Interaktion zwischen stellaren und exoplanetaren Winden

Der enge Orbit vieler bekannter Exoplaneten um ihren Heimatstern führt zur Erhitzung und Ionisation der oberen Atmosphären durch stellare Röntgen- und EUV-Strahlung. Die ionisierten Atmosphärenschichten expandieren und werden als überschallschneller planetarer Wind weggeweht. In höheren Lagen wird das ausströmende Plasma dann vom stellaren Wind weggetragen oder von der Gravitation des Sterns angezogen. All dies konstituiert den planetaren Massenverlust; bis dato wurde die Interaktion zwischen stellarem und planetarem Wind aber nicht adäquat untersucht. Die Innovation des Projektes besteht darin, ein vollkommen selbstkonsistentes hydrodynamisches Modell der Interaktion von planetarem mit stellarem Wind auf Haupttypen von Exoplaneten anzuwenden. Zur Beschreibung planetarer Atome und Ionen, stellarer Protonen, schwerer stellarer Ionen und anderer Teilchenarten (z.B. ENAs), wird dabei ein Multi-Fluid-Ansatz implementiert. Das Modell berücksichtigt 1) ein realistisches sonnenähnliches Spektrum der XUV-Strahlung, das die obere Atmosphäre des Exoplaneten erhitzt und ionisiert; 2) elementare Photochemie zur Berechnung realistischer Zusammensetzungen interagierender Materialflüsse und damit verbundener Energiekonversionsprozesse; 3) Effekte des planetaren Magnetfeldes in 2D-axisymmetrischer Geometrie. Ziel ist die Charakterisierung verschiedener Regime der Interaktion von planetarem mit stellarem Wind, welche durch Gezeitenkräfte, Gravitation des Exoplaneten, Druck des stellaren Windes und XUVIntensität bestimmt werden. Ein Teil des Projektes widmet sich der Rolle des planetaren Magnetfeldes, welches planetaren und stellaren Wind beeinflusst und durch die Bewegungen von Ionen, Atomen und Elektronen in magnetisiertem Plasma auch Einfluss auf die Energiedissipation ausübt. Außerdem wird die mögliche Beobachtbarkeit der modellierten Prozesse evaluiert. Das Institut für Weltraumforschung der Österreichischen Akademie der Wissenschaften (SRI-AAS) in Graz wird das österreichische Projektteam leiten, welches Teilnehmer vom Institut für Astrophysik der Universität Wien (IA- UV) inkludiert. Das russische Team geleitet vom Institute of Laser Physics of the Siberian Branch of the Russian Academy (ILP-SB-RAS) beinhaltet auch Kollegen von der Siberian Federal University (SFU) in Krasnojarsk. Alle Teilnehmer führten bereits erfolgreich Kollaborationen untereinander durch. Dieses Projekt wird das derzeit laufende FWF NFN Projekt Pathways to Habitability und das FWF Projekt Characterizing Stellar and Exoplanetary Environments via Modeling of Ly Transit Observations of Hot Jupiters, welche verschiedene relevante Gebiete der exoplanetaren und stellaren Forschung abdecken, ergänzen und unterstützen.

Die Nähe vieler bekannter Exoplaneten zu ihren Wirtssternen führt zu einer intensiven Erwärmung und Ionisierung der oberen Atmosphäre durch Sternröntgen- und EUV-Strahlung. Infolgedessen dehnt sich das teilweise ionisierte Material der oberen Atmosphäre aus und bildet eine Art entweichenden Planetenwind. Auf größeren Höhenlagen interagiert diser Planetenwind, der durch die Druckkräfte der Gravitations-, Zentrifugal-, MHD- und Sternstrahlung angetrieben wird, und wird mit dem gesamten Sternwind entweder weggeblasen oder auf dem Stern angehäuft. Dies bildet die Essenz des planetaren Massenverlustes. Der entweichende Planetenwind, meistens ein Überschallwind, beeinflusst das gesamte Sternensystem und führt zu einer Vielzahl von bisher unerforschten Prozessen. In Übereinstimmung mit seinem Forschungsprogramm zielte das Projekt auf die Untersuchung und Charakterisierung verschiedener Regime exoplanetarer und stellarer Windwechselwirkungen ab, wobei deren Beobachtungsmanifestationen und die mögliche Rolle des planetaren Magnetfelds berücksichtigt wurden. Besonderes Augenmerk wurde auf die Simulation komplexer dynamischer Umgebungen von Exoplaneten und die Interpretation von realen Transmissions-Spektroskopie Daten gelegt, die im Rahmen des Projekts von Partnerteams aus Astronomen erfasst wurden. Um die Projektziele zu erreichen, wurden mehrere numerische Codes entwickelt und aktualisiert. Basierend auf dem chemischen Code CHROME wurde das Modell einer Mehrkomponenten-Planetenatmosphäre erstellt, das auf eine Vielzahl von Exoplaneten anwendbar ist. Das Modell berechnet die chemischen Reaktionen in den ausgearbeiteten hydrodynamischen und MHD Modellen des austretenden exoplanetaren Materials der oberen Atmosphäre, welche erweitert wurden, um die Dynamik vieler Elemente und ihrer Ionen (z. B. H, H2, H3, He, C, O, Mg, Si, N2, CO2) zu berechnen. Dabei werden alle Bereiche von Plasma-Photochemie-Reaktionen, Partikelkollisionen und grundlegenden Antriebskräften berücksichtigt. Die ersten 2D Modelle wurden im Verlauf des Projekts auf die globalen numerischen 3D Codes aktualisiert, die erstmals die selbstkonsistenten Simulationen der Sternwinde und der Aeronomie der expandierenden oberen Atmosphären von Exoplaneten in ihrer gegenseitigen Wechselwirkung ermöglichten. Die entwickelten Modelle wurden zur Simulation des Massenverlusts und zur Interpretation der in-transit spektralen Absorption benutzt. Gemessen wurden in verschiedenen Linien die Exoplaneten: HD 209458b (Ly, OI, CII, SiI, MgI, MgII); WASP-12b (MgII); WASP-107b (HeI 10830 Å); Men c (Ly); GJ3470b (Ly, HeI 10830 Å) und GJ436b (Ly). Darüber hinaus, um die Atmosphärenentwicklung erdähnlicher Planeten in der Nähe aktiver Sterne zu untersuchen, wurden die hydrostatischen Mehrkomponentenmodelle von N2- und CO2-dominierten Atmosphären ausgearbeitet (1D Kompot Code). Als zusätzliche Richtung entwickelt das Projekt Methoden zur Analyse von Grenzbereichen der Transitlichtkurven, die vom Kepler-Weltraumteleskop bereitgestellt werden, und auf diese Weise zur Diagnose von staubigen Strukturen dienen, welche in unmittelbarer Nähe einiger Exoplaneten vorhanden sein können.