne pierwiastki lub znacząca woda, aby wyjaśnić ich niższe gęstości. Poniższy wykres, zaczerpnięty z tego artykułu, ilustruje dostępne dane i powinien być dość aktualny. Zwróć uwagę, że wszystkie planety o niskiej masie (oraz Ziemia i Wenus) mogą leżeć na tej samej rodzinie modeli.

Nie sądzę, że autorzy twierdzą, że dokładnie z tego są zbudowane wszystkie planety, ale po prostu ilustrują, że obecnie nie wydaje się, aby istniały jakiekolwiek duże odchylenia od takiego składu (na przykład, planety wykonane wyłącznie z żelaza).

Na tym diagramie jest stosunkowo niewiele planet, ponieważ trudno jest uzyskać masy małych planet w tranzycie (wymaga wykrycia przesunięcia dopplerowskiego spowodowanego przyciągnięciem planety na gwiazdę macierzystą).

Oczywiście różne modele dają nieco inne wyniki. Na przykład Wagner i in. (2012) wykorzystali te same dane dla Keplera-10b i CoRoT-7b oraz ich własnych szczegółowych modeli, aby argumentować, że planety te mają żelazny rdzeń, który stanowi około 60% planety - tj. Znacznie więcej niż składa się na Ziemię.

W tej chwili dane dla planet o najniższej masie wskazują obecnie, że różnorodność może być ograniczona. Ale informacje, z którymi pracujemy, wielkość próbki oraz fakt, że określane są tylko masy i promienie, są zbyt rzadkie, aby być pewnym.

Z teoretycznego punktu widzenia istnieje wiele pomysłów. Podstawowa koncepcja powstawania planet typu ziemskiego polega na tym, że formują się one (względnie) blisko gwiazdy macierzystej i mają kompozycje, które odzwierciedlają to, jakie pierwiastki i minerały mogą kondensować z dysku protoplanetarnego w wysokich temperaturach. To z kolei zależy od równowagi elementów obecnych na dysku protoplanetarnym, gdzie na dysku tworzy się planeta, szczegółowej strukturze dysku protoplanetarnego, jak się ochładza i jak migrują planety na dysku. Nie jest zaskoczeniem, że zmieniając niektóre z tych warunków, możliwe jest tworzenie planet o szerokiej gamie kompozycji, które, jak powiedziałem powyżej, wydają się być nieco sprzeczne z dostępnymi dowodami.

Przykłady takich podejść teoretycznych można znaleźć w Moriarty i in. (2014) (o czym wiesz), ale patrz także Carter-Bond i in. (2012)dla przykładów powstawania różnorodności chemicznej. Wydaje się, że stosunek Mg / Si i C / O ma największy wpływ na ostateczny skład powstałych planet. Niski stosunek C / O sprzyja tworzeniu się krzemianów i mniejszej ilości związków przenoszących węgiel; ale jeśli jest więcej węgla niż tlenu, wówczas bardziej korzystne staje się tworzenie węgla i węglika krzemu (myślę, że to właśnie rozumiesz przez „planety węglowe”), ale zależy to również od temperatury w regionie, w którym tworzy się planeta. Dla porównania, współczynnik C / O Słońca wynosi 0,54, a względna ilość węgla na Ziemi jest znacznie niższa (niż na Słońcu), ale stosunek C / O zmierzony w innych gwiazdach może być wyższy.

Być może masz trudności ze znalezieniem ostatecznych odpowiedzi na te pytania. Po tych samych odpowiedziach mam nadzieję, że przyczyni się to jako punkt wyjścia do czegoś bardziej szczegółowego i kompleksowego.

Zasadniczo obfitość pierwiastków wydaje się być ściśle związana z ich masą. W efekcie im cięższy element, tym będzie go mniej. Wynika to z bardzo rosnącej ilości energii potrzebnej do przeprowadzenia procesu syntezy jądrowej w miarę postępów w kierunku cięższych elementów w układzie okresowym.

Mówi się, że pierwiastki cięższe niż Fe (żelazo) wymagają zdarzenia takiego jak eksplozja supernowej (lub środowisko o podobnych temperaturach), które miałoby miejsce, gdy gwiazda wypali się przez paliwo krzemowe i zapadnie się, wytwarzając wystarczającą ilość energii do następnych reakcji stapiania .

Ten film opisuje proces

Bez wchodzenia w kompozycje pierwiastków można prawdopodobnie zacząć od względnej obfitości poszczególnych pierwiastków, aby określić szanse ich istnienia na danej planecie, a stamtąd dostać się do form / składu chemicznego, które utworzyłyby w skorupie i atmosferze planety.

Jest to wykres z wikipedii pokazujący względną liczbę pierwiastków na podstawie pomiarów spektroskopowych (opartych na widmach emisji i absorpcji pierwiastków).

Pokazano również tutaj