Projektigalleria 2023
Toisen asteen oppilaat eri puolilta Eurooppaa ryhtyivät ESAn kanssa eksoplaneettojen etsiviksi ja käyttivät Cheops-satelliitin tietoja kahden eksoplaneetan salaisuuksien selvittämiseen: KELT-3b ja TOI-560c.
Tutustu alla oleviin hankkeisiin.
C/2022 E3 ZTF
Parhaan projektin palkinnon voittaja
Gymnázium Na Vítězné pláni - koulu Praha - Praha Tšekin tasavalta 18-vuotias, 17-vuotias 2 / 2
https://hacktoi560c.blogspot.com/
TOI-560c
TOI-560c-hankkeen kuvaus:
Olemme kaksi teini-ikäistä lukiolaista, ja päätimme osallistua Prahan hackathoniin, koska olemme molemmat kiinnostuneita tähtitieteestä ja avaruudesta, ja tämä näytti todella mukavalta projektilta ja hyvältä tilaisuudelta.
Hackathon järjestettiin Prahan planetaariossa, ja se kesti 24 tuntia, jonka aikana analysoimme tietoja eksoplaneetasta TOI-560 c. Teimme hypoteeseja, etsimme lisää tietoa eksoplaneetasta sekä laskimme ja tarkistimme hypoteesejamme. Mukana oli kaksitoista joukkuetta koko Tšekin tasavallasta ja järjestäjät, jotka olivat valmiita auttamaan meitä.
TOI-560c Tulokset ja analyysi
Tutkimme eksoplaneetan TOI-560 c perustietoja, kuten säde, tiheys, etäisyys tähdestä jne.
Kun tiesimme enemmän eksoplaneetasta, keskityimme kysymykseen, voisiko sillä olla elämää. Tutkimme, voisiko TOI-560 c säilyttää ilmakehän, jos sillä olisi sellainen. Keskityimme myös sen tähden ominaisuuksiin, esimerkiksi sen valovoimaan ja spektrivirtaan, saadaksemme lisää tietoa planeetan olosuhteista.
Se oli jännittävä kokemus, ja haluaisimme esitellä matkamme ja johtopäätöksemme alla olevissa kappaleissa.
Ensimmäiset viisi laskelmaa olivat pakollisia tehtäviä, muut keksimme itse.
Transitin syvyys
Aluksi saimme Cheops-satelliitin tallentamia tietoja, joissa oli prosentuaalisia arvoja tähdestä TOI-560 eksoplaneetan kauttakulun aikana tulevasta valosta. Käyttämällä planeetan sädettä ja puolivälissä kulkevaa aikaa koskevia parametreja (tiesimme jo tähden säteen) loimme Allesfitter-ohjelmassa likimääräisen valovoiman hajoamiskäyrän. Näin saimme myös eksoplaneetan likimääräisen säteen. Ohjelma arvioi käyrämme ja määritteli, kuinka tarkkoja olimme, ja saimme todellisen arvon vertailtavaksi. Tuloksena näimme, että arvioimassamme läpikulkusyvyydessä oli 2,6% poikkeama Allesfitteristä. Ohjelma antoi meille myös joitakin lisätietoja, kuten kiertoradan keston. (Valokäyrät ja histogrammit ovat liitteenä tiedostoissa #1 ja #2).
Säde
Käytimme transitiosyvyyttä planeetan säteen laskemiseen. Tämän laskennan tuloksena saimme säteeksi 15 679,25137 kilometriä. (Koko laskelma on liitteenä tiedostossa #3.)
Kiertoaika
Seuraava tehtävä oli vastata kysymykseen, milloin planeetta kiertää seuraavan kerran tähtensä. Tätä laskelmaa varten oletimme, että 23. tammikuuta kello 13.12, jolloin Cheops havaitsi TOI-560:n, oli kauttakulun alkamisajankohta. Koska kiertoaika kestää 18,8797 päivää, laskimme, että seuraava kauttakulku tapahtuu perjantaina 23. kesäkuuta klo 14:06, mikä on tasan 12,0376 päivää laskelmien tekemisestä (sunnuntai 11. kesäkuuta).
Kiertoradan etäisyys
TOI-560 c:n ja sen tähden välisen etäisyyden laskemiseksi käytimme Keplerin kolmanteen lakiin perustuvaa kaavaa. Löydät tämän kaavan ja koko laskentaprosessin liitteenä olevasta neljännestä tiedostosta. Laskennan tuloksena saimme etäisyydeksi 3 586 728 628 km.
Nestemäinen vesi
Tämän jälkeen keskityimme kysymyksiin lämpötilasta, nestemäisestä vedestä ja eksoplaneetan asuttavuudesta. Meillä oli tietoa, että lämpötila oli 225 ± 15 °C. Vesi on nestemäistä 0 °C:n ja 100 °C:n välillä riippuen ilmanpaineesta. Etsimme Googlella kuvaajaa veden tilasta paineen ja lämpötilan funktiona ja saimme selville, että paineen oli oltava vähintään 1 MPa, jotta vesi olisi nestemäistä. Maapallolla meillä on 1 MPa:n paine 91,89 metrin syvyydessä (ilmakehän paine mukaan lukien) ja 102,24 metrin syvyydessä (ilman ilmakehän painetta). Lisäksi ilmakehän paine on 101 300 Pa ja painovoimavakio on 9,81. Jos TOI-560 c:llä olisi sama ilmakehä kuin maapallolla, ilmanpaine olisi 163 464 Pa, koska sen painovoima olisi 1,62 kertaa voimakkaampi. Laskimme tämän käyttämällä planeetan sädettä ja massaa (massa oli ilmoitettu ohjeissa). Laskelmasta (tiedosto #5) päättelimme, että TOI-560 c:n ilmakehän olisi oltava 6,12 kertaa suurempi tai tiheämpi kuin Maan ilmakehän, jotta siinä olisi vettä nestemäisessä muodossa.
Tilavuus ja tiheys
Viimeinen pakollinen tehtävä oli laskea TOI-560 c:n tiheys. Käytimme kaavaa ρ=M/V. Tiesimme jo, että planeetan massa oli noin 9,70 * Maan massa. Mutta emme tienneet tilavuutta. Käytimme yksinkertaista kaavaa, jossa oletetaan, että planeetta on täysin pyöreä - 4/3*π*R3. Tiesimme siis, että tilavuus on 1,6146 * 1023 km3. Sitten laskimme, että tiheys oli 3,587786, mikä on 1,5 kertaa pienempi kuin Maan tiheys (5,51). Mutta se on yli kaksi kertaa suurempi kuin Neptunuksen tiheys. Tästä voimme päätellä, että TOI-560 c ei ole kaasuplaneetta, mutta ei myöskään raskasta ainetta. Sen tiheys on samanlainen kuin Marsin tiheys (3,93), joten on mahdollista, että sillä on samanlainen rakenne kuin Marsilla. (Laskelmat ovat liitteenä tiedostossa #3).
Life
Kun olimme saaneet pakolliset tehtävät valmiiksi, päätimme palata kysymykseen elämästä. Määrittelimme neljä luokkaa elämän olemassaolon edellytyksille:
magnetosfääri
nestemäinen vesi
ilmakehä (hapen ja otsonin kanssa)
lämpö (lämpötila) ja valo
Tällä hetkellä käytettävissä olevien tietojen perusteella tutkijat eivät voi olla varmoja, onko TOI-560 c:llä magnetosfääri. Sillä pitäisi olla metallinen ydin. Koska se on rakenteeltaan samanlainen kuin Mars, voimme olettaa, että tämä ei ole todennäköistä. Jos sillä olisi metalliydin, muun planeetan olisi täytynyt olla kaasua - sen olisi täytynyt olla erittäin kevyt, jotta se sopisi planeetan keskimääräiseen tiheyteen. Emme kuitenkaan voi tehdä mitään varmoja johtopäätöksiä tästä asiasta.
Kirjoitimme nestemäisestä vedestä edellisessä kappaleessa.
Ensimmäinen asia, joka meidän on tiedettävä ilmakehään liittyen, on se, onko TOI-560 c:llä tarpeeksi vahva painovoima, jotta se voisi ylläpitää ilmakehää. Oletimme, että kyllä, mutta teimme joitakin laskelmia ollaksemme varmoja (ne ovat liitteenä tiedostossa #6). Pakonopeus, joka jokaisella esineellä, joka haluaa lähteä TOI-560 c:n pinnalta, on 22,25 km*s-1 ja molekyyli H2:n neliöjuurinopeus on 2 491,51 m*s-1 (tiedosto 7). Pakonopeus on paljon suurempi kuin neliöjuurinopeus, joten TOI-560 c pystyy pitämään yllä nopeimmatkin molekyylit H2. Toinen asia on otsoni O3 ja happi O2. Käytettävissä olevien tietojen perusteella emme saa mitään selville hypoteettisen ilmakehän rakenteesta. Mutta teleskooppi HARPS spektrografinsa avulla pystyy vahvistamaan ilmakehän olemassaolon ja jopa havaitsemaan sen rakenteen.
TOI-560 c:n valo ja lämpö saadaan sen tähdestä TOI-560. Itse asiassa TOI-560 on kaksi kertaa suurempi kuin aurinko. Auringon valovoima on 3,827*1026 W ja TOI-560:n valovoima 6,04429*1029 W. Spektrivuo riippuu myös kohteen etäisyydestä tähdestä. Koska TOI-560 c:n kiertorataetäisyys tähdestään on noin 0,1249 AU, spektrivuo on 13 681 47386 W*m-2, mikä on 10 kertaa suurempi kuin auringon spektrivuo maapallolla. (Laskelmat ovat liitteenä tiedostossa #8).
Asuttavuus riippuu kiertoradan etäisyydestä tähdestä. Jos Maa olisi liian lähellä tai liian kaukana Auringosta, siellä ei voisi olla nestemäistä vettä eikä elämää. Emme kuitenkaan tiedä, kuinka paljon hypoteettinen ilmakehä vaikuttaa planeetan lämpötilaan ja kuinka paljon etäisyys. Voimme kuitenkin laskea elinkelpoiset vyöhykkeet ja jättää ilmakehän huomiotta.
TOI-560c Päätelmät
Nyt kun tiedämme enemmän planeetasta ja sen olosuhteista, voimme verrata sitä aurinkokunnan planeettoihin (kuvaajat tiedostossa #9). Joiltakin osin planeetta muistuttaa kiviplaneettoja, mutta toisilta osin kaasujättiläisiä. On todella epätodennäköistä, että täällä olisi elämää, koska lämpötila on korkea ja etäisyys tähdestä pieni (tähdestä tulee säteilyä). Olisi hyödyllistä saada lisätietoja eksoplaneetan rakenteesta ja ilmakehästä, jos sillä on sellainen. HARPS-teleskooppi voisi antaa arvokasta tietoa ilmakehän eri puolista.
Tukitiedostot:
