Astronomi

Er eksoplaneter ved dværgstjerner mindre tilbøjelige til at have superroterende atmosfærer eller asynkron tidevandslåsning?

Er eksoplaneter ved dværgstjerner mindre tilbøjelige til at have superroterende atmosfærer eller asynkron tidevandslåsning?


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.

Dværgstjerner har jordbaserede planeter, der kredser i beboelige zoner meget tæt på dem. Disse exoplaneter siges ofte at være tidevært låst til deres stjerne, ligesom Månen er på Jorden, og at de således har en varm halvkugle og en kold.

Men i solsystemet er der kun en tidevandslåst planet, og det er kviksølv, der er asynkront låst i et forhold 2: 3. Det roterer i forhold til solen alligevel. Og kun en kendt planet, der praktisk talt ikke roterer overhovedet, Venus. Men Venus har en superroterende atmosfære, der alligevel fordeler varme fra isolation rundt omkring.

Er der grunde til at tro, at asynkron tidevandslåsning og superroterende atmosfærer er mindre almindelige for planeter med dværgstjerner end i planetariske systemer med en sollignende stjerne?


Kviksølv er i en anden spin-orbit-resonans end 1: 1, derfor er den også ikke tidligt låst. Dette kan forekomme i excentriske baner, og når tidevandet er svagt (så kredsløbet forbliver excentrisk). Det nyligt opdagede planetsystem (Trappist-1) har 7 planeter i baner med meget lille excentricitet, så situationen som for Merkur vil ikke forekomme.

Redigere Se også dette nylige spørgsmål vedrørende låsning af spin-kredsløb. Excentriciteten og spin-kredsløbets udvikling er tæt forbundet (på grund af bevarelse af det samlede vinkelmoment), men tidsskalaen for sidstnævnte er meget kortere. Derfor når forholdet mellem spin og orbitalfrekvens hurtigt en ligevægt (som afhænger af excentriciteten), men hvis tidevandet er svagt, ændres excentriciteten muligvis ikke, og systemet ændres næppe. Dette er situationen for kviksølv.


Jeg er ikke helt sikker på, hvad du spørger, fordi du berører et par relaterede punkter.

Årsagen til, at planeter omkring rød-dværgstjerner antages at være tidevandslåst, er, at tidevandskraften er forholdsvis meget større for den beboelige zone. Tag for eksempel en stjerne med halv massen af ​​vores sol. Groft sagt ville det have 1/16 af solproduktionen, så en planet for at få den samme mængde varme skulle være 4 gange tættere eller 1/4 AU.

Tidevandskraften stiger med kuben af ​​afstanden, eller, 4 ^ 3 eller 64, og massen, 1/2, betyder, at tidevandskraften på en planet, der får lige stor varme, er 32 for kun 1/2 af solmassen gange større. Det er et ballpark-forhold til 5. magt, hvilket er meget vigtigt. Når du kommer ind i solmasser 25% af solens masse eller mindre, kan tidevandskraften for en beboelig zone planet være tusindvis af gange større end tidevandskraften for den beboelige zone i vores solsystem. På grund af de høje tidevandskræfter er planeter i den beboelige zone med små stjerner meget sandsynligt tidevandslåst, i det mindste for enhver næsten cirkulær bane. Det er temmelig darn tæt på bestemt, når stjernen er under en bestemt størrelse.

Der er nogle teorier om, at termisk opvarmning af en planets atmosfære, hvilket tager tid, så det sker ikke præcist midt på dagen, men et par timer derefter forventes der at være et tidevandsmoment i den øvre atmosfære og en ligevægt, hvor den konstante rotation af atmosfæren trækker på overfladen og holder planeten roterende, så planeten aldrig bliver tidevært låst. Venus kan være et eksempel på det. Men nedenstående artikler antyder, at dette forudsiges kun at ske i de større røde dværge, 50% af solens masse eller større. Artikel her og her for flere detaljer.

Sammenfattende er tidevandslåsning sandsynligvis meget almindelig inden for den beboelige zone for mindre røde dværgstjerner. For større røde dværgstjerner kan du få en blanding, der bliver mindre almindelig for planeter længere væk.

Rotationer, der opretholdes af vindmoment, er sandsynligvis i det mindste efter min mening ikke meget hurtigt roterende, svarende til Venus, en langsom rotation gør superroterende passatvind let. (Jeg siger passatvind, fordi jeg ikke synes, vejrvind eller lokal vind betragtes som superroterende), så jeg tror, ​​at vi bare skal overveje relativt permanent vindhastighed og retning).

Og for enhver langsomt roterende planet skal superroterende vind være ret almindelig.

For de meget mindste stjerner, som Trappist 1, som ved 0,08 solmasser ikke er langt væk fra minimumsstørrelsen for en rød dværg, har den indre planet en periode på kun 1,5 dage, det er tilsvarende rotation (Sidereal, ikke sol ) har også en 1,5-dages periode. Det er sandsynligvis en hurtig nok rotation til at generere en markant Coriolis-effekt og noget interessant vejr (forudsat at planeten ikke har mistet sin atmosfære - hvilket også er muligt med tætte kredsløb omkring små stjerner). Det er en ækvatorial overfladehastighed på over 600 km / t, så for meget tæt kredsløb planet omkring de mindste røde dværge, kan superroterende vinde muligvis ikke ske.

Ser man på planeternes kredsløb omkring Trappist 1. De indre 2-3 planeter kan rotere for hurtigt til at have superroterende vinde. Den 5. for eksempel med en orbitale periode på 9 dage svarende til en siderisk rotationshastighed ved ækvator på ikke meget mere end 100 km / t, er det sandsynligvis sandsynligvis superroterende vind. Jo længere orbitalperioden er, desto mere sandsynligt vil der ske superroterende vinde. Enhver tidevandslåst planet med en kredsløbsperiode over 10 dage, skal statistisk sandsynligvis have superroterende vinde (sammenlignet med sidereal rotation). Solrotation, ja, ved denne måling har alle tidevandslåste planeter med atmosfære superroterende vinde.


Ny undersøgelse gør pludselig milliarder af eksoplaneter beboelige

Astronomer, der jager efter beboelige jordlignende planeter, tror nu, at det bedste sted at se ikke er omkring stjerner som vores sol, men snarere omkring mindre, køligere stjerner - orange og røde dværge. Disse er langt de mest rigelige stjerner i vores galakse, og alle har mindst en exoplanet.

Kunstnerrepræsentation af en rød dværg omgivet af 3 planeter. Billede via Wiki Commons.

Røde dværge er mindre og køligere end vores sol og spænder fra en masse på 0,075 solmasser til ca. 0,50 solmasser. Røde dværge er langt de mest almindelige stjerner i Mælkevejsgalaksen og i hele universet, men på grund af deres lave lysstyrke er de ret svære at observere. Det anslås, at omkring 75 procent af alle stjerner i universet er røde dværge, og at de alle er vært for planeter.

Røde dværgees beboelighed er blevet diskuteret mange gange og er stadig et spørgsmål om debat. Det er selvfølgelig en big deal at vide, om de mest almindelige stjerner i universet kan være vært for beboelige planeter. Blandt de problemer, der rejses mod beboelighed, er den såkaldte tidevandslåsning: Ligesom vores planet kun ser den ene side af månen hele tiden, så gør de røde dværge de kun ser den ene side af planeten, hvilket betyder, at den ene side sandsynligvis er en ørkenlandskab, mens den anden er et frossent mareridt.

Dette sker, når planeten er tæt på sin stjerne, da planeter skulle være tættere på røde dværge for at være beboelige. Naturligvis er chancerne for livet i dette tilfælde meget mindre (selvom det ikke er helt umuligt). Denne nye undersøgelse udfordrer imidlertid denne idé og hævder, at ikke alle planeter er involveret i tidevandslåsning.

Den enkle eksistens af en atmosfære, hævder forskere, er nok til at sikre, at planeten roterer og drejer rundt om sin stjerne, hvilket gør den meget mere tilbøjelig til at være beboelig. Ifølge Jérémy Leconte, den teoretiske astrofysiker ved University of Toronto, der leder undersøgelsen, betyder det, at vi måske allerede har opdaget mange beboelige planeter, og vi ved det bare ikke endnu.

& # 8220Planeter med potentielle oceaner kunne således have et klima, der ligner meget Jorden, end vi tidligere har forventet, & # 8221 siger han.

Så hvordan spiller atmosfæren ind i dette problem? Jeff Coughlin, en SETI-astronom, der arbejder med Kepler-planetjagtmission, der ikke var involveret i undersøgelsen forklarer det sådan:

& # 8220På jorden er lys fra solen det, der driver vejret i vores atmosfære. Og det vejr i form af vind skubber konstant mod planeten - løber f.eks i bjergene eller skaber bølger på havet. Denne friktion aflejres i rotationshastigheden på vores planet, hvilket hjælper med at fremskynde den eller bremse den. & # 8221

Astrofysikere har kendt dette i et stykke tid, men ifølge de første beregninger skulle atmosfæren være utrolig massiv for at få denne indvirkning. Vi har en god casestudie meget tæt på os: Venus. Venus & # 8217 atmosfære er lige stor nok til at undslippe lockup, og Venus & # 8217 atmosfære er helt enorm & # 8211 omkring 90 gange tungere end vores egen. Så forskere kasserede ideen.

Men da Leconte og hans team kørte simuleringer for at se, hvordan atmosfæren ville spille ind i tyngdekraftslåsning, fandt de overraskende ud, at tyndere atmosfærer faktisk har en større rotationseffekt på deres planeter. Dette kan virke kontraintuitivt, men det sker, fordi en tyndere atmosfære spreder mindre sollys. Dette skaber ekstra varme, som igen skaber en stærkere tidevand i atmosfæren (en bulning af atmosfære, ligesom vores havs tidevand). Dette resulterer i en stærkere planetarisk rotation. Hvis Venus skulle have en atmosfære som Jorden & # 8217 s, ville det dreje 10 gange hurtigere.

Bevæbnet med resultaterne af denne model viste holdet, at planeter på jordstørrelse kan dreje ret sundt omkring en rød dværg, hvis de har en atmosfære.

& # 8220Mere og mere opdager vi, at der er mange måder at have en meget flot, beboelig planet omkring dværgstjerner, siger Coughlin. Men der er noget mere i spil her. & # 8220Vi burde virkelig ikke være så snæversynede i vores antagelser om, hvilke typer planeter der kunne eller ikke kunne være beboelige, & # 8221 siger han. Coughlin siger, at selv en låst rotation ikke nødvendigvis er en dræber for en planet med hensyn til beboelighed - kraftige vinde kan hjælpe med at udjævne temperaturen mellem de to sider.

Det ville være rart, hvis vi kunne bekræfte denne model med nogle observerede oplysninger, men indtil det er resultaterne af denne undersøgelse ret overbevisende.

& # 8220Hver gang har vi lavet enkle antagelser om beboelighed, "siger han," vi finder ud af nye måder, hvorfor og hvordan de ikke gælder. & # 8221

Journalreference: Jérémy Leconte, Hanbo Wu, Kristen Menou, Norman Murray. Asynkron rotation af jordmasseplaneter i den beboelige zone med stjerner med lavere masse. Videnskab DOI: 10.1126 / science.1258686


Abstrakt

CO2 rige atmosfærer er blevet overvejet for den ydre grænse for den klassiske vandbevægelige zone. Her tilvejebringer vi en database for den ydre grænse for den livsbærende zone, der består af en svovlsyre, en vand- og en vand / ammoniakblanding (15 vægt% ammoniak) beboelig zone til virtuelle exoplaneter med CO2-rige atmosfærer og kredser om G-, K- eller M-dværgstjerner. Vi brugte nylig CO2 linje- og kontinuumabsorptionsdata for CO2 tryk op til 100 bar til vores simuleringer. Scenarier til forskellige stjernespektre, stjernestrømme, planetariske overfladealbedoer, atmosfæriske tryk og planetmasser undersøges. Et bemærkelsesværdigt resultat er, at overfladetemperaturen ikke stiger kraftigt, hvis CO2 trykket er større end ca. 25 bar på grund af øget Rayleigh-spredning eller CO2 kondens på overfladen og dermed reduceret drivhuseffekt i disse tilfælde. Databasen oprettes til virtuelle exoplaneter og anvendes til Kepler planetariske kandidater. Alle de betragtede planetariske kandidater ligger sandsynligvis inden for den ydre grænse for den livsstøttende zone.


Overvinde tidevandslås omkring lavere massestjerner

Et af de store argumenter mod beboelige planeter omkring stjerner med lave masser som røde dværge er sandsynligheden for tidevandseffekter. En jordstørrelse planet tæt nok på en rød dværg til at være i sin beboelige zone skal. tænkningen går, bliver tidevært låst, så det hele tiden holder et ansigt mod sin stjerne. Spørgsmålet bliver så, hvilken slags mekanismer der kan holde en sådan planet beboelig i det mindste på sin dagside, og kunne disse ophæve virkningerne af en tyk ispakke med mørk side? Der er blevet foreslået forskellige løsninger, men spørgsmålet forbliver åbent.

Et nyt papir fra Jérémy Leconte (Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto) og kolleger antyder nu, at tidevandseffekter måske ikke er den spilskifter, vi antog, at de var. Faktisk ved at udvikle en tredimensionel klimamodel, der forudsiger virkningerne af en planets atmosfære på dens rotationshastighed, hævder forfatterne nu, at selve tilstedeværelsen af ​​en atmosfære kan overvinde tidevandseffekter for at skabe en cyklus dag og nat.

Papiret med titlen "Asynkron rotation af jordmasseplaneter i den beboelige zone med stjerner med lavere masse" blev offentliggjort i begyndelsen af ​​februar i Videnskab. Forfatterne bemærker, at den termiske inerti af jorden og atmosfæren får atmosfæren som helhed til at halte bag stjernens bevægelse. Dette ses let på Jorden, når de normale ændringer, vi forventer fra natændring til dag, ikke spores nøjagtigt med Solens position på himlen. Således er den varmeste tid på dagen ikke, når solen er direkte over hovedet, men et par timer efter dette.

På grund af denne asymmetri i den atmosfæriske massefordeling i forhold til det subsolære punkt har tyngdekraften, som solen udøver på atmosfæren, et ikke-nul nettomoment, der har tendens til at accelerere eller bremse dens rotation afhængigt af retningen af ​​solbevægelsen. Da atmosfæren og overfladen normalt er godt koblet af friktion i det atmosfæriske grænselag, overføres det vinkelmoment, der overføres fra kredsløb til atmosfæren, derefter til størstedelen af ​​planeten og ændrer dens spin.

Denne effekt er relativt lille på Jorden takket være vores afstand fra Solen, men er mere udtalt på Venus, hvor trækket af tidevandsfriktion, der forsøger at dreje planeten ned i synkron rotation, overvindes af 'termiske tidevand' forårsaget af denne atmosfæriske drejningsmoment. Men Venus 'retrograd rotation er tilskrevet sin særligt massive atmosfære. Spørgsmålet bliver, om disse atmosfæriske effekter kan drive planeter i den beboelige zone med stjerner med lav masse ud af synkron rotation, selvom deres atmosfære er relativt tynd.

Trykenheder i en planetarisk atmosfære måles i barer & # 8212, det gennemsnitlige atmosfæriske tryk ved jordens overflade er ca. 1 bar (kontrast dette med trykket på Venus på 93 bar). Papiret giver en måde at vurdere effektiviteten af ​​termiske tidevand for forskellige atmosfæriske masser med resultater, der får os til at se nyt på tidevandslås. For den atmosfæriske tidevandsmodel, der opstår, viser, at beboelige jordlignende planeter med en 1-bar atmosfære omkring stjerner mere massive end

0,5 til 0,7 solmasser kunne overvinde virkningerne af tidevandssynkronisering. Det er et stærkt fund, for de effekter, der studeres her, skal være udbredt:

Atmosfærer så massive som 1 bar er en rimelig forventningsværdi givet eksisterende modeller og eksempler på solsystemet. Dette gælder især i den ydre beboelige zone, hvor planeter forventes at bygge massive atmosfærer med flere barer af CO2. Så vores resultater viser, at asynkronisme medieret af termisk tidevand bør påvirke en vigtig brøkdel af planeter i den beboelige zone med stjerner med lavere masse.

Her er grafen fra papiret, der illustrerer resultaterne:

Billede: Planets centrifugeringstilstand i den beboelige zone. Den blå region viser den beboelige zone, og der opdages grå prikker og kandidateksoplaneter. Hver sort sort linje markerer den kritiske baneafstand (ac) adskille synkron (venstre, rød pil) fra asynkrone planeter (højre, blå pil) for ps = 1 og 10 bar (ekstrapolering uden for den beboelige zone er vist med stiplede linjer). Objekter i det grå område spindes ikke ned af tidevand. Fejlfeltet illustrerer, hvordan grænser vil skifte, når de varierer spredningen inden i planeten (Q

100) inden for en størrelsesorden. Kredit: Jérémy Leconte et al.

Resultatet antyder, at vi kan finde planeter i den beboelige zone med stjerner med lavere masse, der er mere jordlignende end forventet. Fjern den permanente, frosne ispose på det, der blev antaget at være den 'mørke side', og vandet er ikke længere fanget, hvilket gør det frit at cirkulere. Konsekvenserne for beboelighed synes positive, med en dag-nat-cyklus på uger eller måneder, der fordeler temperaturer, men Leconte er fortsat forsigtig: ”Om denne nye forståelse af exoplaneter & # 8217 klima øger disse planeters evne til at udvikle liv er stadig et åbent spørgsmål. & # 8221

Avisen er Leconte et al., "Asynkron rotation af jordmasseplaneter i den beboelige zone med stjerner med lavere masse" Videnskab Vol. 347, udgave 6222 (6. februar 2015). Abstrakt / fortrykt tilgængeligt. Tak til Ashley Baldwin for en henvisning til og diskussion af dette papir.

Kommentarer til dette indlæg er lukket.

Ikke sikker på, at det & # 8217 er bare tidevands låsning. Tæt nok på stjernen, og du har også tidevandsopvarmningsproblemer.

Dette ser ud til at udelukke Proxima Centauri (0,123 solmasse) som at have en planet, der kunne rotere. Så Baxters planet i sin roman Proxima er sandsynligvis sikkert korrekt i synkron.

Jeg bemærker dette nær slutningen: & # 8220 På den anden side den beboelige
zone har for nylig vist sig at være mere udvidet for synkrone planeter & # 8221.

Betyder det ikke, at den atmosfæriske reduktion af synkron rotation reducerer sandsynligheden for at finde en beboelig planet for en rød dværgverden?

Tak Paul. Dette er et ægte jordbevægelsespapir og har forårsaget krusninger i exoplanetsamfundet. Det åbner muligheden for liv omkring M-dværge, som er almindelige og også de nemmeste at se og analysere med missioner som gårsdagens Twinkle (eller bedre) og TESS understøttet af JWST.Grafen er blevet beskrevet som & # 8221 et kunstværk & # 8221 af de mest jordiske astronomer. JWST har måske bare magten til at få øje på livet på planeter på jorden omkring M-dværge. Et andet papir om M3-dværge, næsten lige så spændende og overlappende med dette papir, af Houdebine et al. Blev frigivet næsten samtidigt og er også tilgængeligt via arxiv. Som dette er det en god læsning og viser af komplekse grunde, hvorfor disse stjerner har lav kromosfærisk aktivitet, hvilket gør dem lettere at se og karakterisere fra Jorden. Deres stramme beboelige zone giver masser af dybe passager til spektroskopisk analyse. Vi ved, at Sasselov har vist, at Super Earths kan opretholde deres oceaner i lange perioder, og Kite & # 8217s 2008-papir om geodynamik og vulkanisme på Super Earths viser, at dette kan føre til den udvidede tektonik, der er nødvendig for at opretholde sekundære atmosfærer, indtil længe levede M-dværge sætter sig ned. Samlet set giver alle disse papirer grund til optimisme af historiske opdagelser i vores levetid.

Brett. Du er ret korrekt. Det er åbenbart, at ikke-synkron rotation ikke er den eneste faktor, der skal tages i betragtning for livet, men denne mekanisme giver en vej til mere jordlignende planeter, når andre kriterier er opfyldt. Intet atmosfærisk sammenbrud på den permanente nattside. Hvis kredsløbene forbliver cirkulære, vil dette også mildne tidevandsopvarmningen.

Jeg har lidt af et skænderi med videnskabsredaktørerne. Ja artiklen handler om (lidt) masser af lavere stjerner end Sol, den handler ikke om stjerner med lav masse. Den fine skelnen i titlen på avisen kan undgå opmærksomheden fra nogle læsere, der ikke er astronomer.

Faktisk er det diskuterede masseområde

masseområdet for spektral klasse K-stjerner. Jeg kan godt lide K-stjerner for astrobiologi endnu mere end G-stjerner. Også K-stjerner er

60% mere almindelig end G-stjerner. Som Alex har bemærket, har dette papir ingen anvendelse på faktiske M-stjerner med lav masse som Wolf 359 (masse = 0,09 M☉). Det er uheldigt, som M-stjerner er

3/4 af stjernernes befolkning.

For mig synes det bedste valg for en beboelig planet omkring en meget lille stjerne at være en måne fra en gaskæmpe. Kæmpernes magnetfelt kan også beskytte planeten.

Jeg troede jeg læste, at Venus 'retrograd rotation var forårsaget af Jorden. Var denne teori modbevist?

En af de uheldige ting, vi er nødt til at leve med, er arven fra M-spektralklassen, som er en blandet taske. På nuværende tidspunkt ville det ikke have været anset for fornuftigt at placere Lalande 21185 i samme stjerneklasse som Wolf 359. Den større nær nabo-stjerne har 5x massen, 18x lysstyrken og er visuelt 6 størrelser lysere end Wolf 359. Lignende stjerner? Slet ikke.

@Ashley
Jeg kiggede på Houdebine-papiret, flot arbejde, så der er observationsbeviser for overgang til konvektion ved M3. Hvis M3 er et lækkert sted for astrobiologiske observationer, vil dette øge mållisten betydeligt, da M3-stjerner er omtrent lige så rigelige som K-stjerner.

I den initiativrige ånd er jeg glad for at meddele, at jeg tager aflejringer til levesteder, der skal bygges i fase 1 af min foreslåede ejendomsudvikling i det dejlige Gliese 687-system. Gliese 687 er en certificeret stjernesikker M3. Vores idylliske system inkluderer en planet i Neptunklasse, der pryder din nattehimmel. Køb nu, eller vær prissat for evigt! Byggeri påbegyndes, når fase 1 er fuldt abonneret. De fleste større valutaer accepteret. (undskyld ingen Hryvnias eller Quatloos) Operatører står ved!

Stol ikke på, at ALLE beboelige zoneplaneter kredser om Proxima Centauri-lignende stjerner, der har synkron rotation. Ørkenplaneter vil, men Oceanplaneter KAN IKKE, hvis det for nylig offentliggjorte papir om virkningen af ​​oceaner på spin-down-hastigheder for planeter, der kredser tæt på M-stjerner, er korrekt. Forfatterne af disse to artikler skal nu SAMARBEJDE med håb om til sidst at udgive et NYT papir, der beskæftiger sig med dette meget komplicerede emne.

GLEDE: Tak for tipet om Gilese 687 & # 8230Jeg håber, du kan blive en del af et af holdene til at bruge Giant Magellan Telescope i 2020 & # 8230Det ville være ironisk, hvis du finder en familie af planeter omkring den stjerne & # 8230terformation kommer ikke meget op her & # 8230og da ingen planet sandsynligvis vil blive fundet perfekt til mennesker & # 8230ekstraterrestrials vil bo i kæmpe udhulede bjerge, og fordybningen vil være under en kilometer bred gennemsigtig kuppel åben mod himlen & # 8230Vi skal starte et sted & # 8230

& # 8216 Atmosfærer så massive som 1 bar er en rimelig forventningsværdi givet eksisterende modeller og eksempler på solsystemer & # 8230 & # 8217

Dette er muligvis ikke korrekt, Jorden kan være en undtagelse på grund af den tidlige påvirkning, der dannede månen, der nedbryder den tidlige atmosfære. Hvis man ser på Venus, har den meget mere kvælstof

2-3 barer værd, så en atmosfære i gennemsnit omkring en jordmasseret verden kan være 2 til 3 gange højere i tryk og dermed hjælpe antiviralåsningsprocessen ned til lavere massede stjerner.

@James Stilwell 12. februar 2015 kl. 12:40

& # 8216Det ville være ironisk, hvis du finder en familie af planeter omkring den stjerne ... terformation kommer ikke meget op her ... og da ingen planet sandsynligvis vil blive fundet perfekt til mennesker ... udenjordiske mennesker vil leve inde i kæmpe hule bjerge & # 8230 & # 8217

& # 8216 Tekalienser & # 8217 er mere tilbøjelige til at opbygge meget store rumhabitater end terraformende verdener, og det er disse habitater, vi kan finde i transit af deres stjerner og / eller reflekterende lys fra den stjerne.

@Michael: hvad angår den større mængde kvælstof på Venus, så vidt jeg ved, kan dette være et resultat af manglen på subduktionsprocesser snarere end en forskel i den oprindelige kvælstofbeholdning. Se f.eks. Lécuyer, Simon og Guyot (2000). Derudover betyder manglen på en stor satellit ikke, at Venus aldrig havde en kæmpe indvirkning: ikke alle sådanne påvirkninger ville nødvendigvis føre til dannelsen af ​​en satellit.

@Michael 12. februar 2015 kl. 12:40

'Det ville være ironisk, hvis du finder en familie af planeter omkring den stjerne ... terraforming kommer ikke meget op her ... og da ingen planet sandsynligvis vil blive fundet perfekt til mennesker ... udenjordiske mennesker vil leve inde i kæmpe udhulede bjerge ...'

'Techaliens' er mere tilbøjelige til at opbygge meget store rumhabitater end terraformende verdener, og det er disse habitater, vi kan finde i transit af deres stjerner og / eller reflekterende lys fra den stjerne.

Jeg var ikke meget nøjagtig og trafikformede og boede inde i et forseglet udhulet bjerg på en fremmed verden er slet ikke den samme ting & # 8230Læs venligst & # 8220Byen og stjernerne & # 8221 af Arthur C. Clarke for en mere nøjagtig læsning af min tænkning på sin drømmende måde & # 8230En kort oversigt over hans futuristiske by, Diaspar, kan også findes på Wiki & # 8230

@Michael: Ikke sikker på, hvad månens effekt er med hensyn til kvælstof, men der er også spørgsmålet om kuldioxid, som synes meget mere materiale for mig. Jordens atmosfære er udtømt af den, og Venus har omkring 90 søjler af den. Eksoplaneter kunne forventes at være hvor som helst imellem, og vil derfor have en tendens til at have meget mere end 1 bar atmosfære.

Tak for papirlinket.

Når vi ser på Jorden, har vi mistanke om, at der er et hav værd af vand i kappen primært på grund af subduktion. Hvis vi også ser på mængden af ​​opløst nitrogen i vandet (15 ppm), som vi vil sige er den største kilde, og at det trækkes ind i kappen med vandet.

Nu peger lidt matematik vejen mod det faktum, at der ikke er nok kvælstof i kappen fra underduktionen til endda at komme tæt på den observerede mængde kvælstof i Venus-atmosfæren. Jeg tager i betragtning, at varmen på Venus førte til væsentlig udgasning, og at måneformationspåvirkningen også afgassede jorden til det samme niveau.

@Eniac 13. februar 2015 kl. 23:41

& # 8216Ikke sikker på, hvad månens effekt er med hensyn til kvælstof, men der er også spørgsmålet om kuldioxid, som synes meget mere materiale for mig. Jordens atmosfære er udtømt af den, og Venus har omkring 90 barer af den. Eksoplaneter kunne forventes at være hvor som helst imellem, og vil derfor have en tendens til at have meget mere end 1 bar atmosfære. & # 8217

Under månedannende påvirkning ville temperaturen og momentumet af slagkraften have fjernet en betydelig mængde CO2 og N2. På jorden er CO2 for det meste låst i karbonater på omkring 60 bar værd.

@Michael: Jeg tror, ​​du er forkert i at antage, at det kvælstof, der subduceres, hovedsagelig ville være fra opløst kvælstof i vand, da havbundssedimenter i sig selv indeholder kvælstof fra forfaldne organiske stoffer. Den primære tilførsel af kvælstof til kappen ved subduktion ville sandsynligvis være i form af ammonium, men nitrogenets opførsel ved subduktion er ikke særlig begrænset i øjeblikket. For eksempel estimerer Marty & amp Daumas (2003), at nitrogenindholdet i silikatjorden kan være sammenligneligt med atmosfæren, men andre skøn over kvælstofindførslen i kappen varierer betydeligt, og nogle subduktionszoner synes at være langt mere effektive end andre på transporterer kvælstof ind i jordens indre i stedet for at frigive det igen ved vulkanisme.

Denne artikel nedenfor forklarer lidt mere, end jeg kan. En indvirkning af den størrelse, der dannede månen, ville have en enorm effekt på den atmosfæriske beholdning af alle flygtige stoffer. Jeg er stadig for, at atmosfærerne på jordmasserede planeter har været tykkere end vores, selv når CO2 er blevet fjernet gennem dannelse af karbonat, dette kan favorisere en termisk tidevandslukningsproces ned til stjerner med lavere masser.

@Michael: Jeg siger ikke, at den månedannende virkning ikke havde nogen effekt, problemet er, at flere gigantiske påvirkninger skal være ret almindelige under dannelse af jordbaseret planet. Jorden havde et sæt påvirkninger, Venus modtog et andet. Kan vi faktisk antage, at den venusiske påvirkningssekvens er mere typisk for jordbaserede planeter end Jorden? Der er heller ikke noget særligt bevis for, at Venus oplever gigantiske påvirkninger, der dannede måner, der efterfølgende blev ødelagt (f.eks. Når yderligere gigantiske påvirkninger ændrede systemets vinkelmoment).

På nuværende tidspunkt er der slet ikke meget information om, hvor meget flygtigt tab der er typisk på jordmasseplaneter, antallet af eksempler er for lille (og det er før du overvejer muligheder som oceaner, der forbedrer atmosfærisk tab under kæmpe påvirkninger, som ville have en tendens til at favorisere tyndere atmosfærer på jordbaserede planeter placeret længere ude). Vi har brug for data om flere planeter, inden vi springer til konklusioner. Det hjælper ikke, at du også har fået den komplikation, at de to planeter har gennemgået meget forskellige geologiske (planetologiske?) Processer i løbet af deres historie, som vil forvirre tingene endnu mere: forskellige grader af udgassing, atmosfærisk erosion og geologisk genbrug vil have deres virkninger, som kan skjule beviset for de oprindelige forhold.

Det ville være interessant at vide, om den aksiale hældning ville have en mærkbar forskel på centrifugeringshastigheden eller måske endda skabe en kaotisk. Men der er stadig det problem med den lange sammentrækningsfase af stjerner med lav massemængde, der nedbryder meget, hvis ikke alt vand tæt på planeterne, for mig er en kæmpe anstødssten større end spin-spørgsmålet.

Når vi taler om måner, hvis den foreslåede teori er korrekt, hvorfor er Titan med dens tykke atmosfære synkron rotation i forhold til Saturn? Mangler jeg noget her?

@Harry R Ray: mekanismen skyldes termisk tidevand i atmosfæren, dvs. det kræver, at den primære leverer betydelige mængder varme til sekundæren. Så for at mekanismen til at forstyrre Titans låsning til Saturn, ville Saturn skulle være en betydelig varmekilde for Titans atmosfære. Ifølge min hurtige back-of-the-envelope-beregning for Titan er varmestrømmen fra Saturn ca. 3 størrelsesordener lavere end den fra solen, hvilket i sig selv er 90 gange lavere end det, som jorden modtager fra solen. Titans atmosfære er ikke stærkt opvarmet nok til væsentligt at forstyrre tidevandslåsningseffekten.

@andy, @Michael: Andy påpeger med rette, hvor lidt vi virkelig ved om, hvad der giver en planet størrelsen på Jorden eller Venus sit atmosfæriske tryk. Derfor må vi antage, at normen er et sted imellem de to, hvilket ville gøre forventningsværdien meget højere end 1 bar.

Min favoritteori er, at Jorden er atypisk, fordi biologisk fiksering af kulstof i kalksten og kulhydrater har fjernet al CO2 fra sin atmosfære. Min forventning er, at når vi begynder at analysere atmosfærerne på jordstørrelsesplaneter i beboelige zoner, vil vi opdage, at de typisk har en atmosfære, der ligner Venus & # 8217, selv om det er med forskellige mængder vand. Jeg formoder, at det ville betyde, at planeter omkring røde dværge let kunne undgå tidevandslås ved ovenstående mekanisme.

Når vi finder en der har en tynd atmosfære fri for CO2, skal vi virkelig se nærmere på det & # 8230

Derfor må vi antage, at normen er et sted imellem de to, hvilket ville gøre forventningsværdien meget højere end 1 bar.

Nej, det gør vi ikke, det ville fortolke for mange statistikker om mindre antal. Faktisk er der ingen speciel grund til at antage, at de jordbaserede planeter i vores solsystem er særligt repræsentative for jordbaseret planetdannelse andre steder. For eksempel antyder de lave masser af Mars og Kviksølv, at den indledende distribution af materiale i det indre solsystem var temmelig underligt, hvilket kan have ført til en anden væksthistorie end i solsystemer, der voksede fra en mindre afkortet oprindelig tilstand.

@andy 19. februar 2015 kl. 15:09

& # 8216 Nej, vi gør det ikke, det ville være fortolkning af statistikker om mindre antal. Faktisk er der ingen særlig grund til at antage, at de jordbaserede planeter i vores solsystem er særligt repræsentative for jordbaseret planetdannelse andre steder. For eksempel antyder de lave masser af Mars og Kviksølv, at den indledende distribution af materiale i det indre solsystem var temmelig mærkeligt, hvilket kan have ført til en anden væksthistorie end i solsystemer, der voksede fra en mindre afkortet starttilstand. & # 8217

Selv om antallet af planeter statistisk set er for lavt til at drage absolutte konklusioner om atmosfæriske masser, er jeg statistisk for større atmosfæriske masser omkring stadig mere massive planeter. Jeg tror, ​​at jordens atmosfæriske masse er lavere i gennemsnit end andre jordmasserede planeter på grund af den type påvirkning, den havde tidligt i dens historie, da de er ret sjældne. Så vi er i en religiøs opposition, jeg tror, ​​jeg har ret, og du tror, ​​du har ret, nu siger jeg, lad videnskaben afsløre sandheden overhovedet.

Med andre ord bliver vi nødt til at blive enige om at være uenige, indtil sagen er afgjort med bedre optiske systemer.

De bliver muligvis nødt til at forfine deres model, da Venus viser tegn på at blive langsommere, og det er ret hurtigt

16 minutter over 16 år, det er meget! Sammenlign dette med jordens langsommere

1,2 sekunder over samme tidsperiode, det er en kæmpestor

undskyld Paul, der burde have været 6,5 minutter over 16 år, hvilket stadig er ret meget!


Resultater

Fig. 1EN viser AOGCM-simuleringsresultater af havis-fraktion og vindhastighed ved det laveste modelag for 355 ppmv CO2. Dette niveau af CO2 svarer omtrent til nutidens CO2 koncentration i jordens atmosfære. I nærværelse af et dynamisk hav er det åbne havområde (blå) ikke som den runde iris af et "øje" som i AGCM-simuleringer kombineret med et pladehav (fig. S1EN også figur 3 i ref. 4). I stedet er det rumlige mønster i regionen med åbent hav mere som en "hummer", der viser to "kløer" symmetriske for ækvator og en lang hale langs ækvator. Hale af åbent vand strækker sig østpå til natkanten. På den vestlige side af det substellære punkt drives havis østpå fra natkanten mod det substellære punkt. Regionen åbent hav forbliver jævn i 3,6 ppmv CO2 og viser det lignende hummerlignende rumlige mønster. Til meget højt niveau CO2 (200.000 ppmv), er isen helt smeltet (fig. 1B). Derimod forbliver natkanten og en stor del af dagsiden frossen til det samme niveau af CO2 i AGCM-simuleringen (fig. S1B), og regionen med åbent hav udvides kun let sammenlignet med den i fig. S1EN.

Rumlige fordelinger af havis-fraktion og overfladetemperatur. (Venstre) Havisfraktion (enhed,%) (Ret) overfladelufttemperatur (enhed, ° C) (Øverst) 355 ppmv CO2 og (Nederste) 200.000 ppmv CO2. I EN og B, pile angiver vindhastighed på det laveste niveau af den atmosfæriske model (990 hPa) med en længdeskala på 15 m s -1. I C og D, pile indikerer havoverfladestrømhastighed med en længdeskala på 3 m s -1. Bemærk, at farveskalaen for overfladetemperatur ikke er lineær. Det substellære punkt er ved ækvator og 180 ° i længdegrad.

Rumlig fordeling af overfladetemperaturer (Ts) (farveskygge) og overfladehavshastighed (pile) er illustreret i fig. 1 C og D. Til 355 ppmv CO2, den højeste Ts er ikke placeret på det substellære punkt, men har to centre på hver side af ækvator med værdier på ca. 5–6 ° C. Dette skyldes, at den ækvatoriale havstrøm mod øst transporterer koldt vand fra den mørke side til dagsiden. Den laveste Ts er ikke placeret hverken på polen eller på det antistellare punkt, men på subpolare områder af natkanten med værdier på ca. -60 ° C. Den laveste Ts er et godt stykke over kondenseringstemperaturen for CO2 (-78,5 ° C ved 1 bar CO2 delvis tryk og meget lavere ved lavere partielle tryk), så der er ingen risiko for CO2 bliver fanget i de kolde regioner. Som CO2 koncentration øges til 200.000 ppmv (fig. 1D), den højeste Ts på dagsiden stiger ikke meget, kun omkring 2 eller 3 ° C. Imidlertid stiger overfladetemperaturer på nat og pol over drastisk og ligger alle over havvandets frysepunkt. Således er temperaturkontraster mellem dagsiden og natten og mellem troperne og polerne i høj grad reduceret. Sammenligning mellem fig. 1D og fig. S1D afslører, at som CO2 koncentrationen er tilstrækkelig høj, transport af havvarme er meget effektiv til opvarmning af natte og forårsager havis der smelter der.

Strømningsmønsteret i fig. 1 er den velkendte Gill-løsning, der reagerer på en stationær ækvatorial varmekilde (24). De to cykloner på hver side af ækvator er de tropiske Rossby-bølgetilstande, og den østlige lange hale langs ækvator er den tropiske Kelvin-bølge. Lignende strømningsmønstre er set i atmosfæriske strømme i tidligere simuleringsundersøgelser af tidligt låste terrestriske exoplaneter og varme Jupiters (f.eks. 5 ⇓ –7, 10, 25, 26). Begge simuleringer for 355 og 200.000 ppmv CO2 viser en stærk vestlig ækvatorial havstrøm i størrelsesordenen nogle få meter i sekundet.Den ækvatoriale vestlige havstrøm drives hovedsageligt af vestlige vinde som vist i ref. 27, selvom de tropiske Kelvin- og Rossby-bølger også bidrager til dannelsen af ​​havstrømmen. Dette adskiller sig fra den ækvatoriale vestlige atmosfæriske strøm af tidevandslåsende exoplaneter, der drives af ækvatorward konvergens af Rossby-bølge momentumstrømninger (10, 25, 26). Årsagen til, at den ækvatoriale havstrøm er så stærk, er, at der ikke er nogen meridionale kontinentale barrierer, og den vinddrevne havstrøm kan være meget stærk (28, 29). Ækvatorialstrømmen her er ligesom den stærke Antarktis Circumpolar strøm i det sydlige hav af jorden. Havstrømme, især den ækvatoriale jetstrøm, bliver stærkere med stigende CO2 (Fig. 1D). Dette skyldes, at området med åbent hav bliver bredere med stigende CO2, så vindspændinger kan tvinges på den bredere åbne havoverflade og generere stærkere zonestrømme.

Termiske strukturer og bevægelser af dybhavslag spiller også vigtige roller i havvarmetransporter. Fig. 2 illustrerer tværsnit mellem dybde og breddegrader af zonet gennemsnitlige havpotentialetemperaturer og zonehastigheder for 355 og 200.000 ppmv CO2, henholdsvis. Til 355 ppmv CO2er det relativt varme lag (højere end -1,8 ° C) begrænset i troperne og over 400 m i dybden (fig. 2EN), hvorimod alle andre dele af havet viser ret homogen temperaturfordeling. For 200.000 ppmv CO2, stiger havtemperaturen meget, især i troperne, hvor det varme havlag, der har en potentiel temperatur højere end 0 ° C, strækker sig til under 2.000 m nær ækvator (fig. 2B). Den højeste temperatur er op til 8 ° C, meget højere end i 355-ppmv-sagen. Stigningen i havtemperaturer skyldes ikke kun meget stærkere drivhuseffekt, men også det bredere åbne havområde, der absorberer mere stjernestråling ved meget lavere overflade albedo end havis og sne. Zonale middelzonehastigheder er vist i figur 2 C og D. Begge demonstrerer ækvatoriale jetstrømme. Som CO2 stiger fra 355 til 200.000 ppmv, ækvatorialstrømmen bliver stærkere og udvides både nedad og bagud. Som vist nedenfor er stigningerne i både havtemperaturer og zonehastigheder med stigende CO2 forårsage mere havvarmetransport fra dag til nat. Fig. 2 B og D vise en lille asymmetri mellem de to halvkugler, som sandsynligvis introduceres af tidsintervallet (100 jordår) til gennemsnit, hvilket ikke er langt nok.

Dybde-breddegradstværsnit af zone-gennemsnitlige havpotentialetemperaturer og zone-gennemsnit zoneshastighed. (Venstre) Havets potentielle temperatur (enhed, ° C) (Ret) zonezonehastighed (enhed, m s −1) (Øverst) 355 ppmv CO2 og (Nederste) 200.000 ppmv CO2. I C og D, gulrøde farver angiver vestlige strømme, blå farver angiver østlige strømme, og konturer er den gennemsnitlige meridionale massestrømfunktion. Solide konturer angiver strømlinet med uret, og stiplede konturer er strømlinet mod uret. Konturinterval er 100 Sv.

Konturer overlappet i fig. 2 C og D er den gennemsnitlige meridionale massestrømsfunktion i havet, som repræsenterer zonemiddelværdi af havets meridionale væltningscirkulationer (MOC). I begge plot viser strømline to lag cirkulationsceller med modsat retning. Cellerne i det øverste lag (over 300 m) drives af vindspænding. Vestlige vinde frembringer en ækvator-Ekman-drift og derfor nedadgående bevægelse ved ækvator, og ækvator-vindspænding driver koldt overfladevand fra høje breddegrader mod ækvator for kompensation. Ækvatorialt varmt vand på dybden bevæger sig poleward og til sidst opad ved høje breddegrader i begge halvkugler og danner lukkede havs meridionale cirkulationer. Cellerne i det nederste lag, med maksimale værdier på ca. 1.000 Sv, er de såkaldte termohalincirkulationer, der drives af meridional densitetskontrast på grund af temperatur- og saltholdighedsforskelle. Havisdannelse genererer saltvand i det kolde isdækkede område, mens havis, der smelter i det varme åbne havregion, opfrisker havvand der. Tættere vand ved høje breddegrader ned og bevæger sig ækvator, mens lettere vand i troperne stiger og bevæger sig bagud og danner termohalincirkulationerne. Disse meridionale havcirkulationer fører til udveksling mellem varmt tropisk vand og koldt højbreddevand og genererer netto poleward varmetransport. Ud over de gennemsnitlige MOC'er transporterer hvirvelinducerede MOC'er også varme tilbage, som vist i fig. S2 EN og B. Virvelinducerede MOC'er er imidlertid omkring en ordre svagere end de gennemsnitlige MOC'er. Som CO2 øges, både gennemsnitlige og hvirvelinducerede MOC'er bliver stærkere og transporterer således mere varme fra troperne til høje breddegrader.

Atmosfære- og havzonetransportvarmetransport fra dagsiden til natkanten kvantificeres og sammenlignes i fig. 3. Både atmosfærisk og havzonetransportvarme har maksimale værdier ved ækvator og falder med breddegrader (figur 3) EN og C). Dette er i overensstemmelse med det faktum, at både atmosfæriske og oceaniske strømme har maksimale hastigheder ved ækvator. Til 3,6 ppmv CO2, er den maksimale zonetransport fra atmosfæren næsten dobbelt så stor som den ved havet, dvs. 1,2 versus 0,7 PW. Generelt falder atmosfærisk varmetransport med stigende CO2. I modsætning hertil stiger havvarmetransport med stigende CO2. For 200.000 ppmv CO2, er den maksimale havvarmetransport ca. dobbelt så stor som atmosfærens, dvs. 2,0 versus 0,9 PW. Faldet i atmosfærisk varmetransport med stigende CO2 skyldes stort set reduceret termisk kontrast mellem dagsiden og natkanten (fig. 1 C og D). Stigningen i havvarmetransport med stigende CO2 er på grund af stigninger i havtemperaturer og zonehastigheder såvel som nedadgående ekspansion af havlag med varme temperaturer og stærke zonehastigheder, som vist i fig. 2. Atmosfæriske og meridionale varmetransporter i havet er afbildet i fig. 3 B og D, henholdsvis. De maksimale værdier for atmosfærisk meridionaltransport, lokaliseret mellem 30 og 40 ° i breddegrad i begge halvkugler, varierer fra ca. 4,5 til ca. 6,5 PW, som er sammenlignelige med jordens atmosfære [ca. 3,0 PW (30)]. Den maksimale meridionale varmetransport fra havet er tæt på jordens oceaner [ca. 2,0 PW (30)] for lavere CO2 niveauer. For meget højere CO2 niveauer (fx 100.000 og 200.000 ppmv), øges meridional varmetransporter hurtigt til 6,0-7,0 PW.

Lodret integreret zone- og meridionel varme transporteres af atmosfæren og ved havet fra dagsiden til natten for forskellige CO2 niveauer. (VenstreAtmosfærisk varmetransport (Ret) havvarmetransporter (Øverst) zonetransport af varme og (Nederste) meridional varmetransport. Enheden er PW. Zonale energistrømme her beregnes ved hjælp af metoden i ref. 31 Vi beregner først netto opadgående energiflux gennem havoverfladen. For det andet bruger vi nettoverfladenergifluxen til at beregne den lodret integrerede divergerende havvarmestrøm. Derefter bruger vi netto nedadgående energiflux ved både toppen af ​​atmosfæren og overfladen til at beregne den divergerende atmosfæriske energitransport. Zonal energitransport fra dagsiden til nattesiden er summen af ​​energistrømninger på tværs af lodrette tværsnit ved begge lodrette tværsnit af både 90 ° og 270 ° i længdegrad.

Vores simuleringer viser, at havisens tykkelse generelt er tynd (fig. S3). Havis-tykkelsen er ca. 5 m i de koldeste områder, mindre end 3 m på de fleste dele af dagsiden og mindre end 2 m i nærheden af ​​ækvator. Havis-tykkelsen i de koldeste områder er mindre end 10 m, selv ved 3,6 ppmv CO2. Dette står stort set i kontrast til simuleringsresultaterne uden et dynamisk hav, hvor havisstykkelsen kan vokse op til flere tusinde meter på natkanten, og den globale gennemsnitlige havisstykkelse er større end 500 m (32). Vores simuleringer viste, at havisdynamik spiller en vigtig rolle for at holde havisen tynd ved natkanten og de høje breddegrader ud over havvarmetransporter. Sådan tynd havis ville muliggøre eksistens af liv i ikke kun det åbne hav, men også isdækkede områder på dagsiden, fordi stjernestråling kan trænge igennem en sådan tynd havis, og fotosyntese kan forekomme under havis.

For yderligere at demonstrere, hvordan havvarmetransport påvirker klimaet og beboeligheden af ​​tidalåste exoplaneter omkring M-stjerner, udfører vi AOGCM- og AGCM-simuleringer med forskellige stjernestrålingsstrømme, men med en fast CO2 koncentration på 355 ppmv. Resultaterne er vist i fig. 4. Da stjernestråling reduceres til 700 W m -2, når isisdækningen 100% i AOGCM (fig. 4EN) det vil sige at exoplaneten går ind i en sneboldtilstand. I modsætning hertil forbliver havet åbent i AGCM, indtil stjernestråling sænkes til 550 W m -2. Disse resultater antyder, at et dynamisk hav har en tendens til at trække den ydre kant af HZ indad. På den anden side trækkes havis meget hurtigere i AOGCM end i AGCM, når stjernestrålingen øges (exoplaneten flyttes tættere på stjernen).EN). For 1.400 W m -2 af stjernestrøm smelter havis fuldstændigt i AOGCM, mens ca. 70% havisdækning stadig er i AGCM. Dette svarer til situationen med stigende CO2. Transport af havvarme kan effektivt forårsage global afglasning, da stjernestrømmen er tilstrækkelig høj.

Sammenligning af dækning af havis og overfladetemperaturer som funktion af stjernestrålingsstrømme mellem AOGCM (rød) og AGCM (blå). (ENHavisdækning (B) global-middelværdi Ts (C) det maksimale Ts og (D) minimum Ts. I begge typer simuleringer er CO2 koncentration er fast på 355 ppmv.

Ts ændringer med stigende stjernestråling er illustreret i fig. 4 BD. Den globale gennemsnitlige og minimale overfladelufttemperatur er højere og stiger hurtigere med stigende stjernestråling i AOGCM end i AGCM, hvorimod den maksimale Ts er generelt lavere, indtil stjernestråling når 1.400 W m -2. Forskellen mellem det globale middel såvel som minimumet Ts og det maksimale Ts skyldes, at zonetransport til havvarme altid har en tendens til at afkøle dagen og varme natten. Da stjernestråling er tilstrækkelig stærk, smelter havis imidlertid fuldstændigt, og de globale overfladetemperaturer bliver næsten ensartede svarende til den i fig. 1Dog maksimum Ts bliver således højere i AOGCM end i AGCM (fig. 4C). I overensstemmelse med Ts forskelle mellem de to typer modeller, atmosfærisk vanddampkoncentration og tropopaushøjden er alle højere i AOGCM end i AGCM til tilstrækkelig stærk stjernestråling. Cloud albedo har betydelige virkninger på årsagen Ts forskelle mellem de to typer simuleringer, som påpeget i ref. 9. Det konstateres, at cloud albedo er lavere i AOGCM end i AGCM. Dette skyldes, at havvarmetransport reducerer kontrast mellem dag og nat i AOGCM, hvilket følgelig fører til svagere konvektioner på dagsiden og dermed lavere skyalbedo. Den lavere sky albedo forårsager højere Ts i AOGCM. Fordi havmodulet bliver ustabilt numerisk, blev der ikke udført AOGCM-simuleringer for stjernestråling stærkere end 1.400 W m -2. Ikke desto mindre forventes det, at vanddampkoncentration og tropopausehøjden ville være højere i AOGCM end i AGCM for stjernestråling, der er stærkere end 1.400 W m -2. Disse resultater antyder, at når et dynamisk hav overvejes, ville en exoplanet lettere komme ind i den løbende drivhustilstand, hvis exoplaneten er tæt nok på den indre HZ-kant, og at havvarmetransport sandsynligvis skubber den indre HZ-kant udad.


Tidevandsinteraktioner mellem planeter og værtsstjerner

Hundredvis af planeter vides allerede at have baner kun få gange bredere end stjernerne, der er vært for dem. Tidevandsinteraktionen mellem en planet og dens værtsstjerne er et af de vigtigste midler, der former de observerede fordelinger af egenskaberne for disse systemer. Tidevandsafledning på planeten har en tendens til at gøre kredsløbet cirkulært såvel som at synkronisere og tilpasse planetens spin til kredsløbet og kan væsentligt opvarme planeten og potentielt påvirke dens størrelse og struktur. Dissipation i stjernen fører typisk til indad orbital migration af planeten, fremskynder stjernens rotation og i nogle tilfælde ødelægger planeten.

Nogle væsentlige træk ved tidevandsudvikling kan forstås ud fra de grundlæggende principper, at vinkelmoment og energi udveksles mellem spin og bane ved hjælp af et tyngdefelt, og at energi spredes. For eksempel har de fleste kortvarige eksoplanetære systemer for lidt vinkelmoment til at nå en tidevands ligevægtstilstand.

Teoretiske undersøgelser sigter mod at forklare tidevandsafledning kvantitativt ved at løse ligningerne af væske og fast mekanik i stjerner og planeter, der gennemgår periodisk tidevandsforcering. Ligevægtsvandet er en næsten hydrostatisk bule, der bæres rundt om kroppen ved en strømning i stor skala, som kan dæmpes ved konvektion eller hydrodynamisk ustabilitet eller ved viskoelastisk spredning i faste planeteregioner. Det dynamiske tidevand er en yderligere komponent, der generelt tager form af interne bølger, der er gendannet af Coriolis og opdriftskræfter i et roterende og lagdelte væskelegeme. Det kan føre til betydelig spredning, hvis bølgerne forstærkes af resonans, effektivt dæmpes, når de opnår en meget kort bølgelængde eller går i stykker, fordi de overskrider en kritisk amplitude.

Termisk tidevand ophidses i en planetarisk atmosfære af den variable opvarmning af stjernens stråling. De kan modsætte sig tyngdevand og forhindre tidevandslåsning med konsekvenser for klimaet og beboeligheden på planeten.

Løbende observationer af transiterende exoplaneter giver information om kredsløbets perioder og excentriciteter såvel som stjernens skråstilling (forskydning af spin-kredsløb) og planetens størrelse. Disse data afslører flere tidevandsprocesser på arbejdspladsen og giver begrænsninger for effektiviteten af ​​tidevandsafledning i en række stjerner og planeter.

Nøgleord

Emner

  • Ekstrasolære planeter og systemer
  • Solsystemdynamik og orbitalstruktur
  • Teoretiske teknikker
  • Planetdannelse

Introduktion

Tidevand, der er rejst i jordens have og oceaner ved månens og solens tyngdekraft, er blevet undersøgt i århundreder (Cartwright, 1999 Deparis, Legros, & amp Souchay, 2013). Blandt de vigtigste bidragydere til den teoretiske forståelse af tidevand var Sir Isaac Newton (17. århundrede), Pierre-Simon, Marquis de Laplace (18. århundrede) og Sir George Darwin (19. århundrede).

De vigtigste astronomiske konsekvenser af tidevandsinteraktionen mellem Månen og Jorden er, at vinkelmoment overføres fra jordens spin til Månens bane, hvilket får både dagen og måneden til at forlænge, ​​når Jorden sænkes, og Månen trækker sig tilbage, og at banen bliver mere og mere elliptisk. De nuværende stigningshastigheder for orbital semimajor akse og excentricitet, bestemt af månelaser varierende (Williams & amp Boggs, 2016), er en ˙ = 3,8 cm år - 1 og e ˙ = 1,5 × 10 - 11 år - 1, kilden af energi til begge disse processer er jordens rotation. Som en konsekvens af tidevand rejst af Jorden på Månen er månens spin desuden blevet synkroniseret med sin orbitale bevægelse, så den præsenterer det samme velkendte ansigt mod Jorden, dette er kendt som tidevands låsning.

Længere væk i solsystemet er tidevandsteori blevet anvendt til at forklare mange egenskaber for månerne på de andre planeter (fx Peale, 1999). I de fleste tilfælde er satellitten tidligt låst, ligesom Jordens måne, og dens bane udvides, når den får vinkelmoment fra den roterende planet. Denne proces kunne være oprindelsen til de bemærkelsesværdige resonanskonfigurationer set omkring Jupiter og Saturn, såsom forholdet 1: 2: 4 om orbitale perioder mellem Io, Europa og Ganymedes (Goldreich, 1965). De fleste måner har næsten cirkulære baner, fordi spredning i månen opvejer tendensen fra den roterende planet til at øge kredsløbets excentricitet. I tilfælde, hvor en signifikant excentricitet opretholdes af en orbital resonans, forekommer intens opvarmning fra løbende tidevandsafledning dette menes at forklare den dramatiske vulkanske aktivitet på Jupiters måne Io (Peale, Cassen og amp Reynolds, 1979) og Saturnus måne Enceladus (Porco et al., 2006), opdaget af Voyager og Cassini rummissioner.

Ud over solsystemet er tidevandsteori blevet anvendt til at forklare observationsegenskaber for tætte binære stjerner (Zahn, 1977). En spektroskopisk binær stjerne er en, hvor orbitalperioden og excentriciteten kan måles ved at observere den periodiske Doppler-forskydning af spektrallinjerne i mindst en af ​​de to stjerner. Inden for en klynge af stjerner har binærfiler af kortere periode tendens til at have cirkulære baner, mens de af længere periode har bredt spredte excentriciteter, dette fortolkes som bevis for, at tidevandsafledning har cirkuleret kredsløbene til de tættere, stærkere interagerende binærfiler. Overgangsperioden er længere i ældre klynger og giver information om udviklingen i cirkulariseringsprocessen (Meibom & amp Mathieu, 2005).

Den første exoplanet, der blev opdaget omkring en hovedsekvensstjerne, 51 Peg b (Mayor & amp Queloz, 1995), er et eksempel på en varm Jupiter. Med en masse omkring halvdelen af ​​Jupiters kredsløb kredser den hver 4,2 dag omkring en stjerne, der er lidt mere massiv end solen og i en lignende alder i en cirkulær bane, hvis radius er ca. ni gange stjernens. Kort efter opdagelsen blev det foreslået, at 51 Peg b blev dannet i en cirkelformet skive i en lignende kredsløbsradius som Jupiter, og at dens indadgående migration gennem skivemomenter kunne have været stoppet af et tidevandsmoment fra stjernen, da stjernen var yngre, større og hurtigere roterende (Lin, Bodenheimer og amp Richardson, 1996). Siden 1995 er hundreder af andre exoplaneter med kredsløbsperioder på nogle få dage eller mindre blevet opdaget ved hjælp af radialhastighed og transitmetoder. Bevis for tidevandsinteraktion mellem disse planeter og deres værtsstjerner kan ses både i individuelle systemer og i befolkningens statistiske egenskaber.

Tidevandsteori for eksoplanetære systemer

Tidevandsstyrker

Et nøgleresultat af newtons dynamik er, at to punktsmasser, der kun er underlagt deres gensidige tyngdekraft, bevæger sig i Keplerian-baner omkring deres massecenter. Banen er en cirkel eller en ellipse, hvis den er bundet til en parabel eller en hyperbol, hvis den er ubundet.Opførelsen af ​​udvidede, deformerbare legemer som planeter og stjerner adskiller sig fra dette enkle billede og involverer et samspil mellem den eksterne dynamik (orbitalbevægelse af massecentrene for de to kroppe) og den indre dynamik (flydende eller fast mekanik inden for hver krop ).

Tidevandseffekter skyldes gravitationsfeltets rumlige variation over en udvidet krop på grund af en orbital ledsager. Hvis tyngdefeltet i midten af ​​det første legeme giver den rigtige acceleration, der kræves til dets orbitalbevægelse, frembringer variationen af ​​feltet en tidevandsacceleration, der har tendens til at deformere kroppen fra sin naturlige form.

Overvej samspillet mellem en planet af masse Mp og radius Rp med en stjerne med masse Ms og radius R s. Et simpelt skøn over størrelsen af ​​tidevandsdeformationen af ​​stjernen fra planeten tilvejebringes af det dimensionsløse tidal amplitude parameter ϵ s = (M p / M s) (R s / r) 3, hvor r er orbitalseparationen. Dette kan forstås som tidevandspotentialet på grund af planeten på det sted på stjernefladen, der er tættest på den, divideret med stjernens eget tyngdepotentiale på dette tidspunkt. Et lignende skøn over deformationen af ​​planeten, idet man overser enhver stivhed, er ϵ p = (M s / M p) (R p / r) 3. Tidevandseffekter er meget følsomme over for adskillelse af kredsløb og er mest betydningsfulde for systemer med kort omløbstid. Værdier på ϵ s op til 1,8 × 10 - 4 findes for stjerner med massive varme Jupiters som WASP-18. Værdier på ϵ p op til 0,06, der antyder signifikant tidevandsdeformation, findes for varme Jupiters såsom WASP-12 b og WASP-19 b.

Tidevandsdeformation og forstyrrelse

Hovedeffekten af ​​tidevands tyngdekraft er at deformere hvert legeme til en sfærisk form, langstrakt langs en akse, der peger mod (og væk fra) sin ledsager. Dette er i tillæg til udfladning af hvert legeme på grund af dets rotation. Hvis en planet kredser for tæt på værtsstjernen, vil tidevandsdeformationen være så stor, at planeten vil blive forstyrret.

Overvej en planet med masse Mp og volumetrisk radius Rp (defineret som en radius af en kugle med samme volumen som planeten) i en cirkulær kredsløb med radius a omkring en stjerne med meget større masse M s. For en flydende planet i synkron, justeret rotation, fastgør to klassiske modeller den forventede adfærd:

I tilfælde af a homogen planet med ensartet tæthed, kan planeten finde en ligevægt i form af en Roche ellipsoid , som er langstrakt af tidevandskræfter og fladt ved rotation, forudsat at a overstiger en kritisk værdi kendt som Roche grænse , som kan udtrykkes som 2,46 (M s / M p) 1/3 R p. Hvis a er mindre end Roche-grænsen, forstyrres planeten ved at blive trukket ud i en nålelignende konfiguration.

I den modsatte ekstreme af en kondenseret centralt planet, hvis masse er koncentreret i et enkelt punkt, kan planeten finde en hydrostatisk ligevægt i Roche potentiale , som kombinerer tyngden af ​​de to legemer med centrifugalpotentialet på grund af den ensartede rotation (figur 1). Den samme formel for Roche-grænsen gælder, men med koefficienten 2,46 erstattet af 2,03. For værdier, der er større end denne kritiske værdi, følger planetens overflade en kontur af Roche-potentialet, hvorimod for mindre en flyder planetarisk kuvert over Roche-lappen, og materialet går tabt. Et beslægtet koncept er Hill-radius RH = (M p / 3 M s) 1 / 3a, som giver afstandene til Lagrangian-punkterne L 1 og L 2 fra centrum af planeten i den grænse, at planeten er meget mindre massiv end stjernen. Volumenet af planetens Roche-lap (også kendt som Hill sfære ) i denne grænse er 1,51 RH3 (hvilket er betydeligt mindre end for en sfære med radius RH).

Figur 1. Konturer af Roche-potentialet for et masseforhold på 1/1000, typisk for en kæmpe planet, der ligner Jupiter, der kredser om en stjerne, der ligner solen. Planeten befinder sig i en cirkulær bane i xy flyve omkring systemets massecenter, som er placeret ved oprindelsen (langt til venstre for plottet), tæt på stjernens centrum. Længdeenheden er orbitalseparationen. Den lukkede del af den røde kontur er et snit gennem Roche lap (eller Hill sfære), som afgrænser det område, i hvilket materiale, der kredser omkring planeten, er bundet til det og når det indre Lagrangiske punkt L 1. Den blå kontur er en lidt højere potentiale, der krydser det ydre Lagrangiske punkt L 2.

Koefficienten 2,46 i Roche-grænsen kan også reduceres for en solid planet med betydelig viskositet eller materialestyrke (Holsapple & amp Michel, 2006 Leinhardt, Ogilvie, Latter, & amp Kokubo, 2012).

Beregningen af ​​en hydrostatisk tidevand (eller rotations) bule med lille amplitude i et selvgraverende legeme er en klassisk udviklet af Clairaut i det 18. århundrede, der involverer løsningen af ​​en lineær andenordens almindelig differentialligning (f.eks. Cook, 1980 ).

Tidevands ligevægt

Et muligt slutpunkt for tidevandsudvikling er en tidevands ligevægt hvor kredsløbet er cirkulært, og både stjernen og planeten er tidligt låst. Set i en referenceramme, der roterer med den fælles vinkelhastighed Ω, er tidevandsdeformationen derefter statisk, og der forekommer ingen spredning eller tidevandsudvikling.

I betragtning af masserne M s og M p af de to legemer og deres inertimomenter I s og I p, kan systemets samlede vinkelmoment i en tidevægt ligesom summen J = L + S af det orbitale vinkelmoment L = μ GM a og spinvinkelmomentet S = I Ω, hvor M = M s + M p er den samlede masse, μ = M s M p / M er den reducerede masse (lidt mindre end planetens masse), I = I s + I p er summen af ​​inertimomenterne, og a er kredsløbets radius relateret til Ω ved Keplers tredje lov, Ω 2 = GM / a 3. Bemærk, at L ∝ a 1/2 ∝ Ω - 1/3, mens S ∝ Ω. Da J = L + S er summen af ​​en faldende funktion af Ω og en stigende funktion af Ω, har den en minimumsværdi, J c = 4 I Ω c, ved en kritisk vinkelhastighed, Ω c = GM (μ / 3 I) 3/4. Det er derefter muligt at vise følgende (Hut, 1980):

Hvis systemets vinkelmoment overstiger den kritiske værdi Jc, er to tidevands ligevægtsløsninger mulige, men kun den langsommere roterende (som har Ω & lt Ω c og L & gt 3 S) minimerer energien og er stabil.

Hvis J & lt Jc, eksisterer der ingen tidevægt.

Figur 2 viser de stabile tidevandsækvægter og evolutionære spor i et system bestående af en stjerne og en planet, hvor kredsløb antages at være cirkulær og justeret med stjernespindet. X- og y-akserne repræsenterer den orbitale vinkelhastighed n og stjernespinnet Ω s, begge i enheder af den kritiske vinkelhastighed Ω c. Hvert evolutionært spor er en kurve, hvor det samlede vinkelmoment J = L + S (som det planetariske spin antages at yde et ubetydeligt bidrag) er lig med en konstant. Udviklingsretningen, angivet med pilene, er den, i hvilken systemets samlede mekaniske energi falder som et resultat af tidevandsafledning. Selvom interaktionen mellem spin og kredsløb er af friktion, overfører vinkelmoment fra den hurtigere roterende komponent til den mindre hurtigt roterende og spredende energi, fører det ikke altid til synkronisering på grund af den ejendommelige egenskab, at det orbitale vinkelmoment er en faldende funktion af vinkelhastigheden.

Figur 2. Evolutionære spor til et system bestående af en stjerne med spinvinkelhastighed Ω s og en planet i en cirkulær bane med vinkelhastighed n. På hvert spor bevares det samlede vinkelmoment J, og udviklingsretningen er sådan, at den samlede mekaniske energi sænkes. Jc og Ω c er de kritiske værdier, der er defineret i teksten. Blå prikker repræsenterer stabile tidevandsækvægter.

De fleste af de kortvarige eksoplanetære systemer, for hvilke tidevandsinteraktioner er vigtige, har J & lt Jc, hvilket indebærer n & gt Ω s. Både n og Ω s stiger som følge af tidevand, og planeten vil til sidst blive forbrugt. Selv for de få kortperiodesystemer, der har J & gt Jc og kan udvikle sig mod en tidevands ligevægt, kan denne ligevægt kun være midlertidige stjerner fortsætter med at udvikle sig og mister vinkelmoment gennem magnetmomenterne på udstrømmende stof, når de udsender varm, ioniseret vinde langs åbne magnetfeltlinjer.

Moment og spredning

En deformeret krop med en kugleformet udbuling har et tyngdekrafts kvadrupolmoment, der får sit ydre tyngdefelt til at adskille sig fra det for en punktmasse (en tyngdekraftmonopol). Den kvadrupolære komponent i feltet mangler fuldstændig rotationssymmetri og henfalder hurtigere med afstand end den monopolære komponent. Tidevandsinteraktionen mellem to kroppe kan betragtes som en kobling af deres monopol- og firepolsmomenter, hvilket gør det muligt at udøve et drejningsmoment, hvilket betyder, at vinkelmomentet udveksles mellem spin og kredsløb. Hvis buen peger mod ledsageren, hvilket er tilfældet med en øjeblikkelig hydrostatisk reaktion, som i figur 1, forsvinder dette drejningsmoment. Fejljustering af buen kan betragtes som en følge af en forsinkelse i reaktionen. Dette kræver spredning og gør det muligt at udøve et drejningsmoment, hvilket fører til en irreversibel udvikling af spin og kredsløb, det forårsager også, at det tidevandsdeformerede legeme, hvor spredningen forekommer, opvarmes.

Al den relevante information om tidevandsinteraktionen er kodet i de deformerede legems tyngdekrafts kvadrupolmomenter. Kærlighedstalet k (faktisk det potentielle kærlighedstal af anden grad, k 2) er et dimensionsløst mål for, hvor meget et legeme deformeres hydrostatisk af en tidevandskraft. For et flydende legeme bestemmes k ud fra opløsningen af ​​Clairauts ligning, det er lig med 1,5 for et homogent legeme, men mindre for mere centralt kondenserede kroppe såsom gigantiske planeter og især for stjerner. Stivheden af ​​et solidt legeme, såsom en terrestrisk exoplanet, reducerer også k. (Estimater for Jupiter, Jorden, Solen og Månen er henholdsvis 0,59, 0,30, 0,035 og 0,024.)

Det dissipative aspekt af tidevandsresponsen kan beskrives på en række ækvivalente måder. Mest almindelige er kvalitetsfaktor Q, den ændret kvalitetsfaktor Q ′, og tidsforsinkelse τ. Disse er relaterede af ω τ = 1 / Q (som er fase forsinkelse) og k / Q = 1,5 / Q ', hvor ω er vinkelfrekvensen for tidevandsforcering i en referenceramme, der roterer med kroppen. Der er en lang historie med at beskrive dæmpning af bølger og svingninger på Jorden i form af en kvalitetsfaktor Q, som er en dimensionsløs størrelse omvendt proportional med effektiviteten af ​​spredning. En fordel ved Q ′ er, at den kombinerer parameteren Q med kærlighedstallet k, hvilket i sig selv kan være usikkert på en sådan måde, at de ikke behøver at blive betragtet separat. Både tidevandsmomentet og spredningshastigheden er proportionale med k / Q eller til 1 / Q 'eller til k τ.

Det er bedst ikke at tænke på Q, Q 'eller τ som konstante egenskaber for en stjerne eller planet. For tidevand med lille amplitude er disse parametre forskellige måder at kvantificere kroppens lineære respons på tidevandsforcering ved en bestemt frekvens og kan afhænge væsentligt af denne frekvens.

Tidevandsstyrke

I den tilnærmelse med svag friktion (Alexander, 1973 Hut, 1981) antages faseforsinkelsen at være lille og proportional med tidevandsfrekvensen, hvilket betyder, at tidevandsdeformationen er identisk med en øjeblikkelig hydrostatisk, men forsinket med en konstant tidsforsinkelse τ . Der er en vis fysisk begrundelse for denne antagelse. I et flydende legeme med masse M, radius R og kinematisk viskositet ν er opførslen faktisk af denne form med en tidsforsinkelse proportional med ν R / GM, hvis tidevandsfrekvensen er et godt stykke under de naturlige frekvenser af alle relevante normale tilstande af svingning.

Med denne bekvemme antagelse kan tidevandsacceleration, der virker på orbitalseparationsvektoren r = rr ^ på grund af spredning i stjernen, skrives som - γ s (r ˙ - Ω s × r + 2 r ˙ r ^) hvor γ s = 3 ks τ s (M p M s) (R sr) 5 GM r 3 er en dæmpningskoefficient. Her er Ω s stjernens spinvinkelhastighed, og r ˙ - Ω s × r er planetens hastighed i en referenceramme, der bevæger sig og roterer med stjernen. Tidevandskraften har derfor en tendens til at dæmpe enhver asynkronisme eller forskydning mellem de orbitale og rotationsbevægelser (som det ses i de to første termer i udtrykket) og også til at dæmpe enhver radial bevægelse (forbundet med orbital excentricitet). Et lignende udtryk med omskrevet abonnement “s” og “p” giver accelerationen på grund af spredning på planeten.

Tidevandsudvikling

Væk fra en tidevands ligevægt oplever hver krop et tidevandsmoment, der udveksler vinkelmoment mellem dets spin og kredsløbsenergien spredes også, hvilket sænker systemets mekaniske energi (spin plus kredsløb). Dette kan bekvemt illustreres i den tilnærmelsesvise svage friktion.

I det enkle tilfælde af en cirkulær bane med justerede spins bestemmer følgende ligninger udviklingen af ​​den orbitale vinkelhastighed n = G M / a 3 og de to spins:

hvor igen, μ = M s M p / M er den reducerede masse (lidt mindre end planetens masse). Lillehedens inertimoment på planeten (I p ≪ I s og I p ≪ μ a 2) betyder, at den hurtigste tidevandsproces normalt er synkronisering (og justering) af planetens spin med kredsløbet. Denne tidevandslåsning (Ω p = n) kan have vigtige konsekvenser for den atmosfæriske dynamik og beboelighed af terrestriske exoplaneter.

Når planetens spin er synkron, udvikler stjernernes asynkronisme sig i henhold til

Et træk ved varme Jupiter-systemer er, at μ a 2 og I s kan være sammenlignelige, hvilket fører til en interessant koblet udvikling, hvor både stjernespin og kredsløbsradius ændres markant. Hvis f.eks. En Jupiter-masseplanet i en tredages kredsløb omkring en solmassestjernes orbitale momentum blev overført til stjernespindet, ville stjernen rotere med en periode på cirka tre dage. For et system bestående af Jupiter og Solen er beslaget (3 - μ a 2 I s) positivt for baner, der er mindre end ca. 0,07 AU eller kortere end ca. syv dage, og i sådanne tilfælde vinkelhastighederne for spin og kredsløb vil afvige fra hinanden (på trods af tidevandsinteraktionens friktionelle karakter). Dette svarer til betingelsen n & gt Ω c, det vil sige at være på højre side af figur 2.

Hvis en lille orbital excentricitet er tilladt, udvikler dette sig i henhold til

Excentriciteten dæmpes, hvilket fører til cirkulation af kredsløbet, forudsat at ingen af ​​kroppene spinder betydeligt hurtigere end kredsløbet. (Det nøjagtige kritiske forhold på 18/11, der foreslås af denne ligning, afhænger af de antagelser, der ligger til grund for den svage friktionstilnærmelse (Darwin, 1880).) Forholdet mellem cirkulationshastigheder på grund af spredning på planeten og stjernen er proportional med

og har tendens til at blive domineret af planeten.

Hvis der også er tilladt en lille forskydningsvinkel mellem stjernespindet og kredsløbet, udvikler dette sig i henhold til

For typiske kortvarige eksoplanetære systemer er det store beslag positivt, og tidevandsafledning forårsager justering af spin og kredsløb.

Tidevandsmøder

Tidevands følsomhed over for orbitaladskillelsen skaber en sondring mellem situationer med lille og stor orbital excentricitet. I det tidligere tilfælde involverer tidevandsinteraktionen et lille antal Fourier-komponenter, der varierer sinusformet med tiden. I sidstnævnte tilfælde koncentreres interaktionen ved periapsis (hvor orbitalseparationen tager sin minimumsværdi r = q) og har form af en række impulser eller tidevandsmøder. For eksoplaneter er begge situationer relevante. En planet, der er placeret på en meget elliptisk bane ved interaktioner med ledsagere, kan få sin bane cirkuleret og krympet gennem en sekvens af dissipative møder med stjernen.

Det er relativt let at beregne effekten af ​​et tidevandsmøde i den svage friktionstilnærmelse til illustrative formål. Under forudsætning af at planetens spin er justeret med kredsløbet, gives vinkelmomentet (Δ L) p, der overføres fra spin til kredsløb på grund af spredning på planeten ved

hvor, i grænsen for en meget excentrisk bane, L = μ 2 GM q er det orbitale vinkelmoment, og Ω q = 2 GM / q 3 er den orbitale vinkelhastighed ved periapsis (hvor den er maksimal, og hvor dæmpningskoefficienten γ p skal evalueres). Et lignende udtryk gælder for stjernen med underskriften “p” erstattet af “s.” Da planetens inertimoment er relativt lille (I p ≪ I s og I p ≪ μ a 2), kan det antages, at planetens spin justeres efter relativt få møder til pseudosynkron værdi 33 40 Ω q (Hut, 1981), der repræsenterer et passende vægtet gennemsnit af orbital vinkelhastighed tæt på periapsis med lille ændring i kredsløbet. Da I ​​s og μ a 2 imidlertid kan sammenlignes med et varmt Jupiter-system, er justering af stjernespindet stærkt koblet til kredsløbets udvikling. Den energi, der går tabt fra kredsløb på grund af spredning på planeten, forårsager en ændring i kredsløbets excentricitet

hvilket er negativt i den pseudosynkrone tilstand. Den tilsvarende størrelse (Δ e) s på grund af stjernen er også negativ i den typiske situation, som Ω s & lt Ω q. Efter mange sådanne møder cirkuleres kredsløbet.

Når man betragter dynamiske tidevand, fører hvert tidevandsmøde til den impulsive excitation af svingningstilstande i stjernen og planeten med en tilsvarende overførsel af energi og vinkelmoment fra kredsløb til tilstande (Press & amp Teukolsky, 1977). Dæmpning af disse tilstande ved lineære eller ikke-lineære processer gør det muligt at afsætte deres vinkelmoment, hvilket påvirker kroppens spin, mens energi spredes. Hvis tilstande er dæmpet inden for en enkelt bane, bidrager hvert efterfølgende møde til tidevandsudviklingen af ​​systemet på en kvalitativ måde, der ligner den, der findes i den svage friktionstilnærmelse, omend med detaljeringsforskelle. Hvis de ikke dæmpes så effektivt, kan der opstå kaotisk dynamik (Vick & amp Lai, 2018 Wu, 2018 og referencer deri).

Hvis periapsis q er for lille, vil planeten blive forstyrret som et resultat af mødet. For en homogen flydende planet opstår forstyrrelse, hvis q & lt 1,69 (M s / M p) 1/3 R p, hvilket er mindre end Roche-grænsen med en faktor på 0,69 (Sridhar & amp Tremaine, 1992). Numeriske simuleringer af tidevandsforstyrrelser er blevet udført med mere realistiske modeller af planeter (Guillochon, Ramirez-Ruiz, & amp Lin, 2011).

Ligevægt og dynamiske tidevand

Den dominerende reaktion fra en stjerne eller planet på tidevandsforcering er normalt en kugleformet udbuling, hvor kroppens tryk og densitet tilpasser sig hydrostatisk til det modificerede tyngdepotentiale.Væk fra en tidevandsligevægt er udbulingen tidsafhængig, og der kræves et jævnt hastighedsfelt for at bevæge den med den passende hastighed rundt om kroppen. Det her ligevægt tidevand (eller ikke-bølgelignende tidevand) er ikke en nøjagtig løsning af de hydrodynamiske ligninger, fordi de inertiale termer i ligningen af ​​bevægelse overses ved estimering af den. Det dynamisk tidevand (eller bølgelignende tidevand) er den tilbageværende reaktion, som typisk har form af interne bølger.

Interne bølger er de, der er gendannet af opdrift og Coriolis kræfter i stratificerede og roterende væsker. Også kendt som indre tyngdekraftsbølger, g-tilstande, inerti-bølger, inerti-tyngdekraftsbølger og så videre, de er blevet undersøgt grundigt i Jordens atmosfære og have. Deres egenskaber er på nogle måder modsatte af de mere velkendte lydbølger. For det første er frekvensen af ​​en intern bølge uafhængig af bølgelængden og afhænger kun af udbredelsesretningen, den kan ikke overstige opdriftsfrekvensen eller to gange fluidets centrifugeringsfrekvens (alt efter hvad der er størst). Opdriftsfrekvensen N er defineret af N 2 = g ρ (d ρ dr | ad - d ρ dr), hvor g er tyngdekraften, ρ er densitet, r er radius, og "ad" henviser til den adiabatiske gradient, der ville forekomme i tilfældet med ensartet sammensætning og entropi pr. masseenhed. For det andet er bevægelsen i en intern bølge omtrent ukomprimerbar og derfor tværgående i den retning, i hvilken bølgefasen varierer, hvilket igen er vinkelret på udbredelsesretningen.

I de fleste tilfælde af interesse for eksoplanetære systemer har overfladegravitetsbølger og lydbølger (også kendt som f-tilstande og p-tilstande) i stjerner og planeter frekvenser, der er for høje (med bølgeperioder på mindre end en time) til at blive ophidset markant ved tidevandsforcering (med tvangsperioder på timer eller dage). Interne bølger optager den lavfrekvente ende af spektret af svingningstilstande og er mere naturligt ophidset af tidevandsforcering.

Dissipation af ligevægttiden

Enhver mekanisme, der tilvejebringer en friktions- eller tyktflydende træk på ligevægt, vil føre til spredning og et tidevandsmoment. I stjerner, hvor væskens viskositet normalt er ubetydelig, er hovedkandidaten en effektiv "hvirvelviskositet" som følge af turbulent bevægelse. Dette kan enten være den konvektive bevægelse i områder som den ydre del af solen, hvor stjernens lysstyrke overvejende føres til overfladen ved konvektion (f.eks. Zahn, 1989), eller det kan være turbulens, der skyldes en ustabilitet af tidevandsstrømmen i sig selv, såsom den elliptiske ustabilitet (Kerswell, 2002). I planeter som varme Jupiters er konvektion mindre kraftig end i stjerner på grund af de svagere varmekilder, men ustabilitet af tidevandsstrømmen er mere sandsynligt på grund af de større tidevandsamplituder (fx Barker, 2019).

Faste regioner af planeter modelleres ofte som viskoelastisk materialer, der opfører sig som et elastisk faststof på korte tidsskalaer, men kan flyde som en tyktflydende væske på lange tidsskalaer. Det almindeligt adopterede Maxwell-model er kendetegnet ved en viskositet η og en afslapningstid τ, således at den elastiske modul på korte tidsskalaer er η / τ. Som reaktion på periodisk belastning med vinkelfrekvens ω er materialets effektive viskositet η 1 + (ω τ) 2, hvilket er signifikant mindre end η i det “elastiske” regime, hvor svingningsperioden er kort sammenlignet med afslapningstiden . Viskoelastisk spredning af ligevægtsvandet menes at være vigtig for stenede kroppe i solsystemet og vil sandsynligvis være det for terrestriske eksoplaneter (f.eks. Correia, Boué, Laskar og amp Rodríguez, 2014), selv om der er betydelig usikkerhed med hensyn til den viskoelastiske parametre.

Interessant nok har flydende turbulens også en viskoelastisk karakter, hvor afslapningstiden er relateret til omsætningstiden for de turbulente hvirvler (Ogilvie, 2019 Ogilvie & amp Lesur, 2012). Effektiviteten af ​​konvektion til at sprede ligevægtsvandet i stjerner er begrænset, fordi det ofte er i det ”elastiske” regime, hvor tidevandsperioden er kort sammenlignet med omsætningstiden (Goodman & amp Oh, 1997). Det samme gælder for viskoelastisk spredning i faste planeteregioner. Denne rækkefølge af tidsskalaer betyder, at den svage friktions-tilnærmelse ikke kan anvendes detaljeret i begge situationer.

Spredning af den dynamiske tidevand

Forskellige mekanismer gælder for det dynamiske tidevand, som normalt tager form af interne bølger. Hvis disse bølger udvikler en tilstrækkelig kort bølgelængde, kan lineære spredningsmekanismer, især termisk diffusion på grund af strålingstransport, være relevante. For eksempel opnår indre tyngdekraftsbølger en kort radial bølgelængde, hvis de formerer sig i stærkt stabilt lagdelte områder af en stjerne eller planet, hvor opdriftsfrekvensen er meget større end bølgefrekvensen. I Zahns teori om det dynamiske tidevand i stjerner, der er mere massive end solen (f.eks. Zahn, 1977), som har konvektive kerner og strålingshylster, bliver indre tyngdekraftsbølger begejstret af tidevandskraft, der nærmer sig bunden af ​​konvolutten og spredes mod stjernefladen , hvor strålingsdiffusion kan være effektiv. Trægbølger i konvektive zoner kan også nå korte længdeskalaer gennem geometrisk fokusering som et resultat af flere refleksioner (fx Ogilvie & amp Lin, 2004). I disse tilfælde kan effektiviteten af ​​tidevandsafledning være stærkt afhængig af tidevandsfrekvensen, da dette bestemmer den detaljerede opførsel af bølgerne.

Alternativt, hvis udbredelsen af ​​interne bølger får dem til at overskride en kritisk amplitude, bliver de ustabile og går i stykker, spredes gennem transmission til bølger i mindre skala. Denne mekanisme kunne gælde for stjerner, der er mere massive end solen eller eksoplanetære atmosfærer. I stjerner af soltype spreder interne bølger, der tvinges af en tæt planetkammerat, sig mod stjernens centrum, hvor de bryder, hvis planeten er tilstrækkelig massiv, og stjernen er tilstrækkeligt udviklet (Barker & amp Ogilvie, 2010). Denne proces kunne absorbere planetens banevinkelmoment inden for få millioner år, hvilket førte til forbrug af massive varme Jupiters.

For en mere detaljeret og kvantitativ diskussion af mekanismer for tidevandsafledning i væskelegemer henvises læseren til oversigtsartiklerne fra Ogilvie (2014) og Mathis (2018).

Termiske tidevand og planetariske atmosfærer

Ud over tyngdekraft tidevand oplever planeter termisk kraft fra deres værtsstjerner, da noget af strålingen fra stjernen, der modtages af planeten, absorberes og varmer atmosfæren. Ligesom gravitationel tidevandsforstærkning er denne effekt stærkt afhængig af kredsløbsseparationen og resulterer i en periodisk forstyrrelse, hvis planeten ikke er tidligt låst.

Stjerner opvarmning af atmosfæren skaber en termisk udbuling, hvor stjernens tyngdekraft udøver et drejningsmoment. På jorden kan den termiske bule detekteres gennem den periodiske variation af det atmosfæriske tryk på jordoverfladen (Haurwitz, 1964), hvilket afspejler den skiftende søjletæthed i den overliggende atmosfære. Den relevante Fourier-komponent i denne variation (kendt som halvtids solatmosfærisk tidevand) har en periode på 12 timer og en amplitude, der overstiger en millibar ved ækvator, hvor trykmaxima forekommer lidt før kl. 10 (am og pm). Temperaturvariationen er ude af fase og toppede lidt før kl. 4 i overensstemmelse med hverdagens oplevelse. Det faktum, at et trykmaksimum fører Solens position med cirka to timer, betyder, at solmomentet på den termiske udbuling fremskynder jordens rotation (Thomson, 1882).

Lignende effekter kan forventes på andre planeter, især dem med en solid overflade, der kan understøtte trykfluktuationer i den overliggende atmosfære (selvom termiske tidevand i varme Jupiters også er blevet diskuteret (Arras & amp Socrates, 2010)). En konkurrence mellem termisk tid og tyngdekraft kan resultere i en stabil ligevægt, hvor spin på planeten er betydeligt asynkron. Denne proces menes at forklare rotationen af ​​Venus, som er tættere på Solen og har en tykkere atmosfære end Jorden (Gold & amp Soter, 1969 Ingersoll & amp Dobrovolskis, 1978). Det er blevet foreslået, at mange terrestriske eksoplaneter i den beboelige zone kan have asynkron rotation på grund af denne proces (Leconte, Wu, Menou og amp Murray, 2015), hvilket kan være gavnligt for deres beboelighed. Tidevandslåsning kan være ugunstig for beboelighed på grund af de ekstreme temperaturkontraster mellem de permanente dag- og nattesider på planeten, hvilket kan føre til atmosfærisk sammenbrud (Kasting, Whitmire og amp Reynolds, 1993). Generelle cirkulationsmodeller (GCM'er) bruges nu til at beregne atmosfærisk dynamik og termisk tidevand i eksoplaneter (Pierrehumbert & amp Hammond, 2019).

Anvendelse på observerede eksoplanetære systemer

I skrivende stund (august 2019) kendes der mere end 400 exoplanetære systemer med en orbital halvstor akse mindre end 10 gange stjerneradien, og mere end 80 af disse har a / R s & lt 5. Størstedelen af ​​disse kortvarige eksoplaneter er transiterende systemer, som tillader målinger af et antal stjernernes og planetariske egenskaber. Der kan indtil videre ikke siges meget om exoplanets spins, selv om spørgsmålet om, hvorvidt de er tidligt låst, kan besvares af den igangværende udvikling i atmosfæriske studier. De vigtigste observationsdata, der er relevante for tidevandsinteraktioner, er orbitalstørrelse og excentricitet, stjernespind og skråstilling (forskydning af spin-kredsløb) og mulige ændringer i kredsløbsperiode. Fordelingen af ​​disse egenskaber vil blive diskuteret, før udvalgte objekter undersøges detaljeret.

Orbital Circularization

Der er en klar tendens til, at eksoplaneter med de korteste perioder har kredsløb med lavere excentricitet. Dette kan ses i figur 3, baseret på en prøve af transiterende gigantiske planeter undersøgt af Bonomo et al. (2017). Orbitalcirkularisering kunne principielt forklares ved tidevandsafledning i enten planeten eller stjernen. O'Connor og Hansen (2018) har fået estimater for tidevandsafledningskonstanten (relateret til tidsforsinkelsen for den svage friktionsnærmægtning) i varme Jupiters ved at modellere disse data.

Figur 3. Orbital excentricitet versus orbital periode for de 123 transitkæmpeplaneter med velbestemte excentriciteter, der er opstillet af Bonomo et al. (2017). Blå prikker (med fejlbjælker) repræsenterer planeter med excentriciteter, der er væsentligt forskellige fra nul, mens lodrette bjælker uden punkter repræsenterer planeter med excentriciteter, der er konsistente med nul.

Roche Limit

Figur 4 sammenligner orbitale halvakser af observerede exoplaneter med Roche-grænsen, i tilfælde hvor dette kan bestemmes med rimelig nøjagtighed. Som beskrevet i afsnittet "Tidevandsdeformation og -forstyrrelse" forventes Roche-grænsen for en flydende planet at ligge mellem 2,03 (M s / M p) 1/3 R p og 2,46 (M s / M p) 1/3 R p, afhængigt af hvor centralt kondenseret det er. Det er klart, at den observerede fordeling af a afskæres ved eller meget tæt på Roche-grænsen som forventet teoretisk. Dette antyder, at mange planeter er blevet ødelagt eller har mistet materiale som følge af stærke tidevandskræfter fra deres værtsstjerner.

Figur 4. Sammenligning af de halvkugleformede akser på exoplaneter med Roche-grænsen for systemer, hvor dette kan bestemmes med rimelig nøjagtighed. Roche-grænsen for en flydende planet på en cirkulær bane ligger mellem de to lodrette røde linjer afhængigt af den interne densitetsprofil. Den lodrette akse viser den planetariske masse i joviske enheder. Data opnået fra Extrasolar Planets Encyclopaedia.

Der er nogle beviser for en fordel i fordelingen tæt på to gange Roche-grænsen, som kunne forklares, hvis disse kortperiode planeter oprindeligt havde stærkt elliptiske baner, der blev cirkuleret, mens de omtrent bevarede det orbitale vinkelmoment, fordi periapsis fordobles under denne proces (Ford & amp Rasio, 2006).

Orbital Migration og Stellar Spin-Up

Hvis en planets bane henfalder som følge af tidevandsafledning i værtsstjernen, bør dens kredsløb gradvist falde. Dette kan detekteres ved nøjagtige målinger af variationer i transit-timing, hvis effekten er stærk nok og den observationsbaserede baseline er lang nok. Det bedste tilfælde til dato er WASP-12 b, diskuteret i afsnittet "Udvalgte casestudier", men der findes andre kandidater (Bouma et al., 2019 Maciejewski et al., 2018), og observationsbegrænsningerne vil sandsynligvis blive bedre i det kommende flere år.

Værterne for flere hotte Jupiters har vist sig at rotere betydeligt hurtigere end forventet for enkeltstjerner af deres masse og alder (Brown et al., 2011 Husnoo et al., 2012 Kovács et al., 2014), hvilket tyder på, at de har fået vinkelmoment fra deres planetariske ledsagere via tidevandsmomenter. Dette indebærer igen, at banerne på disse planeter er forfaldne. Penev, Bouma, Winn og Hartman (2018) har modelleret spinudviklingen af ​​værterne for hotte Jupiters og fundet bevis for en stærk afhængighed af den stjernemodificerede kvalitetsfaktor Q 'af tidevandsforceringsfrekvensen. Collier-Cameron og Jardine (2018) har modelleret kredsløbets forfald af varme Jupiters og fundet beviser for forbedret spredning i situationer, hvor stjernen drejer tilstrækkeligt hurtigt til, at planeten kan vække inerti-bølger i den, men peger også på vigtige selektionseffekter.

Stjerneskråning

Fejljusteringen af ​​stjernespindet og en transiterende exoplanets bane, projiceret på himmelplanet, er blevet målt i en række systemer ved hjælp af Rossiter-McLaughlin-effekten (Triaud, 2018). Observationer viser, at væsentlige forskydninger ikke er almindelige for køligere, mindre massive stjerner, men almindelige for varmere, mere massive stjerner, hvor overgangen sker omtrent, hvor stjernen skifter fra at have en strålende kerne og konvektiv hylster (som solen) til at have en konvektiv kerne og en strålende konvolut (Albrecht et al., 2012). De forskellige effektiviteter ved tidevandsafledning i de to typer af stjerner kan bidrage til denne dikotomi. Teorier om dynamiske tidevand, der involverer inerti-bølger, kan forklare, hvordan en forkert justering kan dæmpes på en kortere tidsskala end den for kredsløbets forfald (Lai, 2012 Lin & amp Ogilvie, 2017).

Tidevandsopvarmning

Et langvarigt observationspuslespil er, at mange varme Jupitere har større radier end forventet for deres masse og alder, selvom de udelukkende er sammensat af brint og helium, hvilket antyder eksistensen af ​​en intern varmekilde. Radiusanomalien er korreleret med ligevægtstemperaturen på planeten som et resultat af stjernestråling og er størst for planeter på omkring Jupiters masse (fx Thorngren & amp Fortney, 2018). Tidevandsafledning kan bidrage til den opvarmning, der kræves til planetarisk inflation (Bodenheimer, Lin og amp Mardling, 2001), men skal opretholdes og forbindes med bestråling af planeten (Jermyn, Tout og amp Ogilvie, 2017 Socrates, 2013).

Udvalgte casestudier

Her er anført et antal systemer af særlig interesse, hvoraf nogle er illustreret i målestok, i figur 5. Abonnementet ⊙, J og E henviser til solen, Jupiter og jorden, og AU er den astronomiske enhed ( den gennemsnitlige afstand mellem jorden og solen).

Figur 5a. Skala repræsentation af udvalgte exoplanetære systemer. Blå: HD 80606 b. Grøn: WASP-19 b. Rød: WASP-18b. Magenta: KOI 1843.03.

Figur 5b. Skala repræsentation af TRAPPIST-1 multi-planetarisk system.

WASP-19 b. I øjeblikket er en af ​​de kortest kendte kæmpe planeter, der er kendt, dette er en varm Jupiter (Mp ≈ 1.1 MJ, R p ≈ 1.4 RJ) i en meget kort periode (19 timer, en ≈ 0,016 AU ≈ 3,4 R s) kredser rundt en G8V-stjerne (M s ≈ 0,9 M ⊙, R s ≈ 1,0 R ⊙) (Hebb et al., 2010 Mancini et al., 2013 Tregloan-Reed, Southworth, & amp Tappert, 2013). Observationer stemmer overens med, at banen er cirkulær og i stjernens ækvatoriale plan. Det antages, at stjernen er spundet tidevand af planeten (Brown et al., 2011), så dette er et lovende system, hvor man kan lede efter banebrydende skønt, selvom dette ikke er blevet detekteret (Petrucci et al., 2020) .

WASP-18 b. Dette er en meget massiv varm Jupiter (M p ≈ 10 MJ, R p ≈ 1.2 RJ) i en meget kort periode (23 timer, en ≈ 0,02 AU ≈ 3,6 R s), let excentrisk (e ≈ 0,008) kredsløb omkring en F6V-stjerne (M s ≈ 1.3 M ⊙, R s ≈ 1.3 R ⊙) (Hellier et al., 2009 Triaud et al., 2010). I betragtning af den relativt store tidevandsamplitude i stjernen skal spredning i stjernen være relativt ineffektiv for at undgå observerbar orbital henfald.

WASP-12 b. Dette er en varm Jupiter (M p ≈ 1,5 MJ, R p ≈ 1,9 RJ) i en kort periode (26 timer, en ≈ 3,0 R s) cirkulær bane omkring en sen F-type stjerne (M s ≈ 1,3 M ⊙, R s ≈ 1,5 R ⊙) (Hebb et al., 2009 Maciejewski et al., 2018 Weinberg, Sun, Arras, & amp Essick, 2017). Transit-timing-variationer indikerer, at kredsløbsperioden falder med en hastighed på P ˙ = - (29 ± 2) ms år - 1 svarende til en tidsskala på - P / P ˙ = 3,25 Myr (Yee et al., 2020) . Denne observation giver hidtil det bedste bevis for banebrydende eller indadgående migration af en exoplanet på grund af tidevandsafledning i værtsstjernen. Planeten menes også at oversvømme sin Roche-lap, overvejende gennem det indre Lagrangiske punkt L 1 (figur 1), ind i en gasring omkring stjernen (Lai, Helling, & amp van den Heuvel, 2010 Li, Miller, Lin, & amp. Fortney, 2010) bidrager dette tab til den udadvendte migration af planeten, hvilket mere end kompenseres for ved tidevandsafledning i værtsstjernen.

KOI 1843.03. I øjeblikket er den korteste periode planet kendt omkring en hovedsekvens stjerne, dette er en jordplanet i en ekstremt kort periode (4,2 time) kredsløb omkring en M3V stjerne (M s ≈ 0,4 - 0,5 M ⊙, R s ≈ 0,4 - 0,5 R ⊙) (Rappaport, Sanchis-Ojeda, Rogers, Levine, & amp Winn, 2013). Stjernen roterer langsomt (34 dage) og forventes at være fuldt konvektiv. Tidevandsperioden (mere end to timer) er stadig ikke kort nok til at resonere med stjernens kvadrupolære overfladegravitationstilstand (f-tilstand). Planetens masse anslås at ligge i området 0,32 - 1,06 M E, og dens gennemsnitstæthed skal overstige 7 g cm - 1 (hvilket antyder en sammensætning på mindst 70% jern) for at undgå forstyrrelser. Ekstrem nærhed til stjernen (a / Rs anslås at ligge mellem 1,4 og 2,2) indebærer en smeltet overflade. Et meget lignende objekt, med kun en kredsløbsperiode på fire minutter længere, er K2-137 b (Smith et al., 2018). Dette er de mest ekstreme eksempler, der i øjeblikket er kendt for ultra-korte periode planeter (USP'er) (Winn, Sanchis-Ojeda og amp Rappaport, 2018), en befolkning af planeter med perioder mindre end en dag og radier mindre end dobbelt så store som jordens. Deres tidevandsdeformation er modelleret af Price og Rogers (2020), som finder ud af, at de skal have billedformater på mellem 1,3 og 1,8.

HD 80606 b. En førstekandidat til migration med høj excentricitet, dette er en massiv planet (Mp ≈ 4 MJ, R p ≈ 1.0 RJ) i en meget excentrisk (e ≈ 0.93) bane omkring en G5V-stjerne (M s ≈ 1.0 M ⊙, R s ≈ 1.0 R ⊙) (Hébrard et al., 2010 Naef et al., 2001). Den bemærkelsesværdige 111-dages bane har en mindste adskillelse på 0,030 AU (ca. 6,6 R s) og en maksimal adskillelse på 0,88 AU. Den forventede forskydning af stjernespin-kredsløb er signifikant ved 42 ± 8 °. Ved at analysere Spitzer fasekurve, de Wit et al. (2016) udledte en stjernedrejningsperiode på 93 timer (med en stor fejl), signifikant længere end standard pseudosynkron værdi. Stjernen har en binær ledsager, HD 80607, med en forventet adskillelse på ca. 1000 AU. Dette system fik Wu og Murray (2003) til at foreslå "Kozai-migration", hvor planeten vinder en stor orbital excentricitet fra en binær ledsager på en meget tilbøjelig bane, og kredsløbet cirkuleres derefter gradvist gennem en række tidevandsmøder med stjernen, efterhånden producerer en varm Jupiter på en kompakt, cirkulær bane (se også Fabrycky & amp Tremaine, 2007 Naoz, Farr, Lithwick, Rasio og amp Teyssandier, 2013). Vandring med høj excentricitet kan også forekomme, hvis planeten vinder excentricitet gennem dynamiske eller verdslige interaktioner med andre planeter (Dawson & amp Johnson, 2018).

TRAPPIST-1. Dette er et meget kompakt system med mindst syv jordstørrelsesplaneter omkring en M8V-stjerne (Gillon et al., 2017). De indre seks planeter er i en kæde af orbitale resonanser. Ved at kombinere resonansdynamikken med tidevandsafledning på hver planet, der har tendens til at cirkulere banerne, har Papaloizou, Szuszkiewicz og Terquem (2018) lagt begrænsninger på tidevandskvalitetsfaktorerne på planeterne. Dette er også et system, hvor tidevandsinteraktioner mellem planet og planet kan være relevante (Hay & amp Matsuyama, 2019).

Konklusioner

Tidevandsinteraktionen mellem to kroppe på en tæt Keplerian-bane er et af de klassiske problemer inden for planetvidenskab og teoretisk astrofysik. Teorien er oprindeligt udviklet til jorden – månesystemet og andre solsystemlegemer og har fundet et nyt liv til eksoplaneter, der interagerer med deres værtsstjerner. Mens den himmelske mekanik i tidevandsinteraktionssystemer er ret godt forstået, er der stadig meget at lære om effektiviteten af ​​tidevandsafledning i stjerner og planeter. Der er allerede gjort betydelige fremskridt med at identificere en række relevante mekanismer, hvoraf mange involverer komplicerede væskedynamiske processer, ofte i et ikke-lineært regime. Mere arbejde, herunder avancerede lineære beregninger og ikke-lineære numeriske simuleringer, er påkrævet for at muliggøre en pålidelig evaluering af tidevandsafledningshastigheden i realistiske applikationer og således for at forudsige hastighederne for tidevandsudvikling. Yderligere forbedringer i forståelsen af ​​den indre struktur og egenskaber af planeter kan også være påkrævet.

Observationer af transiterende exoplaneter har leveret en bred vifte af værdifulde data, der viser, at der er sket et antal tidevandsprocesser, herunder tidevandsforstyrrelse, kredsløb om kredsløb, kredsløb, stjernespin-up, spin-kredsløbsopretning og tidevandsopvarmning. Da dette bemærkelsesværdige datasæt fortsætter med at ekspandere gennem arbejdet med nye og eksisterende anlæg, vil observationsbegrænsningerne blive strammere, og mere vil helt sikkert blive lært om tidevandsinteraktioner i exoplanetære systemer.

Indtil videre har forsøg på at modellere observationsdata af gode grunde brugt enkle empiriske modeller for tidevandsafledning for at opnå nyttige begrænsninger for dets effektivitet i stjerner og planeter. Det er håbet, at fremskridt inden for teori, simuleringer og observationer i de kommende år vil give mulighed for en konvergens mod en kvantitativ forståelse af tidevandsudvikling med forudsigelig kraft.

Anerkendelser

Denne artikel blev udarbejdet med brug af NASAs Astrophysics Data System og Extrasolar Planets Encyclopaedia.


Red Dwarf Planets and Habitability

Spørgsmålet om beboelighed på planeter omkring M-dværge er overbevisende og har været en bekymring for mig lige siden jeg begyndte at arbejde på Centauri Dreams. Når alt kommer til alt udgør disse svage røde stjerner måske 75 procent af stjernerne i galaksen (procenter varierer, men overvægten af ​​M-dværge er klar). Problemerne med tidevandslås, at den ene side af en planet altid vender mod sin stjerne, og det potentielt ekstreme strålingsmiljø omkring unge, flammende M-dværge har skabt en aktiv debat om, hvorvidt livet nogensinde kunne opstå her.

På Northwestern University, et team ledet af Howard Chen, i samarbejde med forskere ved University of Colorado Boulder, NASAs Virtual Planet Laboratory og Massachusetts Institute of Technology, tackler problemet ved at kombinere 3D-klimamodellering med atmosfærisk kemi. Papiret om dette arbejde, i tryk på Astrofysisk tidsskrift, undersøger, hvordan generelle cirkulationsmodeller (GCM) har været i stand til at simulere store cirkulations- og klimasystemfeedback på planeter omkring røde dværge, men disse modeller har ikke taget højde for atmosfæriske kemidrevne interaktioner, som forfatterne mener er kritiske for beboelighed. Således er såkaldte koblede kemi-klimamodeller (CCM) nødvendige for at faktorere, hvordan en atmosfære reagerer på stjernens stråling.

Undersøgelsen tager både ultraviolet stråling (UV) fra stjernen og rotation af planeten i betragtning og bemærker, hvordan UV påvirker gasser som vanddamp og ozon. Siger Chen:

”3D-fotokemi spiller en enorm rolle, fordi den giver opvarmning eller køling, hvilket kan påvirke termodynamikken og måske den atmosfæriske sammensætning af et planetarisk system. Disse slags modeller er slet ikke blevet brugt overhovedet i exoplanetlitteraturen, der studerer stenede planeter, fordi de er så beregningsdygtige. Andre fotokemiske modeller, der studerer meget større planeter, såsom gaskæmper og varme Jupiters, viser allerede, at man ikke kan forsømme kemi, når man undersøger klimaet. ”

Billede: En kunstners opfattelse viser en hypotetisk planet med to måner, der kredser inden for den beboelige zone af en rød dværgstjerne. Kredit: NASA / Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics / D. Aguilar.

Forskerne simulerer atmosfærerne på synkront roterende planeter (dvs. med den ene side altid vendt mod stjernen) ved den indvendige kant af de beboelige zoner for både K- og M-klassestjerner. ved hjælp af numeriske simuleringer af klima kombineret med fotokemi og atmosfærisk kemi gennem deres 3D CCM. De finder ud af, at de tynde ozonlag, der produceres på planeter omkring aktive stjerner, kan gøre en ellers beboelig planet (med hensyn til overfladetemperaturer) farlig for komplekst liv, da der ikke er tilstrækkelig ozon til at blokere UV-stråling fra at nå overfladen.

Aktiv fotokemi er et afgørende spørgsmål, for ifølge Chen og teamet kan planeter også miste betydelige mængder vand på grund af fordampning. Tilføjet til ozonproblemet finder vi grænser, ud over hvilke en planet beboelig med hensyn til flydende vand på overfladen gøres livløs. At forstå stjerneaktivitet bliver et forudsigeligt værktøj til at måle, hvilke M-dværge mest sandsynligt fortjener dyrebar teleskoptid til fremtidige missioner på udkig efter biosignaturer. Mere aktive M-dværge synes langt mindre tilbøjelige til at være vært for livsbærende planeter. Fra papiret:

& # 8230 Vi finder ud af, at kun klimaer omkring aktive M-dværge kommer ind i det klassiske fugtige drivhusregime, hvor blandingsforhold mellem brint er tilstrækkeligt høje, således at vandtab kan fordampe overfladens hav inden for 5 Gyr. For dem omkring stille M-dværge overstiger ikke blandingsforholdet mellem brint og vanddamp. Som en konsekvens finder vi, at planeter, der kredser om hvilende stjerner, har meget længere havoverlevelsestidsskalaer end dem omkring aktive M-dværge. Således tyder vores resultater på, at forbedrede begrænsninger af UV-aktivitet hos stjerner med lav masse vil være kritiske for at forstå den langsigtede beboelighed for fremtidigt opdagede exoplaneter (f.eks. I TESS-prøven ...)

Virkningerne af UV-stråling fra stjernerne bliver et nyttigt forudsigelsesværktøj, når vi indsnævrer mållisten. Lodrette og vandrette vinde i den øvre atmosfære styrkes, når UV-strømmen stiger. Desuden afhænger den globale fordeling af ozon og brint af alle disse processer, som kan påvirke kontrasten mellem dag- og nattsituationen under varierende UV-strøm. Forfatterne mener, at kun ved at bringe atmosfærisk kemi ind i billedet af 3D-modellering kan vi måle, om en planet kan opnå ægte beboelighed og vedligeholde den. Nyttigt ved hjælp af deres resultater viser de, at både vanddamp- og ozonfunktioner kan detekteres af instrumenter ombord på James Webb-rumteleskopet, hvis vi vælger vores mål omhyggeligt.

Avisen er Chen et al., "Habitability and Spectroscopic Observability of Warm M-dwarf Exoplanes Evaluated with a 3D Chemistry-Climate Model," i pressen på Astrofysisk JournaL (fortryk).

Kommentarer til dette indlæg er lukket.

Jeg forestillede mig en tidevandslåst verden, der mistede sit vand på grund af fordampning. Jeg tror, ​​det meste af vandet fryser på den mørke side og bygger sig op. Kunne den opbygge så meget, at planeten blev ubalanceret og vende halvkugler mod deres sol? Det ville være en morsom begivenhed, hvis det kunne ske.

Jeg håber, at røde dværge har beboelige zoner. Der er noget romantisk ved en rød sol og en civilisation, der kunne leve, trives og udvikle sig over en tidsramme på måske 30 billioner på en planet, der kredser om en lille rød dværg. Da de fleste stjerner er røde dværge, kan det være interessant at etablere beboelighed omkring røde dværge.

Andrew Lepage har et meget interessant indlæg på de to nyligt planeter, der kredser om Wolf 359. Den dårlige nyhed er, at ingen af ​​dem er beboelig. Den gode nyhed er, at der stadig er plads til en potentielt beboelig planet, der kredser imellem dem. Jeg sendte en kommentar på hans Drew Ex Machina-websted, der spurgte ham, om enten Carmines eller SPIRu har følsomheden for at opdage en 1 jordmasseplanet i Wolf 359s beboelige zone. Intet svar endnu. Tjek hans indlæg ud. Det er en fremragende læsning.

Jeg troede, jeg følte mine ører brænde -) Her er linket til mit seneste stykke om Wolf 359. Selvom ingen af ​​parret af planetkandidater, der findes i dette system, potentielt er beboelige, ville en exoplanet i størrelse i jorden, der kredser i HZ, have undgået afsløring og kunne stadig lure i dette system:

Beklager det forsinkede svar, men jeg tjekkede ind i dit spørgsmål om CARMENES og SPIRou's evne til at foretage nyttige radiale hastighedsmålinger af Wolf 359. Jeg fandt ud af, at med J mag på 7.1 for Wolf 359 er CARMENES i stand til en radial hastighedsnøjagtighed på 1 m / s med en integrationstid på

350 sekunder. CARMENES kan let måle radiale hastigheder med tilstrækkelig nøjagtighed til at detektere jordstørrelseseksoplaneter i HZ. Jeg har endnu ikke fundet de nødvendige detaljer om SPIRou, men det ser ud til, at det også vil være i stand til at foretage nyttige observationer af Wolf 359. Selvfølgelig afhænger de ultimative detektionsgrænser af størrelsen og karakteren af ​​stjernens jitter. Håber det svarer på spørgsmålet!

Store! Nu. baseret på antagelsen om, at Carmines har observeret Wolf 359 i længere tid, opstår to mulige scenarier. Den ene er indlysende: intet bevis for en jordmasseplanet i HZ. Det fører imidlertid til spørgsmålet: Hvorfor har de ikke offentliggjort et papir, der bekræfter eller tilbageviser Toumi et al. Planeter med ovennævnte mulige ikke-detektion nævnt i papiret? På grund af dette favoriserer jeg det andet scenario: Der ER beviser for en lille planet i HZ, men fordi det er i RESONANS med en af ​​de ovennævnte planeter, er det ekstremt svært at drille stærk nok beviser fra nu af til at offentliggøre og flere observationer er nødvendige.

Jeg synes, det er farligt at forsøge at udlede noget meningsfuldt om manglen på offentliggjorte CARMENES-resultater på Wolf 359. Selv om det MÅTTE betyde, at der ikke findes nogen jordstørrelseseksoplaneter i HZ, har de endnu ikke offentliggjort noget om Wolf 359c, som heller ikke ville være let detekterbare af dem. Efter at have kun været i gang i tre år (sammenlignet med 13 år for datasættet HARPS / HIRES), har CARMENES-teamet muligvis ikke tilstrækkelige data endnu til at offentliggøre nogen resultater, eller måske forårsager støj fra jitter nogle problemer (ikke uventet givet ungdommen af ​​Wolf 359) eller et hvilket som helst antal andre sandsynlige emner, man kunne komme med. Jeg lærte for nogen tid siden ikke at læse for meget i manglen på offentliggjorte peer-reviewed resultater.

Space Telescope Live tweetede dette for 22 timer siden: & # 8221 Jeg ser på stjernen WOLF 359 med Space Telescope Imaging Spectrograph for Dr Christopher Michael Johns-Krull. & # 8221 Dr Johns-Krulls ekspertiseområde er T Tauri-stjerner, så jeg har absolut ingen idé om, hvorfor han ville målrette Wolf 359 med STIS. Nogle ideer?

UV-emissioner og næsten røde frekvenser er mindst problematiske af problemerne med M-klassestjerner. Selvom fotokemi fungerer, vil enhver atmosfære undslippe dude til protonflux, mens makromolekyler adskilles fra røntgenstråler.

Det virkelige problem med M-klassestjerner er deres iboende magnetiske ustabilitet og ikke planetariske tidevands låsning i kredsløb, hvor vandfasediagrammet ser velkendt ud under jorden som tryk- og temperaturforhold.

Det afhænger af tykkelsen eller mængden af ​​atmosfære. Hvis exoplaneten har en jordatmosfære, ville nattesiden være meget koldere. Vi ville have en stor Hadley-celle med en tidligt låst planet og ingen rotation med vinden, der blæste fra nattsiden ind i det lavere tryk, dagslys. Hvis atmosfæren var to eller flere bjælker eller jordatmosfærer, så en drivhuseffekt, så kunne nattesiden være varmere.

Problemet med alle tidevandslåste planeter er, at Hill-radius forhindrer den i at have nogen måner og uden en måne, kan der ikke være noget magnetfelt, da den flydende jernkerne og de ladede partikler skal bevæge sig i cirkler fra en hurtig rotation for at generere en magnetfelt som Jordens rotation gør. Der er stadig håb om, at der måske kan udvikle sig liv nær terminatoren mellem dag og nat, hvis strålingen fra stjernen er mindre intens, og så kan livet leve nær terminatoren, men det spørger meget fra livet. Det kan være nødvendigt at tilpasse sig på en eller anden måde eller leve under jorden, hvis det var nødvendigt at forlade dette område.

Hvis vi såede en af ​​de tidevandslåste planeter med liv, ville den overleve, men hvis der er noget naturligt liv, og det var begrænset, kan det være svært at opdage biosignaturgasser, medmindre livet på en eller anden måde er tilpasset den mørke side af planeten, og atmosfæren ville reflektere frigivelse af biogasser i stor skala. Jeg tror stadig ikke, at der er noget liv på sådanne exoplaneter, og mangel på biosignaturgasser i de atmosfæriske spektre ville understøtte et for fjendtligt miljø for livet, men den eneste måde at fuldstændigt udelukke det ville være at gå der og lande på planeten og se efter den med sonder eller menneskelig udforskning.

Det er muligt at have et magnetfelt uden en måne eller endda i en tidligt låst langsomt roterende planet. Så længe du har et flydende ydre jern: nikkelkerne, der er konvektiv. Nøglen til dette er igen en konvektiv kappe, der hjælper med at transportere varmen væk fra kernen og holder den delvist flydende. Tilbyder også pladetektonik, vulkanisme og sekundær atmosfære, der udgasser for at starte.

Til sammenligning har Venus ikke et signifikant magnetisk øjeblik. Dette skyldes, at kappen er låst inde i en 'stillestående låg' skorpe uden tektonik og ingen kappe konvention & sandsynligvis på grund af dets løbende drivhus fortidens historie, der giver anledning til total udtørring. Intet vand, ingen smurt kappe og ingen konvektion. Mantel eller kerne, på trods af at sidstnævnte ligner størrelse og karakter
Jordens. Se 'Characterizing Exoplanet Habitability', Kopparapu et al, 14. november 2019 Astro-ph. Fantastisk læsning hele vejen rundt.

Det er også muligt for tidelåste planeter at have måner, men generelt er gaskæmper givet Hill-radius tyngdekraftens indflydelsessfære, som du også henviser til (såvel som Roche-grænsen). Se 'Exomoons in the habitable zones of M dwarfs' & # 8211 Martinez-Rodriguez et al, 26. oktober 2019 Astro-ph

Spekulerer på, hvorfor Venus stadig havde en atmosfære uden magnetosfære, ville jeg læse, at friktion mellem solvind og en robust ionosfære kan skabe et magnetfelt, ingen konvektion eller tektonik kræves.

Men det er muligvis ikke et beskyttende magnetfelt. Runaway drivhusforhold kunne bare genopfylde atmosfæren gennem ikke-tektonisk vulkanisme.

Venuslignende kan være en bedre exoplanetnorm alligevel. Lettere at reformere en varm stenet planet med for meget atmosfære end en kold med ikke nok?

& # 8220 uden en måne kan der ikke være noget magnetfelt & # 8221

Jeg synes, det er ikke rigtigt: Jordens magnetfelt frembringes af elektriske strømme, som igen er forårsaget af konvektive bevægelser (konvektionsstrømme) af smeltet jern i Jordens ydre kerne, og disse konvektionsstrømme er forårsaget af intern varme (geo-dynamo). Den indre varme skyldes både restvarme fra jordens dannelse og sandsynligvis vigtigere fra radioaktivt henfald, først og fremmest uran og thorium.

Månen ser ud til at blive mindre og mindre vigtig alligevel i årenes løb: tidligere blev det ofte antydet, at månen var særlig vigtig for at stabilisere Jordens aksiale hældning, og faktisk er det stadig ofte citeret.
Selv dette er imidlertid blevet alvorligt stillet spørgsmålstegn ved i de senere år, f.eks. af Lissauer, Barnes og Chambers (Obliquity variation of a moonless Earth 2011), citat: & # 8220Vi finder ud af, at (& # 8230) skråstillingen forbliver inden for et begrænset interval, typisk 20-25 i omfang,
i tidsskalaer på hundreder af millioner af år. (& # 8230) En stor måne
synes således ikke at være nødvendigt for at stabilisere en jordlignende planetes skråstilling på tidsskalaer, der er relevante for udviklingen af ​​avanceret liv. & # 8221.

Jeg tror stadig, at de alle ville være planeter i Venus-stil på grund af den lange præ-hovedsekvensfase med øget lysstyrke, men måske kan vandet komme efter det fra kometer osv.

Eller fra planetens kerne, hvor den kan have været sekvestreret siden dannelse fra en flygtig rig tiltrædelsesdisk.

En normativ overflod af udsatte, kolde, tørre, andinske mumieplaneter, overalt hvor vi ser hen. Det er demoraliserende - i det mindste i håb om at støde på andre samtals intelligente arter.

Men jeg kommer til at forstå, hvad det kan betyde med etisk ubemærket fast ejendom. Indfødte jordbaserede magnetosfærer kan være sjældne, men for en rumfaseret teknologisk art vil magnetosfærer bare være en skole for arkitektur:

Vi har faktisk et ret stramt ur her, der cirkler omkring denne sene middelaldrende stjerne. Selv vores storslåede naturlige magnetosfære vil ikke redde os for evigt. Og hvis vi ikke trives, tvivler jeg på, at der er tid for Jorden til at opdrage en anden art som vores fra bunden.

Erfaring med Mars kunne udstyre Homo sapiens til at puste første liv i et væld af mumieplaneter, der er komfortabelt beliggende omkring stjerner med længere levetid.I det, der ser ud til at være et ellers deprimerende sterilt univers, er det en sølvforing, jeg kunne leve med.

Du er nødt til at se dette papir for, hvad det er. En pragmatisk tilgang til at identificere og derefter målrette mod de planeter, der kredser i de beboelige zoner med mindre aktive (på dette nuværende tidspunkt og formodentlig i nogle milliarder år før) M dværge. Brug derefter dette til at tildele tilgængelig ressource.

Observation af tid på JWST vil være med en absolut præmie, og mens det at finde ud af, at en planet har fået sin atmosfære fjernet, er videnskabeligt nyttigt, er det snarere et kedeligt resultat, og VIL IKKE være i stand til at blive ekstrapoleret til alle M-dværgplaneter. ELT'erne også, selv med deres enorme muligheder og meget længere levetid. Den slags krydskorrelation med høj dispersionsspektroskopi / højkontrast billeddannelsesteknikker, som de ville bruge til at lede efter biosignaturer, vil være enormt arbejdskrævende og dyre Ovenpå at observere tid på omfanget.

Hvad denne artikel ikke gør, er at udelukke potentielt beboelige planeter omkring M-dværge. Selv de, der kredser om aktive, strippende stjerner i atmosfæren, kan holde et stort flygtigt indhold bundet i deres kapper for at genopfylde vulkanisme-drevne sekundære atmosfærer i gunstigere tider. Eller gennemgå ustabil injektion via sen kometær bombardement. Eller migrere sent ind ud over isgrænsen, som det ser ud til at have været tilfældet med Trappist-1-planeterne. Mange af dem har allerede vist sig ved Hubble-spektrofotometri at have opretholdt en væsentlig flygtig fraktion (hvilket naturligvis ikke nødvendigvis er tegn på at have atmosfærer alene og dermed prioriteringen for JWST). Trappist-1, skønt den er meget mindre aktiv nu, idet han er en fuldt konvektiv sen M-dværg, må have haft en udvidet præ- og mest hovedsekvens periode med høj aktivitet. Hvis nogle eller nogen af ​​dets syv planeter har en betydelig atmosfære på trods af dette, VIL sådanne resultater være 1 / meget interessant 2 / meget vejledende og 3 / i stand til at blive ekstrapoleret.

Hold en tyk oprindelig eller sekundær atmosfære & # 8211 måske med et hav også & # 8211 flygtige stoffer alligevel & # 8211, og du har to meget effektive måder at overføre varme fra stjerne vendt til ikke-vender halvkugler. Mere end i stand til at forhindre atmosfærisk sammenbrud på & # 8220kold & # 8221 side selv på en fuldt synkroniseret planet. Når man også husker, at gravitationsinteraktioner med andre planeter, især hvis tæt pakket som med Trappist-1-systemet, kan fremkalde 3: 2 eller 2: 1-resonanser, selv i tidligt låste planeter. Gravitationelle tidevand induceret af tykke atmosfærer er også blevet vist af Leconte et al (2015) for at hjælpe M dværgplaneter med at modstå synkronitet gennem Giga år.

Jeg må sige, at det er spændende at se 3D-atmosfærisk modellering komme til sin ret. Ikke kun i screening af potentielle mål, det repræsenterer et stort skridt fremad i beskrivelsen af ​​forskellige exoplanetære atmosfærer. Dette vil være centralt i fortolkningen af ​​den jordbaserede højdispersionsspektroskopi, der anvendes til at karakterisere eksoplanetatmosfærer af ELT'erne.

Relateret interessant papir om planeter med flere værtsstjerner, en undersøgelse:
https://www.uni-jena.de/da/191113_Mehrfachsternsysteme_en.html

Hvad er definitionen på, eller kriterierne for & # 8216aktiv & # 8217 M dværg?
Er de fleste M-dværge aktive, i UV-output og blussende?

Dette virker som en anden bekræftelse (plus flaring og tidal locking), at M-dværge ikke er den mest passende klasse af stjerner til planeter med (kompleks) liv.

Gee, hvor hurtigt tidevand ændrer sig! Åh, som jeg sagde før i den sidste artikel om Ariel, bliver disse planeter i de kompakte M-dværge konstant bombarderet af kometer i en meget højere hastighed end noget i vores solsystem. Kort kredsløbsperiode & # 8211 i nærheden af ​​den røde dværg giver mange flere kometmøder, tænk over det!
Nu, bare for at gøre det mere forvirrende, er M-dværge i den lave ende M5-M9 fuldt konvektive, men har en masse 80 eller flere gange Jupiters masse, men er tæt på samme størrelse som Jupiter. Dette betyder, at deres tæthed også er meget højere, men de har også mange flere store påvirkninger fra kometer og asteroider. Kan du huske virkningerne på Jupiter i 1994 fra en kæmpe komet?
Disse stjerner er et andet dyr i forhold til vores sol, og dynamikken og udbrændingen fungerer anderledes end vores. Et af de usædvanlige aspekter ved lave ende røde dværge er de kulstofbaserede molekyler som metan i deres atmosfære. Plus titaniumoxidforbindelser med andre metaller, der ville drive magneto-hydrodynamiske (MHD) processer i blusser i de kraftige magnetfelter omkring og i M-dværge. Kan du huske de blacksorte slagpletter fra, da kæden af ​​kometer styrtede ned i Jupiter?
Godt gætte, kometerne og asteroiderne sår de røde dværge og forårsager de aktive blussende hastigheder. Så når disse systemer bliver ældre, er der stadig mindre kometer og asteroider, som i vores solsystem. Så de ældre stjerner er mere eller mindre stoppet med at blusse. Som jeg sagde, er disse sene røde stjerner et andet dyr. O & # 8217 glemmer ikke, at brune dværge også giver enorme UV-blusser, så gå figur!

& # 8220 Udtømningen af ​​ozonlaget fra UV-flaring omkring aktive M-dværge er muligvis ikke så dårlig som angivet i artiklen. For nylig nævner en artikel de højere slaghastigheder fra kometer omkring disse tæt sårede M-dværg planetariske systemer. Den tidlige aktive periode for M-dværge kan modvirkes senere i livet ved tilsætning af store mængder vand fra de meget højere kometiske påvirkningshastigheder. Dette vil forsyne ozonlaget sammen med den overfladebaserede vandforsyning. Det vil ikke vare længe, ​​før vi finder ud af, om dette spørgsmål er sådan, JWT skal vise, om ozonlagene er til stede omkring de mange nærliggende M-dværge planeter.

Cometary impactors på TRAPPIST-1-planeterne kan ødelægge alle planetariske atmosfærer og genopbygge sekundære atmosfærer på planeter f, g, h.
& # 8220 TRAPPIST-1-systemet er unikt, fordi det har en kæde af syv jordbaserede jordlignende planeter placeret tæt på eller i dets beboelige zone. I dette papir studerer vi effekten af ​​potentielle kometiske påvirkninger på TRAPPIST-1-planeterne, og hvordan de ville påvirke disse planets primære atmosfære. Vi overvejer både atmosfærisk massetab og flygtig levering med henblik på at vurdere, om nogen form for liv har en chance for at udvikle sig. Vi kørte N-legemsimuleringer for at undersøge orbitaludviklingen af ​​potentielt påvirkende kometer, for at bestemme hvilke planeter der er mere tilbøjelige til at blive påvirket og fordelingen af ​​slaghastigheder. Vi overvejer tre scenarier, der potentielt kan kaste kometer ind i det indre område (dvs. inden for 0,1au hvor de syv planeter er placeret) fra et (endnu ikke opdaget) ydre bælte svarende til Kuiper-bæltet eller en Oort-sky: Planetspredning, Kozai- Lidov-mekanisme og galaktiske tidevand. For de forskellige scenarier kvantificerer vi for hver planet, hvor meget atmosfærisk masse der går tabt, og hvilken masse flygtige stoffer, der kan leveres over systemets alder, afhængigt af massen spredt ud af det ydre bælte. Vi finder ud af, at de resulterende slag med høj hastighed let kan ødelægge de primære atmosfærer på alle syv planeter, selvom massen spredt fra det ydre bælte er så lav som Kuiper-bæltets. Imidlertid finder vi, at atmosfærerne på de yderste planeter f, g og h også let kan genopfyldes med kometiske flygtige stoffer (f.eks. En jordmassemasse af vand kan leveres). Disse scenarier ville således antyde, at atmosfærerne på disse yderste planeter kunne være mere massive end de inderste planeter og have flygtige berigede sammensætninger. & # 8221
https://arxiv.org/abs/1802.05034

Modtagelighed af planetariske atmosfærer for massetab og vækst af planetesimale påvirkninger: virkningskystlinjen.
& # 8220Dette papir overvejer, hvordan planetesimale påvirkninger påvirker planetariske atmosfærer. Atmosfæreudvikling afhænger af forholdet mellem forstærkning fra flygtige stoffer og tab fra atmosfære, der stripper f_v til konstant bombardement, atmosfærer med f_v1. En effekt-effekt-recept bruges til at karakterisere, hvordan f_v afhænger af planetesimal slaghastighed, størrelsesfordeling og sammensætning. Planeter med lav masse og / eller tæt på stjernen har atmosfærer, der nedbrydes ved stød, mens høj masse og / eller fjerne planeter vokser sekundære atmosfærer. At opdele disse resultater er en fv = 1 indvirkning kystlinje analog med Zahnle & amp Catlings kosmiske kystlinje. Indvirkningen kystlinjen & # 8217 s placering afhænger af antaget påvirker planetesimal egenskaber, så konklusioner for den atmosfæriske udvikling af en planet som Jorden med f_v

1 er kun så stærke som disse antagelser. Anvendelse på exoplanetpopulationen viser forskellen i planetens radiusfordeling ved

1.5R_earth er sammenfaldende med stødkystlinjen, som har en lignende afhængighed af omløbstid og stjernemasse som det observerede hul. I betragtning af tilstrækkelig bombardement forventes det, at planeter under kløften mister deres atmosfærer, mens de ovennævnte kan få atmosfærer forbedret i flygtige stoffer. Niveauet af atmosfæreændring afhænger af den totale bombardement, en planet oplever, og så også af systemet og (normalt ukendte) andre planeter og planetesimals, selvom massive fjerne planeter ville have lav tiltrædelseseffektivitet. Beboelige zoneplaneter omkring stjerner med lavere lysstyrke er mere modtagelige for stripping af atmosfæren og forkæler M-stjerner som værter for livsbærende planeter, hvis jordlignende bombardement bidrager til udvikling af liv. & # 8221
https://arxiv.org/abs/1910.10731

Spørgsmålet er, om superjordene og sub-Neptunes ville have en tyk organisk goo, der dækker den. Trappist 1c kan være et eksempel på dette med hydrogenatmosfæren udtømt. Den anden faktor, der ville påvirke alle planeter i M-dværgfamilien, ville være en meget hurtigere bevægende litosfære svarende til vores oceaniske skorpe. De højere slaghastigheder fra kometer og asteroider ville medføre højere blandingshastigheder for Asthenosfæren og den øvre kappe med et højere vandindhold.
Dette kunne faktisk skabe en helt anden type skorpe med meget højere koncentration af kulstof og organisk materiale. De sene påvirkninger kan også give anledning til sømængder og vulkanudbrud, se denne https://www.gns.cri.nz/Home/News-and-Events/Media-Releases/largest-caldera

Mens muligheden for * native * ETI i røde dværgsystemer kan være problematisk, er der intet, der siger, at ikke-native arter med interstellare kapaciteter ikke kunne bebo sådanne systemer til bosættelse, ressourcer osv. Især da de ellers kan være ubeboede. Jeg ville ønske, at disse astronomer seriøst ville overveje denne mulighed.

De fleste M-dværgeksoplaneter kan have betydelige atmosfærer, men deres overflader kan også være sterile på grund af de kontinuerlige EUV- og røntgenstråler. Et magnetfelt kan blokere eller afbøje solvind, men en tidligt låst eksoplanet vil aldrig have et magnetfelt, da der ikke er nogen rotation for at dreje den flydende kerne og få ladede partikler til at bevæge sig i cirkler. Tidevandsstyrker kunne bestemt hjælpe med vulkanisme og genopfylde en atmosfære. Hvis der ikke er biosignaturgasser som ilt og metan, vil jeg ikke blive overrasket. Vi er stadig nødt til at studere deres spektre, og vi skraber kun overfladen af, hvor mange potentielle exoplaneter der er derude.

Måske med det ekstremt store teleskop og andre missioner som JWST kunne vi kun se på G-klassestjerner eller designe en søgning for at se på dem og finde en god del af disse stjerner, hvis vi ikke kan finde nogen biosignaturgasser. Med andre ord skal du holde øje med kun G-klasses stjernesystemer i stedet for bare at se efter, hvad vi kan se på kort sigt.


Modellering af et astrosfærisk strømark

Kays team modellerede virkningerne af teoretiske CME'er på den røde dværg V374 Pegasi ved hjælp af et værktøj, Kay udviklet til CME-modellering kaldet ForeCAT. De fandt ud af, at de stærke magnetfelter i stjernen producerer CME'er, der kan nå det såkaldte Astrospheric Current Sheet, hvor baggrundsmagnetfeltet er på sit minimum. Den samme effekt opstår med vores sol, når solcelleanlæg afbøjes af magnetiske kræfter mod den minimale magnetiske energi.

Ved solen er det heliosfæriske strømark & ​​# 8212 den lokale analog til en anden stjernes astrosfæriske strømark & ​​# 8212 et felt, der strækker sig langs solens ækvatoriale plan i heliosfæren og er formet af effekten af ​​solens roterende magnetfelt på plasmaet i solvinden. HCS adskiller områder af solvinden, hvor magnetfeltet peger mod eller væk fra solen.

Lad os dvæle ved det et øjeblik. Her er hvad et NASA-faktaark har at sige om det heliosfæriske nuværende ark:

Solens magnetfelt gennemsyrer hele solsystemet kaldet heliosfæren. Alle ni planeter kredser inde i den. Men den største ting i heliosfæren er ikke en planet eller endda solen. Det er det aktuelle ark og en spredt overflade, hvor solens polaritet ændrer sig fra plus (nord) til minus (syd). En lille elektrisk strøm strømmer inden i arket, ca. 10 −10 A / m². Tykkelsen af ​​det nuværende ark er omkring 10.000 km nær jordens bane. På grund af hældningen af ​​den magnetiske akse i forhold til solens rotationsakse klapper det heliosfæriske strømark som et flag i vinden. Det klappende aktuelle ark adskiller regioner med modsat pegende magnetfelt kaldet sektorer.

Billede: Heliosfærisk strømark skyldes indflydelse fra solens roterende magnetfelt på plasmaet i det interplanetære medium (solvind). Den bølgede spiralform er blevet sammenlignet med en ballerina & nederdel. Det nye arbejde bruger en softwaremodelleringspakke kaldet ForeCAT til at undersøge interaktioner mellem CME'er og det astrokugiske strømark rundt om den røde dværg V374 Pegasi. Kredit: NASA GSFC.

Kay og team har modelleret det Astrospheric Current Sheet, der forventes at blive fundet omkring M-dværge som V374 Pegasi. Forfatterne finder ud af, at CME'er, når de når ACS, bliver 'fanget' langs den. Planeter kan dyppe ind i og ud af ACS, når de kredser. En CME, der bevæger sig ud i det astrosfæriske strømark omkring en M-dværg, kan fjerne en beboelig zoneplanets lokale magnetfelt og åbne verden for ødelæggende blusseffekter. Resultatet:

Vi forventer, at stenige exoplaneter ikke kan generere tilstrækkeligt magnetfelt til at beskytte deres atmosfære mod M-dværg-CME'er i mellemtype ... Vi forventer, at den minimale magnetfeltstyrke vil ændre sig med M-dværgspektraltype, når mængden af ​​stjerneaktivitet og stjernemagnetisk feltstyrkeændring ændres, og at M-dværge af tidlig type ville være mere tilbøjelige til at bibeholde en atmosfære end M- dværge af mellem- eller sen type.

Forfatterne beregner, at en mid-type M-dværgplanet har brug for et minimum planetarisk magnetfelt mellem ti til hundreder af Gauss for at bevare en atmosfære, værdier, der er langt højere end Jordens (0,25 til 0,65 gauss). CME-påvirkninger så mange som fem om dagen kan forekomme for planeter i nærheden af ​​stjernens astrokugleformede ark. Den eneste formildende faktor er, at hastigheden falder for planeter i skrå baner. Papiret bemærker:

Følsomheden over for hældningen er meget større for M-dværgeksoplaneterne på grund af de ekstreme afbøjninger til det astrokugleformede ark. For lave tilbøjeligheder finder vi en sandsynlighed på 10%, mens sandsynligheden falder til 1% for høje tilbøjeligheder. Fra vores estimering af 50 CME'er pr. Dag forventer vi, at beboelige mid-type M-dværgeksoplaneter påvirkes 0,5 til 5 gange om dagen, 2 til 20 gange gennemsnittet på jorden under solens maksimum. Hyppigheden af ​​CME-påvirkninger kan have betydelige konsekvenser for eksoplanets beboelighed, hvis påvirkningerne komprimerer den planetariske magnetosfære, der fører til atmosfærisk erosion.

Så vi har meget at lære om M-dværge. Især hvor præcis er ForeCAT-modellen i udviklingen af ​​CME-scenariet omkring sådanne stjerner? Når vi undersøger en sådan modellering, skal vi huske på, at magnetfeltstyrken vil ændre sig med den type M-dværg, vi har at gøre med. Baseret på denne forskning er det kun tidlige M-dværge, der sandsynligvis opretholder en atmosfære.

Avisen er Kay, Opher og Kornbleuth, "Sandsynligheden for CME-indvirkning på eksoplaneter, der kredser om M-dværge og sollignende stjerner", accepteret på Astrofysisk tidsskrift (fortryk).

Kommentarer til dette indlæg er lukket.

Ebben og strømmen af ​​M-dværgstjerners egnethed til beboelighed. Først den ene vej derefter den anden. Dette papir anerkender endda, at for den samme mellemstore M-dværgstjerne skal en & # 8220hab zone & # 8221 planet endda have en lille hældning til stjernens ækvatoriale plan (hvor CME-koncentrationen er værst), så kan CME-hastigheden falde fra fem plus om dagen til mindre end en hver anden dag. Uanset magnetfeltinteraktion. Med M-dværge er alder for en start også kritisk med hensyn til CME-aktivitet, der falder, især for tidligere M-dværge på omkring 1 milliard år. CME-aktivitet topper for M6-dværge, men selv stjerner i denne klasse som Barnards stjerne viser en markant reduceret aktivitet på omkring 5 milliarder år. Med forventede hovedsekvenslevetid på en billioner år eller deromkring. Selv de største mest hvilende M-dværge (som ikke er fuldt konvektive og dermed mister deres potente og kaotiske magnetfelter meget hurtigere end stjernen citeret her, og med større lysstyrke kan skubbe denne hab-zone ud så langt som 0,4 AU) varer ti gange så længe solen.

Selvom M-dværge, som vi alle ved, også har en udvidet aktiv præ-hovedsekvensperiode, fra arbejde udført på TRAPPIST-1-planeterne ser det også ud til, at disse er dannet ud over & # 8220ice-linjen & # 8221, før de migrerer meget fra afstand senere, hvorved man undgår den værste af stjerneaktiviteten inden man kommer ind i den proximale & # 8220beboelige zone & # 8221. I betragtning af at Kepler har vist, at M-dværge har en præference for dannelse af jordbaserede planeter på jorden næsten uafhængig af stjernernes & # 8220metallicitet & # 8221 (og dermed alder), og at disse stjerner repræsenterer 70% af alle stjerner, tror jeg det sandsynligt, at i det mindste nogle vil rumme liv af en slags. Det kan være let at sætte hindringer i vejen for dette, men det er lige så let at forestille sig masser af omstændigheder, hvor disse kan omgåes.

Rollen på TESS, PLATO, JWST og ELT'erne!

fremragende undersøgelse, da det bekræfter mine egne tanker om små røde soler med et par brændte klipper, der suser omkring dem i 9-dages & # 8220years & # 8221. Hvis vi ønsker at finde interessante livsformer, finder vi dem på beboelige zoneplaneter, der bevæger sig omkring gule soler på en værdig måde, f.eks. 250-500 dages år. Sara Seager spilder sit liv. Så trist.

& # 8216Sara Seager spilder sit liv. Så trist. & # 8217

At søge viden er ikke spildt tid, hvad der er trist er at søge tid til at spilde.

Der er mindst en planet (f) omkring TRAPPIST-1 (en M-dværg), der har alle de karakteristiske træk ved en havplanet med en stenet kerne og en tæt atmosfære.Dette modeksempel modsiger alle teorierne, inklusive den, der er præsenteret i denne artikel, og siger, at de hyppige blusser fra M-stjerner fuldstændigt skal ødelægge atmosfæren på enhver tidevandslåst planet til det punkt, hvor intet liv nogensinde kan eksistere på overfladen.

Derfor er det for tidligt at udelukke alle M-dværge fuldstændigt i vores søgen efter liv uden for jorden.

Tidligere troede forskere, at livet ikke kunne eksistere i bunden af ​​jordens have eller i kogende varme sure kilder, men gæt hvad? Og visse mikrober blev fundet svømme i reaktorpuljerne i kernekraftværker, der var i stand til at håndtere strålingsniveauer, der var over tre tusind gange ud over, hvad et menneske kunne tåle, før de blev stegt i bacon.

Så måske kan livet ikke eksistere i verdener, der kredser om røde dværgssoler, men som jeg har bemærket ovenfor er vi blevet overraskede før. Og åh ja, det var ganske nyligt, at astronomer indså, at exoplaneter kan have stabile baner omkring binære stjerner & # 8211 bare et andet eksempel.

Tilvækststeorien for selve planetarisk produktion har kun fået forrang i de sidste tredive år eller deromkring. Før det troede mange sandsynligt, at solsystemet var skabt af en & # 8220-forbipasserende stjerne & # 8221 (noget der stadig har trækkraft i adskillige andre teorier), der trak masse ud af solen, der derefter kondenseres til planeter. Hot Jupiters trodsede for nylig alle simulationer af planetdannelse, ligesom Super Earths og mini Neltunes for nylig stadig er. Jeg synes, det er rimeligt at sige, at når der først er detaljeret spektroskopisk karakterisering af tempererede jordbaserede planeter, selv omkring M-dværge, så er vi inde med endnu flere overraskelser.

Alvidende er du? Hvor heldig for dig.

Bestemt ikke, men forhåbentlig heldig nok til at se nogle interessante exoplanetære atmosfæriske spektroskopier inden for det næste årti.

På den ene side har vi M-dværgstjerne og CME'er, der potentielt eroderer en planets atmosfære.

På den anden side har vi beviser for bunker af mini-Neptun / store superjorde, hvis atmosfærer menes at være for tykke til at være beboelige.

Jeg begynder at tro, at den mest sandsynlige & # 8220beboelige & # 8221 planet omkring M-dværge bliver en stor superjord, hvis tidligere tykke atmosfære er blevet fjernet til noget mere livsvenligt.

Min bekymring med dette scenario ville være, at varmen fra & # 8216fordampningsprocessen ville skabe forhold, der ville ødelægge organiske molekyler, før de kunne danne et komplekst liv.

På plussiden vil der være masser af plads til intelligente væsener at besætte.

Varmen fra fordampningsprocessen flytter bare den beboelige zone lidt ud.

Rart at vide, at mens det nødvendige felt til beskyttelse mod CME & # 8217 er højere end sandsynligt for et naturligt felt, er det ret muligt at levere teknologisk. Så hvis vi fandt en passende planet, kunne vi holde det på den måde.

Hvis vi siger, at vi havde en jordmasse og solindstrålingsækvivalent ved starten af ​​sammentrækningsfasen ved udgangen af ​​den en milliard år senere, ville planeten være i dybfryser. Det vil højst sandsynligt beholde et magnetfelt på grund af lavere chance for tidevandslåsning og kunne have liv under isen, dette liv kan opstå meget, meget senere, når stjernen går gennem sin hovedsekvens og bliver varmere.

Hvis vi nu siger, at vi havde en stor planet, der fordamper & til en jordmasse og solindstråling, ville det højst sandsynligt ikke have noget magnetisk felt på grund af tidevandslåsning og ingen organiske stoffer, der kræves for livet på grund af termisk / kemisk ødelæggelse.

Røde dværge ligner mere og mere livsproducerende stjernede døde zoner i det mindste for komplekst liv.

Sæt en betydelig jordbaseret klassemån i kredsløb omkring en Neptun af Mini Neptun-planeten (som begge har vist sig at være relativt hyppige omkring M-dværge), og den låser tidligt til planeten ikke stjernen. Det kan således rotere hurtigt nok til at røre et mindst delvis beskyttende magnetfelt op fra dets ydre konvektive kerne (hvilket kunne skabe et rimeligt felt i sig selv, hvis kappen også er passende konvektiv).

I betragtning af den høje absorption af M-dværg nær infrarød stråling med endda 0,5 bar CO2-atmosfærer, er der også potentiale til at reducere den krævede instillation under endda 25% jord og dermed skubbe den beboelige zone længere ud måske endda over 0,4 AU for en M0-stjerne. (yderligere stadig for en brintrig & # 8220beboelig fordampet kerne & # 8221 planet) Således bringer den omvendte firkantede lov ind for at tilbyde yderligere afbødning af CME'er osv. Stræk til sen K-klasse, og den kan endda gå ud over 0,5 AU og ud, hvis tidevandslåsning territorium, eller alligevel ikke i milliarder af år. (Leconte et al (2015) har også vist, at betydelige CO2-atmosfærer også i deres egen ret kan modstå kredsløbssynkronisering)

Sæt alle disse sammen, og vi har en hel del beskyttelse mod noget ubehageligt, der kommer fra værtsstjernen uden engang at overveje nogen formindskelse fra selve stjernens natur. (større masse, større alder / lavere rotation og deraf følgende magnetfelt osv.)

& # 8216 Sæt en betydelig jordklasse-måne i kredsløb omkring en Neptun af Mini Neptun-planeten & # 8230 & # 8217

Desværre ville en måne omkring disse tæt på planeter være ustabil, da stjernen mod LaGrange-punktet er ret tæt på planeten.

Ikke nødvendigvis, især ikke for nogen hab-zone-planet / måne, der sidder i den ydre hab-zone af større M-dværge (og mindre K-dværge, der tænker på den bredere definition af & # 8221 rød dværg & # 8220). Hvor gravitationsområdet for indflydelse fra enhver planet, der kredser om en større stjerne, Hill-radiusen, r, = en x terningsrod (m / 3M) med a = den planetariske halv-hovedakse, m = planetarisk masse og M = stjernemasse. Selv den varme Super Earth CoRoT-7b, der kredser kun 0,017 AU fra en 0,91 Msun-stjerne, har en Hill-radius på 61000 Kms, seks gange planetarien. Gravitationel tidevandsopvarmning fra en større planet kan endda hjælpe med at udvide hab-zonen til en tidligere måne endnu længere.

Her er en pæn hurtig bakkeradiusberegner, ud fra den kan vi se, at der ikke er meget plads mellem Hill og Roche-grænsen for nogle stabile månesystemer.

Dejligt fund. Tak. Nogensinde optimisten tror jeg stadig, at der er bredde for stabil jordbaseret måne omkring Mini - & # 8220maxi & # 8220Neptunes i det mindste i de ydre hab-zoner i den tidlige M og sene K & # 8220red dværge & # 8221.

Ironisk nok når eksomoner endelig bliver opdaget, er det sandsynligvis omkring røde dværge via transitfotometri, da dens følsomhed sandsynligvis stiger op til og under en udvidet PLATO-mission. TESS hab zone planeter vil sandsynligvis være for tæt på til at holde på en måne i henhold til Hill / Roche som du påpeger, men hvis de ikke er der, skulle det være lettere at drille deres underskrifter ud af de dybere gennemgange forbundet med større TESS planeter.

Vi er i øjeblikket på den twixt og mellem etape var teori og simulation løber foran praktisk observationsfølsomhed.

Så hvorfor har Trappist1-planeterne i den beboelige zone lave tætheder?

De dannedes af en ustabil diskret tilvækst uden for & # 8220ice-linjen & # 8221, før de vandrede indad på et meget senere tidspunkt. Dermed undgås en masse af de værste stjerneaktiviteter før og efter hovedrækkefølgen af ​​det, der sandsynligvis har været livlig stjerne selv efter M-dværgstandarder.

Det må være frustrerende at opdage, at de exoplaneter, der er lettest for os at finde, er dem, der er mindst tilbøjelige til at rumme liv. Jeg vil dog ikke råde til at give op.

Der er dog helvede mange af dem, med mange, der ikke er så aktive som eksemplet på stjernen citeret her enten gennem alder eller masse eller begge dele. Med tilbøjelighed til at danne jordbaserede planeter også. Hvis du også tæller & # 8220late & # 8221 K-klassestjerner som & # 8220red dværge & # 8221 (som det ofte gøres), forbedres tingene yderligere, med potentielt op til 80% af alle stjerner, der falder i denne klasse.

Og vi antager stadig, at de typer ETI, vi har den bedste chance for at opdage, stadig lever på beskidte gamle planeter.

Ligesom de rige mennesker på denne planet er de virkelig avancerede udlændinge væk et eller andet sted i de virkelig hyggelige dele af galaksen, sandsynligvis i strukturer af deres egen skabelse og ikke særlig store til at reklamere for deres eksistens. Eller måske ER de de strukturer, de byggede.

Vi er nødt til at tænke uden for boksen, selvom det fører os til flere blindgange. SETI fortsætter med at fokusere på ideer, der går tilbage til Project Ozma fra 1960, nemlig at udlændinge, der ikke er så forskellige fra os, sidder på jordlignende planeter, der kredser gule dværgssoler, der sender væk, fordi de vil skabe kontakt, fordi det er, hvad en altruistisk videnskabsmand ville gøre.

Nå, hvis der findes sådanne væsener, og de gennemfører sådanne METI-projekter, er de bestemt ikke særlig indlysende for os. Se derefter igen på historien om menneskelig SETI, og du vil se, at det sandsynligvis ville tage nogen at gøre noget massivt, konstant transmitterende lige ved vores Sol-system for at få vores opmærksomhed.

Nej, vi antager fortsat, at vi finder ETI overalt, hvor vi ser.

Ashley Baldwin Jeg antager ikke, at teorien om, at TRAPPIST-1-planeterne skulle dannes uden for snelinien og migrere indad, er et generelt princip for de mindre røde dværgstjerner. Det er yderst spekulativt, da det siger, at planeterne skulle dannes sekventielt, men ikke alle på samme tid som planetarisk tilvækststeori.

Jeg kan godt lide ideen om de vandrende millimeter- og centimeterstore partikler, men da tyngdekraften er stærkere end termisk emission, behøver disse partikler ikke at migrere til islinjen for at danne et planetesimal. Det lyder som om teorien siger, at disse partikler i størrelse skal ryddes ud ved termisk emission fra redningsbæltet og tættere på stjernen end redningsbæltet, vanddamplinjen, hvor temperaturen er høj nok til, at vand kun er i en damp . Det er ikke en dårlig idé, hvis det er hvad der menes.

Med planetarisk tilvækststeori dannes planetesimals og stjernen på samme tid, så når stjernen er født, er der allerede planetesimals på størrelse med vores måne. Jeg er ikke ekspert på teorien om planetarisk tilvækst, men jeg tror ikke, at termisk emission spiller en væsentlig rolle i dannelsen af ​​planetesimals, før stjernen er født eller endda efter. Jeg kunne naturligvis tage fejl, men der er stadig problemet med ultraviolet lys. Det lyder som om, at TRAPPIST-1-migrationsteorien siger, at millimeter- og centimeterpartikler kun kunne akkumuleres inde i sneen, hvor vand er frosset. De har ikke brug for termisk emission for at flytte partiklerne ud af redningsbæltet, flydende vandledningen eller vanddampledningen, hvor det er for varmt og tæt på stjernen til, at vand kan eksistere som en væske.

Akkretionsteori antyder, at planeter lige så godt kunne danne sig meget tæt på en rød dværg. Jeg kunne tage fejl, og måske er tingene anderledes med mindre stjerner. Det virker logisk med en mindre stjerne og mindre tyngdekraft, planeter ville dannes tættere på den. Der er dog stadig problemet med rumvejret, røntgenstråler, ultraviolette og CME og kosmiske stråler.

Teknologiske begrænsninger af både transitfotometri og Doppler-spektroskopi har hidtil foretrukket opdagelse af tæt i planeter omkring mindre M-dværge med små relaterede & # 8220hab-zoner som Proxima b og TRAPPIST-planeterne. Det vil være interessant, når der som sandsynligt forekommer terrestriske planeter opdaget i hab-zoner af større M-dværge, der strækker sig ud mod 0,5 AU. Debra Fischer & # 8217 s 100 Earths-projekt skal starte senere på året, når EXPRES højopløsnings spektroskopet bliver operationelt på Discovery-teleskopet. I betragtning af dets kromosfæriske aktivitetsreducerende software er det optimeret til at opdage netop sådanne planeter. TESS skal skubbe hab zone-opdagelsesfeltet lidt ud, og PLATO vil tage det maksimalt.

Hvad ville være det optimale design for en stor rumstation, der komfortabelt kunne være vært for jordisk liv, men være i kredsløb omkring en bøvrende rød dværgstjerne? Det ser ud til, at disse ting kredses af masser af godt byggemateriale. Det genererer muligvis ikke sine egne livsformer, men jeg vedder på, at vi kunne skabe et hyggeligt hjem der.

Jeg antager, at silicium solceller ville nedbrydes ret hurtigt, men stationen ville have brug for en robust og forhåbentlig effektiv metode til at generere strøm. Kunne koronale masseudstødninger selv høstes af gigantiske antenner og kondensatorer?

Stjernekemiske spor til sjældenheden af ​​eksoplanetær tektonik

Pressemeddelelse & # 8211 Kilde: astro-ph.EP

Offentliggjort 5. juli 2017 13:58

Jordens tektoniske processer regulerer dannelsen af ​​kontinentale skorpe, styrer dens unikke dybe vand- og kulstofcyklusser og er afgørende for dens overfladebebyggelighed.

En vigtig drivkraft for steady-state pladetektonik på Jorden er synkningen af ​​den kolde subduktionsplade i den underliggende kappe. Denne synkning er resultatet af de kombinerede effekter af den termiske sammentrækning af litosfæren og af metamorfe overgange inden for den basaltiske oceaniske skorpe og den litosfæriske kappe. Den sidstnævnte af disse effekter er afhængig af planetens bulk-sammensætning, fx de store, jordbaserede planet-bygningselementer Mg, Si, Fe, Ca, Al og Na, som varierer i overflod på tværs af galaksen.

Vi præsenterer termodynamiske fase-ligevægtsberegninger af planetdifferentiering for at beregne både smeltesammensætning og kappe-mineralogi og viser, at en planets ildfaste og moderat-flygtige elementære overflader styrer en jordbaseret planet og sandsynligheden for at producere kappe-afledte, smelteekstraherede skorper den vask. De planeter, der dannes med en højere koncentration af Si- og Na-overflod, er mindre tilbøjelige til at gennemgå vedvarende tektonik sammenlignet med Jorden.

Vi finder kun 1/3 af rækken af ​​stjernekompositioner, der er observeret i Galaxy, er sandsynligvis vært for planeter, der er i stand til at opretholde tæthedsdrevet tektonik sammenlignet med solen / jorden. Systemer uden for dette kompositionsområde er mindre tilbøjelige til at producere planeter, der er i stand til tektonisk at regulere deres klima og kan være beboelige til liv, som vi kender det.

Cayman T. Unterborn, Scott D. Hull, Lars P. Stixrude, Johanna K. Teske, Jennifer A. Johnson, Wendy R. Panero

Kommentarer: Afsendt. 18 sider, 7 figurer, 1 tabel

Emner: Jord og planetarisk astrofysik (astro-ph.EP)

Citer som: arXiv: 1706.10282 [astro-ph.EP] (eller arXiv: 1706.10282v1 [astro-ph.EP] til denne version)

[v1] Fre, 30. juni 2017 17:31:51 GMT (1111kb, D)

Pressemeddelelse & # 8211 Kilde: astro-ph.EP

Offentliggjort 10. juli 2017 20:19

Opdagelsen af ​​exoplaneter har både fokuseret og udvidet søgningen efter udenjordisk intelligens.

Betragtningen af ​​Jorden som en exoplanet, kendskabet til de enkelte exoplaneters orbitale parametre og vores nye forståelse af forekomsten af ​​exoplaneter i hele galaksen har alle ændret søgestrategierne for kommunikation SETI-indsats ved at inspirere nye & # 8220Skellingpunkter & # 8221 (dvs. optimale søgestrategier for fyrtårne).

Fremtidig indsats for at karakterisere individuelle planeter fotometrisk og spektroskopisk, med billeddannelse og via transit, vil også give mulighed for søgninger efter en række teknosignaturer på deres overflader, i deres atmosfære og i kredsløb omkring dem. Selv på kort sigt kan søgninger efter nye planetariske systemer endda vise fri-flydende megastrukturer.

Kommentarer: 9 sider inviteret anmeldelse

Emner: Jord og planetarisk astrofysik (astro-ph.EP)

Citer som: arXiv: 1707.02175 [astro-ph.EP] (eller arXiv: 1707.02175v1 [astro-ph.EP] til denne version)

[v1] Fre, 7. juli 2017 13:55:03 GMT (13kb, D)

Radioforskning af planetarisk levedygtighed: Konferenceoversigt

Pressemeddelelse & # 8211 Kilde: astro-ph.EP

Offentliggjort 10. juli 2017 20:18

Radio Exploration of Planetary Habitability var den femte i serien af ​​American Astronomical Society & # 8217 s Topical Conference Series.

Bemærkelsesværdige aspekter af konferencen omfattede den tværfaglige karakter af både emnerne og deltagernes intellektuelle bredde, mangfoldigheden af ​​tilgange til at studere dette emne præsenteret af nylige opdagelser og af deltagerne selv, den voksende betydning af emnet & # 8220star- planetinteraktioner, & # 8221 og forventningen om en stadig mere statistisk tilgang til emnet.

Potentielle områder for fremtidig forskning inkluderer det faktiske omfang, i hvilket planetariske magnetfelter beskytter planetariske atmosfærer, selve den planetariske dynamoproces, især når flere ekstrasolare planetariske magnetfelter er bekræftet, og & # 8220planet-stjerne-interaktioner. & # 8221

Et stort hovedemne på konferencen vedrørte observationsmuligheder, fremhævet af en række nye eller kommende, specialiserede observatorier til at observere exoplaneter især ved radiobølgelængder. Denne artikel opsummerer disse hovedpunkter i konferencen og udvider kort disse potentielle muligheder for fremtidig efterforskning. Et fremtidigt møde om dette emne i betragtning af de mange datasæt, der genereres i løbet af de næste par år, er berettiget.

T. Joseph W. Lazio (JPL, CIT), A. Wolszczan (Penn. State Univ.), M. Güdel (Univ. Wien), Rachel A. Osten (STScI), Jan Forbrich (Univ. Wien), MM Jardine (Univ. St. Andrews), PKG Williams (CfA)

Kommentarer: Fem sider konferences websted: denne http URL

Emner: Jord og planetarisk astrofysik (astro-ph.EP) Instrumentering og metoder til astrofysik (astro-ph.IM) Sol- og stjerneastrofysik (astro-ph.SR)

Citer som: arXiv: 1707.02107 [astro-ph.EP] (eller arXiv: 1707.02107v1 [astro-ph.EP] til denne version)

[v1] Fre, 7. juli 2017 10:17:07 GMT (134kb)

Tilsyneladende mærkelige radiosignaler fra en rød dværgstjerne vækker interesse for Arecibo


Indhold

Røde dværgstjerner & # 918 & # 93 er den mindste, sejeste og mest almindelige type stjerne. Skøn over deres overflod spænder fra 70% af stjernerne i spiralgalakser til mere end 90% af alle stjerner i elliptiske galakser, & # 919 & # 93 & # 9110 & # 93, en ofte citeret medianfigur er 73% af stjernerne i Mælkevejen (kendt siden 1990'erne fra radioteleskopisk observation at være en spærret spiral). & # 9111 & # 93 Røde dværge er enten sen K eller M spektral type. & # 9112 & # 93 I betragtning af deres lave energiproduktion er røde dværge aldrig synlige af det blotte øje fra Jorden, hverken den nærmeste røde dværg til solen set individuelt, Proxima Centauri (som også er Solens nærmeste stjerne) eller nærmeste ensomme røde dværg, Barnards stjerne, er overalt i nærheden af ​​visuel størrelse.


Haikus på torsdag

Hurtigt roterende litiumrige giganter observeret af Kepler

videnskabstema: Post hovedsekvens seje stjerner
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Benjamin T. Montet
University of New South Wales

Flere mekanismer til produktion af lithiumrige røde giganter er blevet foreslået, herunder interaktioner mellem den røde kæmpe og en binær ledsager, når stjernen når spidsen af ​​den røde kæmpe gren. En konsekvens af denne model ville være tidevands-spin-up af den røde kæmpe til de få km / s niveau.Dette rotationsniveau kunne i princippet detekteres i fotometri fra missioner som Kepler og TESS, men signaler, der er længere end $ sim 50 $ dage, er typisk overvældet af instrumental systematik og fjernet af behandlingsrørledningen. Her vil jeg beskrive vores datadrevne genanalyse af Kepler-pixelniveau-data, der mere nøjagtigt bevarer langsommere signaler i dataene og vores målinger af rotationsperioder for de litiumrige giganter i Kepler-feltet sammenlignet med lithium-normale giganter og implikationerne til dannelse af lithiumrige giganter såvel som potentialet for at anvende denne metode på andre kølige stjerner med op til $ sim 100 $ -dages rotationsperioder.

Måling af solvindens vinkelmomentflux og undersøgelse af dets astrofysiske implikationer

videnskabstema: Solen og heliosfæren
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Adam J. Finley
(1) University of Exeter, UK (2) CEA Paris-Saclay, Frankrig

Den hastighed, hvormed solvinden udvinder vinkelmoment fra solen, er blevet forudsagt af teoretiske modeller i mange årtier, og alligevel mangler vi en afgørende måling fra in-situ rumfartøjer. Supplerende information kan opnås ved at studere andre sollignende stjerner, da det er kendt, at rotationshastighederne for sollignende stjerner følger et tæt forhold til alderen. Dette giver os mulighed for at evaluere deres vinkelmomenttabshastigheder uden nogen viden om stjernvindfysik og producere en uafhængig forudsigelse af den aktuelle solvinkelmomenttabshastighed til sammenligning med numeriske modeller og in-situ observationer af solvinden. Jeg vil diskutere nylige målinger af solvindens vinkelmomentstrøm fra Parker Solar Probe i sammenhæng med tidligere observationer og modelforudsigelser. Jeg sigter mod at vise, at ved bedre at forstå den nuværende solvinkelmoment-tabsrate kan vi yderligere begrænse rotationsudviklingsmodeller for stjerner med lav masse, som efterfølgende vil påvirke, hvordan magnetisk aktivitet udvikler sig under den sene hovedsekvens. Det antages, at en kombination af observationer fra Parker Solar Probe og Solar Orbiter i fremtiden kan føre til en bedre vurdering af solvindens vinkelmoment-tabsrate.

Bestemmelse af lysstyrken for den tredje uddybning: Gaia-løftet

videnskabstema: Post hovedsekvens seje stjerner
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Shreeya Shetye (1) Sophie Van Eck (1) Alain Jorissen (1) Stephane Goriely (1) Lionel Siess (1)
(1) Institut for Astronomi og Astrofysik, Universite libre de Bruxelles

Asymptotic Giant Branch (AGB) stjerner er stjerner til mellemstore masser i de sene stadier af stjernernes udvikling. På grund af deres enorme massetab og det store antal er disse stjerner vigtige bidragydere af tunge (s-proces) elementer i det interstellære medium. AGB-stjerner er ideelle testbeds til forståelse af de blandingsprocesser, der finder sted i stjernernes interiør. På trods af dets betydning er AGB en af ​​de mindst forståede faser af stjernernes udvikling på grund af de komplekse atmosfærer og molekylrige spektre af AGB-stjerner. I denne tale vil jeg præsentere en ny metode til at bestemme de indviklede atmosfæriske parametre for AGB-stjerner. Denne metode kombinerer de nyligt frigivne Gaia-parallakser og de synlige spektre med høj opløsning med de nyeste AGB-modeller for at udlede stjerneparametre og overflod. Med denne metode har vi været i stand til at opnå observationsbegrænsninger for den mest afgørende blandingsproces på AGB, nemlig den tredje opmudring. Desuden førte vores undersøgelse til opdagelsen af ​​lav-masse AGB (indledende masse

1 Msun) stjerner. Dette er et bevis for tredje opmudring forekomst ved lavmasse- og solmetallicitet, som ikke blev taget højde for af de fleste AGB-modeller. Endelig vil jeg diskutere, hvordan de afledte AGB s-proces overflader giver afgørende begrænsninger for de galaktiske kemiske udviklingsmodeller.

Ikke-lineære modeller af grundlæggende tilstandspulsering i AGB-stjerner

videnskabstema: Post hovedsekvens seje stjerner
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Michele Trabucchi (1,2) Peter R. Wood (3) Nami Mowlavi (1) Giada Pastorelli (2,4) Paola Marigo (2) Leo Girardi (5) Thomas Lebzelter (6)
(1) Institut for Astronomi, Universitetet i Genève, Ch. des Maillettes 51, CH-1290 Versoix, Schweiz (2) Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Padova, Vicolo dell'Osservatorio 2, I-35122 Padova, Italien (3) 3 Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University, Canberra , ACT 2611, Australien (4) STScI, 3700 San Martin Drive, Baltimore, MD 21218, USA (5) Osservatorio Astronomico di Padova - INAF, Vicolo dell'Osservatorio 5, I-35122 Padova, Italien (6) Afdeling for astrofysik, Universitetet i Wien, Tuerkenschanzstrasse 17, A-1180 Wien, Østrig

Jeg præsenterer resultaterne af den første systematiske analyse af ikke-lineær pulsering som en funktion af stjernemasse, lysstyrke og temperatur i 1D hydrodynamiske modeller af kuverterne til O-rige Asymptotic Giant Branch-stjerner. Det har vist sig, at pulsering af grundlæggende modus med stor amplitude inducerer en strukturel omjustering af svingningen, hvilket resulterer i en kortere variabilitetsperiode med hensyn til lineære forudsigelser, hvilket fører til en væsentlig forbedring af aftalen med observationer. Gitteret af ikke-lineære pulsationsmodeller, der præsenteres her, er det første, der giver mulighed for en nøjagtig beskrivelse af den grundlæggende tilstandsperiode for Miras og relaterede variable stjerner og af deres periode-lysstyrke-forhold. Jeg vil også diskutere afhængigheden af ​​pulserende stabilitet af fysiske parametre og modelparametre og præsentere sonderende analyse af virkningerne af varierende kemisk sammensætning.

TESSting Subgiant Physics

videnskabstema: Post hovedsekvens seje stjerner
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Jamie Tayar TESS-Subgiant-samarbejdet
(1) Institut for Astronomi, University of Hawaii (2) forskellige

Der er stadig betydelige usikkerheder i vores forståelse af konvektion og rotation i udviklede stjerner med lav masse. For at tackle dette har vi spektroskopisk, fotometrisk og asteroseismisk karakteriseret et sæt underkæmpe og lavere røde kæmpestjerner i TESS sydlige kontinuerlige synszone og kombineret dem med tidligere prøver fra Kepler. Jeg vil vise, at når de sammenlignes kvantitativt, kan disse stjerner identificere unøjagtigheder i temperatur- og tyngdekraftsudviklingen i de modeller, der i øjeblikket anvendes. De viser også en sammenhængende udvikling af den interne rotationshastighed fra hovedsekvensen til den røde kæmpe gren og en signifikant kontrast mellem kerne- og kuvertrotationshastigheder, der er uforenelig med flere foreslåede teorier om vinkelmomenttransport i stjernernes indre. Endelig vil jeg slutte med en diskussion om, hvordan vi kan fortsætte med at forbedre vores forståelse, og hvad disse ændringer betyder for fremtidige studier af stjernernes udvikling.

Det nysgerrige tilfælde af Betelgeuse

videnskabstema: Post hovedsekvens seje stjerner
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Thomas Granzer (1) Klaus G. Strassmeier (1) Michael Weber (1) Andrea Dupree (2)
(1) Leibniz Institute for Astrophysics, Potsdam (2) Harvard – Smithsonian Center for Astrophysics

Siden mere end et årti overvåger AIP $ alpha $ Ori med sin robotspektroskopiske facilitet STELLA / SES i Teide observatorium, Tenerife sammen med sit automatiserede fotoelektriske teleskop T7 i Fairborn observatorium, Az. Derudover blev vi tildelt eksklusive to-bånds fotometriske data om Betelgeuse fra BRITE-satellitkonsortiet, der dækker de sidste syv sæsoner. I slutningen af ​​2019 viste Betelgeuse et hurtigt fald i lysstyrke og nåede et laveste niveau i februar 2020 efterfulgt af en hurtig genoplysning.

I denne samtale vil jeg undersøge spørgsmålet om, hvorvidt denne nylige dip kan spores tilbage til semi-periodisk variabilitetsadfærd, eller om det har været en fremragende begivenhed. Især vil jeg vise, at perioder og cyklusser, der findes i de radiale hastighedsdata, stemmer overens med Betelgeuse & # 39s fotometriske cyklusser.

Probing Physics of Evolved Stars og deres korte periode planetariske ledsagere med TESS

videnskabstema: Post hovedsekvens seje stjerner
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Samuel Grunblatt
(1) American Museum of Natural History (2) Center for Computational Astrophysics, Simons Foundation

På trods af opdagelsen af ​​tusinder af planeter, der kredser om forskellige stjerner gennem vores galakse, forbliver interaktion mellem stjerne og planet dårligt forstået. Navnlig har stjerne-planet-interaktion i det sene stadium forblevet særlig undvigende, hovedsagelig på grund af vanskelighederne med at opdage planeter omkring udviklede stjerner. Imidlertid har Full Frame Image-data fra TESS-missionen leveret kadence-lyskurver på 30 minutter med hundreder af tusinder af udviklede stjerner over himlen. Her vil jeg introducere de nyeste planetopdagelser omkring disse udviklede stjerner, inklusive den korteste periode planet, der nogensinde er opdaget omkring en rød kæmpe stjerne. Disse særligt korte periodesystemer er blevet forudsagt at henfalde hurtigt, men tidsskalaen for orbital henfald er stærkt afhængig af stjernestrukturen i disse underkæmpestore og kæmpestore stjerner med lav lysstyrke, som endnu ikke er blevet modelleret nøjagtigt. Vi indfører nye begrænsninger for tidevaldrevet periodeforfald i disse systemer, tidevandsegenskaber hos de udviklede værtsstjerner, der er undersøgt her, og giver opdaterede grænser mellem konvektive og strålende kerner i underkæmpe og røde kæmpestjerner. Endelig overvejer vi yderligere begrænsninger for stjerne- og planetstruktur og udvikling, der kan udledes af den større population af planetkandidater omkring udviklede stjerner observeret af TESS.

Første radiobevis for allestedsnærværende impulsiv opvarmning i den stille solkorona

videnskabstema: Solen og heliosfæren
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Surajit Mondal (1) Divya Oberoi (1) Ayan Biswas (1) Shabbir Bawaji (2) Ujjaini Alam (2) Arpit Behera (1) Devojyoti Kansabanik (1) Federico Fraschetti (3) Kathy Reeves (4)
(1) National Center for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research (2) ThoughtWorks (3) University of Arizona (4) Smithsonian Astrophysical Observatory

Det har et langvarigt problem med, hvordan solkoronaen kan opretholde sin million K-temperatur, mens fotosfæren, som er det laveste lag af solatmosfæren, kun har en temperatur på 5800 K. En meget lovende teori til at forklare dette er hypotesen om "nanoflare". At detektere disse nanoflar direkte er imidlertid udfordrende med den nuværende instrumentering, da de antages at forekomme i meget små rumlige, tidsmæssige og energiskalaer. Disse nanoflar forventes at producere ikke-termiske elektroner, som forventes at udsende i radiobåndet. På grund af dets betydning er der foretaget mange søgninger efter disse ikke-termiske emissioner, men de var kun begrænset til aktive regioner. Den stille korona er også varm, og det er lige så vigtigt at forstå de fysiske processer, der opretholder dette medium ved MK-temperaturer. Denne præsentation beskriver resultaterne fra vores indsats for at bruge dataene fra Murchison Widefield Array (MWA) til at søge efter impulsive radioemissioner i den stille solkorona. Vi har afdækket allestedsnærværende meget impulsive ikke-termiske emissioner fra den stille sol. Vi henviser nu til disse emissioner som svage impulsive smalle bånd stille solemissioner (WINQSE). Vi har foretaget uafhængige observationer, der spænder over meget forskellige solforhold og bevist, at WINQSE'er er til stede i hele den stille korona til enhver tid. Deres forekomst ligger i intervallet fra mange hundrede til en $ sim $ tusind pr. Minut, hvilket betyder, at der i gennemsnit $ sim $ 10 WINQSEs i hvert 0,5 s MWA-billede. Foreløbige estimater antyder, at WINQSE'er har en båndbredde på $ sim $ 2 MHz. På grund af vigtigheden af ​​WINQSE'er og deres mulige forbindelse til de hypotese “nanoflares” forfølger vi adskillige projekter for at karakterisere deres spektro-timelige struktur og deres energetik. I denne tale vil jeg præsentere disse resultater.

Forstå den magnetiske aktivitet af rød-gigantiske stjerner

videnskabstema: Post hovedsekvens seje stjerner
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Patrick Gaulme (1,2) Federico Spada (1) Jason Jackiewicz (2)
(1) Max Planck Institute for Solar System Research, Goettingen, Germany (2) Department of Astronomy, New Mexico State University, Las Cruces, NM, USA

Ifølge dynamoteorien genererer stjerner med konvektive konvolutter effektivt overflademagnetiske felter (som manifesterer sig som magnetisk aktivitet: stjernepotter, faculae, blusser), når deres rotationsperiode er kortere end deres konvektive omsætningstid. De fleste røde giganter (RG), der har gennemgået en betydelig spin ned under ekspansion, har langsom rotation og ingen pletter. Gaulme et al. (2020) viste, at ud af en prøve på 4500 RG'er observeret af NASA Kepler-rumteleskopet, viste ca. 8% pletter. De detekterede også sollignende svingninger i 99,3% af prøven og bestemte det evolutionære stadium (brint-skal eller helium-kerneforbrænding) på 76% af dem. Fra komplementære spektroskopiske observationer med høj opløsning af 85 mål kan de aktive RG'er kategoriseres som: 1) RG'er i tætte binære systemer spundet op af tidevandskræfter 2) Solmasse-RG'er, der fik vinkelmoment ved at opsluge stjernernes eller substellære ledsagere 3) mellemliggende -masse RG'er, der var hurtige rotatorer i den sene hovedsekvens, inden de gik ind i den røde gigantfase. I denne præsentation rapporterer vi ny indsigt i de aktive RG'er, der kan have opslugt en ledsager baseret på spektroskopiske observationer af hele de aktive solmasse-RG'er identificeret af Gaulme et al. (2020).

Gaulme et al. (2020) A & ampA 639, A63

En tydelig supernova berigelse historie som kilden til den ikke-sol ulige-lige effekt i sol tvilling HIP 11915

videnskabstema: Solen blandt stjernerne
tidsplan: tor, 13:00 (haiku)

Jorge Meléndez Jhon Yana Galarza
Departamento de Astronomia, IAG-USP

Overflademønstrene observeret i solen og i metalfattige stjerner viser en tydelig ulige-lige effekt. Et vigtigt spørgsmål er, om den ulige-lige virkning i sol-metallicitetsstjerner ligner solen, eller om der er variationer, der kan fortælle os om forskellige kemiske berigelseshistorikker. Vi rapporterer for første gang observationsbeviser for en differentieret ulige-lige effekt i soltvilling HIP 11915 i forhold til sol-ulige-jævn overflodsmønster. Vi analyserede høj opløsningskraft (R = 140 000) og højt S / N-forhold (~ 400) VLT / ESPRESSO-spektre og opnåede nøjagtige kemiske overflader (∼0,01 dex). De differentierede overflader i forhold til solen viser en ulige-lige-effekt uden sol, selv efter udførelse af Galactic Chemical Evolution-korrektioner. Dette antyder en historie med supernovaberigelse, der adskiller sig fra solen og # 39'erne.

Heliumobservationer af exoplanetatmosfærer er forbundet med stjernekoronal overflod

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

Katja Poppenhaeger
(1) Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam (2) University of Potsdam, Institute for Physics and Astronomy

Transitobservationer i heliumlinjerne i nærheden af ​​10830 Angstrom er et nyt vellykket værktøj til at undersøge eksoplanetariske atmosfærer og deres massetab. Dannelse af disse linjer kræver ionisering og rekombination af helium i den eksoplanetære atmosfære. Denne ionisering er forårsaget af stjernefotoner i ekstrem UV (EUV), men ingen aktuelt aktive teleskoper kan observere denne del af stjernespektret. Stjernespektret tæt på heliumioniseringstærsklen består af individuelle emissionslinjer, hvoraf mange er dannet af jern ved koronaltemperaturer. Koronale elementære overflader udviser forskellige mønstre relateret til det første ioniseringspotentiale (FIP) af disse elementer, hvor elementer som jern er stærkt udtømt for højaktive stjerner med lav masse. Jeg viser, at stjerner med høje versus lave koronale jernforekomster følger forskellige skaleringslove, der binder deres røntgenemission sammen og EUV-strømmen tæt på heliumioniseringstærsklen. Jeg viser også, at den aktuelt observerede store spredning i forholdet mellem EUV-bestråling og exoplanetar helium-transitdybde kan reduceres ved at tage koronale jernforekomster i betragtning, hvilket giver os mulighed for at målrette exoplaneter med godt observerbare heliumsignaturer med meget højere tillid.

Radioeksoplaneter og stjerner ved lave frekvenser

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

J. R. Callingham (1,2) H. Vedantham (2,3) T. Shimwell (2,1) B. J. S. Pave (4) og LoTSS-holdet
(1) Leiden University (2) ASTRON, Holland Institute for Radio Astronomy (3) Groningen University (4) Sagan Fellow, New York University

I mere end tredive år har radioastronomer søgt efter auroral emission fra exoplaneter. Med det hollandske radioteleskop LOFAR har vi for nylig opdaget stærk, stærkt cirkulær polariseret lavfrekvent (144 MHz) radioemission forbundet med en M-dværg - den forventede vejviser for sådan stråling. Selve stjernen er i ro, med en rotationsperiode på 130 dage og lav røntgenlysstyrke. I denne samtale vil jeg detaljerede, hvordan detekterings radioegenskaber indebærer, at en sådan emission genereres ved tilstedeværelsen af ​​en exoplanet i en kort periode i kredsløb omkring stjernen. Jeg vil også diskutere, hvordan vores LOFAR-observationer repræsenterer den mest omfattende oversigt over stjernesystemer ved lave frekvenser, og konsekvenserne af denne nye population, vi har opdaget i forståelsen af ​​magnetosfæren af ​​M-dværge og eksoplanetære magnetfelter.

Karakterisering af differentieret rotation med tidevand i formørkningsbinarier

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

Adam S Jermyn (1) Jamie Tayar (2,3) Jim Fuller (4)
(1) Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute, New York, NY 10010, USA (2) Institute for Astronomy, University of Hawaii, 2680 Woodlawn Drive, Honolulu, Hawaii 96822, USA (3) Hubble Fellow (4) TAPIR, postnummer 350-17, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA

Over tid synkroniserer tidevand rotationsperioderne for stjerner i et binært system til kredsløbsperioden. Imidlertid, hvis stjernen udviser differentieret rotation, kan kun en del af den rotere i kredsløbsperioden, så rotationsperioden på overfladen svarer muligvis ikke til kredsløbsperioden. Forskellen mellem rotation og kredsløb kan derfor bruges til at udlede omfanget af den differentielle rotation. Vi bruger en simpel parametrering af differentierotation i stjerner med konvektive konvolutter i cirkulære baner for at forudsige forskellen mellem overfladerotationsperioden og kredsløbsperioden. Når vi sammenligner denne parametrering med observerede, overskyggende binære systemer, finder vi, at der i overfladekonvektionzoner af sollignende stjerner i kortvarige binære binære områder er meget lidt radial differentiel rotation med $ | r partial_r ln Omega | & lt 0,02 $. Dette holder selv i længere orbitale perioder, selvom det er sværere at sige, hvilke systemer der er synkroniseret i lange perioder, og større differentierotation er degenereret med asynkron rotation.

Stjernelys og beboelige (?) Verdener fra TESS Primærmission

videnskabstema: Stjernebluss og aktivitet
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

Maximilian N. Günther
Massachusetts Institute of Technology (MIT)

På vores søgen efter beboelige verdener er vi nødt til at redegøre for eksplosive stjernekast og koronale masseudkast (CME'er), der påvirker eksoplaneternes overflade (eller sky) beboelighed. Disse stjernernes udbrud er et dobbeltkantet sværd. På den ene side er blusser og CME'er i stand til at fjerne atmosfærer og slukke eksisterende biologi. På den anden side kan blusser være det (eneste) middel til at levere triggerenergien til præbiotisk kemi og indlede liv. I denne tale vil jeg fremhæve vores TESS-undersøgelse af alle stjernernes blændinger fra år 1 og amp 2 af missionen, drevet af & # 34stella & # 34-forandringsneurale netværk. Hvor manuel kontrol ville have taget et helt liv, og konventionel detektering af outlier ville have savnet de mindste blusser, giver avancerede maskinindlæringsmetoder os en hurtig, effektiv og sandsynlig karakterisering af blusser. Jeg vil også diskutere flaring som en funktion af stjernetype, alder, rotation, spotdækning og andre faktorer. Endelig vil jeg forbinde vores fund med præbiotisk kemi og ozonsterilisering og identificere, hvilke verdener der måske lige ligger i det rigtige regime mellem for meget og for lidt flaring. Med den udvidede TESS-mission og øgede kadenser (20'ere, 2min og 10min), vil stjernefladningsundersøgelser og nye opdagelser af exoplanet i sidste ende hjælpe med at definere kriterier for eksoplanets beboelighed.

Lithium overflod spredning i metalfattige stjerner

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

M. Deal (1) O. Richard (2) S. Vauclair (3)
(1) Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA), Porto, Portugal (2) LUPM, Montpellier, Frankrig (3) IRAP, Toulouse, Frankrig

Dannelsen og udviklingen af ​​lyselementer i universet fungerer som vigtige kosmologiske begrænsninger. De ældste stjerner i galaksen har længe været antaget at vise i deres ydre lag den oprindelige lithium-overflod, skønt alle studier af stjernefysik beviste, at denne overflod skal være faldet med tiden. Den oprindelige Li-overflod udledt af observationer af den kosmologiske baggrund er faktisk større end den maksimale observerede i disse stjerner. Nylige observationer vidnede om en stor Li-overflodspredning i meget metalfattige stjerner.

Under denne præsentation behandler vi det generelle spørgsmål om lithium-overflodspredning opnået ved observationer af metalfattige stjerner, og hvordan samspillet mellem atomdiffusion og tilvækst af materie ændrer elementets overflod i disse metalfattige stjerner. Vi fokuserer især på de hydrodynamiske processer, der kunne finde sted efter tilvækst. Vi betragter initialmetaliteter fra [Fe / H] = - 2,31 ned til [Fe / H] = - 5,45.

Vi viser, at observationer af lithiumdispersion, associeret eller ikke med kulstofberigelse, er godt redegjort for med hensyn til tilvækst på de metalfattige stjerner med akkreterede masser, der er mindre end et par Jupiter-masser, når der anvendes en lithium-oprindelig overflod i overensstemmelse med den oprindelige lithium overflod opnået fra de seneste BBN resultater.

Udforskning af M-dværg Radius Inflation Problem

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

Sam Morrell Tim Naylor
University of Exeter

Der har været voksende beviser i litteraturen om, at M-dværgstjerner har en radiusinflation sammenlignet med teoretiske modeller, hvilket tyder på, at modeller mangler nogle vigtige fysikker, der kræves for fuldstændigt at beskrive stjerner ved effektive temperaturer under ca. 4000K. Vi præsenterede beviser på det forrige Cool Stars-møde for, at dette problem er tydeligt i præ-hovedsekvenspopulationer inden for stjerneklynger. Med fremkomsten af ​​Gaia DR2 har vi været i stand til at generalisere vores nye SED-tilpasningsmetode, der kun er afhængig af flerbåndsfotometri og geometriske afstande, for at måle radierne på & GT15.000 nærliggende hovedsekvensfelt M-dværgstjerner og vise, at radius inflation fortsætter til hovedsekvensen.

Fra denne prøve har vi bestemt, at M-dværge viser en inflation på 3-7 procent fra de rent teoretiske modeller, med ikke mere end 1-2 procent iboende spredning i den oppustede sekvens. Vi viser, at denne måleteknik er i stand til at måle M-dværgradier med en nøjagtighed på 2,4 procent, men vi har bestemt, at dette er begrænset af nøjagtigheden af ​​metallicitetsmålinger, som bidrager med 1,7 procent til måleusikkerhed. Vi præsenterer også bevis for, at stjernemagnetisme i øjeblikket ikke er i stand til at forklare radiusinflationen i M-dværge.

Brug af ny asteroseismisk rotation til at studere udviklingen af ​​rotation i hovedsekvensstjerner

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

Oliver J. Hall (1,2,3) Guy R. Davies (2,3) Jennifer van Saders (4) Martin B. Nielsen (2,3) Mikkel N. Lund (3) William J. Chaplin (2,3) Rafael A. Garcia (5,6) Louis Amard (7) Angela A. Breimann (7) Saniya Khan (2,3) Victor See (7) Jamie Tayar (4,8)
(1) European Space Agency (ESA), European Space Research and (2) Technology Center (ESTEC), Keplerlaan 1, 2201 AZ Noordwijk, The (3) Netherlands (4) School of Physics and Astronomy, University of (5) Birmingham , Edgbaston, Birmingham, B15 2TT, UK (6) Stellar (7) Astrophysics Centre, Department of Physics and Astronomy, Aarhus (8) University, Ny Munkegade 120, 8000 Aarhus C, Denmark (9) Institute (10) for Astronomy, University of Hawai & # 39i, Honolulu, HI 96822 (11) IRFU, (12) CEA, Universite Paris-Saclay, F-91191 Gif-sur-Yvette, Frankrig (13) AIM, CEA, CNRS, Universite Paris-Saclay, Universite Paris Diderot, (14) Sorbonne Paris Cite, F-91191 Gif-sur-Yvette, Frankrig (15) University (16) of Exeter Department of Physics and Astronomy, Stocker Road, Devon, (17) Exeter, EX4 4QL, UK ( 18) Hubble Fellow

Undersøgelser, der anvender asteroseismiske aldre og rotationshastigheder fra stjerne-plet-rotation, har vist, at standard aldersrotationsrelationer kan bryde sammen halvvejs gennem hovedsekvensens levetid, et fænomen kaldet svækket magnetisk bremsning. Mens rotationshastigheder fra pletter kan være vanskelige at bestemme for ældre, mindre aktive stjerner, kan rotationsopdeling af asteroseismiske svingningsfrekvenser give rotationshastigheder for både aktive og hvilende stjerner og kan således bekræfte, om denne effekt virkelig finder sted på hovedsekvensen.

I denne tale vil jeg vise, hvordan vi opnåede asteroseismiske rotationshastigheder på 91 hovedsekvensstjerner, der viser høje signal-til-støj-svingningstilstande. Ved hjælp af disse nye rotationshastigheder, sammen med effektive temperaturer, metalliciteter og seismiske masser og aldre, byggede vi en hierarkisk Bayesisk blandingsmodel, der viste, at vores nye ensemble var mere enig med svækket magnetisk bremsning over et standard rotationsudviklingsscenarie.

Langt ud over solen: Samtidige observationer af den unge Sun Iota-Horologii

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

E. M. Amazo-Gómez (1) JD Alvarado-Gómez (1) GAJ Hussain (2) K. Poppenhäger (1) PC König (3) JF Donati (4) BE Wood (5) JJ Drake (6) J. Do Nascimento (6) F. Del Sordo ( 7) M. Damasso (7) Jorge Sanz-Forcada (8) Beate Stelzer (9)
(1) Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, An der Sternwarte 16, 14482 Potsdam, Tyskland (2) Det Europæiske Rumlige Agentur, Keplerlaan 1, 2201 AZ Noordwijk, Holland (3) European Southern Observatory, Karl-Schwarzschild-Strasse 2, 85748 Garching bei München, Tyskland (4) CNRS-IRAP, 14, avenue Edouard Belin, F-31400 Toulouse, Frankrig (5) Naval Research Laboratory, Space Sciences Division, Washington, DC 20375, USA (6) Center for Astrofysik | Harvard & amp Smithsonian, 60 Garden Street, Cambridge MA 02138, USA (7) Osservatorio di Torino, INAF, Via Osservatorio, 20, 10025 Pino Torinese TO, Italien (8) Centro de Astrobiología (CSIC-INTA), ESAC Campus, Camino Bajo del Castillo, E-28692 Villanueva de la Cañada, Madrid, Spanien (9) Eberhard Karls Universität, Institut für Astronomie und Astrophysik, Sand 1, 72076 Tübingen, Tyskland

En samtidig og afslørende stjerneanalyse er blevet udført på den unge sollignende stjerne iota-Horologii. Stjernen har en kortest rapporterede magnetiske cyklus på omkring 1,4 år. Den korte periode, sammenlignet med solens magnetiske cyklus i 22 år, tillod en hurtigere aktivitetsanalyse af en ung sol. Vi udarbejdede en langsigtet spektropolymetrisk opfølgning under & # 34Far ud over solen & # 34-kampagnen på ca. 6 observationssemestre. I det sidste observationssemester kombinerede vi samtidige observationer af stjernen af ​​TESS- og HST-satellitter. Disse observationer lader os sammenligne stjerneaktiviteten for forskellige atmosfæriske stratifikationer. Ved at bruge GPS-metoden kombineret for første gang med Zeeman Doppler Imaging (ZDI) kortlægningsteknik begrænsede vi faculae til at spotte driverforholdet. Sådan kombineret information hjælper os med at fortolke stjernernes overflade bedre. Vi fandt ud af, at stjerneoverfladen er punktdomineret med et forhold mellem facular og plet $ (S_/ S_) $ på ca. 0,74. Som reference viser solen en omtrent konstant $ (S_/ S_$ $ 3, faculae dominerede overflade langs dens aktivitetscyklus. Vi hentede diagnostik af den koronale overgangsregion, afledt af $ O_ < rm iv> $ og $ S_ < rm iv> $ inter-kombinationslinjer observeret af HST. Vi beskriver og placerer vores resultater i sammenhæng med sammenhængen mellem de forskellige observerbare, hvilket forbedrer karakteriseringen af ​​magnetisk aktivitet for de forskellige atmosfæriske lag.

Stjernerotation i Gaia Era: Reviderede åbne klyngesekvenser

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

Diego Godoy-Rivera (1) Marc H. Pinsonneault (1) Luisa M. Rebull (2)
(1) Ohio State University (2) Infrarød Videnskabsarkiv (IRSA), IPAC

Perioden versus massediagrammer (dvs. rotationssekvenser) af åbne klynger giver vigtige begrænsninger for vinkelmomentudviklingsstudier. Imidlertid er deres medlemskaber ofte stærkt forurenet af feltstjerner, hvilket potentielt kan påvirke fortolkningerne. I dette arbejde bruger vi data fra Gaia DR2 til at revurdere medlemskab af syv åbne klynger med rotationsdata og præsentere en opdateret visning af stjernedrejning som en funktion af masse og alder. Vi bruger Gaia-astrometrien til at identificere klyngemedlemmerne i fase-rummet, og anvendelse af vores medlemsanalyse til de roterende sekvenser afslører, at: 1) forureningen i klynger observeret fra jorden kan nå op til $ sim $ 35 \% 2) den samlede brøkdel af rotationsafvigende formindskes væsentligt, når markforureninger fjernes, men nogle afvigende varer stadig ved 3) der er en skarp overkant i rotationsperioderne i unge aldre 4) stjerner i 1.0-0.6 $ M _ < odot> $ rækkevidde beboer et globalt maksimum med hensyn til rotationsperioder, hvilket potentielt giver et optimalt vindue til beboelige planeter. Derudover ser vi klare beviser for en stærkt masseafhængig spin-down-proces. I regimet, hvor hurtige rotatorer forlader det mættede domæne, udvides rotationsfordelingerne (i modsætning til populære modeller), som vi fortolker som bevis for, at drejningsmomentet skal være lavere for hurtige rotatorer end for mellemliggende. De rensede rotationssekvenser fra jordbaserede observationer kan være så begrænsende som dem, der opnås fra rummet.

Målinger af ultraviolette spektrale egenskaber ved lavmasseeksoplanetære systemer (megamuskler)

videnskabstema: Seje stjerner på hovedsekvensen
tidsplan: tor, 15:00 (haiku)

David Wilson Mega-MUSCLES Samarbejde
UT Austin

M-dværgstjerner er opstået som ideelle mål for observationer af exoplanet. Deres små radier hjælper planetarisk opdagelse, deres nærliggende beboelige zoner muliggør korte observationskampagner, og deres røde spektre giver mulighed for transit-spektroskopi med JWST. Potentialet for M-dværge er blevet understreget af bemærkelsesværdige systemer som de syv jordstørrelsesplaneter, der kredser om TRAPPIST-1 og den beboelige zoneplanet omkring Proxima Centauri.

At vurdere egenskaberne ved sådanne planeter kræver en klar forståelse af, hvordan M-dværge adskiller sig fra solen ud over deres mindre størrelse og masse. Af særlig betydning er de tidsvariablerede, højenergi-ultraviolette og røntgenregioner af M-dværgens spektrale energifordeling (SED), som kan påvirke kemien og levetiden for exoplanetatmosfærer såvel som deres overfladestrålingsmiljøer. Desværre er disse bølgebånd ekstremt svage for de fleste M-dværge, hvilket kræver en for stor investering af teleskoptid for at opnå data på de fleste stjerner.

Målingerne af ultraviolette spektrale egenskaber ved lavmasseeksoplanetære systemer (Mega-MUSCLES) Treasury-projekt vil sammen med forløberen MUSCLES-projektet producere fulde SED'er af en repræsentativ prøve af M-dværge, der dækker en bred vifte af stjernemasse, alder og planetarisk systemarkitektur. Vi har fået røntgen- og ultraviolette data for 12 stjerner ved hjælp af Hubble-, Chandra- og XMM-rumteleskoperne sammen med avanceret DEM-modellering for at udfylde de ikke-observerbare ekstreme ultraviolette regioner. Vores færdige SED'er vil være tilgængelige som en community-ressource med det formål, at en tæt MUSCLES-analog skal eksistere for de fleste M-dværge af interesse.

I denne præsentation vil jeg se på Mega-MUSCLES-projektet, der beskriver vores valg af mål, observationsstrategi og SED-produktionsmetode. Jeg vil også diskutere bemærkelsesværdige mål såsom TRAPPIST-1-værtsstjernen og sammenligne vores observationer med tidligere data og modelforudsigelser.


Se videoen: ASTRODISTANCE #6 - EXOPLANETY (Oktober 2022).