Projektgalleri 2023

Abakus

 Vinnare av priset för bästa projekt
Universitetet i Nova Gorica  Ajdovščina -    Slovenien 16 år gammal, 17 år gammal   2 / 2

TOI-560c

Projektbeskrivning för TOI-560c:

Som en del av Hack an Exoplanet-projektet har vi analyserat två exoplaneter och tittat närmare på exoplaneten TOI-560c. Exoplaneter är planeter som kretsar kring andra stjärnor utanför vårt solsystem. Deras egenskaper (storlek, massa, bana) mäts med hjälp av data som erhållits från astronomiska observationer. Vi har analyserat data från CHEOPS-satelliten (ESA), som har observerat en exoplanets passage över sin värdstjärna, under vilken den delvis blockerade stjärnans ljus. Med hjälp av onlineverktyget allesfitter och vår egen analys fann vi att planeten tillhör klassen mini-Neptuner och att dess egenskaper inte skiljer sig avsevärt från den kända populationen av mini-Neptuner. Planeten har en stenig kärna. Den kretsar kring sin stjärna på ett relativt lågt avstånd, och dess yttemperatur överstiger gränsen för att flytande vatten ska kunna existera. Liv som vi känner det kan därför inte existera på TOI-560c.

TOI-560c Resultat och analys

Vi inledde vår analys med att använda webbverktyget allesfitter. Applikationen tillhandahöll observationsdata för passagen. Applikationen tillät oss också att anpassa en modell till data, vilket gav oss värden för några av exoplanetens parametrar och dess bana. Först justerade vi planetens radie, stjärnans radie och tiden för mittpunkten i passagen manuellt för att gissa vilken modell som bäst matchade ljuskurvan. Verktyget använde sedan en algoritm för att hitta den bästa modellen för passagen. Figur 1 visar data, överplottade med familjen av bästa modeller (röd) och vår första gissning (grå). Histogram över de mest sannolika värdena för planetradie, stjärnradie och tid i mitten av passagen visas i Figur 2, och värdena, inklusive osäkerheter, anges i tabellen (Figur 3). De mest sannolika värdena är 2,39 jordradier, 0,65 solradier och 0,44 dagar. Tabellen gav också värden för planetens omloppstid (18,8 dagar) och storleken på omloppsellipsens halvaxel (0,1242 au) - dessa hade uppmätts på annat sätt.

Vi mätte också värdena för några av parametrarna på olika sätt. Vi beräknade förhållandet mellan planetens storlek och stjärnans storlek via nedtoningen av stjärnan under passagen. Med kännedom om stjärnans storlek (0,65 solradier) kunde vi beräkna planetens radie (2,46 jordradier). Med hjälp av den kända perioden och Keplers tredje lag beräknade vi omloppsbanans halvmajoraxel (0,125 au). Med kännedom om planetens storlek och massa (massan mättes med den radiella metoden, dess värde är cirka 9,7 jordmassor) kan vi beräkna planetens genomsnittliga densitet (3,6 g cm-3).

Vi kan också uppskatta planetens temperatur. Planetens jämviktstemperatur beräknades genom att anta att stjärnan strålar ut ljus som en svart kropp, att planeten absorberar en del av ljuset och reflekterar en del av det, och att planeten strålar ut en del av energin. Vi beräknade temperaturen för två olika rotationshastigheter för planeten runt sin axel - långsam och snabb. Vi har antagit att temperaturen vid stjärnans yta är 4511 K [1]. För reflektiviteten eller albedot har vi antagit ett värde på 0,1 (en ungefärlig uppskattning för en mini-Neptunus). För en långsamt roterande planet har vi alltså fått en temperatur på 574 K och för en snabbt roterande planet 483 K. Det senare värdet liknar det värde som anges i case-filen och i [1]. Vår beräkning är förenklad eftersom vi inte har tagit hänsyn till planetens sammansättning och atmosfär. Om atmosfären är tätare kommer mindre energi att gå tillbaka ut i rymden än om atmosfären är tunnare. Vi kan se detta när vi tittar på Venus och jämför dess temperatur och atmosfär med vår egen - jordens. Vi tittade också på hur långt bort en planet måste befinna sig för att ha flytande vatten. Enligt ovanstående antaganden måste en planet ha minst fem gånger sitt nuvarande avstånd från stjärnan för att ha flytande vatten (och mer troligt är att den måste vara ännu längre bort).

TOI-560c är förmodligen en stenplanet. Den befinner sig relativt nära stjärnan, så dess yttemperatur är för hög för flytande vatten. Det finns ingen annan liknande planet i vårt solsystem. Den är fyra gånger närmare en stjärna än vad Merkurius är till solen. Som vi vet finns det inga mini-Neptunus i vårt solsystem, men de hittas ofta runt andra stjärnor.

Slutligen tittade vi på hur TOI-560c kan jämföras med andra mini-Neptuner. Vi fick ett urval av mini-Neptuner [2], dvs. exoplaneter med radier mellan 1,7 och 4 jordradier och massor mindre än 20 jordmassor [3]. Figurerna 4 och 5 visar sambanden mellan period och radie samt radie och massa för urvalet. ToI-560c är markerad i rött. Vi fann att TOI-560c är en typisk Mini-Neptun med en radie som avviker från den genomsnittliga radien för Mini-Neptuner (2,5 jordradier) med endast 2%. Dess period är också nära genomsnittet men högre än medianen eftersom de flesta Mini-Neptuner som hittats är närmare stjärnan (förmodligen på grund av observationell bias). När man jämför radie och massa sticker TOI-560c inte heller ut.

Våra mätningar kan förbättras. Framför allt har vi inte tagit hänsyn till osäkerheterna. Vi bifogar också en fallfil med vår analys 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 Slutsatser

Efter att ha slutfört våra beräkningar har vi kommit fram till att planeten befinner sig mycket nära sin stjärna och, med tanke på dess densitet, troligen är en stenplanet. Den har en relativt hög yttemperatur, så vi förväntar oss inget flytande vatten på dess yta och inget liv som vi känner det. Genom att jämföra TOI-560c med ett urval av kända mini-Neptuner har vi kommit fram till att TOI-560c är en typisk representant för mini-Neptuner, eftersom dess värden för de flesta parametrarna ligger mycket nära katalogens medelvärden. TOI-560c är olik alla andra planeter i vårt solsystem.

Stödjande filer:

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