Projectgalerij 2023
Middelbare scholieren uit heel Europa werden samen met ESA exoplaneetdetectives en gebruikten gegevens van de Cheops-satelliet om de mysteries van twee exoplanetdoelen bloot te leggen: KELT-3b en TOI-560c.
Bekijk de projecten hieronder.
Ústav Českolipská
Prijswinnaar Beste Project
Sportschool Českolipská 373 Praag - Tsjechië 18 jaar oud. 3 / 1
TOI-560c
TOI-560c projectbeschrijving:
Ons project is erop gericht om zoveel mogelijk te weten te komen over de exoplaneet, deze te vergelijken met onze planeten en andere bekende exoplaneten en zo toegankelijk mogelijk te maken voor het publiek.
We hebben gegevens gebruikt van de lichtdoorgangscurve en informatie die we van de organisatoren hadden gekregen (massa van de planeet en de zon). We hebben bekende formules gebruikt om alle baankenmerken van de planeet te bepalen en om voorspellingen te doen over zijn uiterlijke kenmerken, zoals de mogelijkheid van een maan enz.
Ons belangrijkste resultaat is een poster (opgenomen in de bestanden) en een wiki-achtige website (hier gelinkt en in onze projects website slot.) Ze zijn gemakkelijk te begrijpen voor het gewone publiek.
TOI-560c Resultaten en analyse
Berekende Rp: 2,50492577 Re
Volume = 40,9 Ve (4,46e13 cu. m.)
Massa= 9,70 +-1,8 Me
Dichtheid = 3,9 g/cm3
Omlooptijd = 18,87 dagen
Gemiddelde afstand tot de zon: 0,12 AU
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Baan snelheid = 248 064 Km/h
Transittijd = 3,7u
Pad voor de zon = 339 564 km
Inslagparameter vanaf de aarde= 0,21 -> 88147 km
dikke waterstof-heliumatmosfeer, waarschijnlijk met diepe lagen ijs, gesteente of vloeibare oceanen - gemaakt van water, ammoniak, een mengsel van beide, of zwaardere vluchtige stoffen
Info voor vergelijkbare planeet: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Straling aan planeetgrens van TOI-560 c : 16837,85 W/m2
De classificatie van exoplaneten is vaak gebaseerd op een aantal algemene kenmerken, zoals hun grootte, massa en atmosferische samenstelling. Traditioneel worden mini-Neptunussen beschouwd als groter dan de aarde maar kleiner dan Neptunus, meestal gekenmerkt door een dik gasachtig omhulsel rond een rotsachtige of ijzige kern. Aan de andere kant worden superaardes gedefinieerd als planeten met een massa en grootte die groter zijn dan die van onze eigen planeet, maar die de gasreuzendrempel niet halen.
Omdat TOI-560c zo ver weg staat, hebben we weinig informatie over hoe hij er echt uitziet, waar hij van gemaakt is, de druk en temperatuur van zijn lagen en zijn kleur. Sommige van deze informatie kan worden geraden op basis van de veronderstelde gelijkenis met beter bestudeerde planeten, in dit geval Neptunus. Als we aannemen dat TOI-560 een mini-Neptunusachtige planeet is, kunnen we zeggen dat hij 4 lagen heeft - een kern - gemaakt van metalen, rots en ijs; een mantel - gemaakt van vloeibaar en bevroren water, ammoniak en methaan; een atmosfeer - gemaakt van waterstof, helium en methaangas; een bovenste atmosfeer (ook exosfeer) - waar zich lichte gassen en wolkentoppen bevinden.
Als TOI-560c echter rotsachtig van aard is, zoals NASA suggereert, dan heeft het waarschijnlijk een chemisch complexere samenstelling en heeft het slechts een dun laagje gasachtig omhulsel. In dat geval is een halfvloeibare zwaarmetalen kern, een vloeibaar omhulsel en een vaste laag aan het oppervlak waarschijnlijker.
TOI-560c is volgens onze berekeningen hoogstwaarschijnlijk een rotsachtige planeet met een kleine ijzeren kern en een grote halfvloeibare metaallaag van siliconen en nikkel. Deze wordt gevolgd door een dikke laag ijs boven de oppervlaktedunne atmosfeer. + přidat berekeningen a nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Een mini-Neptunus (ook wel gasdwerg of overgangsplaneet genoemd) is een planeet die minder massief is dan Neptunus maar in die zin op Neptunus lijkt dat hij een dikke waterstof-heliumatmosfeer heeft, waarschijnlijk met diepe lagen ijs, gesteente of vloeibare oceanen (gemaakt van water, ammoniak, een mengsel van beide, of zwaardere vluchtige stoffen). Een gasdwerg is een gasplaneet met een rotsachtige kern die een dik omhulsel van waterstof, helium en andere vluchtige stoffen heeft opgebouwd, met als gevolg een totale straal tussen 1,7 en 3,9 aardstralen (1,7-3,9 REarth). De term wordt gebruikt in een classificatieregeling met drie niveaus, gebaseerd op metalliciteit, voor exoplaneten met een korte periode, die ook de rotsachtige, aardachtige planeten met minder dan 1,7 REarth en planeten groter dan 3,9 REarth omvat, namelijk ijsreuzen en gasreuzen." (Citatie,...)
Een superaarde is een type exoplaneet met een massa die hoger is dan die van de aarde, maar aanzienlijk lager dan die van de ijsreuzen van het zonnestelsel, Uranus en Neptunus, die respectievelijk 14,5 en 17 keer zo groot zijn als die van de aarde. De term "superaarde" verwijst alleen naar de massa van de planeet en zegt dus niets over de omstandigheden aan het oppervlak of de bewoonbaarheid.
Sterren van het K-type zijn oranjeachtige sterren die iets koeler zijn dan de zon. Ze vormen ongeveer 12% van de hoofdreekssterren in de buurt van de zon. Er zijn ook reuzensterren van het K-type, die variëren van hyperreuzen zoals RW Cephei, tot reuzen en superreuzen, zoals Arcturus, terwijl oranje dwergen, zoals Alpha Centauri B, hoofdreekssterren zijn. Ze hebben extreem zwakke waterstoflijnen, als die al aanwezig zijn, en voornamelijk neutrale metalen (Mn I, Fe I, Si I). Tegen het einde van K worden moleculaire banden van titaniumoxide zichtbaar. De gangbare theorieën (die gebaseerd zijn op minder schadelijke radioactiviteit en een langere levensduur van sterren) suggereren dus dat zulke sterren de optimale kans hebben op de ontwikkeling van zwaar geëvolueerd leven op planeten in een baan om de aarde (als dat leven direct analoog is aan dat van de aarde) vanwege een brede bewoonbare zone en veel minder schadelijke emissieperioden dan sterren met de breedste zones.
TOI-560b
De planeet met de gegeven gegevens werd ontdekt in 2021. Zijn massa wordt gerapporteerd als 0,0321 maal de massa van de Zon met een onzekerheid van -0,0098 +0,0107 zonsmassa's. De massa vermenigvuldigd met de sinus van de inclinatie (graden) werd niet gegeven. De halve lange as van de planeet is 0,0604± 0,0026 au. De omlooptijd van de planeet rond zijn moederster is 6,398042±6,5e-06 dagen. De excentriciteit van de planeetbaan is 0,105 met onzekerheid -0,068 +0,084. Het argument van het pericentrum (ω) is 262,0 graden met een onzekerheid van -62,0 +256,0 graden.
De straal van de planeet is 0,2489 maal de straal van Jupiter met een onzekerheid van ± 0,009 Jupiterstralen. De inclinatie van de baan van de planeet is 88,37 ± 0,18 graden.
De berekende temperatuur van de planeet is 721,0 K met een onzekerheid van ± 21,0 K."
De methode om de planeet te detecteren is primaire transit, wat betekent dat de planeet voor zijn moederster langs gaat en een tijdelijke afname in helderheid veroorzaakt. De massa van de planeet werd bepaald met behulp van de radiale snelheidsmethode, die de beweging van de ster volgt die wordt veroorzaakt door de zwaartekracht van de planeet. De straal van de planeet werd ook bepaald met de primaire transitmethode.
Andere namen: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Type: Neptun-achtig
Massa 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Massa*sin(i) -
Halve lange as 0,0604 (± 0,0026)
Omlooptijd 6,398042 (± 6,5e-06) dag
Excentriciteit 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262,0 ( -62,0 +256,0 ) graden
Straal 0,2489 (± 0,009) RJ
Helling 88,37 (± 0,18) deg
Update 2022-07-29
Detectiemethode Primaire doorvoer
Massadetectie Radiale snelheid
Radius Detectiemethode Primaire doorgang
Primaire doorvoer 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Secundaire doorvoer 2458520,15 (± 0,85) JD
Impact Parameter b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Tijd Vr=0
Snelheid halve amplitude K 4,39 ( -1,3 +1,4 ) m/s
Berekende temperatuur 721,0 (± 21,0) K
Hete Neptunuswoestijn
De hete Neptunuswoestijn is een gebied waar planeten van de grootte van Neptunus op de lange termijn niet kunnen bestaan, omdat door hun grootte en temperatuur - hun nabijheid tot de ster - lichtelementen uit hun atmosfeer verdampen, dit escaleert tot een eenvoudig verlies van atmosfeer en alleen een rotsachtige kern overblijft. Dit gebeurt bij planeten met een straal van ongeveer 3-10 Aarde en de nabijheid van sterren korter dan ongeveer 9 miljoen mijl. De temperatuur die hoog genoeg is voor dit fenomeen wordt veroorzaakt door de intense straling van de ster doordat de planeet zo dicht bij de ster staat. De intensiteit van de straling wordt ook beïnvloed door de leeftijd van de ster en zijn spectraaltype. Een soortgelijk fenomeen, maar op een veel kleinere schaal, doet zich voor voorbij de Hete Neptunuswoestijn, waar hoe verder de planeet van de ster is verwijderd, hoe minder de atmosfeer spontaan verdampt. Het is dus mogelijk dat beide planeten in het systeem TOI-560 (het is alleen bevestigd met TOI-560b) langzaam atmosfeer verliezen. Het zal waarschijnlijk nooit zover komen dat ze hun atmosfeer helemaal verliezen.
Een van de warmste bekende Neptunes (GJ 436b) verliest zijn atmosfeer. Er wordt niet verwacht dat die planeet zal verdampen, maar hetere Neptunes hebben misschien minder geluk gehad. De intense straling van een ster kan een atmosfeer tot een punt verhitten waarop het ontsnapt aan de zwaartekracht van de planeet als een losgeslagen luchtballon. Het ontsnappende gas vormt een gigantische wolk rond de planeet die in de ruimte verdwijnt.
Dit zou het geval kunnen zijn voor de planeet GJ 3470b, een "zeer warme Neptunus" die zijn atmosfeer 100 keer sneller verliest dan GJ 436b. Beide planeten bevinden zich ongeveer 5,5 miljoen kilometer van hun ster. Dat is een tiende van de afstand tussen de binnenste planeet van ons zonnestelsel, Mercurius, en de zon. Een van de redenen waarom GJ 3470b mogelijk sneller verdampt dan GJ 436b is dat hij minder dicht is, waardoor hij minder goed in staat is om de verhitte atmosfeer vast te houden.
Beide planeten draaien om rode dwergsterren, maar GJ 3470b draait om een veel jongere ster, slechts 2 miljard jaar oud, vergeleken met de 4 tot 8 miljard jaar oude ster van GJ 3470b. De jongere ster is energieker, dus bombardeert hij de planeet met meer zinderende straling dan GJ 436b ontvangt.
Het vinden van twee verdampende, warme Neptunes versterkt het idee dat de hetere versie van deze normaal gesproken verre werelden een klasse planeten in transitie kan zijn. Het zou kunnen dat het uiteindelijke lot van hete en zeer warme Neptunussen is om te krimpen tot mini-Neptunussen - planeten met een zware, door waterstof gedomineerde atmosfeer die groter zijn dan de aarde maar kleiner dan Neptunus. Of ze krimpen nog verder in tot superaardes - massievere, rotsachtige versies van de aarde.
De Neptuniaanse woestijn of sub-Joviaanse woestijn wordt in grote lijnen gedefinieerd als het gebied dicht bij een ster (periode 0,1 MJ) waar exoplaneten worden aangetroffen.[1] Deze zone wordt sterk bestraald door de ster, waardoor de planeten hun gasvormige atmosfeer niet kunnen behouden: Ze verdampen en er blijft alleen een rotsachtige kern over
We hebben de mogelijkheid onderzocht dat de planeet geen mini-Neptunus kan zijn, omdat ik zijn waterstof-heliumatmosfeer kan vasthouden.
De gemiddelde wortelsnelheid van zowel waterstof- als heliummoleculen is echter veel lager dan de ontsnappingssnelheid aan de rand van de planeetatmosfeer. Ik heb ook onderzocht of het mogelijk is dat de atmosfeer wordt weggeblazen door zonnewinden. Bij het onderzoeken van TOI 560 b, die ik vanwege zijn dichtheid als een mini-neptunus heb bestempeld. Zulke planeten hebben een zeer zwakke magnetosfeer, wat betekent dat de atmosfeer ook op die planeet zou zijn weggeblazen.
In 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
Temperatuur en druk verschuiven op verschillende hoogtes. De gemiddelde temperatuur aan de bovenkant van de wolkentoppen is min 346 graden Fahrenheit (min 210 graden Celsius).
Net als de andere gasreuzen heeft de enorme planeet geen vast oppervlak. In plaats daarvan strekt het gas zich uit tot aan de water-ammoniak oceaan die de mantel van de planeet vormt. Wetenschappers hebben het "oppervlak" van Neptunus gedefinieerd als het gebied waar de oppervlaktedruk gelijk is aan de druk op aarde op zeeniveau. De temperatuur aan dit "oppervlak" is ongeveer min 346 F (min 201 C).
De gemiddelde temperatuur van de planeet is min 353 F (min 214 C).
TOI-560c Conclusies
We hebben geconcludeerd dat TOI-560 inderdaad een zeer interessante exoplaneet is, omdat het zowel een gasreus als een vaste planeet zou kunnen zijn. Wij denken echter dat het een kleine gasreus is, geclassificeerd als een mini-Neptunus, verwant aan zijn zusterplaneet. De meeste eigenschappen zijn waarschijnlijk vergelijkbaar met die van onze planeet Neptunus, behalve de dichtheid, die hoger is in TOI560. Dit suggereert sterke zonnewinden en een gebrek aan of een zeer zwakke beschermende magnetosfeer.
Deze planeet kan zeker meer onderzoek gebruiken. De meest nuttige gegevens zouden spectroscopie van de zon en de planeten zijn, waarmee we de elementsamenstelling en kleur van de planeet zouden kunnen bepalen.
Ondersteunende bestanden:
