Oberflächengravitation

Die Oberflächengravitation ist wirklich die wichtigste Größe, wenn es darum geht, viele der Eigenschaften eures Planeten zu bestimmen. Es kann verwendet werden, um die atmosphärische Zusammensetzung, die Masse und den Radius von Planeten, die Zusammensetzung und mehr einzuschränken.

Ein Planet mit Masse$M$und Radius$R$hat eine Oberflächendichte von$g\equiv GM/R^2$. Daher gehorchen alle Planeten mit Erdoberflächengravitation der folgenden Masse-Radius-Beziehung:

$$\frac{M}{M_{\oplus}}=\left(\frac{R}{R_{\oplus}}\right)^2\tag{1}$$ wo$_{\oplus}$bezeichnet einen Parameter der Erde.

Theoretiker haben sich zusätzliche Masse-Radius-Beziehungen ausgedacht, die von der Zusammensetzung eines Planeten abhängen. Seageret al. 2008 kamen Masse-Radius-Beziehungen für eine Reihe von Gesteinsplaneten-Zusammensetzungen heraus. Ich habe ihre Ergebnisse für mehrere verschiedene Planetentypen (Eisen, Wasser, Silikat und Graphit) sowie das Kriterium von aufgetragen$(1)$:

Unter der Annahme, dass Eisen die dichteste wahrscheinliche Zusammensetzung ist, sehen wir eine untere Radiusgrenze von$R\approx0.5R_{\oplus}$, korrespondierend zu$M\approx0.2M_{\oplus}$. Wir scheinen Exoplaneten mit höheren Dichten gefunden zu haben (z. B. Kepler-36b ), aber diese können auf Messfehler zurückzuführen sein; sie scheinen unkörperlich.

Nun wird oft angenommen, dass sich Eisenplaneten durch riesige Einschläge bilden – Kollisionen zwischen Protoplaneten ( Marcus et al. 2010 ); Es wird angenommen, dass Merkur von solchen Kollisionen betroffen war. Wir können die Masse des größten Überbleibsels einer solchen Kollision durch die Formel berechnen

$$M_{\text{rem}}=\left[-1.2(f_{\text{Fe}}-0.33)^{1/1.65}+1\right]M_0(1+\gamma)$$ wo$f_{\text{Fe}}$ist der endgültige Eisenmassenanteil,$M_0$ist die Anfangsmasse des Protoplaneten und$\gamma$ist das Massenverhältnis des Impaktors zum Protoplaneten. Typischerweise eine Obergrenze von$f_{\text{Fe}}\sim0.8$wird als theoretische Grenze angenommen. Wenn wir dies ignorieren und setzen$f_{\text{Fe}}=1$und$M_{\text{rem}}=0.2M_{\oplus}$, wir glauben, dass$M_0(1+\gamma)=3.41$, die beispielsweise durch a erfüllt werden kann$2M_{\oplus}$Protoplanet und a$1.4M_{\oplus}$Projektil - nicht unvernünftig. Zum$f_{\text{Fe}}=0.8$, wir können es uns leisten, kleinere Körper zu haben. So oder so ist es ziemlich einfach, einen Eisenplaneten der gewünschten Masse herzustellen.

Plattentektonik

Die Plattentektonik hängt von einer Reihe von Faktoren ab, einschließlich der Größe und Zusammensetzung eines Planeten. Je kleiner der Planet, desto schneller die Abkühlungsrate, was bedeutet, dass dieser Körper wahrscheinlich schnell abkühlt, was eine Plattentektonik unmöglich macht. Allerdings fehlt unserem Eisenplaneten mit abgestreiftem Mantel ein Mantel oder eine Kruste, und so kann Plattentektonik, wie wir sie kennen, zu keinem Zeitpunkt existieren.

Temperatur

Unter der Annahme einer festen Eisenoberfläche mit Wasser als flüssigem Teil sehe ich keinen Grund, warum die Temperatur nicht der Erde ähnlich sein könnte, wenn eine ähnliche Atmosphäre angenommen wird. Die Albedo sollte gleich sein, und wenn der Planet so weit von einem sonnenähnlichen Stern entfernt ist wie die Erde, sollte seine effektive Temperatur gleich sein. Abhängig von der Atmosphäre, die Sie am Ende haben, können Sie die orbitalen und stellaren Parameter nach Belieben variieren.

Atmosphäre

Atmosphärische Flucht wird ein Problem sein ; So verlor die Erde ihre frühe Wasserstoff/Helium-Hülle. Ich habe das in einer Antwort auf Physics Stack Exchange ausführlicher behandelt , aber die wichtige Gleichung hier gilt für den Jeans-Fluss für ein Massenteilchen$m$,$\phi_J(m)$, die beschreibt, wie viele Teilchen der Masse$m$werden durch thermische Methoden aus der Atmosphäre entweichen:

$$\phi_J(m)\propto n_c\sqrt{\frac{2kT}{m}}\left(1+\frac{GMm}{kTr}\right)\exp\left(-\frac{GMm}{kTr}\right)$$ Der wichtige Begriff hier ist $$\frac{GMm}{kTr}\approx\frac{gR}{kT}$$ wo$r$ist der Abstand zum unteren Rand der Exosphäre. Angesichts dessen$g$ist das gleiche wie$g$auf der Erde und$R=0.2R_{\oplus}$, dann sollten wir bei erdähnlichen Oberflächentemperaturen wesentlich höhere Jeans-Flüsse sehen.

Jeansflussmittel wirkt sich hauptsächlich auf Wasserstoff, Helium und andere leichte Gase aus, sodass diese Gase möglicherweise vollständig verloren gehen. Es ist auch möglich, dass Sauerstoff, Stickstoff und verwandte Gase verloren gehen, obwohl die Hauptmechanismen für ihren Verlust nicht thermischer Natur sind. Trotzdem werden Sie wahrscheinlich eine andere Atmosphäre als die der Erde haben.

Rotation und Revolution

Diese sind im Wesentlichen willkürlich. Sie können den Planeten so nah oder so weit vom Stern entfernt platzieren, wie Sie möchten (obwohl ich empfehlen würde, ihn in der bewohnbaren Zone zu halten, wenn Sie Leben wollen), sodass Sie die Werte auswählen können, die Ihren Zwecken entsprechen. Größe, Masse und Oberflächengravitation sind hier für niedrige Rotationsraten nicht wichtig; wie ben betonte, wird für große winkelgeschwindigkeiten die zentrifugalkraft tatsächlich wichtig.

Wir können wahrscheinlich einen wirklich kleinen Planeten bauen, wenn wir davon ausgehen, dass er aus einem sehr dichten Material wie Iridium oder Platin oder ähnlichem besteht – zumindest im Kern.

Es gibt jedoch noch einen weiteren Faktor, den wir brauchen – die Größe des Bioms. Je kleiner das Biom, desto langsamer entwickelt es sich. Ein ausreichend kleines könnte sogar in einem evolutionären Stillstand enden - alle Fortschritte, die ein paar weniger vorteilhafte Mutationen erfordern, sind unmöglich, weil das Biom zu klein ist, um die nicht mutierte Konkurrenz lange genug zu überleben.

Wenn Sie einen wirklich kleinen Planeten und eine Hochgeschwindigkeitsentwicklung wollen, schlage ich einen Wasserplaneten mit gefrorenen Polkappen vor. Ein bisschen wie Europa, aber in der bewohnbaren Zone. Lassen Sie es viel Energie haben, sagen wir, weil es Teil eines binären Planetensystems ist und sich in der Nähe einer nicht allzu hellen Sonne befindet, damit Gezeitenkräfte den Kern aufheizen und jede Menge Unterwasservulkane erzeugen.

Dieser Planet hat eine viel geringere Schwerkraft, könnte aber ansonsten der Erde ziemlich ähnlich sein.

Pflanzen könnten sich als Algen bilden, in kleinen Wasserseen, die von Eis umgeben sind, zu Seerosen heranwachsen, sich dann über den Rest des Ozeans ausbreiten und schließlich um die Höhe konkurrieren, Gras oder sogar Bambus wie schwimmende Pflanzen bilden, die mit Wurzeln verbunden sind, also kleinere Tiere darauf laufen kann - wie in einem Sumpf.

Da es kein echtes Land gibt, müssen wir unsere Humanoiden aus Tieren entwickeln, die näher am Ozean liegen – vielleicht ähnlich wie Pinguine, aber schließlich das Eis in der Nähe der Innuit erobern und Pflanzen mitnehmen, indem sie einmal Gewächshäuser oder schwimmende Farmen verwenden Technik haben.