Projekti galerii 2023
Euroopa keskkooliõpilased said koos ESAga eksoplaneedi detektiivideks ja kasutasid Cheopsi satelliidi andmeid, et avastada kahe eksoplaneedi salapära: KELT-3b ja TOI-560c.
Tutvu allpool esitatud projektidega.
Ústav Českolipská
Parima projekti auhinna võitja
Gymnázium Českolipská 373 Praha - Tšehhi Vabariik 18 aastat vana 3 / 1
TOI-560c
TOI-560c projekti kirjeldus:
Meie projekt on keskendunud sellele, et saada võimalikult palju teada eksoplaneedi kohta, võrrelda seda meie planeetide ja teiste teadaolevate eksoplaneetidega ning teha see üldsusele võimalikult kättesaadavaks.
Oleme kasutanud andmeid pro valguse transiidikõvera ja mõningaid andmeid, mida korraldajad meile andsid (planeedi ja päikese mass). Me kasutasime teadaolevaid valemeid, et määrata kõik planeedi orbiidi omadused ja teha ennustus selle väliste omaduste kohta, nagu võimalus, et sellel on kuu jne.
Meie peamine väljund on plakat (lisatud failide hulka) ja wiki-laadne veebileht (lingitud siia ja meie projektide veebilehe pesa.) Need on üldsusele kergesti arusaadavad.
TOI-560c tulemused ja analüüs
Arvutatud Rp: 2.50492577 Re
Maht = 40,9 Ve (4,46e13 kuupmeetrit).
Mass= 9,70 +-1,8 Me
Tihedus = 3,9 g/cm3
Orbitaalperiood = 18,87 päeva
Keskmine kaugus päikesest: 0,12 AU
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Kiiruse kiirus = 248 064 Km/h.
Läbisõidu aeg = 3,7h
Teekond päikese ees = 339 564 km
Kokkupõrke parameeter Maast = 0,21 -> 88147 km
paks vesinik-heelium atmosfäär, tõenäoliselt koos sügavate jää-, kivi- või vedelate ookeanide kihtidega - mis koosnevad veest, ammoniaagist, nende mõlema segust või raskematest lenduvatest ainetest.
Info sarnase planeedi kohta: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Kiirgus TOI-560 c planeedi piiril: 16837,85 W/m2.
Eksoplaneetide klassifitseerimisel lähtutakse sageli üldistest omadustest, nagu nende suurus, mass ja atmosfääri koostis. Traditsiooniliselt peetakse mini-Neptuuneid Maast suuremaks, kuid Neptuunist väiksemaks, mida iseloomustab tavaliselt paks gaasiline ümbris, mis ümbritseb kivist või jäisest tuumast. Teisest küljest määratletakse super-Maad kui planeedid, mille mass ja suurus ületab meie planeedi massi ja suurust, kuid jääb alla gaasihiiglaste künnise.
Kuna TOI-560c on nii kaugel, on meil vähe teavet selle kohta, milline see tegelikult välja näeb, millest see koosneb, milline on selle kihtide rõhk ja temperatuur ning milline on selle värvus. Osa sellest teabest võib oletada selle oletatava sarnasuse põhjal lähemalt uuritud planeetidega, antud juhul Neptuuniga. Kui me eeldame, et TOI-560 on mini-Neptuuni tüüpi planeet, siis võime öelda, et tal on 4 kihti - tuum - mis koosneb metallidest, kivimitest ja jääst; mantel - mis koosneb vedelast ja külmunud veest, ammoniaagist ja metaanist; atmosfäär - mis koosneb vesinikust, heeliumist ja metaanist ; ülemine atmosfäär (ka eksosfäär) - kus on kerged gaasid ja pilvelõhesid.
Kui aga TOI-560c on kivimiline, nagu NASA oletab, siis on see tõenäoliselt keemiliselt keerukama koostisega ja sellel on ainult õhuke gaasiline kiht. Sel juhul on tõenäolisem poolvedelik raskmetallist tuum, vedel ümbris ja tahke kiht pinnal.
TOI-560c on meie arvutuste kohaselt tõenäoliselt kiviplaneet, millel on väike raudsüda ja suur poolvedelik metalliline kiht, mis koosneb silikoonidest ja niklist. Sellele järgneb paks jääkiht üle pinna õhukese atmosfääri. + přidat arvutused a nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Mini-Neptuun (mida mõnikord nimetatakse ka gaasikääbusplaneediks või üleminekuplaneediks) on Neptuunist vähem massiivne, kuid Neptuunile sarnane planeet, millel on paks vesinik-heelium atmosfäär, tõenäoliselt koos sügavate jää-, kivi- või vedelate ookeanide kihtidega (mis koosnevad veest, ammoniaagist, mõlema segust või raskematest lenduvatest ainetest). Gaaskääbus on kivise tuumaga gaasiplaneet, millel on kogunenud paks vesinikust, heeliumist ja muudest lenduvatest ainetest koosnev ümbris, mille koguraadius jääb seetõttu vahemikku 1,7-3,9 Maa raadiust (1,7-3,9 REarth). Seda terminit kasutatakse lühikese perioodiga eksoplaneetide kolmeastmelises, metallikatsioonil põhinevas klassifitseerimissüsteemis, mis hõlmab ka kivimilisi, maapealseid planeete, mille raadius on väiksem kui 1,7 REarth, ja planeete, mis on suuremad kui 3,9 REarth, nimelt jäähiiglasi ja gaasihiiglasi." (Tsitaat,...)
Super-Maa on eksoplaneedi tüüp, mille mass on suurem kui Maa oma, kuid oluliselt väiksem kui Päikesesüsteemi jäähiiglaste Uraani ja Neptuuni oma, mille mass on vastavalt 14,5 ja 17 korda suurem kui Maa oma. Mõiste "super-Maa" viitab ainult planeedi massile ja ei tähenda seega midagi pinnatingimuste või elamiskõlblikkuse kohta.
K-tüüpi tähed on oranžikad tähed, mis on Päikesest veidi jahedamad. Nad moodustavad umbes 12% Päikese naabruses asuvatest põhijärjekorra tähtedest. On ka K-tüüpi hiiglastähti, mis ulatuvad hüperhiiglastest, nagu RW Cephei, kuni hiiglaste ja ülihiiglasteni, nagu Arcturus, samas kui oranžid kääbused, nagu Alpha Centauri B, on põhiseeria tähed. Neil on äärmiselt nõrgad vesinikuliinid, kui need üldse olemas on, ja peamiselt neutraalsed metallid (Mn I, Fe I, Si I). Hilisema K-ga muutuvad molekulaarsed titaanoksiidi ribad. Peamised teooriad (need, mis põhinevad madalamal kahjulikul radioaktiivsusel ja tähtede pikaealisusel) viitavad seega sellele, et sellistel tähtedel on optimaalsed võimalused, et orbiidil olevatel planeetidel areneks tugevalt arenenud elu (kui selline elu on otseselt analoogne Maa omaga), kuna neil on lai elamiskõlblik tsoon, kuid samas on nende tähtede puhul palju väiksemad kahjulikud kiirgusperioodid kui kõige laiema sellise tsooniga tähtedel.
TOI-560b
Antud andmetega planeet avastati 2021. aastal. Selle mass on teatatud 0,0321 korda suurem kui Päikese mass, määramatusega -0,0098 +0,0107 päikese massi. Mass korrutatud kallakuga (kraadides) ei ole esitatud. Planeedi poolsuurtelje suurus on 0,0604 ± 0,0026 au. Planeedi tiirlemisperiood ümber ematähe on 6,398042±6,5e-06 päeva. Planeedi orbiidi ekstsentrilisus on 0,105, mõõtemääramatusega -0,068 +0,084. Peritsentri argument (ω) on 262,0 kraadi määramatusega -62,0 +256,0 kraadi.
Planeedi raadius on 0,2489 korda suurem kui Jupiteri raadius, mõõtemääramatusega ± 0,009 Jupiteri raadiust. Planeedi orbiidi kalle on 88,37 ± 0,18 kraadi.
Planeedi arvutatud temperatuur on 721,0 K, mõõtemääramatusega ± 21,0 K."
Planeedi tuvastamise meetodiks on primaarne transiit, mis tähendab, et planeet möödub oma ematähe eest ja põhjustab ajutist heleduse vähenemist. Planeedi mass määrati radiaalkiiruse meetodil, mis jälgib planeedi gravitatsioonilisest mõjust põhjustatud tähe liikumist. Planeedi raadius määrati samuti esmase transiidi meetodi abil.
Muud nimed: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b.
Tüüp: Neptuni sarnane
Mass 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Mass*sin(i) -
Poolsuurtelg 0,0604 (± 0,0026)
Orbitaalperiood 6,398042 (± 6,5e-06) päeva
Eksentrilisus 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262,0 ( -62,0 +256,0 ) kraad.
Raadius 0,2489 (± 0,009) RJ
Kalduvus 88,37 (± 0,18) kraadi
Uuendus 2022-07-29
Avastamise meetod Esmane transiit
Massi tuvastamise meetod Radiaalkiirus
Raadiuse tuvastamise meetod Esmane transiit
Esmane transiit 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Sekundaartransiit 2458520,15 (± 0,85) JD
Mõju parameeter b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Aeg Vr=0
Kiirus Poolamplituud K 4,39 ( -1,3 +1,4 ) m/s
Arvutatud temperatuur 721,0 (± 21,0) K
Kuum Neptunuse kõrb
Kuum Neptuuni kõrb on piirkond, kus Neptuuni-suurused planeedid ei saa pikemas perspektiivis eksisteerida, sest nende suuruse ja temperatuuri - tähe läheduse - tõttu aurustuvad nende atmosfäärist kerged elemendid, see süveneb atmosfääri lihtsa kadumiseni ja alles jääb ainult kivine tuum. See juhtub planeetidega, mille raadius on umbes 3-10 Maa ja mille lähedus tähele on lühem kui umbes 9 miljonit miili. Selle nähtuse piisavalt kõrge temperatuur on põhjustatud tähe intensiivsest kiirgusest, mis tuleneb planeedi lähedusest tähele. Kiirguse intensiivsust mõjutavad ka tähe vanus ja selle spektritüüp. Sarnane nähtus, kuid palju väiksemas ulatuses, esineb ka väljaspool kuuma Neptuuni kõrbe, kus mida kaugemal on planeet tähest, seda vähem atmosfäär spontaanselt aurustub. Seega on võimalik, et mõlemad planeedid süsteemis TOI-560 (see on kinnitatud ainult TOI-560b puhul) kaotavad aeglaselt atmosfääri. Tõenäoliselt ei jõua nad kunagi selleni, et kaotavad oma atmosfääri täielikult.
üks soojemaid teadaolevaid Neptuneid (GJ 436b) on kaotamas oma atmosfääri. Selle planeedi aurustumist ei ole oodata, kuid kuumematel Neptuunidel ei pruugi olla nii palju õnne. Tähe intensiivne kiirgus võib kuumutada atmosfääri nii palju, et see väljub planeedi gravitatsioonijõu alt nagu kinnitamata kuumaõhupall. Põgenev gaas moodustab planeedi ümber hiiglasliku pilve, mis hajub kosmosesse.
See võib juhtuda planeedi GJ 3470b puhul, mis on "väga soe Neptuun" ja kaotab oma atmosfääri 100 korda kiiremini kui GJ 436b. Mõlemad planeedid asuvad oma tähest umbes 5,5 miljoni kilomeetri kaugusel. See on kümnendik meie Päikesesüsteemi sisemise planeedi Merkuuri ja Päikese vahelisest kaugusest. Üks põhjus, miks GJ 3470b võib aurustuda kiiremini kui GJ 436b, on see, et ta ei ole nii tihe, mistõttu on ta vähem võimeline gravitatsiooniliselt kuumutatud atmosfääri kinni hoidma.
Mõlemad planeedid tiirlevad punaste kääbustähtede ümber, kuid GJ 3470b tiirleb palju noorema, vaid 2 miljardi aasta vanuse tähe ümber, võrreldes GJ 3470b 4-8 miljardi aasta vanuse tähega. Noorem täht on energilisem, mistõttu pommitab ta planeeti suurema kiirgusega kui GJ 436b.
Kahe aurustuva, sooja Neptuuni leidmine tugevdab ideed, et nende tavaliselt kaugete maailmade kuumem versioon võib olla üleminekuaja planeetide klass. Võimalik, et kuumade ja väga soojade Neptuunide lõplik saatus on kahanemine mini-Neptuunideks - raskete, vesinikupõhiste atmosfääridega planeetideks, mis on suuremad kui Maa, kuid väiksemad kui Neptuun. Või võivad nad veelgi väiksemaks muutuda ja muutuda super-Maadeks - Maa massiivsemateks, kivisemateks versioonideks.
Neptunuse kõrbe või sub-Jovia kõrbe all mõistetakse laias laastus piirkonda, kus asuvad tähe lähedal (periood 0,1 MJ) eksoplaneedid.[1] See tsoon saab tähest tugevat kiirgust, mis tähendab, et planeedid ei saa säilitada oma gaasilist atmosfääri: Nad aurustuvad, jättes alles vaid kivise tuuma.
Me oleme uurinud võimalust, et planeet ei saa olla mini-Neptuun, sest ma võiks hoida oma vesinik-heelium atmosfääri.
Kuid nii vesiniku kui ka heeliumi molekulide keskmine juurkiirus on planeedi atmosfääri servas tunduvalt madalam kui põgenemiskiirus. Olen uurinud ka seda, et atmosfääri võivad puhuda ära päikesetuuled. Uurides TOI 560 b, mille ma oma tiheduse tõttu välistasin mini-Neptuuniks. Sellistel planeetidel on väga nõrgad magnetosfäärid, mis tähendab, et ka sellel planeedil oleks atmosfäär ära puhutud.
Kon
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
Temperatuuri ja rõhu nihkumine erinevatel kõrgustel. Keskmine temperatuur pilvede tipus on miinus 346 kraadi Fahrenheiti (miinus 210 kraadi Celsiuse järgi).
Nagu teistelgi gaasihiiglastel, puudub sellel hiiglaslikul planeedil tahke pind. Selle asemel ulatub gaas kuni vee-ammoniaani ookeanini, mis moodustab planeedi mantli. Teadlased on määratlenud Neptuuni "pinna" kui piirkonna, kus pinnarõhk on võrdne Maa rõhuga merepinnal. Temperatuur sellel "pinnal" on ligikaudu miinus 346 F (miinus 201 C).
Planeedi keskmine temperatuur on miinus 353 F (miinus 214 C).
TOI-560c Järeldused
Oleme jõudnud järeldusele, et TOI-560 on tõepoolest väga huvitav eksoplaneet, kuna see võib olla nii gaasihiiglane kui ka tahke planeet. Kuid me kaldume selle poole, et tegemist on väikese gaasihiiglasega, mis on liigitatud mini-Neptuuniks, mis sarnaneb tema sõsarplaneedile. Enamik tema omadusi on tõenäoliselt väga sarnased meie planeedile Neptuun, välja arvatud tema tihedus, mis on TOI560 puhul suurem. See viitab tugevatele päikesetuultele ja kaitsva magnetosfääri puudumisele või väga nõrga magnetosfääri olemasolule.
See planeet vajaks kindlasti rohkem uuringuid. Kõige kasulikumad andmed oleksid päikese ja planeetide spektroskoopia, mida me saaksime kasutada planeedi elemendikoostise ja värvi määramiseks.
Toetavad failid:
