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.
Ústav Českolipská
Parhaan projektin palkinnon voittaja
Gymnázium Českolipská 373 Praha - Tšekin tasavalta 18 vuotta vanha 3 / 1
http://cva.ceskolipskaesports.com
TOI-560c
TOI-560c-hankkeen kuvaus:
Hankkeessamme on keskitytty selvittämään mahdollisimman paljon tietoa eksoplaneetasta ja vertaamaan sitä omiin planeettoihimme ja muihin tunnettuihin eksoplaneettoihin sekä tekemään siitä mahdollisimman helposti yleisön saatavilla oleva.
Olemme käyttäneet valon läpikulku-käyrän tietoja ja joitakin tietoja, jotka järjestäjät antoivat meille (planeetan ja auringon massa). Olemme käyttäneet tunnettuja kaavoja määrittääksemme kaikki planeetan kiertoradan ominaisuudet ja tehdäksemme ennusteita sen ulkoisista ominaisuuksista, kuten kuun mahdollisuudesta jne.
Tärkeimmät tuotoksemme ovat juliste (joka sisältyy tiedostoihin) ja wiki-luonteinen verkkosivusto (linkit ovat täällä ja projektin verkkosivujen aukkoon), jotka ovat helposti ymmärrettävissä suurelle yleisölle.
TOI-560c Tulokset ja analyysi
Laskettu Rp: 2.50492577 Re
Tilavuus = 40,9 Ve (4,46e13 kuutiometriä).
Massa= 9,70 +-1,8 Me
Tiheys = 3,9 g/cm3.
kiertoaika = 18,87 päivää
Keskimääräinen etäisyys auringosta: 0,12 AU
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Kiertonopeus = 248 064 Km/h.
Kuljetusaika = 3,7 tuntia
Auringon edessä kulkeva matka = 339 564 km
Törmäysparametri Maasta = 0,21 -> 88147 km.
paksu vety-helium-ilmakehä, jossa on todennäköisesti syviä jää-, kallio- tai nestemäisiä valtamerikerroksia - jotka koostuvat vedestä, ammoniakista, näiden seoksesta tai raskaammista haihtuvista aineista.
Tietoa samankaltaisesta planeetasta: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Säteily TOI-560 c:n planeetan rajalla: 16837,85 W/m2.
Eksoplaneettojen luokittelu perustuu usein joihinkin yleisiin ominaisuuksiin, kuten niiden kokoon, massaan ja ilmakehän koostumukseen. Perinteisesti mini-neptuunien katsotaan olevan Maata suurempia mutta Neptunusta pienempiä, ja niille on tyypillistä, että niiden ympärillä on paksu kaasumainen kuori, joka ympäröi kivistä tai jäistä ydintä. Supermaapalloja taas ovat planeetat, joiden massa ja koko ovat suurempia kuin oman planeettamme, mutta jotka eivät ylitä kaasujättiläisten kynnystä.
Koska TOI-560c on niin kaukana, meillä on vain vähän tietoa siitä, miltä se oikeastaan näyttää, mistä se on tehty, sen kerrosten paineesta ja lämpötilasta sekä sen väristä. Osa näistä tiedoista voidaan arvata sen oletetun samankaltaisuuden perusteella lähempänä tutkittujen planeettojen, tässä tapauksessa Neptunuksen, kanssa. Jos oletamme, että TOI-560 on mini-Neptunuksen tyyppinen planeetta, voimme sanoa, että sillä on neljä kerrosta: ydin, joka koostuu metalleista, kivestä ja jäästä; vaippa, joka koostuu nestemäisestä ja jäätyneestä vedestä, ammoniakista ja metaanista; ilmakehä, joka koostuu vedystä, heliumista ja metaanikaasusta; yläilmakehä (myös eksosfääri), jossa on kevyitä kaasuja ja pilvipintoja.
Jos TOI-560c on kuitenkin luonteeltaan kivinen, kuten NASA ehdottaa, sen koostumus on todennäköisesti kemiallisesti monimutkaisempi ja sillä on vain ohut kerros kaasumaista kuorta. Tällöin on todennäköisempää, että pinnalla on puoliksi nestemäinen raskasmetalliydin, nestemäinen kuori ja kiinteä kerros.
TOI-560c on laskelmiemme mukaan todennäköisimmin kiviplaneetta, jolla on pieni rautaydin ja suuri silikonista ja nikkelistä koostuva puoliksi nestemäinen metallikerros. Tätä seuraa pinnan yläpuolella oleva paksu jääkerros, jonka yläpuolella on ohut ilmakehä. + přidat laskelmat nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Mini-Neptunus (jota joskus kutsutaan kaasukääpiöksi tai siirtymäplaneetaksi) on Neptunusta pienemmän massan planeetta, mutta muistuttaa Neptunusta siinä mielessä, että sillä on paksu vety-helium-ilmakehä, jossa on luultavasti syviä jää-, kivi- tai nestemäisiä valtameriä (jotka koostuvat vedestä, ammoniakista, näiden seoksesta tai raskaammista haihtuvista aineista)." "Mini-Neptunus" on planeetta, joka on Neptunusta pienemmän massan planeetta. Kaasukääpiö on kaasuplaneetta, jolla on kivinen ydin ja johon on kertynyt paksu vetyä, heliumia ja muita haihtuvia aineita sisältävä kuori, jonka kokonaissäde on 1,7-3,9 Maan säteen välillä (1,7-3,9 REarth). Termiä käytetään kolmiportaisessa, metalliliteettiin perustuvassa luokittelujärjestelmässä lyhytaikaisille eksoplaneetoille, johon kuuluvat myös kiviset, maankaltaiset planeetat, joiden säde on alle 1,7 REarth ja yli 3,9 REarth, eli jääjättiläiset ja kaasujättiläiset." (Lainaus,...)
Supertähti on eräänlainen eksoplaneetta, jonka massa on suurempi kuin Maan massa, mutta huomattavasti pienempi kuin Aurinkokunnan jääjättiläisten Uranuksen ja Neptunuksen massa, jotka ovat 14,5 ja 17 kertaa suuremmat kuin Maan massa. Termi "super-Maa" viittaa vain planeetan massaan, eikä se siten kerro mitään sen pintaolosuhteista tai asuttavuudesta.
K-tyypin tähdet ovat oranssinvärisiä tähtiä, jotka ovat hieman Aurinkoa viileämpiä. Niitä on noin 12% Auringon naapurustossa olevista pääjaksotähdistä. On myös jättiläistähtiä, jotka vaihtelevat hyperjättiläisistä, kuten RW Cephei, jättiläisiin ja superjättiläisiin, kuten Arcturus, kun taas oranssit kääpiöt, kuten Alpha Centauri B, ovat pääjaksotähtiä. Niissä on erittäin heikkoja vetyviivoja, jos niitä ylipäätään on, ja niissä on enimmäkseen neutraaleja metalleja (Mn I, Fe I, Si I). Myöhäisessä K-asteessa esiintyy titaanioksidin molekyylikaistoja. Valtavirran teorioiden (jotka perustuvat vähäisempään haitalliseen radioaktiivisuuteen ja tähtien pitkäikäisyyteen) mukaan tällaisilla tähdillä olisi näin ollen parhaat mahdollisuudet kehittyneen elämän kehittymiselle kiertävillä planeetoilla (jos tällainen elämä on suoraan analogista Maan kanssa), koska niillä on laaja elinkelpoinen vyöhyke mutta paljon vähemmän haitallisia säteilyjaksoja kuin niillä tähdillä, joilla on laajimmat tällaiset vyöhykkeet.
TOI-560b
Planeetta, jonka tiedot on annettu, löydettiin vuonna 2021. Sen massaksi ilmoitetaan 0,0321 kertaa Auringon massa, epävarmuuden ollessa -0,0098 +0,0107 aurinkomassaa. Massaa kerrottuna kaltevuuden sinillä (astetta) ei annettu. Planeetan puolittainen pääakseli on 0,0604 ± 0,0026 au. Planeetan kiertoaika emotähtensä ympäri on 6,398042±6,5e-06 päivää. Planeetan radan eksentrisyys on 0,105, epävarmuus -0,068 +0,084. Perikeskipisteen argumentti (ω) on 262,0 astetta epävarmuuden ollessa -62,0 +256,0 astetta.
Planeetan säde on 0,2489 kertaa Jupiterin säde, ja epävarmuus on ± 0,009 Jupiterin sädettä. Planeetan radan kaltevuus on 88,37 ± 0,18 astetta.
Planeetan laskettu lämpötila on 721,0 K, ja epävarmuus on ± 21,0 K."
Planeetan havaitsemismenetelmä on primaarinen transit, mikä tarkoittaa, että planeetta kulkee emotähtensä edestä ja aiheuttaa tilapäisen kirkkauden vähenemisen. Planeetan massa määritettiin radiaalinopeusmenetelmällä, jossa seurataan planeetan painovoiman aiheuttamaa tähden liikettä. Planeetan säde määritettiin myös primääritransitiomenetelmällä.
Muut nimet: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Tyyppi: Neptunuksen kaltainen
Massa 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Massa*sin(i) -
Semi-major-akseli 0,0604 (± 0,0026)
Kiertoaika 6,398042 (± 6,5e-06) päivää.
Eksentrisyys 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262,0 ( -62,0 +256,0 ) astetta.
Säde 0,2489 (± 0,009) RJ
Kaltevuus 88,37 (± 0,18) astetta.
Päivitys 2022-07-29
Havaintomenetelmä Ensisijainen passitus
Massan havaitsemismenetelmä Radiaalinen nopeus
Säde Havaintomenetelmä Ensisijainen kauttakulku
Ensisijainen kauttakulku 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Toissijainen kauttakulku 2458520,15 (± 0,85) JD
Vaikutusparametri b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Aika Vr=0
Nopeus Puoliamplitudi K 4.39 ( -1.3 +1.4 ) m/s
Laskettu lämpötila 721,0 (± 21,0) K
Kuuma Neptunuksen aavikko
Kuuma Neptunuksen aavikko on alue, jossa Neptunuksen kokoiset Neptunuksen kaltaiset planeetat eivät voi olla olemassa pitkällä aikavälillä, koska niiden koon ja lämpötilan - tähden läheisyyden - vuoksi kevyet alkuaineet haihtuvat niiden ilmakehästä, mikä johtaa ilmakehän katoamiseen ja jäljelle jää vain kivinen ydin. Näin käy planeetoille, joiden säde on noin 3-10 maapallon ja joiden etäisyys tähtiin on lyhyempi kuin noin 9 miljoonaa kilometriä. Riittävän korkea lämpötila tähän ilmiöön johtuu tähden voimakkaasta säteilystä, joka johtuu planeetan läheisyydestä tähteen. Säteilyn voimakkuuteen vaikuttavat myös tähden ikä ja spektrityyppi. Samanlainen ilmiö, mutta paljon pienemmässä mittakaavassa, esiintyy Kuuman Neptunuksen autiomaan ulkopuolella, jossa ilmakehä haihtuu spontaanisti sitä vähemmän, mitä kauempana planeetta on tähdestä. On siis mahdollista, että TOI-560-järjestelmän molemmat planeetat (se on vahvistettu vain TOI-560b:n osalta) menettävät hitaasti ilmakehää. Todennäköisesti ne eivät koskaan pääse siihen pisteeseen, että ne menettävät ilmakehänsä kokonaan.
yksi lämpimimmistä tunnetuista Neptuneista (GJ 436b) on menettämässä ilmakehäänsä. Tämän planeetan ei odoteta haihtuvan pois, mutta lämpimämmät Neptunukset eivät ehkä ole olleet yhtä onnekkaita. Tähden voimakas säteily voi lämmittää ilmakehän niin kuumaksi, että se karkaa planeetan vetovoimasta kuin irrallinen kuumailmapallo. Pakeneva kaasu muodostaa planeetan ympärille jättimäisen pilven, joka hajoaa avaruuteen.
Näin saattaa olla GJ 3470b -nimisellä planeetalla, joka on "hyvin lämmin Neptunus" ja joka menettää ilmakehäänsä 100 kertaa nopeammin kuin GJ 436b. Molemmat planeetat sijaitsevat noin 5,5 miljoonan kilometrin päässä tähdistään. Se on kymmenesosa aurinkokuntamme sisimmän planeetan, Merkuriuksen, ja auringon välisestä etäisyydestä. Yksi syy siihen, miksi GJ 3470b saattaa haihtua nopeammin kuin GJ 436b, on se, että se ei ole yhtä tiheä, joten se ei pysty yhtä hyvin pitämään kiinni lämmitetystä ilmakehästä.
Molemmat planeetat kiertävät punaista kääpiötähteä, mutta GJ 3470b kiertää paljon nuorempaa tähteä, joka on vain 2 miljardia vuotta vanha, kun taas GJ 3470b:n tähti on 4-8 miljardia vuotta vanha. Nuorempi tähti on energisempi, joten se pommittaa planeettaa voimakkaammalla säteilyllä kuin GJ 436b saa.
Kahden haihtuvan, lämpimän Neptunuksen löytäminen vahvistaa ajatusta siitä, että näiden yleensä kaukana sijaitsevien maailmojen kuumempi versio saattaa olla siirtymävaiheessa olevien planeettojen luokka. Kuumien ja hyvin lämpimien Neptunusten lopullinen kohtalo saattaa olla kutistuminen mini-Neptunuksiksi - planeetoiksi, joilla on raskas, vetypitoinen ilmakehä ja jotka ovat Maata suurempia mutta Neptunusta pienempiä. Tai ne voivat pienentyä vielä enemmän ja muuttua supermaiksi, jotka ovat Maan massiivisempia, kivisempia versioita.
Neptunuksen aavikko tai sub-Jovian aavikko määritellään laajasti alueeksi, joka sijaitsee lähellä tähteä (periodi 0,1 MJ) ja jossa on eksoplaneettoja.[1] Tämä alue saa voimakkaan säteilyn tähdeltä, mikä tarkoittaa, että planeetat eivät voi säilyttää kaasumaista ilmakehäänsä: Ne haihtuvat, jolloin jäljelle jää vain kivinen ydin.
Olemme tutkineet mahdollisuutta, että planeetta ei voi olla mini-Neptunus, koska se voisi pitää sisällään vety- ja heliumilmakehän.
Sekä vety- että heliummolekyylien keskimääräinen juurinopeus on kuitenkin huomattavasti pienempi kuin pakonopeus planeetan ilmakehän reunalla. Olen myös tutkinut mahdollisuutta, että aurinkotuulet puhaltavat ilmakehän pois. Tutkiessani TOI 560 b:tä, jota pidin sen tiheyden vuoksi mini-neptuunina. Tällaisilla planeetoilla on hyvin heikko magnetosfääri, mikä tarkoittaa, että ilmakehä olisi puhallettu pois myös tällä planeetalla.
Yhteistyössä
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
Lämpötilan ja paineen muutos eri korkeuksilla. Keskilämpötila pilvien huipulla on miinus 346 Fahrenheit-astetta (miinus 210 celsiusastetta).
Muiden kaasujättiläisten tavoin valtavasta planeetasta puuttuu kiinteä pinta. Sen sijaan kaasu ulottuu alaspäin vesi-ammoniakkimereen, joka muodostaa planeetan vaipan. Tutkijat ovat määritelleet Neptunuksen "pinnaksi" alueen, jossa pintapaine vastaa Maan merenpinnan tasoa. Lämpötila tällä "pinnalla" on noin miinus 201 C (miinus 346 F).
Planeetan keskilämpötila on miinus 214 C (miinus 353 F).
TOI-560c Päätelmät
Olemme tulleet siihen tulokseen, että TOI-560 on todellakin erittäin mielenkiintoinen eksoplaneetta, sillä se voi olla sekä kaasujätti että kiinteä planeetta. Olemme kuitenkin sitä mieltä, että se on pieni kaasujättiläinen, joka luokitellaan sisarplaneettansa kaltaiseksi mini-Neptunukseksi. Suurin osa sen ominaisuuksista on todennäköisesti hyvin samankaltaisia kuin planeettamme Neptunus, lukuun ottamatta sen tiheyttä, joka on TOI560:lla suurempi. Tämä viittaa voimakkaisiin aurinkotuuliin ja suojaavan magnetosfäärin puuttumiseen tai hyvin heikkoon magnetosfääriin.
Tämä planeetta tarvitsisi ehdottomasti lisää tutkimusta. Hyödyllisintä tietoa olisi auringon ja planeettojen spektroskopia, jonka avulla voisimme määrittää planeetan elementtikoostumuksen ja värin.
Tukitiedostot:
