Galería de proyectos 2023
Estudiantes de secundaria de toda Europa se convirtieron en detectives de exoplanetas con la ESA y utilizaron los datos del satélite Cheops para desvelar los misterios de dos objetivos exoplanetarios: KELT-3b y TOI-560c.
Explore los proyectos a continuación.
Ústav Českolipská
Premio al mejor proyecto
Gimnasio Českolipská 373 Praga - República Checa 18 años 3 / 1
http://cva.ceskolipskaesports.com
TOI-560c
Descripción del proyecto TOI-560c:
Nuestro proyecto se ha centrado en averiguar todo lo posible sobre el exoplaneta y compararlo con nuestros planetas y otros exoplanetas conocidos, y hacerlo lo más accesible posible al público.
Hemos utilizado datos pro la curva de tránsito de luz y alguna información que nos proporcionaron los organizadores (masa del planeta y del sol). Hemos utilizado fórmulas conocidas para determinar todas las características orbitales del planeta y hacer predicciones sobre sus características externas, como la posibilidad de que tenga una luna, etc.
Nuestro principal resultado es un póster (incluido en los archivos) y un sitio web tipo wiki (enlazado aquí y en el espacio web de nuestros proyectos), de fácil comprensión para el público en general.
TOI-560c Resultados y análisis
Rp calculado: 2,50492577 Re
Volumen = 40,9 Ve (4,46e13 cu. m.)
Masa= 9,70 +-1,8 Me
Densidad = 3,9 g/cm3
Período orbital = 18,87 días
Distancia media al sol: 0,12 UA
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Velocidad orbital = 248 064 Km/h
Tiempo de tránsito = 3,7 h
Trayectoria frente al sol = 339 564 km
Parámetro de impacto desde la Tierra= 0,21 -> 88147 km
Atmósfera densa de hidrógeno-helio, probablemente con capas profundas de hielo, roca u océanos líquidos - de agua, amoníaco, una mezcla de ambos, o volátiles más pesados.
Información sobre planetas similares: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Radiación en el límite planetario de TOI-560 c : 16837,85 W/m2
La clasificación de los exoplanetas suele basarse en una serie de características generales, como su tamaño, masa y composición atmosférica. Tradicionalmente, se considera que los mini-Neptunos son mayores que la Tierra pero menores que Neptuno, y se caracterizan típicamente por una gruesa envoltura gaseosa que rodea un núcleo rocoso o helado. Por otro lado, las super-Tierras se definen como planetas con masas y tamaños superiores a los de nuestro planeta, pero que no alcanzan el umbral de gigante gaseoso.
Como TOI-560c está tan lejos, tenemos poca información sobre su aspecto real, de qué está hecho, la presión y temperatura de sus capas y su color. Parte de esta información puede adivinarse basándose en su supuesta similitud con planetas estudiados más de cerca, en este caso Neptuno. Si suponemos que TOI-560 es un planeta del tipo mini-Neptuno, podemos decir que tiene 4 capas - un núcleo - hecho de metales, roca y hielo; un manto - hecho de agua líquida y congelada, amoníaco y metano; una atmósfera - hecha de hidrógeno, helio y gas metano ; una atmósfera superior (también exosfera) - donde hay gases ligeros y cimas de nubes.
Sin embargo, si TOI-560c es de naturaleza rocosa, como sugiere la NASA, probablemente tenga una composición químicamente más compleja y sólo posea una fina capa de envoltura gaseosa. En este caso, es más probable un núcleo semilíquido de metales pesados, una envoltura líquida y una capa sólida en la superficie.
Según nuestros cálculos, lo más probable es que TOI-560c sea un planeta rocoso con un pequeño núcleo de hierro y una gran capa metálica semilíquida de siliconas y níquel. A ésta le sigue una gruesa capa de hielo sobre la fina atmósfera superficial. + přidat cálculos a nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Un mini-Neptuno (a veces conocido como enano gaseoso o planeta de transición) es un planeta menos masivo que Neptuno pero que se parece a éste en que tiene una gruesa atmósfera de hidrógeno-helio, probablemente con capas profundas de hielo, roca u océanos líquidos (hechos de agua, amoníaco, una mezcla de ambos o volátiles más pesados). Un enano gaseoso es un planeta gaseoso con un núcleo rocoso que ha acumulado una gruesa envoltura de hidrógeno, helio y otros volátiles, teniendo, como resultado, un radio total entre 1,7 y 3,9 radios terrestres (1,7-3,9 REarth). El término se utiliza en un régimen de clasificación de tres niveles, basado en la metalicidad, para los exoplanetas de período corto, que también incluye a los planetas rocosos de tipo terrestre con menos de 1,7 REarth y a los planetas de más de 3,9 REarth, es decir, gigantes de hielo y gigantes gaseosos." (Cita,...)
Una supertierra es un tipo de exoplaneta con una masa superior a la de la Tierra, pero sustancialmente inferior a las de los gigantes de hielo del Sistema Solar, Urano y Neptuno, que son 14,5 y 17 veces la de la Tierra, respectivamente. El término "supertierra" se refiere únicamente a la masa del planeta, por lo que no implica nada sobre las condiciones de la superficie o la habitabilidad.
Las estrellas de tipo K son estrellas anaranjadas ligeramente más frías que el Sol. Constituyen alrededor del 12% de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar. También hay estrellas gigantes de tipo K, que van desde hipergigantes, como RW Cephei, hasta gigantes y supergigantes, como Arcturus, mientras que las enanas naranjas, como Alfa Centauri B, son estrellas de la secuencia principal. Presentan líneas de hidrógeno extremadamente débiles, si es que están presentes, y principalmente metales neutros (Mn I, Fe I, Si I). A finales de K, aparecen bandas moleculares de óxido de titanio. Las teorías dominantes (las que se basan en una menor radiactividad nociva y en la longevidad de las estrellas) sugieren que estas estrellas tienen las mejores posibilidades de desarrollar vida muy evolucionada en planetas en órbita (si dicha vida es directamente análoga a la de la Tierra) debido a una amplia zona habitable y a unos periodos de emisión nociva mucho más bajos en comparación con las que tienen las zonas más amplias.
TOI-560b
El planeta con los datos indicados se descubrió en 2021. Su masa es 0,0321 veces la masa del Sol, con una incertidumbre de -0,0098 +0,0107 masas solares. No se facilitó la masa multiplicada por el seno de la inclinación (grados). El semieje mayor del planeta es de 0,0604± 0,0026 au. El período orbital del planeta alrededor de su estrella madre es de 6,398042±6,5e-06 días. La excentricidad de la órbita del planeta es 0,105 con incertidumbre -0,068 +0,084. El argumento del pericentro (ω) es de 262,0 grados con una incertidumbre de -62,0 +256,0 grados.
El radio del planeta es 0,2489 veces el radio de Júpiter con una incertidumbre de ± 0,009 radios de Júpiter. La inclinación de la órbita del planeta es de 88,37 ± 0,18 grados.
La temperatura calculada del planeta es de 721,0 K con una incertidumbre de ± 21,0 K".
El método de detección del planeta es el tránsito primario, que significa que el planeta pasa por delante de su estrella madre y provoca una disminución temporal de su brillo. La masa del planeta se determinó mediante el método de la velocidad radial, que sigue el movimiento de la estrella causado por la influencia gravitatoria del planeta. El radio del planeta también se determinó mediante el método del tránsito primario.
Otros nombres: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Tipo: Neptun-like
Masa 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Masa*sin(i) -
Semieje mayor 0,0604 (± 0,0026)
Período orbital 6,398042 (± 6,5e-06) días
Excentricidad 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262,0 ( -62,0 +256,0 ) grados
Radio 0,2489 (± 0,009) RJ
Inclinación 88,37 (± 0,18) grados
Actualización 2022-07-29
Método de detección Tránsito primario
Método de detección de masa Velocidad radial
Radio Método de detección Tránsito primario
Tránsito primario 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Tránsito secundario 2458520,15 (± 0,85) JD
Impacto Parámetro b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Tiempo Vr=0
Velocidad Semiamplitud K 4,39 ( -1,3 +1,4 ) m/s
Temperatura calculada 721,0 (± 21,0) K
Desierto caliente de Neptuno
El desierto caliente de Neptuno es una región en la que los planetas del tamaño de Neptuno no pueden existir a largo plazo porque debido a su tamaño y temperatura -su proximidad a la estrella- los elementos ligeros de su atmósfera se evaporan, lo que deriva en una simple pérdida de atmósfera y sólo queda el núcleo rocoso. Esto ocurre en planetas con un radio de alrededor de 3-10 Tierras y una proximidad a las estrellas inferior a unos 9 millones de millas. La temperatura lo suficientemente alta para que se produzca este fenómeno es causada por la intensa radiación de la estrella debido a la proximidad del planeta a la estrella. La intensidad de la radiación también se ve afectada por la edad de la estrella y su tipo espectral. Un fenómeno similar, pero a una escala mucho menor, se produce más allá del Desierto Caliente de Neptuno, donde cuanto más lejos está el planeta de la estrella, menos se evapora espontáneamente la atmósfera. Así que es posible que ambos planetas del sistema TOI-560 (sólo está confirmado con TOI-560b) estén perdiendo atmósfera lentamente. Es probable que nunca lleguen al punto de perder completamente su atmósfera.
uno de los Neptunos más cálidos conocidos (GJ 436b) está perdiendo su atmósfera. No se espera que ese planeta se evapore, pero Neptunos más calientes podrían no haber tenido tanta suerte. La intensa radiación de una estrella puede calentar una atmósfera hasta el punto de escapar de la atracción gravitatoria del planeta como un globo aerostático sin ataduras. El gas que escapa forma una nube gigante alrededor del planeta que se disipa en el espacio.
Este podría ser el caso de un planeta llamado GJ 3470b, un "Neptuno muy caliente" que está perdiendo su atmósfera a un ritmo 100 veces más rápido que el de GJ 436b. Ambos planetas se encuentran a unos 5,5 millones de kilómetros de sus estrellas. Esta distancia es la décima parte de la que separa Mercurio, el planeta más interior de nuestro sistema solar, del Sol. Una de las razones por las que GJ 3470b puede estar evaporándose más rápidamente que GJ 436b es que no es tan denso, por lo que es menos capaz de aferrarse gravitatoriamente a la atmósfera calentada.
Ambos planetas orbitan estrellas enanas rojas, pero GJ 3470b orbita una estrella mucho más joven, de sólo 2.000 millones de años, en comparación con la estrella de 4.000 a 8.000 millones de años de GJ 3470b. La estrella más joven es más energética, por lo que bombardea el planeta con una radiación más abrasadora que la que recibe GJ 436b.
El hallazgo de dos Neptunos cálidos y en evaporación refuerza la idea de que la versión más caliente de estos mundos habitualmente distantes puede ser una clase de planetas en transición. Puede que el destino final de los Neptunos calientes y muy calientes sea reducirse hasta convertirse en mini-Neptunos, planetas con atmósferas pesadas dominadas por hidrógeno, más grandes que la Tierra pero más pequeños que Neptuno. O puede que se reduzcan aún más y se conviertan en super-Tierras, versiones más masivas y rocosas de la Tierra.
El desierto neptuniano o subjoviano se define a grandes rasgos como la región cercana a una estrella (periodo 0,1 MJ) en la que se encuentran exoplanetas[1]. Esta zona recibe una fuerte irradiación de la estrella, por lo que los planetas no pueden conservar sus atmósferas gaseosas: Se evaporan, dejando sólo un núcleo rocoso
Hemos explorado la posibilidad, de que el planeta no puede ser un mini neptuno, porque yo podría mantener su atmósfera de hidrógeno helio.
Sin embargo, la velocidad media de la raíz de las moléculas de hidrógeno y helio es muy inferior a la velocidad de escape en el borde de la atmósfera del planeta. También he explorado la posibilidad de que la atmósfera sea arrastrada por los vientos solares. Al examinar TOI 560 b, que descarté como un mini neptuno debido a su densidad. Este tipo de planetas tienen magnetosferas muy débiles, lo que significa que la atmósfera también habría sido arrastrada en ese planeta.
En 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
La temperatura y la presión cambian a diferentes alturas. La temperatura media en la cima de las nubes es de menos 346 grados Fahrenheit (menos 210 grados Celsius).
Al igual que los demás gigantes gaseosos, el enorme planeta carece de superficie sólida. En su lugar, el gas se extiende hasta el océano de agua y amoníaco que constituye el manto del planeta. Los científicos han definido la "superficie" de Neptuno como la región en la que la presión superficial es equivalente a la de la Tierra a nivel del mar. La temperatura en esta "superficie" es de aproximadamente menos 201 C (menos 346 F).
La temperatura media del planeta es de -353 F (-214 C).
TOI-560c Conclusiones
Hemos llegado a la conclusión de que TOI-560 es un exoplaneta muy interesante, ya que podría ser tanto un gigante gaseoso como un planeta sólido. Sin embargo, nos inclinamos por la idea de que se trata de un pequeño gigante gaseoso clasificado como un mini Neptuno, similar a su planeta hermano. La mayoría de sus características son probablemente muy similares a las de nuestro planeta Neptuno, salvo su densidad, que es mayor en TOI560. Esto sugiere la presencia de fuertes vientos solares y la ausencia o debilidad de una magnetosfera protectora.
No cabe duda de que este planeta necesita más investigación. Los datos más útiles serían la espectroscopia del sol y los planetas, que podríamos utilizar para determinar la composición elemental y el color de los planetas.
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