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Jun 08, 2023

Ein kühles außer Kontrolle geratenes Gewächshaus ohne Oberflächenmagma-Ozean

Nature Band 620, Seiten 287–291 (2023)Diesen Artikel zitieren 1613 Zugriffe 149 Altmetrische Metriken Details Wasserdampfatmosphären mit einem Inhalt, der den Ozeanen der Erde entspricht, resultierend aus Einschlägen1 oder

Nature Band 620, Seiten 287–291 (2023)Diesen Artikel zitieren

1613 Zugriffe

149 Altmetrisch

Details zu den Metriken

Es wurde festgestellt, dass Wasserdampfatmosphären mit einem Gehalt, der dem der Ozeane der Erde entspricht und durch Einschläge1 oder starke Sonneneinstrahlung2,3 entstanden sind, einen Magma-Ozean an der Oberfläche bilden4,5. Dies war jedoch eine Folge der Annahme einer vollständig konvektiven Struktur2,3,4,5,6,7,8,9,10,11. Hier berichten wir unter Verwendung eines konsistenten Klimamodells, dass reine Dampfatmosphären üblicherweise durch Strahlungsschichten geformt werden, wodurch ihre thermische Struktur stark vom Sternspektrum und dem internen Wärmefluss abhängt. Die Oberfläche ist kühler, wenn kein adiabatisches Profil angelegt wird; Das Schmelzen der Erdkruste erfordert eine um ein Vielfaches höhere Sonneneinstrahlung als heute, was während der Hauptreihe der Sonne nicht passieren wird. Die Oberfläche der Venus kann sich verfestigen, bevor die Dampfatmosphäre entweicht, was das Gegenteil zu früheren Arbeiten ist4,5. Um die rötesten Sterne herum (Teff < 3.000 K) können sich Oberflächenmagma-Ozeane unabhängig vom Wassergehalt nicht allein durch Sternantrieb bilden. Diese Erkenntnisse wirken sich auf beobachtbare Signaturen von Dampfatmosphären und Masse-Radius-Beziehungen von Exoplaneten aus und verändern die aktuellen Beschränkungen für den Wassergehalt von TRAPPIST-1-Planeten drastisch. Im Gegensatz zu adiabatischen Strukturen reagieren Strahlungs-Konvektiv-Profile empfindlich auf Trübungen. Daher sind neue Messungen schlecht begrenzter Hochdrucktrübungen, insbesondere weit entfernt von den H2O-Absorptionsbändern, erforderlich, um Modelle von Dampfatmosphären zu verfeinern, die wichtige Phasen in der Entwicklung terrestrischer Planeten darstellen.

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Daten, die mit den atmosphärischen Codes Exo_k und Generic PCM generiert und in dieser Studie verwendet werden, sind unter https://doi.org/10.5281/zenodo.6877001 verfügbar.

Exo_k ist eine Open-Source-Software. Eine vollständige Dokumentation zur Installation und Verwendung finden Sie unter http://perso.astrophy.u-bordeaux.fr/~jleconte/exo_k-doc/index.html. Das in dieser Arbeit verwendete generische PCM (Generic Global Climate Model; früher bekannt als LMDZ.generic) ist v.2528 und kann mit Dokumentation aus dem SVN-Repository unter https://svn.lmd.jussieu.fr/Planeto heruntergeladen werden /trunk/LMDZ.GENERIC/. Weitere Informationen und Dokumentation finden Sie unter http://www-planets.lmd.jussieu.fr.

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Wir danken dem Team des Generic Planetary Climate Model für die Teamarbeit bei der Entwicklung und Verbesserung des Modells. Diese Forschung nutzte das Astrophysics Data System der NASA. FS und JL danken für die Finanzierung durch den Europäischen Forschungsrat im Rahmen des Forschungs- und Innovationsprogramms Horizon 2020 der Europäischen Union (679030/WHIPLASH) und durch den französischen Staat durch CNES, Program National de Planétologie und ANR (ANR-20-CE49-0009: SOUND). ) und im Rahmen des Investments for the Future-Programms IdEx, Université de Bordeaux/RRI ORIGINS. FS und MT bedanken sich für die Unterstützung von BELSPO BRAIN (B2/212/PI/PORTAL). MT dankt für die Unterstützung durch das Tremplin 2022-Programm der Fakultät für Naturwissenschaften und Technik der Sorbonne-Universität und die Nutzung der Hochleistungsrechenressourcen des Centre Informatique National de l'Enseignement Superieur (A0080110391) des Grand Equipement National de Calcul Intensif war für die Berechnung der in dieser Arbeit vorgestellten dreidimensionalen GCM-Simulationen von wesentlicher Bedeutung. GC und É.B. danken dem Schweizerischen Nationalfonds für die Unterstützung (200021_197176). Ihre Arbeit wurde im Rahmen des vom Schweizerischen Nationalfonds unterstützten NFS PlanetS (51NF40_182901 und 51NF40_205606) durchgeführt.

Astrophysikalisches Labor Bordeaux, Universität Bordeaux, CNRS, Pessac, Frankreich

Franck Selsis, Jérémy Leconte und Martin Turbet

Dynamic Meteorology Laboratory/IPSL, CNRS, Universität Sorbonne, École Normale Supérieure, PSL Research University, École Polytechnique, Paris, Frankreich

Martin Turbet

Astronomisches Observatorium der Universität Genf, Versoix, Schweiz

Guillaume Chaverot und Émeline Bolmont

Zentrum für Leben im Universum, Fakultät für Naturwissenschaften, Universität Genf, Genf, Schweiz

Émeline Bolmont

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FS und JL legten den Grundstein für die Studie. FS schrieb den größten Teil der Arbeit, führte die eindimensionalen Läufe durch und erstellte die Abbildungen unter Anleitung von JL, MT, GC und É.B., und JL entwickelte den Code Exo_k, der die Studie ermöglichte, und schrieb einen wesentlichen Teil des Textes , einschließlich der Exo_k-Beschreibung und des Handbuchs. MT führte die 3D-Simulationen durch, die für die Validierung der 1D-Profile von Exo_k wichtig waren und auf strahlende tiefe Atmosphären hinwiesen. JL, MT und GC arbeiteten an den spektroskopischen Daten und formatierten sie für die Studie. Alle Autoren haben zur Reaktion auf die Rezensenten und Überarbeitungen des Artikels beigetragen.

Korrespondenz mit Franck Selsis.

Die Autoren geben an, dass keine Interessenkonflikte bestehen.

Nature dankt Kevin Zahnle, Raymond Pierrehumbert, Robin Wordsworth und den anderen, anonymen Gutachtern für ihren Beitrag zum Peer-Review dieser Arbeit. Peer-Reviewer-Berichte sind verfügbar.

Anmerkung des Herausgebers Springer Nature bleibt hinsichtlich der Zuständigkeitsansprüche in veröffentlichten Karten und institutionellen Zugehörigkeiten neutral.

Die Dampfatmosphäre wird hier mit einem Sonnenfluss von 445,7 Wm−2 (Seff = 1,3), keinem inneren Wärmefluss, einer Schwerkraft von 1 g und einem Oberflächendruck von 270 bar (1 verdampfter Erdozean) modelliert. Panel a: Nettoflüsse, berechnet für ein „konvektives“ PT-Profil, das als Ausgangsstruktur in den Panels c und d verwendet wird. Panel b: Nettoflüsse im Gleichgewicht. Blaue (bzw. rote) Bereiche zeigen einen nach unten (bzw. nach oben) gerichteten Nettostrahlungsfluss an. Konvektion, die Energie nach oben transportiert, kann nur einen nach unten gerichteten Strahlungsfluss ausgleichen. Rote Bereiche weisen daher auf eine Abweichung vom thermischen Gleichgewicht hin. Panel c) Entwicklung vom anfänglichen gestrichelten „konvektiven“ Profil zum konvergenten Zustand, berechnet mit dem Evolutionspaket Exo_k suite22. Es dauert mehr als 40.000 Jahre, um den konvergierten Zustand zu erreichen, und mehr als 280 Millionen Schritte und 40 Stunden CPU-Zeit. Panel d) Evolution berechnet mit einem Beschleunigungsmodus (siehe Methoden) von Exo_k, in 165.000 Schritten und weniger als 1 Minute CPU-Zeit. Im Beschleunigungsmodus entsprechen Iterationen und Zwischenprofile nicht den physikalischen Zeiten und Strukturen.

Gestrichelte Linien zeigen trockene Konvektion an. Adiabatische Profile, die das Strahlungsgleichgewicht der oberen Atmosphäre für die minimalen und maximalen Flüsse erfüllen, sind in Grau dargestellt.

Panel a, b und c) Wärmeprofile, die mit Exo_k (durchgezogene blaue Linien) und dem 3D Generic PCM (gestrichelte rote Linien) für TRAPPIST-1, Proxima und einen M3-Stern erhalten wurden. Für das generische PCM wird der räumliche und zeitliche Durchschnitt sowie die Variationsbreite (roter Bereich) angezeigt. Panel d) Stellare Erwärmungsraten mit Exo_k (durchgezogene Linien) und mit dem generischen PCM (gestrichelte Linien). Die 10-bar-Atmosphäre besteht zu 95 % aus H2O und zu 5 % aus N2 und die Installation beträgt in allen Fällen 500 Wm−2 (Seff = 1,42). Die in beiden Modellen verwendeten Opazitäten sind gleich, Unterschiede ergeben sich aus der Zirkulation und den Strahlungseffekten der Wolken.

Die schwarzen Kurven sind die nominalen PT-Profile, die mit einem cp erhalten wurden, der durch Iterationen auf seinen Wert bei der mittleren Temperatur in den trockenen Konvektionsschichten eingestellt wurde. Um die Empfindlichkeit gegenüber dem cp-Wert zu zeigen, haben wir die niedrigsten und höchsten Temperaturen (Tmin und Tmax) verwendet, die in diesen trockenen Konvektionsschichten gefunden wurden, und das blaue Profil mit cp(Tmin) und das rote Profil mit cp(Tmax) berechnet.

Mit den Versionen 3.5 und 4.0.1 des MT_CKD-Kontinuums werden Profile für ein Sonnenspektrum und drei verschiedene Sonneneinstrahlungen berechnet.

a) Profile für die Schwerkraft und Sonneneinstrahlung der Venus vor 4,5 Jahren. b) Profile für eine Erdgravitation mit einem ISR von 378 Wm−2 und T-1-Spektrum. Bei ϕint = 0 ergibt sich in beiden Fällen eine OTR von 378 Wm−2. Gestrichelte Linien zeigen konvektive Schichten. Punkte markieren die Oberfläche jedes einzelnen Profils.

Springer Nature oder sein Lizenzgeber (z. B. eine Gesellschaft oder ein anderer Partner) besitzen die ausschließlichen Rechte an diesem Artikel im Rahmen einer Veröffentlichungsvereinbarung mit dem Autor bzw. den Autoren oder anderen Rechteinhabern. Die Selbstarchivierung der akzeptierten Manuskriptversion dieses Artikels durch den Autor unterliegt ausschließlich den Bedingungen dieser Veröffentlichungsvereinbarung und geltendem Recht.

Nachdrucke und Genehmigungen

Selsis, F., Leconte, J., Turbet, M. et al. Ein kühles außer Kontrolle geratenes Gewächshaus ohne Oberflächenmagma-Ozean. Natur 620, 287–291 (2023). https://doi.org/10.1038/s41586-023-06258-3

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Eingegangen: 14. Juli 2022

Angenommen: 24. Mai 2023

Veröffentlicht: 09. August 2023

Ausgabedatum: 10. August 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41586-023-06258-3

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