TheOrigin of$Elemental$Abundances$ … · Sebastian Elser Universität Zürich Michael. R. Meyer ETH Zürich Ben Moore Universität Zürich TheOrigin of$Elemental$Abundances$...

Sebastian Elser Universität Zürich Michael. R. Meyer ETH Zürich Ben Moore Universität Zürich

The  Origin  of  Elemental  Abundances  of  the  Terrestrial  Planets  

Bulk  chemical  composi;on  •  „What  are  rocky  exoplanets  made  of?“  

Predic;on  of  chemical  composi;on  of  extrasolar  planets    (e.g.  C-­‐rich  planets,  Bond  et  al.,  2010)  

•  „Can  life  form  on  those  planets?“  Abundance  of  biologically  important  elements    (H,C,N,O,P  and  S)  

•  „Do  N-­‐body  simula;ons  work  properly?“  Test  for  dynamical  simula;ons,  reproducing    Solar  System    bulk  composi;ons  (Bond,  LaureQa  and  O‘Brien,  2010)  

Ø  Goal:  study  dependence  on  model  assump;ons  and                planet  proper;es  

Introduction Methodology Results Conclusion

Introduction Methodology Results Conclusion

Methodology  (Based  on  Bond  et  al.,  2010)    

Bond  et  al,  2010b  

Gas  in  protoplanetary  disk  

Dust  par;cles  

Planetesimals  

Planets  

Dynamical  N-­‐body  simula;ons    (Morishima  et  al.,  2010)

Introduction Methodology Results Conclusion

Methodology  (Based  on  Bond  et  al.,  2010)    

Bond  et  al,  2010b  

Gas  in  protoplanetary  disk  

Dust  par;cles  

Planetesimals  

Planets  

Disk  model  (T  and  P  profile)  at  t=0,  Equilibrium  condensa;on  calcula;ons

Ini;al  condi;ons  of  dynamical  N-­‐body  simula;ons    (Morishima  et  al.,  2010)

Dynamical  N-­‐body  simula;ons    (Morishima  et  al.,  2010)

Introduction Methodology Results Conclusion

Methodology  (Based  on  Bond  et  al.,  2010)    

Bond  et  al,  2010b  

1. Source regions

Introduction Methodology Results Conclusion

Methodology  (Based  on  Bond  et  al.,  2010)    

Bond  et  al,  2010b  

2. Abundance profiles

1. Source regions

Introduction Methodology Results Conclusion

Methodology  (Based  on  Bond  et  al.,  2010)    

Bond  et  al,  2010b  

2. Abundance profiles

1. Source regions

3. Bulk chemical abundances

Introduction Methodology Results Conclusion

1.  Source  regions  

Bond  et  al,  2010b  

Num

ber o

f pla

nete

sim

als

Introduction Methodology Results Conclusion

Depends on location and mass of final planet.

High mass Low mass a b c d

Introduction Methodology Results Conclusion

2.  Radial  abundance  profiles  

O  

Fe  

Si  

S  

Al  

„cold“ disk „warm“ disk

O  Fe  

Si  

S  Al  

Introduction Methodology Results Conclusion

3.Bulk  chemical  composi;on  

+ = ?

Introduction Methodology Results Conclusion

„warm“  disk   „cold“  disk  

Merkury Venus Earth Mars

vola

tility

normalized to Si:

Introduction Methodology Results Conclusion

•  Source  regions:  massive  planets  and  close-­‐in  planets  have    flaQer  source  regions  than  smaller  planets.    

•  Cold  disk:  effects  of  dynamics  are  surpressed.  

•  Warm  disk:  limited  variety  in  bulk  composi;on  of  refractory  and  vola;le  elements.  Dependence  on  mass  and  semi-­‐major  axis  of  the  final  planet.  

•  Solar  system  bulk  abundances  are  not  reproduced  in  detail.    

Conclusions  

Disk  model  (2  one-­‐dimensional,  1  two-­‐dimensional)  

Sigma(r)  ,  T(r),  P(r)  at  beginning  of  dynamical  simula;ons  

Ini;al  condi;ons  of  dynamical  simula;ons  (2  disk  masses)  (Morishima  et  al.,  2010)  

wt%.  of  elements  in  solids  

dynamical  simula;ons    (Morishima  et  al.,  2010)  

Bulk  composi;on  of  ini;al  planetesimals  

Ini;al  loca;on  of  planetsimals  (Morishima  et  al.,  2010)  

Bulk  composi;on  of  planets  

Abundance  profiles  

Source  regions  

1.  

2.  

3.  

Equilibrium  condensa;on  calcula;ons  (14  major  rock  forming  elements)  

Bond  et  al,  2010b  

Initial planetesimal disk

Final planets

Abundance profile

•  Constraints  on  Solar  system  bulk  composi;on?    

•  Dependence  on  ini;al  condi;ons  of  dynamical  simula;ons?  

•  Transi;on  from  dust  to  planetesimals  (;me  scales,  loca;on)  ?  

•  Conserva;on  of  bulk  composi;on  during  mergers?  

Outstanding  ques;ons  

Hydrogen  

Only the two coldest disks provide H condensation inside 4 AU.

Extreme  composi;ons  

Extreme  composi;ons