Galeria de proiecte 2023
Elevi de liceu din întreaga Europă au devenit detectivi de exoplanete împreună cu ESA și au folosit datele satelitului Cheops pentru a descoperi misterele a două exoplanete: KELT-3b și TOI-560c.
Explorați proiectele de mai jos.
Ústav Českolipská
Câștigătorul premiului pentru cel mai bun proiect
Gymnázium Českolipská 373 Praha - Republica Cehă 18 ani 3 / 1
http://cva.ceskolipskaesports.com
TOI-560c
Descrierea proiectului TOI-560c:
Proiectul nostru s-a concentrat pe aflarea cât mai multor informații despre exoplanetă, comparând-o cu planetele noastre și cu alte exoplanete cunoscute și făcându-l cât mai accesibil publicului.
Am folosit datele de pe curba de tranzit luminos și unele informații care ne-au fost furnizate de organizatori (masa planetei și a soarelui). Am folosit formule cunoscute pentru a determina toate caracteristicile orbitale ale planetei și pentru a face predicții cu privire la caracteristicile sale externe, cum ar fi posibilitatea de a avea o lună etc.
Principalul nostru rezultat este un poster (inclus în fișiere) și un site web de tip wiki (cu link aici și în slotul de pe site-ul nostru de proiecte.) Acestea sunt ușor de înțeles pentru publicul larg.
Rezultatele și analiza TOI-560c
Rp calculat: 2.50492577 Re
Volum = 40.9 Ve (4,46e13 mc).
Masa= 9,70 +-1,8 Me
Densitate = 3,9 g/cm3
Perioada orbitală = 18,87 zile
Distanța medie față de soare: 0,12 UA
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Viteza orbitală = 248 064 Km/h
Timp de tranzit = 3,7h
Traiectoria în fața soarelui = 339 564 km
Parametrul de impact de la Pământ = 0,21 -> 88147 km
atmosferă groasă de hidrogen-heliu, probabil cu straturi adânci de gheață, roci sau oceane lichide - alcătuite din apă, amoniac, un amestec din ambele sau substanțe volatile mai grele.
Informații despre o planetă similară: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Radiația la limita planetară a TOI-560 c : 16837.85 W/m2
Clasificarea exoplanetelor se bazează adesea pe un set de caracteristici generale, cum ar fi dimensiunea, masa și compoziția atmosferică. În mod tradițional, mini-Neptunurile sunt considerate a fi mai mari decât Pământul, dar mai mici decât Neptun, caracterizate în mod obișnuit de un înveliș gazos gros care înconjoară un nucleu stâncos sau înghețat. Pe de altă parte, super-Pământurile sunt definite ca fiind planete cu mase și dimensiuni care depășesc cele ale planetei noastre, dar care nu ating pragul de gigant gazos.
Deoarece TOI-560c este atât de îndepărtat, avem puține informații despre cum arată, din ce este alcătuit, presiunea și temperatura straturilor sale și culoarea sa. Unele dintre aceste informații pot fi ghicite pe baza presupusei sale asemănări cu planete mai bine studiate, în acest caz Neptun. Dacă presupunem că TOI-560 este o planetă de tip mini-Neptun, putem spune că are 4 straturi - un nucleu - alcătuit din metale, roci și gheață; o manta - alcătuită din apă lichidă și înghețată, amoniac și metan; o atmosferă - alcătuită din hidrogen, heliu și gaz metan ; o atmosferă superioară (de asemenea, exosferă) - unde se află gaze ușoare și vârfuri de nori.
Cu toate acestea, dacă TOI-560c este de natură stâncoasă, așa cum sugerează NASA, probabil că are o compoziție mai complexă din punct de vedere chimic și are doar un strat subțire de înveliș gazos. În acest caz, este mai probabil un miez de metal greu semilichid, un înveliș lichid și un strat solid la suprafață.
Conform calculelor noastre, TOI-560c este, cel mai probabil, o planetă stâncoasă cu un mic nucleu de fier și un strat metalic semilichid de dimensiuni mari, alcătuit din siliciu și nichel. Acesta este urmat de un strat gros de gheață deasupra atmosferei subțiri de la suprafață. + přidat calculations a nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"Mini-Neptun" (cunoscută uneori sub numele de "pitică gazoasă" sau "planetă de tranziție") este o planetă mai puțin masivă decât Neptun, dar care seamănă cu Neptun prin faptul că are o atmosferă densă de hidrogen și heliu, probabil cu straturi adânci de gheață, rocă sau oceane lichide (formate din apă, amoniac, un amestec din ambele, sau substanțe volatile mai grele). O pitică gazoasă este o planetă gazoasă cu un nucleu stâncos care a acumulat un înveliș gros de hidrogen, heliu și alte substanțe volatile, având, ca urmare, o rază totală între 1,7 și 3,9 raze terestre (1,7-3,9 REarth). Termenul este utilizat într-un regim de clasificare pe trei niveluri, bazat pe metalicitate, pentru exoplanetele cu perioadă scurtă, care include, de asemenea, planetele stâncoase, asemănătoare cu cele terestre, cu o rază mai mică de 1,7 REarth și planetele mai mari de 3,9 REarth, și anume giganții de gheață și giganții gazoși." (Citat,...)
Un super-Pământ este un tip de exoplanetă cu o masă mai mare decât cea a Pământului, dar cu mult sub cea a giganților de gheață ai sistemului solar, Uranus și Neptun, care au o masă de 14,5 și, respectiv, de 17 ori mai mare decât cea a Pământului. Termenul de "super-Pământ" se referă doar la masa planetei și, prin urmare, nu implică nimic cu privire la condițiile de la suprafață sau la locuibilitate
Stelele de tip K sunt stele de culoare portocalie care sunt puțin mai reci decât Soarele. Acestea reprezintă aproximativ 12% din stelele din secvența principală din vecinătatea Soarelui. Există, de asemenea, stele gigantice de tip K, care variază de la hipergigante, cum ar fi RW Cephei, la gigantice și supergigante, cum ar fi Arcturus, în timp ce piticele portocalii, cum ar fi Alpha Centauri B, sunt stele de secvență principală. Acestea au linii de hidrogen extrem de slabe, dacă acestea sunt prezente, și mai ales metale neutre (Mn I, Fe I, Si I). Spre sfârșitul anului K, apar benzi moleculare de oxid de titan. Teoriile principale (cele care își au rădăcinile în radioactivitatea dăunătoare mai scăzută și în longevitatea stelelor) ar sugera astfel că astfel de stele au șanse optime de a dezvolta o viață puternic evoluată pe planetele care le orbitează (în cazul în care o astfel de viață este direct analogă cu cea de pe Pământ) datorită unei zone locuibile largi, dar cu perioade de emisie dăunătoare mult mai mici în comparație cu cele cu cele mai largi astfel de zone.
TOI-560b
Planeta cu datele date a fost descoperită în 2021. Masa sa este raportată ca fiind de 0,0321 ori mai mare decât masa Soarelui, cu o incertitudine de -0,0098 +0,0107 mase solare. Masa înmulțită cu sinusul înclinației (grade) nu a fost furnizată. Axa semi-majoră a planetei este de 0,0604± 0,0026 au. Perioada orbitală a planetei în jurul stelei sale părintești este de 6,398042±6,5e-06 zile. Excentricitatea orbitei planetei este de 0,105, cu o incertitudine de -0,068 +0,084. Argumentul pericentrului (ω) este de 262,0 grade cu o incertitudine de -62,0 +256,0 grade.
Raza planetei este de 0,2489 ori mai mare decât raza lui Jupiter, cu o incertitudine de ± 0,009 raze Jupiter. Înclinația orbitei planetei este de 88,37 ± 0,18 grade.
Temperatura calculată a planetei este de 721,0 K cu o incertitudine de ± 21,0 K."
Metoda de detectare a planetei este tranzitul primar, ceea ce înseamnă că planeta trece prin fața stelei-mamă și provoacă o scădere temporară a luminozității. Masa planetei a fost determinată cu ajutorul metodei vitezei radiale, care urmărește mișcarea stelei cauzată de influența gravitațională a planetei. Raza planetei a fost, de asemenea, determinată folosind metoda tranzitului primar.
Alte denumiri: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Tip: Neptun-like
Masă 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Masa*sin(i) -
Axa semimare 0,0604 (± 0,0026)
Perioada orbitală 6,398042 (± 6,5e-06) zi
Excentricitate 0.105 ( -0.068 +0.084 )
ω 262.0 ( -62.0 +256.0 ) deg
Raza 0,2489 (± 0,009) RJ
Înclinație 88,37 (± 0,18) deg
Actualizare 2022-07-29
Metoda de detectare Tranzit primar
Metoda de detectare a masei Viteza radială
Metoda de detectare a razei de acțiune Tranzit primar
Tranzit primar 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Tranzit secundar 2458520.15 (± 0.85) JD
Parametru de impact b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Timp Vr=0
Semiamplitudine de viteză K 4.39 ( -1.3 +1.4 ) m/s
Temperatura calculată 721,0 (± 21,0) K
Deșertul fierbinte Neptun
Deșertul fierbinte al lui Neptun este o regiune în care planetele de mărimea lui Neptun nu pot exista pe termen lung, deoarece, din cauza dimensiunii și temperaturii lor - apropierea de stea - elementele ușoare din atmosfera lor se evaporă, ceea ce duce la o simplă pierdere a atmosferei și rămâne doar nucleul stâncos. Acest lucru se întâmplă în cazul planetelor cu o rază de aproximativ 3-10 Pământ și cu o apropiere de stele mai mică de aproximativ 9 milioane de mile. Temperatura suficient de ridicată pentru acest fenomen este cauzată de radiația intensă a stelei din cauza apropierii planetei de aceasta. Intensitatea radiației este influențată și de vârsta stelei și de tipul spectral al acesteia. Un fenomen asemănător, dar la o scară mult mai mică, are loc dincolo de deșertul fierbinte Neptun, unde cu cât planeta este mai departe de stea, cu atât atmosfera se evaporă mai puțin spontan. Așadar, este posibil ca ambele planete din sistemul TOI-560 (este confirmat doar cu TOI-560b) să își piardă încet atmosfera. Probabil că nu se va ajunge niciodată la punctul în care își vor pierde complet atmosfera.
unul dintre cei mai calzi Neptun cunoscuți (GJ 436b) își pierde atmosfera. Nu se așteaptă ca această planetă să se evapore, însă Neptunurile mai fierbinți s-ar putea să nu fi fost atât de norocoase. Radiația intensă a unei stele poate încălzi atmosfera până la punctul în care aceasta scapă de atracția gravitațională a planetei ca un balon cu aer cald fără frânghie. Gazul care se scurge formează un nor gigantic în jurul planetei care se disipează în spațiu.
Acesta ar putea fi cazul unei planete numite GJ 3470b, un "Neptun foarte cald" care își pierde atmosfera într-un ritm de 100 de ori mai rapid decât cel al lui GJ 436b. Ambele planete locuiesc la aproximativ 5,5 milioane de kilometri (3,7 milioane de mile) de stelele lor. Aceasta reprezintă o zecime din distanța dintre cea mai interioară planetă a sistemului nostru solar, Mercur, și Soare. Unul dintre motivele pentru care GJ 3470b s-ar putea evapora mai repede decât GJ 436b este faptul că nu este la fel de densă, deci este mai puțin capabilă să se agațe gravitațional de atmosfera încălzită.
Ambele planete orbitează în jurul unor stele pitice roșii, dar GJ 3470b orbitează în jurul unei stele mult mai tinere, cu o vârstă de numai 2 miliarde de ani, în comparație cu steaua GJ 3470b, care are între 4 și 8 miliarde de ani. Steaua mai tânără este mai energică, așa că bombardează planeta cu radiații mai puternice decât cele pe care le primește GJ 436b.
Descoperirea a două Neptunuri calde, care se evaporă, întărește ideea că versiunea mai fierbinte a acestor lumi, de obicei îndepărtate, ar putea fi o clasă de planete în tranziție. S-ar putea ca soarta finală a Neptunelor fierbinți și foarte calde să fie aceea de a se micșora până la mini-Neptune - planete cu atmosfere grele, dominate de hidrogen, care sunt mai mari decât Pământul, dar mai mici decât Neptun. Sau ar putea să se reducă și mai mult și să devină super-Pământuri - versiuni mai masive și mai stâncoase ale Pământului.
Deșertul neptunian sau deșertul subjovian este definit, în linii mari, ca fiind regiunea din apropierea unei stele (perioada 0,1 MJ) în care se găsesc exoplanete[1].[1] Această zonă primește o puternică iradiere din partea stelei, ceea ce înseamnă că planetele nu-și pot păstra atmosfera gazoasă: Ele se evaporă, lăsând doar un nucleu stâncos
Am explorat posibilitatea ca planeta să nu fie un mini Neptun, deoarece ar putea să aibă o atmosferă de hidrogen și heliu.
Cu toate acestea, viteza medie a moleculelor de hidrogen și heliu este cu mult mai mică decât viteza de evadare la marginea atmosferei planetei. Am analizat, de asemenea, posibilitatea ca atmosfera să fie spulberată de vânturile solare. În urma examinării planetei TOI 560 b, pe care am considerat-o un mini Neptun din cauza densității sale. Astfel de planete au magnetosfere foarte slabe, ceea ce înseamnă că atmosfera ar fi fost spulberată și pe această planetă.
În 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
Deplasarea temperaturii și a presiunii la diferite înălțimi. Temperatura medie în vârful vârfurilor norilor este de minus 346 grade Fahrenheit (minus 210 grade Celsius).
Ca și ceilalți giganți gazoși, această planetă enormă nu are o suprafață solidă. În schimb, gazul se întinde până la oceanul de apă și amoniac care alcătuiește mantaua planetei. Oamenii de știință au definit "suprafața" lui Neptun ca fiind regiunea în care presiunea de la suprafață este echivalentă cu presiunea de pe Pământ la nivelul mării. Temperatura la această "suprafață" este de aproximativ minus 346 F (minus 201 C).
Temperatura medie a planetei este de minus 353 F (minus 214 C).
TOI-560c Concluzii
Am ajuns la concluzia că TOI-560 este într-adevăr o exoplanetă foarte interesantă, deoarece ar putea fi atât un gigant gazos, cât și o planetă solidă. Cu toate acestea, noi credem că este un mic gigant gazos, clasificat ca un mini Neptun asemănător cu planeta soră. Majoritatea caracteristicilor sale sunt probabil foarte asemănătoare cu planeta noastră Neptun, cu excepția densității, care este mai mare în TOI560. Acest lucru sugerează vânturi solare puternice și lipsa sau o magnetosferă protectoare foarte slabă.
Această planetă ar avea nevoie de mai multe cercetări. Cele mai utile date ar fi spectroscopia Soarelui și a planetelor, pe care am putea să o folosim pentru a determina compoziția elementară și culoarea planetelor.
Fișiere justificative:
