Projekts Galerija 2023
Vidusskolēni no visas Eiropas kopā ar EKA kļuva par eksoplanētu detektīviem un, izmantojot Cheopsa satelīta datus, atklāja divu eksoplanētu noslēpumus: KELT-3b un TOI-560c.
Iepazīstieties ar turpmāk minētajiem projektiem.
Ústav Českolipská
Labākā projekta balvas ieguvējs
Gymnázium Českolipská 373 Prāga - Čehija 18 gadi 3 / 1
TOI-560c
TOI-560c projekta apraksts:
Mūsu projekts ir vērsts uz to, lai uzzinātu pēc iespējas vairāk par eksoplanētu, salīdzinātu to ar mūsu planētām un citām zināmajām eksoplanētām un padarītu to pēc iespējas pieejamāku sabiedrībai.
Mēs izmantojām datus par gaismas tranzīta līkni un informāciju, ko mums sniedza organizatori (planētas un Saules masa). Mēs izmantojām zināmās formulas, lai noteiktu visus planētas orbītas raksturlielumus un prognozētu tās ārējās īpašības, piemēram, iespēju, ka planētai ir mēness utt.
Mūsu galvenais rezultāts ir plakāts (iekļauts failos) un wiki līdzīga tīmekļa vietne (saites šeit un mūsu projektu tīmekļa vietnes sadaļā), kas ir viegli saprotama plašai sabiedrībai.
TOI-560c rezultāti un analīze
Aprēķinātais Rp: 2,50492577 Re
Tilpums = 40,9 Ve (4,46e13 cu. m)
Masa = 9,70 +-1,8 Me
Blīvums = 3,9 g/cm3
Orbītas periods = 18,87 dienas
Vidējais attālums no saules: 0,12 AU
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Orbitālais ātrums = 248 064 Km/h
Tranzīta laiks = 3,7 h
Ceļš Saules priekšā = 339 564 km
Trieciena parametrs no Zemes = 0,21 -> 88147 km
bieza ūdeņraža un hēlija atmosfēra, iespējams, ar dziļiem ledus, klinšu vai šķidru okeānu slāņiem, ko veido ūdens, amonjaks, abu šo vielu maisījums vai smagāki gaistošie materiāli.
Informācija par līdzīgu planētu: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Starojums uz TOI-560 c planētas robežas: 16837,85 W/m2
Eksoplanētu klasifikācija bieži vien balstās uz vispārīgu raksturlielumu kopumu, piemēram, to lielumu, masu un atmosfēras sastāvu. Tradicionāli uzskata, ka minineptūnes ir lielākas par Zemi, bet mazākas par Neptūnu, un parasti tām raksturīgs biezs gāzveida apvalks, kas ieskauj akmeņainu vai ledainu kodolu. No otras puses, par superzemes planētām uzskata planētas, kuru masa un izmērs pārsniedz mūsu planētas masu un izmēru, bet nesasniedz gāzveida milžu slieksni.
Tā kā TOI-560c ir tik tālu, mums ir maz informācijas par to, kā tas patiesībā izskatās, no kā tas sastāv, kāds ir tā slāņu spiediens un temperatūra un kāda ir tā krāsa. Daļu no šīs informācijas var uzminēt, pamatojoties uz tās šķietamo līdzību ar tuvāk pētītajām planētām, šajā gadījumā - Neptūnu. Ja pieņemam, ka TOI-560 ir minineptūna tipa planēta, varam teikt, ka tai ir 4 slāņi - kodols, kas sastāv no metāliem, iežiem un ledus; mantija, kas sastāv no šķidra un sasaluša ūdens, amonjaka un metāna; atmosfēra, kas sastāv no ūdeņraža, hēlija un metāna gāzes; augšējā atmosfēra (arī eksosfēra), kurā ir vieglas gāzes un mākoņu galotnes.
Tomēr, ja TOI-560c ir klinšains, kā to uzskata NASA, iespējams, tā ķīmiskais sastāvs ir sarežģītāks un tam ir tikai plāns gāzveida apvalka slānis. Tādā gadījumā ir ticamāka pusšķidra smago metālu kodola, šķidra apvalka un cieta slāņa uz virsmas.
Saskaņā ar mūsu aprēķiniem TOI-560c, visticamāk, ir klinšaina planēta ar nelielu dzelzs kodolu un lielu pusšķidru metālisku slāni no silīcija un niķeļa. Tam seko biezs ledus slānis virs virsmas plānas atmosfēras. + pievienot aprēķinus un kādu aprakstu
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Mini-neptūns (dažkārt dēvēts par gāzes pundurplanētu vai pārejas planētu) ir planēta, kas ir mazāk masīva nekā Neptūns, bet līdzīga Neptūnam, jo tai ir bieza ūdeņraža un hēlija atmosfēra, iespējams, ar dziļiem ledus, iežu vai šķidro okeānu slāņiem (no ūdens, amonjaka, abu šo vielu maisījuma vai smagākiem gaistošiem materiāliem). Gāzes punduris ir gāzveida planēta ar akmeņainu kodolu, kurā ir uzkrāts biezs ūdeņraža, hēlija un citu gaistošo vielu apvalks, tāpēc tās kopējais rādiuss ir no 1,7 līdz 3,9 Zemes rādiusiem (1,7-3,9 Zemes rādiusi). Šo terminu lieto trīs līmeņu, uz metāliskumu balstītā īsa perioda eksoplanētu klasifikācijas režīmā, kurā ietilpst arī klinšainas, sauszemei līdzīgas planētas, kuru rādiuss ir mazāks par 1,7 REarth, un planētas, kuru rādiuss ir lielāks par 3,9 REarth, proti, ledus milži un gāzes milži". (Citāts,...)
SuperZeme ir eksoplanētu tips, kuru masa ir lielāka par Zemes masu, bet ievērojami mazāka par Saules sistēmas ledus milžu - Urāna un Neptūna - masu, kas ir attiecīgi 14,5 un 17 reizes lielāka par Zemes masu. Termins "superZeme" attiecas tikai uz planētas masu, un tas nenozīmē neko par planētas virsmas apstākļiem vai apdzīvotību.
K tipa zvaigznes ir oranžas krāsas zvaigznes, kas ir nedaudz vēsākas par Sauli. Tās veido aptuveni 12% no galvenās sekvences zvaigznēm Saules apkārtnē. Ir arī K tipa milzu zvaigznes, kas variē no hiperģiantiem, piemēram, RW Cephei, līdz milžiem un superģantiem, piemēram, Arktūrs, savukārt oranžie rūķīši, piemēram, Alfa Centauri B, ir galvenās sekvences zvaigznes. Tām ir ļoti vājas ūdeņraža līnijas, ja tādas vispār ir, un galvenokārt neitrāli metāli (Mn I, Fe I, Si I). K beigās parādās titāna oksīda molekulārās joslas. Tādējādi galvenās teorijas (kuru pamatā ir zemāka kaitīgā radioaktivitāte un zvaigžņu ilgmūžība) liecina, ka šādām zvaigznēm ir optimālas izredzes attīstīties spēcīgi attīstītai dzīvībai uz orbitālām planētām (ja šāda dzīvība ir tieši analoga Zemes dzīvībai), jo tām ir plaša apdzīvojamā zona, bet daudz mazāki kaitīgās emisijas periodi salīdzinājumā ar zvaigznēm ar visplašāko šādu zonu.
TOI-560b
Planēta ar šiem datiem tika atklāta 2021. gadā. Tās masa ir 0,0321 reizes lielāka par Saules masu ar nenoteiktību -0,0098 +0,0107 Saules masas. Masa, kas reizināta ar slīpuma sinusu (grādos), netika sniegta. Planētas pusmasora ass ir 0,0604 ± 0,0026 au. Planētas orbitālais periods ap mātes zvaigzni ir 6,398042±6,5e-06 dienas. Planētas orbītas ekscentricitāte ir 0,105 ar nenoteiktību -0,068 +0,084. Pericentra arguments (ω) ir 262,0 grādi ar nenoteiktību -62,0 +256,0 grādi.
Planētas rādiuss ir 0,2489 reizes lielāks par Jupitera rādiusu ar nenoteiktību ± 0,009 Jupitera rādiusu. Planētas orbītas slīpums ir 88,37 ± 0,18 grādi.
Aprēķinātā planētas temperatūra ir 721,0 K ar nenoteiktību ± 21,0 K."
Planētas noteikšanas metode ir primārais tranzīts, kas nozīmē, ka planēta šķērso savas māteszvaigznes priekšā un izraisa īslaicīgu spilgtuma samazināšanos. Planētas masa tika noteikta, izmantojot radiālā ātruma metodi, kas seko zvaigznes kustībai, ko izraisa planētas gravitācijas ietekme. Planētas rādiuss arī tika noteikts, izmantojot primārā tranzīta metodi.
Citi nosaukumi: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Veids: Neptunam līdzīgs
Masa 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Masa*sin(i) -
Puslielākā ass 0,0604 (± 0,0026)
Orbitālais periods 6,398042 (± 6,5e-06) diena
Ekscentricitāte 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262,0 ( -62,0 +256,0 ) grādi
Rādiuss 0,2489 (± 0,009) RJ
Slīpums 88,37 (± 0,18) grādi
Atjauninājums 2022-07-29
Atklāšanas metode Primārais tranzīts
Masas noteikšanas metode Radiālais ātrums
Rādiusa noteikšanas metode Primārais tranzīts
Primārais tranzīts 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Sekundārais tranzīts 2458520,15 (± 0,85) JD
Ietekmes parametrs b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Laiks Vr=0
Ātruma pusiamplitūda K 4,39 ( -1,3 +1,4 ) m/s
Aprēķinātā temperatūra 721,0 (± 21,0) K
Karstais Neptūna tuksnesis
Karstais Neptūna tuksnesis ir reģions, kurā Neptūnam līdzīgas planētas Neptūna lieluma izmērā nevar pastāvēt ilgtermiņā, jo to izmēra un temperatūras dēļ - to tuvuma zvaigznei - vieglie elementi no to atmosfēras iztvaiko, tas pāraug vienkāršā atmosfēras zudumā, un paliek tikai akmeņains kodols. Tas notiek ar planētām, kuru rādiuss ir aptuveni 3-10 Zemes un kuru tuvums zvaigznēm ir īsāks par aptuveni 9 miljoniem jūdžu. Pietiekami augstu temperatūru šai parādībai izraisa intensīva zvaigznes radiācija, ko izraisa planētas tuvums zvaigznei. Starojuma intensitāti ietekmē arī zvaigznes vecums un tās spektrālais tips. Līdzīga parādība, taču daudz mazākā mērogā, notiek aiz Karstā Neptūna tuksneša, kur, jo tālāk planēta atrodas no zvaigznes, jo mazāk atmosfēra spontāni iztvaiko. Tāpēc iespējams, ka abas TOI-560 sistēmas planētas (tas ir apstiprināts tikai TOI-560b gadījumā) lēnām zaudē atmosfēru. Iespējams, ka tās nekad nenonāks līdz brīdim, kad atmosfēru zaudēs pilnībā.
viens no siltākajiem zināmajiem Neptūniem (GJ 436b) zaudē atmosfēru. Nav gaidāms, ka šī planēta izgaros, taču karstākām Neptūnēm varētu būt paveicies mazāk. Zvaigznes intensīvais starojums var uzkarsēt atmosfēru līdz tādam līmenim, ka tā izkļūst no planētas gravitācijas spēka kā nepiesprādzēts gaisa balons. Izplūstošā gāze ap planētu veido milzu mākoni, kas izklīst kosmosā.
Iespējams, tas varētu attiekties uz planētu ar nosaukumu GJ 3470b - "ļoti siltu Neptūnu", kas zaudē atmosfēru 100 reižu ātrāk nekā GJ 436b. Abas planētas atrodas aptuveni 3,7 miljonu jūdžu (5,5 miljonu kilometru) attālumā no savām zvaigznēm. Tas ir desmitā daļa no attāluma starp mūsu Saules sistēmas visdziļāko planētu - Merkuru - un Sauli. Viens no iemesliem, kāpēc GJ 3470b, iespējams, iztvaiko ātrāk nekā GJ 436b, ir tas, ka tā nav tik blīva, tāpēc mazāk spēj gravitācijas spēkiem noturēties uzkarsētā atmosfērā.
Abas planētas riņķo ap sarkanajām pundurzvaigznēm, taču GJ 3470b riņķo ap daudz jaunāku zvaigzni, kas ir tikai 2 miljardus gadu veca, salīdzinot ar GJ 3470b 4-8 miljardus gadu vecu zvaigzni. Jaunākā zvaigzne ir enerģiskāka, tāpēc tā planētu bombardē ar spēcīgāku starojumu nekā GJ 436b.
Divu iztvaikojošu, siltu Neptūnu atrašana pastiprina ideju, ka šo parasti attālo pasauļu karstākās versijas varētu būt pārejas planētu klase. Iespējams, ka karsto un ļoti silto Neptūnu galīgais liktenis ir sarukt līdz minineptūnēm - planētām ar smagu, ūdeņraža dominētu atmosfēru, kas ir lielākas par Zemi, bet mazākas par Neptūnu. Vai arī tās var samazināties vēl vairāk un kļūt par super-Zemēmēm - masīvākām, akmeņainākām Zemes versijām.
Neptūnija tuksnesis jeb sub-Jovija tuksnesis ir plaši definēts kā reģions, kas atrodas tuvu zvaigznei (periods 0,1 MJ), kur atrodamas eksoplanētas.Šī zona saņem spēcīgu zvaigznes apstarošanu, kas nozīmē, ka planētas nespēj saglabāt savu gāzveida atmosfēru: Tās iztvaiko, atstājot tikai akmeņainu kodolu.
Mēs esam izpētījuši iespēju, ka planēta nevar būt mini Neptūns, jo tā varētu saglabāt ūdeņraža un hēlija atmosfēru.
Tomēr gan ūdeņraža, gan hēlija molekulu vidējais saknes ātrums ir krietni zemāks par izkrišanas ātrumu planētas atmosfēras malā. Esmu pētījis arī iespēju, ka atmosfēru varētu nopūst Saules vējš. Izpētot TOI 560 b, kuru es uzskatīju par mini Neptūnu tā blīvuma dēļ. Šādām planētām ir ļoti vājas magnetosfēras, kas nozīmē, ka atmosfēra būtu izplūdusi arī uz šīs planētas.
Saskaņā ar
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
Temperatūras un spiediena maiņa dažādos augstumos. Vidējā temperatūra mākoņu virsotnēs ir mīnus 346 grādi pēc Fārenheita (mīnus 210 grādi pēc Celsija).
Tāpat kā citiem gāzes milžiem, arī šai milzīgajai planētai nav cietas virsmas. Tā vietā gāze stiepjas līdz pat ūdens un amonjaka okeānam, kas veido planētas mantiju. Zinātnieki ir definējuši Neptūna "virsmu" kā reģionu, kurā virsmas spiediens ir līdzvērtīgs spiedienam uz Zemes jūras līmenī. Temperatūra pie šīs "virsmas" ir aptuveni mīnus 346 F (mīnus 201 C).
Planētas vidējā temperatūra ir mīnus 353 F (mīnus 214 C).
TOI-560c Secinājumi
Esam secinājuši, ka TOI-560 patiešām ir ļoti interesanta eksoplanēta, jo tā varētu būt gan gāzes milze, gan cietā planēta. Tomēr mēs sliecamies uz to, ka tā ir maza gāzveida gigante, kas tiek klasificēta kā mini Neptūns, līdzīgi kā tās māsas planēta. Lielākā daļa tās īpašību, iespējams, ir ļoti līdzīgas mūsu planētai Neptūnam, izņemot tās blīvumu, kas TOI560 ir lielāks. Tas liecina par spēcīgiem Saules vējiem un trūkst vai ir ļoti vāja aizsargājošā magnetosfēra.
Šai planētai noteikti vajadzētu vairāk pētījumu. Visnoderīgākie dati būtu Saules un planētu spektroskopija, ko mēs varētu izmantot, lai noteiktu planētu elementāro sastāvu un krāsu.
Papildu faili:
