Astronomie

Ist es wahrscheinlich, dass intergalaktische Sterne ihre Planeten noch behalten?

Ist es wahrscheinlich, dass intergalaktische Sterne ihre Planeten noch behalten?


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Angesichts der Tatsache, dass wir Hunderte von intergalaktischen Sternen (IGs) entdeckt haben und die meisten Sterne Planeten haben, was wissen wir über die Wahrscheinlichkeit, dass IGs ihre Planeten behalten, nachdem sie aus ihrer Galaxie ausgestoßen wurden?

Wie stehen in diesem Zusammenhang die Chancen, dass Schurkenplaneten auch intergalaktisch sind? Wenn ein Planet im intergalaktischen Raum schwebt, ist es wahrscheinlicher, dass er einen Stern umkreist oder allein?


Während Nahbegegnungen mit supermassereichen Schwarzen Löchern schlecht für die Stabilität von Sonnensystemen sind [Zitat erforderlich?], werden viele intergalaktische Sterne ohne eine Nahbegegnung intergalaktisch. Sie sind Teil von Strömen und Gezeitenschweifen, die entstehen, wenn Galaxien oder Kugelsternhaufen von einer anderen Galaxie durch die Gezeiten gestört werden.

Obwohl Begegnungen mit Schwarzen Löchern normalerweise störend sind, deuten Simulationen darauf hin, dass einige Planeten um den Stern herum verbleiben könnten. Dies ist am wahrscheinlichsten für Planeten in unmittelbarer Nähe des Sterns, wie zum Beispiel heiße Jupiter.


Ethan fragen: Können Sterne aus der Galaxie entkommen, wenn Planeten intakt sind?

„Die Elemente in einem Stern zu kartieren ist wie seine DNA zu lesen. Wir verwenden diese DNA-Messungen, um die Geschichte der Milchstraße anhand der Sterne zu entschlüsseln, die wir heute beobachten können.“ -Steven Majewski

Obwohl die Sterne in unserer Galaxie Milliarden von Jahren leben werden, kann es hin und wieder zu einer Katastrophe kommen, die einen aus seiner stabilen Umlaufbahn um unsere Galaxie reißt. Wäre es möglich, dass man nicht nur beunruhigt, sondern ganz ausgestoßen wird? Und wenn ja, gibt es eine Chance, dass Sie noch an Ihren Planeten hängen könnten, was vielleicht zu einer bewohnbaren, intergalaktischen Welt führt, in der Ihre „Sonne“ (und vielleicht einige andere Planeten) das einzige helle Licht ist, das Sie sehen werden? Andy Brewer möchte für Ask Ethan diese Woche wissen:

Kann ein Stern der Anziehungskraft seiner Galaxie entkommen? Wenn ja, könnte es dies mit umkreisenden Planeten tun? Wenn ja, wenn Sie auf einem Planeten wären und in den Nachthimmel blicken, würden Sie dann Konstellationen aus Galaxien sehen?

Wenn Sie zum ersten Mal zu den Sternen unseres Nachthimmels aufblicken, mag es überraschen, dass sich jeder einzelne in unserer eigenen Milchstraße befindet. Darüber hinaus befindet sich die überwältigende Mehrheit derer, die wir sehen können, innerhalb weniger hundert Lichtjahre von der Erde entfernt: Erdnüsse im galaktischen Maßstab. Sie kreisen wie unsere Sonne mit etwa 220 km/s um das Zentrum unserer Galaxie, wobei die meisten von ihnen zusätzlich noch Bewegungen von ±20 km/s aufweisen, weshalb sich die relativen Positionen der Sterne mit der Zeit ändern. Praktisch jeder ist auch nicht nur ein einziger feuriger Ball aus Fusion und Licht, sondern hat wahrscheinlich sein eigenes Sonnensystem, komplett mit Planeten und manchmal auch anderen Sternen. Meistens bewegen sich diese Sterne einfach in einer schönen, stabilen Umlaufbahn durch die Galaxie, dank der Tatsache, dass die Gravitation der Milchstraße ziemlich vorhersehbar ist und andere Sterne, die sich in ihrer Nähe bewegen, relativ selten vorkommen.

Aber Sterne leben lange, und obwohl die Entfernungen zwischen ihnen sehr groß sind, kommt es mit einiger Regelmäßigkeit zu nahen Annäherungen. Während Geschwindigkeiten von

220 km/s reichen aus, um uns auf einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn um das galaktische Zentrum zu halten, weitere wenige hundert km/s sollten ausreichen, um uns ganz aus der Galaxie herauszuholen. Basierend auf Daten der RADial Velocity Experiment (RAVE)-Durchmusterung, bei der Daten von fast 100 Hochgeschwindigkeitssternen gesammelt und analysiert wurden, konnten wir feststellen, dass die Gesamtmasse der Milchstraße etwa 1,6 Billionen Sonnenmassen beträgt, also die Flucht Geschwindigkeit in unserer Entfernung liegt irgendwo zwischen 500-550 km/s. Ein weiterer Schub von 300 km/s in die richtige Richtung oder so, und der intergalaktische Raum wird unser Ziel.

Enge Gravitationswechselwirkungen zwischen Sternen sind auch nicht so unglaublich selten. Etwa alle Millionen Jahre kommt ein Stern in die Nähe der Oortschen Wolke der Sonne, und wahrscheinlich ungefähr fünfmal in unserer Geschichte hatten wir einen Stern in der Entfernung des Kuipergürtels. Es gibt sogar einige Sterne in unserer Galaxie, die sich so schnell bewegen, dass wir wissen, dass sie kürzlich einen Gravitations-„Boost“ von einer bestimmten Masse (oder Massenkonzentration) erhalten haben, wie Mira, was durch einen „Schwanz“ belegt wird, der übrig bleibt, während sie sich durch den interstellaren Raum bewegen .

Mira, die sich mit „nur“ 63 km/s mehr bewegt, wird unsere Galaxie so schnell nicht verlassen, aber es gibt eine wichtige Tatsache: Mira hat einen Weißen Zwerg als Begleiter, was bedeutet, dass große Gravitations-„Kicks“ oft nicht t genug, um eine Solaranlage zu lösen! Wir können jedoch nach dem schnellsten Stern der Milchstraße – US 708 – suchen, um einen zu finden, der werden Flucht. Bei einer Geschwindigkeit von 1200 km/s hat es möglicherweise seinen Kick von einer Supernova (vielleicht sogar einer seltenen „Doppeldetonations“-Supernova) bekommen und verlässt die Milchstraße.

Es sollte eine beträchtliche Anzahl von Sternen im intergalaktischen Raum geben, da das Universum mehr als zehn Milliarden Jahre Zeit hatte, um Sterne aus seinen Galaxien auszuwerfen. Darüber hinaus sind Regionen, in denen sich Sterne bilden – offene und Kugelsternhaufen – unglaublich dicht, mit einer großen Anzahl von Sternen in sehr kleinen Volumina, was viele Möglichkeiten für den Gravitationsschleudereffekt bietet. Es entsteht ein Effekt, der so gut untersucht und so gut simuliert ist, dass wir einen speziellen Namen dafür haben: heftige Entspannung. Wenn viele Massen unterschiedlicher Größe miteinander verbunden sind, neigen die leichtesten dazu, mit halsbrecherischer Geschwindigkeit herausgeschleudert zu werden, während die verbleibenden Massen fester gebunden werden. Dies erklärt, warum einige der ältesten Kugelsternhaufen so stark auf ihre Kerne konzentriert sind.

Während eine Interaktion zu nahe an einem Planeten stattfindet könnten werfen Sie das auch aus, Simulationen zeigen, dass dies eine Seltenheit ist und dass die meisten Planeten intakt bleiben sollten. Während es wahrscheinlich weniger als eine Million Sterne gibt, die bisher aus unserer Milchstraße ausgestoßen wurden, ist unser Universum noch ziemlich jung. Bis viele Billiarden von Jahren vergangen sind, wird diese Zahl auf ansteigen die meisten Sterne, die jemals in der Milchstraße existierten, werden rausgeschmissen, einschließlich (wahrscheinlich) allem, was von unserer Sonne übrig ist. Die ersten intergalaktischen Sterne wurden 1997 im Virgo Cluster entdeckt und beweisen, dass dies ein Phänomen ist, das schon lange im Spiel ist.

Entweder durch Gravitations- oder Supernova-getriebene Kicks werden Sterne ständig aus Galaxien geworfen. Wenn sie dies tun, landen sie im intergalaktischen Raum, mit Nachthimmeln, die nur mit fernen Galaxien übersät sind, die Ihnen jederzeit einen Ausblick geben könnten, wie ein Standbild aus dem wunderbaren Sloan Digital Sky Survey (SDSS)-Film: Ein Flug Durch das Universum.

Was Sie sehen würden, würde nicht wie Konstellationen aussehen, sondern würde eher die großräumige Struktur des Universums nachzeichnen. Und vielleicht würden Sie sich fragen, warum, wenn Sie es nicht besser wüssten? Ihre Die Sonne war das einzige sternenähnliche Ding am Nachthimmel, und Sie hatten so viel Pech, dass Sie nur diese entfernten Flecken sehen würden. Bestehen sie aus Milliarden von Sternen wie Ihrem, während Sie einfach unglaubliches Pech hatten, so allein zu sein? Oder wären Sie der Glückliche, einen Blick auf das gesamte Universum zu haben, ohne dass Ihnen eine Galaxie im Weg steht? Es hängt alles von Ihrer Perspektive ab!


Überwiegen Planeten die Sterne?

Von: J. Kelly Beatty 19. Mai 2011 11

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Fragen Sie einen Astronomen, wie viele Sterne die Milchstraße bevölkern, und die übliche Antwort lautet 200 bis 400 Milliarden. Es ist nicht so, dass alle diese Sonnen tatsächlich gezählt wurden, sondern eine statistische Schätzung basierend auf der Volkszählung in unserer unmittelbaren interstellaren Umgebung.

Künstlerische Darstellung eines abtrünnigen Planeten, der allein durch den interstellaren Raum treibt und nur von Sternenlicht beleuchtet wird.

eine neue Studie, veröffentlicht in der heutigen Ausgabe von Natur, schlägt vor, dass eine vollständige Zählung von "großen Körpern", die in unserer Galaxie freischweben, tatsächlich fast eine Billion betragen könnte - weil die Jupiter-Masse-"Planeten" im interstellaren Raum die Sterne selbst zahlenmäßig weit übertreffen könnten.

Der Beweis für diese plötzliche Flut von Objekten mit Planetenmasse stammt aus einer engagierten Suche durch zwei Beobachterteams: die Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) Collaboration und die Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) Collaboration.

In den Jahren 2006-07 verwendeten die Teams von MOA und OGLE Teleskope in Neuseeland bzw. Chile, um die Helligkeit von 50 Millionen Sternen zu überwachen, die sich in dem riesigen stellaren Bulge rund um das Zentrum der Milchstraße befinden. Unter der Leitung von Takahiro Sumi (Universität Osaka) nutzten Beobachter diese Einrichtungen, um die Helligkeit jedes Sterns mindestens einmal pro Stunde aufzuzeichnen. Nach dem Zusammenfassen all dieser Daten stellten die Teams fest, dass 474 Sterne kurzzeitig heller geworden waren, wie dies anzeigte Gravitationslinsen ihres Lichts durch unsichtbare Vordergrundobjekte, die fast vor ihnen vorbeiziehen. Während dieser zufälligen Syzygien wird das Licht des Hintergrundsterns durch die Schwerkraft des Vordergrundobjekts gebeugt und konzentriert – ein Ereignis, das als bekannt ist Mikrolinsen.

Links: Die Schwerkraft eines Vordergrundsterns (orange) kann wie eine Linse wirken, um das Licht eines weiter entfernten Sterns (gelb) zu fokussieren und zu verstärken, was zu einem kurzen Helligkeitsanstieg führt, der von der Erde aus erkennbar ist (unten). Center: Wenn der Vordergrundstern einen massiven Planeten hat, ergibt sich eine Lichtkurve mit zwei Spitzen. Recht: Ein einsamer Planet, der entweder weit von seinem Wirtsstern entfernt ist oder frei schwebt, erzeugt ein kleineres, viel kürzeres Linsenereignis.


Schrumpfende Planeten könnten das Geheimnis der fehlenden Welten des Universums erklären

Die Forscher des Flatiron Institute untersuchten Daten des Weltraumteleskops Kepler und fanden heraus, dass die Schrumpfung der Planeten über Milliarden von Jahren wahrscheinlich ein jahrelanges Rätsel erklärt: Die Knappheit der Planeten verdoppelt etwa die Größe der Erde.

Bei den fehlenden Planeten gab es einen Durchbruch.

Während Planetenjagd-Missionen Tausende von Welten entdeckt haben, die weit entfernte Sterne umkreisen, gibt es eine große Knappheit an Exoplaneten, die zwischen dem 1,5- und dem doppelten Erdradius messen. Das ist der Mittelweg zwischen felsigen Supererden und größeren, gasumhüllten Planeten, die Mini-Neptune genannt werden. Seit der Entdeckung dieser „Radiuslücke“ im Jahr 2017 haben Wissenschaftler herausgefunden, warum es so wenige mittelgroße Himmelskörper gibt.

Der neue Hinweis entstand aus einer neuen Sichtweise auf die Daten. Ein Forscherteam unter der Leitung von Trevor David vom Flatiron Institute untersuchte, ob sich die Radiuslücke mit dem Alter der Planeten ändert. Sie teilten Exoplaneten in zwei Gruppen ein – jung und alt – und bewerteten die Kluft neu. Die am wenigsten verbreiteten Planetenradien der jüngeren Gruppe waren im Durchschnitt kleiner als die am wenigsten verbreiteten der älteren, fanden sie. Während die kleinste Größe für jüngere Planeten etwa das 1,6-fache des Erdradius betrug, beträgt sie im höheren Alter etwa das 1,8-fache des Erdradius.

Die Implikation, so die Forscher, ist, dass einige Mini-Neptuns im Laufe von Milliarden von Jahren drastisch schrumpfen, wenn ihre Atmosphäre entweicht und nur einen festen Kern zurücklässt. Durch den Verlust ihres Gases „springen“ die Mini-Neptuns über die Planetenradiuslücke und werden zu Supererden. Im Laufe der Zeit verschiebt sich die Radiuslücke, da immer größere Mini-Neptune den Sprung machen und sich in immer größere Supererden verwandeln. Mit anderen Worten, die Kluft ist die Kluft zwischen den größten Supererden und den kleinsten Mini-Neptunen, die noch ihre Atmosphären behalten können. Die Forscher berichten über ihre Ergebnisse 14. Mai in Das astronomische Journal.

„Der übergeordnete Punkt ist, dass Planeten nicht die statischen Sphären von Gesteinen und Gas sind, als die wir sie manchmal betrachten“, sagt David, wissenschaftlicher Mitarbeiter am Center for Computational Astrophysics (CCA) des Flatiron Institute in New York City. In einigen zuvor vorgeschlagenen Modellen des Atmosphärenverlusts waren „einige dieser Planeten zu Beginn ihres Lebens zehnmal größer“.

Die Ergebnisse verleihen zwei zuvor vorgeschlagenen Verdächtigen in dem Fall Glaubwürdigkeit: übrig gebliebene Wärme aus der Planetenbildung und intensive Strahlung der Wirtssterne. Beide Phänomene fügen der Atmosphäre eines Planeten Energie hinzu, wodurch Gas in den Weltraum entweicht. „Wahrscheinlich sind beide Effekte wichtig“, sagt David, „aber wir brauchen ausgefeiltere Modelle, um zu sagen, wie viel jeder von ihnen wann“ im Lebenszyklus des Planeten beiträgt.

Zu den Co-Autoren des Papiers gehören die CCA-Forschungsstipendiatin Gabriella Contardo, die CCA-Forschungswissenschaftlerin Ruth Angus, die CCA-Assoziierte Forschungswissenschaftlerin Megan Bedell, der CCA-Assoziierte Forschungswissenschaftler Daniel Foreman-Mackey und der CCA-Gastwissenschaftler Samuel Grunblatt.

Simons-Stiftung

Die neue Studie verwendete Daten, die von der Raumsonde Kepler gesammelt wurden, die das Licht von fernen Sternen maß. Wenn sich ein Exoplanet zwischen einem Stern und der Erde bewegt, wird das beobachtete Licht des Sterns schwächer. Durch die Analyse, wie schnell der Planet seinen Stern umkreist, die Größe des Sterns und das Ausmaß der Verdunkelung, können Astronomen die Größe des Exoplaneten abschätzen. Diese Analysen führten schließlich zur Entdeckung der Radiuslücke.

Wissenschaftler haben zuvor einige potenzielle Mechanismen für die Entstehung der Lücke vorgeschlagen, wobei jeder Prozess über eine andere Zeitskala abläuft. Einige glaubten, dass die Lücke während der Planetenbildung auftritt, wenn einige Planeten ohne genügend Gas in der Nähe entstehen, um ihre Größe aufzublähen. In diesem Szenario würde der Radius des Planeten und damit die Radiuslücke bei der Geburt eingeprägt. Eine andere Hypothese war, dass Kollisionen mit Weltraumgesteinen die dicke Atmosphäre eines Planeten wegsprengen könnten, wodurch kleinere Planeten daran gehindert würden, viel Gas anzusammeln. Dieser Einschlagsmechanismus würde ungefähr 10 Millionen bis 100 Millionen Jahre dauern.

Andere potenzielle Mechanismen benötigen mehr Zeit. Ein Vorschlag ist, dass intensive Röntgen- und ultraviolette Strahlung des Wirtssterns eines Planeten im Laufe der Zeit Gas entzieht. Dieser Prozess, der Photoverdampfung genannt wird, würde für die meisten Planeten weniger als 100 Millionen Jahre dauern, könnte aber für einige Milliarden Jahre dauern. Ein anderer Vorschlag ist, dass Restwärme aus der Bildung eines Planeten der Atmosphäre des Planeten langsam Energie hinzufügt, wodurch über Milliarden von Jahren Gas in den Weltraum entweicht.

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David und seine Kollegen begannen ihre Untersuchung, indem sie sich die Lücke selbst genauer ansahen. Die Größenbestimmung von Sternen und Exoplaneten kann schwierig sein, daher haben sie die Daten bereinigt, um nur Planeten zu berücksichtigen, deren Durchmesser sicher bekannt waren. Diese Datenverarbeitung offenbarte eine leerere Lücke als bisher angenommen.

Anschließend sortierten die Forscher die Planeten danach, ob sie jünger oder älter als 2 Milliarden Jahre waren. (Die Erde zum Vergleich ist 4,5 Milliarden Jahre alt.) Da ein Stern und seine Planeten gleichzeitig entstehen, haben sie das Alter jedes Planeten anhand des Alters seines Sterns bestimmt.

Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass kleinere Mini-Neptuns nicht in der Lage sind, ihr Gas zu behalten. Im Laufe von Milliarden von Jahren wird das Gas entfernt und hinterlässt eine meist feste Supererde. Dieser Prozess dauert bei größeren Mini-Neptunen – die zu den größten Supererden werden – länger, wird aber nicht die gigantischsten Gasplaneten treffen, deren Schwerkraft stark genug ist, um ihre Atmosphären zu halten.

Die Tatsache, dass sich die Radiuslücke über Milliarden von Jahren entwickelt, deutet darauf hin, dass der Schuldige nicht planetarische Kollisionen oder eine inhärente Eigenart der Planetenbildung sind. Restwärme aus dem Inneren der Planeten, die nach und nach die Atmosphäre entzieht, passt gut, sagt David, aber auch intensive Strahlung der Muttersterne könnte dazu beitragen, insbesondere zu Beginn. Der nächste Schritt besteht darin, dass Wissenschaftler besser modellieren, wie sich Planeten entwickeln, um herauszufinden, welche Erklärung eine größere Rolle spielt. Das könnte bedeuten, zusätzliche Komplexitäten wie die Wechselwirkungen zwischen jungen Atmosphären und planetarischen Magnetfeldern oder Magma-Ozeanen zu berücksichtigen.


Das Geben und Nehmen von Mega-Flares von Stars

Die langen Beziehungen zwischen Sternen und den sie umgebenden Planeten – einschließlich der Sonne und der Erde – sind möglicherweise noch komplexer als bisher angenommen. Dies ist eine Schlussfolgerung einer neuen Studie mit Tausenden von Sternen, die das Chandra-Röntgenobservatorium der NASA verwendet.

Durch die Durchführung der größten jemals durchgeführten Untersuchung von Sternentstehungsregionen in Röntgenstrahlen hat ein Forscherteam unter der Leitung von Wissenschaftlern der Penn State dazu beigetragen, den Zusammenhang zwischen sehr starken Flares oder Ausbrüchen von jungen Sternen und deren Auswirkungen auf Planeten aufzuzeigen in der Umlaufbahn.

„Unsere Arbeit sagt uns, wie sich die Sonne vor Milliarden von Jahren verhalten und die junge Erde beeinflusst haben könnte“, sagte Kostantin Getman, Forschungsprofessor für Astronomie und Astrophysik an der Penn State, der die Studie leitete. „In gewisser Weise ist dies unsere ultimative Ursprungsgeschichte: Wie die Erde und das Sonnensystem entstanden sind.“

Die Wissenschaftler untersuchten Chandras Röntgendaten von mehr als 24.000 Sternen in 40 verschiedenen Regionen, in denen Sterne entstehen. Sie erfassten über tausend Sterne, die Flares aussendeten, die weitaus energiereicher waren als die stärkste Flares, die je von modernen Astronomen auf der Sonne beobachtet wurde, das „Solar Carrington Event“ im Jahr 1859. „Super“-Flares sind mindestens hunderttausendmal mehr energetischer als das Carrington Event und „Mega“-Flares bis zu 10 Millionen Mal energischer.

Diese starken Flares, die Chandra in dieser Arbeit beobachtet hat, treten in allen Sternentstehungsregionen und zwischen jungen Sternen aller unterschiedlichen Massen auf, einschließlich sonnenähnlicher. Sie werden auch in allen verschiedenen Stadien der Entwicklung junger Sterne beobachtet, von frühen Stadien, in denen der Stern stark in Staub und Gas eingebettet und von einer großen planetenbildenden Scheibe umgeben ist, bis hin zu späteren Stadien, in denen sich Planeten gebildet hätten und die Scheiben sind weg. Das Alter der Sterne in der Studie wird auf weniger als 5 Millionen Jahre geschätzt, verglichen mit dem Alter der Sonne von 4,5 Milliarden Jahren.

Das Team stellte fest, dass für jeden jungen Stern mehrere Super-Flares pro Woche auftreten, gemittelt über die gesamte Stichprobe, und jedes Jahr etwa zwei Mega-Flares.

„Wir wollen wissen, welche Auswirkungen – gute und schlechte – diese Flares auf das frühe Leben von Planeten haben“, sagte Co-Autor Eric Feigelson, angesehener leitender Wissenschaftler und Professor für Astronomie und Astrophysik und Statistik an der Penn State. „So starke Fackeln können große Auswirkungen haben.“

In den letzten zwei Jahrzehnten haben Wissenschaftler argumentiert, dass diese riesigen Flares dazu beitragen können, Planeten an noch entstehende Sterne zu „geben“, indem sie Gas von den sie umgebenden Materialscheiben wegtreiben. Dies kann die Bildung von Kieselsteinen und anderem kleinen Gesteinsmaterial auslösen, das ein entscheidender Schritt für die Bildung von Planeten ist.

Auf der anderen Seite können diese Flares Planeten „entfernen“, die sich bereits gebildet haben, indem jede Atmosphäre mit starker Strahlung gesprengt wird, was möglicherweise zu ihrer vollständigen Verdampfung und Zerstörung in weniger als 5 Millionen Jahren führt.

Die Forscher führten auch eine detaillierte Modellierung von 55 hellen Super- und Mega-Flares durch und stellten fest, dass die meisten von ihnen lang anhaltenden Flares ähneln, die auf der Sonne zu sehen sind und „koronale Massenauswürfe“ erzeugen, starke Auswürfe geladener Teilchen, die die Atmosphäre des Planeten schädigen können. Das Solar Carrington Event beinhaltete einen solchen Auswurf.

Diese Arbeit ist auch wichtig, um die Fackeln selbst zu verstehen. Das Team fand heraus, dass die Eigenschaften der Flares, wie ihre Helligkeit und Frequenz, für junge Sterne mit und ohne planetenbildende Scheiben gleich sind. Dies impliziert, dass die Flares wahrscheinlich denen auf der Sonne ähneln, wobei die Magnetfeldschleifen beide Fußabdrücke auf der Oberfläche des Sterns haben, anstatt einen an der Scheibe und einen am Stern verankert zu haben.

„Wir haben festgestellt, dass diese riesigen Flares denen auf der Sonne ähnlich sind, aber nur in Bezug auf Energie und Frequenz und die Größe ihrer Magnetschleifen stark vergrößert sind“, sagte Co-Autor Gordon Garmire vom Huntingdon Institute for X-ray Astronomy in Huntingdon, Pennsylvania. „Das Verständnis dieser stellaren Ausbrüche kann uns helfen, die stärksten Flares und koronalen Massenauswürfe von der Sonne zu verstehen.“

Diese Arbeit wurde auf der jüngsten Tagung der American Astronomical Society vorgestellt und in einem Papier beschrieben, das im Astrophysical Journal zur Veröffentlichung angenommen wurde. Das Marshall Space Flight Center der NASA verwaltet das Chandra-Programm. Das Chandra X-ray Center des Smithsonian Astrophysical Observatory kontrolliert die Wissenschaft von Cambridge, Massachusetts, und den Flugbetrieb von Burlington, Massachusetts.


Ultraviolette Strahlung von Sternen mit geringer Masse könnte Planeten unbewohnbar machen

Sterne mit geringer Masse sind derzeit die vielversprechendsten Ziele bei der Suche nach potenziell bewohnbaren Planeten, aber neue Forschungen haben ergeben, dass einige dieser Sterne während ihrer gesamten Lebensdauer erhebliche Mengen an ultravioletter (UV) Strahlung produzieren. Eine solche Strahlung könnte die Entwicklung von Leben auf allen umkreisenden Planeten behindern.

M-Zwerge sind Sterne, die kühler und weniger massereich sind als Sterne wie unsere Sonne und die häufigste Art von Sternen in der Galaxie sind. Daher ist es wichtig, dass wir sie und ihren Einfluss auf ihre Planeten besser verstehen.

Es ist schwierig, terrestrische Planeten in der bewohnbaren Zone – der Region, in der flüssiges Wasser auf der Oberfläche eines Planeten vorkommen kann – zu entdecken, wenn sie an sonnenähnlichen Sternen vorbeiziehen oder diese passieren. Dies liegt zum Teil daran, dass wir nur einen kleinen Lichteinbruch sehen, wenn der Planet den Stern überquert, und zum anderen, weil ihre Umlaufbahnen lang genug sind, dass wir mehrere Jahre warten müssen, um mehrere Transite zu beobachten. Da M-Zwerge jedoch kleiner und kühler sind, befinden sich die Planeten in ihrer bewohnbaren Zone viel näher an ihrem Stern, was zu größeren und häufigeren Lichtabfällen führt, wodurch sie leichter zu erkennen sind.

Dies macht M-Zwerge zu idealen Kandidaten für die Suche nach potenziell bewohnbaren Planeten, was dazu geführt hat, dass terrestrische Planeten in der bewohnbaren Zone um M-Zwerge herum entdeckt wurden, darunter Proxima Centauri, TRAPPIST -1 und Ross 128.

Ultraviolettpegel im Laufe der Zeit

Ein kürzlich im The Astronomical Journal veröffentlichter Artikel der Astrophysiker Adam Schneider und Evgenya Shkolnik von der Arizona State University hat ergeben, dass die heißesten und massereichsten M-Zwerge, die als „früher Typ“ bezeichnet werden, im Laufe ihres Lebens unterschiedliche Mengen an UV-Strahlung emittieren im Vergleich zu den weniger massiven und kühleren M-Zwergen des "Mittel-" und "Spättyps". Das Papier nutzte Beobachtungen der NASA-Raumsonde Galaxy Evolution Explorer (GALEX), um mehrere Populationen von M-Zwergen im ultravioletten Licht zu untersuchen.

M-Zwerge emittieren bekanntlich höhere Mengen potenziell schädlicher UV-Strahlung als Sterne wie unsere Sonne. UV-Strahlung kann die Atmosphäre des Planeten erodieren und sich nachteilig auf die Biologie auswirken. Es kann auch die Häufigkeit von Molekülen in planetaren Atmosphären beeinflussen, einschließlich Kohlendioxid, Sauerstoff und Ozon. Ultraviolettes Licht kann Kohlendioxidmoleküle in ihre atomaren Bestandteile zerlegen, wodurch atomarer Sauerstoff entsteht, der sich dann mit molekularem Sauerstoff zu Ozon verbindet. Ozon ist leichter zu erkennen als Sauerstoff und wird oft als potenzieller Biomarker für das Leben angesehen. Daher kann übermäßige UV-Strahlung, die zu zusätzlichem Ozon führt, zu falsch positiven Ergebnissen führen, wenn wir das zusätzliche Ozon als biologisches Produkt verwechseln. Daher ist das Verständnis der von M-Zwergen emittierten UV-Strahlung für die Beurteilung der Beobachtungen ihrer Atmosphären unerlässlich.

Ziel des Programms „Habitable Zones and M-dwarf Activity across Time“ ( HAZMAT ) ist es, anhand von UV-Beobachtungen zu verstehen, wie sich die Bewohnbarkeit massearmer Sterne im Laufe der Zeit verändert. Mit GALEX beobachteten die Forscher eine große Stichprobe von M-Zwergen mit einem bekannten Alter zwischen zehn Millionen Jahren und fünf Milliarden Jahren.

Ihre Ergebnisse zeigten, dass die masseärmeren Sterne mittleren und späten Typs ein hohes Maß an UV-Aktivität mit nur einer sehr allmählichen Abnahme im Laufe der Zeit beibehalten, im Vergleich zu den frühen M-Zwergen, bei denen die UV-Strahlung schneller abfällt als die Sterne alter.

Die UV-Strahlung ist bei den frühen M-Zwergen sehr unterschiedlich, aber bei den Sternen des späten Typs ist dies nicht zu sehen. Dies könnte auf den Einfluss der Sternrotation zurückzuführen sein. Die Sterne mit der niedrigsten Masse sind vollständig konvektiv, was bedeutet, dass das Sternmaterial in konvektiven Strömen durch den ganzen Stern aufsteigt und abfällt. Sterne höherer Masse werden in verschiedene Zonen aufgeteilt, mit einer Strahlungszone sowie einer Konvektionszone, in der sich die Energie durch Strahlung ausbreitet. Sterne beginnen ihr Leben mit einer schnellen Rotation und drehen sich dann im Laufe der Zeit, wenn sie durch den Sternwind an Schwung verlieren. Der Sternwind funktioniert in vollständig konvektiven Sternen nicht effizient, daher wird erwartet, dass die Sterne des späten Typs viel länger schnell rotieren würden als die Sterne des frühen Typs. Die Rotation steht in direktem Zusammenhang mit der Aktivität, daher könnte dies erklären, warum Sterne mit geringerer Masse länger aktiv sind.

Schädlich für das Leben

Die Ergebnisse deuten darauf hin, dass masseärmere M-Zwerge eine anhaltende UV-Strahlung aufweisen, was die Möglichkeit von Leben auf allen umlaufenden Planeten ausschließen könnte, einschließlich denen um TRAPPIST -1 und Proxima Centauri.

„Wenn die Menge des stellaren UV-Flusses, der auf einem Planeten einfällt, für das Leben auf diesem Planeten schädlich ist, dann könnten frühe M-Zwerge wünschenswertere Orte sein, um nach Immobilien zu suchen“, sagt Schneider. „Aber so einfach ist es wahrscheinlich nicht. Auf den ersten Blick mag es scheinen, dass unsere Arbeit darauf hindeutet, dass Sterne wie TRAPPIST -1 und Proxima Centauri aufgrund der verlängerten UV-Aktivität der Sterne mit der niedrigsten Masse weniger wahrscheinlich bewohnbare Planeten haben, aber der Begriff der Bewohnbarkeit ist extrem kompliziert und Neben dem UV-Fluss müssen noch viele andere Faktoren berücksichtigt werden.“

Jüngste Forschungen eines Teams der Harvard University unter der Leitung von Sukrit Ranjan deuten sogar darauf hin, dass Planeten um Sterne mit geringer Masse möglicherweise nicht genug von der richtigen Art von UV-Strahlung erhalten, die für die präbiotische Chemie erforderlich ist. „Ich denke, es ist noch zu früh, um mit Sicherheit sagen zu können, ob eine verlängerte UV-Aktivität für einen M-Zwerg vom späten Typ ‚gut‘ oder ‚schlecht‘ ist oder nicht“, fügt Schneider hinzu

Die Studie “ HAZMAT . III. The UV Evolution of Mid-to Late-M Stars with GALEX ” wurde in The Astronomical Journal veröffentlicht. Die Arbeit wurde teilweise durch das Habitable Worlds Program der NASA und den Nexus for Exoplanet System Science (NExSS) unterstützt. Das NASA Astrobiology Program stellt Ressourcen für Habitable Worlds und andere Forschungs- und Analyseprogramme innerhalb des NASA Science Mission Directorate (SMD) zur Verfügung, die für die astrobiologische Forschung relevante Vorschläge einholen. NExSS ist ein Forschungskoordinationsnetzwerk der NASA, das teilweise vom NASA Astrobiology Program unterstützt wird. Dieses Programmelement wird von der Planetary Science Division ( PSD ) der NASA und der Astrophysics Division geteilt.

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Planetenfressende Sterne könnten bei der Suche nach anderen „Erden“ helfen

Einige Sonnen verschlingen die Planeten, die sich um sie drehen, und erzeugen einzigartige chemische Signaturen, die Astronomen bei ihrer Planetenjagd helfen könnten.

/>Manche Sonnen sind Weltfresser und verschlingen die felsigen Planeten um sie herum wie so viele M&Ms. Video-Screenshot von Michael Franco/CNET

Obwohl unsere Sonne ein kochender Kessel aus Gas, Metall, Strahlung und nuklearen Reaktionen ist, ist sie immer noch ziemlich zahm. Ein typisches Beispiel: Es hat die Erde noch nicht verschlungen, im Gegensatz zu einigen anderen Sternen in der Galaxie, die dazu neigen, die Planeten um sie herum zu essen.

Trey Mack, ein Doktorand in Astronomie an der Vanderbilt University, hat sich zwei Sterne der G-Klasse (gelb) angesehen, die unserer eigenen Sonne ähnlich sind, und festgestellt, was mit ihnen passiert, wenn sie beginnen, felsige Planeten wie unsere Erde zu fressen. Mack glaubt, dass wir durch die Entschlüsselung der chemischen Zusammensetzung solcher Sterne in die Galaxie hinausblicken und Sonnensysteme mit erdähnlichen Planeten leichter finden können.

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Wenn ein Stern Beweise dafür zeigt, dass er Planeten gefressen hat, "können wir daraus schließen, dass sich ihre Planetensysteme stark von unseren unterscheiden müssen und dass ihnen höchstwahrscheinlich innere Gesteinsplaneten fehlen", sagte Mack in einer Erklärung. "Und wenn wir Sterne finden, denen diese Signaturen fehlen, dann sind sie gute Kandidaten für die Beherbergung von Planetensystemen, die unserem eigenen ähnlich sind."

Obwohl Sonnen wie die bösen Bösewichte in dieser Weltraumoper erscheinen mögen – sie saugen und verdampfen genau die Planeten, die sich um sie drehen – sind die wahren Schuldigen, die die Planeten in ihren Untergang schicken, andere Planeten.

"Stellen Sie sich vor, dass der Stern ursprünglich Gesteinsplaneten wie die Erde gebildet hat. Stellen Sie sich außerdem vor, dass er auch Gasriesenplaneten wie Jupiter gebildet hat", sagte Mack. „Die Gesteinsplaneten bilden sich in der Nähe des Sterns, wo es heiß ist, und die Gasriesen bilden sich im äußeren Teil des Planetensystems, wo es kalt ist. Sobald die Gasriesen jedoch vollständig ausgebildet sind, beginnen sie nach innen zu wandern und , während sie dies tun, beginnt ihre Schwerkraft an den inneren Gesteinsplaneten zu ziehen und zu zerren.

„Mit dem richtigen Maß an Ziehen und Zerren kann ein Gasriese einen Gesteinsplaneten leicht dazu zwingen, in den Stern einzutauchen. Wenn genügend Gesteinsplaneten in den Stern fallen, werden sie ihm eine bestimmte chemische Signatur verleihen, die wir erkennen können.“

Was genau ist das für eine Signatur? Wie beeinflusst eine stetige Ernährung von Planeten die Zusammensetzung eines Sterns?

Um das herauszufinden, untersuchte Mack – zusammen mit Co-Autor Simon Schuler von der University of Tampa und Studienleiter, Vanderbilt Professor für Astronomie Keivan Stassun – die chemische Zusammensetzung eines Doppelsternpaares, bekannt als HD 20781 und HD 20782, mittels Spektroskopie , die die chemische Zusammensetzung der Sterne in Farbbänder übersetzt.

Sie fanden heraus, dass jedes Element erhöhte Mengen an Elementen enthielt, darunter Aluminium, Silizium, Kalzium und Eisen – Elemente, die für die Bildung erdähnlicher Planeten entscheidend sind. Dies führte das Team zu dem Schluss, dass einer der Sterne mindestens 10 erdgroße Planeten aufgenommen hatte, während der andere mindestens 20 davon verschlungen hatte.

/>Die Forscher verwendeten ein Spektrum wie dieses unserer Sonne, um die chemische Zusammensetzung zweier Doppelsterne zu bewerten. N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF

Wenn sich diese Art der chemischen Analyse für andere Sonnensysteme in der Galaxie bestätigt, dann haben die Forscher einen Weg gefunden, wie wir einfach und genau vorhersagen können, um welche Sonnen erdähnliche Planeten kreisen könnten und welche sie alle verschlungen haben oben. Offensichtlich sind Sterne, die chemische Beweise dafür zeigen, dass sie felsige Planeten verschlungen haben, unwahrscheinlich, um nach erdähnlichen Welten zu suchen.

Darüber hinaus glaubt Stasun, dass die Arbeit die Art und Weise, wie Astronomen in den Himmel schauen, um erdähnliche Exoplaneten zu finden, grundlegend verändern könnte. "Diese Arbeit zeigt, dass die Frage, ob und wie Sterne Planeten bilden, eigentlich falsch ist", sagte er. "Die eigentliche Frage scheint zu sein, wie viele der Planeten, die ein Stern erschafft, das Schicksal vermeiden, von ihrem Mutterstern gefressen zu werden?"


Abstrakt

Es wird allgemein angenommen, dass ein Stern und seine protoplanetare Scheibe anfänglich ausgerichtet sind, wobei der Sternäquator parallel zur Scheibenebene verläuft. Wenn Beobachtungen eine Fehlausrichtung zwischen der Sternrotation und der Bahnbewegung eines Planeten aufdecken, ist die übliche Interpretation, dass die anfängliche Ausrichtung durch Gravitationsstörungen gestört wurde, die nach der Planetenentstehung stattfanden. Most of the previously known misalignments involve isolated hot Jupiters, for which planet–planet scattering or secular effects from a wider-orbiting planet are the leading explanations. In theory, star/disk misalignments can result from turbulence during star formation or the gravitational torque of a wide-orbiting companion star, but no definite examples of this scenario are known. An ideal example would combine a coplanar system of multiple planets—ruling out planet–planet scattering or other disruptive postformation events—with a backward-rotating star, a condition that is easier to obtain from a primordial misalignment than from postformation perturbations. There are two previously known examples of a misaligned star in a coplanar multiplanet system, but in neither case has a suitable companion star been identified, nor is the stellar rotation known to be retrograde. Here, we show that the star K2-290 A is tilted by 12 4 ○ ± 6 ○ compared with the orbits of both of its known planets and has a wide-orbiting stellar companion that is capable of having tilted the protoplanetary disk. The system provides the clearest demonstration that stars and protoplanetary disks can become grossly misaligned due to the gravitational torque from a neighboring star.


Habitable exomoons will need to be bigger than Mars

Planet-sized moons orbiting huge gas giants could provide havens for life around other stars, but in order to be habitable these moons would need to be larger and more massive than Mars, according to new research by René Heller and Ralph Pudritz of McMaster University in Canada.

There are 181 currently known moons around planets and dwarf planets in the Solar System (this figure may grow if New Horizons finds more moons around Pluto), but thus far no moon around an exoplanet – a planet orbiting a star other than the Sun – has ever been found. However, astronomers consider it a safe bet that exoplanets will be joined by exomoons and that so far we simply lack the sensitivity to detect them. Just as there are extreme exoplanets several times more massive than Jupiter, astronomers suspect that there could also be moons many times more massive than the moons in our Solar System.

These giant exoplanets are gaseous worlds without a surface and certainly could not bear life as we know it. Their solid moons, however, might potentially be habitable, especially if the planets have migrated inwards towards the habitable zone. This zone is just at the right distance from a star for temperatures to be just right for worlds wrapped in an atmosphere to have liquid water on their surface. In our Solar System Earth resides inside the Sun’s habitable zone, with Venus just beyond the inside edge of the zone and Mars on the outer edge.

In a pair of papers, published respectively in the journals Astronomy and Astrophysics und Das Astrophysikalische Journal, Heller and Pudritz explored what it would take for a moon that has tagged along with its migrating planet to be able to potentially support life.

Chiefly, a moon has to be able to retain its liquid water, and massive moons have two advantages in doing so. One, is that the extra gravity is able to hold onto a water-rich atmosphere better. Two, is that the more massive a moon, the longer it can retain heat in its core to drive an internal dynamo that generates a magnetic field. This heat can be added to by the friction it feels inside from the gravitational tides wielded by its parent gas giant. The magnetic field forms a protective bubble around the moon, called a magnetosphere, deflecting the solar wind and preventing the atmosphere and its water vapour from being stripped away. This is crucial, particularly as in 2013, Heller and Jorge Zuluaga of the University of Antioquia in Colombia discovered that the parent planet’s magnetic field would not extend far enough to protect moons beyond the ice line.

So Heller and Pudritz set about exploring the formation of massive moons, using our own Jupiter and its four Galilean moons as ideal test subjects. They found that, in any moon-forming disc that settles around a growing planet, the point where temperatures drop low enough for water-ice to condense and snow out as solid ice is the crucial factor in controlling the mass of the moons. The reason is that the addition of the ice increases the overall density of the disc beyond the ice line, meaning that more massive moons can form out there. If we look towards Jupiter, its two largest moons – Ganymede and Callisto – both formed beyond the ice line.

Scaling this up to gas giants several times the mass of Jupiter, Heller and Pudritz calculated that it was feasible for ice-rich moons larger than Mars to form beyond the ice line. Then, when gas giants migrate inwards towards their star, the massive icy moons they bring with them warm up, melting the ice – and they would have a lot of ice.

If Ganymede were as close to the Sun as Earth is, its ice would melt, but it would not be massive enough to hold onto its water. Image: NASA/JPL/DLR.

“I’ve been wondering for years now what would happen to those formerly icy moons that take a piggyback ride with their planets to the habitable zone around a Sun-like star,” Heller tells Astronomie jetzt. “I’d assume they would end up as water worlds, but the persistence of the ocean would crucially depend upon the moon’s surface gravity, which determines whether the moon is capable of holding onto a substantial atmosphere.”

So, had Jupiter migrated further into the inner Solar System than it did, and settled there, Ganymede would have warmed up but would have been incapable of holding onto its water because it is not big enough, despite being larger than Mercury. Heller reckons that moons at least two or three times more massive than Mars would be required.

Furthermore, it is likely that habitable exomoons will only be found around Sun-like stars. Red dwarf stars, which are smaller and cooler but far more common in the Universe, tend not to produce particularly massive gas giant planets. Yet there are still plenty of stars like the Sun and many super gas giants that have migrated inwards. So even if we find a planetary system where a marauding world has barged through and kicked out all the smaller terrestrial planets, we should not rule that system out as a place to look for life. With the next generation of telescopes such as the European Extremely Large Telescope and the Thirty Meter Telescope under planning and construction, and new exoplanet missions such as TESS and PLATO soon to be launched, the exomoons might not be able to hide for much longer.


How Planets Form Determines Whether They Retain Elements Essential for Life

Nitrogen-bearing, Earth-like planets can be formed if their feedstock material grows quickly to around moon- and Mars-sized planetary embryos before separating into core-mantle-crust-atmosphere, according to Rice University scientists. If metal-silicate differentiation is faster than the growth of planetary embryo-sized bodies, then solid reservoirs fail to retain much nitrogen and planets growing from such feedstock become extremely nitrogen-poor. Credit: Illustration by Amrita P. Vyas/Rice University

Rice scientists attribute Earth’s nitrogen to rapid growth of moon- to Mars-sized bodies.

The prospects for life on a given planet depend not only on where it forms but also how, according to Rice University scientists.

Planets like Earth that orbit within a solar system’s Goldilocks zone, with conditions supporting liquid water and a rich atmosphere, are more likely to harbor life. As it turns out, how that planet came together also determines whether it captured and retained certain volatile elements and compounds, including nitrogen, carbon, and water, that give rise to life.

In a study published in Nature Geoscience, Rice graduate student and lead author Damanveer Grewal and Professor Rajdeep Dasgupta show the competition between the time it takes for material to accrete into a protoplanet and the time the protoplanet takes to separate into its distinct layers — a metallic core, a shell of silicate mantle and an atmospheric envelope in a process called planetary differentiation — is critical in determining what volatile elements the rocky planet retains.

Rice University geochemists analyzed experimental samples of coexisting metals and silicates to learn how they would chemically interact when placed under pressures and temperatures similar to those experienced by differentiating protoplanets. Using nitrogen as a proxy, they theorize that how a planet comes together has implications for whether it captures and retains volatile elements essential to life. Credit: Tommy LaVergne/Rice University

Using nitrogen as proxy for volatiles, the researchers showed most of the nitrogen escapes into the atmosphere of protoplanets during differentiation. This nitrogen is subsequently lost to space as the protoplanet either cools down or collides with other protoplanets or cosmic bodies during the next stage of its growth.

This process depletes nitrogen in the atmosphere and mantle of rocky planets, but if the metallic core retains enough, it could still be a significant source of nitrogen during the formation of Earth-like planets.

Dasgupta’s high-pressure lab at Rice captured protoplanetary differentiation in action to show the affinity of nitrogen toward metallic cores.

“We simulated high pressure-temperature conditions by subjecting a mixture of nitrogen-bearing metal and silicate powders to nearly 30,000 times the atmospheric pressure and heating them beyond their melting points,” Grewal said. “Small metallic blobs embedded in the silicate glasses of the recovered samples were the respective analogs of protoplanetary cores and mantles.”

Using this experimental data, the researchers modeled the thermodynamic relationships to show how nitrogen distributes between the atmosphere, molten silicate and core.

Rice University graduate student Damanveer Grewal, left, and geochemist Rajdeep Dasgupta discuss their experiments in the lab, where they compress complex mixtures of elements to simulate conditions deep in protoplanets and planets. In a new study, they determined that how a planet comes together has implications for whether it captures and retains the volatile elements, including nitrogen, carbon and water, essential to life. Credit: Tommy LaVergne/Rice University

“We realized that fractionation of nitrogen between all these reservoirs is very sensitive to the size of the body,” Grewal said. “Using this idea, we could calculate how nitrogen would have separated between different reservoirs of protoplanetary bodies through time to finally build a habitable planet like Earth.”

Their theory suggests that feedstock materials for Earth grew quickly to around moon- and Mars-sized planetary embryos before they completed the process of differentiating into the familiar metal-silicate-gas vapor arrangement.

In general, they estimate the embryos formed within 1-2 million years of the beginning of the solar system, far sooner than the time it took for them to completely differentiate. If the rate of differentiation was faster than the rate of accretion for these embryos, the rocky planets forming from them could not have accreted enough nitrogen, and likely other volatiles, critical to developing conditions that support life.

“Our calculations show that forming an Earth-size planet via planetary embryos that grew extremely quickly before undergoing metal-silicate differentiation sets a unique pathway to satisfy Earth’s nitrogen budget,” said Dasgupta, the principal investigator of CLEVER Planets, a NASA-funded collaborative project exploring how life-essential elements might have come together on rocky planets in our solar system or on distant, rocky exoplanets.

“This work shows there’s much greater affinity of nitrogen toward core-forming metallic liquid than previously thought,” he said.

The study follows earlier works, one showing how the impact by a moon-forming body could have given Earth much of its volatile content, and another suggesting that the planet gained more of its nitrogen from local sources in the solar system than once believed.

In the latter study, Grewal said, “We showed that protoplanets growing in both inner and outer regions of the solar system accreted nitrogen, and Earth sourced its nitrogen by accreting protoplanets from both of these regions. However, it was unknown as to how the nitrogen budget of Earth was established.”

“We are making a big claim that will go beyond just the topic of the origin of volatile elements and nitrogen, and will impact a cross-section of the scientific community interested in planet formation and growth,” Dasgupta said.

Reference: “Rates of protoplanetary accretion and differentiation set nitrogen budget of rocky planets” by Damanveer S. Grewal, Rajdeep Dasgupta, Taylor Hough and Alexandra Farnell, 10 May 2021, Nature Geoscience.
DOI: 10.1038/s41561-021-00733-0

Rice undergraduate intern Taylor Hough and research intern Alexandra Farnell, then a student at St. John’s School in Houston and now an undergraduate at Dartmouth College, are co-authors of the study.

NASA grants, including one via the FINESST program, and a Lodieska Stockbridge Vaughn Fellowship at Rice supported the research.


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