English
Authors: Lisa Kaltenegger, Zifan Lin
First Author’s Institution: Cornell University & Carl Sagan Institute, Ithaca, New York, USA
Status: Published in ApJ [closed access]
Credit: Amanda Smith, University of Cambridge
ANYBODY OUT THERE?
One of the most fascinating topics in astronomy and maybe in philosophy itself, is the potential existence of other life out there in space. Strange planets, orbiting other stars, developing and evolving their own biology under unique circumstances.
Fortunately life leaves signatures, so-called biosignatures, for the keen observer to find. Most prominently so, biosignatures are left in the atmosphere of an inhabited planet.
The presence of certain substances and molecules in an atmosphere suggests biological processes indicative of life. For instance, life creates large amounts of molecular oxygen (O2) by photosynthesis and small amounts of methane (CH4) on Earth. The simultaneous presence of these two molecules are strongly suggestive of biological processes, since on short timescales, these two species react to create carbon dioxide (CO2) and water (H2O) and must therefore constantly be replenished to remain detectable. The same goes for ozone (O3), which, if not replenished, decays into O2 within days. Water is often mentioned as an important secondary indicator for life as well as carbon dioxide. On their own, these molecules are not decisive, however in combination they can paint a clearer picture.
If a system is favorably inclined towards an observer, stellar light passing through the exoplanet’s atmosphere can be analyzed after careful data reduction and calibration by spectroscopy. The elements and molecules present in the atmosphere reveal themselves in the form of spectral lines and allow for a substantial analysis of the atmospheric composition.
New telescopes, such as the JWST and ELT, make this highly detailed, so-called transmission spectroscopy possible.
So, where should we look to maximize our chances to actually find life?
SIMULATING BIOSIGNATURES
The authors of today’s paper simulated the spectra of 12 Earth-like planets around FGK stars (between about 1900 Kelvin cooler and 1200 Kelvin hotter than the Sun) and 10 M dwarfs (about 1900 Kelvin to 3300 Kelvin cooler than the Sun) to a level of detail that will be achieved with the upcoming spectrographs. In this way, researchers can prioritize exoplanets for atmospheric investigation, according to the expected signal strength of the biosignatures.
To conduct this simulation, a model is required. It takes into account the planet, its location and any processes we know of that influence its atmosphere.
The habitable zone (HZ) is largely defined by conditions that make liquid water possible. For the purposes of this work, the temperature on the simulated Earth-like planets was set to 288 Kelvin +/- 2%. To maintain this temperature, different stellar types have their HZ at different distances to them. Thus, a habitable planet around an M dwarf is much closer to its host star than a similar planet around a F star.
In terms of the simulated planet’s architecture, the authors decided to model the planets using Earth-like properties. The planets were simulated to have one Earth-radius, one Earth-mass with similar rates of irradiance, outgassing, composition (70% ocean and 30% land made from basalt, granite, sand, grass, trees and snow), surface pressure and cloud coverage to modern Earth.
Now, let’s talk about our biosignature pairs O2+CH4 and O3+CH4.
Ozone layer depth decreases for lower ultraviolet light environments, since it is this radiation that splits up O2 in the atmosphere, so that the two halves may combine with other O2 molecules and build O3.
On the other hand, methane concentration increases with lower UV radiation since the molecules that methane reacts with on Earth are indirectly created with the help of ultraviolet light.
However, methane may be reduced by so-called space weather. This includes stellar activity, such as flares or stellar winds which send out charged particles at the planets, which then interact with the atmospheres. It is thus important to check the surroundings of the planet when searching for life on it, since non biological environmental factors can be responsible for additionally increasing or decreasing biosignatures.
HOW DEEP CAN YOU GO?
The authors divided up the planetary atmospheres into 52 layers and simulated the width and strength of the spectral lines for each. There is a limit to the depth an observer may look into an atmosphere to, since deeper layers deflect the light. Earth’s atmosphere, for example, could be probed to around 13 km above ground. Depending on the stellar type and thus the predominant wavelengths emitted by the star (shorter wavelengths coming from hotter stars are refracted more severely than the longer wavelengths emitted by cooler stars), planetary atmospheres can be probed to between 15.7 km (for planets orbiting F0V type stars) and 0 km (for planets orbiting M8V type stars) above their surface.
Clouds can heavily obscure spectral features of the layers below them. Because we do not know any details about cloud coverage on exoplanets, the authors included hypothetical spectra considering a 100% cloud coverage at a height of 6km (the altitude of the middle layer of Earth clouds). This only affects the efficiency of detecting biosignatures for planets around M type stars, since they can theoretically be probed below this altitude.
WHO SHOWS THEIR TRUE COLORS?
The overall strength of a spectral feature is determined by its abundance in an atmosphere as well as the maximum depth an atmosphere can be probed to during a transit. The resulting simulated spectra are shown in Fig. 2.
CO2, water and oxygen show similar signal strengths across all modeled atmosphere spectra, however for water and oxygen, the detectability is strongly dependent on the maximum probable depth due to their location at relatively low altitude. Thus, these features on an Earth-like planet around a hot F-type star would be extremely difficult to find.
Stars with increased UV radiation (F types as well as active M dwarfs) show a high abundance of ozone in their planets’ atmospheres.
Methane features can be best detected on planets in orbit around cooler stars with lower UV environments.
Hence, the authors have shown that the biosignature pairs O2+CH4 and O3+CH4 become increasingly difficult to find in planets orbiting hotter stars.
A potential way to increase methane levels would be to use a younger Earth model, when methane levels were much higher than in modern times. If we want to look for life around hotter stars, it could be feasible to search in younger systems where detection of methane may be more likely.
The highly detailed simulation conducted by the authors will be an excellent tool to prioritize systems to search for life in.
With thousands of exoplanets already confirmed, this may prove vital in conducting efficient searches and will maybe one day allow us to look upon our night sky and point to the one little, insignificant dot, that we then know illuminates someone else’s home.
Astrobite edited by Katy Proctor
Featured Image Credits: NASA, Amanda Smith (University of Cambridge)
German
Autor:innen: Lisa Kaltenegger, Zifan Lin
Institut der Erstautorin: Cornell University & Carl Sagan Institute, Ithaca, New York, USA
Status: Veröffentlicht im ApJ [closed access]
Quelle: Amanda Smith, Universität von Cambridge
IST DA DRAUSSEN JEMAND?
Eines der faszinierendsten Themen in der Astronomie und vielleicht auch in der Philosophie selbst, ist die mögliche Existenz von anderem Leben dort draußen im All. Fremde Planeten, die andere Sterne umkreisen und unter einzigartigen Bedingungen ihre eigene biologischen Prozesse entwickeln.
Glücklicherweise hinterlässt das Leben Signaturen, sogenannte Biosignaturen, die der aufmerksame Beobachter finden kann. Besonders wichtig für die Exoplanetenforschung heute sind Biosignaturen in der Atmosphäre eines Planeten.
Das Vorhandensein bestimmter Substanzen und Moleküle in einer Atmosphäre lässt auf biologische Prozesse schließen, die auf Leben hindeuten. Zum Beispiel erzeugt das Leben auf der Erde große Mengen an molekularem Sauerstoff (O2) durch Photosynthese und kleine Mengen an Methan (CH4). Das gleichzeitige Vorhandensein dieser beiden Moleküle deutet stark auf biologische Prozesse hin, da diese beiden Spezies auf kurzen Zeitskalen zu Kohlendioxid (CO2) und Wasser (H2O) reagieren und daher ständig nachgeliefert werden müssen, um nachweisbar zu bleiben. Das Gleiche gilt für Ozon (O3), das, wenn es nicht nachgeliefert wird, innerhalb von wenigen Tagen zu O2 zerfällt. Wasser wird oft als wichtiger sekundärer Indikator für Leben genannt, ebenso wie Kohlendioxid. Alleine sind diese Moleküle nicht ausschlaggebend, aber in Kombination können sie ein deutlicheres Bild zeichnen.
Ist ein Planetensystem mit seinen Bahnen im Bezug auf einen Beobachter günstig geneigt, kann nach sorgfältiger Datenreduktion und Kalibrierung mittels Spektroskopie das durch die Atmosphäre des Exoplaneten fallende Sternenlicht analysiert werden. Die in der Atmosphäre vorhandenen Elemente und Moleküle offenbaren sich in Form von Spektrallinien und erlauben eine wesentliche Analyse der atmosphärischen Zusammensetzung.
Neue Teleskope, wie das JWST und ELT, ermöglichen diese hochdetaillierte, sogenannte Transmissionsspektroskopie.
Wo sollten wir also suchen, um unsere Chancen zu maximieren, tatsächlich Leben zu finden?
BIOSIGNATUREN SIMULIEREN
Die Autor:innen des heutigen Papers simulierten die Spektren von 12 erdähnlichen Planeten um FGK-Sterne (zwischen etwa 1900 Kelvin kühler und 1200 Kelvin heißer als die Sonne) und 10 M-Zwerge (etwa 1900 Kelvin bis 3300 Kelvin kühler als die Sonne) in einer Detailgenauigkeit, die mit den kommenden Spektrographen erreicht werden wird. Auf diese Weise können die Forscher Prioritäten für die Untersuchung der Atmosphäre von Exoplaneten setzen, je nach der erwarteten Signalstärke der Biosignaturen.
Um diese Simulation durchzuführen, wird ein Modell benötigt. Es berücksichtigt den Planeten, seine Lage und alle uns bekannten Prozesse, die seine Atmosphäre beeinflussen.
Die habitable Zone (HZ) wird weitgehend durch Bedingungen definiert, die flüssiges Wasser möglich machen. Für die Zwecke dieses Papers wurde die Oberflächentemperatur auf den simulierten erdähnlichen Planeten auf 288 Kelvin +/- 2% festgelegt. Um diese Temperatur aufrechtzuerhalten, existiert die HZ der unterschiedlichen Sterntypen bei jeweils anderen Abständen vom Stern selbst. So ist ein bewohnbarer Planet um einen M-Zwerg viel näher an seinem Wirtsstern als ein ähnlicher Planet um einen F-Stern.
In Bezug auf die Architektur der simulierten Planeten entschieden sich die Autor:innen, die Planeten mit erdähnlichen Eigenschaften zu modellieren. Die Planeten wurden so simuliert, dass sie einen Erdradius und eine Erdmasse haben, mit ähnlichen Raten von stellarer Einstrahlung, Ausgasung, Zusammensetzung (70% Ozean und 30% Land aus Basalt, Granit, Sand, Gras, Bäumen und Schnee), Oberflächendruck und Wolkenbedeckung wie die moderne Erde.
Wie spielen also die Biosignaturpaare O2+CH4 und O3+CH4 in der Simulation mit ein?
Die Tiefe der Ozonschicht nimmt bei geringerem ultraviolettem Licht ab, da es diese Strahlung ist, die O2 in der Atmosphäre aufspaltet, so dass sich die beiden Hälften mit anderen O2-Molekülen verbinden und O3 bilden können.
Andererseits steigt die Methankonzentration bei geringerer UV-Strahlung, da die Moleküle, mit denen Methan auf der Erde reagiert, indirekt mit Hilfe von ultraviolettem Licht entstehen.
Allerdings kann Methan durch das sogenannte Weltraumwetter reduziert werden. Darunter versteht man stellare Aktivitäten wie Flares oder Sternwinde, die geladene Teilchen auf die Planeten schießen, die dann mit den Atmosphären wechselwirken. Bei der Suche nach Leben auf dem Planeten ist es daher wichtig, die Umgebung des Planeten zu überprüfen, da nicht-biologische Umweltfaktoren für eine zusätzliche Verstärkung oder Verminderung der Biosignatur verantwortlich sein können.
WIE TIEF KANN MAN GEHEN?
Die Autor:innen teilten die Planetenatmosphären in 52 Schichten auf und simulierten für jede die Breite und Stärke der Spektrallinien. Es gibt eine Grenze für die Tiefe, bis zu der ein äußerer Beobachter in eine Atmosphäre inspizieren kann, da tiefere Schichten das einfallende Licht stark ablenken. Die Erdatmosphäre beispielsweise könnte von Außen bis zu einer Höhe von etwa 13 km über dem Boden erforscht werden. Abhängig vom Sterntyp und damit den vorherrschenden Wellenlängen, die der Stern hauptsächlich emittiert (kürzere Wellenlängen, die von heißeren Sternen stammen, werden stärker gebrochen als die längeren Wellenlängen, die von kühleren Sternen emittiert werden), können Planetenatmosphären bis zu einer Höhe zwischen 15,7 km (für Planeten, die Sterne vom Typ F0V umkreisen) und 0 km (für Planeten, die Sterne vom Typ M8V umkreisen) über ihrer Oberfläche analysiert werden.
Wolken können die spektralen Eigenschaften der darunter liegenden Schichten stark verdecken. Da wir keine Details über die Wolkenbedeckung auf Exoplaneten kennen, haben die Autor:innen hypothetische Spektren aufgenommen, die eine 100%ige Wolkenbedeckung in einer Höhe von 6 km (die Höhe der mittleren Schicht der Erdwolken) berücksichtigen. Dies wirkt sich nur auf die Effizienz des Nachweises von Biosignaturen für Planeten um M-Typ-Sterne aus, da diese theoretisch auch unterhalb dieser Höhe untersucht werden können.
WER ZEIGT SEIN WAHRES GESICHT?
Die Gesamtstärke eines spektralen Merkmals wird durch seine Häufigkeit in einer Atmosphäre sowie durch die maximale Tiefe, bis zu der eine Atmosphäre während eines Transits sondiert werden kann, bestimmt.
Die resultierenden simulierten Spektren sind in Abb. 2 dargestellt.
CO2, Wasser und Sauerstoff zeigen in allen modellierten Atmosphärenspektren ähnliche Signalstärken, jedoch ist die Nachweisbarkeit für Wasser und Sauerstoff aufgrund ihrer Lage in relativ geringer Höhe stark von der maximal wahrscheinlichen Tiefe abhängig. Somit wären diese Merkmale auf einem erdähnlichen Planeten um einen heißen F-Typ-Stern extrem schwer zu finden.
Sterne mit erhöhter UV-Strahlung (F-Typen sowie aktive M-Zwerge) weisen in den Atmosphären ihrer Planeten eine hohe Menge an Ozon auf.
Methanmerkmale lassen sich am besten auf Planeten in der Umlaufbahn um kühlere Sterne mit geringerer UV-Strahlung nachweisen.
(Abbildung 4 in der Arbeit der Autor:innen)
So haben die Autor:innen gezeigt, dass die Biosignatur-Paare O2+CH4 und O3+CH4 für Planeten, die heißere Sterne umkreisen, immer schwieriger zu finden sind.
Eine mögliche Möglichkeit, den Methangehalt zu erhöhen, wäre die Verwendung eines jüngeren Erdmodells, bei dem der Methangehalt viel höher war als in der heutigen Zeit. Wenn wir in der Nähe von heißeren Sternen nach Leben suchen wollen, könnte es von Vorteil sein, in jüngeren Systemen zu suchen, wo der Nachweis von Methan wahrscheinlicher ist.
Diese hochdetaillierte Simulation wird ein hervorragendes Werkzeug sein, um Prioritäten für die Suche nach Leben in Systemen zu setzen.
Bei Tausenden von bereits bestätigten Exoplaneten könnte sich dies als entscheidend für die Durchführung einer effizienten Suche erweisen und wird uns vielleicht eines Tages erlauben, auf unseren Nachthimmel zu schauen und auf den einen kleinen, unbedeutenden Punkt zu zeigen, von dem wir dann wissen, dass er das Zuhause von jemand anderem beleuchtet.
Astrobite korrekturgelesen von Katy Proctor
Bildquellen: NASA, Amanda Smith (University of Cambridge)
