01.06.2021

Wie Wasser Exoplaneten formt

Hochdruckexperimente belegen, dass Ozeane auf Wassereisplaneten Magnesium auslaugen.

Die Mechanismen der Wechselwirkung zwischen Wasser und Gestein an der Erdoberfläche sind gut bekannt. Auch das Bild des komplexen Kreislaufs von Wasser im tiefen Inneren unseres und anderer terrestrischer Planeten wird immer besser. Wir wissen jedoch nicht, was an der Grenzfläche zwischen heißem, dichtem Wasser und der tiefen Gesteinshülle von Wassereisplaneten bei Drücken und Temperaturen passiert, die um tausende Male höher sind als am Boden der tiefsten Ozeane auf der Erde. In unserem Sonnensystem sind Neptun und Uranus als Eisriesen klassifiziert; sie haben eine dicke äußere Wasser­eisschicht über einer tiefen Gesteins­schicht. Es ist nach wie vor offen, ob die Temperatur an der Grenzfläche hoch genug ist, um flüssiges Wasser zu bilden. 
 

Abb.: Schnittdiagramm eines wasser­reichen Sub-Neptun-Planeten, das in orange...
Abb.: Schnittdiagramm eines wasser­reichen Sub-Neptun-Planeten, das in orange die Wechsel­wirkungs­region zwischen einer tiefen Wasser­schicht und dem darunter liegenden Gesteins­mantel hervorhebt. (Bild. S. Speziale / GFZ)

Ein internationales Team von Forschern unter der Leitung von Taehyun Kim von der Yonsei-Universität in Seoul, Korea, zu dem auch Wissenschaftler der University of Arizona, des DESY, des Argonne National Laboratory und Sergio Speziale vom Deutschen Geoforschungs­zentrum GFZ gehörten, führte sowohl an PETRA III (Hamburg) als auch an der Advanced Photon Source (Argonne, USA) eine Reihe von anspruchsvollen Experimenten durch, die zeigen, wie Wasser bei Drücken zwischen 20 und 40 Gigapascal Magnesiumoxid aus bestimmten Mineralen, nämlich Ferropericlase und Olivin, stark auslaugt. Dies entspricht dem 200.000- bis 400.000-fachen des Atmosphärendrucks auf der Erde und Versuchs­temperaturen über 1500 Kelvin – Bedingungen, wie sie in den tiefen Ozeanen an der Grenze zum Gestein der Sub-Neptun-Eisplaneten vorherrschen. Sergio Speziale sagt: „Diese Erkenntnisse eröffnen neue Szenarien für die thermische Entwicklung großer eisiger Planeten wie Neptun und Uranus.“ 

Winzige Kügelchen aus entweder Ferropericlase oder Olivinpulver wurden zusammen mit Wasser in eine winzige Probenkammer (weniger als ein Millimeter Durchmesser) geladen, die in eine Metallfolie gebohrt war, und mit Hilfe einer Diamant-Stempel-Zelle (DAC) zwischen zwei fehlerfreie Diamanten gepresst. Die Proben wurden durch einen Infrarot-Laser erhitzt. Synchrotron-Röntgenbeugung haben die Forscher verwendet, um die Umwandlung und den Zerfall von Mineralien zu bestimmen, die durch Reaktionen mit Wasser induziert wurden. 

Eine plötzliche Intensitätsabnahme des Beugungssignals der Ausgangs­minerale und das Auftreten neuer fester Phasen, einschließlich Brucit (Magnesiumhydroxid), ließ sich über volle Heiz- und Abschreckungszyklen hinweg beobachten. Sergio Speciale erklärt: „Dies zeigte den Beginn chemischer Reaktionen und die Auflösung der Magnesiumoxid-Komponente sowohl von Ferropericlase als auch von Olivin; die Auflösung war am stärksten in dem Druck-Temperatur-Bereich zwischen 20 bis 40 Gigapascal und 1250 bis 2000 Kelvin.“ Die Details des Reaktions­prozesses und die daraus resultierende chemische Entmischung von Mangesiumoxid aus den Restphasen wurden durch eine sorgfältige Raster­elektronen­mikroskopie (REM) und Röntgen­spektroskopie­untersuchungen der gewonnenen Proben bestätigt. 

„Bei diesen extremen Drücken und Temperaturen erreicht die Löslichkeit von Magnesiumoxid in Wasser ähnliche Werte wie die von Salz bei Umgebungsbedingungen“, sagt Sergio Speciale. Die intensive Auflösung von Magnesiumoxid an der Grenzfläche zwischen dem Wasser und dem darunter liegenden Gesteins­mantel könnte nach Ansicht der Forschenden bei wasser­reichen Sub-Neptun-Exo-Planeten – zum Beispiel TRAPPIST-1f, der eine entsprechende Größe und Zusammensetzung hat – chemische Gradienten in den frühen heißen Phasen der Planeten­geschichte erzeugen. 

Diese Gradienten, also eine unterschiedliche Verteilung von Magnesiumoxid am planetaren Meeresgrund, könnten teilweise über die lange Abkühlungsphase hinweg erhalten bleiben. Spuren von anfänglichen, relativ geringen Wechsel­wirkungen zwischen Wasser und Gesteins­material während der planetaren Akkretion könnten auch bei Eisplaneten von der Größe des Uranus über Milliarden von Jahren erhalten bleiben.

GFZ / DE
 

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