Response of upper atmospheres of terrestrial planets to extreme solar conditions: Implications for atmospheric evolution

Das Ziel des eingereichten Projekts ist eine koordinierte Untersuchung der vielfältigen physikalischen Prozesse, die in den Thermosphären, Ionosphären und Exosphären von Venus, Erde und Mars ablaufen und letztendlich für die thermische bzw. nicht-thermische Flucht atmosphärischer Bestandteile verantwortlich sind. Insbesondere ist die Auswirkung hoher Sonnenaktivität auf diese Prozesse in Hinblick auf die Evolution der Atmosphären von großer Bedeutung, da die Sonnenstrahlung während der Frühzeit des Planetensystems gerade in denjenigen Wellenlängenbereichen stärker war als heute, die für die Energiebilanz der oberen Atmosphäre wesentlich sind. Eine erhöhte Sonnenaktivität bedeutet unter anderem eine erhöhte EUV und Röntgenstrahlung, koronale Massenauswürfe (CMEs) und die damit einhergehenden intensiven Protonen- und Elektronenflüsse sowie verstärkte Aktivität in den Polargebieten. Die Reaktion der Atmosphäre auf diese Einflüsse zeigt sich vor allem in Form von Dichtevariationen, in der Zunahme photochemischer Prozesse und in einer Änderung der Bestandteile der Atmosphäre. Damit verbunden sind Temperaturschwankungen auf Grund von Absorptions- und Emissionsvorgängen im UV, infrarot und optischen Bereich, sowie die Erzeugung neutraler Atome, deren kinetische Energien die thermische Energie der Atmosphäre übertrifft. Das Projekt sieht die Entwicklung bzw. Anwendung geeigneter photochemischer und selbstkonsistenter hydrodynamischer Modelle vor, um sowohl die Variation der Neutralteilchen und der Ionen, als auch das photochemische und thermische Gleichgewicht zu bestimmen. Die geplanten Untersuchungen umfassen unter anderem eine detaillierte Berechnung der verschiedenen Aufheiz- und Kühlvorgänge in der Thermosphäre, die durch unterschiedliche solare EUV Einstrahlung hervorgerufen werden. Die durch photochemische Reaktionen bedingte Produktion energetischer neutraler Teilchen, ihre Bewegung durch die Atmosphäre bzw. Exosphäre sowie ihre Wechselwirkung mit dem Hintergrundgas soll mit Hilfe geeigneter Monte Carlo- und Testteilchenmodelle simuliert werden. Die gewonnenen Ergebnisse werden mit entsprechenden Beobachtungen verglichen, wobei primär Daten des Erdsatelliten CHAMP bzw. Daten der Venus Express und Mars Express Missionen zum Einsatz kommen werden. Damit soll gewährleistet werden, dass die entwickelten Methoden und Modelle geeignet sind, die vorhandenen Messergebnisse zu erklären und somit auch ein probates Mittel darstellen, um Vorgänge im frühen Sonnensystem zu untersuchen. Erst auf diese Weise ist ein fundiertes Verständnis der zeitlichen Entwicklung der Atmosphären und der Wasserhaushalte von Venus, Erde und Mars während der letzen 4.6 Milliarden Jahre möglich.

Im Projekt wurden die Einflüsse auf die obere Atmosphäre erd-ähnlicher Planeten durch hohe EUV-Flüsse, wie sie bei jungen Sternen beobachtet werden studiert. Die gewonnenen Ergebnisse basieren auf Satellitenbeobachtungen, empirischen- und theoretischen Thermosphärenmodellen, Monte Carlo- und Test-Teilchenmodellen weisen darauf hin, dass die Evolution der frühen Erdatmosphäre und Atmosphären erd-ähnlicher Planeten auf denen sich Leben auf deren Oberflächen entwickeln könnte, vom Entstehungsalter, ihrer Größe und Masse, und der Zeitspanne der aktiven EUV-Phase des jungen Sterns abhängen. Um theoretische Modelle validieren zu können wurde ein extremer X17.2 Flare Event, welcher von einem CME-Teilchensturm getrennt analysiert werden konnte auf dessen Effekte bei der oberen Erdatmosphäre untersucht. Es wurden Beschleunigungsänderungen des GRACE- Satelliten studiert und mit empirischen Thermosphärenmodellen MSIS00 und JB08 verglichen. Dabei wurde ein signifikanter Dichteanstieg bei der Satellitenbahn während des Flares beobachtet. Eine Analyse des Flare-Spektrums und ein Vergleich mit Spektren von jungen Sonnen-ähnlichen Sternen ergaben, dass dieser Event die Sonne mit einem Alter von ca. 2.3 Milliarden Jahren repräsentierte und die Exobasentemperatur von 900 K auf etwa 2000 K anstieg. Dabei hat sich die Exobase von ca. 500 Kilometer auf 1000 Kilometer ausgeweitet. Die Ergebnisse stimmen mit theoretischen Modellen überein die nahelegen, dass die obere Atmosphäre bei höheren EUV-Flüssen sich auf tausende Kelvin erwärmt und über die Magnetopause hinaus expandieren kann, sodass kein Schutz der Atmosphäre gegen Erosion durch den Sonnen-wind besteht. Da die Erde ihre Atmosphäre nicht verlor, legen unsere Ergebnisse nahe, dass die frühe Erdatmosphäre eine andere Zusammen-setzung hatte, oder von einer Wasser-stoffhülle welche von einer Protoatmosphäre zurückblieb nach ihrer Entstehung geschützt wurde. Ein Monte Carlo Model zum Studium heißer Atome in den Atmosphären von Venus, Erde und Mars wurde weiterentwickelt und entdeckt dass photochemische Fluchtprozesse vom Mars um eine Größenordnung effektiver sind als Ionenflucht. Kleine Planeten haben auch Probleme in der Phase des aktiven Sterns Ihre Atmosphären zu halten. Es wurde auch eine innovative Idee entwickelt und studiert, wobei man mit Hilfe von UV-Transitbeobachtungen erdähnlicher Exoplaneten durch Weltraumteleskope wie dem WSO-UV und der Anwendung numerischer Modelle zur Modellierung von energiereichen Wasserstoffteilchen und Wolken die Struktur von EUV- Strahlung aufgeheizten expandierenden Atmosphären studieren und somit Aufschlüsse über die gewonnenen Atmosphärenevolutionshypothesen erhalten kann. Solche Beobachtungen würden unser Verständnis bezüglich der hohen Aktivität der jungen Sonne und deren Einflüsse auf die frühen Atmosphären von Venus, Erde und Mars in ein neues Licht rücken.