Открытия и исследования экзопланет

[Vavanzer]

Как оказалось, признаки истечения атмосфер (увеличенные радиусы планет в линиях атомарного водорода и гелия) встречаются у звезд возрастом 0.1-1 млрд. лет не чаще, чем в более старых системах:
https://arxiv.org/pdf/2404.16732
Авторы наблюдали не только горячие юпитеры, но и горячие нептуны и даже мини-нептуны (например, HD 73583 b и c).

  А разве может быть иначе, когда планета на 98% состоит из водорода!?)  Ей на "всю жизнь" должно хватить. Ну немного будет "худеть" постепенно.

[vika vorobyeva]

А разве может быть иначе, когда планета на 98% состоит из водорода!?

Речь в статье шла не только о горячих юпитерах, но и о мини-нептунах с содержанием водорода 0.1-1%, который в результате фотоиспарения может улетучиться практически полностью. Кроме того, считается, что молодые звезды гораздо активнее старых – они быстрее вращаются, на них больше пятен, вспышек, корональных выбросов, в их излучении выше доля экстремального ультрафиолета. Поэтому темпы потери атмосфер планет у молодых звезд должны быть гораздо больше, чем у старых.
Но, возможно, полноценный этап "бури и натиска" проходит в первые 100 млн. лет, а затем звезда успокаивается.

[Vavanzer]

Речь в статье шла не только о горячих юпитерах, но и о мини-нептунах с содержанием водорода 0.1-1%, который в результате фотоиспарения может улетучиться практически полностью.

   Это наверное начальный запас атмосферного водорода может улетучиться,без учета пополнения? Как и любая атмосфера. А если учесть то что в толще планеты находится гораздо больше , в различных связях и понемногу высвобождается на протяжении "жизни" и поддерживает содержание газов в атмосфере...  Или уже учли это.

[Roy McBride]

У мининептунов недра состоят из океана метана аммиака и воды. Как у наших Урана и Нептуна, только водородно-гелевая атмосфера потоньше.Как раз при  распаде молекул метана, аммиака и воды под действием УФ излучения карлика и будет выделятся водород.

[LeMay]

Комментарий модератора

Оффтоп отправлен в тему Колонизация дальнего космоса.

[vika vorobyeva]

Закрывается планета HD 26965 b (40 Эридана b или Вулкан): https://arxiv.org/pdf/2404.17494

Планета была открыта методом лучевых скоростей в 2018 году на спектрографе TOU, установленном на обсерватории Файрборн. Еще первооткрыватели признавали, что период обращения планеты близок к периоду вращения звезды, но считали, что им удалось учесть влияние звездной активности. Однако в новой статье показано, что колебания лучевой скорости родительской звезды полностью объясняются звездной активностью, а планеты b с заявленными параметрами не существует. (Авторы получили 63 измерения на более точном спектрографе NEID и нашли четкую корреляцию между ними и звездной активностью.)

К сожалению, метод лучевых скоростей как непрямой метод поиска планет чреват подобными ситуациями.

[Olweg]

Уже не первое закрытие:
https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,8397.msg5777648.html#msg5777648

Правда, Энди Вейр успел её упомянуть в своей «Аве Марии»

[vika vorobyeva]

Уже не первое закрытие:

Пропустила это сообщение, спасибо!
Ну тогда тем более планета не жилец

[Скеп-тик]

  А разве может быть иначе, когда планета на 98% состоит из водорода!?)

Горячие юпитеры и нептуны, думаю, вообще не могут содержать знАчимое количества водорода и гелия. Если они формировались из протопланетного облака "классическим" образом, после зажигания звезды.
ИМХО: юпитеры в тесных системах могли формироваться до стадии первичного красного гиганта (свечение за счёт гравитационного сжатия), при слиянии двух протозвёздных объектов. "Юпитеры" же уносили избыток момента импульса, и формировались из материи значительно бОльшей плотности, чем протопланетный диск.
В таком случае они могли сохранить водород и гелий к моменту зажигания звезды, а не после.

[vika vorobyeva]

Горячие юпитеры и нептуны, думаю, вообще не могут содержать знАчимое количества водорода и гелия.

Если у вас планета со средней плотностью 0.3 г/куб.см, ни из чего другого, кроме как из водорода и гелия, она не может состоять.
Почитайте статью о моделировании радиусов планет разного химического состава: https://iopscience.iop.org/article/10.1086/521346
Зная среднюю плотность, не всегда, но очень часто можно делать выводы и о химическом составе.

[Скеп-тик]

Я предположил вариант фрагментации. Тогда в них, действительно, будут те самые 98% водорода и гелия. При почти полном отсутствии элементов тяжелее кислорода.

[vika vorobyeva]

Два китайца провели фотодинамический анализ двухпланетной системы P-типа TOI-1338 (BEBOP-1):
https://arxiv.org/pdf/2404.18415

Напомню, что это первая циркумбинарная планетная система, обнаруженная TESS. В ней обе известные планеты вращаются вокруг пары F+M звезд как целого. Внутренняя планета – транзитная, ее радиус 7.11 ± 0.17 радиусов Земли, орбитальный период 95.174 суток, масса не превышает 21.8 масс Земли. Внешняя планета – не транзитная, ее минимальная масса 0.205 масс Юпитера, а орбитальный период равен 215.5 суток.

Ван и Лью (Mu-Tian Wang и Hui-Gen Liu) построили динамическую модель системы, включающую гравитационное взаимодействие всех четырех тел. Они подбирали массы и наклонения орбит компонентов так, чтобы максимально точно воспроизвести как кривую блеска, так и измерения лучевой скорости родительской звезды, полученные ESPRESSO.
У них получилось:
1. Масса планеты b равна 11.3 ± 2.1 масс Земли, а радиус 7.66 ± 0.05 радиусов Земли, что приводит к средней плотности 0.137 ± 0.026 г/куб.см. Ее орбита лежит почти точно в плоскости орбиты двойной системы, взаимное наклонение всего 0.12°. Если учитывать еще и измерения лучевой скорости, полученные HARPS, которые не очень-то согласуются с данными ESPRESSO, масса планеты окажется еще ниже – 6.5 ± 1.9 масс Земли. Т.е. в любом случае перед нами очень рыхлый и воздушный мини-нептун.
2. Масса планеты c равна 75.4 ± 4.0 масс Земли (0.237 ± 0.013 масс Юпитера). Наклонение орбиты к лучу зрения 97 ± 6.8°, т.е. и внешняя планета мало наклонена к плоскости двойной звезды (на 9.1 ^+6.0/_-4.8°). Если учитывать измерения HARPS, то масса внешней планеты составит 64.6 ± 2.8 масс Земли. В любом случае это легкий газовый гигант.
Звезда достаточно яркая (+10.95 в полосе J), что делает планету b удобной целью для JWST.

[vika vorobyeva]

В последние годы активно обсуждается система TRAPPIST-1. С одной стороны, она чрезвычайно удобна для трансмиссионной спектроскопии (система достаточно близкая, маленький диск звезды, транзитная конфигурация семи планет с разной степенью нагрева). С другой – это система очень легкого карлика с высокой степенью активности, который провел на стадии протозвезды около миллиарда лет. Многие приходят к выводу, что даже у планет этой системы, формально попадающих в обитаемую зону, атмосфера и вода давно утрачены.
Группа товарищей решила посчитать, а сколько же воды могло улетучиться с планет TRAPPIST-1. Они моделировали эволюцию родительской звезды с помощью кода STELLAR из пакета VPLanet. Атмосферы планет считали состоящими из водяного пара без дальнейшего пополнения из недр (никакой вулканической активности) и без стока кислорода. Начальное количество воды на планетах считалось случайным в диапазоне 1-500 земных океанов. Это, конечно, сильно упрощает модели и уводит их от реальности, в которой и вулканы будут извергаться, и кислород поглощаться неокисленным веществом. В общем, получилась такая оценка сверху.
Всего авторы рассчитали около 700 тысяч различных вариантов моделей, варьируя как начальное количество воды, так и параметры планет в рамках существующих погрешностей.
Водород, получившийся в результате фотодиссоциации водяного пара, улетучивался. Кислород тоже улетучивался, но гораздо медленнее, поэтому на выходе получались как планеты, лишенные атмосферы, так и планеты с кислородными атмосферами. Например, при начальном количестве воды, равном 1 земному океану (ЗО), в 19% случаев планета b оказывалась без атмосферы, планета c – в 2% случаев, планета d - в 2.5% случаев. Но при повышении начального содержания воды до 5 ЗО количество безатмосферных планет падало ниже 1%.
По расчетам авторов, планеты теряли воду и накапливали кислородную атмосферу (максимальные значения):
e – 8.0 ^+1.3/_-0.9 ЗО, 1290 ± 75 атмосфер;
f – 4.8 ± 0.6 ЗО, 800 ± 40 атм.;
g – 3.4 ± 0.3 ЗО, 560 ± 30 атм.;
h – 0.8 ± 0.2 ЗО, 90 ± 10 атм.
В целом, если подводить итоги, то наличие и плотность атмосферы в настоящее время обусловлены начальным количеством воды.

Авторы попытались погадать на кофейной гуще оценить начальное количество воды на планетах TRAPPIST-1, исходя из следующих соображений. Судя по наблюдениям JWST, планета b лишена атмосферы, а планета c имеет неплотную (~0.1 бар кислорода) атмосферу (во всяком случае, атмосфера любого состава с давлением у поверхности больше 10 бар исключена на уровне 3 сигма). Чтобы вписаться в такой расклад, начальное количество воды на планетах b и c должно быть равным 8.2 ^+1.5/_-1.0 ЗО.
Еще авторы пишут, что 135 бар кислорода в миллиард лет связывается неокисленными горными породами на Земле, еще 3 ЗО растворится в магме, а 100 бар может улетучиться из атмосферы благодаря нетепловым процессам. По итогу, у внешних планет есть хорошие шансы таки иметь атмосферу, возможно, даже кислородную.

Оригинал: https://arxiv.org/pdf/2405.02401

[Иван С. Брюханов]

По итогу, у внешних планет есть хорошие шансы таки иметь атмосферу, возможно, даже кислородную.

Так и Эдак - ни эти планеты ни условия создаваемые центральной звездой не пригодны для возникновения белковой жизни.

[Скеп-тик]

Так и Эдак - ни эти планеты ни условия создаваемые центральной звездой не пригодны для возникновения белковой жизни.

Да ладно... Добавили бы азот и углекислоту, и стало бы - в моделях - не столь печально.
Но дело в том, что атмосферы планет (не у гигантов) - продукт дегазации первичного вещества при эволюции в недрах. И тут важно, холодное (-100°С) или тёплое (больше 0°С) оно было. С тёплым никакой атмосферы не получится изначально.

[vika vorobyeva]

Но дело в том, что атмосферы планет (не у гигантов) - продукт дегазации первичного вещества при эволюции в недрах. И тут важно, холодное (-100°С) или тёплое (больше 0°С) оно было. С тёплым никакой атмосферы не получится изначально.

Не очень понятно, как избежать аналога Поздней тяжелой бомбардировки, когда на почти сформировавшиеся железокаменные планеты валятся ядра комет и/или аналоги углистых хондритов, в которых хватает воды и углерода (из которых потом получается углекислый газ). Помимо азота, в состав атмосферы еще может входить достаточно тяжелый аргон-40, который, по-моему, вообще никто не учитывает. При обилии серы и недостатке воды в атмосфере еще может быть сернистый газ.
Главная идея статьи о планетах TRAPPIST-1, как мне кажется – это ограничения на темпы потери воды и наработку кислорода. Если планеты изначально собрали по 8-10 земных океанов, атмосфера у них сохранится и по сей день. Какая – вопрос к наблюдателям.

[Foma]

arXiv:2405.02927: Project Hephaistos - II. Dyson sphere candidates from Gaia DR3, 2MASS, and WISE



С помощью оптических и ИК каталогов проведен поиск сфер Дайсона по их тепловому излучению среди 5 млн звезд в 300 пк от нас. После жесткого отбора, фильтрации и проверок обнаружено 7 интересных кандидатов с заметным ИК излучением на 12 и 22 мкм. Все они - тусклые и холодные М-карлики с T_эф=3200...3600 К, скорее всего немолодые и ничем не выдающиеся в других отношениях. Наблюдаемое ИК-излучение соответствует черному телу с температурой 150-300 К и может объясняться разными причинами. Если не углубляться в экзотику, простейшей из них является наличие пылевых дисков. Но очень необычных. Типовой диск имеет температуру 10...100 К и относительную светимость f=L_disk/L_star<0.01. Тут же на диск приходится до 0.1-0.15 светимости звезды, что может указывать на колоссальное количество теплой пыли в непосредственной близости от светила. Что-то отдаленно похожее уже находили раньше у некоторых F-G звезд, как молодых, так и старых, и в качестве объяснения предлагали гигантские столкновения планетных тел (arXiv:2103.00568). Здесь возможен аналогичный сценарий.