PUŁAPAK-1 - TRAPPIST-1

PUŁAPAK-1
Ultrachłodny karzeł TRAPPIST-1 w gwiazdozbiorze Aquarius.tif
TRAPPIST-1 znajduje się w czerwonym kółku w konstelacji Wodnika
Dane obserwacyjne Epoka J2000       Równonoc J2000
Konstelacja Wodnik
rektascensja 23 godz. 06 m 29,283 s
Deklinacja -05° 02′ 28,59″
Charakterystyka
Etap ewolucyjny Sekwencja główna
Typ widmowy M8V
Pozorna wielkość  (V) 18,798 ± 0,082
Pozorna wielkość  (R) 16,466 ± 0,065
Pozorna wielkość  (I) 14,024 ± 0,115
Pozorna wielkość  (J) 11,354 ± 0,022
Pozorna wielkość  (H) 10,718 ± 0,021
Pozorna wielkość  (K) 10,296 ± 0,023
Wskaźnik koloru V−R 2,332
Wskaźnik koloru R−I 2,442
Wskaźnik koloru J-H 0,636
Wskaźnik koloru J−K 1,058
Astrometria
Prędkość promieniowa (R v ) -54 ± 2  km/s
Ruch właściwy (μ) RZS: 922,1 ± 1,8  mas / rok,
grudzień: -471,9 ± 1,8  mas / rok
Paralaksa (π) 80,451 ± 0,12  mas
Dystans 40,54 ± 0,06  ly
(12,43 ± 0,02  PC )
Bezwzględne  (M V ) 18,4 ± 0,1
Detale
Masa 0,0898 ± 0,0023  M
Promień 0,1192 ± 0,0013  R
Jasność (bolometryczna) 0.000553 ± 0.000018  L
Jasność (wizualna, L V ) 0,000 003 73  L
Ciężar powierzchniowy (log  g ) ≈5.227  cgs
Temperatura 2566 ± 26  K
Metaliczność [Fe/H] 0,04 ± 0,08  dex
Obrót 3,295 ± 0,003 dni
Prędkość obrotowa ( v  sin  i ) 6 km/s
Wiek 7,6 ± 2,2  Gyr
Inne oznaczenia
2MASS J23062928-0502285, 2MASSI J2306292-050227, 2MASSW J2306292-050227, 2MUDC 12171
Odniesienia do baz danych
SIMBAD dane
Archiwum egzoplanet dane

Encyklopedia planet pozasłonecznych
dane

Trappist-1 , a także oznaczono 2MASS J23062928-0502285 , jest bardzo chłodnego czerwony karzeł o promieniu nieco większym niż planeta Jupiter , mając 94 razy masy Jowisza. Znajduje się około 40 lat świetlnych (12 pc) od Słońca w konstelacji Wodnika . Na orbicie wokół niego wykryto siedem planet ziemskich o umiarkowanym klimacie , więcej niż w jakimkolwiek innym układzie planetarnym z wyjątkiem Keplera-90 . Badanie opublikowane w maju 2017 roku sugeruje, że stabilność systemu nie jest szczególnie zaskakująca, jeśli weźmie się pod uwagę sposób, w jaki planety migrowały na swoje obecne orbity poprzez dysk protoplanetarny .

Zespół belgijskich astronomów po raz pierwszy odkrył trzy planety wielkości Ziemi krążące wokół gwiazdy w 2015 roku. Zespół kierowany przez Michaëla Gillona z University of Liège w Belgii wykrył planety za pomocą fotometrii tranzytowej za pomocą Transiting Planets and Planetesimal Small Telescope (TRAPPIST) w Obserwatorium La Silla w Chile i Observatoire de l'Oukaïmeden w Maroku . 22 lutego 2017 roku astronomowie ogłosili cztery takie dodatkowe egzoplanety. W pracach tych wykorzystano między innymi Kosmiczny Teleskop Spitzera i Bardzo Duży Teleskop w Paranal , co pozwoliło zwiększyć liczbę planet do siedmiu, z których co najmniej trzy ( e , f i g ) znajdują się w strefie nadającej się do zamieszkania . Wszystkie mogą nadawać się do zamieszkania, ponieważ na ich powierzchni może znajdować się woda w stanie ciekłym. W zależności od definicji, do sześciu może znajdować się w optymistycznej strefie nadającej się do zamieszkania ( c , d , e , f , g i h ), z szacowanymi temperaturami równowagi od 170 do 330 K (-103 do 57 ° C; -154 do 134 °F). W listopadzie 2018 roku naukowcy ustalili, że planeta e jest najbardziej prawdopodobnym światem oceanicznym podobnym do Ziemi i „byłaby doskonałym wyborem do dalszych badań z myślą o możliwości zamieszkania”.

Odkrycie i nazewnictwo

Obraz Keplera TRAPPIST-1

Gwiazda w centrum układu została odkryta w 1999 roku podczas przeglądu całego nieba Two Micron (2MASS). Został wpisany do kolejnego katalogu z oznaczeniem „2MASS J23062928-0502285”. Liczby odnoszą się do rektascensji i deklinacji pozycji gwiazdy na niebie, a „J” odnosi się do epoki juliańskiej .

System został później zbadany przez zespół z Uniwersytetu w Liège , który dokonał pierwszych obserwacji za pomocą teleskopu TRAPPIST-South od września do grudnia 2015 r. i opublikował swoje odkrycia w magazynie Nature z maja 2016 r . Backronym składa hołd Katolicki Christian religijnych kolejności od trapistów i do trapistów piwa produkuje (głównie w Belgii), które astronomowie użyte do tosty ich odkrycia. Ponieważ gwiazda gościła pierwsze egzoplanety odkryte przez ten teleskop, odkrywcy oznaczyli ją odpowiednio jako "TRAPPIST-1".

Planety są oznaczone w kolejności ich odkrycia, zaczynając od b dla pierwszej odkrytej planety, c dla drugiej i tak dalej. Trzy planety wokół TRAPPIST-1 zostały najpierw odkryte i oznaczone b , c i d w kolejności rosnących okresów orbitalnych , a druga partia odkryć została podobnie oznaczona e do h .

Gwiezdna charakterystyka

TRAPPIST-1 w porównaniu do wielkości Słońca .

TRAPPIST-1 to ultrafajna gwiazda karłowata klasy spektralnejM8,0 ± 0,5 czyli około 9% masy i 12% promienia Słońca . Chociaż jest tylko nieznacznie większy od Jowisza , jest około 94 razy masywniejszy. Spektroskopia optyczna o wysokiej rozdzielczości nie ujawniła obecności litu , co sugeruje, że jest to gwiazda ciągu głównego o bardzo małej masie , która łączy się z wodorem i zubożyła swój lit, czyli jest raczej czerwonym karłem niż bardzo młodym brązowym karłem . Ma temperaturę 2511  K (2238 ° C; 4060 ° F), a jej wiek szacuje się na około7,6 ± 2,2  gyr . Dla porównania, Słońce ma temperaturę 5778 K (5505°C; 9941°F) i wiek około 4,6 Gyr. Obserwacje z rozszerzeniem Kepler K2 przez łącznie 79 dni ujawniły plamy gwiazdowe i rzadkie słabe rozbłyski optyczne w tempie 0,38 dziennie (30 razy rzadziej niż w przypadku aktywnych karłów M6–M9); pojedynczy silny rozbłysk pojawił się pod koniec okresu obserwacji. Obserwowana aktywność rozbłyskowa prawdopodobnie regularnie zmienia atmosfery orbitujących planet, czyniąc je mniej nadającymi się do życia. Gwiazda ma okres rotacji wynoszący 3,3 dnia.

Uzyskane obrazy plamkowe w wysokiej rozdzielczości TRAPPIST-1 ujawniły, że gwiazda M8 nie ma towarzyszy o jasności równej lub jaśniejszej niż brązowy karzeł. To stwierdzenie, że gwiazda macierzysta jest pojedyncza, potwierdza, że ​​zmierzone głębokości tranzytu dla orbitujących planet zapewniają prawdziwą wartość dla ich promieni, tym samym dowodząc, że planety rzeczywiście mają wielkość Ziemi.

Dzięki niskiej jasności gwiazda może żyć nawet 12 bilionów lat. Jest bogaty w metale, o metaliczności ([Fe/H]) 0,04, czyli 109% ilości energii słonecznej. Jej jasność wynosi 0,05% jasności Słońca ( L ), z czego większość emitowana jest w widmie podczerwonym , a przy pozornej jasności 18,80 nie jest widoczna przez podstawowe amatorskie teleskopy na Ziemi.

Układ planetarny

Układ planetarny TRAPPIST-1
Towarzysz
(w kolejności od gwiazdy)
Masa Półoś wielka
( AU )
Okres orbitalny
( dni )
Ekscentryczność Nachylenie Promień
b 1,374 ± 0,069  M 0,01154 ± 0,0001 1,51088432 ± 0,00000015 0,006 22 ± 0,003 04 89,56 ± 0,23 ° 1,116+0,014
−0,012
 R
C 1,308 ± 0,056  M 0,01580 ± 0,00013 2,42179346 ± 0,00000023 0,006 54 ± 0,001 88 89,70 ± 0,18 ° 1,097+0,014
−0,012
 R
D 0,388 ± 0,012  M 0,02227 ± 0,00019 4,04978035 ± 0,0000256 0,008 37 ± 0,000 93 89,89+0,08
-0,15
°
0,7780,011
-0,010
 R
mi 0,692 ± 0,022  M 0,02925 ± 0,00025 6,09956479 ± 0,00000178 0,005 10 ± 0,000 58 89,736+0,053
−0,066
°
0,920+0,013
−0,012
 R
F 1,039 ± 0,031  M 0,03849 ± 0,00033 9.20659399 ± 0,00000212 0,010 07 ± 0,000 68 89,719+0,026
−0,039
°
1,045+0,013
−0,012
 R
g 1,321 ± 0,038  M 0,04683 ± 0,0004 12,3535557 ± 0,00000341 0,002 08 ± 0,000 58 89,721+0,019
−0,026
°
1,129+0,015
−0,013
 R
h 0,326 ± 0,020  M 0,06189 ± 0,00053 18,7672745 ± 0,00001876 0,005 67 ± 0,001 21 89,796 ± 0,023 ° 0,775 ± 0,014  R
Względne rozmiary, gęstości i oświetlenie systemu trapistów-1 w porównaniu do wewnętrznych planet w Układzie Słonecznym .
Dane tranzytowe z Kosmicznego Teleskopu Spitzera TRAPPIST-1. Większe planety powodują większe przyciemnienie, podczas gdy planety bardziej oddalone od gwiazdy powodują dłuższe przyciemnienie.

22 lutego 2017 roku astronomowie ogłosili, że układ planetarny tej gwiazdy składa się z siedmiu planet ziemskich o umiarkowanym klimacie , z których pięć ( b , c , e , f i g ) ma wielkość zbliżoną do Ziemi, a dwie ( d i h ) są średniej wielkości między Marsem a Ziemią. Co najmniej trzy planety ( e , f i g ) krążą w strefie zamieszkałej .

Orbity układu planetarnego TRAPPIST-1 są bardzo płaskie i zwarte. Wszystkie siedem planet TRAPPIST-1 krąży znacznie bliżej niż Merkury okrąża Słońce. Z wyjątkiem b , krążą dalej niż satelity Galileusza wokół Jowisza, ale bliżej niż większość innych księżyców Jowisza . Odległość między orbitami b i c jest tylko 1,6 razy większa od odległości między Ziemią a Księżycem. Planety powinny pojawiać się w widocznych miejscach na sobie nawzajem, w niektórych przypadkach nawet kilka razy większe niż Księżyc, który pojawia się z Ziemi. Rok na najbliższej planecie mija w zaledwie 1,5 ziemskiego dnia, podczas gdy rok siódmej planety mija w zaledwie 18,8 dnia.

Planety przechodzą tak blisko siebie, że oddziaływania grawitacyjne są znaczące, a ich okresy orbitalne niemal rezonansowe. W czasie, gdy najbardziej wewnętrzna planeta wykona osiem okrążeń, druga, trzecia i czwarta planeta wykonają pięć, trzy i dwie. Grawitacyjne szarpanie powoduje również zmiany czasu tranzytu (TTV), wahające się od poniżej minuty do ponad 30 minut, co pozwoliło badaczom obliczyć masy wszystkich planet z wyjątkiem najbardziej zewnętrznej. Całkowita masa sześciu planet wewnętrznych wynosi w przybliżeniu 0,02% masy TRAPPIST-1, ułamek podobny do masy satelitów Galileusza do Jowisza i obserwacje sugerujące podobną historię powstawania . Gęstość planet waha się od ~0,60 do ~1,17 razy większa od gęstości Ziemi ( ρ , 5,51 g/cm 3 ), co wskazuje na głównie skaliste składy. W niepewności są zbyt duże, aby wskazać, czy znaczna składowa lotnych jest również, z wyjątkiem przypadku F , przy czym wartość (0,60 ± 0,17  ρ ) „sprzyja” obecności warstwy lodu i/lub rozszerzonej atmosfery. Obrazowanie plamek wyklucza wszystkich możliwych towarzyszy gwiezdnych i brązowych karłów.

31 sierpnia 2017 roku astronomowie korzystający z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a zgłosili pierwsze dowody na możliwą zawartość wody na egzoplanetach TRAPPIST-1.

Między 18 lutego a 27 marca 2017 r. zespół astronomów użył Teleskopu Kosmicznego Spitzera do obserwacji TRAPPIST-1 w celu udoskonalenia parametrów orbitalnych i fizycznych siedmiu planet przy użyciu zaktualizowanych parametrów gwiazdy. Ich wyniki zostały opublikowane 9 stycznia 2018 r. Chociaż nie podano żadnych nowych szacunków masy, zespołowi udało się dopracować parametry orbity i promienie planet z bardzo małym marginesem błędu. Oprócz zaktualizowanych parametrów planetarnych zespół znalazł również dowody na istnienie dużej, gorącej atmosfery wokół najbardziej wewnętrznej planety.

5 lutego 2018 r. wspólne badanie przeprowadzone przez międzynarodową grupę naukowców z wykorzystaniem Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, Kosmicznego Teleskopu Keplera, Kosmicznego Teleskopu Spitzera oraz teleskopu SPECULOOS ESO ujawniło najdokładniejsze parametry systemu TRAPPIST-1. Byli w stanie dopracować masy siedmiu planet do bardzo małego marginesu błędu, umożliwiając dokładne określenie gęstości, grawitacji powierzchniowej i składu planet. Planety mają masę od około 0,3  M 🜨 do 1,16  M 🜨 , przy gęstościach od 0,62 ρ (3,4 g/cm 3 ) do 1,02 ρ (5,6 g/cm 3 ). Planety c i e są prawie całkowicie skaliste, podczas gdy b , d , f , g i h mają warstwę substancji lotnych w postaci muszli wodnej, lodowej lub gęstej atmosfery. Planety c , d , e i f nie posiadają atmosfer wodorowo-helowych. Zaobserwowano również planetę g , ale nie było wystarczających danych, aby jednoznacznie wykluczyć atmosferę wodoru. Planeta d może mieć ocean wody w stanie ciekłym, który stanowi około 5% jej masy — dla porównania, zawartość wody na Ziemi wynosi < 0,1% — natomiast jeśli f i g mają warstwy wody, prawdopodobnie są one zamarznięte. Planeta e ma nieco większą gęstość niż Ziemia, co wskazuje na ziemski skład skał i żelaza. Modelowanie atmosferyczne sugeruje, że atmosfera b najprawdopodobniej przekroczy granicę niekontrolowanej cieplarni z szacowanym 10 1 do 10 4 barami pary wodnej.

Badanie widma gwiazdowego, przeprowadzone na początku 2020 roku, ujawniło, że oś obrotu gwiazdy TRAPPIST-1 jest dobrze wyrównana z płaszczyzną orbit planet. Stwierdzono, że nachylenie gwiazdy jest19+13
-15
stopnie.

Wykres danych

Inne cechy
Towarzysz
(w kolejności od gwiazdy)
Strumień gwiazdowy
( )
Temperatura
(równowaga, zakłada zerowe albedo Bonda )
Ciężar powierzchniowy
( )
Przybliżony współczynnik rezonansu
orbitalnego (wrt planeta b)


Przybliżony współczynnik rezonansu
orbitalnego (w stosunku do następnej planety do wewnątrz)


b 4,153 ± 0,16 397,6 ± 3,8 K (124,45 ± 3,80 °C; 256,01 ± 6,84 °F)
≥1400 K (1130 °C; 2060 °F) (atmosfera)
750–1500 K (477–1227 °C; 890–2240 °F) ( powierzchnia)
1,102 ± 0,052 1:1 1:1
C 2,214 ± 0,085 339,7 ± 3,3 K (66,55 ± 3,30 °C; 151,79 ± 5,94 °F) 1,086 ± 0,043 5:8 5:8
D 1,115 ± 0,043 286,2 ± 2,8 K (13,05 ± 2,80 °C; 55,49 ± 5,04 °F) 0,624 ± 0,019 3:8 3:5
mi 0,646 ± 0,025 249,7 ± 2,4 K (-23,45 ± 2,40 °C; -10,21 ± 4,32 °F) 0,817 ± 0,024 1:4 2:3
F 0,373 ± 0,014 217,7 ± 2,1 K (-55,45 ± 2,10 °C; -67,81 ± 3,78 °F) 0,851 ± 0,024 1:6 2:3
g 0,252 ± 0,0097 197,3 ± 1,9 K (-75,85 ± 1,90 ° C; -104,53 ± 3,42 ° F) 1,035 ± 0,026 1:8 3:4
h 0,144 ± 0,0055 171,7 ± 1,7 K (-101,45 ± 1,70 °C; -150,61 ± 3,06 °F) 0,570 ± 0,038 1:12 2:3
System TRAPPIST-1 z rozmiarami i odległościami w skali w porównaniu z Księżycem i Ziemią

Orbitalny bliski rezonans

Tranzyty planetarne TRAPPIST-1 w okresie 20 dni od września do października, zarejestrowane przez Teleskop Kosmiczny Spitzera w 2016 roku.

Ruchy orbitalne planet TRAPPIST-1 tworzą złożony łańcuch z rezonansami trzech ciał typu Laplace'a, łączącymi każdy członek. Względne okresy orbitalne (postępując na zewnątrz) przybliżają proporcje całkowitych liczb całkowitych odpowiednio 24/24, 24/15, 24/9, 24/6, 24/4, 24/3 i 24/2 lub stosunki okresu najbliższego sąsiedztwa około 8/5, 5/3, 3/2, 3/2, 4/3 i 3/2 (1,603, 1,672, 1,506, 1,509, 1,342 i 1,519). Jest to najdłuższy znany łańcuch egzoplanet niemal rezonansowych i uważa się, że jest wynikiem interakcji między planetami, które migrowały do ​​wewnątrz w obrębie szczątkowego dysku protoplanetarnego po uformowaniu się na większych początkowych odległościach.

Większość zestawów orbit podobnych do zestawu znalezionego w TRAPPIST-1 jest niestabilna, powodując, że jedna planeta znajdzie się w sferze wzgórza innej lub zostanie wyrzucona. Odkryto jednak, że istnieje sposób na migrację układu do dość stabilnego stanu poprzez oddziaływania tłumiące, na przykład z dyskiem protoplanetarnym . Następnie siły pływowe mogą zapewnić systemowi długoterminową stabilność.

Ścisła zależność między stosunkami liczb całkowitych w rezonansach orbitalnych i w teorii muzyki umożliwiła przekształcenie ruchu systemu w muzykę.

Powstawanie układu planetarnego

Według Ormela i in., poprzednie modele formowania się planet nie wyjaśniają powstawania wysoce zwartego układu TRAPPIST-1. Formacja w miejscu wymagałaby niezwykle gęstego dysku i nie byłaby w stanie wyjaśnić rezonansów orbitalnych. Formacja poza linią mrozu nie wyjaśnia ziemskiej natury planet ani mas podobnych do Ziemi. Autorzy zaproponowali nowy scenariusz, w którym formowanie się planet zaczyna się na linii mrozu, gdzie cząstki wielkości kamyków wywołują niestabilność przepływu , a następnie protoplanety szybko dojrzewają poprzez akrecję kamyków . Kiedy planety osiągną masę Ziemi, tworzą perturbacje w dysku gazowym, które powstrzymują dryf kamyków do wewnątrz, powodując zatrzymanie ich wzrostu. Planety są transportowane przez migrację typu I do dysku wewnętrznego, gdzie zatrzymują się w jamie magnetosferycznej i kończą w rezonansach ruchu średniego. Ten scenariusz przewiduje, że planety uformowały się ze znaczącymi ułamkami wody, około 10%, z największymi początkowymi ułamkami wody na najbardziej wewnętrznych i zewnętrznych planetach.

Blokada pływowa

Sugeruje się, że wszystkie siedem planet prawdopodobnie będzie pływowo zablokowanych w tak zwanym stanie synchronicznego wirowania (jedna strona każdej planety jest stale zwrócona w stronę gwiazdy), co znacznie utrudnia rozwój życia tam . Mniej prawdopodobne jest to, że niektóre mogą zostać uwięzione w rezonansie spinowo-orbitalnym wyższego rzędu . Planety zablokowane pływowo mają zazwyczaj bardzo duże różnice temperatur między stale oświetloną stroną dzienną a stale ciemną stroną nocną, co może wytworzyć bardzo silne wiatry okrążające planety. Najlepsze miejsca do życia mogą znajdować się w pobliżu obszarów łagodnego zmierzchu między obiema stronami, zwanych linią terminatora . Inną możliwością jest to, że planety mogą zostać wepchnięte w faktycznie niesynchroniczne stany wirowania z powodu silnych wzajemnych interakcji między siedmioma planetami, co skutkuje pełniejszym pokryciem powierzchni planet przez gwiazdy.

Ogrzewanie pływowe

Przewiduje się, że ogrzewanie pływowe będzie znaczące: oczekuje się, że wszystkie planety z wyjątkiem f i h będą miały pływowy strumień ciepła większy niż całkowity strumień ciepła Ziemi. Z wyjątkiem planety c , wszystkie planety mają gęstość wystarczająco małą, aby wskazać obecność znacznego H
2
O
w jakiejś formie. Planety b i c doświadczają wystarczającego ogrzewania od pływów planetarnych, aby utrzymać oceany magmy w ich skalnych płaszczach; Planeta c może mieć na swojej powierzchni erupcje magmy krzemianowej. Strumienie ciepła pływowego na planetach d , e i f są niższe, ale wciąż dwudziestokrotnie wyższe niż średni przepływ ciepła na Ziemi. Planety d i e najprawdopodobniej nadają się do zamieszkania. Planeta d unika niekontrolowanego stanu cieplarnianego, jeśli jej albedo wynosi ≳ 0,3 .

Możliwe skutki silnego promieniowania rentgenowskiego i ekstremalnego promieniowania UV systemu

Bolmont i in. przeprowadzili modelowanie skutków przewidywanego promieniowania ultrafioletowego (FUV) i skrajnego ultrafioletowego (EUV/XUV) na planety b i c za pomocą TRAPPIST-1. Ich wyniki sugerują, że obie planety mogły stracić nawet 15 ziemskich oceanów wody (chociaż rzeczywista utrata byłaby prawdopodobnie mniejsza), w zależności od ich początkowej zawartości wody. Niemniej jednak mogły zatrzymać wystarczającą ilość wody, aby nadawały się do zamieszkania, a przewidywano, że planeta orbitująca dalej będzie tracić znacznie mniej wody.

Jednak kolejne badanie rentgenowskie XMM-Newton przeprowadzone przez Wheatley et al. odkryli, że gwiazda emituje promieniowanie rentgenowskie na poziomie porównywalnym do naszego znacznie większego Słońca, a ekstremalne promieniowanie ultrafioletowe na poziomie 50-krotnie silniejszym niż zakładali Bolmont i in. Autorzy przewidzieli, że to znacząco zmieni pierwotne i być może wtórne atmosfery bliskich planet wielkości Ziemi, obejmujących strefę nadającą się do zamieszkania przez gwiazdę. W publikacji zauważono, że poziomy te „zaniedbały fizykę promieniowania i hydrodynamikę atmosfery planety” i mogą być znacznym przeszacowaniem. Rzeczywiście, usuwanie przez XUV bardzo gęstej atmosfery pierwotnej wodoru i helu może być rzeczywiście wymagane do zamieszkania. Oczekuje się również, że wysokie poziomy XUV sprawią, że zatrzymanie wody na planecie d będzie mniej prawdopodobne niż przewidywali Bolmont i in., chociaż nawet na silnie napromieniowanych planetach może ona pozostawać w zimnych pułapkach na biegunach lub po nocnych stronach planet zamkniętych pływowo. .

Gdyby gęsta atmosfera, taka jak ziemska, z ochronną warstwą ozonu, istniała na planetach w ekosferze TRAPPIST-1, środowiska powierzchniowe UV byłyby podobne do dzisiejszej Ziemi. Jednak beztlenowa atmosfera pozwoliłaby na dotarcie większej ilości promieniowania UV do powierzchni, czyniąc środowisko powierzchni nieprzyjazne nawet dla ziemskich ekstremofili bardzo odpornych na promieniowanie UV . Jeśli przyszłe obserwacje wykryją ozon na jednej z planet TRAPPIST-1, byłby to główny kandydat do poszukiwania życia na powierzchni.

Spektroskopia atmosfer planetarnych

Artystyczne przedstawienie planet TRAPPIST-1 przechodzących przez swoją gwiazdę macierzystą. Światło przechodzące przez atmosfery tranzytujących egzoplanet może ujawnić skład atmosfery za pomocą spektroskopii .

Ze względu na względną bliskość układu, niewielki rozmiar układu pierwotnego i orbitalnego, które powodują codzienne tranzyty, atmosfery planet TRAPPIST-1 są korzystnymi celami do badań spektroskopii transmisyjnej .

Połączone widmo transmisyjne planet b i c , uzyskane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a , wyklucza dla każdej planety atmosferę pozbawioną chmur, zdominowaną przez wodór, więc jest mało prawdopodobne, aby zawierały one rozszerzoną otoczkę gazową, chyba że jest zachmurzona na dużych wysokościach . Inne struktury atmosferyczne, od bezchmurnej atmosfery pary wodnej do atmosfery podobnej do Wenus, pozostają spójne z nieskazitelnym widmem.

Inne badanie wskazywało na obecność egzosfer wodorowych wokół dwóch planet wewnętrznych z dyskami egzosferycznymi rozciągającymi się na promienie siedmiokrotnie większe niż promienie planet.

W artykule międzynarodowej współpracy wykorzystującym dane z kosmicznych i naziemnych teleskopów odkryto, że planety c i e prawdopodobnie mają w większości skaliste wnętrza, a b jest jedyną planetą powyżej granicy niekontrolowanej cieplarnianej, z ciśnieniem wody. pary rzędu 10 1 do 10 4 bar.

Obserwacje za pomocą przyszłych teleskopów, takich jak Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba czy Ekstremalnie Wielki Teleskop Europejski , będą w stanie ocenić zawartość gazów cieplarnianych w atmosferach, umożliwiając lepsze oszacowanie warunków powierzchniowych. Mogą również być w stanie wykryć biosygnatury, takie jak ozon lub metan w atmosferach tych planet, jeśli istnieje tam życie. Od 2020 roku system TRAPPIST-1 jest uważany za najbardziej obiecujący cel spektroskopii transmisyjnej przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba .

Zamieszkanie i możliwość życia

Wpływ aktywności gwiazd na zamieszkiwanie

Obserwacje Keplera przez K2 ujawniły kilka rozbłysków na gwieździe macierzystej. Energia najsilniejszego zdarzenia była porównywalna do zdarzenia Carringtona , jednego z najsilniejszych rozbłysków widzianych na Słońcu. Ponieważ planety w systemie TRAPPIST-1 krążą znacznie bliżej swojej gwiazdy macierzystej niż Ziemia, takie erupcje mogą wywołać 10-10000 razy silniejsze burze magnetyczne niż najpotężniejsze burze geomagnetyczne na Ziemi. Oprócz bezpośrednich szkód wyrządzonych przez promieniowanie związane z erupcjami, mogą one również stwarzać dalsze zagrożenia: skład chemiczny atmosfer planet jest prawdopodobnie regularnie zmieniany przez erupcje, a atmosfery mogą również ulegać erozji w dłuższej perspektywie. Wystarczająco silne pole magnetyczne egzoplanet mogłoby chronić ich atmosferę przed szkodliwymi skutkami takich erupcji, ale egzoplaneta podobna do Ziemi potrzebowałaby pola magnetycznego rzędu 10–1000 Gaussów, aby być osłoniętym przed takimi rozbłyskami (dla porównania: przez pole magnetyczne Ziemi jest ≈0.5 Gauss). Badania w 2020 r. wykazały, że współczynnik super-rozbłysku (zdefiniowany jako rozbłysk uwalniający co najmniej 10 26  J – dwukrotność zdarzenia Carringtona ) TRAPPIST-1 wynosi 4,2+1,9
-0,2
rok -1 , który jest niewystarczający do trwałego zubożenia warstwy ozonowej w atmosferze planet zamieszkałych w strefie. Ponadto, emisja błysku UV z TRAPPIST-1 jest rażąco niewystarczająca, aby zrekompensować brak emisji w stanie spoczynku i zasilić chemię prebiotyczną .

Prawdopodobieństwo panspermii międzyplanetarnej

Hipotetycznie, gdyby warunki układu planetarnego TRAPPIST-1 były w stanie podtrzymywać życie, wszelkie możliwe życie, które rozwinęło się poprzez abiogenezę na jednej z planet, prawdopodobnie rozprzestrzeniłoby się na inne planety w układzie TRAPPIST-1 poprzez panspermię , przeniesienie życia z jednej planety na drugą. Ze względu na bliskie sąsiedztwo planet w strefie nadającej się do zamieszkania w odległości co najmniej ~ 0,01 AU od siebie, prawdopodobieństwo przeniesienia życia z jednej planety na drugą jest znacznie zwiększone. W porównaniu z prawdopodobieństwem panspermii z Ziemi na Marsa, prawdopodobieństwo panspermii międzyplanetarnej w systemie TRAPPIST-1 jest uważane za około 10 000 razy wyższe.

Wyszukiwanie sygnału radiowego

W lutym 2017 r. Seth Shostak , starszy astronom z Instytutu SETI , zauważył: „Instytut SETI użył swojego Allen Telescope Array [w 2016 r.] do obserwacji otoczenia TRAPPIST-1, skanując przez 10 miliardów kanałów radiowych w poszukiwaniu sygnałów. Nie wykryto żadnych transmisji." Dodatkowe obserwacje z bardziej czułym teleskopem Green Bank nie wykazały dowodów transmisji.

Inne obserwacje

Istnienie nieodkrytych planet

Jedno z badań z użyciem kamery astrometrycznej CAPSCam wykazało, że system TRAPPIST-1 nie zawiera planet o masie co najmniej 4,6  M J z rocznymi orbitami i żadnych planet o masie co najmniej 1,6  M J z pięcioletnimi orbitami. Autorzy badania zauważyli jednak, że ich odkrycia pozostawiły niezanalizowane obszary systemu TRAPPIST-1, w szczególności strefę, w której planety miałyby orbity pośrednie.

Możliwość księżyców

Stephen R. Kane , pisząc w The Astrophysical Journal Letters , zauważa, że ​​planety TRAPPIST-1 prawdopodobnie nie będą miały dużych księżyców. Księżyc Ziemi ma promień 27% promienia Ziemi, więc jego powierzchnia (i głębokość tranzytu) wynosi 7,4% Ziemi, co prawdopodobnie zostałoby odnotowane w badaniu tranzytów, gdyby było obecne. Mniejsze księżyce o promieniu 200-300 km (120-190 mil) prawdopodobnie nie zostałyby wykryte.

Na poziomie teoretycznym Kane odkrył, że księżyce wokół wewnętrznych planet TRAPPIST-1 musiałyby być niezwykle gęste, aby były nawet teoretycznie możliwe. Jest to oparte na porównaniu sfery Hill , która wyznacza zewnętrzną granicę możliwej orbity księżyca poprzez określenie obszaru przestrzeni, w którym grawitacja planety jest silniejsza niż siła pływowa jej gwiazdy, oraz granicę Roche , która reprezentuje najmniejsza odległość, na której księżyc może krążyć, zanim pływy planety przekroczą jego własną grawitację i rozerwą ją. Te ograniczenia nie wykluczają obecności układów pierścieniowych (gdzie cząstki są utrzymywane razem przez siły chemiczne, a nie grawitacyjne). Wyprowadzenie matematyczne wygląda następująco:

to promień wzgórza planety, obliczony na podstawie wielkiej półosi planety , masy planety i masy gwiazdy . Zauważ, że masa gwiazdy TRAPPIST-1 wynosi około 30 000  M 🜨 (patrz tabela danych powyżej); pozostałe dane przedstawiono w poniższej tabeli.

to granica Roche'a planety, obliczona z promienia planety i gęstości planety . Poniższa tabela została obliczona przy użyciu przybliżenia Księżyca Ziemi.

Planeta
(masy ziemskie)

(promienie ziemi)

(Gęstość Ziemi)

( Australia )

(miliAU)

(miliAU)
TRAPPIST-1b 1,374 1,116 0,987 0,0115 0,285 0,137 2.080
TRAPPIST-1c 1.308 1,097 0,991 0,0158 0,386 0,134 2.880
TRAPPIST-1d 0,388 0,788 0,792 0,0223 0,363 0,090 4.034
TRAPPIST-1e 0,692 0,920 0,889 0,0293 0,578 0,109 5.303
TRAPPIST-1f 1,039 1,045 0,911 0,0385 0,870 0,125 6.960
TRAPPIST-1g 1,321 1,129 0,917 0,0468 1.146 0,135 8.489
TRAPPIST-1h 0,326 0,775 0,755 0,0619 0,951 0,087 10.931

Kane stwierdza, że księżyce pobliżu krawędzi promieniowej Hill może podlegać rezonansowej usunięcia podczas migracji planetarnego, co prowadzi do zmniejszenia górę (usunięciu księżyca) czynnika przybliżonych jako 1 / 3 dla typowych systemów i 1 / 4 dla systemu trappist-1 ; zatem księżyce nie są spodziewane dla planet b i c (przy czym jest mniej niż cztery). Ponadto interakcje pływowe z planetą mogą skutkować przeniesieniem energii z obrotu planety na orbitę księżyca, powodując z czasem opuszczenie przez księżyc obszaru stabilnego. Z tych powodów uważa się, że nawet zewnętrzne planety TRAPPIST-1 prawdopodobnie nie będą miały księżyców.

Galeria

Filmy

Zobacz też

Uwagi

Bibliografia

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki

Współrzędne : Mapa nieba 23 h 06 m 29,383 s , −05° 02′ 28,59″