Modellierung nichtthermischer Prozesse in der der frühen Sonne ausgesetzten Atmosphäre

Die Beobachtung sonnenähnlicher Sterne unterschiedlichen Alters in verschiedenen Frequenzbereichen hat gezeigt, dass diese Sterne im Röntgen- bis UV-Bereich während ihrer Anfangsphase eine beträchtlich intensivere Strahlung aussenden als die heutige Sonne. Diese extreme Intensität der kurzwelligen Strahlung zusammen mit dem erhöhten Teilchenstrom der frühen Sonne (oder eines ähnlichen Sterns) hat erhebliche Auswirkungen auf die Entwicklung planetarer Atmosphären in unserem Sonnensystem bzw. in extrasolaren Planetensystemen. Besonders der Energiehaushalt, das thermische Verhalten sowie photochemische Prozesse der oberen Atmosphäre sind von diesen extremen Bedingungen betroffen und können zu einer enormen Expansion der Atmosphäre führen. Diese ausgedehnten Atmosphären können weit über die Begrenzung (Magnetopause) eines möglichen inneren Magnetfeldes hinausragen und sind daher stark dem erodierenden Einfluss des Sonnen- bzw. Sternenwinds ausgesetzt. Zusätzlich bilden heiße Teilchen, die durch verschiedene exotherme Prozesse erzeugt werden, eine ausgedehnte Exosphäre und können ebenfalls durch nicht-thermische Vorgänge verloren gehen. Die Produktion dieser heißen Teilchen hängt wesentlich von der EUV Strahlung der Sonne bzw. des Sterns ab und hat Auswirkungen auf das Energiegleichgewicht der Thermosphäre und somit auch auf die Temperatur und Dichte der Exosphäre. Der Einfluss der heißen Teilchen auf die Thermosphäre war vermutlich zu jener frühen Zeit besonders groß, als der EUV-Strahlungsfluss der Sonne bzw. des Sterns noch deutlich stärker war als heute. Daher erscheint die Untersuchung des Einflusses der heißen Teilchen auf die Thermosphäre vor allem in Hinblick auf die Stabilität der Atmosphäre über lange Zeiträume von besonderem Interesse und ist sicherlich von grundlegender Bedeutung für die Frage nach der Bewohnbarkeit von Planetenoberflächen. Ziel des Projekts ist die Klärung dieser Fragen, die durch Entwicklung eines selbstkonsistenten gekoppelten Ionosphären-Thermosphören-Exosphärenmodells ermöglicht werden soll. Dieses Modell wird sowohl den Einfluss der heißen Teilchen als auch eine physikalisch befriedigende Beschreibung der Übergangsregion zwischen der Thermosphäre und der Exosphäre beinhalten. Außerdem werden zahlreiche photochemische Prozesse untersucht, um ihre Bedeutung für die Energiebilanz der frühen Thermosphäre bzw. ihren Einfluss auf hydrodynamische Fluchtprozesse und die adiabatische Kühlung zu bestimmen. Mit Hilfe des Modells kann die Wechselwirkung der oberen Atmosphäre mit jenem extremen Teilchen- bzw. Photonenstrom genauer studiert werden, der kurz nach der Entstehung der Planeten vorgeherrscht hat. Damit sollten wir in der Lage sein, diejenigen physikalischen Prozesse zu ermitteln, die auf lange Sicht für die Entwicklung terrestrischen Atmosphären verantwortlich sind und so schließlich die maßgeblichen Bedingungen herauszufinden, die für die Existenz eines lebensfreundlichen Planeten notwendig sind.

Das FWF-Projekt P24247 hatte zum Ziel, nicht-thermische Verlustprozesse in frühen terrestrischen Atmosphären und deren Einfluss auf die atmosphärische Stabilität und Entwicklung zu untersuchen. Bestimmte chemische Reaktionen in einer Atmosphäre können relativ große Mengen an Energien an atmosphärische Teilchen abgeben. Wenn diese Teilchen große Höhen erreichen, wo gegenseitige Stöße praktisch keine Rolle mehr spielen, können sie noch genug Energie besitzen, um vom Schwerefeld des Planeten zu entweichen. Die wichtigste Reaktion, die solche "heißen" Teilchen in heutigen terrestrischen Atmosphären erzeugt, ist die Umwandlung von O2+ Ionen in zwei Sauerstoffatome. Wir haben verschiedene mögliche chemische Reaktionskanäle in der Marsatmosphäre untersucht und konnten zeigen, dass auch die Dissoziation von CO2+ in CO und O wesentlich zur Atmosphärenflucht beiträgt, was bisher nicht bekannt war. Zusätzlich wurde die Dissoziation von CO in C und O als Hauptquelle für entweichenden Kohlenstoff am Mars identifiziert. Um die Langzeitstabilität der Marsatmosphäre zu untersuchen, müssen sowohl die Atmosphärenprofile zu früheren Zeiten als auch die Evolution der Sonnenstrahlung bekannt sein. Zu diesem Zweck haben wir Simulationsergebnisse benutzt, die die Marsatmosphäre bis 4 Milliarden Jahre in die Vergangenheit repräsentieren. Beobachtungen von unterschiedlich alten sonnenähnlichen Sternen deuten darauf hin, dass die Sonnenstrahlung in der Vergangenheit um einiges höher war als heute. Unsere Studie legt nahe, dass verschiedene Produktionsreaktionen für heißes O und C mit zunehmender Sonnenstrahlung in ihrer Wichtigkeit variieren. Es hat sich gezeigt, dass durch das komplexe Zusammenspiel von variierender Sonnenstrahlung, atmosphärischer Entwicklung, chemischen Reaktionen und Produktionsmechanismen von heißen Teilchen eine einfache Interpolation der heutigen Verlustraten in die Vergangenheit irreführend und nicht zulässig ist. Durch Aufsummieren der Verlustraten über die Zeit haben wir den entsprechenden atmosphärischen CO2-Druck abgeschätzt, den die Marsatmosphäre in ihrer Evolution durch heiße Teilchen verloren hat -- 200 bis 400 mbar könnten demnach während der letzten 4 Milliarden Jahre entwichen sein. Neben internen chemischen Reaktionen wird die Atmosphäre auch von außen durch den stetig auf sie strömenden Sonnenwind beeinflusst. Teilweise werden die geladenen Teilchen des Sonnenwindes in Planetennähe durch verschiedene Prozesse neutralisiert und können somit direkt auf die Atmosphäre treffen. Durch Stöße mit atmosphärischen Teilchen können diese wiederum aus der Atmosphäre fliehen und bilden so einen Beitrag zur Erosion der Atmosphäre. Wir haben diese Prozesse für die frühe Venus simuliert und konnten zeigen, dass diese Art von Verlustprozess der Venusatmosphäre viel weniger wichtig war als die thermische Flucht. Dieses Resultat war durchaus überraschend und im Kontrast zu bisherigen Studien. Diese nicht-themischen Verlustprozesse könnten allerdings für Exoplaneten relevant sein, die starken Sternenwinden ausgesetzt sind.