Projekt-Galerie 2023

Abakus

 Gewinner des Preises für das beste Projekt
Universität von Nova Gorica  Ajdovščina -    Slowenien 16 Jahre alt, 17 Jahre alt   2 / 2

TOI-560c

TOI-560c Projektbeschreibung:

Im Rahmen des Projekts Hack an Exoplanet haben wir zwei Exoplaneten analysiert und uns den Exoplaneten TOI-560c genauer angesehen. Exoplaneten sind Planeten, die andere Sterne außerhalb unseres Sonnensystems umkreisen. Ihre Eigenschaften (Größe, Masse, Umlaufbahn) werden anhand von Daten aus astronomischen Beobachtungen gemessen. Wir haben Daten des CHEOPS-Satelliten (ESA) ausgewertet, der den Vorbeiflug eines Exoplaneten an seinem Wirtsstern beobachtet hat, bei dem er das Licht des Sterns teilweise blockierte. Mit Hilfe des Online-Tools allesfitter und unserer eigenen Analyse haben wir herausgefunden, dass der Planet zur Klasse der Mini-Neptune gehört und dass sich seine Eigenschaften nicht wesentlich von der bekannten Population der Mini-Neptune unterscheiden. Der Planet hat einen felsigen Kern. Er umkreist seinen Stern in einem relativ geringen Abstand, und seine Oberflächentemperatur überschreitet die Grenze für die Existenz von flüssigem Wasser. Leben, wie wir es kennen, kann es auf TOI-560c also nicht geben.

TOI-560c Ergebnisse und Analyse

Wir begannen unsere Analyse mit dem Zugriff auf das Webtool allesfitter. Die Anwendung lieferte Beobachtungsdaten der Passage. Die Anwendung ermöglichte es uns auch, ein Modell an die Daten anzupassen, das uns Werte für einige der Parameter des Exoplaneten und seiner Umlaufbahn lieferte. Zunächst passten wir den Radius des Planeten, den Radius des Sterns und die Zeit des Mittelpunkts des Transits manuell an, um das Modell zu finden, das am besten zur Lichtkurve passte. Das Tool verwendete dann einen Algorithmus, um das beste Modell für den Transit zu finden. Abbildung 1 zeigt die Daten, aufgetragen mit der Familie der besten Modelle (rot) und unserer ersten Schätzung (grau). Die Histogramme der wahrscheinlichsten Werte für den Planetenradius, den Sternradius und die mittlere Transitzeit sind in Abbildung 2 dargestellt, und die Werte, einschließlich der Unsicherheiten, sind in der Tabelle (Abbildung 3) aufgeführt. Die wahrscheinlichsten Werte sind 2,39 Erdradien, 0,65 Sonnenradien und 0,44 Tage. In der Tabelle sind auch die Werte für die Umlaufzeit des Planeten (18,8 Tage) und die Größe der Halbachse der Orbitalellipse (0,1242 Au) angegeben, die mit anderen Mitteln gemessen wurden.

Wir haben auch die Werte einiger Parameter anders gemessen. Wir berechneten das Verhältnis zwischen der Größe des Planeten und der Größe des Sterns über die Verdunkelung des Sterns während des Transits. Wenn wir die Größe des Sterns kennen (0,65 Sonnenradien), können wir den Radius des Planeten berechnen (2,46 Erdradien). Anhand der bekannten Periode und des dritten Keplerschen Gesetzes berechneten wir die Halbachse der Umlaufbahn (0,125 Au). Da wir die Größe und die Masse des Planeten kennen (die Masse wurde mit der radialen Methode gemessen, ihr Wert beträgt etwa 9,7 Erdmassen), können wir die durchschnittliche Dichte des Planeten berechnen (3,6 g cm-3).

Wir können auch die Temperatur des Planeten schätzen. Die Gleichgewichtstemperatur des Planeten wurde unter der Annahme berechnet, dass der Stern wie ein schwarzer Körper Licht abstrahlt, der Planet einen Teil des Lichts absorbiert und einen Teil reflektiert und dass der Planet einen Teil der Energie abstrahlt. Wir haben die Temperatur für zwei verschiedene Rotationsgeschwindigkeiten des Planeten um seine Achse - langsam und schnell - berechnet. Wir haben angenommen, dass die Temperatur an der Oberfläche des Sterns 4511 K beträgt [1]. Für die Reflektivität oder Albedo haben wir einen Wert von 0,1 angenommen (eine ungefähre Schätzung für einen Mini-Neptun). Für einen langsam rotierenden Planeten ergibt sich somit eine Temperatur von 574 K, für einen schnell rotierenden Planeten 483 K. Der letztgenannte Wert entspricht in etwa dem in der Falldatei und in [1] angegebenen Wert. Unsere Berechnung ist vereinfacht, weil wir die Zusammensetzung und die Atmosphäre des Planeten nicht berücksichtigt haben. Wenn die Atmosphäre dichter ist, geht weniger Energie in den Weltraum zurück als wenn die Atmosphäre dünner ist. Wir können dies sehen, wenn wir die Venus betrachten und ihre Temperatur und Atmosphäre mit unserer eigenen - der Erde - vergleichen. Wir haben uns auch angeschaut, wie weit ein Planet entfernt sein muss, um flüssiges Wasser zu haben. Unter den oben genannten Annahmen muss ein Planet mindestens fünfmal so weit vom Stern entfernt sein wie heute, um flüssiges Wasser zu haben (und wahrscheinlicher ist, dass er noch weiter entfernt ist).

TOI-560c ist wahrscheinlich ein Gesteinsplanet. Er befindet sich relativ nahe am Stern, so dass seine Oberflächentemperatur zu hoch für flüssiges Wasser ist. Es gibt keinen anderen Planeten wie ihn in unserem Sonnensystem. Er ist viermal näher an einem Stern als Merkur an der Sonne. Wie wir wissen, gibt es in unserem Sonnensystem keine Mini-Neptune, aber sie sind häufig in der Nähe anderer Sterne zu finden.

Schließlich untersuchten wir, wie TOI-560c im Vergleich zu anderen Mini-Neptunes abschneidet. Wir haben eine Stichprobe von Mini-Neptunen [2] erhalten, d.h. Exoplaneten mit Radien zwischen 1,7 und 4 Erdradien und Massen von weniger als 20 Erdmassen [3]. Die Abbildungen 4 und 5 zeigen die Abhängigkeiten zwischen Periode und Radius sowie Radius und Masse für die Stichprobe. ToI-560c ist rot hervorgehoben. Wir haben festgestellt, dass TOI-560c ein typischer Mini-Neptun ist, dessen Radius nur um 2% vom durchschnittlichen Radius der Mini-Neptune (2,5 Erdradien) abweicht. Seine Periode liegt ebenfalls in der Nähe des Durchschnitts, ist aber höher als der Median, da die meisten Mini-Neptune, die gefunden wurden, näher am Stern liegen (wahrscheinlich aufgrund von Beobachtungsfehlern). Auch beim Vergleich von Radius und Masse sticht TOI-560c nicht hervor.

Unsere Messungen könnten verbessert werden. Insbesondere haben wir die Unsicherheiten nicht berücksichtigt. Wir fügen auch ein Dossier über unsere Analyse des Planeten bei.

[1] http://exoplanet.eu/catalog/hd_73583_c/
[2] http://exoplanet.eu/catalog/
[3] https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1405/1405.7695.pdf

TOI-560c Schlussfolgerungen

Nach Abschluss unserer Berechnungen sind wir zu dem Schluss gekommen, dass sich der Planet sehr nahe an seinem Stern befindet und angesichts seiner Dichte höchstwahrscheinlich ein Gesteinsplanet ist. Er hat eine relativ hohe Oberflächentemperatur, so dass wir kein flüssiges Wasser auf seiner Oberfläche und kein Leben, wie wir es kennen, erwarten. Durch den Vergleich von TOI-560c mit einer Stichprobe bekannter Mini-Neptune sind wir zu dem Schluss gekommen, dass TOI-560c ein typischer Vertreter der Mini-Neptune ist, da seine Werte für die meisten Parameter sehr nahe an den Durchschnittswerten des Katalogs liegen. TOI-560c ist anders als jeder andere Planet in unserem Sonnensystem.

Unterstützende Dateien:

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