Γκαλερί έργων 2023
Μαθητές δευτεροβάθμιας εκπαίδευσης από όλη την Ευρώπη έγιναν ντετέκτιβ εξωπλανητών με την ESA και χρησιμοποίησαν δεδομένα του δορυφόρου Cheops για να αποκαλύψουν τα μυστήρια δύο εξωπλανητών: KELT-3b και TOI-560c.
Εξερευνήστε τα παρακάτω έργα.
Ústav Českolipská
Νικητής Βραβείου Καλύτερου Έργου
Γυμνάσιο Českolipská 373 Πράγα - Τσεχική Δημοκρατία 18 ετών 3 / 1
http://cva.ceskolipskaesports.com
TOI-560c
Περιγραφή έργου TOI-560c:
Το πρόγραμμά μας επικεντρώθηκε στο να μάθουμε όσο το δυνατόν περισσότερα για τον εξωπλανήτη και να τον συγκρίνουμε με τους πλανήτες μας και άλλους γνωστούς εξωπλανήτες και να το καταστήσουμε όσο το δυνατόν πιο προσιτό στο κοινό.
Χρησιμοποιήσαμε δεδομένα από την καμπύλη διέλευσης φωτός και κάποιες πληροφορίες που μας δόθηκαν από τους διοργανωτές (μάζα πλανήτη και ήλιου). Χρησιμοποιήσαμε γνωστούς τύπους για να προσδιορίσουμε όλα τα τροχιακά χαρακτηριστικά του πλανήτη και να κάνουμε προβλέψεις για τα εξωτερικά χαρακτηριστικά του, όπως η πιθανότητα να έχει φεγγάρι κ.λπ.
Το κύριο αποτέλεσμά μας είναι μια αφίσα (περιλαμβάνεται στα αρχεία) και ένας ιστότοπος που μοιάζει με wiki (συνδέεται εδώ και στην υποδοχή του ιστότοπου των έργων μας).
TOI-560c Αποτελέσματα και ανάλυση
Υπολογισμένο Rp: 2.50492577 Re
Όγκος = 40.9 Ve (4,46e13 κυβικά μέτρα)
Μάζα= 9,70 +-1,8 Me
Πυκνότητα = 3,9 g/cm3
Περίοδος τροχιάς = 18,87 ημέρες
Μέση απόσταση από τον ήλιο: 0,12 AU
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Ταχύτητα τροχιάς = 248 064 Km/h
Χρόνος διέλευσης = 3.7h
Διαδρομή μπροστά από τον ήλιο = 339 564 km
Παράμετρος πρόσκρουσης από τη Γη= 0.21 -> 88147 km
πυκνή ατμόσφαιρα υδρογόνου-ηλίου, πιθανώς με βαθιά στρώματα πάγου, βράχων ή υγρών ωκεανών - από νερό, αμμωνία, μείγμα των δύο ή βαρύτερα πτητικά συστατικά.
Πληροφορίες για παρόμοιο πλανήτη: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Ακτινοβολία στα πλανητικά όρια του TOI-560 c : 16837,85 W/m2
Η ταξινόμηση των εξωπλανητών βασίζεται συχνά σε ένα σύνολο γενικών χαρακτηριστικών, όπως το μέγεθος, η μάζα και η ατμοσφαιρική τους σύνθεση. Παραδοσιακά, οι μίνι Ποσειδόνες θεωρούνται μεγαλύτεροι από τη Γη αλλά μικρότεροι από τον Ποσειδώνα και συνήθως χαρακτηρίζονται από ένα παχύ αέριο περίβλημα που περιβάλλει έναν βραχώδη ή παγωμένο πυρήνα. Από την άλλη πλευρά, οι υπερ-Γαίες ορίζονται ως πλανήτες με μάζες και μεγέθη που ξεπερνούν αυτές του δικού μας πλανήτη, αλλά υπολείπονται του ορίου του αέριου γίγαντα.
Επειδή ο TOI-560c είναι τόσο μακρινός, έχουμε ελάχιστες πληροφορίες για το πώς μοιάζει στην πραγματικότητα, από τι είναι φτιαγμένος, την πίεση και τη θερμοκρασία των στρωμάτων του και το χρώμα του. Κάποιες από αυτές τις πληροφορίες μπορούμε να τις μαντέψουμε με βάση την υποτιθέμενη ομοιότητά του με πιο στενά μελετημένους πλανήτες, στην προκειμένη περίπτωση τον Ποσειδώνα. Αν υποθέσουμε ότι ο TOI-560 είναι ένας μίνι πλανήτης τύπου Ποσειδώνα, μπορούμε να πούμε ότι έχει 4 στρώματα - έναν πυρήνα - φτιαγμένο από μέταλλα, βράχους και πάγο- έναν μανδύα - φτιαγμένο από υγρό και παγωμένο νερό, αμμωνία και μεθάνιο- μια ατμόσφαιρα - φτιαγμένη από αέριο υδρογόνο, ήλιο και μεθάνιο- μια ανώτερη ατμόσφαιρα (επίσης εξώσφαιρα) - όπου υπάρχουν ελαφριά αέρια και κορυφές νεφών.
Ωστόσο, αν ο TOI-560c είναι βραχώδης στη φύση του, όπως υποδηλώνει η NASA, έχει πιθανώς μια πιο πολύπλοκη χημική σύνθεση και έχει μόνο ένα λεπτό στρώμα αέριου περιβλήματος. Σε αυτή την περίπτωση, ένας ημι-υγρός πυρήνας βαρέων μετάλλων, ένα υγρό περίβλημα και ένα στερεό στρώμα στην επιφάνεια είναι πιο πιθανό.
Σύμφωνα με τους υπολογισμούς μας, ο TOI-560c είναι πιθανότατα ένας βραχώδης πλανήτης με ένα μικρό πυρήνα σιδήρου και ένα μεγάλο ημίρρευστο μεταλλικό στρώμα από πυρίτιο και νικέλιο. Αυτό ακολουθείται από ένα παχύ στρώμα πάγου πάνω από την επιφανειακή λεπτή ατμόσφαιρα. + přidat calculations a nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Ένας μίνι Ποσειδώνας (μερικές φορές γνωστός ως αέριος νάνος ή μεταβατικός πλανήτης) είναι ένας πλανήτης μικρότερης μάζας από τον Ποσειδώνα, αλλά μοιάζει με τον Ποσειδώνα στο ότι έχει μια παχιά ατμόσφαιρα υδρογόνου-ηλίου, πιθανώς με βαθιά στρώματα πάγου, πετρωμάτων ή υγρών ωκεανών (από νερό, αμμωνία, μείγμα και των δύο ή βαρύτερα πτητικά συστατικά). Ο αέριος νάνος είναι ένας αέριος πλανήτης με βραχώδη πυρήνα που έχει συσσωρεύσει ένα παχύ περίβλημα υδρογόνου, ηλίου και άλλων πτητικών ουσιών, με αποτέλεσμα να έχει συνολική ακτίνα μεταξύ 1,7 και 3,9 γήινων ακτίνων (1,7-3,9 REarth). Ο όρος χρησιμοποιείται σε ένα σύστημα ταξινόμησης τριών βαθμίδων, με βάση τη μεταλλικότητα, για τους μικρής περιόδου εξωπλανήτες, το οποίο περιλαμβάνει επίσης τους βραχώδεις, γήινους πλανήτες με ακτίνες μικρότερες από 1,7 REarth και τους πλανήτες με ακτίνες μεγαλύτερες από 3,9 REarth, δηλαδή τους γίγαντες πάγου και τους γίγαντες αερίου". (Παραπομπή,...)
Η υπερ-Γη είναι ένας τύπος εξωπλανήτη με μάζα μεγαλύτερη από αυτή της Γης, αλλά σημαντικά μικρότερη από αυτή των παγωμένων γιγάντων του Ηλιακού Συστήματος, του Ουρανού και του Ποσειδώνα, που είναι 14,5 και 17 φορές μεγαλύτερη από αυτή της Γης, αντίστοιχα. Ο όρος "υπερ-Γη" αναφέρεται μόνο στη μάζα του πλανήτη, και έτσι δεν υποδηλώνει τίποτα για τις συνθήκες της επιφάνειας ή την κατοικησιμότητα
Οι αστέρες τύπου Κ είναι πορτοκαλί αστέρες που είναι ελαφρώς ψυχρότεροι από τον Ήλιο. Αποτελούν περίπου το 12% των αστέρων της κύριας ακολουθίας στην ηλιακή γειτονιά. Υπάρχουν επίσης γιγαντιαίοι αστέρες τύπου Κ, οι οποίοι κυμαίνονται από υπεργίγαντες όπως ο RW Cephei, μέχρι γίγαντες και υπεργίγαντες, όπως ο Αρκτούρος, ενώ οι πορτοκαλί νάνοι, όπως ο Άλφα Κενταύρου Β, είναι αστέρες κύριας ακολουθίας. Έχουν εξαιρετικά αδύναμες γραμμές υδρογόνου, αν αυτές υπάρχουν καθόλου, και κυρίως ουδέτερα μέταλλα (Mn I, Fe I, Si I). Στα τέλη του Κ, εμφανίζονται μοριακές ζώνες οξειδίου του τιτανίου. Οι επικρατούσες θεωρίες (αυτές που έχουν τις ρίζες τους στη χαμηλότερη επιβλαβή ραδιενέργεια και στη μακροβιότητα των άστρων) θα πρότειναν έτσι ότι τέτοια άστρα έχουν τις βέλτιστες πιθανότητες να αναπτυχθεί έντονα εξελιγμένη ζωή σε πλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά (αν η ζωή αυτή είναι άμεσα ανάλογη με τη γήινη) λόγω μιας ευρείας κατοικήσιμης ζώνης αλλά και πολύ χαμηλότερων επιβλαβών περιόδων εκπομπής σε σύγκριση με εκείνα με τις ευρύτερες τέτοιες ζώνες.
TOI-560b
Ο πλανήτης με τα συγκεκριμένα δεδομένα ανακαλύφθηκε το 2021. Η μάζα του αναφέρεται ως 0,0321 φορές η μάζα του Ήλιου με αβεβαιότητα -0,0098 +0,0107 ηλιακές μάζες. Η μάζα πολλαπλασιασμένη με το ημίτονο της κλίσης (μοίρες) δεν δόθηκε. Ο ημιάξονας του πλανήτη είναι 0,0604 ± 0,0026 au. Η περίοδος περιφοράς του πλανήτη γύρω από το μητρικό του άστρο είναι 6,398042±6,5e-06 ημέρες. Η εκκεντρότητα της τροχιάς του πλανήτη είναι 0,105 με αβεβαιότητα -0,068 +0,084. Το επιχείρημα του περικέντρου (ω) είναι 262,0 μοίρες με αβεβαιότητα -62,0 +256,0 μοίρες.
Η ακτίνα του πλανήτη είναι 0,2489 φορές η ακτίνα του Δία με αβεβαιότητα ± 0,009 ακτίνες Δία. Η κλίση της τροχιάς του πλανήτη είναι 88,37 ± 0,18 μοίρες.
Η υπολογισμένη θερμοκρασία του πλανήτη είναι 721,0 Κ με αβεβαιότητα ± 21,0 Κ".
Η μέθοδος ανίχνευσης του πλανήτη είναι η πρωτογενής διέλευση, που σημαίνει ότι ο πλανήτης περνά μπροστά από το μητρικό του άστρο και προκαλεί προσωρινή μείωση της φωτεινότητας. Η μάζα του πλανήτη προσδιορίστηκε με τη μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας, η οποία παρακολουθεί την κίνηση του άστρου που προκαλείται από τη βαρυτική επίδραση του πλανήτη. Η ακτίνα του πλανήτη προσδιορίστηκε επίσης με τη μέθοδο της πρωτογενούς διέλευσης.
Άλλες ονομασίες: 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Τύπος: Ποσειδώνας:
Μάζα 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Μάζα*sin(i) -
Ημι-μεγάλος άξονας 0,0604 (± 0,0026)
Περίοδος τροχιάς 6,398042 (± 6,5e-06) ημέρες
Εκκεντρότητα 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262,0 ( -62,0 +256,0 ) μοίρες
Ακτίνα 0,2489 (± 0,009) RJ
Κλίση 88,37 (± 0,18) μοίρες
Ενημέρωση 2022-07-29
Μέθοδος ανίχνευσης Πρωτογενής διέλευση
Μέθοδος ανίχνευσης μάζας Ακτινική ταχύτητα
Μέθοδος ανίχνευσης ακτίνας Πρωτογενής διέλευση
Πρωτογενής διέλευση 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Δευτερεύουσα διέλευση 2458520,15 (± 0,85) JD
Παράμετρος επιπτώσεων b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Χρόνος Vr=0
Ταχύτητα Ημιπερίοδος K 4.39 ( -1.3 +1.4 ) m/s
Υπολογιζόμενη θερμοκρασία 721,0 (± 21,0) K
Καυτή έρημος Ποσειδώνας
Η θερμή έρημος του Ποσειδώνα είναι μια περιοχή όπου οι πλανήτες του μεγέθους του Ποσειδώνα δεν μπορούν να υπάρξουν μακροπρόθεσμα επειδή λόγω του μεγέθους και της θερμοκρασίας τους - της εγγύτητάς τους στο άστρο - τα ελαφριά στοιχεία από την ατμόσφαιρά τους εξατμίζονται, αυτό κλιμακώνεται σε μια απλή απώλεια της ατμόσφαιρας και απομένει μόνο ο βραχώδης πυρήνας. Αυτό συμβαίνει σε πλανήτες με ακτίνα περίπου 3-10 Γη και η εγγύτητα σε αστέρια μικρότερη από περίπου 9 εκατομμύρια μίλια. Η αρκετά υψηλή θερμοκρασία για το φαινόμενο αυτό προκαλείται από την έντονη ακτινοβολία του άστρου λόγω της εγγύτητας του πλανήτη με το άστρο. Η ένταση της ακτινοβολίας επηρεάζεται επίσης από την ηλικία του άστρου και τον φασματικό τύπο του. Ένα παρόμοιο φαινόμενο, αλλά σε πολύ μικρότερη κλίμακα, συμβαίνει πέρα από την έρημο του Θερμού Ποσειδώνα, όπου όσο πιο μακριά βρίσκεται ο πλανήτης από το άστρο, τόσο λιγότερο εξατμίζεται αυθόρμητα η ατμόσφαιρα. Είναι λοιπόν πιθανό και οι δύο πλανήτες του συστήματος TOI-560 (επιβεβαιώνεται μόνο με τον TOI-560b) να χάνουν αργά την ατμόσφαιρά τους. Πιθανότατα δεν θα φτάσουν ποτέ στο σημείο να χάσουν εντελώς την ατμόσφαιρά τους.
ένας από τους θερμότερους γνωστούς Ποσειδάνους (GJ 436b) χάνει την ατμόσφαιρά του. Αυτός ο πλανήτης δεν αναμένεται να εξατμιστεί, αλλά οι θερμότεροι Ποσειδόνες μπορεί να μην ήταν τόσο τυχεροί. Η έντονη ακτινοβολία ενός άστρου μπορεί να θερμάνει μια ατμόσφαιρα σε σημείο που να ξεφεύγει από τη βαρυτική έλξη του πλανήτη σαν ένα αδέσμευτο αερόστατο. Το αέριο που διαφεύγει σχηματίζει ένα γιγάντιο νέφος γύρω από τον πλανήτη που διαλύεται στο διάστημα.
Αυτό μπορεί να συμβαίνει με έναν πλανήτη που ονομάζεται GJ 3470b, έναν "πολύ θερμό Ποσειδώνα" που χάνει την ατμόσφαιρά του με ρυθμό 100 φορές ταχύτερο από αυτόν του GJ 436b. Και οι δύο πλανήτες απέχουν περίπου 5,5 εκατομμύρια χιλιόμετρα (3,7 εκατομμύρια μίλια) από τα άστρα τους. Αυτό είναι το ένα δέκατο της απόστασης μεταξύ του εσωτερικού πλανήτη του ηλιακού μας συστήματος, του Ερμή, και του Ήλιου. Ένας λόγος για τον οποίο ο GJ 3470b μπορεί να εξατμίζεται γρηγορότερα από τον GJ 436b είναι ότι δεν είναι τόσο πυκνός, οπότε είναι λιγότερο ικανός να κρατηθεί βαρυτικά στη θερμαινόμενη ατμόσφαιρα.
Και οι δύο πλανήτες περιστρέφονται γύρω από κόκκινους νάνους, αλλά ο GJ 3470b περιστρέφεται γύρω από ένα πολύ νεότερο άστρο, ηλικίας μόλις 2 δισεκατομμυρίων ετών, σε σύγκριση με το άστρο του GJ 3470b ηλικίας 4 έως 8 δισεκατομμυρίων ετών. Το νεότερο αστέρι είναι πιο ενεργητικό, οπότε βομβαρδίζει τον πλανήτη με περισσότερη καταιγιστική ακτινοβολία από ό,τι δέχεται ο GJ 436b.
Η εύρεση δύο εξατμιζόμενων, θερμών Ποσειδάνων ενισχύει την ιδέα ότι η θερμότερη εκδοχή αυτών των συνήθως απομακρυσμένων κόσμων μπορεί να είναι μια κατηγορία πλανητών σε μεταβατικό στάδιο. Θα μπορούσε η τελική μοίρα των θερμών και πολύ θερμών Ποσειδάνων να είναι να συρρικνωθούν σε μίνι Ποσειδάνους - πλανήτες με βαριές ατμόσφαιρες που κυριαρχούνται από υδρογόνο και είναι μεγαλύτεροι από τη Γη αλλά μικρότεροι από τον Ποσειδώνα. Ή μπορεί να συρρικνωθούν ακόμη περισσότερο και να γίνουν υπερ-Γη - πιο ογκώδεις, βραχώδεις εκδοχές της Γης.
Η έρημος του Ποσειδώνα ή υπο-Ιωβιανή έρημος ορίζεται σε γενικές γραμμές ως η περιοχή κοντά σε ένα άστρο (περίοδος 0,1 MJ) όπου βρίσκονται εξωπλανήτες[1].Η ζώνη αυτή δέχεται ισχυρή ακτινοβολία από το άστρο, πράγμα που σημαίνει ότι οι πλανήτες δεν μπορούν να διατηρήσουν την αέρια ατμόσφαιρά τους: Εξατμίζονται, αφήνοντας μόνο έναν βραχώδη πυρήνα.
Έχουμε διερευνήσει την πιθανότητα, ότι ο πλανήτης δεν μπορεί να είναι ένας μίνι-Πεπτώνης, επειδή θα μπορούσε να κρατήσει την ατμόσφαιρα υδρογόνου-ηλίου του.
Ωστόσο, η μέση ριζική ταχύτητα των μορίων υδρογόνου και ηλίου είναι κατά πολύ χαμηλότερη από την ταχύτητα διαφυγής στην άκρη της ατμόσφαιρας των πλανητών. Έχω επίσης διερευνήσει την πιθανότητα η ατμόσφαιρα να παρασύρεται από τους ηλιακούς ανέμους. Κατά την εξέταση του TOI 560 b, τον οποίο έκρινα ως έναν μίνι νεφτιδώνα λόγω της πυκνότητάς του. Τέτοιοι πλανήτες έχουν πολύ αδύναμες μαγνητόσφαιρες που σημαίνει ότι η ατμόσφαιρα θα είχε εκτοξευθεί και σε αυτόν τον πλανήτη.
Σε συμφωνία
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
Μετατόπιση θερμοκρασίας και πίεσης σε διαφορετικά ύψη. Η μέση θερμοκρασία στην κορυφή των κορυφών των σύννεφων είναι μείον 346 βαθμοί Φαρενάιτ (μείον 210 βαθμοί Κελσίου).
Όπως και οι άλλοι αέριοι γίγαντες, ο τεράστιος πλανήτης δεν έχει στερεή επιφάνεια. Αντίθετα, το αέριο εκτείνεται μέχρι τον ωκεανό νερού-αμμωνίας που αποτελεί τον μανδύα του πλανήτη. Οι επιστήμονες έχουν ορίσει την "επιφάνεια" του Ποσειδώνα ως την περιοχή όπου η επιφανειακή πίεση είναι ισοδύναμη με την πίεση στη Γη στο επίπεδο της θάλασσας. Η θερμοκρασία σε αυτή την "επιφάνεια" είναι περίπου μείον 346 F (μείον 201 C).
Η μέση θερμοκρασία του πλανήτη είναι μείον 353 F (μείον 214 C).
Συμπεράσματα TOI-560c
Καταλήξαμε στο συμπέρασμα ότι ο TOI-560 είναι όντως ένας πολύ ενδιαφέρων εξωπλανήτης, καθώς θα μπορούσε να είναι και γίγαντας αερίων και στερεός πλανήτης. Ωστόσο, κλίνουμε προς την άποψη ότι είναι ένας μικρός αέριος γίγαντας που ταξινομείται ως ένας μίνι νεφτίτης, όπως ο αδελφός του πλανήτης. Τα περισσότερα από τα χαρακτηριστικά του είναι πιθανώς πολύ παρόμοια με τον πλανήτη μας Ποσειδώνα, εκτός από την πυκνότητά του, η οποία είναι υψηλότερη στον TOI560. Αυτό υποδηλώνει ισχυρούς ηλιακούς ανέμους και έλλειψη ή πολύ ασθενή προστατευτική μαγνητόσφαιρα.
Αυτός ο πλανήτης θα χρειαζόταν σίγουρα περισσότερη έρευνα. Τα πιο χρήσιμα δεδομένα θα ήταν η φασματοσκοπία του ήλιου και των πλανητών, την οποία θα μπορούσαμε να χρησιμοποιήσουμε για να προσδιορίσουμε την στοιχειακή σύνθεση και το χρώμα του πλανήτη.
Υποστηρικτικά αρχεία:
