Eigenschaften der ersten Planeten im Universum?

Laut Mashian & Loeb (2016) (ebenfalls in ArXiv ) besteht eine Möglichkeit darin, dass die Planetenbildung um kohlenstoffverstärkte metallarme (CEMP) Sterne im frühen Universum stattgefunden haben könnte. Das Papier konzentriert sich auf Sterne ohne CEMP, da die metallärmsten CEMP-Sterne meistens in diese Kategorie fallen.

Es wird angenommen, dass sich CEMP-no-Sterne aus Material bilden, das durch Supernova-Auswurf von Sternen der Population III verunreinigt wurde. Die Hauptkornart, die sich in diesen Auswürfen bildet, ist amorpher Kohlenstoff . Aus Abschnitt 2 des Papiers:

Sie passen die SN-Explosionsmodelle an, um die beobachteten Elementhäufigkeiten von CEMP-no-Sternen zu reproduzieren, und stellen fest, dass: (i) für alle untersuchten Vorläufermodelle amorpher Kohlenstoff (AC) die einzige Kornart ist, die sich in signifikanten Mengen bildet; dies ist eine Folge eines umfangreichen Rückfalls, der zu einer ausgeprägten, kohlenstoffdominierten Auswurfzusammensetzung mit vernachlässigbaren Mengen anderer Metalle wie Mg, Si und Al führt, die die Kondensation alternativer Korntypen ermöglichen können; (ii) die in AC-Körner eingeschlossene Kohlenstoffmasse nimmt zu, wenn die Auswurfzusammensetzung durch eine Anfangsmasse von C gekennzeichnet ist, die größer ist als die O-Masse; dies gilt insbesondere für Supernova-Vorläufer ohne Metallizität, die einer geringeren Vermischung unterliegen als ihre Gegenstücke mit solarer Metallizität (Joggerst, Woosley & Heger 2009).

In diesem Fall könnten die frühesten Planeten Kohlenstoffplaneten gewesen sein . Kohlenstoffplaneten mit blanken Graphit-/amorphen Kohlenstoffoberflächen (das Kohlenstoffplanetenäquivalent des Mondes oder Merkur) wären sehr dunkel. Atmosphären würden dieses Erscheinungsbild verändern. Wie das Papier feststellt, wird erwartet, dass Atmosphären heißer Kohlenstoffplaneten Spektren aufweisen, die von Kohlenmonoxid dominiert werden. Kühlere Kohlenstoffplaneten würden wahrscheinlich verschiedene Arten von Kohlenwasserstoffchemie unterstützen, die ihr Aussehen verändern und möglicherweise rötliche Tholins als Ergebnis der Photochemie produzieren würden, je nachdem, was sonst noch in der Nähe ist.

Mashian & Loeb sagen voraus, dass die maximale Entfernung, in der sich Planeten bilden, von der Kohlenstoffhäufigkeit abhängen würde:

Wir finden, dass Kohlenstoffplaneten eisenarme Sterne mit Kohlenstoffhäufigkeiten [C/H] ∼ -0,6, wie HE 2356-0410, bis zu 20 AE von ihrem Wirtsstern entfernt umkreisen können, falls f cond ₌  1 Planeten, die sich um Sterne mit geringerer Kohlenstoffanreicherung bilden, dh HE 0107-5240 mit [C/H] ∼ -1,6, haben voraussichtlich kompaktere Umlaufbahnen mit großen Halbachsen r < 2 AE  . Wenn die Kohlenstoffkondensationseffizienz nur 10 % beträgt, werden die erwarteten Bahnen sogar noch kompakter, mit maximalen großen Halbachsen von ∼5 bzw. 0,5 AE.

Bisher ist dies nur hypothetisch: Wir kennen weder Planeten um CEMP-Sterne noch Kohlenstoffplaneten, aber dies könnte darauf hindeuten, dass es nicht völlig sinnlos ist, nach ihnen zu suchen.

Unser Wissen über Planetenentstehungsprozesse stammt aus theoretischer Arbeit und wird durch Beobachtungen gestützt. Darauf basierend werde ich meine Meinung abgeben.

Am unteren Massenende der Planetenverteilung, angefangen bei Kometen bis hin zu Super-Erden/Mini-Neptunen, benötigt man eine hohe Anzahl an steinbildenden Elementen, um Gesteinswelten zu bauen.
Ohne hohe Staubkonzentrationen in protoplanetaren Scheiben, wie wir sie heute haben, können die Anfangsphasen der Planetenbildung, nämlich Strömungsinstabilität, planetesimale/Kiesel-Akkretion, nicht stattfinden. Kürzlich wurde darüber diskutiert, dass Sterne mit niedrigem Metallgehalt auch erdähnliche Planeten bilden können. Aber es muss eine untere Grenze geben, denn ganz ohne schwere Elemente kann es keine rockigen Welten geben.
Auch haben wir noch keine Sterne der Population III identifiziert, um ihre Planetenpopulationen zu untersuchen. Dies wäre auch schwierig, da Pop-III-Sterne im galaktischen Zentrum herumschweben würden, was für unsere Planetenfindungsmethoden ziemlich weit entfernt ist.

Auch die klassische Kernakkretion , die indirekt Gasriesen bilden würde, hätte ohne einen felsigen Kern von vornherein Schwierigkeiten, zu funktionieren. Protoplanetare Scheiben können jedoch destabilisieren und direkt Riesenplaneten bilden. Dieser Disc-Fragmentierungsprozess hängt auch davon ab, wie schnell die Disc abkühlen kann, und ist daher empfindlich gegenüber der Staubmenge in der Disc. Diese Empfindlichkeit ist jedoch nicht so stark wie im Kern-Akkretions-Szenario.

Wir haben auch Beobachtungsbeweise für diese beiden Prozesse, die Gasriesen in unserer galaktischen Nachbarschaft bilden (siehe diese Grafik unten von Triaud et al., 2017 ).

Links haben wir wohl Kernakkretions-Gasriesen, also solche, die über den steinreichen Weg entstanden sind. Auf der rechten Seite sind die Planeten vom Typ Braune Zwerge zu sehen, die als unteres Massenende der Sternentstehung angesehen werden können. Die orangefarbenen Konturen entsprechen einer früheren Untersuchung von Grether & Lineweaver 2006 .

Abschließend würde ich argumentieren, dass der linke, felsenreiche Pfad im frühen Universum im Wesentlichen ausgeschlossen wäre. Dazu müssten zunächst zu viele Schritte unternommen werden, die alle entscheidend von der Anzahl der verfügbaren gesteinsbildenden Elemente abhängen. Daher sollten Scheibeninstabilitäts-Gasriesen ohne viel Wasser oder Ammoniak die ersten Planeten sein, die sich bilden.

Beachten Sie, dass gesteinsbildende Elemente nicht alle nur in Supernovae gebildet werden. Während einige sehr staubig sind , müssen Makrosilikatverbindungen in mäßig warmen roten Riesenwinden gebildet werden, um über einen längeren Zeitraum gebildet zu werden. Bis diese Feststoffe verfügbar sind, werden sich die direkten Kollapsplaneten bereits gebildet haben, in den Simulationen geschieht dies normalerweise schnell, auf einer Zeitskala von mehreren 10.000 Jahren.