Projekt-Galerie 2023
Schüler der Sekundarstufe aus ganz Europa wurden zusammen mit der ESA zu Exoplaneten-Detektiven und nutzten die Daten des Cheops-Satelliten, um die Geheimnisse von zwei Exoplaneten zu lüften: KELT-3b und TOI-560c.
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Ústav Českolipská
Gewinner des Preises für das beste Projekt
Gymnázium Českolipská 373 Praha - Tschechische Republik 18 Jahre alt 3 / 1
TOI-560c
TOI-560c Projektbeschreibung:
Unser Projekt hat sich darauf konzentriert, so viel wie möglich über den Exoplaneten herauszufinden, ihn mit unseren Planeten und anderen bekannten Exoplaneten zu vergleichen und ihn der Öffentlichkeit so zugänglich wie möglich zu machen.
Wir haben Daten aus der Lichttransitkurve und einige Informationen verwendet, die uns von den Organisatoren zur Verfügung gestellt wurden (Planeten- und Sonnenmasse). Wir haben bekannte Formeln verwendet, um alle Bahneigenschaften des Planeten zu bestimmen und Vorhersagen über seine äußeren Merkmale zu treffen, wie z. B. die Möglichkeit, dass er einen Mond hat usw.
Unser wichtigstes Ergebnis ist ein Poster (in den Dateien enthalten) und eine wiki-ähnliche Website (hier und in unserem Projekt-Website-Slot verlinkt), die für die breite Öffentlichkeit leicht verständlich sind.
TOI-560c Ergebnisse und Analyse
Berechneter Rp: 2,50492577 Re
Volumen = 40.9 Ve (4,46e13 cu. m.)
Masse= 9,70 +-1,8 Me
Dichte = 3,9 g/cm3
Umlaufzeit = 18,87 Tage
Mittlerer Abstand zur Sonne: 0,12 AE
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Umlaufgeschwindigkeit = 248 064 Km/h
Transitzeit = 3.7h
Weg vor der Sonne = 339 564 km
Einschlagparameter von der Erde= 0,21 -> 88147 km
dicke Wasserstoff-Helium-Atmosphäre, wahrscheinlich mit tiefen Schichten aus Eis, Gestein oder flüssigen Ozeanen - aus Wasser, Ammoniak, einer Mischung aus beidem oder schwereren flüchtigen Stoffen
Infos zu ähnlichen Planeten: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Strahlung am planetarischen Rand des TOI-560 c : 16837.85 W/m2
Die Klassifizierung von Exoplaneten stützt sich häufig auf eine Reihe allgemeiner Merkmale wie Größe, Masse und atmosphärische Zusammensetzung. Traditionell werden Mini-Neptune als Planeten betrachtet, die größer als die Erde, aber kleiner als Neptun sind und typischerweise durch eine dicke Gashülle um einen felsigen oder eisigen Kern gekennzeichnet sind. Supererden hingegen werden als Planeten definiert, deren Masse und Größe die unseres eigenen Planeten übersteigt, die aber die Schwelle zum Gasriesen noch nicht erreicht haben.
Da TOI-560c so weit entfernt ist, haben wir nur wenige Informationen darüber, wie er tatsächlich aussieht, woraus er besteht, welchen Druck und welche Temperatur seine Schichten haben und welche Farbe er hat. Einige dieser Informationen lassen sich aufgrund seiner angeblichen Ähnlichkeit mit näher untersuchten Planeten, in diesem Fall Neptun, erahnen. Wenn wir davon ausgehen, dass TOI-560 ein Planet vom Typ Mini-Neptun ist, können wir sagen, dass er vier Schichten hat - einen Kern aus Metallen, Gestein und Eis; einen Mantel aus flüssigem und gefrorenem Wasser, Ammoniak und Methan; eine Atmosphäre aus Wasserstoff, Helium und Methangas; eine obere Atmosphäre (auch Exosphäre), in der sich leichte Gase und Wolkengipfel befinden.
Wenn TOI-560c jedoch felsiger Natur ist, wie die NASA vermutet, hat er wahrscheinlich eine chemisch komplexere Zusammensetzung und besitzt nur eine dünne Schicht einer gasförmigen Hülle. In diesem Fall ist ein halbflüssiger Schwermetallkern, eine flüssige Hülle und eine feste Schicht auf der Oberfläche wahrscheinlicher.
TOI-560c ist nach unseren Berechnungen höchstwahrscheinlich ein Gesteinsplanet mit einem kleinen Eisenkern und einer großen halbflüssigen Metallschicht aus Silizium und Nickel. Darauf folgt eine dicke Eisschicht über der oberflächlichen dünnen Atmosphäre. + přidat Berechnungen a nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Ein Mini-Neptun (manchmal auch als Gaszwerg oder Übergangsplanet bezeichnet) ist ein Planet, der weniger massereich ist als Neptun, aber dem Neptun insofern ähnelt, als er eine dicke Wasserstoff-Helium-Atmosphäre hat, wahrscheinlich mit tiefen Schichten aus Eis, Gestein oder flüssigen Ozeanen (aus Wasser, Ammoniak, einer Mischung aus beidem oder schwereren flüchtigen Stoffen). Ein Gaszwerg ist ein Gasplanet mit einem felsigen Kern, der eine dicke Hülle aus Wasserstoff, Helium und anderen flüchtigen Stoffen angesammelt hat und daher einen Gesamtradius zwischen 1,7 und 3,9 Erdradien (1,7-3,9 REarth) aufweist. Der Begriff wird in einem dreistufigen, auf der Metallizität basierenden Klassifizierungssystem für kurzperiodische Exoplaneten verwendet, das auch die felsigen, erdähnlichen Planeten mit weniger als 1,7 REarth und Planeten mit mehr als 3,9 REarth, nämlich Eisriesen und Gasriesen, umfasst." (Zitat,...)
Eine Supererde ist ein Exoplanet mit einer Masse, die größer ist als die der Erde, aber deutlich unter der der Eisriesen des Sonnensystems, Uranus und Neptun, die das 14,5- bzw. 17-fache der Masse der Erde haben. Der Begriff "Super-Erde" bezieht sich nur auf die Masse des Planeten und sagt daher nichts über die Oberflächenbedingungen oder die Bewohnbarkeit aus.
Sterne vom Typ K sind orangefarbene Sterne, die etwas kühler sind als die Sonne. Sie machen etwa 12% der Hauptreihensterne in der Nachbarschaft der Sonne aus. Es gibt auch Riesensterne vom Typ K, die von Hyperriesen wie RW Cephei bis zu Riesen und Überriesen wie Arcturus reichen, während Orangenzwerge wie Alpha Centauri B zu den Hauptreihensternen gehören. Sie weisen extrem schwache Wasserstofflinien auf, wenn diese überhaupt vorhanden sind, und haben überwiegend neutrale Metalle (Mn I, Fe I, Si I). Im späten K treten molekulare Banden aus Titanoxid auf. Nach den gängigen Theorien (die sich auf eine geringere schädliche Radioaktivität und die Langlebigkeit der Sterne stützen) haben solche Sterne die besten Chancen, dass sich auf den sie umkreisenden Planeten hochentwickeltes Leben entwickeln kann (wenn dieses Leben direkt mit dem der Erde vergleichbar ist), da sie eine breite bewohnbare Zone haben und die schädlichen Emissionsperioden im Vergleich zu den Sternen mit den breitesten Zonen wesentlich geringer sind.
TOI-560b
Der Planet mit den angegebenen Daten wurde im Jahr 2021 entdeckt. Seine Masse wird mit dem 0,0321-fachen der Masse der Sonne angegeben, mit einer Unsicherheit von -0,0098 +0,0107 Sonnenmassen. Die Masse multipliziert mit dem Sinus der Inklination (Grad) wurde nicht angegeben. Die Halbachse des Planeten beträgt 0,0604± 0,0026 au. Die Umlaufzeit des Planeten um seinen Mutterstern beträgt 6,398042±6,5e-06 Tage. Die Exzentrizität der Planetenbahn beträgt 0,105 mit einer Unsicherheit von -0,068 +0,084. Das Argument des Perizentrums (ω) ist 262,0 Grad mit einer Unsicherheit von -62,0 +256,0 Grad.
Der Radius des Planeten beträgt das 0,2489-fache des Jupiterradius mit einer Unsicherheit von ± 0,009 Jupiterradien. Die Neigung der Planetenbahn beträgt 88,37 ± 0,18 Grad.
Die berechnete Temperatur des Planeten beträgt 721,0 K mit einer Unsicherheit von ± 21,0 K."
Die Methode zum Nachweis des Planeten ist der primäre Transit, d. h. der Planet zieht vor seinem Mutterstern vorbei und verursacht eine vorübergehende Abnahme der Helligkeit. Die Masse des Planeten wurde mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode bestimmt, die die durch den Gravitationseinfluss des Planeten verursachte Bewegung des Sterns verfolgt. Der Radius des Planeten wurde ebenfalls mit der primären Transitmethode bestimmt.
Andere Namen: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Art: Neptunähnlich
Masse 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Masse*sin(i) -
Semi-Hauptachse 0,0604 (± 0,0026)
Umlaufzeit 6,398042 (± 6,5e-06) Tag
Exzentrizität 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262,0 ( -62,0 +256,0 ) deg
Radius 0,2489 (± 0,009) RJ
Neigung 88,37 (± 0,18) Grad
Aktualisierung 2022-07-29
Nachweismethode Primärer Transit
Masse Nachweismethode Radialgeschwindigkeit
Radius Erkennungsmethode Primärer Transit
Primärer Transit 2458517.6901 ( -0,00062 +0,00056 ) JD
Sekundärtransit 2458520.15 (± 0.85) JD
Auswirkung Parameter b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Zeit Vr=0
Geschwindigkeit Halbamplitude K 4,39 ( -1,3 +1,4 ) m/s
Berechnete Temperatur 721,0 (± 21,0) K
Heiße Neptunwüste
Die heiße Neptunwüste ist eine Region, in der neptunähnliche Planeten von der Größe des Neptun auf Dauer nicht existieren können, weil aufgrund ihrer Größe und Temperatur - ihrer Nähe zum Stern - leichte Elemente aus ihrer Atmosphäre verdampfen, was zu einem einfachen Verlust der Atmosphäre führt und nur ein felsiger Kern übrig bleibt. Dies geschieht bei Planeten mit einem Radius von etwa 3-10 Erdkugeln und einer Entfernung zu Sternen von weniger als 9 Millionen Meilen. Die hohe Temperatur, die für dieses Phänomen ausreicht, wird durch die intensive Strahlung des Sterns verursacht, die durch die große Nähe des Planeten zum Stern entsteht. Die Intensität der Strahlung wird auch durch das Alter des Sterns und seinen Spektraltyp beeinflusst. Ein ähnliches Phänomen, allerdings in viel geringerem Ausmaß, tritt jenseits der heißen Neptunwüste auf: Je weiter der Planet vom Stern entfernt ist, desto weniger verdampft die Atmosphäre spontan. Es ist also möglich, dass beide Planeten im System TOI-560 (bestätigt ist es nur bei TOI-560b) langsam an Atmosphäre verlieren. Wahrscheinlich wird es nie so weit kommen, dass sie ihre Atmosphäre vollständig verlieren.
einer der wärmsten bekannten Neptune (GJ 436b) verliert seine Atmosphäre. Es ist nicht zu erwarten, dass dieser Planet verdampft, aber heißere Neptune hatten vielleicht nicht so viel Glück. Die intensive Strahlung eines Sterns kann eine Atmosphäre so weit aufheizen, dass sie der Anziehungskraft des Planeten wie ein losgelöster Heißluftballon entweicht. Das entweichende Gas bildet eine riesige Wolke um den Planeten, die sich im Weltraum verflüchtigt.
Dies könnte bei einem Planeten namens GJ 3470b der Fall sein, einem "sehr warmen Neptun", der seine Atmosphäre 100 Mal schneller verliert als GJ 436b. Beide Planeten sind etwa 5,5 Millionen Kilometer (3,7 Millionen Meilen) von ihren Sternen entfernt. Das ist ein Zehntel der Entfernung zwischen dem innersten Planeten unseres Sonnensystems, Merkur, und der Sonne. Ein Grund dafür, dass GJ 3470b schneller verdampft als GJ 436b, könnte darin liegen, dass er nicht so dicht ist, so dass er weniger in der Lage ist, die erhitzte Atmosphäre durch seine Schwerkraft festzuhalten.
Beide Planeten umkreisen rote Zwergsterne, aber GJ 3470b umkreist einen viel jüngeren Stern, der nur 2 Milliarden Jahre alt ist, verglichen mit dem 4 bis 8 Milliarden Jahre alten Stern von GJ 3470b. Der jüngere Stern ist energiereicher und bombardiert den Planeten daher mit einer stärkeren Strahlung als GJ 436b.
Die Entdeckung zweier verdampfender, warmer Neptune bestärkt die Idee, dass die heißere Version dieser normalerweise weit entfernten Welten eine Klasse von Planeten im Übergang sein könnte. Es könnte sein, dass das endgültige Schicksal der heißen und sehr warmen Neptune darin besteht, zu Mini-Neptunen zu schrumpfen - Planeten mit schweren, wasserstoffdominierten Atmosphären, die größer als die Erde, aber kleiner als Neptun sind. Oder sie schrumpfen sogar noch weiter und werden zu Supererden - massiveren, felsigen Versionen der Erde.
Die Neptunwüste oder subjovianische Wüste ist allgemein definiert als die Region in der Nähe eines Sterns (Periode 0,1 MJ), in der Exoplaneten zu finden sind.[1] Diese Zone wird von dem Stern stark bestrahlt, was bedeutet, dass die Planeten ihre gasförmigen Atmosphären nicht behalten können: Sie verdampfen und hinterlassen nur einen felsigen Kern.
Wir haben die Möglichkeit erforscht, dass der Planet kein Mini-Neptun sein kann, weil er eine Wasserstoff-Helium-Atmosphäre hat.
Die mittlere Wurzelgeschwindigkeit sowohl der Wasserstoff- als auch der Heliummoleküle liegt jedoch weit unter der Fluchtgeschwindigkeit am Rand der Planetenatmosphäre. Ich habe auch die Möglichkeit untersucht, dass die Atmosphäre durch Sonnenwinde weggeblasen wird. Bei der Untersuchung von TOI 560 b, den ich aufgrund seiner Dichte als Mini-Neptun eingestuft habe. Solche Planeten haben sehr schwache Magnetosphären, was bedeutet, dass die Atmosphäre auch auf diesem Planeten weggeblasen worden wäre.
In con
Články:
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac3fa7/pdf
https://exoplanets.nasa.gov/eyes-on-exoplanets/#/planet/HD_73583_c/
http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/TOI-560_c.html
http://exoplanet.eu/catalog/hd_73583_c/
https://academic.oup.com/mnras/article/514/2/1606/6548902?login=false
Temperatur und Druck verschieben sich in unterschiedlichen Höhen. Die durchschnittliche Temperatur an der Spitze der Wolkendecke beträgt minus 346 Grad Fahrenheit (minus 210 Grad Celsius)
Wie die anderen Gasriesen hat der riesige Planet keine feste Oberfläche. Stattdessen erstreckt sich das Gas bis zum Wasser-Ammoniak-Ozean, der den Mantel des Planeten bildet. Die Wissenschaftler haben die "Oberfläche" des Neptun als den Bereich definiert, in dem der Oberflächendruck dem Druck auf der Erde auf Meereshöhe entspricht. Die Temperatur an dieser "Oberfläche" beträgt etwa minus 346 F (minus 201 C).
Die Durchschnittstemperatur des Planeten beträgt minus 353 F (minus 214 C).
TOI-560c Schlussfolgerungen
Wir sind zu dem Schluss gekommen, dass TOI-560 tatsächlich ein sehr interessanter Exoplanet ist, da er sowohl ein Gasriese als auch ein fester Planet sein könnte. Wir tendieren jedoch dazu, dass es sich um einen kleinen Gasriesen handelt, der wie sein Schwesterplanet als Mini-Neptun eingestuft wird. Die meisten seiner Eigenschaften sind wahrscheinlich unserem Planeten Neptun sehr ähnlich, abgesehen von seiner Dichte, die bei TOI560 höher ist. Dies deutet auf starke Sonnenwinde und eine fehlende oder sehr schwache schützende Magnetosphäre hin.
Dieser Planet könnte definitiv mehr Forschung gebrauchen. Die nützlichsten Daten wären die Spektroskopie der Sonne und der Planeten, mit deren Hilfe wir die elementare Zusammensetzung und Farbe des Planeten bestimmen könnten.
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