Astronomie

Kann ein Gasriese einen anderen Gasplaneten als Satelliten haben?

Kann ein Gasriese einen anderen Gasplaneten als Satelliten haben?


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Ist es möglich, dass ein Gasriese (ein sehr großer) einen anderen kleineren Gasplaneten als Satelliten hat?


Es scheint so.

Denken Sie an Braune Zwerge. Am unteren Ende des Massenspektrums sind sie nur ein paar Dutzend Mal so groß wie Jupiter und nur ein paar Mal so groß wie die heißen Jupiter. Einige Braune Zwerge haben Planeten. Schauen Sie sich einige Beispiele an:

  • 2M1207: Dieser Braune Zwerg hat ungefähr 25 Jupitermassen und wird von einem planetaren Massenobjekt 2M1207b umkreist. Dieses Objekt hat die 3- bis 10-fache Masse des Jupiter und ist ziemlich heiß, obwohl es weit vom Stern entfernt kreist.
  • 2MASS J04414489+2301513: Ungefähr 20 Jupitermassen, mit einem Begleiter auf der Skala von 5 bis 10 Jupitermassen, der ein Planet sein könnte.

Beachten Sie, dass diese Braunen Zwerge sehr massearm sind, nur etwas massiver als heiße Jupiter. Sie können Gasriesen im Orbit haben - warum könnten heiße Jupiter mit hoher Masse nicht dasselbe haben?


Videospiele denken so: http://en.spaceengine.org/forum/10-1762-1

Ganz allgemein wissen wir, dass dies bei Sternen stabil funktionieren kann: Es gibt ternäre Sterne, bei denen ein naher Doppelstern eine große, weit entfernte dritte Sonne umkreist. Also ersetzen Sie die Doppelsterne durch Gasriesen und los geht's. Und das Pluto-Charon-System sagt uns, dass ähnlich große Körper sich um einen Stern kreisen können.

Die Physik schließt die Konfiguration an sich also nicht aus.

Dann gibt es mit Wahrscheinlichkeit die üblichen Probleme: Die Einfang durch die Gravitation ist schwierig, und die Planetenbildung wird sich im Allgemeinen merklich von der Sternentstehung unterscheiden. Letzteres können wir vielleicht umgehen: Die Gasriesen befinden sich fast im Stadium des Braunen Zwergs, sodass Sternentstehungsmechanismen besser anwendbar sind.

Laut den ausgewählten Beispielen hier hat Jupiter eine Dichte, die mit der Sonne vergleichbar ist, also würde ich erwarten, dass dies bedeutet, dass wir den binären Teil des Sternsystems auf Gasriesenniveaus skalieren können, ohne das System instabiler zu machen als sein stellares Gegenstück.

Eine genaue Kenntnis der einschlägigen Physik, um das souverän zu behaupten und zu wissen, ob die Stabilität Millionen oder Milliarden von Jahren halten könnte, ist mir derzeit schleierhaft.


Astronomen finden Planetensystem mit Gasriesen-Exoplaneten und Weißem Zwerg als Begleiter

SDSS-Bild des Planetenwirts TOI-1259A und seines gebundenen weißen Zwergs TOI-1259B. Quelle: Martin et al., 2021.

Mit dem Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) der NASA hat ein internationales Astronomenteam ein interessantes extrasolares Planetensystem entdeckt, das aus einem K-Zwerg-Wirtsstern, einem jupitergroßen Planeten und einem Weißen Zwerg besteht. Die Ergebnisse und Parameter des Systems mit der Bezeichnung TOI-1259 wurden in einem am 7. Januar veröffentlichten Papier vorgestellt arXiv Pre-Print-Repository.

TESS führt eine Untersuchung von etwa 200.000 der hellsten Sterne in der Nähe der Sonne durch, um nach Exoplaneten im Transit zu suchen. Bisher wurden über 2.450 Kandidaten für Exoplaneten (TESS Objects of Interest, kurz TOI) identifiziert, von denen bisher 91 bestätigt wurden.

Nun berichtet eine Gruppe von Astronomen unter der Leitung von David V. Martin von der Ohio State University in Columbus, Ohio, über die Entdeckung eines Transitsignals in der TESS-Lichtkurve des TOI-1259A-Sterns – eines K-Zwergsterns mit etwa 385 Lichtpunkten Jahre entfernt. Die planetarische Natur dieses Signals wurde durch Folgebeobachtungen mit bodengestützten Teleskopen bestätigt.

Dem Papier zufolge hat der Mutterstern TOI-1259A einen Radius von etwa 0,71 Sonnenradien und ist etwa 25 % weniger massereich als unsere Sonne. Es hat eine Metallizität von etwa -0,5 und eine effektive Temperatur von etwa 4.775 K.

Der Exoplanet mit der Bezeichnung TOI-1259Ab hat die Größe von Jupiter, aber etwa 56% weniger Masse als der größte Planet des Sonnensystems. Die fremde Welt umkreist ihren Wirt alle 3,48 Tage in einer Entfernung von etwa 0,04 AE. Die Gleichgewichtstemperatur des Planeten wurde auf etwa 963 K geschätzt.

Was TOI-1259 zu einem besonderen Planetensystem macht, ist die Anwesenheit eines gebundenen Weißen Zwergs (TOI-1259B). Das Objekt ist 1.648 AE vom Wirtsstern entfernt und hat eine effektive Temperatur von etwa 6.300 K. Die Forscher fanden heraus, dass TOI-1259B einen Radius von 0,013 Sonnenradien und eine Masse von etwa 0,56 Sonnenmassen hat.

Die Eigenschaften des Weißen Zwergs ermöglichten es dem Team, ein Gesamtalter des Systems abzuleiten. Sie schätzen, dass TOI-1259 etwa 4,08 Milliarden Jahre alt ist.

Zusammenfassend stellten die Forscher fest, dass sich der Weiße Zwerg derzeit in einem Abstand befindet, von dem nicht vorhergesagt wurde, dass er die Planetenbildung beeinflusst. Sie diskutieren jedoch den möglichen Einfluss dieses Objekts auf die Bildung und Evolution von TOI-1259Ab in der Vergangenheit.

„Während seiner Hauptreihenlebensdauer wäre der Vorläufer des Weißen Zwergs sowohl massereicher (∼1,59 Sonnenmassen) als auch viel näher (∼900 AE, unter Annahme eines adiabatischen Massenverlusts) gewesen. An diesem Punkt könnten säkulare Auswirkungen wie Kozai-Lidovov Tatsächlich könnte der Kozai-Lidov-Eekt den Planeten in seine gegenwärtige Orbitalkonfiguration gebracht haben, indem er eine hochexzentrische Gezeitenwanderung auslöste, wenn der Planet auf einer breiteren Umlaufbahn begann, wie es für einen Gasriesen zu erwarten wäre “, schlossen die Astronomen.


Der riesige Gasplanet ist laut Wissenschaftlern so groß, dass er „nicht existieren sollte“

Ein gigantischer Planet, der „nicht existieren sollte“ verblüfft Wissenschaftler. 31 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet sich ein großer Gasplanet namens GJ 3512b. Das Merkwürdige an dem Planeten ist, dass er ungefähr halb so groß wie Jupiter ist und einen Stern umkreist, der achtmal kleiner ist als unsere eigene Sonne.

Planeten, die so riesig sind, sind schon ziemlich selten, aber einen so kleinen Stern zu umkreisen, macht diesen Planeten zu einem noch größeren Rätsel. Tatsächlich ist er so groß, dass er nicht auf die gleiche Weise geboren werden konnte wie andere Planeten. Wissenschaftler aus der Schweiz, Spanien und Deutschland sind völlig verblüfft, wie GJ 3512b entstanden ist und könnten letztendlich dazu führen, dass Astronomen neu bewerten, wie alle Planeten geboren werden.

Professor Christoph Mordasini, Wissenschaftler an der Universität Bern, erklärte: „Um solche Sterne sollte es nur Planeten von der Größe der Erde oder etwas massereichere Supererden geben“, und fügte hinzu: „GJ 3512b ist jedoch ein Riese“ Planeten mit einer Masse, die etwa halb so groß ist wie die des Jupiter.“

GJ 3512b ist etwa halb so groß wie Jupiter.

Der aus Gas und Staub bestehende Planet wurde von Weltraumforschern mit einem Teleskop am Calar Alto-Observatorium im Süden Spaniens entdeckt. Er umkreist alle 204 Tage seinen winzigen Roten Zwergstern.

Normalerweise entstehen Planeten, wenn sich Gestein und Staub durch die Anziehungskraft eines Sterns verbinden. Die Planeten wachsen weiter, bis sie groß genug sind, um ihr eigenes atmosphärisches Gas zu speichern. Studien des wissenschaftlichen Teams deuten jedoch darauf hin, dass GJ 3512b nicht auf diese Weise geboren werden konnte, da sein Stern viel zu klein ist, um die Anziehungskraft zu haben, die für die Bildung des Planeten erforderlich gewesen wäre.

Das Team sagte, dass, nachdem eine Scheibe aus Gestein und Staub, die den Stern umkreiste, „unter seiner eigenen Schwerkraft zusammengebrochen“ war, wahrscheinlich der Planet begann, sich zu bilden. Früher dachte man, dass die Art der Planetenentstehung, die als Gravitationsinstabilität bezeichnet wird, ein seltenes Ereignis war, aber Wissenschaftler glauben jetzt, dass dies tatsächlich nicht ungewöhnlich ist. Sie können ihre gesamte Studie im Journal lesen read Wissenschaft.

Künstlerversion eines Gasexoplaneten.

Juan Carlos Morales, Astronom an der Autonomen Universität Barcelona und an der Entdeckung beteiligt, sagte Neuer Wissenschaftler, "Dies ist das erste Mal, dass wir einen Planeten eindeutig entdeckt haben, bei dem die einzige mögliche Erklärung die Gravitationsinstabilität ist."

Mit mehr als 4.000 entdeckten Exoplaneten ist es sehr wahrscheinlich, dass Wissenschaftler noch mehr ungewöhnliche Planeten wie GJ 3512b finden werden.


Kepler findet einen erdgroßen “Gas Giant”

Gasplaneten sind nicht immer aufgebläht, monströse Welten von der Größe von Jupiter oder Saturn (oder größer) sie können anscheinend auch nur knapp größer als die Erde sein. Dies war die Entdeckung, die heute während der 223. Sitzung der American Astronomical Society in Washington, DC, bekannt gegeben wurde, als Erkenntnisse über den gasförmigen (aber überraschend kleinen) Exoplaneten KOI-314c präsentiert wurden.

“Dieser Planet mag die gleiche Masse wie die Erde haben, aber er ist sicherlich nicht erdähnlich,”, sagte David Kipping vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), Hauptautor der Entdeckung. “Es beweist, dass es keine klare Trennlinie zwischen felsigen Welten wie der Erde und flauschigeren Planeten wie Wasserwelten oder Gasriesen gibt.”

Entdeckt vom Weltraumteleskop Kepler — ironischerweise während einer Jagd nach ExoMonde — KOI-314c wurde gefunden, als sie einen Roten Zwergstern nur 200 Lichtjahre entfernt durchquerte — “einen Steinwurf’s werfen nach Keplers Maßstäben”, so Kipping. (Die Beobachtungstiefe von Kepler beträgt etwa 3000 Lichtjahre.)

Kipping verwendete eine Technik namens Transit Timing Variations (TTV), um zwei von drei Exoplaneten zu untersuchen, die um KOI-314 kreisten. Beide sind im Durchmesser etwa 60% größer als die Erde, aber ihre jeweiligen Massen sind sehr unterschiedlich. KOI-314b ist eine dichte, felsige Welt, die viermal so groß wie die Masse der Erde ist, während die leichtere, erdähnliche Masse von KOI-314c auf einen Planeten mit einer dicken “puffy” Atmosphäre hinweist … ähnlich wie auf Neptun oder Uranus.

Im Gegensatz zu diesen kühlen Welten dreht dieser neu entdeckte Exoplanet jedoch die Hitze auf. Alle 23 Tage umkreist KOI-314c seinen Stern und die Temperaturen erreichen 220ºF (104ºC) ... zu heiß für Wasser, um in flüssiger Form zu existieren und somit zu heiß für Leben, wie wir es kennen.

Tatsächlich stellte Kippings Team fest, dass KOI-314c nur 30 Prozent dichter als Wasser ist, was darauf hindeutet, dass es eine „signifikante Atmosphäre Hunderte von Meilen dick“ hat, die wahrscheinlich aus Wasserstoff und Helium besteht.

Es wird vermutet, dass KOI-314c ursprünglich ein “Mini-Neptun” Gasplanet war und seitdem einen Teil seiner Atmosphäre verloren hat, die durch die intensive Strahlung des Sterns abgekocht wurde.

KOI-314c ist nicht nur der leichteste Exoplanet, bei dem sowohl Masse als auch Durchmesser gemessen werden, sondern es ist auch ein Beweis für den Erfolg und die Empfindlichkeit der relativ neuen TTV-Methode, die besonders in Mehrplanetensystemen nützlich ist, bei denen die kleinste Gravitation wackelt offenbaren die Anwesenheit und Details benachbarter Körper.

“Wir bringen Variationen der Transitzeiten zur Reife”, sagte Kipping. Er fügte während der Schlussbemerkung seiner Präsentation auf der AAS223 hinzu: “Es recycelt tatsächlich die Art und Weise, wie Neptun entdeckt wurde, indem man Uranus vor 150 Jahren beim Wackeln beobachtete. Ich denke, es ist eine Methode, von der Sie noch mehr hören werden. Mit dieser Technik können wir in Zukunft vielleicht sogar die erste Erde 2.0 Erdmasse/Erdradius erkennen.”


Inhalt

Das Folgende ist eine Version des Fünf-Planeten-Modells von Nizza, das zu einer frühen Instabilität führt und eine Reihe von Aspekten des aktuellen Sonnensystems reproduziert. Obwohl die Instabilität des Riesenplaneten in der Vergangenheit mit dem späten schweren Bombardement in Verbindung gebracht wurde, weisen eine Reihe neuerer Studien darauf hin, dass die Instabilität des Riesenplaneten früh aufgetreten ist. [2] [3] [4] [5] Das Sonnensystem könnte mit den Riesenplaneten in einer anderen Resonanzkette begonnen haben. [6]

Das Sonnensystem beendet seine Nebelphase mit Jupiter, Saturn und den drei Eisriesen in einer 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 Resonanzkette mit großen Halbachsen von 5,5 – 20 AE. Eine dichte Scheibe von Planetesimalen umkreist diese Planeten und erstreckt sich von 24 AE bis 30 AE. [6] Die Planetesimale in dieser Scheibe werden aufgrund von Gravitationswechselwirkungen zwischen ihnen bewegt, was die Exzentrizitäten und Neigungen ihrer Umlaufbahnen erhöht. Die Scheibe breitet sich dabei aus und schiebt ihren inneren Rand in Richtung der Umlaufbahnen der Riesenplaneten. [5] Kollisionen zwischen Planetesimalen in der äußeren Scheibe produzieren auch Trümmer, die in einer Kaskade von Kollisionen zu Staub zermahlen werden. Der Staub windet sich aufgrund des Poynting-Robertson-Widerstands nach innen in Richtung der Planeten und erreicht schließlich die Umlaufbahn von Neptun. [6] Gravitationsinteraktionen mit dem Staub oder mit den nach innen gestreuten Planetesimalen lassen die Riesenplaneten etwa zehn Millionen Jahre nach der Auflösung der Gasscheibe aus der Resonanzkette entkommen. [6] [7]

Die Planeten durchlaufen dann eine planetesimalgetriebene Wanderung, wenn sie auf eine zunehmende Anzahl von Planetesimalen treffen und Drehimpulse mit ihnen austauschen. [6] Ein Nettotransfer von Planetesimalen nach innen und eine Auswanderung von Neptun tritt während dieser Begegnungen auf, da die meisten der verstreuten nach außen zurückkehren, um wieder anzutreffen, während einige der nach innen verstreuten daran gehindert werden, nach der Begegnung mit Uranus zurückzukehren. Ein ähnlicher Prozess findet bei Uranus, dem zusätzlichen Eisriesen, und Saturn statt, was zu ihrer Auswanderung und einer Übertragung von Planetesimalen nach innen vom äußeren Gürtel zum Jupiter führt. Jupiter hingegen wirft die meisten Planetesimalen aus dem Sonnensystem aus und wandert infolgedessen nach innen. [8] Nach 10 Millionen Jahren führt die divergente Wanderung der Planeten zu Resonanzübergängen, die die Exzentrizitäten der Riesenplaneten anregen und das Planetensystem destabilisieren, wenn Neptun in der Nähe von 28 AE ist. [9]

Der zusätzliche Eisriese wird während dieser Instabilität ausgeworfen. Der zusätzliche Eisriese tritt in eine Saturn-Überquerungsbahn ein, nachdem seine Exzentrizität zugenommen hat, und wird von Saturn nach innen auf eine Jupiter-Überquerungsbahn gestreut. Wiederholte gravitative Begegnungen mit dem Eisriesen verursachen Sprünge in den großen Halbachsen von Jupiter und Saturn, was zu einer schrittweisen Trennung ihrer Umlaufbahnen führt und zu einem schnellen Anstieg des Verhältnisses ihrer Perioden auf mehr als 2,3 führt. [10] Der Eisriese trifft auch auf Uranus und Neptun und durchquert Teile des Asteroidengürtels, da diese Begegnungen die Exzentrizität und die große Halbachse seiner Umlaufbahn erhöhen. [11] Nach 10.000 bis 100.000 Jahren [12] wird der Eisriese nach einer Begegnung mit Jupiter aus dem Sonnensystem geworfen und wird zu einem Schurkenplanet. [1] Die verbleibenden Planeten wandern dann mit abnehmender Geschwindigkeit weiter und nähern sich langsam ihren endgültigen Umlaufbahnen, während der größte Teil der verbleibenden Planetesimalscheibe entfernt wird. [13]

Die Wanderungen der Riesenplaneten und die Begegnungen zwischen ihnen haben viele Auswirkungen auf das äußere Sonnensystem. Die gravitativen Begegnungen zwischen den Riesenplaneten erregen die Exzentrizitäten und Neigungen ihrer Umlaufbahnen. [14] Die von Neptun nach innen verstreuten Planetesimale treten in planetendurchquerende Umlaufbahnen ein, wo sie auf die Planeten oder ihre Satelliten auftreffen können. [15] Die Einschläge dieser Planetesimale hinterlassen Krater und Einschlagsbecken auf den Monden der äußeren Planeten [16] und können daraus resultieren in der Störung ihrer inneren Monde. [17] Einige der Planetesimale werden als Jupiter-Trojaner eingefangen, wenn Jupiters Halbachse bei Begegnungen mit dem ausgestoßenen Eisriesen springt. Eine Gruppe von Jupiter-Trojanern kann relativ zur anderen erschöpft sein, wenn der Eisriese sie nach der letzten Begegnung des Eisriesen mit Jupiter durchquert. Später, wenn Jupiter und Saturn in der Nähe von Resonanzen mittlerer Bewegung sind, können andere Jupiter-Trojaner über den im ursprünglichen Modell von Nizza beschriebenen Mechanismus eingefangen werden. [18] [19] Andere Planetesimale werden als unregelmäßige Satelliten der Riesenplaneten über Dreikörper-Wechselwirkungen bei Begegnungen zwischen dem ausgestoßenen Eisriesen und den anderen Planeten eingefangen. Die unregelmäßigen Satelliten beginnen mit einem breiten Neigungsbereich, einschließlich prograder, retrograder und senkrechter Umlaufbahnen. [20] Die Population wird später reduziert, da diejenigen in senkrechten Umlaufbahnen aufgrund des Kozai-Mechanismus verloren gehen, [21] und andere durch Kollisionen zwischen ihnen aufgebrochen werden. [22] Die Begegnungen zwischen Planeten können auch die Umlaufbahnen der regulären Satelliten stören und für die Neigung der Umlaufbahn von Iapetus verantwortlich sein. [23] Die Rotationsachse des Saturn könnte gekippt worden sein, als er langsam eine Spin-Bahn-Resonanz mit Neptun kreuzte. [24] [25]

Viele der Planetesimale werden während seiner Wanderung auch in verschiedene Umlaufbahnen außerhalb der Umlaufbahn von Neptun implantiert. Während Neptun mehrere AE nach außen wandert, bilden sich der heiße klassische Kuiper-Gürtel und die Streuscheibe, da einige von Neptun nach außen gestreute Planetesimale in Resonanzen eingefangen werden, über den Kozai-Mechanismus einen Austausch von Exzentrizität und Neigung erfahren und auf ein höheres Perihel freigesetzt werden, stabil Umlaufbahnen. [9] [26] Planetesimale, die während dieser frühen Wanderung in Neptuns geschwungener 2:1-Resonanz eingefangen wurden, werden freigesetzt, wenn eine Begegnung mit dem Eisriesen dazu führt, dass seine Halbachse nach außen springt und eine Gruppe von geringer Neigung und geringer Exzentrizität zurücklässt Objekte im kalten klassischen Kuipergürtel mit großen Halbachsen in der Nähe von 44 AE. [27] Dieser Prozess vermeidet enge Begegnungen mit Neptun, wodurch lose gebundene Binärdateien, einschließlich "blauer" Binärdateien, überleben können. [28] Ein Überschuss an Plutinos mit niedriger Neigung wird aufgrund einer ähnlichen Freisetzung von Objekten aus Neptuns 3:2-Resonanz während dieser Begegnung vermieden. [27] Neptuns bescheidene Exzentrizität nach der Begegnung [29] oder die schnelle Präzession seiner Umlaufbahn [30] ermöglicht es der Urscheibe kalter klassischer Kuipergürtel-Objekte zu überleben. [31] Wenn die Wanderung von Neptun nach dieser Begegnung langsam genug ist, kann die Exzentrizitätsverteilung dieser Objekte durch eine schwungvolle mittlere Bewegungsresonanz abgeschnitten werden, so dass sie einen Schritt in der Nähe von Neptuns 7:4-Resonanz bleibt. [32] Während sich Neptun langsam seiner aktuellen Umlaufbahn nähert, verbleiben Objekte in versteinerten Umlaufbahnen mit hohem Perihel in der Streuscheibe. [33] [13] Andere mit Perihelie außerhalb der Neptunbahn, aber nicht hoch genug, um Wechselwirkungen mit Neptun zu vermeiden, verbleiben als Streuobjekte, [26] und diejenigen, die am Ende der Neptunwanderung in Resonanz bleiben, bilden die verschiedenen Resonanzpopulationen außerhalb der Neptunbahn . [34] Bei Objekten, die auf sehr große Halbachsenbahnen gestreut werden, kann ihre Perihelie durch die galaktische Flut oder Störungen durch vorbeiziehende Sterne über die Einflüsse der Riesenplaneten hinaus angehoben und in der Oort-Wolke abgelegt werden. Wenn sich der hypothetische Planet Neun zum Zeitpunkt der Instabilität in seiner vorgeschlagenen Umlaufbahn befände, würde eine ungefähr kugelförmige Wolke von Objekten mit großen Halbachsen im Bereich von einigen Hundert bis einigen Tausend AE erfasst werden. [26]

Im inneren Sonnensystem variieren die Auswirkungen der Instabilität mit ihrem Zeitpunkt und ihrer Dauer. Eine frühe Instabilität könnte dafür verantwortlich sein, dass der größte Teil der Masse aus der Marsregion entfernt wurde, wodurch der Mars kleiner als Erde und Venus blieb. [35] Eine frühe Instabilität könnte auch zur Erschöpfung des Asteroidengürtels führen, [36] und, wenn er sich über einige hunderttausend Jahre erstreckte, zur Aufregung seiner Exzentrizitäten und Neigungen. [37] Asteroidenkollisionsfamilien können aufgrund von Wechselwirkungen mit verschiedenen Resonanzen und durch Begegnungen mit dem Eisriesen beim Durchqueren des Asteroidengürtels zerstreut werden. [38] Planetesimale aus dem äußeren Gürtel werden als P- und D-Typ-Asteroiden in den Asteroidengürtel eingebettet, wenn ihr Aphel während einer Resonanz oder bei Begegnungen mit dem Eisriesen unter die Umlaufbahn des Jupiter abgesenkt wird, wobei einige den inneren Asteroiden erreichen Gürtel durch Begegnungen mit dem Eisriesen. [39] Eine späte Instabilität müsste kurz sein und eine schnelle Trennung der Bahnen von Jupiter und Saturn bewirken, um die Anregung der Exzentrizitäten der inneren Planeten durch säkulare Resonanzschwingungen zu vermeiden. [40] Dies würde auch zu bescheideneren Veränderungen in den Umlaufbahnen des Asteroiden führen, wenn der Asteroidengürtel eine anfänglich geringe Masse hätte [11] oder wenn er durch den Grand Tack erschöpft und angeregt worden wäre, was möglicherweise die Verteilung ihrer Exzentrizitäten in Richtung der aktuelle Verteilung. [41] Eine späte Instabilität könnte auch dazu führen, dass etwa die Hälfte der Asteroiden aus dem Kern eines zuvor erschöpften Asteroidengürtels entweicht (weniger als im ursprünglichen Nizza-Modell) [15], was zu einer kleineren, aber längeren Bombardierung der inneren Planeten um felsige Objekte, wenn eine innere Verlängerung des Asteroidengürtels unterbrochen wird, wenn die Planeten ihre gegenwärtigen Positionen erreichen. [42]

Vier Planetenmodelle Bearbeiten

Aktuelle Theorien der Planetenentstehung lassen die Akkretion von Uranus und Neptun in ihren gegenwärtigen Positionen nicht zu. [43] Die protoplanetare Scheibe war zu diffus und die Zeitskalen zu lang, um sie durch planetesimale Akkretion zu bilden, bevor sich die Gasscheibe auflöste, und numerische Modelle zeigen, dass die spätere Akkretion gestoppt würde, sobald sich Planetesimale von Pluto-Größe gebildet hatten. [45] Obwohl neuere Modelle, die die Akkretion von Kieselsteinen beinhalten, ein schnelleres Wachstum ermöglichen, lassen die Einwanderung der Planeten aufgrund der Wechselwirkungen mit der Gasscheibe sie in engeren Umlaufbahnen. [46]

Es ist heute allgemein anerkannt, dass das Sonnensystem anfangs kompakter war und die äußeren Planeten zu ihren aktuellen Positionen nach außen gewandert sind. [47] Die planetesimalgetriebene Wanderung der äußeren Planeten wurde erstmals 1984 von Fernandez und Ip. beschrieben. [48] ​​Dieser Prozess wird durch den Austausch von Drehimpulsen zwischen den Planeten und Planetesimalen angetrieben, die von einer äußeren Scheibe ausgehen. [49] Frühe dynamische Modelle nahmen an, dass diese Migration glatt verlief. Neben der Reproduktion der aktuellen Positionen der äußeren Planeten [50] boten diese Modelle Erklärungen für: die Populationen resonanter Objekte im Kuiper-Gürtel, [51] die Exzentrizität von Plutos Umlaufbahn, [52] die Neigungen des heißen klassischen Kuiper Gürtelobjekte und die Retention einer Streuscheibe, [53] und die geringe Masse des Kuipergürtels und die Lage seines äußeren Randes nahe der 2:1-Resonanz mit Neptun. [54] Diese Modelle konnten jedoch die Exzentrizitäten der äußeren Planeten nicht reproduzieren, sodass sie am Ende der Wanderung sehr kleine Exzentrizitäten hatten. [14]

Im ursprünglichen Modell von Nizza werden die Exzentrizitäten von Jupiter und Saturn angeregt, wenn sie ihre 2:1-Resonanz überqueren, wodurch das äußere Sonnensystem destabilisiert wird. Es kommt zu einer Reihe von Gravitationsbegegnungen, bei denen Uranus und Neptun nach außen in die Planetesimalscheibe gestreut werden. Dort zerstreuen sie eine große Anzahl von Planetesimalen nach innen und beschleunigen die Wanderung der Planeten. Die Streuung von Planetesimalen und das Schwingen von Resonanzen durch den Asteroidengürtel führen zu einem Bombardement der inneren Planeten. Neben der Reproduktion der Positionen und Exzentrizitäten der äußeren Planeten [8] lieferte das ursprüngliche Modell von Nizza den Ursprung von: den Jupiter-Trojanern [19] und den Neptun-Trojanern [55] den irregulären Satelliten von Saturn, Uranus und Neptun [21] die verschiedenen Populationen transneptunischer Objekte [56] die Größe und bei den richtigen Anfangsbedingungen der Zeitpunkt des späten schweren Bombardements. [fünfzehn]

Weitreichende weltliche Resonanzen würden jedoch die Umlaufbahnen der Objekte des inneren Sonnensystems stören, wenn die Wanderung des Jupiter langsam und glatt wäre. Die5 säkulare Resonanz durchquert die Bahnen der terrestrischen Planeten und erregt ihre Exzentrizitäten. [57] Während sich Jupiter und Saturn langsam ihrer 2:1-Resonanz nähern, erreicht die Exzentrizität des Mars Werte, die zu Kollisionen zwischen Planeten oder zum Herausschleudern des Mars aus dem Sonnensystem führen können. Überarbeitete Versionen des Nice-Modells, beginnend mit den Planeten in einer Resonanzkette, vermeiden diese langsame Annäherung an die 2:1-Resonanz. Die Exzentrizitäten von Venus und Merkur werden jedoch typischerweise über ihre aktuellen Werte hinaus angeregt, wenn die5 säkulare Resonanz kreuzt ihre Bahnen. [10] Auch die Bahnen der Asteroiden sind deutlich verändert: die ν16 säkulare Resonanz erregt Neigungen und die ν6 säkulare Resonanz erregt Exzentrizitäten und entfernt Asteroiden mit geringer Neigung, während sie über den Asteroidengürtel streichen. Als Ergebnis bleibt der überlebende Asteroidengürtel mit einem größeren Anteil von Objekten mit hoher Neigung zurück, als derzeit beobachtet wird. [12]

Die Bahnen der inneren Planeten und die Bahnverteilung des Asteroidengürtels lassen sich reproduzieren, wenn Jupiter auf einen der Eisriesen trifft und seine Wanderung beschleunigt. [12] Die langsamen Resonanzübergänge, die die Exzentrizitäten von Venus und Merkur anregen und die Bahnverteilung der Asteroiden verändern, treten auf, wenn die Periode des Saturn zwischen dem 2,1- und 2,3-fachen der des Jupiters lag. Theoretiker schlagen vor, dass diese vermieden wurden, weil die divergente Wanderung von Jupiter und Saturn zu dieser Zeit von der Planet-Planet-Streuung dominiert wurde. Insbesondere wurde einer der Eisriesen durch eine Gravitationsbegegnung mit Saturn nach innen auf eine Jupiter-überquerende Umlaufbahn gestreut, wonach er durch eine Gravitationsbegegnung mit Jupiter nach außen gestreut wurde. [10] Infolgedessen divergierten die Umlaufbahnen von Jupiter und Saturn schnell und beschleunigten das Durchstreichen der säkularen Resonanzen. Diese Entwicklung der Bahnen der Riesenplaneten, ähnlich den von Exoplanetenforschern beschriebenen Prozessen, wird als Jumping-Jupiter-Szenario bezeichnet. [58]

Ausgestoßener Planet Bearbeiten

Die Begegnungen zwischen dem Eisriesen und Jupiter im Sprung-Jupiter-Szenario führen oft zum Auswurf des Eisriesen. Damit dieser Eisriese seine Exzentrizität behält, muss seine Exzentrizität durch dynamische Reibung mit der Planetesimalscheibe gedämpft werden, wodurch sein Perihel über die Umlaufbahn des Saturn hinaus angehoben wird. Die im Nizza-Modell typischerweise verwendeten planetesimalen Scheibenmassen reichen dafür oft nicht aus, so dass Systeme, die mit vier Riesenplaneten beginnen, am Ende der Instabilität nur noch drei haben. Der Auswurf des Eisriesen kann vermieden werden, wenn die Scheibenmasse größer ist, aber der Abstand von Jupiter und Saturn wird oft zu groß und ihre Exzentrizitäten werden zu klein, wenn die größere Scheibe gelöscht wird. Diese Probleme veranlassten David Nesvorný vom Southwest Research Institute zu der Annahme, dass das Sonnensystem mit fünf riesigen Planeten begann, mit einem zusätzlichen Planeten mit Neptunmasse zwischen Saturn und Uranus. [1] Durch Tausende von Simulationen mit einer Vielzahl von Anfangsbedingungen fand er heraus, dass die Simulationen, die mit fünf Riesenplaneten begannen, mit einer zehnmal höheren Wahrscheinlichkeit die Bahnen der äußeren Planeten reproduzierten. [59] Eine Folgestudie von David Nesvorný und Alessandro Morbidelli ergab, dass der erforderliche Sprung im Verhältnis der Perioden von Jupiter und Saturn auftrat und die Umlaufbahnen der äußeren Planeten in 5% der Simulationen für ein Fünf-Planeten-System gegenüber weniger reproduziert wurden als 1% für Vier-Planeten-Systeme. Die erfolgreichste begann mit einer bedeutenden Neptunwanderung, die die Planetesimalscheibe zerstörte, bevor planetare Begegnungen durch Resonanzkreuzungen ausgelöst wurden. Dies reduziert die säkulare Reibung, wodurch die Exzentrizität des Jupiter erhalten bleibt, nachdem er durch Resonanzkreuzungen und planetarische Begegnungen angeregt wurde. [60]

Konstantin Batygin, Michael E. Brown und Hayden Betts fanden im Gegensatz dazu heraus, dass Vier- und Fünf-Planeten-Systeme eine ähnliche Wahrscheinlichkeit (4 % gegenüber 3 %) der Reproduktion der Umlaufbahnen der äußeren Planeten, einschließlich der Oszillationen von Jupiters und Saturn, aufwiesen Exzentrizitäten und die heiße und kalte Bevölkerung des Kuipergürtels. [61] [62] In ihren Untersuchungen musste die Umlaufbahn von Neptun eine Phase hoher Exzentrizität aufweisen, während der die heiße Population implantiert wurde. [63] Eine schnelle Präzession der Neptunbahn während dieser Zeit aufgrund von Wechselwirkungen mit Uranus war auch für die Erhaltung eines Urgürtels kalter klassischer Objekte notwendig. [61] Für ein Fünf-Planeten-System fanden sie heraus, dass die niedrigen Exzentrizitäten des kalten klassischen Gürtels am besten erhalten blieben, wenn der fünfte Riesenplanet in 10.000 Jahren ausgeworfen wurde. [62] Da ihre Studie nur das äußere Sonnensystem untersuchte, enthielt sie jedoch nicht die Anforderung, dass die Bahnen von Jupiter und Saturn schnell divergierten, wie es für die Reproduktion des aktuellen inneren Sonnensystems erforderlich wäre. [60]

Eine Reihe früherer Arbeiten modellierte auch Sonnensysteme mit zusätzlichen Riesenplaneten. Eine Studie von Thommes, Bryden, Wu und Rasio umfasste Simulationen von vier und fünf Planeten, die in Resonanzketten beginnen. Lose Resonanzketten von vier oder fünf Planeten mit Jupiter und Saturn, die in einer 2:1-Resonanz beginnen, führten oft zum Verlust eines Eisriesen für Planetesimalscheiben mit kleiner Masse. Der Verlust eines Planeten wurde in vier Planetensystemen mit einer größeren Planetesimalscheibe vermieden, aber es trat keine Planetenstreuung auf. Ein kompakteres System mit Jupiter und Saturn in einer 3:2-Resonanz führte manchmal zu Begegnungen zwischen Jupiter und Saturn. [64] Eine Studie von Morbidelli, Tsiganis, Crida, Levison und Gomes war erfolgreicher bei der Reproduktion des Sonnensystems, beginnend mit einem Vier-Planeten-System in einer kompakten Resonanzkette. Sie modellierten auch die Erfassung von Planeten in einer Resonanzkette mit fünf Planeten und stellten fest, dass die Planeten größere Exzentrizitäten hatten und das System innerhalb von 30 Myr instabil wurde. [65] Ford und Chiang modellierten Planetensysteme in einer gepackten Oligarchie, das Ergebnis ihrer Bildung in einer massereicheren, dynamisch kühlen Scheibe. Sie fanden heraus, dass die zusätzlichen Planeten ausgeworfen würden, wenn die Dichte der Urscheibe abnahm. [66] Im Gegensatz dazu zeigten Simulationen von Levison und Morbidelli, dass sich die Planeten in solchen Systemen eher ausbreiten als herausgeschleudert werden. [67]

Anfangsbedingungen Bearbeiten

Die Riesenplaneten beginnen in einer Kette von Resonanzen. Während ihrer Entstehung in der protoplanetaren Scheibe führten Wechselwirkungen zwischen den Riesenplaneten und der Gasscheibe dazu, dass sie nach innen in Richtung Sonne wanderten. Jupiters Einwanderung setzte sich fort, bis sie gestoppt oder umgekehrt wurde, wie im Grand-Tack-Modell, als er einen schneller wandernden Saturn in einer Resonanz mit mittlerer Bewegung einfing. [68] Die Resonanzkette wurde verlängert, da die drei Eisriesen ebenfalls nach innen wanderten und in weiteren Resonanzen eingefangen wurden. [60] Eine weiträumige Wanderung von Neptun nach außen in die Planetesimalscheibe, bevor planetarische Begegnungen beginnen, ist am wahrscheinlichsten, wenn die Planeten in einer 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 Resonanzkette eingefangen wurden, die in 65 . stattfindet % der Simulationen, wenn die Innenkante innerhalb von 2 AE lag. Während diese Resonanzkette die höchste Wahrscheinlichkeit hat, die Wanderung von Neptun zu reproduzieren, sind auch andere Resonanzketten möglich, wenn die Instabilität früh aufgetreten ist. [6]

Eine späte Instabilität kann einem längeren Zeitraum langsamer staubgetriebener Migration gefolgt sein. Die Kombination einer späten Flucht aus einer Resonanzkette, wie sie im Nice-2-Modell beschrieben ist, und einer weitreichenden Migration von Neptun ist unwahrscheinlich. Wenn der innere Rand der Planetesimalscheibe nahe ist, tritt ein frühes Entweichen aus der Resonanz auf, wenn er entfernt ist, wird eine Instabilität typischerweise ausgelöst, bevor eine signifikante Wanderung von Neptun stattfindet. Diese Lücke kann überbrückt werden, wenn auf ein frühes Entweichen aus der Resonanz eine längere Zeit langsamer staubgetriebener Wanderung folgt. Andere Resonanzketten als 3:2, 3:2, 2:1, 3:2 sind in diesem Fall unwahrscheinlich. Instabilitäten treten während der langsamen Wanderung für engere Resonanzketten auf und die entfernte Scheibe ist für entspanntere Resonanzketten unrealistisch schmal. Die Rate der staubgetriebenen Migration verlangsamt sich mit der Zeit, wenn die Rate der Stauberzeugung abnimmt. Daher ist der Zeitpunkt der Instabilität empfindlich gegenüber Faktoren, die die Staubentwicklungsrate bestimmen, wie etwa die Größenverteilung und die Stärke der Planetesimale. [6]

Zeitpunkt der Instabilität Bearbeiten

The timing of the instability in the Nice model was initially proposed to have coincided with the Late Heavy Bombardment, a spike in the impact rate thought to have occurred several hundred million years after the formation of the Solar System. However, recently a number of issues have been raised regarding the timing of the Nice model instability, whether it was the cause of the Late Heavy Bombardment, and if an alternative would better explain the associated craters and impact basins. Most of the effects of the Nice model instability on the orbits of the giant planets and those of the various small body populations that originated in the outer planetesimal disk are independent of its timing, however.

A five-planet Nice model with a late instability has a low probability of reproducing the orbits of the terrestrial planets. Jupiter's and Saturn's period ratio makes the jump from less than 2.1 to greater than 2.3 required to avoid secular resonance crossings in a small fraction of simulations (7%–8.7%) [60] [2] and the eccentricities of the terrestrial planets can also be excited when Jupiter encounters the ice giant. [57] In a study by Nathan Kaib and John Chambers this resulted in the orbits of the terrestrial planets being reproduced in a few percent of simulation with only 1% reproducing both the terrestrial and giant planets orbits. This led Kaib and Chambers to propose that the instability occurred early, before the formation of the terrestrial planets. [2] However, a jump in the ratio of the orbital periods of Jupiter and Saturn is still required to reproduce the asteroid belt, reducing the advantage of an early instability. [69] [70] A previous study by Ramon Brasser, Kevin Walsh, and David Nesvorny found a reasonable chance (greater than 20%) of reproducing the inner Solar System using a selected five-planet model. [40] The shapes of the impact basins on Iapetus are also consistent with a late bombardment. [71] [16]

Sufficient mass may not remain in the planetesimal disk after 400 million years of collisional grinding to fit models of the instability. If the size distribution of the planetesimal disk initially resembled its current distribution and included thousands of Pluto mass objects significant mass loss occurs. This leaves the disk with under 10 Earth masses, while a minimum of 15 Earth masses is needed in current models of the instability. The size distribution also becomes shallower than is observed. These problems remain even if simulations begin with a more massive disk or a steeper size distribution. In contrast, a much lower mass loss and little change in the size distribution occurs during an early instability. [3] If the planetesimal disk began without Pluto mass objects collisional grinding would begin as they formed from smaller object, with the timing depending on the initial size of the objects and mass of the planetesimal disk. [72]

Binary objects such as Patroclus-Menoetius would be separated due to the collisions if the instability was late. Patroclus and Menoetius are a pair of

100 km objects orbiting with a separation of 680 km and relative velocities of

11 m/s. While this binary remains in a massive planetesimal disk it is vulnerable to being separated due to collision. Roughly

90% of similar binaries are separated per hundred million years in simulations and after 400 million years its survival probabilities falls to 7 × 10 −5 . The presence of Patroclus-Menoetius among the Jupiter Trojans requires that the giant planet instability occurred within 100 million years of the formation of the Solar System. [4]

Interactions between Pluto-massed objects in the outer planetesimal disk can result in an early instability. Gravitational interactions between the largest planetesimals dynamically heat the disk, increasing the eccentricities of their orbits. The increased eccentricities also lower their perihelion distances causing some of them to enter orbits that cross that of the outer giant planet. Gravitational interactions between the planetesimals and the planet allow it to escape from the resonance chain and drive its outward migration. In simulations this often leads to resonance crossings and an instability within 100 million years. [5] [7]

The bombardment produced by the Nice model may not match the Late Heavy Bombardment. An impactor size distribution similar to the asteroids would result in too many large impact basins relative to smaller craters. [73] The innermost asteroid belt would need a different size distribution, perhaps due to its small asteroids being the result of collisions between a small number of large asteroids, to match this constraint. [74] While the Nice model predicts a bombardment by both asteroids and comets, [15] most evidence (although not all) [75] points toward a bombardment dominated by asteroids. [76] [77] [78] This may reflect the reduced cometary bombardment in the five-planet Nice model and the significant mass loss or the break-up of comets after entering the inner Solar System, [79] potentially allowing the evidence of cometary bombardment to have been lost. [80] However, two recent estimates of the asteroid bombardment find it is also insufficient to explain the Late Heavy Bombardment. [81] [82] Reproducing the lunar craters and impact basins identified with the Late Heavy Bombardment, about 1/6 of the craters larger than 150 km in diameter, and the craters on Mars may be possible if a different crater-scaling law is used. The remaining lunar craters would then be the result of another population of impactors with a different size distribution, possibly planetesimals left over from the formation of the planets. [83] This crater-scaling law also is more successful at reproducing the more recently formed large craters. [84]

The craters and impact basins identified with the Late Heavy Bombardment may have another cause. Some recently offered alternatives include debris from the impact that formed the Borealis Basin on Mars, [85] and catastrophic collisions among lost planets once orbiting inside Mercury. [86] These explanations have their own potential problems, for example, the timing of the formation of the Borealis basin, [87] and whether objects should remain on orbits inside Mercury's. [88] A monotonically declining bombardment by planetesimals left over from the formation of the terrestrial planets has also been proposed. This hypothesis requires the lunar mantle to have crystallized relatively late which may explain the differing concentrations of highly siderophile elements in the Earth and Moon. [89] A previous work, however, found that the most dynamically stable part of this population would become depleted due to its collisional evolution, making the formation of several or even the last two impact basins unlikely. [90]

According to Nesvorný, colleagues have suggested several names for the hypothetical fifth giant planet—Hades, after the Greek god of the underworld Liber, after the Roman god of wine and a cognate of Dionysus and Bacchus and Mephitis, after the Roman goddess of toxic gases. Another suggestion is "Thing 1" from Dr. Seuss's Cat in the Hat children's book. However, Nesvorný himself does not like such suggestions. [91]

In January 2016, Batygin and Brown proposed that a distant massive ninth planet is responsible for the alignment of the perihelia of several trans-Neptunian objects with semi-major axes greater than 250 AU. [92] And in November 2017, Brown stated in a reply to a Twitter inquiry about the correlation between the five-planet Nice model and Planet Nine "i'd [sic] say it's a good chance that Planet Nine is Nice planet #5" [93] While the mechanism for the ejection of the fifth giant planet in the five-planet Nice model is reminiscent of the origin of Planet Nine, with a gravitational instability including an encounter with Jupiter, other origins have been proposed. Examples include capture from another star, [94] and in situ formation followed by its orbit being altered by a passing star. [95] [96]


Gas Giants Jump Into Planet Formation Early

Gas-giant planets like Jupiter and Saturn form soon after their stars do, according to new research.

Observations from NASA's Spitzer Space Telescope show that gas giants either form within the first 10 million years of a sun-like star's life, or not at all. The study offers new evidence that gas-giant planets must form early in a star's history. The lifespan of sun-like stars is about 10 billion years.

Ilaria Pascucci of the University of Arizona Steward Observatory in Tucson led a team of astronomers who conducted the most comprehensive search for gas around 15 different sun-like stars, most with ages ranging from 3 million to 30 million years.

The scientists used Spitzer's heat-seeking infrared eyes to search for warm gas in the inner portions of star systems, an area comparable to the zone between Earth and Jupiter in our own solar system.

In addition, Pascucci, team member Michael Meyer of the UA Steward Observatory and their colleagues probed for cold gas in the outer regions of these star systems with the Arizona Radio Observatory's 10-meter Submillimeter Telescope (SMT) on Mount Graham, Ariz. The outer zones of these star systems are analogous to the region around Saturn's orbit and beyond in our own solar system.

All of the stars in the study -- including those as young as a few million years -- have less than 10 percent of Jupiter's mass in gas swirling around them, Pascucci said.

"This indicates that gas giant planets like Jupiter and Saturn have already formed in these young solar system analogs, or they never will," Meyer said.

Astronomers suspect that gas around a star may also be important for sending terrestrial, or rocky, planets like Earth into relatively circular orbits as they form. If Earth had a highly elliptical orbit rather than relatively circular one, its temperature swings would be so extreme that humans and other complex organisms might not have evolved.

Many of the sun-like star systems in the study don't currently contain enough gas to send developing rocky planets into circular orbit, Pascucci said. One possibility is that terrestrial planets around these stars have highly elliptical orbits that hinder the development of complex life. Another possibility is that some mechanism other than gas moves the terrestrial planets into circular orbits once they are fully formed. "Our observations tested only the effect of gas," Pascucci said.

Pascucci's paper was published in the Astrophysical Journal in November 2006. The astronomers are presenting a poster of their findings today at the 209th meeting of the American Astronomical Society in Seattle, Wash. The observations were part of the Spitzer Legacy Science Program "Formation and Evolution of Planetary Systems" (FEPS). Meyer, a co-author of the paper, is the principal investigator of the FEPS program.

The Jet Propulsion Laboratory manages the Spitzer Space Telescope mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington. Science operations are conducted at the Spitzer Science Center at Caltech. JPL is a division of Caltech. Spitzer's infrared spectrograph was built by Cornell University, Ithaca, N.Y., its development was led by Jim Houck.

The Arizona Radio Observatory offices are centrally located in the Steward Observatory building on The University of Arizona campus in Tucson.

For more information about Spitzer, visit http://www.spitzer.caltech.edu/spitzer. For more information about the FEPS science team, see http://feps.as.arizona.edu.

Geschichte Quelle:

Materialien zur Verfügung gestellt von University of Arizona. Hinweis: Der Inhalt kann hinsichtlich Stil und Länge bearbeitet werden.


2 Answers 2

I don't think your first paragraph around ice and rock has anything to do with the question on whether gas giants should have Earth-sized moons.

I will try to find the two references I got this from years ago, but the core concept is around the Roche limit. When an accretion disk begins to form a rocky moon there is only a small region where it can form and remain stable. Inside this region it will tend to break up due to tidal forces and spiral in or spread, and outside the region it may escape.

One of the effects of this is the way moons' sizes (in general) tend to follow a bulging curve, small to large to small again. And the possible sizes in the stable region depend on the mass of the primary.

So even if Jupiter could be stable at Earth's orbit, it still wouldn't be likely to have a moon the size of Earth.

Es könnten - as objects can be captured, but it isn't likely to accrete.


Our sun is neighbor to a giant wave of gas

There are many well-known star-forming clouds, shown as red dots in this illustration of the Milky Way. These clouds sit near the sun (yellow). And, it turns out, they actually lie along a wave of star-forming gas newly dubbed the Radcliffe Wave.

WorldWide Telescope, Courtesy of A. Goodman

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February 14, 2020 at 6:45 am

HONOLULU, Hawaii — The Earth and sun sit right next to a wavy rope of gas. It’s got lots of stars being born in it. But astronomers never noticed it before.

“Perhaps the oddest feature is how close it is to the sun, and we didn’t know about it,” said Alyssa Goodman. She is an astrophysicist at Harvard University in Cambridge, Mass. She described the newfound gas at a news conference on January 7. It took place at a meeting, here, of the American Astronomical Society. The finding also was published the same day in Natur.

Stars are born in gas clouds known as stellar nurseries. There are lots of these nurseries nearby, such as the Orion Nebula. And, it turns out, most are actually stretched along one continuous thread of gas. That gas thread stretches roughly 9,000 light-years, Goodman’s team now reports.

The thread resembles a wave. And the wave soars above and below the disk of our galaxy by about 500 light-years. At one point, it comes within 1,000 light-years of our solar system.

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The team dubbed the newly found structure the Radcliffe Wave. Goodman said the team chose this name in honor of the institute where much of the work was done. It was also named for the early 20th century female astronomers from Radcliffe College. The college was a female liberal arts school that eventually became part of Harvard University.

Despite how close the wave is to us, astronomers noticed it only now. And they only noticed it now because of recent advances in the ability to pinpoint distances to known star-forming gas clouds. To nail down those distances, Goodman and her colleagues looked at stars behind the clouds. The team then figured out how dust within those clouds altered the colors of the stars.

The researchers then combined the measurements with distances to those stars. Those data were provided by the European Space Agency’s Gaia satellite. The results allowed the team to map in 3-D the locations of the clouds with newfound precision. And that map showed the gas clouds line up along the wave.

“These kinds of waves have been seen in external galaxies,” says Lynn Matthews. She was not involved with this study. An astrophysicist, she works at the MIT Haystack Observatory in Westford, Mass. The new finding “gives us an opportunity to tie together phenomena that have been observed in several galaxies,” she says. It also helps offer “a unifying picture of what might cause these sorts of features,” she adds.

There’s one take-home message from the study. Another involves a structure called Gould’s Belt. Since 1879, astronomers thought this belt was a nearby ring of stars and gas. But its origin has long been debated. The new study shows it never existed. The ring was just an illusion. It was a 2-D projection of the newly discovered wave onto the sky.

“It’s a very careful study,” says Jay Lockman. He is an astrophysicist at Green Bank Observatory in West Virginia. He, too, was not involved with the new research. “What’s interesting about this [new finding],” he says, “is it ties together a lot of very familiar things in the sky that previously had a very different model.”

How the wave formed is unknown. So is what it means for understanding the Milky Way. The wave “could have been from a collision, something falling down on the Milky Way,” Goodman said. Matthews has another idea. She and her colleagues saw something similar in a spiral galaxy known as IC 2233. As a result, she thinks such gas waves might arise from gravitational disturbances. She thinks that such waves could come the interactions of structures within the galaxy.

“The main point is it’s something internal to the galaxy,” Matthews says. If that’s the case, then there’s no need to have a dwarf galaxy or something else colliding with the Milky Way to make such a wave.

Regardless of how it formed, this gas thread might have interacted with the sun before. The astronomers traced the motion of the sun through space backward in time. This revealed that our solar system likely passed right through Radcliffe’s Wave roughly 13 million years ago. And when it did, it would have made the night sky look amazing. It would have been full of bright, beautiful gas clouds, Matthews said. They “would have been a lot closer and a lot easier to see — and possibly all around us.”

Power Words

2-D: Short for two-dimensional. This term is an adjective for something in a flat world, meaning it has features that can be described in only two dimensions — width and length.

3-D: Short for three-dimensional. This term is an adjective for something that has features that can be described in three dimensions — height, width and length.

astronomer: A scientist who works in the field of research that deals with celestial objects, space and the physical universe.

astrophysicist: A scientist who works in an area of astronomy that deals with understanding the physical nature of stars and other objects in space.

cloud: A plume of molecules or particles, such as water droplets, that move under the action of an outside force, such as wind, radiation or water currents.

colleague: Someone who works with another a co-worker or team member.

galaxy: A group of stars — and usually dark matter — all held together by gravity. Giant galaxies, such as the Milky Way, often have more than 100 billion stars. The dimmest galaxies may have just a few thousand. Some galaxies also have gas and dust from which they make new stars.

illusion: A thing that is or is likely to be wrongly perceived or interpreted by the senses.

light-year: The distance light travels in one year, about 9.48 trillion kilometers (almost 6 trillion miles). To get some idea of this length, imagine a rope long enough to wrap around the Earth. It would be a little over 40,000 kilometers (24,900 miles) long. Lay it out straight. Now lay another 236 million more that are the same length, end-to-end, right after the first. The total distance they now span would equal one light-year.

mass: A number that shows how much an object resists speeding up and slowing down — basically a measure of how much matter that object is made from.

Milchstraße: The galaxy in which Earth’s solar system resides.

nebula: A cloud of space gas and dust existing between major adult stars. Telescopes can detect these clouds by the light they emit or reflect. Some nebulas also appear to serve as the nurseries in which stars are born.

observatory: (in astronomy) The building or structure (such as a satellite) that houses one or more telescopes.

phenomena: Events or developments that are surprising or unusual.

projection: Some feature that extends out (or projects) from the body of a structure.

Satellit: A moon orbiting a planet or a vehicle or other manufactured object that orbits some celestial body in space.

solar system: The eight major planets and their moons in orbit around our sun, together with smaller bodies in the form of dwarf planets, asteroids, meteoroids and comets.

star: The basic building block from which galaxies are made. Stars develop when gravity compacts clouds of gas. When they become hot enough, stars will emit light and sometimes other forms of electromagnetic radiation. The sun is our closest star.

stellar: An adjective that means of or relating to stars.

Sonne: The star at the center of Earth’s solar system. It is about 27,000 light-years from the center of the Milky Way galaxy. Also a term for any sunlike star.

wave: A disturbance or variation that travels through space and matter in a regular, oscillating fashion.

Zitate

Meeting:​ ​​ A.A. Goodman et al. A new feature of the galaxy revealed by 3D dust mapping. American Astronomical Society meeting, Honolulu, Hawaii, January 7, 2020.

Journal: J. Alves et al. A galactic-scale gas wave in the solar neighborhood. Natur. Published online January 7, 2020. doi:10.1038/s41586-019-1874-z.

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A 'super-puff' planet like no other

The core mass of the giant exoplanet WASP-107b is much lower than what was thought necessary to build up the immense gas envelope surrounding giant planets like Jupiter and Saturn, astronomers at Université de Montréal have found.

This intriguing discovery by Ph.D. student Caroline Piaulet of UdeM's Institute for Research on Exoplanets (iREx) suggests that gas-giant planets form a lot more easily than previously believed.

Piaulet is part of the groundbreaking research team of UdeM astrophysics professor Björn Benneke that in 2019 announced the first detection of water on an exoplanet located in its star's habitable zone.

Published today in the Astronomical Journal with colleagues in Canada, the U.S., Germany and Japan, the new analysis of WASP-107b's internal structure "has big implications," said Benneke.

"This work addresses the very foundations of how giant planets can form and grow," he said. "It provides concrete proof that massive accretion of a gas envelope can be triggered for cores that are much less massive than previously thought."

As big as Jupiter but 10 times lighter

WASP-107b was first detected in 2017 around WASP-107, a star about 212 light years from Earth in the Virgo constellation. The planet is very close to its star -- over 16 times closer than the Earth is to the Sun. As big as Jupiter but 10 times lighter, WASP-107b is one of the least dense exoplanets known: a type that astrophysicists have dubbed "super-puff" or "cotton-candy" planets.

Piaulet and her team first used observations of WASP-107b obtained at the Keck Observatory in Hawai'i to assess its mass more accurately. They used the radial velocity method, which allows scientists to determine a planet's mass by observing the wobbling motion of its host star due to the planet's gravitational pull. They concluded that the mass of WASP-107b is about one tenth that of Jupiter, or about 30 times that of Earth.

The team then did an analysis to determine the planet's most likely internal structure. They came to a surprising conclusion: with such a low density, the planet must have a solid core of no more than four times the mass of the Earth. This means that more than 85 percent of its mass is included in the thick layer of gas that surrounds this core. By comparison, Neptune, which has a similar mass to WASP-107b, only has 5 to 15 percent of its total mass in its gas layer.

"We had a lot of questions about WASP-107b," said Piaulet. "How could a planet of such low density form? And how did it keep its huge layer of gas from escaping, especially given the planet's close proximity to its star?

"This motivated us to do a thorough analysis to determine its formation history."

A gas giant in the making

Planets form in the disc of dust and gas that surrounds a young star called a protoplanetary disc. Classical models of gas-giant planet formation are based on Jupiter and Saturn. In these, a solid core at least 10 times more massive than the Earth is needed to accumulate a large amount of gas before the disc dissipates.

Without a massive core, gas-giant planets were not thought able to cross the critical threshold necessary to build up and retain their large gas envelopes.

How then do explain the existence of WASP-107b, which has a much less massive core? McGill University professor and iREx member Eve Lee, a world-renowned expert on super-puff planets like WASP-107b, has several hypotheses.

"For WASP-107b, the most plausible scenario is that the planet formed far away from the star, where the gas in the disc is cold enough that gas accretion can occur very quickly," she said. "The planet was later able to migrate to its current position, either through interactions with the disc or with other planets in the system."

Discovery of a second planet, WASP-107c

The Keck observations of the WASP-107 system cover a much longer period of time than previous studies have, allowing the UdeM-led research team to make an additional discovery: the existence of a second planet, WASP-107c, with a mass of about one-third that of Jupiter, considerably more than WASP-107b's.

WASP-107c is also much farther from the central star it takes three years to complete one orbit around it, compared to only 5.7 days for WASP-107b. Also interesting: the eccentricity of this second planet is high, meaning its trajectory around its star is more oval than circular.

"WASP-107c has in some respects kept the memory of what happened in its system," said Piaulet. "Its great eccentricity hints at a rather chaotic past, with interactions between the planets which could have led to significant displacements, like the one suspected for WASP-107b."

Beyond its formation history, there are still many mysteries surrounding WASP-107b. Studies of the planet's atmosphere with the Hubble Space Telescope published in 2018 revealed one surprise: it contains very little methane.

"That's strange, because for this type of planet, methane should be abundant," said Piaulet. "We're now reanalysing Hubble's observations with the new mass of the planet to see how it will affect the results, and to examine what mechanisms might explain the destruction of methane."

The young researcher plans to continue studying WASP-107b, hopefully with the James Webb Space Telescope set to launch in 2021, which will provide a much more precise idea of the composition of the planet's atmosphere.

"Exoplanets like WASP-107b that have no analogue in our Solar System allow us to better understand the mechanisms of planet formation in general and the resulting variety of exoplanets," she said. "It motivates us to study them in great detail."

"WASP-107b's density is even lower: a case study for the physics of gas envelope accretion and orbital migration," by Caroline Piaulet et al., was posted today in the Astronomical Journal. DOI: 10.3847/1538-3881/abcd3c. In addition to Piaulet (iREx Ph.D. student, Université de Montréal) and professors Björn Benneke (iREx, Université de Montréal) and Eve Lee (iREx, McGill Space Institute, McGill University), the research team includes Daniel Thorngren (iREx Postdoctoral Fellow, Université de Montréal) and Merrin Peterson (iREx M.Sc student), and 19 other co-authors from Canada, the United States, Germany and Japan.

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Most Earth-like exoplanet ever found started out as a gas giant

The most earthlike planet yet found around another star may be the rocky remains of a Saturn-sized gas giant, according to research presented January 6 at the American Astronomical Society meeting in Washington.

"The first planets detected outside our solar system 15 years ago turned out to be enormous gas-giants in very tight orbits around their stars. We call them 'hot Jupiters,' and they weren't what astronomers expected to find," said Brian Jackson at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md. "Now, we're beginning to see Earth-sized objects in similar orbits. Could there be a connection?"

Jackson and his colleagues turned to CoRoT-7b, the smallest planet and the most like Earth that astronomers have found to date. Discovered in February 2009 by the Convection, Rotation and Planetary Transits (CoRoT) satellite, a mission led by the French Space Agency, CoRoT-7b takes just 20.4 hours to circle its sunlike star, located 480 light-years away in the constellation Monoceros. Astronomers believe the star is about 1.5 billion years old, or about one-third the sun's age.

"CoRoT-7b is almost 60 times closer to its star than Earth, so the star appears almost 360 times larger than the sun does in our sky," Jackson said. As a consequence, the planet's surface experiences extreme heating that may reach 3,600 degrees Fahrenheit on the daylight side. CoRoT-7b's size (70 percent larger than Earth) and mass (4.8 times Earth's) indicate that the world is probably made of rocky materials.

"But with such a high dayside temperature, any rocky surface facing the star must be molten, and the planet cannot retain anything more than a tenuous atmosphere, even one of vaporized rock," Jackson said. He estimates that solar heating may have already cooked off several Earth masses of material from CoRoT-7b.

With the help of computer models that track the planet's mass loss and orbital changes, the researchers have turned back the planet's clock.

"There's a complex interplay between the mass the planet loses and its gravitational pull, which raises tides on the star," Jackson explained. Those tides gradually change the planet's orbit, drawing it inward in a process called tidal migration. But closer proximity to the star then increases the mass loss, which in turn slows the rate of orbital change.

After accounting for the give-and-take of mass loss and tidal migration, the team finds that CoRot-7b could have weighed in at 100 Earth masses -- or about the heft of Saturn -- when it first formed. At that time, it orbited 50 percent farther from its star than it does now.

The researchers also show that regardless of whether CoRot-7b started life as a Saturn-like gas giant or as a rocky world, the planet has probably lost many Earth masses of material since its formation.

"You could say that, one way or the other, this planet is disappearing before our eyes," Jackson said.

He suggests that similar processes likely have influenced many other exoplanets that lie close to their stars. In fact, several recent studies suggest that many hot Jupiters have undergone similar mass loss and tidal evolution, perhaps leaving behind remnant cores similar to CoRoT-7b.

"CoRoT-7b may be the first in a new class of planet -- evaporated remnant cores," Jackson said. "Studying the coupled processes of mass loss and migration may be crucial to unraveling the origins of the hundreds of hot, earthlike planets space missions like CoRoT and NASA's Kepler will soon uncover."

The research team also includes Neil Miller and Jonathan Fortney at the University of California, Santa Cruz Rory Barnes at the University of Washington's Virtual Planet Lab in Seattle Sean Raymond at the Astrophysical Laboratory of Bordeaux, France and Richard Greenberg at the University of Arizona, Lunar and Planetary Lab, in Tucson.


Schau das Video: What If the Earth Collided With Another Planet? (September 2022).


Bemerkungen:

  1. Myrna

    Vielen Dank an den Autor für diesen wunderbaren Beitrag!

  2. Ophir

    And how in such a case to enter?

  3. Ives

    Es ist eine Schande!

  4. Fugol

    Was für rührende Worte :)

  5. Vudogal

    Ich denke, dass Sie einen Fehler begehen. Ich kann es beweisen. Schreiben Sie mir in PM, wir werden diskutieren.



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