Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Gliese 581 c

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Gliese 581 c
Gliese 581 c (Celestia) .JPG
Gliese 581 c în reprezentarea programului Celestia .
Mama vedetă 581
Descoperire 24 aprilie 2007
Descoperitori Udry și colab. [1]
Constelaţie Cantar
Distanța de la Soare 20,5 ani lumină
Parametrii orbitali
(la momentul respectiv JD 2451409.762 [2] )
Axa semi-majoră 0,074 AU [3]
Perioadă orbitală 12,9191 ± 0,0058 zile
Excentricitate 0,087 [3]
Anomalie medie 33 ± 19 ° [2]
Date fizice
Masa
5,65 +0,39
−0,24
M
[3]

Gliese 581 c ( GJ 581 c ) este o exoplanetă care orbitează în jurul piticului roșu Gliese 581 , [4] o stea slabă vizibilă în constelația Balanță de aproximativ 20 de ani lumină; este a doua planetă descoperită în jurul stelei [1] și a treia în ordinea distanței față de ea. [5] Cu o masă minimă de aproximativ 5,6 ori masa pământului (M ), [2] planeta este clasificată printre super-Pământuri , categorie care include planete a căror masă este cuprinsă între 1,9 și 10 ori masa planetei noastre. [6]

Imediat după descoperire, Gliese 581 c a trezit interesul comunității științifice, fiind considerată prima exoplanetă asemănătoare Pământului care orbitează în zona locuibilă a sistemului său planetar , cu o temperatură de suprafață probabil potrivită pentru menținerea apei. l-au făcut potențial locuibil cel puțin prin forme de viață similare cu cele extremofile prezente pe planeta noastră. [4] [7] Cu toate acestea, o serie de studii ulterioare privind caracteristicile și efectele potențiale ale atmosferelor planetare au pus la îndoială habitabilitatea reală a planetei; [2] mai târziu, o nouă măsurare a parametrilor orbitali și o reevaluare a întinderii zonei locuibile a sistemului a arătat că Gliese 581 c este situat mai mult intern decât zona locuibilă și că, prin urmare, ar fi prea cald pentru a permite existența apei lichide la suprafața sa. [8]

Descoperire

Descoperirea planetei a fost anunțată de grupul lui Stéphane Udry de la Universitatea din Geneva pe 24 aprilie 2007 . Grupul a folosit instrumentul HARPS montat pe telescop la 3,6 m de Observatorul European Sudic din Chile . Identificarea a fost posibilă prin exploatarea tehnicii de analiză a vitezei radiale , o metodă indirectă care măsoară micile oscilații periodice determinate de orbita planetei în jurul centrului de masă al sistemului planetar . [1] Împreună cu descoperirea planetei „c” a existat și descoperirea unei a treia planete, numită Gliese 581 d .

Caracteristici fizice

Masa

Gliese 581 ca vizibil de pe planetă

Metoda de măsurare a vitezei radiale, care a permis descoperirea planetei, a făcut posibilă și estimarea valorii masei sale; cu toate acestea, această metodă nu oferă o estimare precisă a valorii reale a masei, ci mai degrabă a „masei minime” a obiectului în cauză. Cu toate acestea, se crede că valoarea reală a masei nu se poate abate mult de la valoarea minimă, deoarece stabilitatea orbitală a sistemului ar fi afectată negativ (în principal datorită interacțiunilor cu planetele „ e ” și „ b ”). [1] Într-un model Keplerian cu șase planete, valoarea masei minime a GJ 581 c este de 5,6 M . [2] Simulațiile dinamice care presupun orbitele coplanare indică faptul că masele planetelor acestui sistem planetar nu pot depăși de 1,6 - 2 ori valoarea masei lor minime, altfel vor apărea fenomene de instabilitate; în cazul lui Gliese 581 c, masa sa nu poate depăși 10,4 M . [5] Cu toate acestea, presupunând o orientare aleatorie a orbitei planetei, este posibil ca masa adevărată să fie foarte aproape de valoarea minimă. [5]

Raza și gravitația suprafeței

Raza unei exoplanete ar putea fi măsurată cu o anumită acuratețe cu ocazia oricărui tranzit pe suprafața stelei, percepută de instrumentele de măsurare ca scăderi ale luminozității stelare; Din păcate, măsurătorile făcute prin intermediul telescopului spațial canadian MOST indică faptul că GJ 581 c nu este o planetă în tranzit. [9]

Unele diametre ipotetice ale lui Gliese 581 c în comparație cu dimensiunile Pământului și cele ale lui Neptun .

Din acest motiv, dat fiind și faptul că planeta nu a fost identificată direct, nu se cunoaște valoarea exactă a razei sale; cu toate acestea, au fost dezvoltate modele fizico-matematice care sunt capabile să deducă valoarea aproximativă a razei pornind de la masă și compoziția ipotetică. [10] De exemplu, presupunând că Gliese 581 c este o planetă silicată cu un miez feros mare (cum ar fi Pământul ), raza sa ar fi cu aproximativ 50% mai mare decât cea a planetei noastre (R ), cu o valoare a gravitației de suprafață accelerare de 2,24 ori mai mare decât cea găsită pe Pământ (desemnată prin litera g ), conform datelor furnizate de Udry și colegi. [1] [11] Dacă, în schimb, Gliese 581 c ar fi o planetă tipică oceanică , cu un procent mare din masa sa formată din apă și gheață , raza sa ar fi cu puțin mai mică de două R , chiar și având în vedere o hidrosferă externă mare, conform la șabloane compilate de Valencia și colegi pentru GJ 876 d; [6] în acest din urmă caz, greutatea suprafeței ar fi de cel puțin 1,25 g .

Nu este exclus ca valoarea reală a razei să fie în orice caz o cale de mijloc între aceste două extreme calculate prin intermediul modelelor. [12]

Parametrii orbitali

Orbitele planetelor GJ 581 conform Vogt și colab. , 2010; [2] inelul albastru indică extinderea zonei locuibile.

Gliese 581 c are o perioadă de revoluție („an”) de aproximativ 13 zile pe Pământ ; [13] raza orbitei sale este doar 7% din cea a Pământului (0,07 unități astronomice, UA ), sau aproximativ 11 milioane km , [14] față de cei 150 milioane km (1 UA) care separă Pământul de Soare . [15] Deoarece Gliese 581 este o stea mai mică și mai rece (și, prin urmare, mai puțin strălucitoare) decât Soarele, planeta primește o iradiere similară cu cea primită de la Venus , în ciuda distanței enorm mai mici. [8] De la această distanță steaua primară apare de la suprafața GJ 581 c de 14 ori mai mare decât apare Soarele de la suprafața planetei noastre .

Modelul cu șase planete formulat de Vogt și colegii prezice că planeta are o orbită circulară cu o excentricitate orbitală egală cu 0, [2] în timp ce un model anterior cu patru planete (exclude „g” și „f” ) are în vedere o excentricitate între 0,022 și 0,125. [3]

Încuietoare mareică

Impresia artistului asupra planetei. ESO

Datorită distanței mici care o separă de steaua sa, se crede că planeta prezintă întotdeauna aceeași emisferă , adică suferă un bloc de maree care are ca rezultat o rotație sincronă . [16] [17] Datorită forțelor de maree intense care o leagă de stea, este totuși probabil ca, având în vedere alte valori de excentricitate decât 0, planeta să fie supusă unor stresuri foarte violente. [18] Deoarece forțele mareelor ​​sunt cele mai puternice atunci când planeta se află în periastro , se crede în mod obișnuit că planetele excentrice au o perioadă de rotație mai scurtă decât perioada de revoluție, fenomen numit pseudo-sincronizare . [19] Un exemplu de acest lucru în sistemul nostru solar este reprezentat de Venus , care completează o orbită completă în 224,7 zile de pe Pământ, dar se rotește pe axa sa în 243 de zile; [20] un caz particular este constituit de Mercur , blocat într-o rezonanță 3: 2 (adică efectuează trei rotații pe axa sa la fiecare două orbite complete). Cu toate acestea, chiar și în cazul unui bloc de maree cu rezonanță 1: 1, planeta ar fi încă supusă unei mișcări de librație . [21]

Modelele dezvoltate pe evoluția orbitei Gliese 581 c în timp sugerează că încălzirea mareelor ​​rezultată din bloc ar juca un rol important în geologia planetei. Astfel de modele prezic că încălzirea mareelor ​​ar alimenta un flux de căldură de suprafață de trei ori mai mare decât cea pe care Jupiter o exercită asupra satelitului său Io , rezultând o activitate geologică semnificativă posibil caracterizată prin tectonica plăcilor și vulcanism intens (a se vedea, de asemenea, activitatea geologică a super Pământurilor ). [22]

Clima și habitabilitatea

Studiile efectuate de von Bloh și colegii [8] și de Selsis și colegii [17], cu scopul de a demonstra habitabilitatea Gliese 581 c, au arătat că planeta este situată în afara zonei locuibile a sistemului, pe măsură ce orbita sa cade mai intern decât limita interioară a acestei regiuni. [8] [23]

Temperaturi reale

Combinând valoarea luminozității stelei (0,013 luminozitatea solară ) și distanța planetei de aceasta, este posibil să se calculeze temperatura reală a planetei, adică temperatura corpului negru .

O altă reprezentare artistică a planetei.

Grupul lui Udry a estimat temperatura efectivă a GJ 581 c între -3 ° C , presupunând un albedo similar cu cel al lui Venus (0,64) și 40 ° C, cu un albedo similar cu cel al Pământului (0,296). [1] [13] Cu toate acestea, este foarte probabil ca temperatura reală a planetei să difere semnificativ de cea a corpului negru, datorită efectelor unei atmosfere posibile: de exemplu, Venus, în ciuda faptului că are o temperatură efectivă de 34, 25 ° C, are o temperatură reală a suprafeței de 463,85 ° C, deoarece atmosfera sa , formată din 96,5% dioxid de carbon , exercită un efect masiv de seră . [20] Studiul realizat de Selsis și colegii săi a arătat că este posibil ca planeta să sufere de un efect de seră puternic, similar cu cel găsit pe Venus; [17] din nou, potrivit lui Selsis și grupului său, este totuși posibil ca acest efect de seră să poată fi într-o oarecare măsură prevenit de prezența unui strat de nor suficient de reflectorizant pe emisfera diurnă. [17]

Apa in stare lichida

Nu există dovezi directe ale prezenței apei pe planetă și, chiar dacă ar exista, este probabil să nu existe nici una în stare lichidă.

Conform studiului Selsis, este foarte probabil ca planeta să fi pierdut cea mai mare parte a apei pe care trebuie să o fi avut în momentul formării sale din cauza emisiilor de raze X și UV de către steaua mamă în primele sale miliarde de ani de viață . [17]

Modele cu blocare de maree

Modelele climatice bazate pe presupunerea că planeta este supusă blocării mareelor ​​prezic că compușii volatili , cum ar fi apa și dioxidul de carbon, dacă sunt prezenți, sunt supuși evaporării din cauza căldurii ridicate a zilei și migrează spre partea nocturnă, cu siguranță mai reci, unde s- ar sublima pentru a forma o vastă calotă de gheață . Alternativ, o atmosferă suficient de groasă pentru a fi stabilă ar putea favoriza o mai bună circulație a căldurii de la zi la noapte. [24] Un exemplu în acest sens este întotdeauna oferit de Venus, care, deși are o rotație mai lentă decât perioada orbitală ( pseudo-sincronizare , vezi mai sus) și, prin urmare, expune o emisferă radiației solare pentru o perioadă lungă de timp, are o circulație atmosferică pentru a garanta o temperatură uniformă în fiecare punct al suprafeței sale. [20] [25]

Notă

  1. ^ a b c d e f Udry și colab., HARPS caută planete extra-solare sudice, XI. Super-Pământuri (5 și 8 M ) într-un sistem cu 3 planete ( PDF ), în Astronomie și astrofizică , vol. 469, nr. 3, 2007, pp. L43 - L47, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077612 .
  2. ^ a b c d e f g SS Vogt și colab. , The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A 3.1 M Earth Planet in the Habitable Zone of the M3V Star Gliese 581 din apropiere ( PDF ), în Astrophysical Journal , 2010. Accesat la 1 octombrie 2010 .
  3. ^ a b c d T. Trifonov și colab. , CARMENES caută exoplanete în jurul M piticii ( PDF ), în Astronomy and Astrophysics , vol. 609, A17, februarie 2018.
  4. ^ a b Ker Than, Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life , space.com, 24 aprilie 2007. Accesat la 29 aprilie 2007 .
  5. ^ a b c Mayor și colab. , HARPS caută planete extra-solare sudice, XVIII. O planetă cu masă terestră în sistemul planetar GJ 581 ( PDF ), în Astronomie și astrofizică , 10 martie 2012 (arhivat din original la 11 martie 2012) .
  6. ^ a b D. Valencia și colab. , Modele de raze și structuri ale primei planete superpământene , în Astrophysical Journal , vol. 656, n. 1, septembrie 2006, pp. 545-551. Adus la 17 octombrie 2010 .
  7. ^ Ker Than, Planet Hunters Edge Closer to Their Holy Graal , space.com, 24 februarie 2007. Accesat la 29 aprilie 2007 .
  8. ^ a b c d W. von Bloh, C. Bounama, M. Cuntz, S. Franck, The Habitability of Super-Earths in Gliese 581 , în Astronomy and Astrophysics , vol. 476, nr. 3, 2007, pp. 1365–1371, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077939 . Adus 20/08/2008 .
  9. ^ Boring Star May Mean Livelier Planet , pe spaceref.com . Adus la 15 septembrie 2008 .
  10. ^ B. Naeye, Oamenii de știință modelează o cornucopie de planete de dimensiunea Pământului , la nasa.gov , NASA . Adus la 18 octombrie 2010 .
  11. ^ Astronomii găsesc prima planetă asemănătoare Pământului în Zona habitabilă , ESO. Adus 10.05.2007 .
  12. ^ D. Valencia, DD Sasselov, RJ O 'Connell, Modele detaliate ale super-pământurilor: cât de bine putem deduce proprietățile în vrac? , în Jurnalul astrofizic , vol. 665, nr. 2, 2007, pp. 1413–1420, DOI : 10.1086 / 519554 .
  13. ^ a b Nou „super-Pământ” găsit în spațiu , BBC News, 25 aprilie 2007. Adus 25 aprilie 2007 .
  14. ^ D. Overbye, la 20 de ani lumină distanță, cea mai asemănătoare planetei de până acum , International Herald Tribune, 25 aprilie 2007. Accesat la 10 mai 2007 (arhivat din original la 28 mai 2008) .
  15. ^ Earth Fact Sheet , la nssdc.gsfc.nasa.gov , NASA. Adus pe 14 septembrie 2015 .
  16. ^ D. Vergano, Out of our world: Earthlike planet , USA Today, 24 aprilie 2007. Accesat la 10 mai 2007 .
  17. ^ a b c d e F. Selsis, JF Kasting, B. Levrard, J. Paillet, I. Ribas, X. Delfosse, Planete habitabile în jurul stelei Gl 581? , în Astronomie și astrofizică , vol. 476, nr. 3, 2007, pp. 1373–1387, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078091 .
  18. ^ H. Beust, și colab., Evoluția dinamică a sistemului planetar Gliese 581 , în Astronomy and Astrophysics , vol. 479, nr. 1, 2008, pp. 277-282, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078794 .
  19. ^ P. Hut, Tidal Evolution in Close Binary Systems , în Astronomy and Astrophysics , vol. 99, nr. 1, 1981, pp. 126-140.
  20. ^ a b c DR Williams, Venus Fact Sheet , la nssdc.gsfc.nasa.gov , NASA, 14 aprilie 2005. Accesat la 23 decembrie 2009 .
  21. ^ David Perlman, New planet found: It might hold life , San Francisco Chronicle, 24 aprilie 2007. Accesat la 24 aprilie 2007 .
  22. ^ B. Jackson, R. Greenberg, R. Barnes, Tidal încălzirea planetelor extra-solare , în Astrophysical Journal , vol. 681, 2008, p. 1631, DOI : 10.1086 / 587641 .
  23. ^ JL Bean, GF Benedict, M. Endl, Metallicities of M Dwarf Planet Hosts from Spectral Synthesis , în The Astrophysical Journal , vol. 653, nr. 1, 2006, pp. L65 - L68, DOI : 10.1086 / 510527 . Adus 04-02-2007 .
  24. ^ Mark Alpert, Red Star Rising , scientificamerican.com , Scientific American, 7 noiembrie 2005. Accesat 2007–04–25 .
  25. ^ Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Paul G.Withers, Christopher P. McKay,Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport ( PDF ), su sirius.bu.edu , Ames Research Center, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory, 2001. Adus pe 21 august 2007 .

Bibliografie

  • ( EN ) Paul Murdin, Enciclopedia Astronomiei și Astrofizicii , Bristol, Institutul de Fizică Editura, 2000, ISBN 0-12-226690-0 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, și colab., Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • M. Rees, Univers. De la big bang până la nașterea planetelor. De la sistemul solar la cele mai îndepărtate galaxii , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512, ISBN 88-370-4377-5 .

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Astronomie Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică
Wikimedaglia
Acesta este un articol de calitate .
A fost recunoscut ca atare la 9 mai 2011 - accesați raportul .
Desigur, alte sugestii și modificări care îmbunătățesc și mai mult activitatea sunt binevenite.

Recomandări · Criterii de admitere · Voci de calitate în alte limbi