Projektgalleri 2023
Gymnasieelever från hela Europa blev exoplanetdetektiver med ESA och använde Cheops satellitdata för att avslöja mysterierna med två exoplanetmål: KELT-3b och TOI-560c.
Utforska projekten nedan.
Ústav Českolipská
Vinnare av priset för bästa projekt
Gymnázium Českolipská 373 Prag Tjeckien 18 år gammal 3 / 1
TOI-560c
Projektbeskrivning för TOI-560c:
Vårt projekt har fokuserat på att ta reda på så mycket som möjligt om exoplaneten och jämföra den med våra planeter och andra kända exoplaneter samt göra den så tillgänglig för allmänheten som möjligt.
Vi har använt data från ljusgenomgångskurvan och viss information som vi fått av arrangörerna (planetens och solens massa). Vi har använt kända formler för att bestämma alla planetens banegenskaper och för att göra förutsägelser om dess yttre egenskaper som möjligheten att ha en måne etc.
Vårt huvudsakliga resultat är en affisch (ingår i filerna) och en wiki-liknande webbplats (länkad här och i vår projektwebbplats.) De är lättförståeliga för den breda allmänheten.
TOI-560c Resultat och analys
Beräknat Rp: 2.50492577 Re
Volym = 40,9 Ve (4,46e13 cu.m.)
Vikt= 9,70 +-1,8 Me
Densitet = 3,9 g/cm3
Omloppstid = 18,87 dagar
Genomsnittligt avstånd från solen: 0,12 AU
Maginitude= 7.7 (https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/ac9834#ajac9834s2)
Omloppshastighet = 248 064 Km/h
Transittid = 3,7 timmar
Väg framför solen = 339 564 km
Impaktparameter från jorden= 0,21 -> 88147 km
tjock väte-heliumatmosfär, troligen med djupa lager av is, sten eller flytande oceaner - gjorda av vatten, ammoniak, en blandning av båda, eller tyngre flyktiga ämnen
Info för liknande planet: http://www.exoplanetkyoto.org/exohtml/BD-06_1339_b.html
Strålning vid planetgränsen för TOI-560 c : 16837.85 W/m2
Klassificeringen av exoplaneter bygger ofta på en uppsättning allmänna egenskaper, såsom deras storlek, massa och atmosfäriska sammansättning. Traditionellt anses mini-Neptunus vara större än jorden men mindre än Neptunus, och kännetecknas typiskt av ett tjockt gasformigt hölje som omger en stenig eller isig kärna. Å andra sidan definieras superjordar som planeter med massor och storlekar som överstiger vår egen planets, men som inte når upp till tröskeln för gasjättar.
Eftersom TOI-560c är så avlägsen har vi väldigt lite information om hur den faktiskt ser ut, vad den består av, trycket och temperaturen i dess lager samt dess färg. En del av denna information kan gissas baserat på dess förmodade likhet med mer närstuderade planeter, i detta fall Neptunus. Om vi antar att TOI-560 är en planet av typen mini-Neptunus kan vi säga att den har fyra lager - en kärna - bestående av metaller, sten och is; en mantel - bestående av flytande och fruset vatten, ammoniak och metan; en atmosfär - bestående av vätgas, helium och metangas; en övre atmosfär (även exosfär) - där det finns lätta gaser och molntoppar.
Men om TOI-560c är stenig till sin natur, vilket NASA antyder, har den förmodligen en mer kemiskt komplex sammansättning och har bara ett tunt lager av gasformigt hölje. I detta fall är en halvflytande tungmetallkärna, ett flytande hölje och ett fast skikt på ytan mer troligt.
TOI-560c är enligt våra beräkningar sannolikt en stenplanet med en liten järnkärna och ett stort halvflytande metalliskt skikt av silikoner och nickel. Detta följs av ett tjockt lager av is ovanför ytan - en tunn atmosfär. + přidat beräkningar a nějaký popis
Potřeba dodělat okec o rychlosti oběhu atd.
"En Mini-Neptunus (ibland kallad gasdvärg eller övergångsplanet) är en planet som är mindre massiv än Neptunus men som liknar Neptunus genom att den har en tjock väte-heliumatmosfär, förmodligen med djupa lager av is, sten eller flytande hav (gjorda av vatten, ammoniak, en blandning av båda, eller tyngre volatila ämnen). En gasdvärg är en gasplanet med en stenig kärna som har ackumulerat ett tjockt hölje av väte, helium och andra flyktiga ämnen, och som därför har en total radie på mellan 1,7 och 3,9 jordradier (1,7-3,9 REarth). Termen används i ett tredelat, metallicitetsbaserat klassificeringssystem för kortperiodiska exoplaneter, som också inkluderar de steniga, jordliknande planeterna med mindre än 1,7 REarth och planeter som är större än 3,9 REarth, nämligen isjättar och gasjättar." (Citat,...)
En superjord är en typ av exoplanet med en massa som är högre än jordens, men betydligt lägre än solsystemets isjättar Uranus och Neptunus, vars massa är 14,5 respektive 17 gånger jordens. Termen "superjord" hänvisar endast till planetens massa och säger därför ingenting om ytförhållandena eller beboeligheten
Stjärnor av K-typ är orangfärgade stjärnor som är något svalare än solen. De utgör cirka 12% av huvudsekvensstjärnorna i solens närområde. Det finns också gigantiska stjärnor av K-typ, som sträcker sig från hyperjättar som RW Cephei till jättar och superjättar som Arcturus, medan orange dvärgar som Alpha Centauri B är stjärnor i huvudsekvensen. De har extremt svaga vätelinjer, om de alls finns, och mestadels neutrala metaller (Mn I, Fe I, Si I). I slutet av K börjar molekylära band av titanoxid att synas. Vanliga teorier (de som grundar sig på lägre skadlig radioaktivitet och stjärnors livslängd) skulle därför föreslå att sådana stjärnor har de bästa chanserna för att högt utvecklat liv ska utvecklas på kretsande planeter (om sådant liv är direkt analogt med jordens) på grund av en bred beboelig zon men mycket lägre skadliga emissionsperioder jämfört med de med de bredaste sådana zonerna.
TOI-560b
Planeten med de angivna uppgifterna upptäcktes 2021. Dess massa rapporteras som 0,0321 gånger solens massa med en osäkerhet på -0,0098 +0,0107 solmassor. Massan multiplicerad med sinus av inklinationen (grader) angavs inte. Planetens halvmajoraxel är 0,0604± 0,0026 au. Planetens omloppstid runt sin moderstjärna är 6,398042±6,5e-06 dagar. Excentriciteten för planetens bana är 0,105 med osäkerheten -0,068 +0,084. Argumentet för pericentrum (ω) är 262,0 grader med en osäkerhet på -62,0 +256,0 grader.
Planetens radie är 0,2489 gånger Jupiters radie med en osäkerhet på ± 0,009 Jupiterradier. Lutningen på planetens bana är 88,37 ± 0,18 grader.
Den beräknade temperaturen för planeten är 721,0 K med en osäkerhet på ± 21,0 K."
Metoden för att upptäcka planeten är primär transit, vilket innebär att planeten passerar framför sin moderstjärna och orsakar en tillfällig minskning av ljusstyrkan. Planetens massa bestämdes med hjälp av radialhastighetsmetoden, som följer stjärnans rörelse orsakad av planetens gravitationsinflytande. Planetens radie bestämdes också med hjälp av den primära transitmetoden.
Andra namn: GJ 313 b, Gaia DR2 5746824674801810816 b, TYC 5441-431-1 b, HIP 42401 b, HD 73583 b
Typ: Neptunliknande
Vikt 0,0321 ( -0,0098 +0,0107 ) S
Massa*sin(i) -
Semi-Major axel 0,0604 (± 0,0026)
Omloppstid 6,398042 (± 6,5e-06) dagar
Excentricitet 0,105 ( -0,068 +0,084 )
ω 262,0 ( -62,0 +256,0 ) deg
Radie 0,2489 (± 0,009) RJ
Lutning 88,37 (± 0,18) grader
Uppdatering 2022-07-29
Detektionsmetod Primär transit
Massa Detektionsmetod Radialhastighet
Radie Detektionsmetod Primär transit
Primär transit 2458517.6901 ( -0.00062 +0.00056 ) JD
Sekundär transit 2458520.15 (± 0.85) JD
Effekt Parameter b 0,601 ( -0,083 +0,077 )
Tid Vr=0
Hastighet Semiamplitud K 4.39 ( -1.3 +1.4 ) m/s
Beräknad temperatur 721,0 (± 21,0) K
Varm Neptunus öken
Het Neptunusöken är en region där Neptunusliknande planeter av Neptunus storlek inte kan existera på lång sikt eftersom lätta element från deras atmosfär förångas på grund av deras storlek och temperatur - deras närhet till stjärnan - detta eskalerar till en enkel förlust av atmosfär och endast stenkärnan återstår. Detta händer med planeter med en radie på 3-10 jordklot och en närhet till stjärnor som är kortare än cirka 9 miljoner mil. Den tillräckligt höga temperaturen för detta fenomen orsakas av stjärnans intensiva strålning på grund av planetens närhet till stjärnan. Strålningens intensitet påverkas också av stjärnans ålder och dess spektraltyp. Ett liknande fenomen, men i mycket mindre skala, inträffar bortom Hot Neptune Desert, där atmosfären avdunstar spontant ju längre bort från stjärnan planeten befinner sig. Så det är möjligt att båda planeterna i systemet TOI-560 (det är endast bekräftat med TOI-560b) långsamt förlorar sin atmosfär. Det kommer förmodligen aldrig att komma till den punkt där de förlorar sin atmosfär helt och hållet.
En av de varmaste kända neptunerna (GJ 436b) håller på att förlora sin atmosfär. Den planeten förväntas inte förångas, men varmare Neptuner har kanske inte haft samma tur. En stjärnas intensiva strålning kan värma upp en atmosfär till en punkt där den flyr planetens gravitationskraft som en luftballong utan hank och stör. Den utströmmande gasen bildar ett gigantiskt moln runt planeten som försvinner ut i rymden.
Detta kan vara fallet för en planet som kallas GJ 3470b, en "mycket varm Neptunus" som förlorar sin atmosfär i en hastighet som är 100 gånger snabbare än GJ 436b. Båda planeterna befinner sig ca 5,5 miljoner kilometer från sina stjärnor. Det är en tiondel av avståndet mellan vårt solsystems innersta planet, Merkurius, och solen. En anledning till att GJ 3470b kan förångas snabbare än GJ 436b är att den inte är lika tät och därför har svårare att hålla fast vid den upphettade atmosfären genom gravitationen.
Båda planeterna kretsar kring röda dvärgstjärnor, men GJ 3470b kretsar kring en mycket yngre stjärna, bara 2 miljarder år gammal, jämfört med GJ 3470b:s 4 till 8 miljarder år gamla stjärna. Den yngre stjärnan är mer energisk, så den bombarderar planeten med mer strålning än GJ 436b får.
Fyndet av två förångande, varma Neptunusar stärker idén om att den varmare versionen av dessa vanligtvis avlägsna världar kan vara en klass av planeter i övergång. Det kan vara så att det slutliga ödet för heta och mycket varma Neptunusar är att krympa till mini-Neptunusar - planeter med tunga, vätgasdominerade atmosfärer som är större än jorden men mindre än Neptunus. Eller så kan de krympa ännu mer och bli superjordar - mer massiva, steniga versioner av jorden.
Den neptunianska öknen eller subjovianska öknen definieras i stort sett som den region nära en stjärna (period 0,1 MJ) där exoplaneter finns.[1] Denna zon utsätts för stark strålning från stjärnan, vilket innebär att planeterna inte kan behålla sina gasformiga atmosfärer: De förångas och lämnar bara kvar en stenig kärna
Vi har undersökt möjligheten att planeten inte kan vara en mini-Neptunus, eftersom jag skulle kunna hålla kvar dess väte- och heliumatmosfär.
Den genomsnittliga rotationshastigheten för både väte- och heliummolekyler är dock mycket lägre än flykthastigheten vid kanten av planetens atmosfär. Jag har också undersökt möjligheten att atmosfären blåser bort av solvindar. Efter att ha undersökt TOI 560 b, som jag bedömde som en mini-neptunus på grund av dess densitet. Sådana planeter har mycket svaga magnetosfärer, vilket innebär att atmosfären skulle ha blåsts bort även på den planeten.
I kon
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
Temperatur och tryck skiftar på olika höjder. Medeltemperaturen vid molntopparna är minus 346 grader Fahrenheit (minus 210 grader Celsius)
Precis som de andra gasjättarna saknar den enorma planeten en fast yta. Istället sträcker sig gasen ner till den vatten-ammoniak-ocean som utgör planetens mantel. Forskarna har definierat Neptunus "yta" som den region där trycket vid ytan motsvarar trycket vid havsytan på jorden. Temperaturen vid denna "yta" är ungefär minus 346 F (minus 201 C).
Planetens medeltemperatur är minus 353 F (minus 214 C).
TOI-560c Slutsatser
Vi har dragit slutsatsen att TOI-560 verkligen är en mycket intressant exoplanet eftersom den skulle kunna vara både en gasjätte och en fast planet. Vi lutar dock åt att den är en liten gasjätte som klassificeras som en mini-Neptunus i likhet med sin systerplanet. De flesta av dess egenskaper är förmodligen mycket lika vår planet Neptunus förutom dess densitet, som är högre i TOI560. Detta tyder på starka solvindar och en avsaknad av eller en mycket svag skyddande magnetosfär.
Denna planet skulle definitivt behöva mer forskning. De mest användbara uppgifterna skulle vara spektroskopi av solen och planeterna, som vi skulle kunna använda för att bestämma planetens elemetära sammansättning och färg.
Stödjande filer:
