Kann ein bewohnbarer Planet kleiner als 0,58 Erdradien sein?

Kurze Antwort:

In Teil Zwei der langen Antwort unten heißt es, dass ein planetares Massenobjekt eine Masse von mindestens 0,1, 0,12, 0,23 oder 0,25 Erdmassen haben muss, um bewohnbar zu sein. Welten mit diesen Massen und einem Radius von 0,58 Erdradius sollten eine Dichte von 2,827, 3,392, 6,502 oder 7,067 Gramm pro Kubikzentimeter haben. Solche Dichten sind möglich, obwohl es für so kleine Massenwelten ungewöhnlich wäre, so hohe Dichten zu haben.

Wenn eine solche Welt dichter gemacht wird, könnte sie eine solche Masse mit einem Radius von etwas weniger als 0,58 Erdradius haben, obwohl eine kleine Welt mit einer so hohen Dichte noch seltener und unwahrscheinlicher wäre.

Um die planetare Dichte auf ein theoretisches Extrem zu bringen, wenn ein planetarisches Massenobjekt aus Osmium hergestellt wurde, deuten grobe Berechnungen darauf hin, dass es diese Mindestmassen mit Radien von 0,29 bis 0,3945 des Erdradius haben könnte.

Und natürlich wird angenommen, dass mehrere Körper des Sonnensystems ohne Atmosphäre und Oberflächen aus festem Eis flüssiges Wasser in unterirdischen Ozeanen haben und daher möglicherweise für außerirdisches Leben in ihren unterirdischen Ozeanen bewohnbar sind. Der kleinste von ihnen ist Enceladus, ein Saturnmond, mit einem Radius von nur etwa 252,1 Kilometern oder 0,039 dem Radius der Erde.

Lange Antwort:

Wenn Sie „bewohnbar“ sagen, meinen Sie „bewohnbar für flüssiges Wasser auf Kohlenstoffbasis, das Organismen im Allgemeinen verwendet“ oder „bewohnbar für Menschen, andere intelligente Wesen und mehrzellige Landtiere, die insbesondere eine sauerstoffreiche Atmosphäre benötigen“?

Teil Eins von Zwei: Bewohnbar für vielzellige Landtiere, die eine sauerstoffreiche Atmosphäre benötigen.

Soweit ich weiß, ist die einzige wissenschaftliche Studie darüber, welche Planeten für vielzellige Landtiere bewohnbar wären, die eine sauerstoffreiche Atmosphäre im Allgemeinen und für Menschen im Besonderen benötigen, Habitable Planets for Man Stephen H. Dole, 1964, 2007.

https://www.rand.org/content/dam/rand/pubs/commercial_books/2007/RAND_CB179-1.pdf[1]

Dole glaubte, dass es Formeln zur Berechnung der Beziehungen zwischen der Masse eines terrestrischen Planeten und seinem Radius, Volumen, Dichte, Oberflächengravitation und Fluchtgeschwindigkeit gibt. Somit würde die Masse eines terrestrischen Planeten seinen Radius, sein Volumen, seine Dichte, seine Oberflächengravitation und seine Fluchtgeschwindigkeit bestimmen. Und das gilt weitgehend für die wenigen terrestrischen Welten in unserem Sonnensystem, die sich aus derselben protoplanetaren Scheibe mit ähnlichen Prozentsätzen verschiedener Elemente mit unterschiedlicher Dichte gebildet haben.

Aber selbst in unserem Sonnensystem ist Merkur viel dichter als ein so kleiner Planet sein sollte. Es wird angenommen, dass Merkur vor Milliarden von Jahren mit einem noch kleineren Planeten kollidierte und die meisten der leichteren Elemente in der Kruste des Merkur beim Aufprall verloren gingen und nur die dichteren Elemente zurückblieben.

Und im äußeren Sonnensystem, wo die protoplanetare Scheibe einen höheren Prozentsatz der leichteren Elemente enthält, bestehen viele der großen, planetaren Massen, Monde und andere Objekte aus Mischungen von Eis verschiedener Flüssigkeiten mit Gestein, und so sind es weniger dichter als die terrestrischen Planeten.

Astronomen haben Tausende von Exoplaneten entdeckt, die andere Sterne umkreisen, und haben die Massen, Radien, Dichten, Oberflächengravitationen und Fluchtgeschwindigkeiten einiger von ihnen gemessen oder berechnet. Planeten, die aus den protoplanetaren Scheiben anderer Sterne mit anderen Prozentsätzen verschiedener Elemente gebildet wurden, haben wahrscheinlich etwas andere Dichten als terrestrische Planeten in unserem Sonnensystem.

Es wird angenommen, dass einige wenige große Exoplaneten eine sehr hohe Dichte haben, und es wird angenommen, dass sie die verbleibenden dichten felsigen Kerne von Riesenplaneten sind, die die meisten ihrer leichten Elemente in verschiedenen Kataklysmen verloren haben.

So ist es für einen Science-Fiction-Autor möglich, einen terrestrischen Planeten mit einer Dichte zu rechtfertigen, die etwas anders ist als die, die auf der Grundlage der terrestrischen Planeten in unserem Sonnensystem berechnet würde. Aber nicht zu viel anders.

Auf Seite 53 gibt Dole eine grobe maximal mögliche Masse für einen für Menschen bewohnbaren Planeten an.

„Nun sei daran erinnert, dass ein Planet, um als bewohnbar zu gelten, eine Oberflächengravitation von weniger als 1,5 g haben muss . Aus Abbildung 9 ist ersichtlich, dass dies einem Planeten mit einer Masse von 2,35 Erdmassen, einem Radius, entspricht von 1,25 Erdradien und einer Fluchtgeschwindigkeit von 15,3 Kilometern pro Sekunde.

Natürlich könnte ein Exoplanet, der sich aus einer protoplanetaren Scheibe um einen anderen Stern gebildet hat, aus Materie mit einer höheren oder niedrigeren durchschnittlichen Dichte bestehen und daher eine etwas größere Masse und einen etwas größeren Radius haben als von Dole berechnet, während er immer noch eine Oberflächengravitation von 1,5 hat g oder weniger.

Und natürlich könnten Lebensformen, die sich auf einem außerirdischen Exoplaneten entwickeln, in der Lage sein, in einer viel höheren Oberflächengravitation als 1,5 g zu überleben .

Was hat Dole also für die Mindestmasse eines Planeten mit einer für Menschen bewohnbaren sauerstoffreichen Atmosphäre berechnet, und wäre die Mindestmasse eines Planeten mit flüssigem Wasser auf seiner Oberfläche höher oder niedriger?

Auf Seite 54 sagt Dole:

Wenn wir jedoch als grobe Annäherung davon ausgehen, dass maximale Exosphärentemperaturen von nur 1000 Grad K nicht unvereinbar mit den erforderlichen Oberflächenbedingungen eines bewohnbaren Planeten sind, dann kann die Fluchtgeschwindigkeit des kleinsten Planeten, der atomaren Sauerstoff zurückhalten kann, so niedrig sein wie 6,5 Kilometer pro Sekunde (5 x 1,25). Zurück zu Abbildung 9, die einem Planeten mit einer Masse von 0,195 Erdmassen, einem Radius von 0,63 Erdradius und einer Oberflächengravitation von 0,49 g entspricht .

Dole glaubte, dass ein so kleiner Planet eine sauerstoffreiche Atmosphäre bewahren könnte, glaubte aber nicht, dass er überhaupt eine sauerstoffreiche Atmosphäre erzeugt. Somit würde ein Planet mit 0,195 der Erdmasse wahrscheinlich keine natürliche sauerstoffreiche Atmosphäre bilden, könnte aber von einer fortgeschrittenen Zivilisation terraformiert und mit einer sauerstoffreichen Atmosphäre versehen werden.

Dole verwendete 2 verschiedene mögliche Regeln, um 2 verschiedene mögliche Mindestmassen für einen Planeten mit einer sauerstoffreichen Atmosphäre zu berechnen. Diese Berechnungen ergaben eine Mindestmasse von 0,25 bzw. 0,59 Erdmassen. Daher entschied Dole auf den Seiten 56 und 57, dass der wahre Wert dazwischen liegen würde, und wählte einen Wert von etwa 0,4 Erdmasse.

Dies entspricht einem Planeten mit einem Radius von 0,78 Erdradius und einer Oberflächengravitation von 0,68 g .

Ein Planet mit der Masse von 0,4 Erdmasse hätte also einen Radius von 0,78 Erdradius, was dem 1,34-fachen eines Radius von 0,58 Erdradius entspricht, und sogar ein Planet mit einer Masse von 0,195 Erdmasse hätte einen Radius von 0,63 Erdradius, was ist etwa 1,08 mal ein Radius von 0,58 Erdradius.

Und ich schätze, dass 0,63 Erdradius nah genug an 0,58 Erdradius ist, dass ein Planet mit einer geringeren Dichte und mehr leichten Elementen möglicherweise eine sauerstoffreiche Atmosphäre erzeugen und diese so schnell ersetzen könnte, wie er Sauerstoff aus der Exosphäre verliert. Alternativ könnte ein Planet aus dichteren Materialien eine ausreichend hohe Fluchtgeschwindigkeit haben und genügend Sauerstoff produzieren, um eine sauerstoffreiche Atmosphäre aufrechtzuerhalten. Möglicherweise würde dies den Mindestradius für die Bewohnbarkeit auf 0,58 Erdradius ausdehnen.

Teil Zwei von Zwei: Bewohnbar für kohlenstoffbasiertes flüssiges Wasser unter Verwendung von Lebensformen.

Ein solcher Planet müsste keine sauerstoffreiche Atmosphäre haben, sondern nur eine Atmosphäre, die dicht genug ist, um einen ausreichenden Druck zu haben, damit Wasser bei den meisten Temperaturen auf der Oberfläche des Planeten flüssig ist. Je niedriger der atmosphärische Druck eines Planeten ist, desto niedriger ist die Siedetemperatur von Wasser, bis sich Eis bei einem ausreichend niedrigen atmosphärischen Druck direkt in Wasserdampf verwandelt, ohne jemals flüssig zu werden.

"Exomoon Habitability Constrained by Illumination and Tidal Heating", Rene Heller und Roy Barnes, Astrobiology , Band 13, Nummer 1, 2013, ist eine vergleichsweise neue Diskussion über die mögliche Bewohnbarkeit von Welten in anderen Sonnensystemen, in diesem Fall noch unentdeckten Exomonden Exoplaneten in anderen Sonnensystemen umkreisen. Heller und Barnes erwähnen keinen Grund anzunehmen, dass Exomonde bewohnbar sein könnten, wenn sie außerhalb des Massenbereichs für einen bewohnbaren Exoplaneten lägen. Daher fassen sie wissenschaftliche Meinungen über den Massenbereich für potenziell bewohnbare Welten zusammen.

https://faculty.washington.edu/rkb9/publications/hb13.pdf[2]

In Abschnitt 2. Bewohnbarkeit von Exomonden, der letzte Absatz vor Abschnitt 2.1 2.1. Formation of Massive Exomoons , auf Seite 20, diskutiert den Massenbereich für bewohnbare Welten, einschließlich Exoplaneten und Exomonde.

Eine Mindestmasse eines Exomonds ist erforderlich, um einen magnetischen Schild auf einer Milliarden-Jahres-Zeitskala anzutreiben (MsT0.1M4; Tachinami et al., 2011); um eine substanzielle, langlebige Atmosphäre aufrechtzuerhalten (MsT0.12M4; Williams et al., 1997; Kaltenegger, 2000); und um die tektonische Aktivität anzutreiben (MsT0.23M4; Williams et al., 1997), was notwendig ist, um die Plattentektonik aufrechtzuerhalten und den Kohlenstoff-Silikat-Kreislauf zu unterstützen. Schwache interne Dynamos wurden in Merkur und Ganymed entdeckt (Gurnett et al., 1996; Kivelson et al., 1996), was darauf hindeutet, dass Satellitenmassen > 0,25 M4 für Überlegungen zur Bewohnbarkeit des Exomonds ausreichend sind. Diese untere Grenze ist jedoch keine feste Zahl. Weitere Energiequellen – wie radiogene und Gezeitenheizung sowie die Auswirkung der Zusammensetzung und Struktur eines Mondes – können die Grenze in beide Richtungen verändern. Eine obere Massengrenze ist durch die Tatsache gegeben, dass zunehmende Masse zu hohen Drücken im Inneren des Planeten führt, was die Mantelviskosität erhöht und die Wärmeübertragung im gesamten Mantel sowie im Kern verringert. Oberhalb einer kritischen Masse wird der Dynamo stark unterdrückt und wird zu schwach, um ein Magnetfeld zu erzeugen oder Plattentektonik aufrechtzuerhalten. Diese maximale Masse kann um 2M4 platziert werden (Gaidos et al., 2010; Noack und Breuer, 2011; Stamenkovic´ et al., 2011). Noack und Breuer, 2011; Stamenkovic´ et al., 2011). Noack und Breuer, 2011; Stamenkovic´ et al., 2011).

Ihre Quelle für eine Mindestmasse von 0,1 Erdmasse ist eine magnetische Abschirmung

Tachinami, C., Senshu, H. und Ida, S. (2011) Thermische Entwicklung und Lebensdauer von intrinsischen Magnetfeldern von Supererden in bewohnbaren Zonen. Astrophys J 726, doi:10.1088/0004-637X/726/2/70.

Ihre Quelle ist bei einer Mindestmasse von 0,12 Erdmassen eine substanzielle, langlebige Atmosphäre

Williams, DM, Kasting, JF und Wade, RA (1997) Bewohnbare Monde um extrasolare Riesenplaneten. Natur 385: 234–236.

Ihre Quelle für eine Mindestmasse von 0,23 Erdmasse ist für die Plattentektonik

Williams, DM, Kasting, JF und Wade, RA (1997) Bewohnbare Monde um extrasolare Riesenplaneten. Natur 385: 234–236.

Ihre Quellen für die schwachen Magnetfelder von Merkur und Ganymed sind:

Gurnett, DA, Kurth, WS, Roux, A., Bolton, SJ, und Kennel, CF (1996) Beweise für eine Magnetosphäre bei Ganymed aus Plasmawellenbeobachtungen der Raumsonde Galileo. Natur 384: 535–537.

Kivelson, MG, Khurana, KK, Russell, CT, Walker, RJ, Warnecke, J., Coroniti, FV, Polanskey, C., Southwood, DJ, und Schubert, G. (1996) Discovery of Ganymede's magnetic field by the Galileo Raumfahrzeug. Natur 384: 537–541.

Ihre Quelle für die Bedeutung der Plattentektonik für die Bewohnbarkeit ist:

Williams DM Kasting JF Wade RA Bewohnbare Monde um extrasolare Riesenplaneten. Natur. 1997;385:234–236. [PubMed] [Google Scholar]

Ihre Quellen für diese maximale Massengrenze von der zweifachen Masse der Erde sind:

Gaidos, E., Conrad, CP, Manga, M. und Hernlund, J. (2010) Thermodynamics limits on magnetodynamos in rocky exoplanets. Astrophysik J 718: 596–609.

Noack, L. und Breuer, D. (2011) Plattentektonik auf erdähnlichen Planeten [EPSC-DPS2011-890]. In EPSC-DPS Joint Meeting 2011, European Planetary Science Congress und Division for Planetary Sciences der American Astronomical Society. Online verfügbar unter http://meetings.copernicus.org/epsc-dps2011 .

Stamenkovic´, V., Breuer, D., and Spohn, T. (2011) Thermal and transport properties of mantle rocks at high pressure: applications to super-earths. Ikarus 216:572–596.

Die Dichte des Planeten Erde beträgt 5,513 Gramm pro Kubikzentimeter. Eine Kugel mit einem Radius von 0,58 Erdradius hätte ein Volumen von 0,195 des Erdvolumens.

Wenn man also eine Masse von 0,1 Erdmasse in ein Volumen von 0,195 Erdvolumen bringt, würde dies zu einer Dichte von 0,512 der Erddichte oder 2,827 Gramm pro Kubikzentimeter führen.

Wenn man also eine Masse von 0,12 Erdmasse in ein Volumen von 0,195 Erdvolumen bringt, würde dies zu einer Dichte von 0,615 der Erddichte oder 3,392 Gramm pro Kubikzentimeter führen.

Wenn man also eine Masse von 0,23 Erdmasse in ein Volumen von 0,195 Erdvolumen bringt, würde dies zu einer Dichte von 1,179 der Erddichte oder 6,502 Gramm pro Kubikzentimeter führen.

Wenn man also eine Masse von 0,25 Erdmasse in ein Volumen von 0,195 Erdvolumen bringt, würde dies zu einer Dichte von 1,282 der Erddichte oder 7,067 Gramm pro Kubikzentimeter führen.

In einem Kommentar sagt Xi-k, dass, da das relativ häufig vorkommende Element Eisen, ein Hauptbestandteil der Kerne der meisten Planeten, eine normale Dichte von 7,874 Gramm pro Kubikzentimeter hat, was höher ist als die oben zitierte Zahl von 7,067 Gramm pro Kubikzentimeter, und das Eisen in den Kernen von Planetenkörpern auf eine größere Dichte als 7,874 Gramm pro Kubikzentimeter komprimiert ist, könnte ein überwiegend aus Eisen bestehender Planet mit einem kleinen Radius bewohnbar sein. So könnte ein Planet mit 80 bis 90 Prozent Eisen und 10 bis 20 Prozent Silikatkruste eine durchschnittliche Dichte von etwa 7,067 Gramm pro Kubikzentimeter haben.

Dies scheint ein plausibler Weg zu sein, um den Radius eines bewohnbaren Planeten auf etwa 0,58 Erdradius zu reduzieren. Aber ein Experte für Planetenentwicklung könnte wahrscheinlich eine bessere Einschätzung über die Wahrscheinlichkeit geben, dass Planeten so klein und dicht sind.

Am äußersten Ende der physikalischen Möglichkeiten und sehr, sehr, sehr, sehr unwahrscheinlich befindet sich ein kleines planetarisches Objekt, das hauptsächlich aus Osmium besteht, einem sehr, sehr seltenen Element. Ein solcher Planet muss möglicherweise von einer Zivilisation geschaffen werden, die Osmium aus mehreren Sonnensystemen sammelt und daraus einen Planeten baut.

Osmium ist das dichteste natürlich vorkommende Element mit einer experimentell gemessenen (mittels Röntgenkristallographie) Dichte von 22,59 g/cm3.

https://en.wikipedia.org/wiki/Osmium[3]

Es könnte also möglicherweise eine Kugel aus festem Osmium mit einer dünnen Schicht leichter lebensnotwendiger Materialien existieren - ohne die Wahrscheinlichkeit der Bildung einer solchen Kugel zu diskutieren.

Wenn man die Kompression und erhöhte Dichte einer Osmiumkugel in Planetengröße ignoriert und annimmt, dass der hypothetische Planet eine durchschnittliche Dichte von 4,0915875 der der Erde hat, könnte er eine Masse von 0,1 bis 0,25 Erdmasse mit einem Radius von etwa 0,29 bis 0,3945 Erdmasse haben.

November hinzugefügt. 17., 2021:

In meiner Antwort auf diese Frage:

https://worldbuilding.stackexchange.com/questions/217618/how-would-an-osmium-core-affect-life-on-a-planet/217651#217651

Ich habe Planeten mit Iridiumkernen entworfen, nicht mit Osmiumkernen. Iridium ist, wie PM 2Ring in seinem Kommentar betonte, viel weniger lebensgefährlich.

Wenn ein Planet mit einem Iridiumkern eine Oberflächengravitation haben muss, die niedrig genug für Menschen ist, und auch eine Fluchtgeschwindigkeit, die hoch genug ist, um eine sauerstoffreiche Atmosphäre aufrechtzuerhalten, muss der Planet möglicherweise einen größeren Radius haben als ein Planet, der von Mikroben oder Meereslebewesen bewohnt wird , die nicht durch hohe Oberflächengravitation gestört werden.