Galeria de projectos 2023
Estudantes do ensino secundário de toda a Europa tornaram-se detectives de exoplanetas com a ESA e utilizaram dados do satélite Cheops para desvendar os mistérios de dois exoplanetas alvo: KELT-3b e TOI-560c.
Explore os projectos abaixo.
Ústav Českolipská
Vencedor do prémio de melhor projeto
Ginásio Českolipská 373 Praga - República Checa 18 anos de idade 3 / 1
http://cva.ceskolipskaesports.com
TOI-560c
Descrição do projeto TOI-560c:
O nosso projeto centrou-se em descobrir o máximo possível sobre o exoplaneta e compará-lo com os nossos planetas e outros exoplanetas conhecidos, tornando-o o mais acessível possível ao público.
Utilizámos dados da curva de trânsito da luz e algumas informações que nos foram fornecidas pelos organizadores (massa do planeta e do Sol). Usámos fórmulas conhecidas para determinar todas as características orbitais do planeta e para fazer previsões sobre as suas características externas, como a possibilidade de ter uma lua, etc.
Os nossos principais resultados são um cartaz (incluído nos ficheiros) e um sítio Web do tipo wiki (ligado aqui e na ranhura do sítio Web dos nossos projectos).
Resultados e análise do TOI-560c
Rp calculado: 2.50492577 Re
Volume = 40,9 Ve (4,46e13 cu. m.)
Massa= 9,70 +-1,8 Me
Densidade = 3,9 g/cm3
Período orbital = 18,87 dias
Distância média do sol: 0,12 UA
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Velocidade orbital = 248 064 Km/h
Tempo de trânsito = 3,7h
Trajetória em frente do Sol = 339 564 km
Parâmetro de impacto da Terra= 0.21 -> 88147 km
atmosfera espessa de hidrogénio-hélio, provavelmente com camadas profundas de gelo, rocha ou oceanos líquidos - feitos de água, amoníaco, uma mistura de ambos, ou voláteis mais pesados
Informações para planetas semelhantes: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Radiação no limite planetário do TOI-560 c: 16837,85 W/m2
A classificação dos exoplanetas baseia-se frequentemente num conjunto de características gerais, tais como o seu tamanho, massa e composição atmosférica. Tradicionalmente, os mini-Neptunos são considerados maiores do que a Terra mas mais pequenos do que Neptuno, caracterizados por um espesso envelope gasoso que envolve um núcleo rochoso ou gelado. Por outro lado, as super-Terras são definidas como planetas com massas e tamanhos superiores aos do nosso próprio planeta, mas que não atingem o limiar dos gigantes gasosos.
Devido ao facto de TOI-560c estar tão distante, temos pouca informação sobre o seu aspeto real, a sua constituição, a pressão e temperatura das suas camadas e a sua cor. Alguma desta informação pode ser adivinhada com base na sua suposta semelhança com planetas estudados mais de perto, neste caso Neptuno. Se assumirmos que TOI-560 é um planeta do tipo mini-Neptuno, podemos dizer que tem 4 camadas - um núcleo - feito de metais, rocha e gelo; um manto - feito de água líquida e congelada, amoníaco e metano; uma atmosfera - feita de hidrogénio, hélio e gás metano; uma atmosfera superior (também exosfera) - onde existem gases leves e topos de nuvens.
No entanto, se o TOI-560c for de natureza rochosa, como sugere a NASA, tem provavelmente uma composição quimicamente mais complexa e tem apenas uma fina camada de envelope gasoso. Neste caso, é mais provável que tenha um núcleo de metal pesado semi-líquido, um envelope líquido e uma camada sólida à superfície.
TOI-560c é, segundo os nossos cálculos, muito provavelmente um planeta rochoso com um pequeno núcleo de ferro e uma grande camada metálica semi-líquida feita de silício e níquel. A isto segue-se uma espessa camada de gelo sobre a fina atmosfera superficial. + cálculos přidat um nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Um mini-Neptuno (por vezes conhecido como anão gasoso ou planeta de transição) é um planeta menos maciço do que Neptuno, mas semelhante a Neptuno na medida em que tem uma espessa atmosfera de hidrogénio-hélio, provavelmente com camadas profundas de gelo, rocha ou oceanos líquidos (feitos de água, amoníaco, uma mistura de ambos, ou voláteis mais pesados). Uma anã gasosa é um planeta gasoso com um núcleo rochoso que acumulou um espesso envelope de hidrogénio, hélio e outros voláteis, tendo, como resultado, um raio total entre 1,7 e 3,9 raios terrestres (1,7-3,9 REarth). O termo é usado num regime de classificação de três níveis, baseado na metalicidade, para exoplanetas de curto período, que também inclui os planetas rochosos, semelhantes aos terrestres, com menos de 1,7 REarth e planetas com mais de 3,9 REarth, nomeadamente gigantes de gelo e gigantes de gás." (Citação,...)
Uma super-Terra é um tipo de exoplaneta com uma massa superior à da Terra, mas substancialmente inferior à dos gigantes de gelo do Sistema Solar, Úrano e Neptuno, que são 14,5 e 17 vezes a da Terra, respetivamente. O termo "super-Terra" refere-se apenas à massa do planeta, e por isso não implica nada sobre as condições da superfície ou habitabilidade
As estrelas do tipo K são estrelas alaranjadas ligeiramente mais frias do que o Sol. Constituem cerca de 12% das estrelas de sequência principal na vizinhança do Sol. Existem também estrelas gigantes do tipo K, que vão desde hipergigantes como RW Cephei, a gigantes e supergigantes, como Arcturus, enquanto que as anãs laranja, como Alpha Centauri B, são estrelas da sequência principal. Têm linhas de hidrogénio extremamente fracas, se é que estão presentes, e sobretudo metais neutros (Mn I, Fe I, Si I). No final de K, bandas moleculares de óxido de titânio tornam-se presentes. As teorias mais correntes (as que se baseiam numa menor radioatividade nociva e na longevidade das estrelas) sugerem que estas estrelas têm as melhores hipóteses de desenvolvimento de vida altamente evoluída em planetas em órbita (se essa vida for diretamente análoga à da Terra) devido a uma ampla zona habitável e a períodos de emissão nocivos muito mais baixos do que os das estrelas com zonas mais amplas.
TOI-560b
O planeta com os dados fornecidos foi descoberto em 2021. A sua massa é reportada como 0,0321 vezes a massa do Sol, com uma incerteza de -0,0098 +0,0107 massas solares. A massa multiplicada pelo seno da inclinação (graus) não foi fornecida. O semi-eixo maior do planeta é 0.0604± 0.0026 au. O período orbital do planeta em torno da sua estrela-mãe é de 6,398042±6,5e-06 dias. A excentricidade da órbita do planeta é 0,105 com incerteza -0,068 +0,084. O argumento do pericentro (ω) é 262.0 graus com uma incerteza de -62.0 +256.0 graus.
O raio do planeta é 0,2489 vezes o raio de Júpiter, com uma incerteza de ± 0,009 raios de Júpiter. A inclinação da órbita do planeta é de 88,37 ± 0,18 graus.
A temperatura calculada do planeta é de 721,0 K com uma incerteza de ± 21,0 K."
O método de deteção do planeta é o trânsito primário, o que significa que o planeta passa em frente da sua estrela-mãe e provoca uma diminuição temporária do brilho. A massa do planeta foi determinada usando o método da velocidade radial, que regista o movimento da estrela causado pela influência gravitacional do planeta. O raio do planeta também foi determinado usando o método do trânsito primário.
Outros nomes: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Tipo: Tipo Neptuno
Massa 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Massa*sin(i) -
Eixo semimaior 0,0604 (± 0,0026)
Período orbital 6,398042 (± 6,5e-06) dia
Excentricidade 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262.0 ( -62.0 +256.0 ) deg
Raio 0,2489 (± 0,009) RJ
Inclinação 88,37 (± 0,18) graus
Atualização 2022-07-29
Método de deteção Trânsito primário
Método de deteção de massa Velocidade radial
Raio Método de deteção Trânsito primário
Trânsito primário 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Trânsito secundário 2458520.15 (± 0.85) JD
Parâmetro de impacto b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Tempo Vr=0
Velocidade Semiamplitude K 4,39 ( -1,3 +1,4 ) m/s
Temperatura calculada 721,0 (± 21,0) K
Deserto quente de Neptuno
O deserto quente de Neptuno é uma região onde os planetas do tamanho de Neptuno não podem existir a longo prazo porque, devido ao seu tamanho e temperatura - a sua proximidade da estrela - os elementos leves da sua atmosfera evaporam-se, o que se transforma numa simples perda de atmosfera e apenas resta o núcleo rochoso. Isto acontece com planetas com cerca de 3-10 raios terrestres e com uma proximidade às estrelas inferior a cerca de 9 milhões de quilómetros. A temperatura suficientemente elevada para este fenómeno é causada pela intensa radiação da estrela, devido à proximidade do planeta à estrela. A intensidade da radiação também é afetada pela idade da estrela e pelo seu tipo espetral. Um fenómeno semelhante, mas a uma escala muito menor, ocorre para lá do Deserto Quente de Neptuno, onde quanto mais longe o planeta está da estrela, menos a atmosfera se evapora espontaneamente. Assim, é possível que ambos os planetas do sistema TOI-560 (confirmado apenas com TOI-560b) estejam a perder atmosfera lentamente. Provavelmente nunca chegarão ao ponto de perderem completamente a sua atmosfera.
um dos mais quentes Neptunos conhecidos (GJ 436b) está a perder a sua atmosfera. Não se espera que esse planeta se evapore, mas os Neptunos mais quentes podem não ter tido tanta sorte. A radiação intensa de uma estrela pode aquecer uma atmosfera até um ponto em que esta escapa à atração gravitacional do planeta, como um balão de ar quente sem amarras. O gás que escapa forma uma nuvem gigante à volta do planeta que se dissipa no espaço.
Este pode ser o caso de um planeta chamado GJ 3470b, um "Neptuno muito quente" que está a perder a sua atmosfera a um ritmo 100 vezes mais rápido do que o do GJ 436b. Ambos os planetas residem a cerca de 5,5 milhões de quilómetros das suas estrelas. É um décimo da distância entre o planeta mais interior do nosso sistema solar, Mercúrio, e o Sol. Uma razão pela qual o GJ 3470b pode estar a evaporar mais depressa do que o GJ 436b é o facto de não ser tão denso, pelo que é menos capaz de se agarrar gravitacionalmente à atmosfera aquecida.
Ambos os planetas orbitam estrelas anãs vermelhas, mas o GJ 3470b orbita uma estrela muito mais jovem, com apenas 2 mil milhões de anos, em comparação com a estrela de 4 a 8 mil milhões de anos do GJ 3470b. A estrela mais jovem é mais energética e, por isso, bombardeia o planeta com uma radiação mais intensa do que a que o GJ 436b recebe.
Encontrar dois Neptunos quentes e em evaporação reforça a ideia de que a versão mais quente destes mundos normalmente distantes pode ser uma classe de planetas em transição. Pode ser que o destino final dos Neptunos quentes e muito quentes seja encolher para mini-Neptunos - planetas com atmosferas pesadas, dominadas pelo hidrogénio, que são maiores do que a Terra mas mais pequenos do que Neptuno. Ou podem reduzir-se ainda mais para se tornarem super-Terras - versões mais maciças e rochosas da Terra.
O deserto neptuniano ou deserto sub-Joviano é definido como a região próxima de uma estrela (período 0,1 MJ) onde se encontram exoplanetas[1]. Esta zona recebe uma forte irradiação da estrela, o que significa que os planetas não podem reter as suas atmosferas gasosas: Evaporam-se, deixando apenas um núcleo rochoso
Explorámos a possibilidade de o planeta não ser um mini Neptuno, porque poderia conter a sua atmosfera de hidrogénio e hélio.
No entanto, a velocidade média da raiz das moléculas de hidrogénio e hélio é muito inferior à velocidade de escape no limite da atmosfera do planeta. Também explorei a possibilidade de a atmosfera ser levada pelos ventos solares. Ao examinar o TOI 560 b, que classifiquei como um mini neptuno devido à sua densidade. Esses planetas têm magnetosferas muito fracas, o que significa que a atmosfera também teria sido levada pelos ventos solares.
Em 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
A temperatura e a pressão mudam a diferentes alturas. A temperatura média no topo das nuvens é de menos 346 graus Fahrenheit (menos 210 graus Celsius)
Tal como os outros gigantes gasosos, o enorme planeta não tem uma superfície sólida. Em vez disso, o gás estende-se até ao oceano de água e amoníaco que constitui o manto do planeta. Os cientistas definiram a "superfície" de Neptuno como a região onde a pressão à superfície é equivalente à pressão na Terra ao nível do mar. A temperatura à superfície de Neptuno é de cerca de 201ºC negativos.
A temperatura média do planeta é de menos 353 F (menos 214 C).
TOI-560c Conclusões
Concluímos que o TOI-560 é, de facto, um exoplaneta muito interessante, pois pode ser tanto um gigante gasoso como um planeta sólido. No entanto, inclinamo-nos para o lado de ser um pequeno gigante gasoso classificado como um mini Neptuno, semelhante ao seu planeta irmão. A maior parte das suas características são provavelmente muito semelhantes às do nosso planeta Neptuno, com exceção da sua densidade, que é maior em TOI560. Isto sugere fortes ventos solares e a ausência de uma magnetosfera protetora ou uma magnetosfera muito fraca.
Este planeta precisa definitivamente de mais investigação. Os dados mais úteis seriam a espetroscopia do Sol e dos planetas, que poderíamos usar para determinar a composição elementar e a cor dos planetas.
Ficheiros de apoio:
