Atmosphärische Bedingungen

@article{wormell1948atmospherics,
    author = "Wormell, T.W. und Pierce, E.T.",
    title = "Atmospherics",
    year = "1948",
    journal = "Journal of the Institution of Electrical Engineers - Teil III: Radio- und Nachrichtentechnik",
    url = "https://doi.org/10.1049/ji-3-2.1948.0078",
    doi = "10.1049/ji-3-2.1948.0078",
    number = "37",
    pages = "331-332",
    volume = "95"
}

@book{brown1949rare4,
    author = "Brown, H",
    title = "Rare Gases and the Formation of the Earth's Atmosphere, in Kuiper, G. P., ed., The Atmospheres of the Earth and Planets",
    year = "1949",
    publisher = "Chicago, Ill., University of Chicago Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Brown, H., 1949, Rare Gases and the Formation of the Earth's Atmosphere, in Kuiper, G. P., ed., The Atmospheres of the Earth and Planets: Chicago, Ill., University of Chicago Press.}"
}

@book{kuiper1949the8,
    author = "Kuiper, G. P",
    title = "The Atmospheres of the Earth and Planets",
    year = "1949",
    publisher = "Chicago, Ill., University of Chicago Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Kuiper, G. P., 1949, The Atmospheres of the Earth and Planets: Chicago, Ill., University of Chicago Press.}"
}

@book{byers1954the5,
    author = "Byers, H. G",
    title = "Die Atmosphäre bis 30 Kilometer, in Kuiper, G. P., ed., The Earth as a Planet",
    year = "1954",
    publisher = "Chicago, University of Chicago Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Byers, H. G., 1954, The atmosphere up to 30 kilometers, in Kuiper, G. P., ed., The Earth as a Planet: Chicago, University of Chicago Press.}"
}

@book{berkner1964in2,
    author = "Berkner, L. V. und Marshall, L. C",
    title = "in Brancazio, P. J. und Cameron, A. G. W., Hgg., The Origin and Evolution of the Atmosphere and Oceans",
    year = "1964",
    publisher = "New York, John Wiley and Sons, S. 102-126",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Berkner, L. V. und Marshall, L. C., 1964,, in Brancazio, P. J. und Cameron, A. G. W., Hgg., The Origin and Evolution of the Atmosphere and Oceans: New York, John Wiley and Sons, S. 102-126.}"
}

@inproceedings{brekner1965history3,
    author = "Brekner, L. V. und Marshall, L. C",
    title = "History of the Major Atmospheric Components, in Symposium on the Evolution of the Earth's Atmosphere",
    year = "1965",
    booktitle = "v. 53, No.6, p. 1215-1226; Proceedings of the National Academy of Sciences",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Brekner, L. V., und Marshall, L. C., 1965, History of the Major Atmospheric Components, in Symposium on the Evolution of the Earth's Atmosphere: v. 53, No.6, p. 1215-1226; Proceedings of the National Academy of Sciences.}"
}

@misc{connes1967traces7,
    author = "Connes, P. und Connes, J. und Benedict, W. S. und Kaplan, L. D",
    title = "Spuren von HCl und HF in der Atmosphäre von Venus",
    year = "1967",
    howpublished = "Ap. J., v. 147, p. 1230",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Connes, P., Connes, J., Benedict, W. S., und Kaplan, L. D., 1967, Spuren von HCl und HF in der Atmosphäre von Venus: Ap. J., v. 147, p. 1230.}"
}

@book{openalexw1667069063,
    author = "Safronov, Viktor Sergeevich",
    title = "Evolution der protoplanetaren Wolke und Entstehung der Erde und der Planeten",
    year = "1972",
    journal = "Medical Entomology and Zoology",
    openalex = "W1667069063"
}

@misc{ruderman1974possible10,
    author = "Ruderman, M. A",
    title = "Mögliche Folgen naher Supernova-Explosionen für die atmosphärische Ozonschicht und das irdische Leben",
    year = "1974",
    howpublished = "Science, v. 184, p. 1079-1081",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Ruderman, M. A., 1974, Possible consequences of nearby supernova explosions for atmospheric ozone and terrestrial life: Science, v. 184, p. 1079-1081.}"
}

@misc{ninkovich1976explosive9,
    author = "Ninkovich, D. und Donn, W. L",
    title = "Explosive Cenozoic Vulkanismus und klimatische Implikationen",
    year = "1976",
    howpublished = "Science, v. 194, p. 899-906",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Ninkovich, D., und Donn, W. L., 1976, Explosive Cenozoic Vulkanismus und klimatische Implikationen: Science, v. 194, p. 899-906.}"
}

@misc{walker1977evolution11,
    author = "Walker, J. C. G",
    title = "Evolution of the Atmosphere",
    year = "1977",
    howpublished = "New York, Macmillan",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Walker, J. C. G., 1977, Evolution of the Atmosphere: New York, Macmillan.}"
}

@article{doi1010160019103581901019,
    author = "Watson, Andrew und Donahue, T. M. und Walker, James C. G.",
    title = "The dynamics of a rapidly escaping atmosphere: Applications to the evolution of Earth and Venus",
    year = "1981",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(81)90101-9",
    doi = "10.1016/0019-1035(81)90101-9",
    openalex = "W2106231443"
}

Kombinierte Schlussfolgerungen aus Seismologie, Hochdruckexperimenten und -theorie, Geomagnetismus, Strömungsmechanik und aktuellen Ansichten zur terrestrischen planetaren Evolution führen zu Modellen des Erdkerns mit folgenden Eigenschaften. Die Kernbildung war zeitgleich mit der Akkretion der Erde; der Kern befindet sich nicht im chemischen Gleichgewicht mit dem Mantel; der äußere Kern ist eine flüssige Eisenlegierung, die signifikante Mengen leichter Elemente enthält und wahrscheinlich fast adiabatisch und kompositionell einheitlich ist; der eisenreichere innere feste Kern ist eine Folge des teilweisen Gefrierens des äußeren Kerns, und die Energieabgabe aus diesem Prozess erhält das Erdmagnetfeld aufrecht; und die thermodynamischen Eigenschaften des Kerns sind durch die Anwendung der Flüssigkeitszustandstheorie auf seismische und Laboratoriumsdaten gut eingeschränkt.

@article{doi101126science2144521611,
    author = "Stevenson, D. J.",
    title = "Models of the Earth's Core",
    year = "1981",
    journal = "Science",
    abstract = "Combined inferences from seismology, high-pressure experiment and theory, geomagnetism, fluid dynamics, and current views of terrestrial planetary evolution lead to models of the earth's core with the following properties. Core formation was contemporaneous with earth accretion; the core is not in chemical equilibrium with the mantle; the outer core is a fluid iron alloy containing significant quantities of lighter elements and is probably almost adiabatic and compositionally uniform; the more iron-rich inner solid core is a consequence of partial freezing of the outer core, and the energy release from this process sustains the earth's magnetic field; and the thermodynamic properties of the core are well constrained by the application of liquid-state theory to seismic and laboratory data.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.214.4521.611",
    doi = "10.1126/science.214.4521.611",
    openalex = "W2074267811"
}

@misc{austin1982did1,
    author = "Austin, S. A",
    title = "Hat die Erde eine reduzierende Atmosphäre gehabt?",
    year = "1982",
    howpublished = "ICR Impact Series, no. 109, p. i-iv",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Austin, S. A., 1982, Hat die Erde eine reduzierende Atmosphäre gehabt?: ICR Impact Series, no. 109, p. i-iv.}"
}

@article{clemmey1982oxygen6,
    author = "Clemmey, H. und Badham, N",
    title = "Sauerstoff in der Präkambrium-Atmosphäre",
    year = "1982",
    journal = "eine Bewertung der geologischen Beweise: The Geographical Review, v. 10, S. 141-146",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Clemmey, H., und Badham, N., 1982, Oxygen in the Precambrian atmosphere: an evaluation of the geologic evidence: The Geographical Review, v. 10, p. 141-146.}"
}

@article{doi1010160019103582900793,
    author = "Pollack, James B. und Black, David C.",
    title = "Edle Gase in planetarischen Atmosphären: Implikationen für den Ursprung und die Evolution von Atmosphären",
    year = "1982",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(82)90079-3",
    doi = "10.1016/0019-1035(82)90079-3",
    openalex = "W2044634350"
}

In diesem ersten umfassenden Versuch, die chemische Evolution der Atmosphäre und der Ozeane der Erde zu rekonstruieren, fasst Heinrich Holland Daten aus einem breiten Spektrum von Fachgebieten zusammen, um die Geschichte des Ozean-Atmosphäre-Systems nachzuvollziehen. Als Pionier in einem zunehmend wichtigen Bereich der Forschung präsentiert er eine umfassende Behandlung des Wissens zu diesem Thema, liefert eine ausgedehnte Bibliographie und skizziert Probleme und Ansätze für weitere Forschung. Die ersten vier Kapitel befassen sich mit der turbulenten ersten Hälfte der Erdgeschichte in Milliarden von Jahren. Die nächsten vier Kapitel, die sich größtenteils auf die Erde von 3,9 bis 0,6 Milliarden Jahren vor der Gegenwart (b.y.b.p.) beziehen, zeigen, dass die Veränderungen in der Atmosphäre und den Ozeanen während dieser Periode nicht dramatisch waren. Das letzte Kapitel des Buches behandelt das Phanerozoikum; obwohl die isotopische Zusammensetzung von Schwefel und Strontium im Meerwasser während dieser Periode der Erdgeschichte stark variierte, blieb die chemische Zusammensetzung des Meerwassers unverändert.

@book{doi1015159780691220239,
    author = "Holland, Heinrich",
    title = "The Chemical Evolution of the Atmosphere and Oceans",
    year = "1984",
    booktitle = "Princeton University Press eBooks",
    abstract = "In diesem ersten umfassenden Versuch, die chemische Evolution der Atmosphäre und der Ozeane der Erde zu rekonstruieren, fasst Heinrich Holland Daten aus einem breiten Spektrum von Fachgebieten zusammen, um die Geschichte des Ozean-Atmosphäre-Systems nachzuvollziehen. Als Pionier in einem zunehmend wichtigen Bereich der Forschung präsentiert er eine umfassende Behandlung des Wissens zu diesem Thema, liefert eine ausgedehnte Bibliographie und skizziert Probleme und Ansätze für weitere Forschung. Die ersten vier Kapitel befassen sich mit der turbulenten ersten Hälfte der Erdgeschichte in Milliarden von Jahren. Die nächsten vier Kapitel, die sich größtenteils auf die Erde von 3,9 bis 0,6 Milliarden Jahren vor der Gegenwart (b.y.b.p.) beziehen, zeigen, dass die Veränderungen in der Atmosphäre und den Ozeanen während dieser Periode nicht dramatisch waren. Das letzte Kapitel des Buches behandelt das Phanerozoikum; obwohl die isotopische Zusammensetzung von Schwefel und Strontium im Meerwasser während dieser Periode der Erdgeschichte stark variierte, blieb die chemische Zusammensetzung des Meerwassers unverändert.",
    url = "https://doi.org/10.1515/9780691220239",
    doi = "10.1515/9780691220239",
    openalex = "W1638884317"
}

@article{doi1010160019103588900310,
    author = "Zahnle, Kevin und Kasting, James F. und Pollack, James B.",
    title = "Evolution of a steam atmosphere during earth's accretion",
    year = "1988",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(88)90031-0",
    doi = "10.1016/0019-1035(88)90031-0",
    openalex = "W1998781690",
    references = "doi1010079781461261674, doi101007bf00151270, doi1010160019103581901019, doi1010160019103583900325, doi1010160019103583902415, doi1010160019103585901460, doi1010160019103587901047, doi1010160019103588901169, doi101126science2144521611, openalexw1667069063, openalexw2341059552"
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@article{doi1010160019103588901169,
    author = "Kasting, James F.",
    title = "Runaway und feuchte Treibhausatmosphären und die Evolution der Erde und Venus",
    year = "1988",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(88)90116-9",
    doi = "10.1016/0019-1035(88)90116-9",
    openalex = "W1968152463",
    references = "doi1010160019103578900210, doi1010160019103588900310"
}

@article{crossref1989atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "1989",
    journal = "Europhysics News",
    url = "https://doi.org/10.1051/epn/19892010154b",
    doi = "10.1051/epn/19892010154b",
    number = "10",
    pages = "154-154",
    volume = "20"
}

@article{doi101016001910359190036s,
    author = "Pepin, Robert O.",
    title = "On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles",
    year = "1991",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(91)90036-s",
    doi = "10.1016/0019-1035(91)90036-s",
    openalex = "W2044377375",
    references = "doi1010160019103583900325, doi1010160032063363901132, doi101029jb087ib07p05611, doi101038338487a0, doi101126science2214611651"
}

Der Wettbewerb zwischen der durch Impakt verursachten Erosion und der durch Impakt zugeführten Menge an flüchtigen Stoffen in planetaren Atmosphären kann bestimmen, ob ein Planet oder ein Mond eine Atmosphäre aufbaut. Ohne andere Prozesse (z. B. Entgasung) finden wir entweder, dass eine planetare Atmosphäre dick sein sollte, oder dass es gar keine Atmosphäre gibt. Die Grenze zwischen diesen beiden Extremen wird durch die Massen- und Geschwindigkeitsverteilungen sowie den intrinsischen Gehalt an flüchtigen Stoffen der Impaktoren festgelegt. Wir wenden unser Modell speziell auf Titan, Callisto und Ganymede an. Die Impaktierende Population wird mit Kometen identifiziert, entweder in Form von streunenden Uranus-Neptune-Planetesimalen oder als aus dem Kuipergürtel gelöste Kometen. Systematisch niedrigere Impaktgeschwindigkeiten auf Titan ermöglichen es ihm, eine dicke Atmosphäre zu behalten, während Callisto und Ganymede nichts erhalten. Die Atmosphäre von Titan kann daher ein Ausdruck eines spätakkretierenden, flüchtigstoffreichen Überzugs sein. Eine Impaktursprung für die Atmosphäre von Titan erklärt natürlich das hohe D/H-Verhältnis, das sie mit der Erde, den kohlenstoffhaltigen Meteoriten und Halley teilt. Es erklärt auch die allgemeine Ähnlichkeit der Atmosphäre von Titan mit denen von Triton und Pluto, was sonst rätselhaft erscheint angesichts der radikal unterschiedlichen Geschichten und Gesamtzusammensetzungen dieser Objekte.

@article{doi101016001910359290187c,
    author = "Zahnle, K und Pollack, J B und Grinspoon, D und Dones, L",
    title = "Impact-generated atmospheres over Titan, Ganymede, and Callisto.",
    year = "1992",
    journal = "Icarus",
    abstract = "The competition between impact erosion and impact supply of volatiles to planetary atmospheres can determine whether a planet or satellite accumulates an atmosphere. In the absence of other processes (e.g., outgassing), we find either that a planetary atmosphere should be thick, or that there should be no atmosphere at all. The boundary between the two extreme cases is set by the mass and velocity distributions and intrinsic volatile content of the impactors. We apply our model specifically to Titan, Callisto, and Ganymede. The impacting population is identified with comets, either in the form of stray Uranus-Neptune planetesimals or as dislodged Kuiper belt comets. Systematically lower impact velocities on Titan allow it to retain a thick atmosphere, while Callisto and Ganymede get nothing. Titan's atmosphere may therefore be an expression of a late-accreting, volatile-rich veneer. An impact origin for Titan's atmosphere naturally accounts for the high D/H ratio it shares with Earth, the carbonaceous meteorites, and Halley. It also accounts for the general similarity of Titan's atmosphere to those of Triton and Pluto, which is otherwise puzzling in view of the radically different histories and bulk compositions of these objects.",
    url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/11538396/",
    doi = "10.1016/0019-1035(92)90187-c",
    openalex = "W2080496895",
    pmid = "11538396",
    references = "doi101016001670378990286x, doi1010160019103583900325, doi1010160019103588900310, doi1010160022286070900190, doi1010160734743x87900698, doi101038338487a0, doi101038343129a0, doi101126science11538074, doi101130spe190, doi102307jctv1v3gr3r6"
}

Die Vorstellungen über die Zusammensetzung der Atmosphäre und das Klima auf der frühen Erde haben sich in den letzten 30 Jahren erheblich weiterentwickelt, doch viele Unsicherheiten bestehen weiterhin. Es wird allgemein angenommen, dass die Atmosphäre anfangs wenig oder gar keinen freien Sauerstoff enthielt und dass sich die Sauerstoffkonzentrationen vor etwa 2,0 Milliarden Jahren deutlich erhöhten, jedoch bleiben der genaue Zeitpunkt und die Gründe für diesen Anstieg unerklärt. Ebenso wird meist zugestanden, dass der atmosphärische Treibhauseffekt in der Vergangenheit höher gewesen sein muss, um die reduzierte solare Leuchtkraft auszugleichen, doch die erforderlichen Konzentrationen von atmosphärischem Kohlendioxid und anderen Treibhausgasen bleiben spekulativ. Ein besseres Verständnis der vergangenen atmosphärischen Evolution ist wichtig für das Verständnis der Evolution des Lebens und für die Vorhersage, ob erdähnliche Planeten anderswo im Universum existieren könnten.

@article{doi101126science11536547,
    author = "Kasting, James F.",
    title = "Earth's Early Atmosphere",
    year = "1993",
    journal = "Science",
    abstract = "Ideas about atmospheric composition and climate on the early Earth have evolved considerably over the last 30 years, but many uncertainties still remain. It is generally agreed that the atmosphere contained little or no free oxygen initially and that oxygen concentrations increased markedly near 2.0 billion years ago, but the precise timing of and reasons for its rise remain unexplained. Likewise, it is usually conceded that the atmospheric greenhouse effect must have been higher in the past to offset reduced solar luminosity, but the levels of atmospheric carbon dioxide and other greenhouse gases required remain speculative. A better understanding of past atmospheric evolution is important to understanding the evolution of life and to predicting whether Earth-like planets might exist elsewhere in the galaxy.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.11536547",
    doi = "10.1126/science.11536547",
    openalex = "W2001363398",
    references = "doi101006icar19931010, doi101007bf00151270, doi101016001670379290064p, doi1010160019103588900310, doi101029gm032, doi101029jc086ic10p09776, doi101038321832a0, doi101038331612a0, doi101038342139a0, doi101038343129a0, doi101111j150239311988tb02083x, doi101126science11536492, doi101126science11538074, doi101126science1173046528, doi101126science1303370245, doi101126science1585174, doi101126science1631544, doi101126science177404352, doi101130001676061951621111ghosw20co2, doi1015159780691220239, doi102475ajs2837641, miller1953a, openalexw2026796374"
}

@incollection{crossref1999atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "1999",
    booktitle = "Shakespeare: The Comedies",
    url = "https://doi.org/10.5040/9781350391055.ch-001",
    doi = "10.5040/9781350391055.ch-001"
}

Wir präsentieren unser NextGen Model Atmosphere Grid für niedrigmassige Sterne für effektive Temperaturen größer als 3000 K. Diese LTE-Modelle werden mit denselben grundlegenden Modellannahmen und Eingangsphysik wie der VLMS-Teil des NextGen-Grids berechnet, sodass das vollständige Grid z. B. für konsistente Sternentwicklungsrechnungen und für eine intern konsistente Analyse von Spektren kühler Sterne verwendet werden kann. Dieses Grid ist auch der Ausgangspunkt für ein großes Grid detaillierter NLTE-Modellatmosphären für Zwergsterne und Riesen. Die Modelle wurden von 3000 bis 10.000 K (in Schritten von 200 K) für 3,5 ≤ log g ≤ 5,5 (in Schritten von 0,5) und Metallizitäten von -4,0 ≤ [M/H] ≤ 0,0 berechnet.

@article{doi101086306745,
    author = "Hauschildt, P. H. und Allard, F. und Baron, E.",
    title = "The NextGen Model Atmosphere Grid für \documentclass{aastex} \usepackage{amsbsy} \usepackage{amsfonts} \usepackage{amssymb} \usepackage{bm} \usepackage{mathrsfs} \usepackage{pifont} \usepackage{stmaryrd} \usepackage{textcomp} \usepackage{portland,xspace} \usepackage{amsmath,amsxtra} \usepackage[OT2,OT1]{fontenc} \newcommand\cyr{\renewcommand\rmdefault{wncyr} \renewcommand\sfdefault{wncyss} \renewcommand\encodingdefault{OT2} \normalfont \selectfont} \DeclareTextFontCommand{\textcyr}{\cyr} \pagestyle{empty} \DeclareMathSizes{10}{9}{7}{6} \begin{document} \landscape $3000\leq T\_{\mathrm{eff}\,}\leq \mathrm{10,000}\,$ \end{document} K",
    year = "1999",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Wir präsentieren unser NextGen Model Atmosphere Grid für niedrigmassige Sterne für effektive Temperaturen größer als 3000 K. Diese LTE-Modelle werden mit denselben grundlegenden Modellannahmen und Eingangsphysik wie der VLMS-Teil des NextGen-Grids berechnet, sodass das vollständige Grid z. B. für konsistente Sternentwicklungsrechnungen und für eine intern konsistente Analyse von Spektren kühler Sterne verwendet werden kann. Dieses Grid ist auch der Ausgangspunkt für ein großes Grid detaillierter NLTE-Modellatmosphären für Zwergsterne und Riesen. Die Modelle wurden von 3000 bis 10.000 K (in Schritten von 200 K) für 3,5 ≤ log g ≤ 5,5 (in Schritten von 0,5) und Metallizitäten von -4,0 ≤ [M/H] ≤ 0,0 berechnet.",
    url = "https://doi.org/10.1086/306745",
    doi = "10.1086/306745",
    openalex = "W4292406868"
}

Zusammenfassung— Im ursprünglichen Sonnensystem waren die wahrscheinlichsten Quellen des von der Erde akkretierten Wassers der äußere Asteroidengürtel, die Regionen der Riesenplaneten und der Kuipergürtel. Wir untersuchen die Implikationen für den Ursprung des Wassers der Erde aus dynamischen Modellen der ursprünglichen Entwicklung von Sonnensystemkörpern und prüfen sie im Hinblick auf chemische Einschränkungen. Wir finden, dass es plausibel ist, dass die Erde während ihrer gesamten Entstehung Wasser akkretiert hat, von den frühen Phasen, in denen die Sonnennebel noch vorhanden war, bis zu den späten Stadien des gasfreien Abfanges von zerstreuten Planetesimalen. Asteroiden und Kometen aus der Jupiter-Saturn-Region waren die ersten Wasserlieferanten, als die Erde weniger als die Hälfte ihrer heutigen Masse hatte. Der Großteil des Wassers, das sich derzeit auf der Erde befindet, wurde von wenigen planetaren Embryonen transportiert, die ursprünglich im äußeren Asteroidengürtel entstanden und von der Erde in der letzten Phase ihrer Entstehung akkretiert wurden. Schließlich ereignete sich ein später Überzug, der höchstens 10 % der gegenwärtigen Wassermasse ausmachte, aufgrund von Kometen aus der Uranus-Neptun-Region und aus dem Kuipergürtel. Das Nettoergebnis der Akkretion aus diesen mehreren Reservoiren ist, dass das Wasser auf der Erde im Wesentlichen das D/H-Verhältnis aufwies, das typisch für das im äußeren Asteroidengürtel kondensierte Wasser ist. Dies stimmt mit der Beobachtung überein, dass das D/H-Verhältnis in den Ozeanen dem Mittelwert des D/H-Verhältnisses der Wassereinbechlüsse in kohlenstoffhaltigen Chondriten sehr nahe kommt.

@article{doi101111j194551002000tb01518x,
    author = "Morbidelli, Alessandro und Chambers, John und Lunine, J. I. und Petit, Jean-Marc und Robert, F. und Valsecchi, G. B. und Cyr, K. E.",
    title = "Quellregionen und Zeitskalen für die Lieferung von Wasser zur Erde",
    year = "2000",
    journal = "Meteoritics and Planetary Science",
    abstract = "Zusammenfassung— Im ursprünglichen Sonnensystem waren die wahrscheinlichsten Quellen des von der Erde akkretierten Wassers der äußere Asteroidengürtel, die Regionen der Riesenplaneten und der Kuipergürtel. Wir untersuchen die Implikationen für den Ursprung des Wassers der Erde aus dynamischen Modellen der ursprünglichen Entwicklung von Sonnensystemkörpern und prüfen sie im Hinblick auf chemische Einschränkungen. Wir finden, dass es plausibel ist, dass die Erde während ihrer gesamten Entstehung Wasser akkretiert hat, von den frühen Phasen, in denen die Sonnennebel noch vorhanden war, bis zu den späten Stadien des gasfreien Abfanges von zerstreuten Planetesimalen. Asteroiden und Kometen aus der Jupiter-Saturn-Region waren die ersten Wasserlieferanten, als die Erde weniger als die Hälfte ihrer heutigen Masse hatte. Der Großteil des Wassers, das sich derzeit auf der Erde befindet, wurde von wenigen planetaren Embryonen transportiert, die ursprünglich im äußeren Asteroidengürtel entstanden und von der Erde in der letzten Phase ihrer Entstehung akkretiert wurden. Schließlich ereignete sich ein später Überzug, der höchstens 10 % der gegenwärtigen Wassermasse ausmachte, aufgrund von Kometen aus der Uranus-Neptun-Region und aus dem Kuipergürtel. Das Nettoergebnis der Akkretion aus diesen mehreren Reservoiren ist, dass das Wasser auf der Erde im Wesentlichen das D/H-Verhältnis aufwies, das typisch für das im äußeren Asteroidengürtel kondensierte Wasser ist. Dies stimmt mit der Beobachtung überein, dass das D/H-Verhältnis in den Ozeanen dem Mittelwert des D/H-Verhältnisses der Wassereinbechlüsse in kohlenstoffhaltigen Chondriten sehr nahe kommt.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    doi = "10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    openalex = "W2014359877",
    references = "doi101006icar19941039, doi101006icar19960190, doi101006icar19986007, doi101006icar19996299, doi1010079781461261674, doi101007bf00642464, doi1010160019103588900310, doi101016001910359190036s, doi101017cbo9780511545986, doi101126science25550501391, doi101126science27653191670"
}

▪ Zusammenfassung Unser Verständnis der Evolution organischer Moleküle und ihrer Reise von Molekülwolken zum frühen Sonnensystem und zur Erde hat sich dramatisch gewandelt. Durch die Einbeziehung neuer Beobachtungsdaten von der Erde und aus dem Weltraum sowie Laborsimulationsversuchen und neuen Methoden zur theoretischen Modellierung fasst dieser Aufsatz den Bestand und die Verteilung organischer Moleküle in verschiedenen Umgebungen zusammen. Die Evolution, das Überleben, der Transport und die Umwandlung von Organika werden verfolgt, von Molekülwolken und dem diffusen interstellaren Medium bis zu ihrer Einbindung in Material des Sonnensystems wie Kometen und Meteoriten. Wir beschränken die Bildungswege in der Gasphase und auf Kornoberflächen für organische Moleküle in dichten interstellaren Wolken, indem wir auf jüngste Beobachtungen mit dem Infrared Space Observatory (ISO) und bodengestützten Radioteleskopen zurückgreifen. Die wichtigsten spektroskopischen Belege für kohlenstoffhaltige Verbindungen im diffusen interstellaren Medium werden diskutiert (UV-Bump bei 2200 Å, diffuse interstellare Banden, erweiterte rote Emission und Infrarotabsorptions- und Emissionsbanden). Wir überprüfen kritisch die Signaturen und ungelösten Probleme im Zusammenhang mit den Hauptorganika, die im diffusen Gas vermutet werden, wie polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAHs), Fulleren, Diamanten und kohlenstoffhaltige Feststoffe. Wir diskutieren auch kurz die Entstehung von Organika im Umfeld von Sternen späterer Spektraltypen. Im Sonnensystem haben Raumfahrtmissionen zum Kometen Halley und Beobachtungen der hellen Kometen Hyakutake und Hale-Bopp eine Neubewertung der organischen Chemie von Staub und flüchtigen Stoffen in langperiodischen Kometen ermöglicht. Wir besprechen die Fortschritte in diesem Bereich und diskutieren auch den Fortschritt bei der Aufklärung des komplexen organischen Bestands von kohlenstoffhaltigen Meteoriten. Das Wissen über die organische Chemie in Molekülwolken, Kometen und Meteoriten und ihre gemeinsame Verbindung liefert Einschränkungen für die Prozesse, die zur Entstehung, Evolution und Verteilung des Lebens in der Galaxie führen.

@article{doi101146annurevastro381427,
    author = "Ehrenfreund, P. and Charnley, Steven B.",
    title = "Organic Molecules in the Interstellar Medium, Comets, and Meteorites: A Voyage from Dark Clouds to the Early Earth",
    year = "2000",
    journal = "Annual Review of Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "▪ Zusammenfassung Unser Verständnis der Evolution organischer Moleküle und ihrer Reise von Molekülwolken zum frühen Sonnensystem und zur Erde hat sich dramatisch gewandelt. Durch die Einbeziehung neuer Beobachtungsdaten von der Erde und aus dem Weltraum sowie Laborsimulationsversuchen und neuen Methoden zur theoretischen Modellierung fasst dieser Aufsatz den Bestand und die Verteilung organischer Moleküle in verschiedenen Umgebungen zusammen. Die Evolution, das Überleben, der Transport und die Umwandlung von Organika werden verfolgt, von Molekülwolken und dem diffusen interstellaren Medium bis zu ihrer Einbindung in Material des Sonnensystems wie Kometen und Meteoriten. Wir beschränken die Bildungswege in der Gasphase und auf Kornoberflächen für organische Moleküle in dichten interstellaren Wolken, indem wir auf jüngste Beobachtungen mit dem Infrared Space Observatory (ISO) und bodengestützten Radioteleskopen zurückgreifen. Die wichtigsten spektroskopischen Belege für kohlenstoffhaltige Verbindungen im diffusen interstellaren Medium werden diskutiert (UV-Bump bei 2200 Å, diffuse interstellare Banden, erweiterte rote Emission und Infrarotabsorptions- und Emissionsbanden). Wir überprüfen kritisch die Signaturen und ungelösten Probleme im Zusammenhang mit den Hauptorganika, die im diffusen Gas vermutet werden, wie polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffe (PAHs), Fulleren, Diamanten und kohlenstoffhaltige Feststoffe. Wir diskutieren auch kurz die Entstehung von Organika im Umfeld von Sternen späterer Spektraltypen. Im Sonnensystem haben Raumfahrtmissionen zum Kometen Halley und Beobachtungen der hellen Kometen Hyakutake und Hale-Bopp eine Neubewertung der organischen Chemie von Staub und flüchtigen Stoffen in langperiodischen Kometen ermöglicht. Wir besprechen die Fortschritte in diesem Bereich und diskutieren auch den Fortschritt bei der Aufklärung des komplexen organischen Bestands von kohlenstoffhaltigen Meteoriten. Das Wissen über die organische Chemie in Molekülwolken, Kometen und Meteoriten und ihre gemeinsame Verbindung liefert Einschränkungen für die Prozesse, die zur Entstehung, Evolution und Verteilung des Lebens in der Galaxie führen.",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.astro.38.1.427",
    doi = "10.1146/annurev.astro.38.1.427",
    openalex = "W2148340339",
    references = "doi101006icar19996299, doi101038318162a0, doi101038347354a0, doi101038355125a0, doi101038359707a0, doi101086155591, doi101126science11538074, doi101126science2735277924, doi101146annurevaa09090171000245, doi101146annurevaa28090190000345, doi105860choice312093"
}

Laboratorienexperimente zur Bindung von Gasen durch bei niedrigen Temperaturen bildendes Eis deuten Kometen als Hauptträger schwerer Edelgase zu den inneren Planeten. Diese eisigen Planetesimale könnten auch die Stickstoffverbindungen mitgebracht haben, die schließlich atmosphärisches N2 produzierten. Wenn jedoch die Stichprobe der bisher analysierten drei Kometen repräsentativ ist, konnten die Ozeane der Erde nicht allein durch Kometen entstanden sein; sie benötigen eine zusätzliche Wasserquelle mit niedrigem D/H-Verhältnis. Das stark fraktionierte Neon in der Erdatmosphäre könnte auch auf die Bedeutung nicht-eisiger Träger von Flüchtlingen hinweisen. Der wichtigste zusätzliche Träger ist wahrscheinlich das Gestein, das den Großteil der Masse dieser Planeten ausmacht. Venus könnte einen Beitrag von eisigen Planetesimalen benötigen, die bei den niedrigen Temperaturen entstanden sind, die für den Kuipergürtel charakteristisch sind.

@article{doi101023a1011809412925,
    author = "Owen, T C und Bar-Nun, A",
    title = "Beiträge eisiger Planetesimale zur frühen Atmosphäre der Erde.",
    year = "2001",
    journal = "Ursprung des Lebens und Evolution der Biosphäre: Zeitschrift der Internationalen Gesellschaft für die Erforschung des Ursprungs des Lebens",
    abstract = "Laboratorienexperimente zur Bindung von Gasen durch bei niedrigen Temperaturen bildendes Eis deuten Kometen als Hauptträger schwerer Edelgase zu den inneren Planeten. Diese eisigen Planetesimale könnten auch die Stickstoffverbindungen mitgebracht haben, die schließlich atmosphärisches N2 produzierten. Wenn jedoch die Stichprobe der bisher analysierten drei Kometen repräsentativ ist, konnten die Ozeane der Erde nicht allein durch Kometen entstanden sein; sie benötigen eine zusätzliche Wasserquelle mit niedrigem D/H-Verhältnis. Das stark fraktionierte Neon in der Erdatmosphäre könnte auch auf die Bedeutung nicht-eisiger Träger von Flüchtlingen hinweisen. Der wichtigste zusätzliche Träger ist wahrscheinlich das Gestein, das den Großteil der Masse dieser Planeten ausmacht. Venus könnte einen Beitrag von eisigen Planetesimalen benötigen, die bei den niedrigen Temperaturen entstanden sind, die für den Kuipergürtel charakteristisch sind.",
    url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/11599179/",
    doi = "10.1023/a:1011809412925",
    openalex = "W2257792074",
    pmid = "11599179",
    references = "doi101006icar19951190, doi1010160012821x76901187, doi101016001670378990286x, doi101016001910359190036s, doi101029js082i028p04341, doi101029js082i028p04635, doi101038190389a0, doi101111j194551001994tb01092x, doi101126science27553081904, doi101146annurevaa32090194001203"
}

Obwohl Biomarker-, Spurenelement- und Isotopenbelege verwendet wurden, um zu behaupten, dass die Evolution der oxygenischen Photosynthese bis vor 2,8 Milliarden Jahren (Ga) vorlag und möglicherweise bereits vor 3,7 Ga stattfand, wirft eine skeptische Prüfung erhebliche Zweifel an der Anwesenheit von Sauerstoffproduzenten zu diesen Zeiten auf. Geologische Merkmale, die auf Sauerstoff hindeuten, wie rote Sedimente, lateritische Paläoböden und die Rückkehr von sedimentären Sulfatvorkommen nach einer Pause von etwa 900 Millionen Jahren, treten kurz vor dem etwa 2,3–2,2 Ga Makganyene „Snowball Earth" (globale Vereisung) auf. Die massive Ablagerung von Mangan, das ein hohes Redoxpotential aufweist, erfordert praktisch die Anwesenheit von Umgebungs-Sauerstoff nach dem Snowball. Neue Altersbeschränkungen aus dem Transvaal Supergroup Südafrikas deuten darauf hin, dass alle drei Vereisungen im Huronian Supergroup Kanadas vor dem Snowball-Ereignis stattfanden. Ein einfaches cyanobakterielles Wachstumsmodell, das den Bereich der C-, Fe- und P-Flüsse berücksichtigt, die während einer partiellen Vereisung in einer anoxischen Welt mit eisenreichen Ozeanen erwartet werden, zeigt, dass die oxygenische Photosynthese ein Methan-Treibhaus zerstören und ein Snowball-Ereignis auf Zeitskalen von nur 1 Million Jahren auslösen könnte. Da die geologischen Belege, die Sauerstoff erfordern, während der Pongola-Vereisung vor 2,9 Ga oder während der Huronian-Vereisungen nicht auftreten, argumentieren wir, dass oxygenische Cyanobakterien kurz vor dem Makganyene Snowball entstanden und sich ausbreiteten.

@article{doi101073pnas0504878102,
    author = "Kopp, Robert E. and Kirschvink, Joseph L. and Hilburn, Isaac A. and Nash, Cody Z.",
    title = "The Paleoproterozoic snowball Earth: A climate disaster triggered by the evolution of oxygenic photosynthesis",
    year = "2005",
    journal = "Proceedings of the National Academy of Sciences",
    abstract = {Obwohl Biomarker-, Spurenelement- und Isotopenbelege verwendet wurden, um zu behaupten, dass die Evolution der oxygenischen Photosynthese bis vor 2,8 Milliarden Jahren (Ga) vorlag und möglicherweise bereits vor 3,7 Ga stattfand, wirft eine skeptische Prüfung erhebliche Zweifel an der Anwesenheit von Sauerstoffproduzenten zu diesen Zeiten auf. Geologische Merkmale, die auf Sauerstoff hindeuten, wie rote Sedimente, lateritische Paläoböden und die Rückkehr von sedimentären Sulfatvorkommen nach einer Pause von etwa 900 Millionen Jahren, treten kurz vor dem etwa 2,3–2,2 Ga Makganyene „Snowball Earth" (globale Vereisung) auf. Die massive Ablagerung von Mangan, das ein hohes Redoxpotential aufweist, erfordert praktisch die Anwesenheit von Umgebungs-Sauerstoff nach dem Snowball. Neue Altersbeschränkungen aus dem Transvaal Supergroup Südafrikas deuten darauf hin, dass alle drei Vereisungen im Huronian Supergroup Kanadas vor dem Snowball-Ereignis stattfanden. Ein einfaches cyanobakterielles Wachstumsmodell, das den Bereich der C-, Fe- und P-Flüsse berücksichtigt, die während einer partiellen Vereisung in einer anoxischen Welt mit eisenreichen Ozeanen erwartet werden, zeigt, dass die oxygenische Photosynthese ein Methan-Treibhaus zerstören und ein Snowball-Ereignis auf Zeitskalen von nur 1 Million Jahren auslösen könnte. Da die geologischen Belege, die Sauerstoff erfordern, während der Pongola-Vereisung vor 2,9 Ga oder während der Huronian-Vereisungen nicht auftreten, argumentieren wir, dass oxygenische Cyanobakterien kurz vor dem Makganyene Snowball entstanden und sich ausbreiteten.},
    url = "https://doi.org/10.1073/pnas.0504878102",
    doi = "10.1073/pnas.0504878102",
    openalex = "W2145815106",
    references = "doi101146annurevearth241191, doi102113gsecongeo6871135"
}

Wir berichten über die Ergebnisse des Sun in Time-Mehrwellenlängenprogramms (Röntgenstrahlen bis UV) von Sonnenanalogien mit Altersspannen von ∼0,1-7 Mrd. Jahren. Die Hauptwissenschaftlichen Ziele bestehen darin, den solaren magnetischen Dynamo zu untersuchen und die Strahlungs- und magnetischen Eigenschaften der Sonne während ihrer Entwicklung über die Hauptreihe hinweg zu bestimmen. Der vorliegende Artikel konzentriert sich auf letzteres Ziel, das den ultimativen Zweck hat, die spektrale Strahlungsintensitätsentwicklung sonnenähnlicher Sterne bereitzustellen, die für die Untersuchung und Modellierung planetarer Atmosphären verwendet werden sollen. Die Ergebnisse des Sun in Time-Programms deuten darauf hin, dass die koronale Röntgen-EUV-Emissionen des jungen Hauptreihen-Sonnensystems ∼100-1000-mal stärker waren als die der heutigen Sonne. Ebenso werden die Übergangsregion und die chromosphärischen FUV-UV-Emissionen des jungen Sonnensystems voraussichtlich 20-60- und 10-20-mal stärker sein als heute. Wenn wir die integrierte Hochenergieemission von 1 bis 1200 Å betrachten, zeigt die resultierende Beziehung, dass vor etwa 2,5 Mrd. Jahren der solare Hochenergiefluss etwa 2,5-mal den heutigen Wert betrug und vor etwa 3,5 Mrd. Jahren etwa 6-mal den heutigen Wert (wenn das Leben angeblich auf der Erde entstand). Die abgeleiteten starken Strahlungsemissionen sollten erhebliche Einflüsse auf die thermische Struktur, die Photochemie und die Photoionisierung planetarer Atmosphären gehabt haben und eine wichtige Rolle bei der Entwicklung primitiven Lebens im Sonnensystem gespielt haben. Einige Beispiele der Anwendung der Sun in Time-Ergebnisse auf Exoplaneten und auf frühe Planeten des Sonnensystems werden diskutiert.

@article{doi101086427977,
    author = "Ribas, I. und Guinan, E. F. und Güdel, M. und Audard, M.",
    title = "Evolution of the Solar Activity over Time and Effects on Planetary Atmospheres. I. High‐Energy Irradiances (1–1700 A)",
    year = "2005",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = "Wir berichten über die Ergebnisse des Sun in Time-Mehrwellenlängenprogramms (Röntgenstrahlen bis UV) von Sonnenanalogien mit Altersspannen von ∼0,1-7 Mrd. Jahren. Die Hauptwissenschaftlichen Ziele bestehen darin, den solaren magnetischen Dynamo zu untersuchen und die Strahlungs- und magnetischen Eigenschaften der Sonne während ihrer Entwicklung über die Hauptreihe hinweg zu bestimmen. Der vorliegende Artikel konzentriert sich auf letzteres Ziel, das den ultimativen Zweck hat, die spektrale Strahlungsintensitätsentwicklung sonnenähnlicher Sterne bereitzustellen, die für die Untersuchung und Modellierung planetarer Atmosphären verwendet werden sollen. Die Ergebnisse des Sun in Time-Programms deuten darauf hin, dass die koronale Röntgen-EUV-Emissionen des jungen Hauptreihen-Sonnensystems ∼100-1000-mal stärker waren als die der heutigen Sonne. Ebenso werden die Übergangsregion und die chromosphärischen FUV-UV-Emissionen des jungen Sonnensystems voraussichtlich 20-60- und 10-20-mal stärker sein als heute. Wenn wir die integrierte Hochenergieemission von 1 bis 1200 Å betrachten, zeigt die resultierende Beziehung, dass vor etwa 2,5 Mrd. Jahren der solare Hochenergiefluss etwa 2,5-mal den heutigen Wert betrug und vor etwa 3,5 Mrd. Jahren etwa 6-mal den heutigen Wert (wenn das Leben angeblich auf der Erde entstand). Die abgeleiteten starken Strahlungsemissionen sollten erhebliche Einflüsse auf die thermische Struktur, die Photochemie und die Photoionisierung planetarer Atmosphären gehabt haben und eine wichtige Rolle bei der Entwicklung primitiven Lebens im Sonnensystem gespielt haben. Einige Beispiele der Anwendung der Sun in Time-Ergebnisse auf Exoplaneten und auf frühe Planeten des Sonnensystems werden diskutiert.",
    url = "https://doi.org/10.1086/427977",
    doi = "10.1086/427977",
    openalex = "W2082329580",
    references = "doi101006icar19931010, doi101038342139a0, doi101086304264"
}

@incollection{furnham2006atmospherics,
    author = "Furnham, Adrian",
    title = "Atmospherics",
    year = "2006",
    booktitle = "Management Mumbo-Jumbo",
    url = "https://doi.org/10.1057/9780230626591\_5",
    doi = "10.1057/9780230626591\_5",
    pages = "23-25"
}

@article{doi101007s1121400894135,
    author = "Lämmer, H. und Kasting, James F. und Chassefière, Éric und Johnson, Robert E. und Kulikov, Yuri N. und Tian, Feng",
    title = "Atmospheric Escape and Evolution of Terrestrial Planets and Satellites",
    year = "2008",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-008-9413-5",
    doi = "10.1007/s11214-008-9413-5",
    openalex = "W1972266886",
    references = "doi1010160019103583900325"
}

Photoionisierungsheizung durch UV-Strahlung, die auf die Atmosphären heißer Jupiter trifft, kann den planetaren Massenverlust antreiben. Wir konstruieren ein Modell der Flucht, das realistische Heizung und Kühlung, Ionisationsgleichgewicht, Gezeitenkräfte und Druckeinschluss durch den Sternwind des Wirtsterns umfasst. Wir zeigen, dass der Massenverlust die Form eines hydrodynamischen („Parker") Windes annimmt, der von der Tagseite des Planeten während Pausen im Sternwind emittiert wird. Wenn Tagseitenwinde durch die einschränkende Wirkung des Sternwindes unterdrückt werden, können Nachtwinden zunehmen, wenn es einen ausreichenden horizontalen Wärmetransport gibt. Ein heißer Jupiter verliert Masse mit maximalen Raten von ~2 x 10^12 g/s während der prä-Hauptreihenphase seines Wirtsterns und ~2 x10^10 g/s während der Hauptreihenlebensdauer des Sterns, für insgesamt maximale Verluste von ~0,06% und ~0,6% der Planetenmasse, jeweils. Für UV-Flüsse F_UV < 10^4 erg/cm^2/s ist die Massenverlustrate ungefähr energiebegrenzt und proportional zu F_UV^0.9. Für größere UV-Flüsse, wie sie für T Tauri-Sterne typisch sind, zwingen Strahlungsverluste und Plasma-Rekombination die Massenverlustrate dazu, langsamer als F_UV^0.6 zu steigen. Tagseitenwinde werden während der T Tauri-Phase wegen des Einschlusses durch überwältigenden Sternwinddruck unterdrückt. Wir schließen, dass UV-Strahlung zwar tatsächlich Winde von heißen Jupitern antreiben kann, solche Winde jedoch die Planetenmassen in keiner Entwicklungsphase signifikant verändern können. Sie können jedoch beobachtbare Signaturen erzeugen. Kandidaten zur Erklärung, warum die Lyman-alpha-Photonen von HD 209458 bei Doppler-verschobenen Geschwindigkeiten von +/- 100 km/s absorbiert werden, umfassen Ladungsaustausch in der Schockwelle zwischen dem planetaren und dem Sternwind.

@article{doi1010880004637x693123,
    author = "Murray‐Clay, Ruth und Chiang, Eugene und Murray, Norman",
    title = "ATMOSPHERISCHE FLUCHT VON HEIßEN JUPITERN",
    year = "2009",
    journal = "The Astrophysical Journal",
    abstract = {Photoionisierungsheizung durch UV-Strahlung, die auf die Atmosphären heißer Jupiter trifft, kann den planetaren Massenverlust antreiben. Wir konstruieren ein Modell der Flucht, das realistische Heizung und Kühlung, Ionisationsgleichgewicht, Gezeitenkräfte und Druckeinschluss durch den Sternwind des Wirtsterns umfasst. Wir zeigen, dass der Massenverlust die Form eines hydrodynamischen („Parker") Windes annimmt, der von der Tagseite des Planeten während Pausen im Sternwind emittiert wird. Wenn Tagseitenwinde durch die einschränkende Wirkung des Sternwindes unterdrückt werden, können Nachtwinden zunehmen, wenn es einen ausreichenden horizontalen Wärmetransport gibt. Ein heißer Jupiter verliert Masse mit maximalen Raten von \textasciitilde 2 x 10^12 g/s während der prä-Hauptreihenphase seines Wirtsterns und \textasciitilde 2 x10^10 g/s während der Hauptreihenlebensdauer des Sterns, für insgesamt maximale Verluste von \textasciitilde 0,06\% und \textasciitilde 0,6\% der Planetenmasse, jeweils. Für UV-Flüsse F\_UV < 10^4 erg/cm^2/s ist die Massenverlustrate ungefähr energiebegrenzt und proportional zu F\_UV^0.9. Für größere UV-Flüsse, wie sie für T Tauri-Sterne typisch sind, zwingen Strahlungsverluste und Plasma-Rekombination die Massenverlustrate dazu, langsamer als F\_UV^0.6 zu steigen. Tagseitenwinde werden während der T Tauri-Phase wegen des Einschlusses durch überwältigenden Sternwinddruck unterdrückt. Wir schließen, dass UV-Strahlung zwar tatsächlich Winde von heißen Jupitern antreiben kann, solche Winde jedoch die Planetenmassen in keiner Entwicklungsphase signifikant verändern können. Sie können jedoch beobachtbare Signaturen erzeugen. Kandidaten zur Erklärung, warum die Lyman-alpha-Photonen von HD 209458 bei Doppler-verschobenen Geschwindigkeiten von +/- 100 km/s absorbiert werden, umfassen Ladungsaustausch in der Schockwelle zwischen dem planetaren und dem Sternwind.},
    url = "https://doi.org/10.1088/0004-637x/693/1/23",
    doi = "10.1088/0004-637x/693/1/23",
    openalex = "W1974543936"
}

@misc{crossref2011atmospherics,
    title = "Atmospherics",
    year = "2011",
    booktitle = "Enzyklopädie des Sportmanagements und Marketings",
    url = "https://doi.org/10.4135/9781412994156.n42",
    doi = "10.4135/9781412994156.n42"
}

„Atmospherics ist die Anpassung der gestalteten (manchmal auch als ‚gebaut' bezeichnet – siehe Mehrabian und Russell, 1974) Umgebung, um die Wahrscheinlichkeit gewünschter Effekte oder Ergebnisse bei Nutzern zu erhöhen" (Greenland und McGoldrick, 1994).

@misc{greenland2015atmospherics,
    author = "Greenland, Steve und Newman, Andrew",
    title = "Atmospherics",
    year = "2015",
    booktitle = "Wiley Encyclopedia of Management",
    abstract = "„Atmospherics ist die Anpassung der gestalteten (manchmal auch als ‚gebaut' bezeichnet – siehe Mehrabian und Russell, 1974) Umgebung, um die Wahrscheinlichkeit gewünschter Effekte oder Ergebnisse bei Nutzern zu erhöhen" (Greenland und McGoldrick, 1994).",
    url = "https://doi.org/10.1002/9781118785317.weom090343",
    doi = "10.1002/9781118785317.weom090343",
    pages = "1-1"
}

@incollection{yung2015solar,
    author = "Yung, Y.L. und Wong, M.L. und Gaidos, E.J.",
    title = "SOLAR SYSTEM/SUN, ATMOSPHERES, EVOLUTION OF ATMOSPHERES | Evolution of Earth's Atmosphere",
    year = "2015",
    booktitle = "Encyclopedia of Atmospheric Sciences",
    url = "https://doi.org/10.1016/b978-0-12-382225-3.00038-4",
    doi = "10.1016/b978-0-12-382225-3.00038-4",
    openalex = "W29049456",
    pages = "163-167",
    references = "doi101006icar19951122, doi1010160019103587900224, doi101038338487a0, doi101073pnas0504878102, doi101093oso97801951050180010001, doi101126science11536547, doi101126science1183260, doi1015159780691220239, doi103402tellusav26i129731"
}

Mit zunehmender Intensität der Suche nach erdähnlichen Exoplaneten müssen wir umfassende Theorien darüber entwickeln, wie sich planetare Atmosphären bilden und entwickeln, um sie zu verstehen. Geschrieben von zwei bekannten Planetenforschern erläutert dieses Werk die physikalischen und chemischen Prinzipien der atmosphärischen Evolution und planetarer Atmosphären im Kontext dessen, wie die atmosphärische Zusammensetzung und das Klima die Bewohnbarkeit eines Planeten bestimmen. Die Autoren umreißen unser aktuelles Verständnis der atmosphärischen Evolution und des Klimas auf der Erde, auf anderen felsigen Planeten innerhalb unseres Sonnensystems und auf Planeten weit darüber hinaus. Unter Einbeziehung einer rigorosen mathematischen Behandlung behandeln sie Konzepte und Gleichungen zu einer Reihe von Themen, einschließlich atmosphärischer Chemie, Thermodynamik, Strahlungstransfer und atmosphärischer Dynamik, und bieten einen integrierten Überblick über planetare Atmosphären und ihre Entwicklung. Dieses interdisziplinäre Werk ist eine wertvolle One-Stop-Ressource für Studierende im Masterstudium und Forschende, die in den Bereichen Atmosphärenwissenschaft, Geochemie, Planetenforschung, Astrobiologie und Astronomie tätig sind.

@book{doi1010179781139020558,
    author = "Catling, David C. und Kasting, James F.",
    title = "Atmospheric Evolution on Inhabited and Lifeless Worlds",
    year = "2017",
    booktitle = "Cambridge University Press eBooks",
    abstract = "Mit zunehmender Intensität der Suche nach erdähnlichen Exoplaneten müssen wir umfassende Theorien darüber entwickeln, wie sich planetare Atmosphären bilden und entwickeln, um sie zu verstehen. Geschrieben von zwei bekannten Planetenforschern erläutert dieses Werk die physikalischen und chemischen Prinzipien der atmosphärischen Evolution und planetarer Atmosphären im Kontext dessen, wie die atmosphärische Zusammensetzung und das Klima die Bewohnbarkeit eines Planeten bestimmen. Die Autoren umreißen unser aktuelles Verständnis der atmosphärischen Evolution und des Klimas auf der Erde, auf anderen felsigen Planeten innerhalb unseres Sonnensystems und auf Planeten weit darüber hinaus. Unter Einbeziehung einer rigorosen mathematischen Behandlung behandeln sie Konzepte und Gleichungen zu einer Reihe von Themen, einschließlich atmosphärischer Chemie, Thermodynamik, Strahlungstransfer und atmosphärischer Dynamik, und bieten einen integrierten Überblick über planetare Atmosphären und ihre Entwicklung. Dieses interdisziplinäre Werk ist eine wertvolle One-Stop-Ressource für Studierende im Masterstudium und Forschende, die in den Bereichen Atmosphärenwissenschaft, Geochemie, Planetenforschung, Astrobiologie und Astronomie tätig sind.",
    url = "https://doi.org/10.1017/9781139020558",
    doi = "10.1017/9781139020558",
    openalex = "W2611894198"
}

@article{gebauer2017evolution,
    author = "Gebauer, S. und Grenfell, J.L. und Stock, J.W. und Lehmann, R. und Godolt, M. und von Paris, P. und Rauer, H.",
    title = "Evolution erdähnlicher extrasolarer Planetenatmosphären: Bewertung der Atmosphären und Biosphären früher Erde-Analogplaneten mit einem gekoppelten Atmosphären-Biogeochemie-Modell",
    year = "2017",
    journal = "Astrobiology",
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2015.1384",
    doi = "10.1089/ast.2015.1384",
    number = "1",
    openalex = "W2577254876",
    pages = "27-54",
    volume = "17",
    references = "doi101002aic690010222, doi101002qj49709640815, doi101006icar19931010, doi10102997jd00237, doi101038247181a0, doi1011751520046919670240241teotaw20co2, doi101256004316502320517344, doi1015159780691220239, doi105860choice305638a, openalexw1552913007"
}

@article{doi101007s001590180108y,
    author = "Lämmer, H. und Zerkle, Aubrey L. und Gebauer, S und Tosi, Nicola und Noack, Lena und Scherf, Manuel und Pilat‐Lohinger, Elke und Güdel, M. und Grenfell, John Lee und Godolt, M. und Nikolaou, Athanasia",
    title = "Ursprung und Evolution der Atmosphären des frühen Venus, Erde und Mars",
    year = "2018",
    journal = "The Astronomy and Astrophysics Review",
    url = "https://doi.org/10.1007/s00159-018-0108-y",
    doi = "10.1007/s00159-018-0108-y",
    openalex = "W2801411495",
    references = "doi1010160019103583900325, doi1010292006je002784, gebauer2017evolution"
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@article{gebauer2018evolution,
    author = "Gebauer, S. und Grenfell, J.L. und Lehmann, R. und Rauer, H.",
    title = "Evolution erdähnlicher planetarer Atmosphären um M-Zwergsterne: Bewertung der Atmosphären und Biosphären mit einem gekoppelten Atmosphären-Biogeochemie-Modell",
    year = "2018",
    journal = "Astrobiology",
    url = "https://doi.org/10.1089/ast.2017.1723",
    doi = "10.1089/ast.2017.1723",
    number = "7",
    openalex = "W2883137068",
    pages = "856-872",
    volume = "18",
    references = "doi101006icar19931010, doi101016jsolener200308039, doi10102997jd00237, doi101038247181a0, doi101038nature17448, doi101038nature19106, doi101038nature21360, doi1010510004636120078091, doi101086306745, doi101089ast20141231"
}

Kontext. Die Charakterisierung der Atmosphäre von Exoplaneten ist eines der Hauptziele der Exoplanetenforschung in den kommenden Jahrzehnten. Zielsetzung. Wir untersuchen die Erkennbarkeit atmosphärischer Spektralmuster erdähnlicher Planeten in der habitablen Zone (HZ) um M-Zwerge mit dem zukünftigen James-Webb-Weltraumteleskop (JWST). Methoden. Wir verwendeten ein gekoppeltes 1D-Klima-Chemie-Modell, um den Einfluss einer Reihe beobachteter und modellierter M-Zwerg-Spektren auf erdähnliche Planeten zu simulieren. Die simulierten Atmosphären dienten als Eingabe für die Berechnung der Transmissionsspektren der hypothetischen Planeten unter Verwendung eines Strahlungstransfermodells Zeile für Zeile. Um die spektroskopische Erkennbarkeit von Absorptionsbändern mit JWST zu untersuchen, entwickelten wir weiter ein Signal-zu-Rausch-Verhältnis (S/N)-Modell und wandten es auf unsere Transmissionsspektren an. Ergebnisse. Hohe Konzentrationen von Methan (CH 4) und Wasser (H 2 O) in der Atmosphäre erdähnlicher Planeten um mittlere bis späte M-Zwerge erhöhen die Erkennbarkeit der entsprechenden Spektralmuster im Vergleich zu frühen M-Zwerg-Planeten. Erhöhte Temperaturen in der mittleren Atmosphäre von mittleren bis späten M-Zwerg-Planeten dehnen die Atmosphäre aus und erhöhen die Erkennbarkeit von Absorptionsbändern weiter. Um CH 4, H 2 O und Kohlendioxid (CO 2) in der Atmosphäre eines erdähnlichen Planeten um einen mittleren bis späten M-Zwerg zu detektieren, könnte das Beobachten nur eines Transits mit JWST bis zu einer Entfernung von 4 pc ausreichen und weniger als zehn Transits bis zu einer Entfernung von 10 pc. Als Folge der Sättigungsgrenzen von JWST und weniger ausgeprägten Absorptionsbändern würde die Detektion von Spektralmustern hypothetischer erdähnlicher Planeten um die meisten frühen M-Zwerge mehr als zehn Transits erfordern. Wir identifizieren 276 existierende M-Zwerge (einschließlich GJ 1132, TRAPPIST-1, GJ 1214 und LHS 1140), um die atmosphärische Absorptionsmerkmale hypothetischer erdähnlicher Planeten durch das Zusammenaddieren nur weniger Transits detektiert werden könnten. Schlussfolgerungen. Der TESS-Satellit wird wahrscheinlich neue transitive terrestrische Planeten innerhalb von 15 pc von der Erde finden. Wir zeigen, dass JWST mit der Verwendung der Transmissionsspektroskopie genügend Präzision bieten könnte, um die Atmosphäre von TESS-Funden mit einer erdähnlichen Zusammensetzung um mittlere bis späte M-Zwerge teilweise zu charakterisieren.

@article{doi10105100046361201834504,
    author = "Wunderlich, Fabian und Godolt, M. und Grenfell, John Lee und Städt, Steffen und Smith, A. M. S. und Gebauer, S und Schreier, Franz und Hedelt, Pascal und Rauer, H.",
    title = "Detectability of atmospheric features of Earth-like planets in the habitable zone around M dwarfs",
    year = "2019",
    journal = "Astronomy and Astrophysics",
    abstract = "Kontext. Die Charakterisierung der Atmosphäre von Exoplaneten ist eines der Hauptziele der Exoplanetenforschung in den kommenden Jahrzehnten. Zielsetzung. Wir untersuchen die Erkennbarkeit atmosphärischer Spektralmuster erdähnlicher Planeten in der habitablen Zone (HZ) um M-Zwerge mit dem zukünftigen James-Webb-Weltraumteleskop (JWST). Methoden. Wir verwendeten ein gekoppeltes 1D-Klima-Chemie-Modell, um den Einfluss einer Reihe beobachteter und modellierter M-Zwerg-Spektren auf erdähnliche Planeten zu simulieren. Die simulierten Atmosphären dienten als Eingabe für die Berechnung der Transmissionsspektren der hypothetischen Planeten unter Verwendung eines Strahlungstransfermodells Zeile für Zeile. Um die spektroskopische Erkennbarkeit von Absorptionsbändern mit JWST zu untersuchen, entwickelten wir weiter ein Signal-zu-Rausch-Verhältnis (S/N)-Modell und wandten es auf unsere Transmissionsspektren an. Ergebnisse. Hohe Konzentrationen von Methan (CH 4) und Wasser (H 2 O) in der Atmosphäre erdähnlicher Planeten um mittlere bis späte M-Zwerge erhöhen die Erkennbarkeit der entsprechenden Spektralmuster im Vergleich zu frühen M-Zwerg-Planeten. Erhöhte Temperaturen in der mittleren Atmosphäre von mittleren bis späten M-Zwerg-Planeten dehnen die Atmosphäre aus und erhöhen die Erkennbarkeit von Absorptionsbändern weiter. Um CH 4, H 2 O und Kohlendioxid (CO 2) in der Atmosphäre eines erdähnlichen Planeten um einen mittleren bis späten M-Zwerg zu detektieren, könnte das Beobachten nur eines Transits mit JWST bis zu einer Entfernung von 4 pc ausreichen und weniger als zehn Transits bis zu einer Entfernung von 10 pc. Als Folge der Sättigungsgrenzen von JWST und weniger ausgeprägten Absorptionsbändern würde die Detektion von Spektralmustern hypothetischer erdähnlicher Planeten um die meisten frühen M-Zwerge mehr als zehn Transits erfordern. Wir identifizieren 276 existierende M-Zwerge (einschließlich GJ 1132, TRAPPIST-1, GJ 1214 und LHS 1140), um die atmosphärische Absorptionsmerkmale hypothetischer erdähnlicher Planeten durch das Zusammenaddieren nur weniger Transits detektiert werden könnten. Schlussfolgerungen. Der TESS-Satellit wird wahrscheinlich neue transitive terrestrische Planeten innerhalb von 15 pc von der Erde finden. Wir zeigen, dass JWST mit der Verwendung der Transmissionsspektroskopie genügend Präzision bieten könnte, um die Atmosphäre von TESS-Funden mit einer erdähnlichen Zusammensetzung um mittlere bis späte M-Zwerge teilweise zu charakterisieren.",
    url = "https://doi.org/10.1051/0004-6361/201834504",
    doi = "10.1051/0004-6361/201834504",
    openalex = "W2917710115",
    references = "gebauer2017evolution, gebauer2018evolution"
}

@incollection{schlessinger2019atmospherics,
    author = "Schlessinger, Monroe",
    title = "Atmospherics",
    year = "2019",
    booktitle = "Infrared Technology Fundamentals",
    url = "https://doi.org/10.1201/9780203750834-4",
    doi = "10.1201/9780203750834-4",
    pages = "76-92"
}

@incollection{hannah2021atmospherics,
    author = "Hannah, Dehlia",
    title = "Atmospherics",
    year = "2021",
    booktitle = "Routledge-Handbuch der Kunst-, Wissenschafts- und Technikstudien",
    url = "https://doi.org/10.4324/9780429437069-47",
    doi = "10.4324/9780429437069-47",
    pages = "591-645"
}

Kuipergürtelobjekte (KBOs) weisen vielfältige Oberflächenzusammensetzungen auf, und die New Horizons-Mission zum Pluto-Charon-System ermöglicht es uns, Hypothesen über den Ursprung und die Evolution dieser KBO-Oberflächen zu testen. Vorherige Arbeiten schlugen vor, dass der organstoffreiche Nordpol von Charon aus radiolytisch verarbeiteten flüchtigen Stoffen gebildet wurde, die aus der entweichenden Atmosphäre von Pluto stammen. Hier zeigen wir, dass eine endogene Quelle von flüchtigen Stoffen aus dem Inneren von Charon plausibel ist. Wir berechnen, dass kryovulkanische Neubeschichtung 1,29 × 1015–3,47 × 1015 kg Methan an die Oberfläche von Charon aus seinem Inneren freigesetzt hat. Wir modellierten den Transport flüchtiger Stoffe und fanden heraus, dass die überwiegende Mehrheit dieses vulkanisch freigesetzten Methans zu den Polen von Charon wandert, wobei die Ablagerungsraten ausreichen, um in die beobachteten organischen Verbindungen verarbeitet zu werden. Bestrahlte Methanprodukte erscheinen auf ähnlich großen KBOs, die keinen Pluto-großen Objekt umkreisen, von dem sie eine entweichende Atmosphäre herleiten könnten, sodass flüchtige Stoffe aus dem Inneren ein gemeinsamer und wichtiger Prozess im gesamten Kuipergürtel sein könnten.

@article{doi101038s41467022318468,
    author = "Menten, Stephanie M und Sori, Michael M und Bramson, Ali M",
    title = "Endogenisch stammende flüchtige Stoffe auf Charon und anderen Kuipergürtelobjekten.",
    year = "2022",
    journal = "Nature communications",
    abstract = "Kuipergürtelobjekte (KBOs) weisen vielfältige Oberflächenzusammensetzungen auf, und die New Horizons-Mission zum Pluto-Charon-System ermöglicht es uns, Hypothesen über den Ursprung und die Evolution dieser KBO-Oberflächen zu testen. Vorherige Arbeiten schlugen vor, dass der organstoffreiche Nordpol von Charon aus radiolytisch verarbeiteten flüchtigen Stoffen gebildet wurde, die aus der entweichenden Atmosphäre von Pluto stammen. Hier zeigen wir, dass eine endogene Quelle von flüchtigen Stoffen aus dem Inneren von Charon plausibel ist. Wir berechnen, dass kryovulkanische Neubeschichtung 1,29 × 1015–3,47 × 1015 kg Methan an die Oberfläche von Charon aus seinem Inneren freigesetzt hat. Wir modellierten den Transport flüchtiger Stoffe und fanden heraus, dass die überwiegende Mehrheit dieses vulkanisch freigesetzten Methans zu den Polen von Charon wandert, wobei die Ablagerungsraten ausreichen, um in die beobachteten organischen Verbindungen verarbeitet zu werden. Bestrahlte Methanprodukte erscheinen auf ähnlich großen KBOs, die keinen Pluto-großen Objekt umkreisen, von dem sie eine entweichende Atmosphäre herleiten könnten, sodass flüchtige Stoffe aus dem Inneren ein gemeinsamer und wichtiger Prozess im gesamten Kuipergürtel sein könnten.",
    url = "https://pmc.ncbi.nlm.nih.gov/articles/PMC9363412/",
    doi = "10.1038/s41467-022-31846-8",
    openalex = "W4290786844",
    pmcid = "PMC9363412",
    pmid = "35945207",
    references = "doi1010160009254194001404, doi1010160019103584901428, doi101016jepsl200605041, doi101017s0305004100023197, doi101038s41467022318468, doi101086191050, doi101126science1106818, doi101126scienceaad1815, doi101126scienceaad7055, doi101126scienceaad9189, doi1012019781315380476"
}

Zusammenfassung Planeten, die M-Zwergsterne umkreisen, sind Hauptziele bei der Suche nach felsigen Exoplanetenatmosphären. Die geringe Größe von M-Zwergen macht ihre Planeten zu außergewöhnlichen Zielen für die Transmissionsspektroskopie und erleichtert die atmosphärische Charakterisierung. Es bleibt jedoch unbekannt, ob die stark variablen extrem-UV-Strahlungsumgebungen ihrer Wirtsterne es Atmosphären ermöglichen, zu bestehen. Mit JWST haben wir begonnen zu bestimmen, ob die günstigsten felsigen Welten, die M-Zwerge umkreisen, nachweisbare Atmosphären haben. Hier präsentieren wir ein 2,8–5,2 μm JWST NIRSpec/G395H-Transmissionsspektrum der warmen (700 K, 40,3× der Einstrahlung der Erde) Super-Erde GJ 486b (1,3 R ⊕ und 3,0 M ⊕). Das gemessene Spektrum aus unseren beiden Transitbeobachtungen von GJ 486b weicht von einer geraden Linie bei 2,2 σ − 3,3 σ ab, basierend auf drei unabhängigen Reduktionen. Durch eine Kombination aus Vorwärts- und Retrieval-Modellen bestimmen wir, dass GJ 486b entweder eine wasserreiche Atmosphäre hat (mit der strengsten Einschränkung auf die abgerufene Wassermenge von H 2 O > 10% bis 2 σ) oder das Transmissionsspektrum durch Wasser kontaminiert ist, das in kühlen, unbedeckten Flecken auf dem Stern vorhanden ist. Wir finden auch, dass das gemessene Sternspektrum am besten durch ein Sternmodell mit kühlen Flecken und heißen Faculaen angepasst wird. Während beide Retrieval-Szenarien gleich gute Anpassungen (χ ν 2 = 1,0) an unsere NIRSpec/G395H-Beobachtungen liefern, können Beobachtungen bei kürzeren Wellenlängen diese Entartung auflösen und zeigen, ob GJ 486b eine wasserreiche Atmosphäre aufrechterhält.

@article{doi10384720418213accb9c,
    author = "Moran, Sarah E. und Stevenson, Kevin B. und Sing, David K. und MacDonald, Ryan J. und Kirk, James und Lustig‐Yaeger, Jacob und Peacock, Sarah und Mayorga, L. C. und Bennett, Katherine A. und López‐Morales, Mercedes und May, Erin und Rustamkulov, Zafar und Valenti, Jeff A. und Redai, Jéa Adams und Alam, Munazza K. und Batalha, Natasha E. und Fu, Guangwei und Gonzalez-Quiles, Junellie und Highland, Alicia N. und Kruse, Ethan und Lothringer, Joshua D. und Ceballos, Kevin Ortiz und Sotzen, Kristin S. und Wakeford, Hannah R.",
    title = "High Tide or Riptide on the Cosmic Shoreline? Eine wasserreiche Atmosphäre oder stellare Kontamination für die warme Super-Erde GJ 486b aus JWST-Beobachtungen",
    year = "2023",
    journal = "The Astrophysical Journal Letters",
    abstract = "Zusammenfassung Planeten, die M-Zwergsterne umkreisen, sind Hauptziele bei der Suche nach felsigen Exoplanetenatmosphären. Die geringe Größe von M-Zwergen macht ihre Planeten zu außergewöhnlichen Zielen für die Transmissionsspektroskopie und erleichtert die atmosphärische Charakterisierung. Es bleibt jedoch unbekannt, ob die stark variablen extrem-UV-Strahlungsumgebungen ihrer Wirtsterne es Atmosphären ermöglichen, zu bestehen. Mit JWST haben wir begonnen zu bestimmen, ob die günstigsten felsigen Welten, die M-Zwerge umkreisen, nachweisbare Atmosphären haben. Hier präsentieren wir ein 2,8–5,2 μm JWST NIRSpec/G395H-Transmissionsspektrum der warmen (700 K, 40,3× der Einstrahlung der Erde) Super-Erde GJ 486b (1,3 R ⊕ und 3,0 M ⊕). Das gemessene Spektrum aus unseren beiden Transitbeobachtungen von GJ 486b weicht von einer geraden Linie bei 2,2 σ − 3,3 σ ab, basierend auf drei unabhängigen Reduktionen. Durch eine Kombination aus Vorwärts- und Retrieval-Modellen bestimmen wir, dass GJ 486b entweder eine wasserreiche Atmosphäre hat (mit der strengsten Einschränkung auf die abgerufene Wassermenge von H 2 O > 10\% bis 2 σ) oder das Transmissionsspektrum durch Wasser kontaminiert ist, das in kühlen, unbedeckten Flecken auf dem Stern vorhanden ist. Wir finden auch, dass das gemessene Sternspektrum am besten durch ein Sternmodell mit kühlen Flecken und heißen Faculaen angepasst wird. Während beide Retrieval-Szenarien gleich gute Anpassungen (χ ν 2 = 1,0) an unsere NIRSpec/G395H-Beobachtungen liefern, können Beobachtungen bei kürzeren Wellenlängen diese Entartung auflösen und zeigen, ob GJ 486b eine wasserreiche Atmosphäre aufrechterhält.",
    url = "https://doi.org/10.3847/2041-8213/accb9c",
    doi = "10.3847/2041-8213/accb9c",
    openalex = "W4376983012",
    references = "doi10384715384357aa7846"
}

@article{regoli2023understanding,
    author = "Regoli, Leonardo und Brandt, Pontus und Andre, Mats und Brain, David und Chaffin, Mike und Cohen, Ian und Dandouras, Iannis und Gkioulidou, Matina und Holmstrom, Mats und Ilie, Raluca und Jasinski, Jamie und Keika, Kunihiro und Kollmann, Peter und Lillis, Robert und Nikoukar, Romina und Nordheim, Tom und Rymer, Abigail und Seki, Kanako und Tucker, Orenthal und Vourlidas, Angelos",
    title = "Understanding the Evolution of Planetary Atmospheres: the need for an Earth-based atmospheric escape mission",
    year = "2023",
    journal = "Bulletin of the AAS",
    url = "https://doi.org/10.3847/25c2cfeb.8e5df1cf",
    doi = "10.3847/25c2cfeb.8e5df1cf",
    openalex = "W4386360768",
    references = "doi1010022014ja020714, doi101016jicarus201505012, doi101016jicarus201805030, doi1010179781139020558, doi1010292006ja011823, doi101029jd094id12p14971, doi101126science1058913"
}

@incollection{stewart2023atmospherics,
    author = "STEWART, KATHLEEN",
    title = "Atmospherics",
    year = "2023",
    booktitle = "A to Z of Creative Writing Methods",
    url = "https://doi.org/10.5040/9781350184244.ch-3",
    doi = "10.5040/9781350184244.ch-3"
}

@incollection{lee2024atmospherics,
    author = "Lee, Jason W.",
    title = "Atmospherics",
    year = "2024",
    booktitle = "Encyclopedia of Sport Management",
    url = "https://doi.org/10.4337/9781035317189.ch41",
    doi = "10.4337/9781035317189.ch41",
    pages = "70-72"
}