Galerie de projets 2023
Des élèves du secondaire de toute l'Europe se sont transformés en détectives d'exoplanètes avec l'ESA et ont utilisé les données du satellite Cheops pour découvrir les mystères de deux exoplanètes cibles : KELT-3b et TOI-560c.
Découvrez les projets ci-dessous.
Ústav Českolipská
Lauréat du prix du meilleur projet
Gymnázium Českolipská 373 Praha - République tchèque 18 ans 3 / 1
http://cva.ceskolipskaesports.com
TOI-560c
Description du projet TOI-560c :
Notre projet s'est concentré sur la recherche d'un maximum d'informations sur l'exoplanète, la comparaison avec nos planètes et d'autres exoplanètes connues, et l'accessibilité au public.
Nous avons utilisé les données de la courbe de transit de lumière et certaines informations qui nous ont été fournies par les organisateurs (masse de la planète et du soleil). Nous avons utilisé des formules connues pour déterminer toutes les caractéristiques orbitales de la planète et pour faire des prédictions sur ses caractéristiques externes comme la possibilité d'avoir une lune, etc.
Notre principal résultat est une affiche (incluse dans les fichiers) et un site web de type wiki (lié ici et dans l'emplacement du site web de nos projets.) Ils sont facilement compréhensibles pour le grand public.
Résultats et analyse du TOI-560c
Rp calculé : 2.50492577 Re
Volume = 40,9 Ve (4,46e13 m. cu.)
Masse= 9,70 +-1,8 Me
Densité = 3,9 g/cm3
Période orbitale = 18,87 jours
Distance moyenne du soleil : 0,12 UA
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Vitesse orbitale = 248 064 Km/h
Temps de transit = 3.7h
Trajectoire devant le soleil = 339 564 km
Paramètre d'impact depuis la Terre= 0,21 -> 88147 km
atmosphère épaisse d'hydrogène et d'hélium, probablement avec des couches profondes de glace, de roche ou d'océans liquides - constitués d'eau, d'ammoniac, d'un mélange des deux, ou de volatiles plus lourds
Info pour une planète similaire : http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Rayonnement à la frontière planétaire de TOI-560 c : 16837.85 W/m2
La classification des exoplanètes repose souvent sur un ensemble de caractéristiques générales, telles que leur taille, leur masse et leur composition atmosphérique. Traditionnellement, les mini-Neptunes sont considérées comme des planètes plus grandes que la Terre mais plus petites que Neptune, typiquement caractérisées par une épaisse enveloppe gazeuse entourant un noyau rocheux ou glacé. En revanche, les super-Terres sont définies comme des planètes dont la masse et la taille sont supérieures à celles de notre planète, mais inférieures au seuil des géantes gazeuses.
En raison de l'éloignement de TOI-560c, nous disposons de peu d'informations sur son aspect réel, sa composition, la pression et la température de ses couches et sa couleur. Certaines de ces informations peuvent être devinées sur la base de sa ressemblance supposée avec des planètes plus étudiées, en l'occurrence Neptune. Si nous supposons que TOI-560 est une planète de type mini-Neptune, nous pouvons dire qu'elle possède 4 couches - un noyau - composé de métaux, de roches et de glace ; un manteau - composé d'eau liquide et gelée, d'ammoniac et de méthane ; une atmosphère - composée d'hydrogène, d'hélium et de méthane ; une haute atmosphère (ou exosphère) - où l'on trouve des gaz légers et des sommets de nuages.
Cependant, si TOI-560c est de nature rocheuse, comme le suggère la NASA, sa composition chimique est probablement plus complexe et il ne possède qu'une fine couche d'enveloppe gazeuse. Dans ce cas, un noyau de métal lourd semi-liquide, une enveloppe liquide et une couche solide à la surface sont plus probables.
D'après nos calculs, TOI-560c est très probablement une planète rocheuse avec un petit noyau de fer et une grande couche métallique semi-liquide composée de silicones et de nickel. Cette couche est suivie d'une épaisse couche de glace au-dessus de l'atmosphère superficielle. + přidat calculations a nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Une mini-Neptune (parfois appelée naine gazeuse ou planète de transition) est une planète moins massive que Neptune mais qui lui ressemble en ce sens qu'elle possède une épaisse atmosphère d'hydrogène et d'hélium, probablement avec des couches profondes de glace, de roche ou d'océans liquides (composés d'eau, d'ammoniac, d'un mélange des deux, ou de volatiles plus lourds). Une naine gazeuse est une planète gazeuse avec un noyau rocheux qui a accumulé une épaisse enveloppe d'hydrogène, d'hélium et d'autres substances volatiles, avec, en conséquence, un rayon total compris entre 1,7 et 3,9 rayons terrestres (1,7-3,9 REarth). Ce terme est utilisé dans un système de classification à trois niveaux, basé sur la métallicité, pour les exoplanètes à courte période, qui comprend également les planètes rocheuses de type terrestre de moins de 1,7 REarth et les planètes de plus de 3,9 REarth, à savoir les géantes de glace et les géantes gazeuses". (Citation,...)
Une super-Terre est un type d'exoplanète dont la masse est supérieure à celle de la Terre, mais nettement inférieure à celle des géantes de glace du système solaire, Uranus et Neptune, qui sont respectivement 14,5 et 17 fois supérieures à celle de la Terre. Le terme "super-Terre" ne fait référence qu'à la masse de la planète et n'implique donc rien quant aux conditions de surface ou à l'habitabilité.
Les étoiles de type K sont des étoiles orangées légèrement plus froides que le Soleil. Elles représentent environ 12% des étoiles de la séquence principale dans le voisinage solaire. Il existe également des étoiles géantes de type K, qui vont des hypergéantes, comme RW Cephei, aux géantes et supergéantes, comme Arcturus, tandis que les naines orange, comme Alpha Centauri B, sont des étoiles de la séquence principale. Elles présentent des raies d'hydrogène extrêmement faibles, si tant est qu'elles soient présentes, et surtout des métaux neutres (Mn I, Fe I, Si I). Vers la fin de l'année K, des bandes moléculaires d'oxyde de titane deviennent présentes. Les théories classiques (celles qui s'appuient sur une radioactivité nocive plus faible et sur la longévité des étoiles) suggèrent donc que ces étoiles offrent les meilleures chances de développement d'une vie très évoluée sur des planètes en orbite (si cette vie est directement analogue à celle de la Terre) en raison d'une large zone habitable et de périodes d'émission nocives beaucoup plus faibles que celles des étoiles qui ont les zones les plus larges.
TOI-560b
La planète dont les données sont données a été découverte en 2021. Sa masse est estimée à 0,0321 fois la masse du Soleil avec une incertitude de -0,0098 +0,0107 masse solaire. La masse multipliée par le sinus de l'inclinaison (degrés) n'a pas été fournie. Le demi-grand axe de la planète est de 0,0604± 0,0026 au. La période orbitale de la planète autour de son étoile mère est de 6.398042±6.5e-06 jours. L'excentricité de l'orbite de la planète est de 0,105 avec une incertitude de -0,068 +0,084. L'argument du péricentre (ω) est de 262,0 degrés avec une incertitude de -62,0 +256,0 degrés.
Le rayon de la planète est 0,2489 fois le rayon de Jupiter avec une incertitude de ± 0,009 rayon de Jupiter. L'inclinaison de l'orbite de la planète est de 88,37 ± 0,18 degrés.
La température calculée de la planète est de 721,0 K avec une incertitude de ± 21,0 K."
La méthode de détection de la planète est le transit primaire, ce qui signifie que la planète passe devant son étoile mère et provoque une diminution temporaire de sa luminosité. La masse de la planète a été déterminée à l'aide de la méthode des vitesses radiales, qui suit le mouvement de l'étoile causé par l'influence gravitationnelle de la planète. Le rayon de la planète a également été déterminé à l'aide de la méthode du transit primaire.
Autres noms : GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Type : Semblable à Neptun
Masse 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Masse*sin(i) -
Demi-grand axe 0,0604 (± 0,0026)
Période orbitale 6,398042 (± 6,5e-06) jour
Excentricité 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262.0 ( -62.0 +256.0 ) deg
Rayon 0,2489 (± 0,009) RJ
Inclinaison 88,37 (± 0,18) deg
Mise à jour 2022-07-29
Méthode de détection Transit primaire
Méthode de détection de la masse Vitesse radiale
Rayon Méthode de détection Transit primaire
Transit primaire 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Transit secondaire 2458520.15 (± 0.85) JD
Paramètre d'impact b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Temps Vr=0
Vitesse Semiamplitude K 4.39 ( -1.3 +1.4 ) m/s
Température calculée 721,0 (± 21,0) K
Désert chaud de Neptune
Le désert chaud de Neptune est une région où les planètes de la taille de Neptune ne peuvent exister à long terme parce qu'en raison de leur taille et de leur température - leur proximité avec l'étoile - les éléments légers de leur atmosphère s'évaporent, ce qui se traduit par une simple perte d'atmosphère et il ne reste plus qu'un noyau rocheux. Ce phénomène se produit sur les planètes d'un rayon de 3 à 10 km de la Terre et dont la proximité de l'étoile est inférieure à 9 millions de kilomètres. La température suffisamment élevée pour que ce phénomène se produise est due au rayonnement intense de l'étoile en raison de la proximité de la planète avec l'étoile. L'intensité du rayonnement dépend également de l'âge de l'étoile et de son type spectral. Un phénomène similaire, mais à une échelle beaucoup plus réduite, se produit au-delà du désert chaud de Neptune, où plus la planète est éloignée de l'étoile, moins l'atmosphère s'évapore spontanément. Il est donc possible que les deux planètes du système TOI-560 (cela n'est confirmé que pour TOI-560b) perdent lentement leur atmosphère. Il est probable qu'elles ne perdront jamais complètement leur atmosphère.
L'une des Neptunes les plus chaudes connues (GJ 436b) est en train de perdre son atmosphère. Cette planète ne devrait pas s'évaporer, mais les Neptunes les plus chaudes n'ont peut-être pas eu cette chance. Le rayonnement intense d'une étoile peut chauffer une atmosphère au point qu'elle s'échappe de l'attraction gravitationnelle de la planète comme une montgolfière non attachée. Le gaz qui s'échappe forme un nuage géant autour de la planète qui se dissipe dans l'espace.
Cela pourrait être le cas d'une planète appelée GJ 3470b, une "Neptune très chaude" qui perd son atmosphère à un rythme 100 fois plus rapide que GJ 436b. Ces deux planètes se trouvent à environ 5,5 millions de kilomètres de leur étoile. Cela représente un dixième de la distance entre la planète la plus proche de notre système solaire, Mercure, et le Soleil. L'une des raisons pour lesquelles GJ 3470b s'évapore plus rapidement que GJ 436b est qu'elle n'est pas aussi dense et qu'elle est donc moins capable de s'accrocher gravitationnellement à l'atmosphère chauffée.
Les deux planètes sont en orbite autour d'étoiles naines rouges, mais GJ 3470b est en orbite autour d'une étoile beaucoup plus jeune, âgée de seulement 2 milliards d'années, alors que GJ 3470b est en orbite autour d'une étoile âgée de 4 à 8 milliards d'années. L'étoile plus jeune est plus énergétique et bombarde donc la planète avec des radiations plus foudroyantes que celles reçues par GJ 436b.
La découverte de deux Neptunes chaudes et en cours d'évaporation renforce l'idée que la version la plus chaude de ces mondes habituellement éloignés pourrait constituer une classe de planètes en transition. Il se pourrait que le destin ultime des Neptunes chaudes et très chaudes soit de se réduire à des mini-Neptunes, des planètes dotées d'une atmosphère lourde dominée par l'hydrogène, plus grandes que la Terre mais plus petites que Neptune. Il se peut aussi qu'elles se réduisent encore plus pour devenir des super-Terres, des versions plus massives et rocheuses de la Terre.
Le désert de Neptune ou désert subjovien est défini comme la région proche d'une étoile (période de 0,1 MJ) où l'on trouve des exoplanètes[1]. Cette zone reçoit une forte irradiation de l'étoile, ce qui signifie que les planètes ne peuvent pas conserver leur atmosphère gazeuse : Elles s'évaporent, ne laissant qu'un noyau rocheux
Nous avons exploré la possibilité que la planète ne soit pas une mini Neptune, parce qu'elle pourrait contenir son atmosphère d'hydrogène et d'hélium.
Cependant, la vitesse moyenne des molécules d'hydrogène et d'hélium est bien inférieure à la vitesse d'évasion à la limite de l'atmosphère de la planète. J'ai également étudié la possibilité que l'atmosphère soit emportée par les vents solaires. En examinant TOI 560 b, que j'ai considérée comme une mini-Neptune en raison de sa densité, j'ai constaté que les planètes de ce type ont une magnétosphère très faible. De telles planètes ont des magnétosphères très faibles, ce qui signifie que l'atmosphère aurait été emportée sur cette planète également.
Dans le 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 température et la pression varient en fonction de l'altitude. La température moyenne au sommet des nuages est de moins 346 degrés Fahrenheit (moins 210 degrés Celsius).
Comme les autres géantes gazeuses, cette énorme planète n'a pas de surface solide. Au lieu de cela, le gaz s'étend jusqu'à l'océan d'eau et d'ammoniac qui constitue le manteau de la planète. Les scientifiques ont défini la "surface" de Neptune comme la région où la pression de surface est équivalente à la pression sur Terre au niveau de la mer. La température à cette "surface" est d'environ moins 346 F (moins 201 C).
La température moyenne de la planète est de moins 353 F (moins 214 C).
TOI-560c Conclusions
Nous avons conclu que TOI-560 est en effet une exoplanète très intéressante car elle pourrait être à la fois une géante gazeuse et une planète solide. Cependant, nous penchons pour une petite géante gazeuse classée comme une mini Neptune semblable à sa planète sœur. La plupart de ses caractéristiques sont probablement très similaires à celles de notre planète Neptune, à l'exception de sa densité, qui est plus élevée dans TOI560. Cela suggère des vents solaires puissants et une magnétosphère protectrice inexistante ou très faible.
Cette planète pourrait définitivement faire l'objet de recherches plus approfondies. Les données les plus utiles seraient la spectroscopie du soleil et des planètes, que nous pourrions utiliser pour déterminer la composition élémentaire et la couleur des planètes.
Fiches d'appui :
