Relative Häufigkeit von Elementen

Sauerstoff und Kohlenstoff sind laut ATOM FRACTION die dritt- und vierthäufigsten Elemente sowohl im Universum als auch im Sonnensystem . Sauerstoff ist das am häufigsten vorkommende Element auf der Erde (wieder nach Atombruchteilen), aber Kohlenstoff ist ganz unten bei 12.

Die Referenznummern in MASS FRACTION sind:

• Universum - O: 10.400 ppm C: 4.600 ppm
• Sonnensystem – O: 5.920 ppm C: 3.032 ppm
• Erde - O: 297.000 ppm C: 730 ppm

Ihre Frage ist, wie man einen Planeten mit gleichen Teilen Kohlenstoff und Sauerstoff bekommt; oder zumindest ein ähnlicheres Verhältnis wie im Sonnensystem (ungefähr 2:1) anstelle des Verhältnisses auf dem Planeten Erde (400:1)

Wie Carbon Stars funktionieren

Sie beziehen sich auf kohlenstoffreiche und sauerstoffreiche Sternensysteme, die sich gegenseitig ausschließen. Wie Sie anhand der relativen Häufigkeit sehen können, schließen sich Kohlenstoff und Sauerstoff nicht unbedingt aus, unser eigenes Sonnensystem hat reichlich von beidem.

Aber es gibt da draußen besonders kohlenstoffreiche Sterne. Was macht sie zu Kohlenstoffsternen? Nun, in einem Stern wie der Sonne, der mehr Sauerstoff als Kohlenstoff enthält, aber relativ kühl ist, ist der größte Teil des Kohlenstoffs in der Photosphäre mit Sauerstoff in Form von Kohlenmonoxid (CO) verbunden. Es gibt relativ wenig freien Kohlenstoff, meist in zweiatomiger Form, weil es mit Sauerstoff energetisch günstigere Kombinationen gibt. Wenn jedoch mehr Kohlenstoff als Sauerstoff vorhanden wäre, wäre der gesamte Sauerstoff in Kohlenmonoxid gebunden und es gäbe überschüssigen Kohlenstoff; dies würde Verbindungen wie zweiatomigen Kohlenstoff (C$_2$), Methylidin (CH), Cyanogen (CN) und andere Leckereien.

Wie entstehen Kohlenstoffsterne? Zwei Hauptwege (es gibt sicherlich andere Wege, aber ich weiß nicht viel darüber). Einer ist für einen Riesenstern im asymptotischen Hauptzweig . Irgendwann nach Beginn der Heliumfusion zu Kohlenstoff beginnt der Stern zwischen Heliumfusion und Wasserstofffusion hin und her zu pulsieren, während er sich ausdehnt und zusammenzieht. Dies verursacht eine Konvektion, die Kohlenstoff an die Oberfläche bringt und die Spektralbänder enthüllt, die es uns ermöglichen, festzustellen, dass es sich um einen Kohlenstoffstern handelt. Schließlich beginnen die Pulse, Masse abzublasen, und der Stern wird schließlich zu einem Weißen Zwerg. Die abgeblasene Masse wird zu einem planetarischen Nebel.

Der andere Mechanismus besteht darin, dass ein Stern ein binärer Zwilling eines Sterns ist, der den obigen Prozess durchläuft. Die abgeblasene Masse mit all ihrem zusätzlichen Kohlenstoff kann in den Doppelstern gesaugt werden, der jetzt einen Überschuss an Kohlenstoff hat, bevor er zu einem Helium-Fusionsstern wird.

Im Allgemeinen ist jeder dieser beiden Mechanismen ein schlechter Weg, um eine bewohnbare Welt zu schaffen. Die variable Stärke eines Kohlenstoffsterns würde jeden Planeten in seiner Umlaufbahn braten/einfrieren, und die explodierende Plasmakugel eines Doppelzwillings wäre schlecht für das Leben um die zweite Art von Kohlenstoffstern.

Warum es auf der Erde wenig Kohlenstoff gibt

Dieser Abschnitt ist etwas weniger sicher, da es schwierig war, direkte Beweise für einige meiner Behauptungen zu finden. Im Allgemeinen hat die Erde weniger Kohlenstoff, da sie sich im Sonnensystem gebildet hat. Das frühe Sonnensystem differenzierte sich mehr oder weniger durch seine chemische Zusammensetzung. Metallische und silikatische Materialien blieben näher an der Sonne, flüchtige Flüssigkeiten und Gase wurden weiter weg gedrückt. Die „Frostgrenze“ des Wassers war etwa 3 AE von der Sonne entfernt, während die protoplanetare Scheibe noch da war, also war der größte Teil des Wassers weiter von der Sonne entfernt, als die Erde verschmolzen wäre. Aber der meiste Sauerstoff auf der Erde kam nicht aus Wasser, sondern aus Silikaten und Metalloxiden, wo Sauerstoff an andere übliche Elemente wie Si, Fe und Mg gebunden war.

Sie erinnern sich vielleicht, dass der größte Teil des Kohlenstoffs in einem Stern, der mehr Sauerstoff als Kohlenstoff hatte, in CO eingeschlossen war. Nun, die CO-Frostgrenze lag eher bei 15-35 AE. Dieser Kohlenstoff war also viel weiter von der Erde entfernt als Wasser. Und Kohlenstoff bildet nicht die gleiche Art von Verbindungen mit Silizium und Metallen. Das Wesentliche ist also, dass Kohlenstoff im protoplanetarischen Nebel weit von der Sonne weggeschoben wurde, da das meiste davon in Form von sehr flüchtigem CO vorlag, also das meiste davon in den Gasriesen und Kometen. Es ist erwähnenswert, dass laut dem verlinkten Artikel über die CO-Frostgrenze der Mechanismus für die Kohlenstoffanreicherung in den Gasriesen noch unbekannt ist.

Wie man einen kohlenstoffreichen Planeten bekommt.

Selbst wenn also ein Planet in einem kohlenstoffreichen System gebildet wird (z. B. aus dem Nebel, der von kohlenstoffreichen Sternen abgeblasen wird), wäre dieser Planet, wenn er sich in der Nähe des Sterns befände, selbst nicht kohlenstoffreich. Das lässt zwei Möglichkeiten übrig, die mir einfallen, um einen kohlenstoffreichen Planeten zu schaffen.

1. Ein schurkischer Planet bildet sich im äußeren Sonnensystem und wird durch eine Eins-zu-einer-Milliarde-Orbitalmechanik in eine Umlaufbahn der Goldilocks-Zone zurückgesetzt. Es scheint schwierig für ein Objekt in der Entfernung von Pluto zu sein, in eine stabile Umlaufbahn in der Nähe eines Sterns geschwungen zu werden, aber ich nehme an, es könnte passieren. Pluto hat wahrscheinlich relativ viel mehr Kohlenstoff als die Erde.
2. Unbekannter Mechanismus zur Kohlenstoffanreicherung der Gasriesen reichert einen erdähnlichen Planeten mit Kohlenstoff an. Wenn wir nicht wissen, was es ist, können Sie es erfinden.

Bearbeiten: Um es klar zu sagen, der CNO-Zyklus findet im Kern eines Sterns statt . Die Konvektionszone eines Sterns ist kühl genug, damit schwerere Atome ihre Elektronen behalten können, und in der Photosphäre können sich Moleküle bilden und bilden sich auch. Siehe Asplund, et al., 2005 (Abschnitt 3) für Details zu CN, CO, C$_2$, NH, OH und andere Moleküle, die anhand ihrer Emissionseigenschaften in der Photosphäre der Sonne nachgewiesen werden.

Modelle solcher Planeten existieren mit freundlicher Genehmigung von Unterborn et al. (2014) . Sie diskutieren Planeten mit ähnlicher Zusammensetzung wie der Ihre - wenn man sich den Wert des Massenanteils ansieht, der durch gegeben ist$(\text{Mg}+2\text{Si}+\text{Fe}+2\text{C})/\text{O}$. Ein Modellplanet wie der Ihre, der 94 Ceti (HD 19994) umkreisen würde, hätte eine Zusammensetzung von 38,1 % Sauerstoff, 29,9 % Kohlenstoff und dem Rest Magnesium, Silizium und Eisen (siehe Bond et al. (2010) ).

Wir können auch ein ternäres Diagramm von betrachten$\text{O}$,$\text{C}$, und die Summe$\text{Mg}+2\text{Si}+\text{Fe}$(Abb. 5 von Unterborn et al.). Ich habe einen Kreis hinzugefügt, um ungefähr zu markieren, wo Ihr Planet liegt:

Dies bedeutet, dass dieser Planet hätte

• Ein Kern aus einer von mehreren möglichen Zusammensetzungen.
• Ein Mantel mit viel Kohlenstoff in Form von Diamanten.
• Eine anständige Menge an Silikaten im Mantel.
• Ein Elternstern mit a$\text{C}/\text{O}$Verhältnis von$\sim1$. Ich erinnere mich, gelesen zu haben, dass Sterne dieser Fülle zu Planeten mit relativ hohen Kohlenstoffanteilen führen sollten.
• Möglicherweise kein Methan oder Wasser.