Astronomija

Kuo reikšmingas planetos tankis gyvybės formavimuisi?

Kuo reikšmingas planetos tankis gyvybės formavimuisi?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Aš darau keletą knygų, sukurtų išgalvotoje žemiškoje planetoje, kuri dėl priežasčių turi būti žymiai didesnė už Žemę, tačiau negali būti iš esmės didesnė. Man pavyko pasiekti kompromisą su planeta, kurios apskritimo ilgis yra 6x, o paviršiaus sunkis yra 1,5 G, o tankis yra apie 4700 kg / m ^ 3.

Tai yra nemažai (~ 15%) mažiau nei Žemėje ir Veneroje, bet (20%) daugiau nei Marse. Jame proporcingai būtų mažiau sunkiųjų metalų, o tai mažiau reikštų geležį apsauginiam magnetiniam laukui. Norėčiau, kad ši planeta turėtų tam tikrą pagrindą realybėje - ar tokia planeta gali būti panaši į žemę, ir ar yra galutinis planetų tankio diapazonas, kuriame galėtų egzistuoti tokia gyvybė, kokia mums žinoma?


Tikriausiai galėtumėte atsikratyti šerdyje esančios išlydytos geležies (7,87 g / cm3) pakeitimo aliuminiu (2,70 g / cm3) ir vis tiek sukurti didelį magnetinį lauką: išlydyto metalo magnetas

Magnetinį lauką lengva sukurti naudojant bateriją, kad elektros srovė būtų priversta laido kilpa. Tačiau Žemės šerdyje, besisukančiame geležies ir nikelio mišinyje su vidiniais srautais, kuriuos lemia šilumos praleidimas, nėra akumuliatoriaus ir jokių laidų. Užuot tai sukūręs magnetizmą, naudodamasis savarankišku grįžtamuoju ryšiu. Skystas metalas, judantis per magnetinį lauką, sukuria srovę, panašią į sukeliamą judančioje elektros generatoriaus ritėje. Ši srovė savo ruožtu sukuria magnetinį lauką. Šis „savęs generavimo“ mechanizmas gali dramatiškai sustiprinti mažus, atsitiktinius laukus, kurie visada egzistuoja magnetinėse medžiagose.

Susietame gaminyje buvo naudojamas natris, tačiau tai turėtų daryti bet koks išlydytas metalas ar laidininkas, o natrio, kurio 0,97 g / cm3 koncentracija yra tiesiog nepakankamai tanki, kad galėtų nugrimzti į planetos šerdį. Turėtumėte rankomis mojuoti per „geležies varganą / aliuminį turtingą Bok rutulį“, bet manau, kad galėtumėte gauti savo planetą su pakankamu magnetiniu lauku, kad išvengtumėte saulės vėjų.


Kuo reikšmingas planetos tankis gyvybės formavimuisi? - Astronomija

Iki šio skyriaus pabaigos galėsite:

  • Paaiškinkite, kaip egzoplanetos atradimai pakoregavo mūsų supratimą apie planetos formavimąsi
  • Aptarkite, kaip galėjo atsirasti planetų sistemos, kurios visiškai skiriasi nuo mūsų Saulės sistemos

Tradiciškai astronomai daro prielaidą, kad mūsų Saulės sistemos planetos susiformavo maždaug dabartiniu atstumu nuo Saulės ir nuo to laiko ten liko. Pirmasis milžiniškos planetos formavimosi žingsnis yra tvirto branduolio sukūrimas, kuris įvyksta susidūrus ir klijuojantis planetoms. Galų gale ši šerdis tampa pakankamai masyvi, kad pradėtų diske šluoti dujines medžiagas, taip sukurdama dujų milžines Jupiterį ir Saturną.


Veneros paslapčių nulaužimas: nauja informacija apie planetos sukimąsi ir vidinę struktūrą

Venera yra mįslė. Tai šalia esanti planeta ir dar mažai ką atskleidžia apie save. Nepermatoma debesų antklodė užgniaužia atšiaurų kraštovaizdį, kurį užklumpa rūgštus lietus ir kepama tokioje temperatūroje, kuri gali suskystinti šviną.

Dabar nauji Žemės saugumo stebėjimai pakelia šydą nuo kai kurių pagrindinių Veneros savybių. Per pastaruosius 15 metų UCLA vadovaujama komanda, pakartotinai atšokusi radarą nuo planetos paviršiaus, pritvirtino tikslų Veneros dienos ilgį, ašies pakreipimą ir šerdies dydį. Rezultatai paskelbti žurnale Gamtos astronomija.

"Venera yra mūsų sesuo planeta, tačiau šios pagrindinės savybės liko nežinomos", - sakė tyrimui vadovavęs Jeanas-Lucas Margotas, UCLA Žemės, planetos ir kosmoso mokslų profesorius.

Žemė ir Venera turi daug bendro: abiejų uolėtų planetų dydis, masė ir tankis yra beveik vienodi. Ir vis dėlto jie vystėsi nepaprastai skirtingais keliais. Tokie pagrindai, kaip, kiek valandų yra Veneros dieną, suteikia svarbių duomenų, kad suprastų skirtingas šių kaimyninių pasaulių istorijas.

Veneros sukimosi ir orientacijos pokyčiai atskleidžia, kaip masė pasiskirsto viduje. Savo ruožtu žinios apie jos vidinę struktūrą skatina suvokti planetos formavimąsi, jos vulkaninę istoriją ir tai, kaip laikas pakeitė paviršių. Be to, neturint tikslių duomenų apie planetos judėjimą, bet kokie bandymai nusileisti ateityje gali būti nutraukti net 30 kilometrų.

"Be šių matavimų, - sakė Margot, - mes iš esmės skrendame aklai".

UCLA mokslininkai sužinojo ledyno greitį, kuriuo keičiasi Veneros sukimosi ašies orientacija, kaip vaiko verpimo viršūnė. Autorius: Jeanas-Lucas Margotas / UCLA ir NASA

Nauji radaro matavimai rodo, kad vidutinė diena Veneroje trunka 243.0226 Žemės dienas - maždaug du trečdalius Žemės metų. Kas daugiau, Veneros sukimosi greitis visada keičiasi: Vienu metu išmatuota vertė bus šiek tiek didesnė arba mažesnė už ankstesnę vertę. Komanda įvertino dienos trukmę pagal kiekvieną atskirą matavimą ir stebėjo mažiausiai 20 minučių skirtumus.

"Tai tikriausiai paaiškina, kodėl ankstesni skaičiavimai nesutapo", - sakė Margot.

Dėl variacijos greičiausiai kalta sunki Veneros atmosfera. Slinkdamas aplink planetą, jis keičia daug impulsų su tvirtu pagrindu, pagreitindamas ir sulėtindamas jo sukimąsi. Tai nutinka ir Žemėje, tačiau mainai prideda arba atima tik vieną milisekundę iš kiekvienos dienos. Poveikis Venerai yra žymiai dramatiškesnis, nes atmosfera yra maždaug 93 kartus masyvesnė nei Žemės, taigi ji turi daug daugiau impulsų prekybai.

UCLA vadovaujama komanda taip pat praneša, kad Venera nukrypsta į vieną pusę tiksliai 2,6392 laipsniais (Žemė pakreipta maždaug 23 laipsniais), o ankstesnių įvertinimų tikslumas pagerėjo 10 kartų. Pakartotiniai radaro matavimai dar labiau parodė ledyno greitį kurioje keičiasi Veneros sukimosi ašies orientacija, panašiai kaip besisukantis vaiko viršus. Žemėje ši „precedencija“ trunka apie 26 000 metų, kad vieną kartą apvažiuotų. Venerai reikia šiek tiek ilgiau: apie 29 000 metų.

Atlikusi šiuos tikslius Veneros sukimosi matavimus, komanda apskaičiavo, kad planetos šerdis yra apie 3500 kilometrų skersmens - gana panaši į Žemę, nors jie dar negali nuspręsti, ar ji skysta, ar kieta.

Venera kaip milžiniškas diskotekos kamuolys

Per 21 atskirą kartą nuo 2006 m. Iki 2020 m. Margot ir jo kolegos nukreipė radijo bangas į Venerą iš 70 metrų pločio Goldstone antenos Kalifornijos Mojave dykumoje. Po kelių minučių tos radijo bangos atšoko nuo Veneros ir grįžo į Žemę. Radijo aidas buvo išgirstas Goldstone ir Žaliojo banko observatorijoje Vakarų Virdžinijoje.

"Mes naudojame Venerą kaip milžinišką diskotekos kamuolį", - sakė Margot. Radijo imtuvas veikė kaip žibintuvėlis, o planetos peizažas - kaip milijonai mažų atšvaitų. „Mes jį apšviečiame itin galingu žibintuvėliu - maždaug 100 000 kartų ryškesniu nei jūsų tipinis žibintuvėlis. Ir jei mes stebime disko kamuolio atspindžius, galime daryti išvadas apie sukimo [būsenos] savybes “.

Kompleksiniai atspindžiai nepastoviai paryškina ir pritemdo grįžtamąjį signalą, kuris plinta per Žemę. „Goldstone“ antena pirmiausia mato atgarsį, tada „Green Bank“ - maždaug po 20 sekundžių. Tikslus vėlavimas tarp gavimo dviejuose objektuose pateikia momentinę nuotrauką, kaip greitai sukasi Venera, o tam tikras laiko langas, per kurį aidai yra panašiausi, atskleidžia planetos pasvirimą.

Stebėjimams reikalingas puikus laikas, kad Venera ir Žemė būtų tinkamai išdėstytos. Ir abi observatorijos turėjo veikti puikiai - taip buvo ne visada. "Mes nustatėme, kad iš tikrųjų yra sudėtinga, kad viskas gerai veiktų per 30 sekundžių", - sakė Margot. „Dažniausiai gauname tam tikrų duomenų. Bet neįprasta, kad gauname visus duomenis, kuriuos tikimės gauti “.

Nepaisant iššūkių, komanda žengia į priekį ir nukreipė savo žvilgsnius į Jupiterio palydovus Europą ir Ganimedą. Daugelis tyrinėtojų tvirtai įtaria, kad Europa ypač slepia skysto vandens vandenyną po storu ledo lukštu. Antžeminiai radaro matavimai gali sustiprinti vandenyno atvejį ir atskleisti ledo lukšto storį.

Komanda ir toliau šokins radarus nuo Veneros. Su kiekvienu radijo aidu Vualos šydas dar šiek tiek pakyla, todėl mūsų sesuo planeta tampa vis ryškesniu vaizdu.

Nuoroda: & # 8220Sukama Veneros būsena ir inercijos momentas & # 8221, Jean-Luc Margot, Donald B. Campbell, Jon D. Giorgini, Joseph S. Jao, Lawrence G. Snedeker, Frank D. Ghigo ir Amber Bonsall, balandžio 29 d. 2021 m. Gamtos astronomija.
DOI: 10.1038 / s41550-021-01339-7

Šį tyrimą parėmė NASA, „Jet Propulsion Laboratory“ ir Nacionalinis mokslo fondas.

Kiti tyrime dalyvavę tyrėjai yra Donaldas Campbellas iš Kornelio universiteto Jon Giorgini, Josephas Jao ir Lawrence'as Snedekeris iš „Jet Propulsion Laboratory“ bei Frankas Ghigo ir Amberas Bonsallas iš Nacionalinės radijo astronomijos observatorijos Vakarų Virdžinijoje.


WD 1856 m

Šioje iliustracijoje WD 1856 b, potenciali Jupiterio dydžio planeta, kas pusantros dienos skrieja aplink savo blankiai baltą nykštukinę žvaigždę. (NASA Goddardo kosminių skrydžių centras)

WD 1856 b yra planetos, skriejančios aplink žvaigždžių lavoną, vadinamą baltuoju nykštuku, liekana - kažkada tai buvo į saulę panaši žvaigždė, bet dabar relikvija, ne ką didesnė už Žemės dydį. Kol šeimininkė žvaigždė nesugriuvo ir tapo baltu nykštuku, jos išorinis dujinis sluoksnis išsiplėtė ir apėmė WD 1856 b, bet jo nesunaikino. WD 1856 b yra pirmoji žinoma planeta, kuri liko nepažeista po tokio įvykio, sukeldama daug klausimų apie tai, kaip ji atvyko ir išgyveno dabartinėje vietoje.

Straipsnis, kuriame išsamiai aprašytas WD 1856 b atradimas „Milžiniškos planetos kandidatas, einantis per baltąjį nykštuką“, buvo paskelbtas rugsėjo 17 d. Gamta.

„Prieš šį atradimą daugelis astronomų manė, kad planetų, skriejančių aplink baltuosius nykštukus, paieška buvo beprasmė. Ši baltoji nykštukinė planeta mums sako, kad taip nėra “, - sakė Stassunas ir paaiškino, kad astronomai naudos šį atradimą, kad geriau suprastų visas planetas ir jų galimą gyvenamumą. „Maždaug po 5 milijardų metų mūsų pačių Žemė galų gale sulauks panašaus likimo, kurį numirs mūsų saulė. Ar Žemė išgyvens tą pragarą, kokį turi ši planeta? Tik turėdami išsamų planetų demografinį rinkinį aplink skirtingas žvaigždes galime sujungti visą planetų šeimos medį “.

NASA pranešime Lisa Kaltenegger, Kornelio universiteto Karlo Sagano instituto direktorė, paaiškina: „Sistemai įsitaisius aplink baltąjį nykštuką, žvaigždei atvėsus, ji gali išlikti stabilus milijardus metų. Tiesą sakant, planetos baltųjų nykštukų gyvenamosiose zonose galėtų palaikyti palankias gyvenimui sąlygas ilgiau nei numatoma Žemei. WD 1856 b rodo, kad planetos gali išgyventi chaotiškas baltųjų nykštukų istorijas. Dabar galime pagalvoti apie intriguojančias gyvenimo galimybes pasauliuose, skriejančiuose aplink šias negyvas žvaigždžių šerdis “.

Stassunas tikisi, kad abi planetos bus toliau tiriamos: „Twinkle“ misija, kurios jis yra įkūrėjas, yra TOI-849b, o per TESS - WD 1856 b. „Dar prieš 15 metų apie planetas žinojome tik tai, ką galėjome stebėti savo Saulės sistemoje“, - sakė jis. „Šie ekstremalūs atradimai mūsų Saulės sistemą pristato didesnės galimybių srities, kokios gali būti Saulės sistemos visatoje, kontekste.“

Stassuno vadovaujama „Frist“ autizmo ir inovacijų centro tyrėjų neurodiverscinė komanda atliko svarbų vaidmenį kuriant didžiąją abiejų atradimų duomenų vizualizaciją.


Galimybė pamatyti planetos interjerą

Astronomai atrado išlikusią dujų milžinės šerdį, skriejančią aplink tolimą žvaigždę, siūlydami, anot jų, beprecedentį žvilgsnį į planetos vidų.

Rašymas žurnale Gamta, komanda, kuriai vadovauja Varviko universitetas, JK, teigia, kad šerdis, pavadinta TOI 849 b, yra Neptūno dydžio ir greičiausiai yra dujų milžinė, kuriai arba buvo atimta dujinė atmosfera, arba ankstyvame gyvenime jos nesugebėjo suformuoti.

Įsikūręs už 730 šviesmečių, jis skrieja taip arti savo žvaigždės, kad metai yra tik 18 valandų, o jo paviršiaus temperatūra yra apie 1800 laipsnių Kelvino.

& # 8220TOI 849 b yra masiškiausia antžeminė planeta, kurios žemė yra tokia tanki - atrasta “, - sako pagrindinis autorius Davidas Armstrongas.

„Mes tikėtumėmės, kad tokia masiška planeta, susidariusi, sukaupė didelius vandenilio ir helio kiekius, išaugdama į kažką panašaus į Jupiterį.

„Tai, kad nematome tų dujų, leidžia mums žinoti, kad tai yra veikiama planetos šerdis. Tai pirmas kartas, kai aplink žvaigždę aptikome nepažeistą atvirą dujų milžinės šerdį. & # 8221

TOI 849 b buvo rastas Neptūno dykumoje - terminas, naudojamas Armstrongo teigimu, yra regionui, esančiam netoli žvaigždžių, kur retai matome Neptūno ir masės # 8217s ar didesnes planetas - NASA ir # 8217s Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS).

Tada jis buvo analizuojamas naudojant HARPS priemonę Europos pietų observatorijoje ir # 8217s La Silla observatorijoje Čilėje. Tam naudojamas Doplerio efektas, norint išmatuoti eksoplanetų masę, matuojant jų klibėjimą - mažus judesius link mūsų ir tolyn nuo mūsų, kurie registruojasi kaip maži šviesos žvaigždės poslinkiai.

Armstrongas ir jo kolega nustatė, kad jo masė yra du ar tris kartus didesnė už Neptūno masę ir kad ji taip pat yra nepaprastai tanki, o visa medžiaga, iš kurios susidaro ta masė, sutrupėjo į tokio pat dydžio objektą.

Nors tai yra neįprastai masyvi planeta, ji yra labai toli nuo masiškiausio, kurį žinome, tačiau ji yra pati masiškiausia, kurią žinome dėl savo dydžio ir itin tankus, kai tai yra Neptūno dydis, kuris mums sako apie šią planetą. turi labai neįprastą istoriją “, - sako Armstrongas.

„Tai, kad masė yra keistoje vietoje, taip pat padeda nematyti planetų su tokia mase šiais trumpais orbitos periodais“.

Armstrongas sako, kad atradimas suteikia galimybę „pažvelgti į planetos šerdį taip, kaip negalime padaryti savo Saulės sistemoje“.

„Vis dar yra didelių atvirų klausimų apie, pavyzdžiui, Jupiterio branduolio pobūdį, todėl tokios keistos ir neįprastos egzoplanetos suteikia mums langą į planetos formavimąsi, kurio neturime kito būdo tyrinėti.“

Jis taip pat įsitikinęs, kad mokslininkai galės sužinoti daugiau apie planetos cheminę sudėtį.

„Kadangi TOI 849 b yra taip arti žvaigždės, bet kokia likusi atmosfera aplink planetą turi būti nuolat papildoma nuo šerdies“, - sako jis. „Taigi, jei mes galime išmatuoti tą atmosferą, tada galime sužinoti apie pačios šerdies sudėtį. & # 8221

Kosmosas

Kuruojamas „Cosmos“ žurnalo redakcijos turinys.

Skaitykite mokslo, o ne grožinės literatūros faktus.

Niekada nebuvo svarbesnio laiko paaiškinti faktus, puoselėti įrodymais pagrįstas žinias ir parodyti naujausius mokslo, technologijos ir inžinerijos laimėjimus. „Cosmos“ išleido labdaros organizacija „The Royal Institution of Australia“, skirta žmonėms susieti su mokslo pasauliu. Kad ir kokie dideli ar nedideli finansiniai įnašai padeda mums suteikti prieigą prie patikimos mokslo informacijos tuo metu, kai pasauliui jos labiausiai reikia. Palaikykite mus šiandien aukodami auką arba įsigydami prenumeratą.

Paaukoti

Planetų sistemos, susidarymas

Pagal šio menininko koncepciją planetos formuojasi aplink jauną žvaigždę. Autorius: Davidas A. Hardy /http://www.astroart.org.

Planetos sistemos gimimas. a) Savigravitacija sugriūna lėtai besisukantį tarpžvaigždinių dujų ir dulkių debesį. b) Debesis išsilygina ir greičiau sukasi aplink naujai susiformavusį protostarą. (3) Jauna žvaigždė pradeda spindėti apsupta suploto disko, iš kurio ilgainiui susiformuos planetos.

Žvaigždžių lankymo planetose dažnis yra pagrindinis nežemiškos gyvybės diskusijos veiksnys. Šis dažnis savo ruožtu priklauso nuo mechanizmo, kuriuo paprastai susidaro planetos. Maždaug 300 metų, nuo XVII a. Vidurio iki dvidešimto vidurio, buvo du iš esmės skirtingi, konkuruojantys scenarijai. Nebulinė hipotezė įrodinėjo planetų susidarymą iš liekamosios (arba, ankstesnėse versijose, nugaros išstumtų) aplinkinių medžiagų, ir teigė, kad planetų sistemos gali būti bendros. Katastrofiška hipotezė, priešingai, laikė planetas kondensatu iš medžiagos, kurią iš žvaigždės išplėšė artimas susidūrimas ar susidūrimas su kita žvaigžde, ir reiškė, kad Saulės sistema gali būti išskirtinė. 1

Bendra planetų formavimosi teorija dabar yra pagrįsta miglotojo hipoteze. Jis numato laipsnišką planetų, mėnulių ir mažesnių objektų pritraukimą iš kosminių dulkių grūdelių ir dujų dalelių pirmiausia dujiniame protoplanetiniame diske, kuris pats yra pirminės žvaigždės susidarymo iš tankio, besisukančio tarpžvaigždinio debesies šalutinis produktas. Apskaičiavimai rodo, kad dulkių grūdeliai „lipnių“ susidūrimų metu išaugs į maždaug 10 km pločio planetasimales (nors vėlesniuose šio proceso etapuose tebėra teorinių sunkumų). Tada šie planetiniai gyvūnai pradeda veikti tarpusavyje per gravitaciją, o tai lemia bėgimo akrecijos ir greito augimo fazę. 2 Pasitikėjimą šia teorija sustiprino atradimas ir tyrimas daugybėje žvaigždžių diskų, kurių masė svyravo nuo 0,01 iki 0,1 saulės masės, reikalingų planetos sistemai, tokiai kaip Saulė, sukurti aplink labai skirtingo spektro tipo jaunąsias žvaigždes. Tačiau teorija buvo tiriama tik siauromis pradinių sąlygų sritimis, ir ji vis dar turi mažai prognozavimo galimybių. Šį faktą iliustruoja netikėtas masinių planetų atradimas labai mažomis žiedinėmis orbitomis (žr. Epistellar Jovians) aplink Saulę primenančias žvaigždes.

Manoma, kad Saulės sistema prasidėjo kaip subkondensacija (žr. Rutulį) tarpžvaigždiniame dujų ir dulkių debesyje, iš kurio veikiausiai taip pat susiformavo šimtai kitų žvaigždžių. Visų pirma, šis ikimokyklinis debesis buvo sferoidinis, lėtai besisukantis ir gana didelis, jo skersmuo buvo galbūt vienas ar du šviesmečiai. Kondensuojantis, jo sukimosi greitis padidėjo (dėl kampinio impulso išsaugojimo dėsnio), todėl jis vis labiau išsilygino. Disko viduryje, kur tankis buvo didžiausias, protonautas pradėjo galutinį kondensaciją. Kol Saulė savo branduolyje inicijavo branduolio sintezės reakcijas (žr. T Tauri žvaigždes), blyno formos protoplanetinis diskas pradėjo formuoti aglomeracijas įvairiais atstumais nuo centro.

Du pagrindiniai veiksniai lemia, kokia planeta taps protoplaneta: jos masė ir atstumas nuo centrinės žvaigždės. Mažos masės planetos negali sulaikyti vandenilio ir helio - lengviausių ir gausiausių dujų, ypač jei jų temperatūra pakyla iki taško, kuriame išeina lengviausios molekulės. Kai planetos buvo ankstyvoje kaupimo fazėje, masė, aglomeruota prieš Saulei pradėjus švisti, padėjo nustatyti, kaip gerai planeta gali išlaikyti vandenilį ir helį. Kitas lemiamas veiksnys, planetos atstumas nuo Saulės, taip pat turėjo įtakos vandenilio ir helio išsiskyrimui iš planetos gravitacijos, nes vidinės planetos tampa karštesnės ir todėl sunkiau išlaikyti lengviausias dujas esant tam tikram gravitacinės jėgos kiekiui. Šie svarstymai gerai paaiškina bendrą Saulės sistemos struktūrą. Keturios mažos vidinės planetos nesugebėjo sulaikyti jokio laisvo vandenilio ir helio, su kuriuo jos galėjo pradėti. Tačiau keturi dujų milžinai, gulintys daug toliau nuo Saulės ir todėl turintys daug žemesnę temperatūrą, ne tik išlaikė savo lengvas dujas, bet ir dėl galingo gravitacinio traukimo, Saulei įsijungus, toliau traukė daugiau medžiagos.

Remdamiesi šiomis idėjomis, mes galime tikėtis bet koks planetų sistema laikytis bendro mūsų pačių plano, kai maži, tankūs, uolingi pasauliai užima orbitas arti centrinės žvaigždės, o dideli, mažo tankio, dujiniai pasauliai skrieja daug didesniais atstumais. Tačiau dauguma pirmosios patvirtintinų egzoplanetų partijos visiškai neatitinka šios schemos. Planetos, kurių masė yra dar didesnė nei Jupiterio, rasta beveik apskritose orbitose per 2 astronominius vienetus (o kai kuriais atvejais ir per 0,1 AU) nuo jų priimančiųjų žvaigždžių. Kadangi sunku įsivaizduoti, kaip galėjo susiformuoti šie milžiniški pasauliai savo vietoje, vis dar sutariama, kad jie susiformavo toliau, už kelių AS, bet vėliau pateko į orbitą. Iš tiesų, sparčiai daugėja įrodymų, kad katastrofiški įvykiai, susiję su planetų išmetimu į radikaliai skirtingas orbitas arba net išmetimu į tarpžvaigždinę erdvę (žr. Nesąžiningą planetą), yra įprastas, o gal ir universalus, planetos formavimosi aspektas. 3

Literatūra

1. Tel Haaras, D. ir Cameronas, A. G. W. „Saulės sistemos atsiradimo teorijų istorinė apžvalga“. Robertas Jastrowas ir A. G. W. Cameronas, red., Saulės sistemos kilmė, konferencija, surengta Goddardo kosminių tyrimų institute, Niujorke, 1962 m. Sausio 23–24 d.. Niujorkas: „Academic Press“ (1963).
2. Lin, D. N. C., Laughlin, G., Bodenheimer, P., and Rozyczka, M. "Požvaigždinių objektų susidarymas, sukeltas susidūrus protosląsteliniams diskams". Mokslas, 281, 2085 (1998).
3. Lissauer, J. J. „Planetos formavimasis“, Kasmetinė astronomijos ir astrofizikos apžvalga, 31, 129 (1993).


Planetinių sistemų formavimas

Kai Paukščių Tako galaktika buvo jaunas, susiformavusiose žvaigždėse nebuvo daug sunkiųjų elementų, tokių kaip geležis. Reikėjo kelių žvaigždžių formavimosi ir mirties kartų kartų, kad praturtintų tarpžvaigždinę terpę kitoms žvaigždžių kartoms. Kadangi atrodo, kad planetos susidaro & # 8220 viduje, pradedant nuo medžiagų, galinčių sukurti uolingas šerdis, su kuriomis prasideda planetos, kaupimu, astronomai stebėjosi, kada per Galaktikos istoriją planetos formavimasis įsijungs.

Žvaigždė „Kepler-444“ šiek tiek nušvietė šį klausimą. Tai sandariai supakuota penkių planetų sistema - mažiausia pagal dydį palyginama su Merkurijumi, o didžiausia - su Venera. Visos penkios planetos buvo aptiktos erdvėlaiviu „Kepler“, kai jos važiavo per savo pagrindinę žvaigždę. Visos penkios planetos skrieja aplink savo žvaigždę per trumpesnį laiką, nei Merkurijui reikia vienos orbitos apie Saulę. Įdomu tai, kad žvaigždei „Kepler-444“ yra daugiau nei 11 milijardų metų ir ji susiformavo, kai Paukščių Takui buvo tik 2 milijardai metų. Taigi sunkesni elementai, reikalingi uolingoms planetoms sukurti, jau tada turėjo būti prieinami. Ši senovės planetų sistema uolėtų planetų formavimosi pradžią nustato palyginti greitai po mūsų Galaktikos susidarymo.

Keplerio duomenys rodo, kad nors mūsų Saulės sistemoje nėra Merkurijaus orbitoje esančių uolingų planetų, jos yra įprastos aplink kitas žvaigždes, pavyzdžiui, Kepler-444. Atradus pirmąsias sistemas, kuriose gausu uolėtų planetų, mes susimąstėme, kodėl jos taip skiriasi nuo mūsų Saulės sistemos. Kai buvo aptikta daugybė tokių sistemų, mes pradėjome domėtis, ar skiriasi mūsų saulės sistema. Tai paskatino spėlioti, kad šalia Saulės mūsų Saulės sistemoje kadaise galėjo egzistuoti papildomos uolingos planetos.

Iš išorinės Saulės sistemos judesių yra keletas įrodymų, kad Jupiteris jau seniai galėjo migruoti į vidų. Jei tai teisinga, tada Jupiterio gravitaciniai sutrikimai galėjo išstumti artimų uolėtų planetų orbitas ir sukelti jų kritimą į Saulę. Atsižvelgdami į šį paveikslą, astronomai dabar mano, kad Uranas ir Neptūnas tikriausiai susiformavo ne dabartiniu atstumu nuo Saulės, o arčiau to, kur dabar yra Jupiteris ir Saturnas. Šios idėjos priežastis yra ta, kad Saulę supančio materijos disko tankis tuo metu, kai susiformavo planetos, buvo toks mažas už Saturno orbitos, kad Uranui ir Neptūnui sukurti prireiks kelių milijardų metų. Vis dėlto anksčiau skyriuje matėme, kad diskai aplink protostarus išgyvena tik keletą milijonų metų.

Todėl mokslininkai sukūrė kompiuterinius modelius, įrodančius, kad Uranas ir Neptūnas galėjo susiformuoti netoli dabartinių Jupiterio ir Saturno vietų, o po to gravitacinės sąveikos su savo kaimynais metu buvo išmesti į didesnį atstumą. Visi šie nuostabūs nauji pastebėjimai iliustruoja, kaip pavojinga daryti išvadas apie mokslo reiškinį (šiuo atveju, kaip planetos sistemos formuojasi ir išsidėsto), kai dirbate tik su vienu pavyzdžiu.

Egzoplanetos sukūrė naują planetų sistemos formavimosi vaizdą - daug chaotiškesnį, nei mes iš pradžių manėme. Jei mes manome, kad planetos yra tarsi čiuožėjai čiuožykloje, mūsų pirminis modelis (turėdamas tik savo saulės sistemą) manė, kad planetos elgėsi kaip mandagūs čiuožėjai, visi laikėsi čiuožyklos taisyklių ir visi judėjo beveik ta pačia kryptimi, einant maždaug apskritais keliais. Naujas paveikslėlis labiau atitinka riedučių derbį, kai čiuožėjai rėžiasi vienas į kitą, keičia kryptis ir kartais būna visiškai išmesti iš čiuožyklos.


Žemės interjeras

Planetos interjerą - net mūsų pačių Žemę - sunku ištirti, jo sudėtis ir struktūra turi būti nustatomi netiesiogiai. Vienintelė tiesioginė mūsų patirtis yra su tolimiausia Žemės plutos oda - ne daugiau kaip kelių kilometrų gylio sluoksniu. Svarbu atsiminti, kad daugeliu atžvilgių apie savo planetą, esančią 5 km po kojomis, žinome mažiau, nei apie Veneros ir Marso paviršius.

2 paveikslas. Žemės vidaus struktūra: Pluta, apvalkalas ir vidinė bei išorinė šerdys (atitinkamai skystos ir kietos), kaip parodyta seisminiuose tyrimuose.

Žemę daugiausia sudaro metalas ir silikatinė uoliena (žr. Skiltį „Planetų sudėtis ir struktūra“). Dauguma šios medžiagos yra kietos būsenos, tačiau dalis jos yra pakankamai karšta, kad būtų išlydyta. Medžiagos struktūra Žemės interjeras buvo išsamiai išnagrinėtas matuojant seisminės bangos per Žemę. Tai bangos, kurios plinta per Žemės vidų iš žemės drebėjimų ar sprogimo vietų.

Seisminės bangos keliauja per planetą, panašiai kaip garso bangos per sumuštą varpą. Kaip garso dažniai skiriasi priklausomai nuo medžiagos, iš kurios pagamintas varpas, ir kaip ji sukonstruota, taip planetos atsakas priklauso nuo jos sudėties ir struktūros. Stebėdami seismines bangas skirtingose ​​vietose, mokslininkai gali sužinoti apie sluoksnius, kuriais bangos keliavo. Kai kurios iš šių vibracijų keliauja išilgai paviršiaus, o kitos praeina tiesiai per vidų. Seisminiai tyrimai parodė, kad Žemės vidus susideda iš kelių skirtingų sluoksnių su skirtingomis kompozicijomis, pavaizduotais 2 paveiksle. Kai bangos keliauja per skirtingas medžiagas Žemės viduje, bangos, kaip ir šviesos bangos teleskopo lęšiuose, lenkiasi (arba lūžta) taip, kad kai kurios seisminės stotys Žemėje priima bangas, o kitos yra & # 8220šešėliuose. & # 8221 Bangų aptikimas seismografų tinkle padeda mokslininkams sukonstruoti Žemės interjero modelį, rodantį skystus ir kietus sluoksnius. Šio tipo seisminiai vaizdai nėra panašūs į ultragarsu naudojamus vaizdus, ​​kurie naudojami kūno viduje.

Viršutinis sluoksnis yra pluta, tą Žemės dalį, kurią mes geriausiai pažįstame (3 pav.). Okeaninė pluta užima 55% Žemės paviršius ir guli dažniausiai paniręs po vandenynais. Paprastai jis yra apie 6 kilometrų storio ir susideda iš vadinamųjų vulkaninių uolienų bazaltas. Gaminami aušinant vulkaninę lavą, bazaltai daugiausia gaminami iš silicio, deguonies, geležies, aliuminio ir magnio elementų. Žemyninė pluta užima 45% paviršiaus, dalis jų taip pat yra po vandenynais. Žemyninės plutos storis yra nuo 20 iki 70 kilometrų, o ją daugiausia sudaro skirtingos vulkaninės klasės silikatai (uolienos, pagamintos iš silicio ir deguonies), vadinamos granitas. Šių plutos uolienų, tiek vandenynų, tiek žemyninių, tankis paprastai yra apie 3 g / cm 3. (Palyginimui, vandens tankis yra 1 g / cm 3.) Plutą geologams yra lengviausia ištirti, tačiau ji sudaro tik apie 0,3% visos Žemės masės.

3 pav. Žemės pluta: Šis kompiuteriu sukurtas vaizdas rodo Žemės plutos paviršių, nustatytą pagal palydovinius vaizdus ir vandenyno dugno radarų žemėlapius. Vandenynai ir ežerai pavaizduoti mėlyna spalva, o tamsesnės sritys rodo gylį. Sausa žemė yra pavaizduota žaliais ir rudais atspalviais, o Grenlandijos ir Antarkties ledo dangos - baltos spalvos atspalviais. (nuopelnas: C. Amante, B. W. Eakins, Nacionalinio geofizikos duomenų centro, NOAA darbo modifikavimas)

Didžiausia kietos Žemės dalis, vadinama mantija, tęsiasi nuo plutos pagrindo žemyn iki 2900 kilometrų gylio. Apsiaustas yra daugmaž vientisas, tačiau esant ten esančiai temperatūrai ir slėgiui, mantijos uola gali deformuotis ir tekėti lėtai. Dėl gniuždymo, susidarančio dėl viršutinės medžiagos svorio, tankis mantijoje padidėja nuo maždaug 3,5 g / cm 3 iki daugiau kaip 5 g / cm 3. Viršutinės mantijos medžiagos pavyzdžiai kartais išmetami iš ugnikalnių, todėl galima išsamiai išanalizuoti jo chemiją.

Pradedant 2900 kilometrų gylyje, susiduriame su tankiu metaliniu šerdis Žemės. 7000 kilometrų skersmens mūsų šerdis yra žymiai didesnė nei visa Merkurijaus planeta. Išorinė šerdis yra skysta, tačiau vidinė šerdies dalis (apie 2400 kilometrų skersmens) tikriausiai yra tvirta. Be geležies, šerdyje tikriausiai taip pat yra daug nikelio ir sieros, suspaustų iki labai didelio tankio.

Žemės atskyrimas į skirtingo tankio sluoksnius yra pavyzdys diferenciacija, pagrindinių planetos komponentų rūšiavimo procesas pagal tankį. Tai, kad Žemė yra diferencijuota, leidžia manyti, kad ji kadaise buvo pakankamai šilta, kad jos vidus ištirptų, leidžiant sunkesniems metalams nugrimzti į centrą ir suformuoti tankią šerdį. Diferenciacijos įrodymai gaunami palyginus planetos tūrį (5,5 g / cm 3) su paviršiaus medžiagomis (3 g / cm 3), kad būtų galima teigti, jog tankesnė medžiaga turi būti palaidota šerdyje.


Planetos formavimosi liudininkas: Hablas stebi, kaip auga milžiniška eksoplaneta

Ši naujai besiformuojančios eksoplanetos PDS 70b iliustracija parodo, kaip medžiaga gali kristi į milžinišką pasaulį, kai kaupiasi masė. Panaudoję „Hubble“ ultravioletinių spindulių (UV) jautrumą, mokslininkai įgijo unikalų žvilgsnį į ypač karštų dujų, patenkančių į planetą, radiaciją, leidžiantį jiems pirmą kartą tiesiogiai išmatuoti planetos masės augimo greitį. PDS 70b planetą supa jos pačios dujų ir dulkių diskas, kuris sifonuoja medžiagą iš žymiai didesnio šios Saulės sistemos aplinkinio disko. Tyrėjai daro prielaidą, kad magnetinio lauko linijos tęsiasi nuo jo planetos disko iki eksoplanetos atmosferos ir kanalizuoja medžiagą į planetos paviršių. Iliustracijoje parodyta viena iš galimų magnetosferos akrecijos konfigūracijų, tačiau norint išsiaiškinti magnetinio lauko geometriją reikia ištirti ateityje. Atokus pasaulis jau maždaug penkis milijonus metų sudarė iki penkių kartų didesnę masę nei Jupiteris, tačiau tikimasi, kad jis bus jo formavimosi proceso pabaigoje. PDS 70b skrieja apie oranžinę nykštukų žvaigždę PDS 70 maždaug 370 šviesmečių atstumu nuo Žemės Kentauro žvaigždyne. Autoriai: NASA, ESA, STScI, Josephas Olmstedas (STScI)

„Exoplanet PDS 70b“ toliau kaupia dujas ir dulkes, nes toliau didina masę.

Kada nors kepdami visiškai sukrėtėte savo virtuvę? Akimirkomis gali atrodyti, kad ore sklando miltai, tačiau įpylus daug vandens ir suformavus tešlą, duona tampa panašesnė į rutulį. Panašus procesas vyksta ir tolimoje saulės sistemoje, vadinamoje PDS 70, išskyrus tai, kad miltai ir vanduo keičiami į dujas ir dulkes. In the case of planet PDS 70b, gas and dust are slowly being drawn in as this distant world builds mass over millions of years.

Researchers using Hubble directly measured the mass growth rate of PDS 70b for the first time by using the observatory’s unique ultraviolet sensitivities to capture radiation from extremely hot gas falling onto the planet. The massive, Jupiter-sized world orbits at approximately the same distance as Uranus does from the Sun – though it slogs through a mess of gas and dust as it moves through the solar system. The planet, which began forming approximately 5 million years ago, may be in the tail end of its formation process. The researchers’ findings break open a new way to study forming planets that could aid other astronomers seeking to learn more about how giant planets grow in remote solar systems.

The European Southern Observatory’s Very Large Telescope caught the first clear image of a forming planet, PDS 70b, around a dwarf star in 2018. The planet stands out as a bright point to the right of the center of the image, which is blacked out by the coronagraph mask used to block the light of the central star. Credit: ESO, VLT, André B. Müller (ESO)

NASA Hablo kosminis teleskopas astronomams retai leidžia pažvelgti į Jupiterio dydžio, vis dar besiformuojančią planetą, maitinančią medžiagą, supančią jauną žvaigždę.

"Mes tiesiog nežinome, kaip auga milžiniškos planetos", - sakė Brendanas Bowleris iš Teksaso universiteto Ostine. „Ši planetų sistema suteikia mums pirmą galimybę liudyti medžiagą, krintančią į planetą. Mūsų rezultatai atveria naują šio tyrimo sritį “.

Nors iki šiol buvo sukataloguota daugiau nei 4000 egzoplanetų, iki šiol teleskopais buvo tiesiogiai vaizduojama tik apie 15. Ir planetos yra labai tolimos ir mažos, jos tiesiog yra taškeliai geriausiose nuotraukose. Komandos nauja technika, leidžianti Hablą naudoti tiesiogiai vaizduojant šią planetą, atveria naują kelią tolesniems egzoplanetų tyrimams, ypač besiformuojančiais planetos metais.

Ši didžiulė egzoplaneta, pažymėta PDS 70b, skrieja aplink oranžinę nykštukinę žvaigždę PDS 70, kuri jau žinoma kaip dvi aktyviai besiformuojančios planetos, esančios didžiuliame dulkių ir dujų diske, apjuosiančiame žvaigždę. Sistema yra 370 šviesmečių atstumu nuo Žemės Centaurus žvaigždyne.

"Ši sistema yra tokia jaudinanti, nes galime būti planetos formavimosi liudininkai", - sakė Yifanas Zhou, taip pat iš Teksaso universiteto Ostine. "Tai yra jauniausia sąžiningos Hablo planeta, kurią kada nors tiesiogiai vaizdavo". Praėjus jauniems 5 milijonams metų, planeta vis dar renka medžiagą ir kaupia masę.

Hablo ultravioletinių spindulių (UV) jautrumas suteikia unikalų žvilgsnį į ypač karštų dujų, patenkančių į planetą, radiaciją. "Hablo stebėjimai leido mums įvertinti, kaip greitai planeta masiškai didėja", - pridūrė Džou.

Hubble observations pinpoint planet PDS 70b. A coronagraph on Hubble’s camera blocks out the glare of the central star for the planet to be directly observed. Nors iki šiol buvo sukataloguota daugiau nei 4000 egzoplanetų, iki šiol teleskopais buvo tiesiogiai vaizduojama tik apie 15. Komandos nauja technika, leidžianti Hablą naudoti tiesiogiai vaizduojant šią planetą, atveria naują kelią tolesniems egzoplanetų tyrimams, ypač besiformuojančiais planetos metais. Credit: Joseph DePasquale (STScI)

UV stebėjimai, kurie papildo šios planetos tyrimus, leido komandai pirmą kartą tiesiogiai išmatuoti planetos masės augimo greitį. Atokus pasaulis maždaug per 5 milijonus metų jau sudarė iki penkių kartų didesnę masę nei Jupiteris. The present measured accretion rate has dwindled to the point where, if the rate remained steady for another million years, the planet would only increase by approximately an additional 1/100th of a Jupiter mass.

Džou ir Bowleris pabrėžia, kad šie stebėjimai yra vienas momentinis vaizdas - norint nustatyti, ar planetos masės didėjimo greitis didėja ar mažėja, reikia daugiau duomenų. „Mūsų matavimai rodo, kad planeta yra savo formavimosi proceso gale.“

Jaunatviška PDS 70 sistema užpildyta pirmapradžiu dujų ir dulkių disku, kuris teikia degalų, kad maitintų planetų augimą visoje sistemoje. PDS 70b planetą supa jos pačios dujų ir dulkių diskas, kuris sifonuoja medžiagą iš žymiai didesnio aplinkinio disko. Tyrėjai daro prielaidą, kad magnetinio lauko linijos tęsiasi nuo jo planetos disko iki eksoplanetos atmosferos ir kanalizuoja medžiagą į planetos paviršių.

"Jei ši medžiaga eina iš disko kolonų į planetą, tai sukeltų vietinių karštų taškų", - paaiškino Zhou. "Šios karštosios vietos gali būti bent 10 kartų karštesnės nei planetos temperatūra." Nustatyta, kad šie karšti pleistrai nuoširdžiai šviečia UV šviesoje.

PDS 70 Compass Image. Credit: Joseph DePasquale (STScI)

Šie stebėjimai suteikia įžvalgų, kaip prieš 4,6 milijardo metų aplink mūsų saulę susiformavo milžiniškos dujų planetos. Jupiteris galėjo susikaupti aplink esančiame krintančios medžiagos diske. Pagrindiniai jo mėnuliai taip pat būtų susidarę iš likučių tame diske.

Komandos iššūkis buvo įveikti pagrindinės žvaigždės akinimą. PDS 70b skrieja maždaug tokiu pat atstumu, kaip ir Uranas nuo Saulės, tačiau jo žvaigždė yra daugiau nei 3000 kartų ryškesnė nei planeta, esant UV bangos ilgiui. Apdorodamas vaizdus, ​​Džou labai atsargiai pašalino žvaigždės akinimą, kad liktų tik planetos skleidžiama šviesa. Tai darydamas, jis penkis kartus padidino ribą, kiek planeta gali būti arti savo žvaigždės Hablo stebėjimuose.

"Praėjus trisdešimt vieneriems metams po paleidimo, mes vis dar ieškome naujų būdų, kaip naudoti" Hubble ", - pridūrė Bowleris. „Yifano stebėjimo strategija ir vėlesnio apdorojimo technika atvers naujus langus tirti panašias sistemas ar net tą pačią sistemą pakartotinai su„ Hubble “. Su būsimais stebėjimais galėtume sužinoti, kada didžioji dalis dujų ir dulkių patenka į jų planetas ir ar tai vyksta pastoviu greičiu “.

The researchers’ results were published in April 2021 in The Astronomical Journal.

Reference: “Hubble Space Telescope UV and Hα Measurements of the Accretion Excess Emission from the Young Giant Planet PDS 70 b” by Yifan Zhou, Brendan P. Bowler, Kevin R. Wagner, Glenn Schneider, Dániel Apai, Adam L. Kraus, Laird M. Close, Gregory J. Herczeg and Min Fang, 29 April 2021, The Astronomical Journal.
DOI: 10.3847/1538-3881/abeb7a


Habitable Exoplanets

While thousands of exoplanets have been discovered in the past two decades, every observational technique has fallen short of finding more than a few candidates that resemble Earth (Figure (PageIndex<1>)). Astronomers are not sure exactly what properties would define another Earth. Do we need to find a planet that is tiksliai the same size and mass as Earth? That may be difficult and may not be important from the perspective of habitability. After all, we have no reason to think that life could not have arisen on Earth if our planet had been a little bit smaller or larger. And, remember that how habitable a planet is depends on both its distance from its star and the nature of its atmosphere. The greenhouse effect can make some planets warmer (as it did for Venus and is doing more and more for Earth).

Figure (PageIndex<1>) Many Earthlike Planets. This painting, commissioned by NASA, conveys the idea that there may be many planets resembling Earth out there as our methods for finding them improve.

We can ask other questions to which we don&rsquot yet know the answers. Does this &ldquotwin&rdquo of Earth need to orbit a solar-type star, or can we consider as candidates the numerous exoplanets orbiting K- and M-class stars? (In the summer of 2016, astronomers reported the discovery of a planet with at least 1.3 times the mass of Earth around the nearest star, Proxima Centauri, which is spectral type M and located 4.2 light years from us.) We have a special interest in finding planets that could support life like ours, in which case, we need to find exoplanets within their star&rsquos habitable zone, where surface temperatures are consistent with liquid water on the surface. This is probably the most important characteristic defining an Earth-analog exoplanet.

The search for potentially habitable worlds is one of the prime drivers for exoplanet research in the next decade. Astronomers are beginning to develop realistic plans for new instruments that can even look for signs of life on distant worlds (examining their atmospheres for gases associated with life, for example). If we require telescopes in space to find such worlds, we need to recognize that years are required to plan, build, and launch such space observatories. The discovery of exoplanets and the knowledge that most stars have planetary systems are transforming our thinking about life beyond Earth. We are closer than ever to knowing whether habitable (and inhabited) planets are common. This work lends a new spirit of optimism to the search for life elsewhere, a subject to which we will return in Life in the Universe.

Check out the habitability of various stars and planets by trying out the interactive Circumstellar Habitable Zone Simulator and select a star system to investigate.


Large exoplanet could have the right conditions for life

Artist's impression of K2-18b. Credit: Amanda Smith

Astronomers have found an exoplanet more than twice the size of Earth to be potentially habitable, opening the search for life to planets significantly larger than Earth but smaller than Neptune.

A team from the University of Cambridge used the mass, radius, and atmospheric data of the exoplanet K2-18b and determined that it's possible for the planet to host liquid water at habitable conditions beneath its hydrogen-rich atmosphere. The results are reported in „Astrofizikos žurnalo laiškai“.

The exoplanet K2-18b, 124 light-years away, is 2.6 times the radius and 8.6 times the mass of Earth, and orbits its star within the habitable zone, where temperatures could allow liquid water to exist. The planet was the subject of significant media coverage in the autumn of 2019, as two different teams reported detection of water vapour in its hydrogen-rich atmosphere. However, the extent of the atmosphere and the conditions of the interior underneath remained unknown.

"Water vapour has been detected in the atmospheres of a number of exoplanets but, even if the planet is in the habitable zone, that doesn't necessarily mean there are habitable conditions on the surface," said Dr. Nikku Madhusudhan from Cambridge's Institute of Astronomy, who led the new research. "To establish the prospects for habitability, it is important to obtain a unified understanding of the interior and atmospheric conditions on the planet—in particular, whether liquid water can exist beneath the atmosphere."

Given the large size of K2-18b, it has been suggested that it would be more like a smaller version of Neptune than a larger version of Earth. A 'mini-Neptune' is expected to have a significant hydrogen 'envelope' surrounding a layer of high-pressure water, with an inner core of rock and iron. If the hydrogen envelope is too thick, the temperature and pressure at the surface of the water layer beneath would be far too great to support life.

Now, Madhusudhan and his team have shown that despite the size of K2-18b, its hydrogen envelope is not necessarily too thick and the water layer could have the right conditions to support life. They used the existing observations of the atmosphere, as well as the mass and radius, to determine the composition and structure of both the atmosphere and interior using detailed numerical models and statistical methods to explain the data.

The researchers confirmed the atmosphere to be hydrogen-rich with a significant amount of water vapour. They also found that levels of other chemicals such as methane and ammonia were lower than expected for such an atmosphere. Whether these levels can be attributed to biological processes remains to be seen.

The team then used the atmospheric properties as boundary conditions for models of the planetary interior. They explored a wide range of models that could explain the atmospheric properties as well as the mass and radius of the planet. This allowed them to obtain the range of possible conditions in the interior, including the extent of the hydrogen envelope and the temperatures and pressures in the water layer.

"We wanted to know the thickness of the hydrogen envelope—how deep the hydrogen goes," said co-author Matthew Nixon, a Ph.D. student at the Institute of Astronomy. "While this is a question with multiple solutions, we've shown that you don't need much hydrogen to explain all the observations together."

The researchers found that the maximum extent of the hydrogen envelope allowed by the data is around 6% of the planet's mass, though most of the solutions require much less. The minimum amount of hydrogen is about one-millionth by mass, similar to the mass fraction of the Earth's atmosphere. In particular, a number of scenarios allow for an ocean world, with liquid water below the atmosphere at pressures and temperatures similar to those found in Earth's oceans.

This study opens the search for habitable conditions and bio-signatures outside the solar system to exoplanets that are significantly larger than Earth, beyond Earth-like exoplanets. Additionally, planets such as K2-18b are more accessible to atmospheric observations with current and future observational facilities. The atmospheric constraints obtained in this study can be refined using future observations with large facilities such as the upcoming James Webb Space Telescope.


Žiūrėti video įrašą: Katastrofos. Asteroido smūgis (Vasaris 2023).