Mietin .. onko Tau Cetin ympärillä asuttavaa eksoplaneetta?
Mietin .. onko Tau Cetin ympärillä asuttavaa eksoplaneetta?
TLDR-versio: luultavasti ei, ja väitteet planeettojen asuttavuudesta tässä järjestelmässä ovat epävakaalla pohjalla.
Seuraava on seuraava versio.
Joten Feng et ai. (2017), Tau Cetin ympärillä on neljä planeetan ehdokasta:
Huomaa, että nimitykset Tau Ceti b , c ja d viittaavat planeetan ehdokkaisiin, joiden ei enää uskota olevan olemassa. Virhepalkit viittaavat prosentteihin 1% ja 99%. $ M_ \ oplus $ on maapallon massa.
Feng ym. (2017) -artikkelissa todetaan myös, että järjestelmä on dynaamisesti pakattu, mikä ei edusta hyviä mahdollisuuksia uusien planeettojen löytymiselle tunnettujen planeettakandidaattien välillä (huomaa, että heidän kuvassa 17 on alueita, joilla planeetat häiritsevät toisiaan , ei ylimääräisen planeetan vakausalueita).
Tutkimuksen johtopäätöksen mukaan Tau Cetin kirkkaus on 0,52 kertaa aurinko ja efektiivinen lämpötila 5344 K. Näitä arvoja käyttämällä voidaan asuinkelpoiset vyöhykerajat laskea Kopparapu et ai. (2013), jossa oletetaan, että asumiskelpoiset olosuhteet ylläpidetään karbonaatti-silikaattisyklin avulla, jolloin hiilidioksidi on tärkein (kondensoitumaton) kasvihuonekaasu.
Kostean kasvihuoneen raja on konservatiivisimmalla sisärajalla se tapahtuu, kun ylempään ilmakehään tulee riittävästi vesihöyryä, että vesihäviö alkaa tapahtua planeetalta. Aurinkokunnassamme maapallo sijaitsee lähellä tätä rajaa konservatiivisimman asumiskelpoisen vyöhykkeen sisäosassa.
Kasvihuonekaasujen raja tapahtuu silloin, kun vesihöyryn positiivinen palaute ylittää silikaatin stabiloivan negatiivisen palautteen -karbonaattisykli, joka johtaa valtamerien haihtumiseen ja korkeampiin lämpötiloihin. Tämän uskotaan tapahtuneen Venuksella, jättäen planeetan nykyiseen tilaansa.
Viimeaikainen Venus-raja perustuu mahdollisuuteen, että Venus on saattanut säilyttää valtameret useita miljardeja vuosia. Tätä ei tiedetä varmasti, koska tietämyksemme Venuksen evoluutiosta on melko epätäydellistä eikä olosuhteet planeetan pinnalla ole suotuisat kuljettajien ajamiseksi geologian tutkimisessa.
Tästä voimme nähdä, että Tau Ceti e sijaitsee lähellä viimeaikaista Venuksen rajaa ja on lähempänä tähtiä kuin pakeneva kasvihuoneen raja. Tämä viittaa siihen, että kaikki mahdollisesti olemassa olleet valtameret olisivat todennäköisesti kiehuneet, jättäen planeetan Venuksen kaltaiseen tilaan.
Planeetat g ja h ovat liian lähellä tähtiä.
Kasvihuoneiden enimmäisraja on kauimpana etäisyydestä tähdestä, jonka pilvettömät hiilidioksidiatmosfäärit voivat tukea nestemäisen veden kanssa yhteensopivia olosuhteita. Tämän lisäksi lisääntynyt sironta johtaa planeetan lisääntyneeseen heijastavuuteen ja CO 2 alkaisi tiivistyä poistamalla sen ilmakehästä ja johtavan pakenevaan jäähdytykseen. Tämä on konservatiivisin ulomman asuttavan alueen raja. Huomaa, että tässä vaiheessa planeetta tarvitsee useita CO 2 -baareja, mikä tekisi siitä myrkyllisen ihmisille.
Marsin varhainen raja perustuu havaintoon, jonka Mars onnistui ylläpitää pintavettä (esim. erilaiset joet ja mahdollinen pohjoinen valtameri) varhaisessa aurinkokunnassa, kun aurinko oli huomattavasti heikompaa kuin nykyään. Tau Ceti f sijaitsee aivan tämän rajan yläpuolella.
Yksikään planeetoista ei kuulu konservatiivisimpaan asutettavaan vyöhykkeeseen, ja Tau Ceti e ja f ovat asuinkelpoisten vyöhykerajojen optimistisimpien arvioiden rajat. Asumisalueen laajentamiseen on kuitenkin vaihtoehtoja.
Sisärajalla voitaisiin välttää karkaava kasvihuoneilmiö kuivilla planeetoilla, joissa höyrystämiseen ei yksinkertaisesti ole tarpeeksi vettä positiivisen palautteen aikaansaamiseksi, ks. Zsom et ai. (2013). Minulle ei ole selvää, että tällaista planeettaa voidaan kuvata asuttavaksi, koska sellaisilta planeetoilta saattaa puuttua hydrotermiset järjestelmät, jotka voisivat toimia abiogeneesin paikoina. Niiden geologinen kehitys olisi todennäköisesti huomattavasti erilainen kuin maapallon ilman vettä voidellakseen levytektoniaa.
Toinen mahdollisuus on hitaasti pyörivillä planeetoilla, joihin merkittävät pilvikerrokset voivat muodostua planeetan päivän puolelle ja lisätä heijastavuutta, kuten Yang et ai. (2014). Toisaalta Scholz et ai. (2018) ovat huomanneet, että näyttää olevan universaali massa-spin-suhde, joka ulottuu planeetoista ruskeisiin kääpiöihin. Tämä ennustaa, että supermaapallot pyörivät todennäköisesti liian nopeasti, jotta tämä mekanismi toimisi, ellei niitä ole pyörittänyt tähtien vuorovesi tai suuri kuu.
Ulkorajalla voi lisätä kasvihuonekaasuja, kuten metaania. työtä ulkokäyttöön tarkoitetun alueen laajentamiseksi, katso esimerkiksi Ramirez & Kaltenegger (2018). Tätä on ehdotettu mekanismiksi pintaveden sallimiseksi Marsilla, mikä viittaa siihen, että "Early Mars" -raja on havaittu datapiste metaanin asuttavalla vyöhykkeellä. Toinen mahdollisuus on, että tiheä vetyatmosfääri voisi ylläpitää nestemäistä vettä, esim. Pierrehumbert & Gaidos (2011), vaikka tällaisen ilmakehän paine voi hyvinkin vaikuttaa planeetan geologiaan ja siten potentiaaliin abiogeneesiin.
Planeetat, joiden ilmastoa vakauttaa jollakin muulla kuin karbonaatti-silikaattisyklillä tai olennaisesti erilaisilla ilmakehän koostumuksilla olisi erilaiset asutuskelpoiset vyöhykerajat (jos jäisissä maailmoissa olevat maanalaiset valtameret ovat asuttavia, ulommassa roskavyöhykkeessä voi olla mielenkiintoisia näkymiä kääpiö planeetoille), saada tarpeeksi spekulatiivista, lisäksi on olemassa toinen mahdollinen vastalause näiden planeettojen asuttavuudelle ...
Radiaalinopeusmenetelmän rajoitus on, että vain minimimassat voidaan johtaa. Tau Cetin avulla meillä on mahdollinen keino arvioida todelliset massat: tähtiä ympäröi roskilevy (tämä todennäköisesti tarjoaisi iskujen lähteen planeetoille, kuinka paha tilanne riippuu siitä, kuinka paljon materiaalia häiritään sisäinen järjestelmä). Käyttämällä Herschelin havaintoja Lawler et ai. (2014) antaa kaltevuuden 35 ± 10 astetta. Olettaen, että planeetat ovat samassa tasossa levyn kanssa, todelliset massat olisivat siten noin 1,74 kertaa suuremmat kuin minimimassat.
Tämän oletuksen mukaan sekä planeettojen todelliset massat e että f tulevat noin 6,85 maapallon massaa. Ottaen pienimmän virhepalkin 99%: n alarajan ja kiertoradan 45 °: n kaltevuuden matalaksi arvioksi nämä olisivat 4,65 maapalloa e: lle ja 3,62 maapalloa f: lle.
Rogers (2014) mukaan siirtymä kallioisten ja Neptunuksen kaltaisten planeettojen välillä on noin 1,4 - 1,6 maapallon sädettä. Käyttämällä Zeng et ai. (2016) ja niiden ydinmassaosuus 0,26 tyypillisille maanpäällisille planeetoille, nämä säderajat vastaavat maanpäällisiä planeettoja, joiden massa on noin 3,3 - 5,4.
Tämä viittaa siihen, että Tau Ceti e ja f ovat melko todennäköisesti neptunusten alapuolella eikä kallioisilla planeetoilla, vaikka huomautukset ovat, että optimistisessa tapauksessa niiden massat voivat olla kallioisen / Neptunuksen kaltaisen siirtymän alapuolella, ja että siirtymän yläpuolella näyttää olevan muutamia tapauksia kivikkoisia planeettoja (Suurin osa niistä on todennäköisesti Neptunuksen kaltaisten planeettojen höyrystyneitä ytimiä, joita ei sovelleta Tau Ceti e: een ja f: eihin, koska niiden tähtien säteilytysaste on paljon alhaisempi).
Nykyisen tietämyksen perusteella Tau Ceti ei näytä hyvältä mahdollisuudelta asuttaville planeetoille. Tau Ceti e ja f ovat melko marginaalisia niiden sijainnin suhteen asuttavalla vyöhykkeellä, ja niiden massat ovat riittävän suuret, jotta on hyvät mahdollisuudet, että ne ovat sub-Neptuneja eikä kivisiä planeettoja. Järjestelmän dynaaminen pakkaus tekee epätodennäköiseksi, että tunnettujen planeettojen välissä asumisalueella voi olla pienempi, lauhkea planeetta.