Prosjektgalleri 2023

Abakus

 Vinner av prisen for beste prosjekt
Universitetet i Nova Gorica  Ajdovščina -    Slovenia 16 år gammel, 17 år gammel   2 / 2

TOI-560c

TOI-560c prosjektbeskrivelse:

Som en del av prosjektet Hack en eksoplanet har vi analysert to eksoplaneter og sett nærmere på eksoplaneten TOI-560c. Eksoplaneter er planeter som går i bane rundt andre stjerner utenfor solsystemet vårt. Egenskapene deres (størrelse, masse, bane) måles ved hjelp av data fra astronomiske observasjoner. Vi har analysert data fra CHEOPS-satellitten (ESA), som har observert en eksoplanets passasje over vertsstjernen, der den delvis blokkerte stjernens lys. Ved hjelp av online-verktøyet allesfitter og vår egen analyse fant vi at planeten tilhører klassen mini-Neptuner, og at dens egenskaper ikke skiller seg vesentlig fra den kjente populasjonen av mini-Neptuner. Planeten har en kjerne av stein. Den går i bane rundt stjernen sin i relativt liten avstand, og overflatetemperaturen overstiger grensen for at flytende vann kan eksistere. Liv slik vi kjenner det, kan derfor ikke eksistere på TOI-560c.

TOI-560c Resultater og analyse

Vi startet analysen ved å gå inn på webverktøyet allesfitter. Applikasjonen ga oss observasjonsdata fra passasjen. Programmet lot oss også tilpasse en modell til dataene, noe som ga oss verdier for noen av eksoplanetens parametere og dens bane. Først justerte vi planetens radius, stjernens radius og tidspunktet for passeringens midtpunkt manuelt for å finne den modellen som passet best til lyskurven. Verktøyet brukte deretter en algoritme for å finne den beste modellen for passasjen. Figur 1 viser dataene, overplottet med familien av beste modeller (rød) og vår første gjetning (grå). Histogrammer over de mest sannsynlige verdiene for planetradius, stjerneradius og tid midt i passasjen er vist i figur 2, og verdiene, inkludert usikkerheter, er angitt i tabellen (figur 3). De mest sannsynlige verdiene er 2,39 jordradier, 0,65 solradier og 0,44 dager. Tabellen inneholder også verdier for planetens omløpstid (18,8 dager) og størrelsen på baneellipsens halvakse (0,1242 au) - disse er målt på andre måter.

Vi målte også verdiene for noen av parametrene på en annen måte. Vi beregnet forholdet mellom planetens størrelse og stjernens størrelse ved hjelp av nedtoningen av stjernen under passasjen. Da vi kjente stjernens størrelse (0,65 solradier), kunne vi beregne planetens radius (2,46 jordradier). Ved hjelp av den kjente perioden og Keplers tredje lov beregnet vi banens halve storakse (0,125 au). Når vi kjenner planetens størrelse og masse (massen ble målt ved hjelp av radialmetoden, og verdien er ca. 9,7 jordmasser), kan vi beregne planetens gjennomsnittlige tetthet (3,6 g cm-3).

Vi kan også beregne temperaturen på planeten. Planetens likevektstemperatur ble beregnet ved å anta at stjernen stråler ut lys som et svart legeme, at planeten absorberer noe av lyset og reflekterer noe av det, og at planeten stråler ut noe av energien. Vi har beregnet temperaturen for to ulike rotasjonshastigheter for planeten rundt sin egen akse - langsom og rask. Vi har antatt at temperaturen ved stjernens overflate er 4511 K [1]. For reflektiviteten eller albedoen har vi brukt en verdi på 0,1 (et omtrentlig estimat for en mini-Neptun). For en planet som roterer sakte, har vi dermed fått en temperatur på 574 K, og for en planet som roterer raskt, 483 K. Sistnevnte verdi tilsvarer verdien som er oppgitt i case-filen og i [1]. Vår beregning er forenklet fordi vi ikke har tatt hensyn til planetens sammensetning og atmosfære. Hvis atmosfæren er tettere, vil mindre energi gå tilbake til verdensrommet enn hvis atmosfæren er tynnere. Dette ser vi når vi ser på Venus og sammenligner temperaturen og atmosfæren med vår egen - jordens. Vi har også sett på hvor langt unna en planet må være for å ha flytende vann. Under forutsetningene ovenfor må en planet være minst fem ganger så langt unna stjernen som den er i dag for å ha flytende vann (og mest sannsynlig må den være enda lenger unna).

TOI-560c er sannsynligvis en steinplanet. Den befinner seg relativt nær stjernen, så overflatetemperaturen er for høy til at det kan være flytende vann der. Det finnes ingen andre lignende planeter i vårt solsystem. Den er fire ganger nærmere en stjerne enn Merkur er fra solen. Som vi vet, finnes det ingen mini-Neptun i vårt solsystem, men de finnes ofte rundt andre stjerner.

Til slutt har vi sett på hvordan TOI-560c kan sammenlignes med andre mini-Neptuner. Vi fikk et utvalg av mini-Neptuner [2], dvs. eksoplaneter med radier mellom 1,7 og 4 jordradier og masser mindre enn 20 jordmasser [3]. Figur 4 og 5 viser sammenhengen mellom periode og radius og radius og masse for utvalget. ToI-560c er uthevet i rødt. Vi fant at TOI-560c er en typisk Mini-Neptun med en radius som avviker fra den gjennomsnittlige radiusen til Mini-Neptuner (2,5 jordradier) med bare 2%. Perioden er også nær gjennomsnittet, men høyere enn medianen fordi de fleste Mini-Neptunene som er funnet, ligger nærmere stjernen (sannsynligvis på grunn av observasjonsskjevhet). TOI-560c skiller seg heller ikke ut når man sammenligner radius og masse.

Målingene våre kan forbedres. Spesielt har vi ikke tatt høyde for usikkerhetene. Vi legger også ved en saksmappe med vår analyse av planeten.

[1] http://exoplanet.eu/catalog/hd_73583_c/
[2] http://exoplanet.eu/catalog/
[3] https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1405/1405.7695.pdf

TOI-560c Konklusjoner

Etter å ha fullført beregningene våre, har vi konkludert med at planeten befinner seg svært nær stjernen sin, og med tanke på dens tetthet er det mest sannsynlig en steinplanet. Den har en relativt høy overflatetemperatur, så vi forventer ikke flytende vann på overflaten og heller ikke liv slik vi kjenner det. Ved å sammenligne TOI-560c med et utvalg av kjente mini-Neptuner har vi kommet frem til at TOI-560c er en typisk representant for mini-Neptuner, ettersom verdiene for de fleste parametrene ligger svært nær gjennomsnittet i katalogen. TOI-560c er ulik alle andre planeter i vårt solsystem.

Understøttende filer:

• Figur-1-1.png
• Figur-2-1.png
• Figur-3.png
• Figur-4.png
• Figur-5.png