Sterrekunde

Waar beland gasreuse?

Waar beland gasreuse?


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.

Ek wil 'n semi-realistiese sterstelselopwekker skep, maar ek weet nie waar om gasreuse in te sit nie. Ek raai hulle kan feitlik oral in die invloedssfeer van 'n ster onder die regte omstandighede vorm.

Ek bespreek nog steeds hoe om die stelsel presies te genereer, maar dit sal nie baie ingewikkeld wees nie. Ek het waarskynlik plop in 'n ster met 'n ewekansige massa en gebaseer op wysigers soos afstand, weerkaatsing, kweekhuis en willekeurige kans in sekere soorte planete. Dit hoef nie realisties te wees nie, maar dit moet vir geen kenners in die sterrekunde realisties voel nie.


Waaroor u vra, is op die oomblik nie bekend nie, maar ek kan kortliks kommentaar lewer op hoe gebrekkig ons kennis is.

1.) Teoretiese voorspellings:

Soos een opmerking genoem het, die vraag "waar beland planete?" is afhanklik van die antwoord op "waar vorm planete?" en die antwoord op "hoe vinnig migreer planete?" wat op die oomblik nie goed verstaan ​​word nie.
Daar is natuurlik voorspellings vir albei hierdie prosesse, maar dit stem in wese oor niks ooreen nie en veral nie met die waarnemings nie.

'N Onlangse oorsig en 'n baie kort video deur die skrywers van die artikel wat dit saamvat.

2.) Waarnemings:

Ons het net baie multi-planeet stelsels, en nie een waar ons kan beweer dat ons alle planete tot 'n sekere grootte of massa limiet ken nie.
Ek stel voor dat u die data op http://exoplanets.org/table bekyk en die filter "NCOMP> = 5" gebruik (ook op naam gesorteer), sodoende kry u huidige kandidaatstelsels met gelyk aan of meer as 5 planete.
U sal sien dat daar nie baie stelsels is waarop ons enige stelselmatige begrip kan baseer nie.

Plotte soos die eerste in die antwoord op hierdie vraag wat blyk dat ons baie stelsels ken, verberg die feit dat daardie stelsels almal enkele of dubbele planeetstelsels is.

Dit verbied om u gegenereerde stelsels te baseer gebaseer op data of planeetvormingsteorie. Maar ek stel voor dat u 'n ander metode kan gebruik:

3.) Langtermyn stabiliteit:

Ons ken nie alle stelsels wat moontlik is nie, maar ons weet beslis dat alle stelsels onder sekere omstandighede onstabiel raak. Daar is 'n oorsigartikel of ook 'n lang video wat uiteensit dat daar 'n eenvoudige stabiliteitskriterium vir planetêre stelsels moet wees:
As daar twee planete nader aan mekaar kom as ~ 10 onderlinge heuwelstrale, sal hul wentelbane onstabiel word en die hele stelsel moontlik in chaos stuur.
Die onderlinge heuwelradius van twee planete met massas $ m_1 $ en $ m_2 $, en sentrale ster $ m_s $ en semi-hoofasafstande $ a_1 $ en $ a_2 $ vanaf die ster is

$$ R_ {heuvel, onderlinge} = links ( frac {m_1 + m_2} {3 cdot m_s} regs) ^ {1/3} cdot frac { links (a_1 + a_2 regs)} { 2} $$

My idee van 'n eenvoudige sonnestelselgenerator is dus om die eerste planeetmassa te kies, dit êrens te plaas.
Bou dan die sterstelsel van binne na buite planeet vir planeet op deur die volgende planetêre massa uit een van die bogenoemde 1-of-2-planeet-verspreidings te kies (hierdie kan 'n realistiese massa wees, soos in Mayor et al. 2011 , as u weet hoe om ewekansige verspreidings weer te vorm). U bereken $ a_2 $ vir hulle sodanig dat hul onderlinge afstand $> 10 cdot R_ {Hill, wedersydse} $ is.
Op hierdie manier kry u waarskynlik redelik verpakte stelsels, maar u kan natuurlik hul onderlinge afstande groter as $ 10 cdot R_ {onderling, Hill} $ neem.

Op hierdie manier sal die eienskappe van u gegenereerde sterstelsels dus wees:

  • Onderlinge afstande: stabiele fisiese fondament
  • Planetêre massadistribusie: sou wankelrig wees, aangesien ons nie genoeg weet van multi-planeet stelsels nie, en ons data oor lae-multi stelsels sterk bevooroordeeld is in die metodes wat gebruik word om dit op te spoor.
  • Stelselargitektuur / orde van die planete: Tot dusver het ons baie onverwagte dinge gesien en daar is geen gegewens of rede om aan te neem dat daar sterk beperkings moet wees nie. Ek dink hier kan u u fantasie of die ewekansige massa-kragopwekker laat rondloop.

U kan selfs een stap verder gaan en een van die (halfweg) realistiese massaverdelings vir sterre insluit om u $ m_s $ waardes te genereer.

U kode (bv. As u in C kodeer) kan slegs ewekansige getalle vir u eenvormig versprei gee. As u wil hê dat hulle 'n spesifieke verspreiding moet volg, moet u dit transformeer. Google "transformeer die waarskynlikheidsdigtheidsfunksie" of vra iemand met wiskunde wat u ken as u nie weet hoe dit werk nie.


Regtig groot planete: wanneer bereik gasreuse die punt van geen terugkeer nie?

Planetêre wetenskaplikes by UCL het geïdentifiseer die punt waarop 'n ster die atmosfeer van 'n gasreus wat wentel, kritiek onstabiel raak, soos berig in die week se Nature (6 Desember). Afhangend van die nabyheid aan 'n gasheerster, het reuse-Jupiter-agtige planete atmosfeer wat stabiel en dun is, of onstabiel en vinnig uitbrei. Hierdie nuwe navorsing stel ons in staat om uit te vind of planete in ander stelsels stabiel of onstabiel is deur 'n driedimensionele model te gebruik om hul boonste atmosfeer te kenmerk.

Tommi Koskinen van die afdeling Fisika en sterrekunde van UCL is hoofskrywer van die koerant en sê: "Ons weet dat Jupiter 'n dun, stabiele atmosfeer het en om die son wentel by vyf sterrekundige eenhede (AU) - of vyf keer die afstand tussen die son en die son Daarenteen weet ons ook dat eksoplanete soos HD209458b - wat ongeveer 100 keer nader aan sy son wentel as Jupiter - 'n baie uitgebreide atmosfeer het wat in die ruimte opkom. Ons span wou uitvind op watter punt dit was verandering vind plaas, en hoe dit gebeur.

"Ons referaat toon dat as u Jupiter binne-in die baan van die aarde bring tot 0.16AU, dit Jupiter-agtig sou bly, met 'n stabiele atmosfeer. Maar as u dit net nader aan die son sou bring, tot 0.14AU, sy atmosfeer sou skielik begin uitbrei, onstabiel raak en ontsnap. Hierdie dramatiese verandering vind plaas omdat die afkoelingsmeganisme wat ons geïdentifiseer het, afbreek, wat daartoe lei dat die atmosfeer rondom die planeet onbeheerbaar verhit. '

Professor Alan Aylward, mede-outeur van die artikel, verduidelik sommige faktore wat die span opgeneem het om die deurbraak te maak: 'Vir die eerste keer het ons 3D-modellering gebruik om ons te help om die hele verwarmingsproses te begryp. terwyl u 'n gasreus nader aan sy son beweeg. Die model bevat die verkoelingseffek van winde wat oor die planeet waai - nie net diegene wat van die oppervlak af waai en ontsnap nie.

"Dit is belangrik dat die model ook die gevolge van H3 + in die atmosfeer van 'n planeet behoorlik toelaat. Dit is 'n elektriese gelaaide vorm van waterstof wat die sonlig sterk weer in die ruimte uitstraal en wat in toenemende hoeveelhede geskep word terwyl u 'n planeet verhit deur om dit nader aan sy ster te bring.

"Ons het gevind dat 0.15AU die belangrike punt van terugkeer is. As u 'n planeet neem, selfs verder as dit, word molekulêre waterstof onstabiel en word daar nie meer H3 + geproduseer nie. Die selfregulerende, 'termostatiese' effek disintegreer dan en die atmosfeer begin om onbedaarlik op te warm. '

Professor Steve Miller, die laaste bydraende skrywer van die artikel, plaas die ontdekking in konteks: 'Dit gee ons 'n inzicht in die evolusie van reuse-planete, wat gewoonlik vorm as 'n yskern in die koue dieptes van die ruimte voordat hulle na hul gasheerster oor 'n tydperk van etlike miljoene jaar. Nou weet ons dat hulle almal op 'n stadium waarskynlik hierdie punt van terugkeer oorsteek en 'n katastrofiese ineenstorting ondergaan.

"Slegs twaalf jaar gelede was sterrekundiges op soek na bewyse van die eerste buite-solare planeet. Dit is ongelooflik om te dink dat ons sedertdien nie net meer as 250 van hulle gevind het nie, maar dat ons ook in 'n baie beter posisie is om te verstaan ​​waar hulle gekom het. van en wat met hulle gebeur gedurende hul leeftyd. '

Verhaalbron:

Materiaal verskaf deur Universiteitskollege Londen. Opmerking: inhoud kan volgens styl en lengte geredigeer word.


Aarde se water verklaar deur gas reus vraatsug

Water op aarde, Mars en oral in die binneste Sonnestelsel kan teruggevoer word na die vinnige groei van die middellyf van Jupiter en Saturnus, wat 'n plaaslike bevolking van ysige planeetdiere na binne geslaan het. Dit is volgens 'n nuwe model, wat ook die huidige samestelling van ons moderne asteroïde gordel kan verklaar.

Kunstenaar se opvatting van die stof en gas rondom 'n nuutgevormde planetêre stelsel. Beeldkrediet: NASA.

Terwyl die aarde dikwels beskryf word as die blou marmer, met meer as 70% van die oppervlak bedek met oseane, seë, riviere en mere, maak water in werklikheid minder as 0,1% van ons planeet uit.

Die meerderheid van H2O in die binneste sonnestelsel kan eintlik gevind word in die asteroïde gordel & # 8212 veral binne die buitenste gordel se koolstofagtige asteroïdes. Meteoriete van hierdie sogenaamde C-tipe asteroïdes het tot 10% massa water bevat.

Vir wetenskaplikes is 'n groter verrassing egter die feit dat daar water binne-in die baan van Jupiter bestaan, waar die planetêre liggame moes beperk het om uit meer as rots en yster te groei.

Debatte oor die oorsprong van hierdie innerlike sonnestelselwater strek dekades terug en fokus aanvanklik op ysige komete.

Aan die begin van die 21ste eeu moet hierdie voorkeur heroorweeg word na vergelykings van 'n bepaalde chemiese vingerafdruk van water, wat bekend staan ​​as die DH-verhouding, tussen monsters van die aarde en die wat van asteroïdes, komete en vrye sonnestelselgas versamel is. die asteroïedewater van die C-tipe wat die beste by die aarde s'n pas.

"Dit het voorgestel dat C-tipe asteroïdes en wat ook al die Aarde se water lewer, uit dieselfde bevolking kom," sê sterrekundige en sonnestelselmodeller Sean Raymond in die Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux in Bordeaux, Frankryk.

'Hulle is broers en susters van dieselfde ouerpopulasie.'

Al wat daar ontbreek, was die oorsprong van hierdie hemelse broers en susters en 'n verduideliking waarom hulle hul kouer buitenste sonnestelsel by die huis ingepak en gelaat het.

Tien jaar gelede toe hierdie vraag die eerste keer gestel is, was Raymond meer besorg oor Mars.

In die besonder het hy na die relatiewe klein massa van die rooi planeet gekyk in vergelyking met die Aarde en Venus, 'n anomalie wat in geen klassieke modelle van planetêre vorming opgelos kon word nie.

Raymond se soeke na maniere om Mars van boumateriaal te honger te lei, het gelei tot sy Grand Tack-model wat 'n inwaartse migrerende Jupiter-skoonmaakmateriaal by Mars se huidige baan betrek het.

Raymond se model het egter, soos klassieke idees vantevore, 'n potensieel belangrike deel van die verhaal & # 8212 Jupiter en Saturnus se vinnige vroeë groei verlig.

Illustrasie wat al die Aarde se water, vloeibare varswater en varswater in mere en riviere toon. Beeldkrediet: Howard Perlman, USGS / Jack Cook, Woods Hole Oceanographic Institution / Adam Nieman.

Tien jaar later moet Raymond se ontbrekende hoofstuk in die tydskrif gepubliseer word Ikarus en bied onverwags 'n aangename eenvoudige verklaring vir ons innerlike wateragtige wêrelde.

Ons weet dat Jupiter en Saturnus gegroei het in 'n tyd toe die oorblyfsels van die gasskyf nog ons jong Son omring het, 'n situasie wat net 'n paar miljoen jaar geduur het. Waarna egter nie gekyk is nie, is hoe hierdie vinnige groeiperiode enige ysige planeetdiere in die gasreuse se plaaslike omgewing kon beïnvloed.

Daarom het Sean die horlosie teruggespoel tot in die vroegste stadiums van planetêre vorming, die kerne geplaas wat uiteindelik Jupiter en Saturnus sou vorm in hul huidige posisies, saam met 'n bietjie ysige planeetdiere in die omtrek, en hulle almal in 'n stadig verdwynende gasskyf omhul.

In sy model word planeetdiere naby Jupiter of Saturnus gedestabiliseer, aangesien die vinnige groei van die twee planeet hul sfeer van swaartekrag beïnvloed. Die wentelbane van hierdie kleiner liggame word uitgestrek en begin die gasreuse oorsteek. Hier ontvang hulle groot swaartekragskoppe wat veroorsaak dat sommige heeltemal vir die Sonnestelsel verlore gaan. Baie mense het egter hul wentelbane na die binneste sonnestelsel.

Hier kry 'n nuwe effek, gassleep, pos wanneer die gedestabiliseerde inwaartse wentelende planeetdiere deur 'n afnemende, maar steeds teenwoordige gasskyf ploeg. Die gassleep laat hul wentelbane weer krimp, en val hulle aanvanklik in die asteroïedegordel waar die huidige C-tipe asteroïdes gevind kan word. Aangesien die gasskyf later verdwyn en die weerstand effek verminder, gaan pas ontstoke planeetdiere na die binneste planete.

'Die groei van Jupiter en Saturnus besoedel natuurlik die binneste Sonnestelsel met waterryke planeetdiere. Volgens my is die meganisme baie duidelik, 'sê Raymond, hoewel hy erken dat die gasreus se groei eintlik te goed werk in sy simulasie.

"U stort uiteindelik 'n beduidende fraksie van die buitenste planeetdiere in die asteroïde gordel, maar die huidige asteroïde gordel bevat nie soveel dinge nie," voeg hy by.

"Ander modelle stel voor dat die asteroïde gordel met verloop van tyd 'n bietjie verlies kan hê, maar dit moet nog uitgewerk en gekombineer word met ons model."

Sean N. Raymond & amp Andre Izidoro. 2017. Oorsprong van water in die binneste sonnestelsel: Planetesimale versprei na binne tydens Jupiter en Saturnus se vinnige gasaanwas. Ikarus, in pers arXiv: 1707.01234


Noue ontmoetings tussen Centaurs en gasreuse vorm ons sonnestelsel se 'Pinky Rings'

Kunstenaar se indruk van die ringe rondom Chariklo. Beeldkrediet: ESO / L. Calcada / Nick Risinger, skysurvey.org.

Alhoewel Saturn's die wonderlikste is, is al die gasreuse versier met ringstelsels.

Nie net mooi nie, hierdie skyfies bied 'n astronomiese Petri-skottel waar die prosesse wat miljarde jare gelede die planete gevorm het, vandag vir ons bestudeer kan word.

"As u na hierdie stelsels kyk, kan u die oorsprong van die sonnestelsel verstaan," sê Ryuki Hyodo van die Kobe Universiteit se Departement Planetologie, wat hierdie ringe bestudeer.

Daar is tot onlangs gedink net die gasreuse kan ringe ondersteun. Daar is egter onlangs skyfies gevind wat baie kleiner lywe omring.

Chariklo en Chiron is kentaurusse, rotsblokke en ys wat verder in die sonnestelsel vorm, maar wat vandag tussen Jupiter en Neptunus wentel.

Volgens beramings kan daar 44.000 kentaurusse groter as 1 km wees, hoewel Chariklo, die grootste met 'n deursnee van 250 km, en Chiron die enigste twee is waarvoor die ringe waargeneem is.

Daar kan nog baie meer sentaur-skywe bestaan. Aangesien die oorsprongsteorieë vir die enigste twee waargenome kentaurringe tussen die getykragte verskuif het vanaf planetêre nabye ontmoetings, uitwerpmateriaal van kleiner voorwerpe en ontgassing as gevolg van stygende temperature, was dit egter moeilik om beslissende beramings te maak oor hoe algemeen dit is.

Twyfel dat hierdie klein liggame uitstootmateriaal kan behou, en waarnemings van die ringstruktuur wat 'n uitsluitlike gasagtige oorsprong uitgesluit het, het daartoe gelei dat Hyodo gedetailleerde simulasies gedoen het van die span se voorkeurmeganisme: 'n noue verbygang met 'n gasreus wat getykragte skep wat die buitenste dop verwyder van die kentaur.

Die sleutel tot hul model was dat die aanname dat kentaurusse onderskei word deur middel van radioaktiewe isotope, wat digter rotsagtige materiaal tot in die kern laat sink en 'n ysryke mantel en oppervlak agterlaat.

"Ons berekeninge dui daarop dat met die regte getykragte van die regte nabye ontmoeting die rotsagtige kern van die sentaur ongeskonde sal bly terwyl die ysryke mantel verwyder word en die ringmateriaal rondom Chariklo en Chiron waarneem," sê Hyodo.

Deur hul simulasies na die hele centaur-stelsel uit te brei, glo die span dat ongeveer 10% van die gedifferensieerde sentaurs deur hierdie proses ringe sal vorm. Verder in ons sonnestelsel het die ringe meer ontwykend geblyk.

Vroeër hierdie maand het Charles Ying-Tung van die Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics en mede-outeurs 'n seldsame trans-Neptuniese voorwerp (TNO) ontdek wat hulle Niku genoem het, wat 'opstandig' in Chinees beteken.

Niku wentel ongewoon, beide in sy rigting (teenoor die meerderheid van die sonnestelsel) en sy hoek (110 grade geneig tot die algemene baanvlak), eienskappe wat die huidige verklaring trotseer.

Daar is egter een gebied waar Niku 'n tipiese TNO is. Dit het geen ringe nie.

'Vir TNO's is dit moeiliker om ringe op te spoor, al het hulle dit ook. Soos die waarneming van 'n sonsverduistering - dit is 'n kans om ons sonnestelsel op te stel en dit is moeiliker om verder buite te kom, ”verduidelik Ying-Tung.

Daar is gedink dat groter TNO's die beste kans bied om ringe te waarneem, wat hoop sal skep voor die besoek van New Horizon aan Pluto, die grootste TNO wat ontdek is. Maar die missie het nie sulke strukture gesien nie.

Ying-Tung glo dat dit minder waarskynlik is dat hulle so ver kan vorm.

"Die digtheid van voorwerpe vir botsings is laag, en dit is 50 tot 100 grade Kelvin kouer as in die sentaurstreek, wat ontgassingsmeganismes ook minder waarskynlik maak," sê hy.

Met twee van die drie algemeen voorspelde modelle wat weggegooi word, stem Hyudo saam dat die waarskynlikheid dat ringe op hierdie afstand laag is.

'Slegs kentaurusse kan deur 'n planetêre ontmoeting bel, omdat slegs kentaurusse die gasreuse teëkom.'

Ryuki Hyodo et al. 2016. Vorming van uiteenlopende ringsatellietstelsels rondom Centaurs deur getyversteuring by noue ontmoetings met die reuse-planeet. ApJL, aanvaar vir publikasie arXiv: 1608.03509

Ying-Tung Chen et al. 2016. Ontdekking van 'n nuwe retrograde trans-Neptuniese voorwerp: Wenk van 'n algemene baanvliegtuig vir lae semi-hoofas, hoë hellings TNO's en kentaurs. ApJ 827, L24 doi: 10.3847 / 2041-8205 / 827/2 / L24


Die basiese beginsels van die maak van 'n planeet

Planete ontwikkel uit protoplanetêre skywe rondom jong sterre. Gas- en stofdeeltjies binne hierdie skywe groei saam in groter liggame en bou miljoene jare op tot groot grootte planete. Die grootste voorwerpe vang groot, gasagtige atmosfeer en word gasreuse. Hierdie 'kernaanwas'-model werk egter nie goed om gasreuse in stywe of ver baan van sterre te skep nie. Die aanwasproses self word ook nie goed verstaan ​​nie. Nuwer teorieë stel voor dat gasreuse na of van hul sterre kan migreer namate 'n sonnestelsel dinamies ontwikkel. In die proses word talle ontluikende wêrelde in ongewone wentelbane verplaas of in die interstellêre ruimte verdryf. Oor die algemeen bly daar baie vrae oor hoe, waar en wanneer planete ontstaan.

TKF: Om te sien hoe 'n baba-planeet nog materiaal versamel, het Kate en haar kollegas na 'n nuwe metode gewend om LkCa 15 b te bestudeer. Met behulp van die Magellan-teleskoop in Chili bespeur hulle die handtekening van verhitte, geïoniseerde waterstofgas - genaamd 'H-alpha' - terwyl die gas van 'n protoplanetêre skyf af val op 'n wêreld wat net vorm aanneem. Kate, sal u hierdie metode kan gebruik om ander planete te bestudeer wat nog vorm aanneem?

Follette: Ons hoop beslis. Ons het 'n steekproef van nog 20 voorwerpe wat volgens ons goeie kandidate is vir protoplanete soortgelyk aan LkCa 15 b omdat dit in sogenaamde oorgangsskyfies is. Dit is protoplanetêre skywe met groot, sentrale holtes wat verwyder word van al die gas en stof wat gewoonlik 'n jong ster omring. Die jongste protoplanetêre skywe het die vorm van pannekoeke, met materiaal wat tot by die ster in die middel kom. Oorgangsskyfies, aan die ander kant, is soos donuts, en navorsers het lank geposuleer dat hul sentrale gate skoongemaak word deur die swaartekraginvloed van planete. Die LkCa 15 b-beeld is betekenisvol omdat dit die eerste keer is dat ons dit kan waarneem deur 'n planeet direk in 'n skyfgaping af te beeld.

Ons weet dat die sentrale sterre in hierdie skywe dikwels steeds aktief materiaal van die skyf afhaal. Daarom moet gas en stof dit op die een of ander manier van die buitenste skyf op die ster maak, en u kan dus logies aflei dat hierdie materiaal ook op tussenliggende planete val. Terselfdertyd, omdat die holtes van materiaal skoongemaak is, kan ons tot in die middelvlak van die skyf sien - as 'n donut, as u wil - waar ons dink die planete is vorming.

Gegewe hierdie opstelling, dink ons ​​regtig dat oorgangsskyfies en aanwasplanete 'n lieflike plek is vir hierdie spesifieke beeldvorming. Die planeet gloei so helder in H-alfa, dit beteken dat ons nie so hard hoef te werk om sy ligvrystelling te isoleer as wat ons andersins sou probeer om 'n dowwe planeet naby 'n helder ster te bestudeer nie. As gevolg hiervan kan ons selfs nader aan die ster werk, tot aan die binnekant van hierdie skyfopeninge. Net as 'n vergelyking, toe Bruce, Ruth en ek aan die 51 Eri b-ontdekking gewerk het, was sy ster ongeveer 500 000 keer helderder as 51 Eri b. Die lig wat ek en my kollegas van LkCa 15 b geïsoleer het, is net 'n paar honderd keer flouer as die ster.

Macintosh: Dit is soos bedrog. Dit is te maklik! [Gelag]

Follette: Ja, presies!

TKF: Kan die geval van hoe reuse-planete vorm, moontlik krimp om te verstaan ​​hoe Neptunusgrootte en selfs rotsagtige, aardagtige wêrelde vorm?

Murray-Clay: Die huidige dominante model van hoe gasreuse vorm, is dat 'n vaste, rots- en yskern eerste vorm. Die kern word massief genoeg om gas van die omliggende protoplanetêre skyf af te haal. Met die model in gedagte, is een manier van dink oor Neptunes of selfs Aarde as planete wat nie genoegsaam kon groei om gasreuse te word nie. Vir 'n Neptunus kan u vra of dit massief genoeg was om 'n Saturn-grootte koevert te versier, waarom nie? Waarom het dit misluk? En vir 'n aarde, kan u vra waarom was daar nie genoeg materiaal daarvoor as 'n rotsagtige kern om groot genoeg te word om eerder 'n gasreus te word nie?

Die teoretiese antwoorde op hierdie vrae hang gewoonlik af van die beskikbare massa in 'n protoplanetêre skyf. Ander oorwegings is hoe versteur die skyf met verloop van tyd raak, wat beïnvloed hoe lank dit rotsagtige kern neem om te groei, en of die proses te lank neem om gasreuse te vorm in vergelyking met die leeftyd van die dissiperende gasskyf.

As die basiese idees wat baie van ons astrofisici deel oor die vorming van die planeet korrek is, moet hierdie idees ons iets vertel oor die soorte argitekture wat ons sou verwag om in planetêre stelsels te vind. As u wil verstaan ​​waarom u 'n aarde in 'n sonnestelsel het, moet u ook verstaan ​​waarom u nie 'n Jupiter het nie.

Macintosh: Baie mense het 'argeologiese' benaderings probeer om planetêre vormingsprosesse te verstaan. Dit is hier waar u kyk na die statistieke van die planete wat in volwasse sonnestelsels ontdek is en hierdie statistieke vergelyk met die voorspellings van verskillende planetêre vormingspaaie. Die geskiedenis van die sukses van die benadering is egter relatief swak. Dit was baie moeilik om 'n model te ontwikkel wat die nuwe sonnestelsels wat ons aanhou ontdek, suksesvol voorspel.

TKF: Het ons 'n beperkte of skewe siening van planetêre vorming omdat die meeste teorieë gebaseer is op die enkele voorbeeld van ons eie sonnestelsel? Ons het immers tot 1999 nie eers van 'n ander multi-planeetstelsel rondom 'n sonagtige sterre geweet nie.

Follette: Ons ontdek planete wat baie anders is as wat ons in ons sonnestelsel sien, maar dan is die veld van eksoplanetologie so jonk. Die belangrikste tegnieke wat ons gebruik het om eksoplanete te ontdek, bevoordeel hoë-massa planete baie naby aan hul sterre, soos byvoorbeeld die sogenaamde 'hot Jupiter'-klas wêrelde. Kan wees hulle is die uitskieters. Dit is dalk net die maklik-opspoorbare, vreemde balplanete van die heelal. Die feit dat ons baie warm Jupiters of nou verpak planetêre stelsels gevind het, is dus miskien nie 'n aanduiding van wat die norm in die heelal is nie.

Murray-Clay: Ek stem daarmee saam. Dit kan wees dat ons eintlik op die verkeerde pad gestuur word deur die ontdekkings van die exoplanet wat ons doen, nie andersom deur met ons sonnestelsel te begin nie. Dit kan nou nie heeltemal waar wees nie, want uit die aantal sonstelsels wat Kepler gesien het, kan ons aflei dat iets soos 30 persent van die sterre 'super-Aarde' huisves. Superaarde, wat ongeveer twee tot tien keer die massa van die aarde het en wat ons nie in ons sonnestelsel het nie, is dus 'n algemene uitkoms van die vorming van die planeet. Ons weet egter ook nie hoe die sonstelsels wat deur Kepler gesien word, in hul geheel daar uitsien nie, want Kepler se data kan ons nie regtig vertel van enige planete in 'n wyer baan nie. Ons weet regtig nie dat argitektuuragtige sonnestelsels nie algemeen is nie.

TKF: Wat is dan 'n paar belowende planetêre vormingsmodelle of -verklarings wat nie net ons sonnestelsel sal bereken nie, maar ook die opvallend verskillende sonnestelsels wat ons die afgelope paar jaar gesien het?

Murray-Clay: Daar kan 'n verskeidenheid massas van die sonnestelsel wees. Baie hoë massa stelsels kan meer geneig wees om gasreuse te produseer. Daardie gasreuse word waarskynlik swaartekragtig in hul binneste sonnestelsel geskop en is dus maklik waarneembaar deur ons konvensionele eksoplanet-opsporingstegnieke, soos die 'radiale snelheidsmetode' sowel as die 'transito-metode' wat Kepler gesien het.

Dan kom jy by 'n bietjie laer massa sonnestelsels en kry jy iets soos ons sonnestelsel. U het 'n paar gasreuse in hierdie scenario, maar hulle word nie baie na binne- of buitebane geskop deur die erns van ander planete in die stelsel nie. Dan gaan jy na selfs laer massastelsels, en daar kan jy eindig met stelsels wat glad nie gasreuse het nie en net 'n aantal Aarde en mini-Neptunes. Binne 'n raamwerk soos dit is die sonnestelsel net deel van 'n spektrum van moontlike sonnestelsels.

Macintosh: Dit lyk egter in 'n sekere mate asof dit moeiliker raak om 'n kontinuum vir sonnestelselargitekture te hê wat ons sonnestelsel en die Kepler-ontdekte sonnestelsels insluit. Daar is nie veel tussentydse sonnestelsels nie. U wil uiteindelik 'n meer bimodale of trimodale proses hê, waar die moontlike sonnestelsel uitloop, in plaas daarvan dat daar 'n verskeidenheid moontlikhede is.

Murray-Clay: Maar hoe sou ons dit nog weet? Ons sien net die binneste dele van sommige sonnestelsels met Kepler raak.

Macintosh: Dit is beslis waar, maar 'n stelsel soos ons met bane wat met 30 persent afgeskaal word, of planeetgroottes wat met 30 persent vergroot is, sou deur Kepler redelik waarneembaar wees.

Murray-Clay: Daar is baie wat ons nog nie weet nie, hoewel ons kan sê dat 'n groot deel van die sterre sonnestelsels het wat nie soos ons s'n is nie. Ek dink net dit is nog steeds nie duidelik dat die sonnestelsel ongewoon is nie.

TKF: Verdere ingewikkelde sake, navorsers by Caltech, insluitendKavli-pryswenner Mike Brown, het onlangs teoretiese bewyse aangebied vir 'n nuwe, super-Aarde-grootte wêreld wat in die Kuiper-gordel skuil, ver anderkant Pluto. Kan hierdie 'planeet nege', as dit werklik is, ons heersende modelle van die vorming van die sonnestelsel-planeet deurmekaarkrap?

Macintosh: As ons beweer dat Planet Nine wel ter wille van bespreking bestaan, is dit nie noodwendig mal in vergelyking met wat ons in ander sonnestelsels sien nie. Ons het net bespreek dat die gebrek aan superaarde in ons sonnestelsel een manier is waarop ons verskil van die meerderheid van die sonnestelsels wat deur die Kepler-missie ontdek is. Nou het ons miskien hierdie verre super-aarde genaamd Planet Nine, maar nie ooreenkomstig waar Kepler hierdie soort planete in ander sonnestelsels sien nie. U het dus 'n meganisme nodig om te verduidelik hoe Planet Nine daar buite gekom het.

Uit waarnemings van reuse-planete weet ons dat hulle versprei kan word vanaf die binneste dele van sonnestelsels na die buitenste dele. Een voorbeeld is die HR 8799-stelsel, wat vier Jupiter-wêrelde het. Twee van hulle wentel verder as Neptunus. Om die idees saam te stel dat, A, ons sonnestelsel 'n super-Aarde-skuins-mini-Neptunus en B kon gevorm het, dat u die super-Aarde-skuins-mini-Neptunus baie ver kon beweeg, is verbasend dat die sterrekundige nie kranksinnig is nie. standaarde.

Murray-Clay: Ek stem heeltemal saam met Bruce - glad nie kranksinnig nie. Om dinge na groot bane uit te skop, is 'n redelike algemene uitkoms. Ek sal baie opgewonde wees as hulle Planet Nine vind, maar ek dink nie dit sal ons siening van die vorming van die sonnestelsel noodwendig soveel verander nie.

TKF: Na watter toekomstige projekte en instrumente sien u almal uit wat die raaisels van planeetvorming verder kan ontrafel? Bruce, jy is pas gekies om 'n eksoplanet-span te lei vir die volgende groot astrofisika-sterrewag van NASA, die Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST). Die direkte beelding van eksoplanete kan 'n belangrike missie wees vir hierdie toekomstige teleskoop, wat in die middel 2020's bekendgestel sal word. Hoekom moet ons opgewonde wees?

Macintosh: Die interessantste ding met WFIRST is die vermoë om die samestelling van planete te karakteriseer. Deur die lig te analiseer wat van planete afkomstig is, kan u die samestelling daarvan vertel, wat u help om te verstaan ​​hoeveel massa hulle in hul jeug versamel het, en hoeveel massa hulle deur 'n ander meganisme gekry het. Vir die eerste keer met WFIRST kan ons die beeldtruuks doen wat ons deesdae met die Gemini Planet Imager en Magellan doen, maar dit op volwasse planete doen - nie meer die adolessente nie. Middeljarige planete kom baie, baie, baie, baie, veel meer voor as adolessente, so ons sal 'n groter monster hê om na te kyk. Ons sal eintlik iets sien wat soos 'n Jupiter lyk en 'n sonnestelsel sien wat analoog is aan ons eie. Ons sien dinge oor die vormingsgeskiedenis van hierdie planete deur hul samestellings wat 'n goeie kompliment sal bied vir studies van jonger planete.

Follette: Soos Bruce gesê het, beweeg ons in 'n rigting wat volgens my baie belowend is. As ons nog verder vorentoe kyk, bestudeer NASA tans vier groot ruimteteleskoopmissiekonsepte wat in die 2030's kan vlieg. Drie van hulle sal baie goeie kandidate wees om direkte opnames van eksoplanete en / of eksoplanetvormende skywe te doen. Ek dink daar is 'n ware druk in die veld vir een van die volgende groot ruimtemissies om 'n direkte beeldingskomponent in sy ontwerp in te sluit, wat ons sal help om steeds laer massaplanete te bewerk en beter te verstaan ​​hoe planete ontwikkel.

Die indruk van 'n kunstenaar van 'n jong gasreuse-planeet lê nog steeds in spore van 'n laat-stadium protoplanetêre skyf.
NASA / JPL-Caltech)

Macintosh: Intussen gaan daar baie kragtige waarnemings gedoen word deur fasiliteite soos ALMA, die Atacama Large Millimeter / submillimeter Array, wat nou aan die gang is, en die James Webb Space Telescope wanneer dit later hierdie dekade vlieg. En as ons die volgende generasie buitengewoon groot, teleskope op die grond met primêre spieëls van 25 tot 40 meter in die 2020's kry, dan sal ons waarnemend regtig reg kom waar planete op Jupiter-afstande vorm. Ons sal nog steeds sukkel om uit te trek na waar Saturnus en Uranus geleë is. Maar met die volgende teleskoopgolf kan ons die ekwivalent van die innerlike sonnestelsel sien wat vasgevang is in die proses van vorming.

Murray-Clay: Dit sal baie belangrik wees. Die Kepler-ruimteteleskoop het duisende planete vir ons gebring, maar in baie gevalle sien ons net een, maklik opspoorbare planeet uit 'n hele sonnestelsel. By understanding the overall architecture of planetary systems in the future, we'll have a much better sense of the overall formation scenario for different kinds of systems.

Macintosh: A lot of us are driven by questions about Earth-like planets, of course. How common they are? How detectable might they be? Can we see them? Planet formation theorists like Ruth are trying to understand whether planets like Earth ultimately are a common thing or a rare thing, and whether our Solar System is unique or whether there's a whole bunch of others out there like it.

Follette: Never in the history of astronomy have we—meaning our star, our galaxy, and so on—proven to be particularly special, so it's not likely that our Solar System and its planets are one-of-a-kind. I find this typicality encouraging, because it means there's a chance that we'll image another Earth-like planet during my lifetime. To me, it ultimately means that we're not likely to be alone in the universe either.


How do gas giants die?

They don't die, they're not alive. Stars are said to ɽie' because there's a process, nuclear fusion, which eventually peters out in their cores. But there's no ongoing process that defines a gas giant.

Given enough time they'll gradually contract more and more, and the end of their host star's life (whether red giant to white dwarf or supernova) will result in most of their envelope being blown away.

If they are lucky enough to form around a sun that has no red/yellow giant phase, (If they do they will be consumed by the giant expanding star, all of its gas will be turned to plasma, there may exist a core remnant once the star shrinks again) then they will continue existing until there orbits decay and they fall into their star remnent(black hole, white dwarf, etc..) Now in the rare case that the gas giant gets expelled from its solar system, and continues out of it's galaxy, it will slowly contract to form a smaller more compact object. It does not have sufficient mass to start fusion, however it will continue contracting. Now due to its relativistic speeds and enormous mass this planet is now one of the most energetic to exist. (Stars around galactic centers have more) Assuming this planet does not hit anything in between galaxies,(which is not likely) the elements will eventually decay into their component particles which will continue to decay, eventually we will have a very small neutron planet, as all elements eventually decay into neutrons. Then eventually all the neutrons will decay into free energy and we have nothing left. At this point the universe is just a massive expanse of free energy and the last remaining neutrons. So there it is it, you asked about a gas giant and got the future heat death of our universe. Boom


Physicists Reveal the Hidden Interiors of Gas Giants

In astronomy we love focusing on the bigger picture. We’re searching for exoplanets in the vast hope that we may begin to paint a picture of how planetary systems form We’re using the Hubble Space Telescope to peer into the earliest history of the cosmos And we’re building gravitational wave detectors in order to better understand the physical laws that dominate our universe.

All the while we continue to learn about our very own neighborhood. Only recently we learned that Europa has geysers, Mars was perhaps once a lush planet, and comets can in fact disintegrate. Discoveries in our solar system alone never cease to amaze.

For the first time researchers are able to probe the hidden interiors of gas giants such as Jupiter and Saturn. With very little experimental knowledge about the hydrogen deep within such planets, we have always had to rely on mathematical models. But now, researchers have simulated the lower atmospheric layers of these planets in the lab.

The team of physicists led by Dr. Ulf Zastrau from the University of Jena heated cold liquid hydrogen to resemble the dense liquid hydrogen deep within a gas giant’s atmospheric layers.

The team used an X-ray laser operated by a national research center in Germany, Deutsches Elektronen-Synchrotron (DESY), to heat the liquid hydrogen, nearly instantaneously, from -253 to +12,000 degrees Celsius. Initially the X-ray heats only the electrons. But because each electron is bound to a proton, they transfer heat to the proton until a thermal equilibrium is reached. The molecular bonds break during this process, and a plasma of electrons and protons is formed.

In just under a trillionth of a second, physicists are able to create a plasma that’s thought to be radically similar to the plasma deep within the atmospheres of our beloved gas giants.

But first the team had to create cold hydrogen. While it’s abundant throughout the universe, it’s hard to get our hands on the stuff here on Earth. Instead researchers cooled gaseous hydrogen to -253 degrees Celsius using liquid helium. This was a very temperamental process, requiring precise temperature control. If the hydrogen got too cold it would freeze and the researchers would have to use a small heater to re-liquefy it. At the end of the day a jet of cold liquid hydrogen with a diameter no greater than 20 micrometers would flow into a vacuum.

Physicists would then shoot intense pulses of the X-ray laser at the cold hydrogen. They could control the precise timing of the X-ray laser’s “flash” in order to study the properties of liquid hydrogen. The first half of the flash heats up the hydrogen, but the second half of the flash is delayed by varying lengths, which allows the team to understand exactly how thermal equilibrium is established between the electrons and the protons.

The experimental results provide information on the liquid hydrogen’s thermal conductivity and its internal energy exchange, which are both crucial to better understanding gas giants. The experiments will have to be repeated at other temperatures and pressures in order to create a detailed picture of the entire planetary atmosphere.

“Hopefully the results will provide us among others with an experimentally based answer to the question, why the planets discovered outside our solar system do not exist in all imaginable combinations of properties as age, mass, size or elemental composition, but may be allocated to certain groups,” said Dr. Thomas Tschentscher, scientific director of the European XFEL X-ray laser in a press release.

The paper has been accepted in the scientific journal Physical Review Letters and is available for download here.


Where do gas giants end up? - Sterrekunde

Good question - and one it's difficult to give a direct answer to. The problem is that the only solar system we can currently study in detail is our own, so it's difficult to know whether it's just coincidence that all of the large planets currently have rings (Neptune, for example, has rings which are extremely broken up, and it's difficult to say whether this is common, or just something that happens to be there now).

The first thing to say is that Saturn's beautiful rings (you can find pictures on sites like this one or this one are probably only a temporary feature, lasting for only a few million years. They're believed to result from the breakup of a moon under the powerful gravitational field of the giant planet.

Which brings us to the best answer we currently have to your question - the smaller planets don't have rings because they are smaller, and so their gravity is weaker. They don't attract as much material into the neighbourhood, and once there it is easily disrupted by the motion of nearby bodies, the Sun or even the giant planets themselves. In other words, we're unlikely to have rings because we don't have the gravity to keep them there.


Belt-Zone Circulation

The bands we see in the Jovian atmosphere are due to counter-circulating streams of material called zones and belts. Dark belts and bright zones encircle the planet parallel to its equator.

The zones are the lighter bands, and are at higher altitudes in the atmosphere. They have internal updraft, and are high-pressure regions. The belts are the darker bands. They are lower in the atmosphere, and have internal downdraft. They are low-pressure regions. So these structures are analogous to high- and low-pressure cells in Earth's atmosphere. But they have such a different structure -- latitudinal bands that circle the entire planet, as opposed to small confined cells of pressure. This appears to be a result of the rapid rotation, and underlying symmetry of the planet. There are no oceans or landmasses to cause local heating, and the rotation speed is much faster than it is on Earth.

There are smaller structures as well spots of different sizes and colors. On Jupiter, the most noticeable of these features is the Great Red Spot, which has been present for at least 300 years. These structures are huge storms. Some such spots are thunderheads as well. Astronomers have observed lightning from a number of them.


Giant planets from far out there

Titel: The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs
Authors: Bertram Bitsch, Michiel Lambrechts, Anders Johansen
First author’s institution: Lund Observatory, Department of Astronomy and Theoretical Physics, Lund University, Sweden.
Status: Accepted for publication in Astronomy & Astrophysics.

A flaw in common planet formation schemes?

Planets are ubiquitous. Therefore, building them must be straightforward, right? The standard, and for the most part, accepted idea sounds roughly like this:

  1. A molecular cloud contracts under its own gravity, forming a protostar due to gas accretion.
  2. A protoplanetary disk forms from the remnants of cloud-contraction around the young star. The disk material is comprised of gas and

Each of the above bullet points is a story of its own, of which the authors of today’s paper tackle the time scale problems of point 4 . If all the material of the protoplanetary disk is stored relatively equally in planetesimals it is really hard to form gaseous planets, because usually all gas vanished before the planets grow big enough to accrete it onto their cores! Moreover, observations show that young stars are usually hosts of protoplanetary disks on the time scale of a few million years (half-life

2.5 million years). When modelers now assume the minimum disk mass from the early solar system (the MMSN – Minimum Mass Solar Nebula) and try to form planet from the collisions between planetesimals, the disk has to have a much longer lifetime to reach masses high enough for the onset of runaway gas accretion, which is necessary for giant planets to accrete enough gas before it has vanished. This would mean no giant planets could form, which is obviously not the case.

Pebble accretion to the rescue

Bitsch et al. replace the planetesimal phase in the story above with pebble accretion. In the version used by the authors, instead of turning all solids in the disk into planetesimals, lots and lots of smaller rocks (‘pebbles’) form by collisions or sublimation/condensation processes until they are roughly mm-sized. At some places the solids collapse and form rocky cores with sizes from 100-1000 km. These cores then accrete many of the pebbles and eventually form planets. The central point is that under specific circumstances the growth via pebble accretion can be much faster than via collisions among planetesimals and therefore potentially solves the time scale issue from above.

Variation and time evolution

Further, as you look deeper into the physics of the evolution of the protoplanetary disk and the population of planets observed, the physics turns out to be very complicated, which has to be reflected in the simulations. Therefore, the authors introduce models of the migration of the planets in the disk (determining whether they end up close to the star or far away), and the change in temperature and density and therefore solid contents of the disk in time. The migration of planets is a subject of its own, crucially important for the explanation of ‘Hot Jupiters’ (massive giant planet in close-in orbits around their host star). Figure 1 shows the final outcome of a model where solid contents in the disk are 1%.

Fig. 1: Final masses of planets depending on the initial conditions, formation distance to the host star r0, and formation time t0 in the disk. All planets below the white line have undergone massive gas accretion and end up as gas giants. The black lines indicate constant planetary masses. Bitsch et al. (2015)

The implications for… the Solar System

Every good theory for planet formation has to be able to explain how our own living room, the solar system, came into being. Doing so proves to be rather easy for the pebble accretion model and turns out to be consistent with the Nice model (video here), which explains the bombardment history of the inner solar system with unstable dynamics of Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune. However, it fails to reproduce the initial conditions of another famous theory, the Grand Tack scenario, which explains the masses and orbital distances of Earth and Mars and the features of the asteroid belt by letting Jupiter and Saturn travel trough the inner solar system before 10 million years after the formation of the system. A specific prediction the authors can deduce from their models is noble gas enrichment in Saturn’s atmosphere. This is known for Jupiter and — using the pebble accretion scenario— holds for Saturn as well. This is only possible because the accretion of pebbles in this scenario is still sufficient to feed planetary cores very far away from the host star. Out there, the solid density is usually too low to grow planetary seeds, at least through common formation channels. This appealing ability of the pebble accretion model brings us to the next section, when transferring the model outcomes to other planetary systems.

The implications for… planet population synthesis

Figure 2 shows the regimes to which kinds of planets the cores grow for different starting conditions of the simulations of Bitsch et al.

Fig. 2: Planet categories formed in the simulations as a function of formation time t0 and formation distance to the host star r0. The ‘ice planets’ regime is a whole new class of planets which has not been detected so far. Bitsch et al. (2015)

First of all, the authors predict a whole new class of planets which have not been found so far! The turquois regime indicates planets with a more massive core than envelope, but only a few Earth masses, such that they are smaller than ice giants like Uranus and Neptune. In the simulations the ice planets form far out in the disk, where all volatiles are frozen, such that their interior is mainly composed of ices. These planets show up very frequently in the simulations at late stages, at which time most of the gas is gone and they can not accrete much anymore. This kind of planets is not predicted by other planet formation models. Unfortunately, it will be hard to detect them with the current generation of planet observatories, as the ice planets are far out and pretty small…

Additionally, the simulations of the authors feature some hints on the formation channel of ‘Hot Jupiters’. Because it is so easy for the pebble accretion model to form gas giants at large orbital distances it is likely that a lot of them form in the outer disk and one of them is eventually perturbed by the others, scattered into the inner disk and coming to halt just close to the host star.

All in all, my main take-away from this work is that the formation of planets at large orbital distances can be increased by much. This would solve a riddle in current planet formation theories and could further explain extremely massive planets with large semi-major axes, without invoking large-scale gravitational instabilities in the disk.