Astronomía

Temperatura de un punto subestelar en un planeta sin aire bloqueado por mareas

Temperatura de un punto subestelar en un planeta sin aire bloqueado por mareas


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.

Si los componentes de un hipotético planeta de cuerpo negro fueran sólidos a todas las temperaturas, ¿el punto subestelar en el planeta sin aire bloqueado por mareas (1: 1) eventualmente se calentaría hasta la temperatura de la superficie de la estrella que está orbitando? Este material sería un conductor de calor muy pobre.

Además, ¿se acercaría la temperatura en el punto opuesto a la temperatura de fondo cósmico de 2,7 K?


El planeta alcanzaría un equilibrio en el que la cantidad de calor absorbido es igual a la cantidad de calor irradiado. Si no hay forma de transferir calor en el planeta (sin conducción, sin atmósfera), entonces esa condición debe aplicarse localmente.

El flujo irradiado desde la superficie de un cuerpo negro (en W / m$^2$) es dado por $ sigma T ^ 4 $, dónde $ sigma $ es la constante y constante de Stefan $ T $ es la temperatura.

Si el punto subestelar es una distancia $ d $ de la estrella, y la luminosidad de la estrella está dada por $ L simeq 4 pi R ^ 2 sigma T _ {*} ^ 4 $ (asumiendo que también es un cuerpo negro con radio $ R $ y temperatura $ T _ * $) y asumiendo $ d gg R $ para evitar algunas molestias geométricas innecesarias, entonces el flujo absorbido en el punto subestelar es $ L / 4 pi d ^ 2 $. Todo el flujo se absorbe, ya que desea asumir un cuerpo negro.

Por tanto, la temperatura del punto subestelar en equilibrio está dada por $$ sigma T ^ 4 = frac {4 pi R ^ 2 sigma T _ * ^ {4}} {4 pi d ^ 2}, $$ $$ T = T_ * left ( frac {R} {d} right) ^ {1/2} $$

Dado que asumimos que $ d gg R $ entonces claramente $ T .

En otros puntos de la superficie del planeta, recibirá un flujo reducido de la estrella, simplemente porque el flujo de la estrella incide en ángulo con la superficie expuesta, por lo que la temperatura de equilibrio será menor.

En el lado no iluminado del planeta no hay iluminación de la estrella, sino un flujo casi isotrópico del fondo de microondas cósmico igual a $ sigma T _ { rm CMB} ^ 4 $ sobre la superficie de entrada. Por lo tanto, en ausencia de cualquier otra fuente de calor, ese lado asumirá la temperatura del CMB en equilibrio.


La habitabilidad sigue vigente en los exoplanetas terrestres bloqueados por mareas

Título:El atrapamiento de agua en exoplanetas terrestres bloqueados por mareas requiere condiciones especiales
Autores:
Jun Yang, Yonggang Liu, Yongyun Hu y Dorian S. Abbot
Institución del primer autor:
Universidad de Chicago
Estado: Aceptado en The Astrophysical Journal Letters

Hemos hablado muchas veces antes en Astrobites sobre exoplanetas habitables, definidos por si pueden retener agua líquida en sus superficies. En primer lugar, se trata de la zona habitable, también conocida como & # 8220Goldilocks zone & # 8221 o la & # 8220just right & # 8221 distancia a la que un planeta puede orbitar su estrella donde el agua de la superficie del planeta & # 8217s no se congelará ni se hervirá. fuera. Pero la distancia desde la estrella (que se traduce directamente en la cantidad de radiación estelar recibida por el planeta) es solo la aproximación de primer orden para comprender verdaderamente el estado de un planeta y el agua, tenemos que comprender los detalles del planeta. atmósfera y circulación de calor. Esto está más allá de las capacidades de observación actuales, pero podemos aplicar modelos para decirnos qué tipos de planetas son buenos candidatos para la habitabilidad.

Yang y sus colaboradores exploran un subconjunto específico de exoplanetas: exoplanetas rocosos bloqueados por mareas que orbitan alrededor de estrellas M. Las estrellas M son el tipo de estrella más común con diferencia, y debido a que son estrellas pequeñas y frías, sus zonas habitables están ubicadas cerca. Esto da como resultado el bloqueo de mareas para muchos planetas de zonas habitables. Los planetas bloqueados por mareas orbitan de manera que un lado siempre mira hacia su estrella y un lado hacia el espacio. En consecuencia, tienen enormes gradientes de temperatura entre sus lados diurno y nocturno. La circulación atmosférica en estos planetas tenderá a transportar agua desde el lado diurno del planeta (donde se evapora) hacia el lado nocturno (donde se condensa fuera de la atmósfera). Una vez en el lado frío de la noche, se congelará y potencialmente quedará atrapado como hielo. Pero, ¿cuánta agua se congela? Una vez que se congela, ¿se pierde para siempre como líquido? Para comprender este escenario de manera más completa, los modelos de circulación atmosférica deben combinarse con modelos que describen el flujo de los océanos, así como las capas de hielo tanto terrestres como marinas.

Yang y sus colaboradores utilizan modelos desarrollados para estudiar el clima de la Tierra, que comprenden modelos acoplados para estudiar la atmósfera, el océano, el hielo marino y la tierra. En todos los casos, examinan un exoplaneta típico de una súper-Tierra con un período de 37 días, un radio de 1,5 radios terrestres y una gravedad 1,38 veces mayor que la de la Tierra, pero con una variedad de configuraciones continentales / oceánicas. Examinan un mundo acuático sin continentes y tres profundidades oceánicas diferentes, un planeta con un supercontinente que cubre el lado nocturno y un océano en el lado diurno, con elevación y profundidad uniformes, respectivamente, y un planeta que se parece a la Tierra moderna, con un punto subestelar en los océanos Atlántico o Pacífico, o en África.

Figura 1. Diagrama que muestra la cantidad de agua para tres tipos diferentes de planetas. A la izquierda hay un mundo acuático, donde el agua y el hielo se transportan fácilmente entre los lados del día caluroso y la noche fría, lo que resulta en pocas trampas de hielo. En el centro, un planeta con un gran continente que cubre el lado nocturno aún mantiene un océano considerable, porque el alto flujo de calor del planeta mantiene pequeña la capa de hielo. En el panel derecho, también con un continente del lado nocturno pero con un flujo de calor más bajo, la capa de hielo continental crece, atrapando la mayor parte del agua del planeta. Este último es el peor escenario de habitabilidad, pero solo es posible cuando el flujo de calor es bajo, los continentes están todos en el lado nocturno y las reservas de agua en general son pequeñas en comparación con las reservas de agua de la Tierra. (Crédito: Yang et al. 2014)

Para el mundo acuático, encuentran que el hielo en el lado nocturno se vuelve de solo 5,4 metros de espesor, dejando mucha agua líquida en el planeta. Si bien el hielo se forma en el lado nocturno, también se derrite continuamente por las corrientes oceánicas cálidas que circulan desde el lado diurno y por los vientos superficiales que empujan las capas de hielo hacia el punto subestelar más cálido. Yang agrega aquí barreras continentales, que van de norte a sur en los terminadores este y oeste (las líneas divisorias de día / noche, un punto geográfico fijo en un planeta bloqueado por las mareas), para investigar qué sucede si el transporte del océano y el hielo se ve interrumpido por una tierra. barrera. En este caso, el hielo crece a 1000 metros de espesor, atrapando efectivamente el agua en forma de hielo.

En un planeta con un supercontinente en el lado nocturno del planeta, el agua que está atrapada como capas de hielo continentales se maximiza para un flujo de calor geotérmico bajo. Para un planeta con reservas de agua y flujo de calor de la Tierra, aproximadamente la mitad de su océano quedaría atrapado en tal escenario. Para una súper Tierra, que probablemente tendría un flujo de calor más alto, solo un pequeño océano, de unos pocos cientos de metros de espesor, quedaría atrapado. Consulte la Figura 1 para ver una comparación entre este escenario y el mundo acuático.

Figura 2. Para un planeta con la configuración continental # 8217 de la Tierra moderna, se muestran los espesores de la capa de hielo para los océanos (izquierda) y la tierra (derecha). La barra de color muestra el espesor del hielo, los contornos muestran temperaturas del aire en la superficie de 0, 5 y 7 grados C, y las flechas indican la velocidad del hielo marino. El punto negro indica el punto subestelar. Esto es para un planeta con un flujo de calor bajo. La mayoría de las súper Tierras bloqueadas por mareas probablemente tendrían un flujo de calor más alto, lo que resultaría en capas de hielo mucho más delgadas. (Crédito: Yang et al. 2014)

Si se estudian continentes menos artificiales, como la actual configuración continental de la Tierra y la # 8217, el hielo permanece

10 metros de espesor en la mayoría de las áreas, aunque puede crecer hasta

100 metros en algunas regiones aisladas como la bahía de Baffin o principalmente mares interiores. Incluso los pequeños pasajes entre continentes permiten el transporte suficiente de hielo marino y corrientes de agua para evitar atrapar una cantidad crítica de agua en el hielo. Consulte la Figura 2 para obtener más detalles.

En conclusión, ¡las perspectivas de habitabilidad para estos planetas bloqueados por las mareas son bastante buenas! Los planetas oceánicos pueden transportar de manera eficiente el hielo de regreso al lado diurno para que se derrita, e incluso pequeños cortes en la cobertura continental son suficientes para evitar que cantidades críticas de agua queden atrapadas en las capas de hielo oceánicas o terrestres. Será difícil detectar las diferencias entre este tipo de planetas mediante la observación, pero mirar las mediciones de reflectividad podría indicar una cobertura de tierra / agua / hielo en los planetas.


3 respuestas 3

Dado que la inercia de un planeta es bastante enorme, la gran cantidad de energía necesaria para romper la rotación sincrónica tendría efectos bastante cataclísmicos en la geología, geografía, ecología y todos los demás aspectos del planeta. Si bien es posible que no termine con una bola de lava incandescente, ciertamente experimentará terremotos violentos, erupciones volcánicas, dislocaciones extremas de los ciclos hidráulico y atmosférico, etc. Sería realmente desagradable vivir allí, por decir lo menos.

Dado que no especificó qué tan rápido girará el planeta después, asumiré que girará bastante lentamente (solo se necesitaría una cantidad "modesta" de energía para esto, tal vez una estrella de neutrones que pasa o algo así). Dado que las fuerzas gravitacionales que operan en el planeta desde el sol permanecen constantes y activas durante toda la vida útil del planeta y la estrella, parece razonable suponer que el sistema se establecerá en algún otro ciclo periódico, tal vez como Mercurio con su extraña resonancia. período de rotación / orbital. Las fuerzas de marea que bloquearon el planeta en rotación sincrónica en primer lugar todavía estarán en funcionamiento.

En cuanto a cualquier forma de vida en el planeta, todo lo que evolucionó para un estilo de vida sedentario basado en su ubicación en relación con el "polo caliente" probablemente se extinguirá, y la mayoría de las formas de vida más grandes que pastaron en cualquier vegetación que llenara ese nicho ecológico, y todos los depredadores, parásitos, simbiontes, etc. que participan de esa parte de la red ecológica también se extinguirán. Lo más probable es que su planeta se reduzca al equivalente de líquenes y musgo durante eones mientras los ciclos hidráulico y atmosférico se restablecen en un nuevo equilibrio y la ecología se puede estabilizar.

Por otro lado, dada la proximidad del planeta a la estrella, la liberación de energía suficiente para romper la rotación sincrónica del planeta probablemente también se distribuirá a la estrella, por lo que, además de todo lo demás, la estrella podría tener mucho más alto. actividad y esterilizar el planeta con llamaradas violentas, haciendo que gran parte de lo escrito anteriormente sea discutible.


Temperatura de un punto subestelar en un planeta sin aire bloqueado por las mareas - Astronomía

Los planetas de período corto exhiben contrastes de temperatura entre el día y la noche de cientos a miles de kelvin. También exhiben desplazamientos de puntos calientes hacia el este, por lo que la región más caliente del planeta está al este del punto subestelar 1, esto ha sido ampliamente interpretado como advección de calor debido a los vientos del este 2. Presentamos las observaciones de la fase térmica del Júpiter CoRoT-2b caliente obtenidas con la Cámara de Matriz de Infrarrojos (IRAC) en el Telescopio Espacial Spitzer. Estas mediciones muestran la detección más robusta hasta la fecha de un desplazamiento del punto caliente hacia el oeste de 23 ± 4 °, en contraste con los otros nueve planetas con medidas equivalentes 3-10. El peculiar mapa de flujo infrarrojo de CoRoT-2b puede resultar de los vientos hacia el oeste debido a la rotación no sincrónica 11 o los efectos magnéticos 12,13, o la cobertura parcial de nubes, que oscurecen el flujo emergente del hemisferio oriental 14-17 del planeta. La rotación no sincrónica y los efectos magnéticos también pueden explicar el radio anormalmente grande del planeta 12,18. Por otro lado, la cobertura de nubes parcial podría explicar el espectro de emisión del lado del día sin rasgos distintivos del planeta 19,20. Si CoRoT-2b no está bloqueado por mareas, significa que nuestra comprensión de la interacción estrella-planeta de las mareas es incompleta. Si el desplazamiento hacia el oeste se debe a efectos magnéticos, nuestro resultado representa una oportunidad para estudiar el campo magnético de un exoplaneta. Si tiene nubes orientales, significa que se requiere una mayor comprensión de la circulación a gran escala en planetas bloqueados por mareas.


Opciones de acceso

Obtenga acceso completo a la revista durante 1 año

Todos los precios son precios NETOS.
El IVA se agregará más adelante en el proceso de pago.
El cálculo de impuestos se finalizará durante el pago.

Obtenga acceso a artículos por tiempo limitado o completo en ReadCube.

Todos los precios son precios NETOS.


Áreas temáticas de ASJC Scopus

  • APA
  • Estándar
  • Harvard
  • Vancouver
  • Autor
  • BIBTEX
  • RIS

Restricciones de longitud de onda múltiple en los patrones de circulación día-noche de HD 189733b. / Knutson, Heather A. Charbonneau, David Cowan, Nicolas B. Fortney, Jonathan J. Showman, Adam P. Agol, Eric Henry, Gregory W.Everett, Mark E. Allen, Lori E.

En: Astrophysical Journal, vol. 690, núm. 1, 2009, pág. 822-836.

Resultado de la investigación: Contribución a la revista ›Artículo› revisión por pares

T1 - Restricciones de longitud de onda múltiple en los patrones de circulación día-noche de HD 189733b

N2: presentamos nuevas observaciones de Spitzer de la variación de fase del Júpiter HD 189733b caliente en el paso de banda MIPS de 24 μm, que abarca la misma parte de la órbita del planeta que nuestras observaciones anteriores en el paso de banda de 8 μm del IRAC (Knutson et al. 2007). Encontramos que el flujo mínimo promediado por el hemisferio del planeta en este paso de banda es el 76% ± 3% del flujo máximo, lo que corresponde a las temperaturas de brillo promediadas por el hemisferio mínimo y máximo de 984 ± 48 K y 1220 ± 47 K, respectivamente. El planeta alcanza su flujo máximo en una fase orbital de 0.396 ± 0.022, correspondiente a una región caliente desplazada 20 ° -30 ° al este del punto subestelar. Debido a que los Júpiter calientes bloqueados por las mareas tendrían enormes diferencias de temperatura entre el día y la noche en ausencia de vientos, la pequeña amplitud de la variación de fase observada indica que la atmósfera del planeta transporta eficientemente la energía térmica desde el lado diurno al lado nocturno en la fotosfera de 24 μm. lo que lleva a modestas diferencias de temperatura entre el día y la noche. Las similitudes entre las curvas de fase de 8 y 24 μm para HD 189733b nos llevan a concluir que la circulación en este planeta se comporta de una manera fundamentalmente similar en todo el rango de presiones detectadas por estas dos longitudes de onda. Los modelos de transferencia radiativa unidimensionales indican que la banda de 8 μm debería sondar presiones 2-3 veces mayores que a 24 μm, aunque la abundancia incierta de metano complica la interpretación. Si estos dos pasos de banda sondean presiones diferentes, indicaría que la temperatura varía solo débilmente entre las dos profundidades detectadas y, por lo tanto, que la atmósfera no es convectiva a estas altitudes. También presentamos un análisis de la posible contribución de las manchas estelares a la serie de tiempo tanto en 8 como en 24 μm basado en observaciones terrestres casi simultáneas y observaciones adicionales de Spitzer. Tener en cuenta los efectos de estos puntos da como resultado una temperatura del lado nocturno ligeramente más cálida para el planeta en ambos pasos de banda, pero de otra manera no afecta nuestras conclusiones.

AB - Presentamos nuevas observaciones de Spitzer de la variación de fase del Júpiter HD 189733b caliente en el paso de banda MIPS de 24 μm, que abarca la misma parte de la órbita del planeta que nuestras observaciones anteriores en el paso de banda de 8 μm del IRAC (Knutson et al. 2007). Encontramos que el flujo mínimo promediado por el hemisferio del planeta en este paso de banda es el 76% ± 3% del flujo máximo, lo que corresponde a las temperaturas de brillo promediadas por el hemisferio mínimo y máximo de 984 ± 48 K y 1220 ± 47 K, respectivamente. El planeta alcanza su flujo máximo en una fase orbital de 0.396 ± 0.022, correspondiente a una región caliente desplazada 20 ° -30 ° al este del punto subestelar. Debido a que los Júpiter calientes bloqueados por las mareas tendrían enormes diferencias de temperatura entre el día y la noche en ausencia de vientos, la pequeña amplitud de la variación de fase observada indica que la atmósfera del planeta transporta eficientemente la energía térmica desde el lado diurno al lado nocturno en la fotosfera de 24 μm. lo que lleva a modestas diferencias de temperatura entre el día y la noche. Las similitudes entre las curvas de fase de 8 y 24 μm para HD 189733b nos llevan a concluir que la circulación en este planeta se comporta de una manera fundamentalmente similar en todo el rango de presiones detectadas por estas dos longitudes de onda. Los modelos de transferencia radiativa unidimensionales indican que la banda de 8 μm debería sondar presiones 2-3 veces mayores que a 24 μm, aunque la abundancia incierta de metano complica la interpretación. Si estos dos pasos de banda sondean presiones diferentes, indicaría que la temperatura varía solo débilmente entre las dos profundidades detectadas y, por lo tanto, que la atmósfera no es convectiva a estas altitudes. También presentamos un análisis de la posible contribución de las manchas estelares a la serie de tiempo tanto en 8 como en 24 μm basado en observaciones terrestres casi simultáneas y observaciones adicionales de Spitzer. Tener en cuenta los efectos de estos puntos da como resultado una temperatura del lado nocturno ligeramente más cálida para el planeta en ambos pasos de banda, pero de otra manera no afecta nuestras conclusiones.


Referencias

Burrows, A. S. Destacados en el estudio de atmósferas de exoplanetas. Naturaleza 513, 345–352 (2014)

Heng, K. & amp Showman, A. P. Dinámica atmosférica de exoplanetas calientes. Annu. Rev. Planeta Tierra. Sci. 43, 509–540 (2015)

Knutson, H. A. et al. telescopio espacial Hubble espectroscopía de transmisión de infrarrojo cercano de la súper-Tierra HD 97658b. Astrophys. J. 794, 155 (2014)

Demory, B.-O. et al. Detección de un tránsito de la súper Tierra 55 Cancri e con calor Spitzer. Astron. Astrophys. 533, A114 (2011)

Winn, J. N. y col. Una supertierra en tránsito por una estrella a simple vista. Astrophys. J. 737, L18 (2011)

Solomatov, V. en Tratado de geofísica Vol. 9 (ed. Schubert, G.) 91-119 (Elsevier, 2007)

Demory, B.-O., Gillon, M., Madhusudhan, N. & amp Queloz, D. Variabilidad en la super-Tierra 55 Cnc e. Lun. No. R. Astron. Soc. 455, 2018–2027 (2016)

Gillon, M. y col. El estudio TRAPPIST de los planetas en tránsito por el sur. I. Treinta eclipses del planeta de período ultracorto WASP-43 b. Astron. Astrophys. 542, A4 (2012)

Stevenson, K. B. y col. Análisis de tránsito y eclipse del exoplaneta HD 149026b utilizando mapeo BLISS. Astrophys. J. 754, 136 (2012)

Lanotte, A. A. et al. Un análisis global de Spitzer y los nuevos datos de HARPS confirman la soledad y la riqueza de metales de GJ 436 b. Astron. Astrophys. 572, A73 (2014)

Deming, D. y col. Spitzer eclipses secundarios del exoplaneta gigante HAT-P-20b, denso y moderadamente irradiado, utilizando una descorrelación a nivel de píxeles. Astrophys. J. 805, 132 (2015)

Pont, F., Zucker, S. & amp Queloz, D. El efecto del ruido rojo en la detección de tránsito planetario. Lun. No. R. Astron. Soc. 373, 231–242 (2006)

Fischer, D. A. et al. Cinco planetas orbitando 55 Cancri. Astrophys. J. 675, 790–801 (2008)

Berta, Z. K. y col. El sistema de supertierra GJ1214: variabilidad estelar, nuevos tránsitos y búsqueda de planetas adicionales. Astrophys. J. 736, 12 (2011)

Mazeh, T. & amp Faigler, S. Detección de los efectos de radiación elipsoidal y relativista en la curva de luz CoRoT-3. Astron. Astrophys. 521, L59 (2010)

Budaj, J. El efecto de reflexión en binarios interactivos o en sistemas planeta-estrella. Astron. J. 141, 59 (2011)

Shkolnik, E., Bohlender, D. A., Walker, G. A. H. & amp Collier Cameron, A. La naturaleza on / off de las interacciones estrella-planeta. Astrophys. J. 676, 628–638 (2008)

Miller, B. P., Gallo, E., Wright, J. T. & amp Pearson, E. G. Una evaluación estadística integral de la interacción estrella-planeta. Astrophys. J. 799, 163 (2015)

de Wit, J., Gillon, M., Demory, B.-O. & amp Seager, S. Hacia un mapeo consistente de mundos distantes: exploración de eclipses secundarios del exoplaneta HD 189733b. Astron. Astrophys. 548, A128 (2012)

Demory, B.-O. et al. Inferencia de nubes no homogéneas en una atmósfera de exoplanetas. Astrophys. J. 776, L25 (2013)

Cowan, N. B. y col. Mapas extraterrestres de un mundo oceánico. Astrophys. J. 700, 915–923 (2009)

Showman, A. P., Fortney, J. J., Lewis, N. K. y Shabram, M. Firmas Doppler de la circulación atmosférica en Júpiter calientes. Astrophys. J. 762, 24 (2013)

Gillon, M. y col. Precisión mejorada en el radio de la cercana super-Tierra 55 Cnc e. Astron. Astrophys. 539, A28 (2012)

Ehrenreich, D. et al. Insinuación de una atmósfera extendida en tránsito en 55 Cancri b. Astron. Astrophys. 547, A18 (2012)

Madhusudhan, N. & amp Seager, S. Sobre la inferencia de inversiones térmicas en atmósferas calientes de Júpiter. Astrophys. J. 725, 261–274 (2010)

Heng, K. & amp Kopparla, P. Sobre la estabilidad de las atmósferas de la súper Tierra. Astrophys. J. 754, 60 (2012)

Schaefer, L. & amp Fegley, B. Jr. Química atmosférica de exoplanetas similares a Venus. Astrophys. J. 729, 6 (2011)

Miguel, Y., Kaltenegger, L., Fegley, B. & amp Schaefer, L. Composiciones de atmósferas calientes de la súper Tierra: exploración Kepler candidatos. Astrophys. J. 742, L19 (2011)

Lutgens, F. K. y Tarbuck, E. J. Fundamentos de la geología 7ª ed., Cap. 3 (Prentice Hall, 2000)

Nelson, B. E. y col. El sistema planetario 55 Cancri: totalmente autoconsistente norte-restricciones corporales y un análisis dinámico. Lun. No. R. Astron. Soc. 441, 442–451 (2014)

Ballard, S. et al. Kepler-93b: un mundo terrestre medido a 120 km y un caso de prueba para un nuevo Spitzer modo de observación. Astrophys. J. 790, 12 (2014)

Eastman, J., Siverd, R. & amp Gaudi, B. S. Lograr una precisión superior a 1 minuto en las fechas julianas heliocéntricas y baricéntricas. Publ. Astron. Soc. Pacif. 122, 935–946 (2010)

Landsman, W. B. La biblioteca de usuarios de astronomía de IDL. En Software y sistemas de análisis de datos astronómicos II Vol. 52 de ASP Conf. Ser. (eds Hanisch, R. J. et al.) 246–248 (Sociedad Astronómica del Pacífico, 1993)

Agol, E. et al. El clima de HD 189733b a partir de catorce tránsitos y eclipses medidos por Spitzer. Astrophys. J. 721, 1861–1877 (2010)

Beerer, I. M. et al. Fotometría de eclipse secundario de wasp-4b con spitzer tibio. Astrophys. J. 727, 23 (2011)

Schwarz, G. Estimación de la dimensión de un modelo. Ana. Stat. 6, 461–464 (1978)

Sobolev, V. V. Dispersión de luz en atmósferas planetarias Vol. 76 de Serie internacional de monografías de filosofía natural Ch. 9 (Pergamon Press, 1975) [traducción]

Mandel, K. & amp Agol, E. Curvas de luz analíticas para búsquedas de tránsito planetario. Astrophys. J. 580, L171 – L175 (2002)

Claret, A. & amp Bloemen, S. Coeficientes de gravedad y oscurecimiento de las extremidades para el Kepler, CoRoT, Spitzer, uvby, UBVRIJHKy sistemas fotométricos Sloan. Astron. Astrophys. 529, A75 (2011)

von Braun, K. y col. 55 Cancri: parámetros astrofísicos estelares, un planeta en la zona habitable e implicaciones para el radio de una super-Tierra en tránsito. Astrophys. J. 740, 49 (2011)

Knutson, H. A. et al. Un mapa del contraste día-noche del planeta extrasolar HD 189733b. Naturaleza 447, 183–186 (2007)

Cowan, N. B. & amp Agol, E. Funciones de fase inversora para mapear exoplanetas. Astrophys. J. 678, L129 – L132 (2008)

Crossfield, I. J. M. ACME espectros estelares. I. Absolutamente calibrado, en su mayoría densidades de flujo empírico de 55 Cancri y su planeta en tránsito 55 Cancri e. Astron. Astrophys. 545, A97 (2012)

Menou, K. Leyes de escala magnética para las atmósferas de exoplanetas gigantes calientes. Astrophys. J. 745, 138 (2012)

Owen, J. E. & amp Wu, Y. Planetas Kepler: una historia de evaporación. Astrophys. J. 775, 105 (2013)

Bolmont, E., Raymond, S. N., Leconte, J., Hersant, F. y Correia, A. C. M. Mercurio-T: un nuevo código para estudiar sistemas de planetas múltiples en evolución de mareas. Aplicaciones a Kepler-62. Astron. Astrophys. 583, A116 (2015)


¿Vida en un planeta bloqueado por las mareas?

(EDITAR: En este escenario, el planeta está bloqueado por las mareas al sol). Estoy escribiendo una historia y está ambientada en un planeta similar al gliese 581c. Quiero asegurarme de que las características del clima, la atmósfera, etc. sean precisas. En última instancia, entiendo que solo podemos especular sobre las respuestas hasta que podamos comenzar a enviar sondas a este tipo de planetas para tener una idea de cómo son, pero estoy tratando de ser lo más científicamente exacto posible. Se agradece cualquier ayuda que pueda recibir para asegurarme de que estoy describiendo adecuadamente este tipo de entorno hipotético.

He realizado una investigación sobre lo que se necesitaría para que un planeta bloqueado por las mareas sustente la vida. Según mi comprensión de lo que he leído, un planeta bloqueado por las mareas necesitaría estar en una órbita cerrada alrededor de una estrella enana roja. Se necesitaría una luna (s) para generar corrientes y mareas en los océanos del planeta. Estos tendrían que ir de noche a día y viceversa para transferir calor y crear un clima sostenible. El núcleo necesitaría ser magnetizado para que el planeta tuviera una atmósfera lo suficientemente espesa como para sustentar la vida, y los fuertes vientos globales tendrían que viajar lo suficientemente rápido para hacer circular aire cálido y frío y evitar que las temperaturas alcancen los extremos a ambos lados del planeta. La mayor parte de la vida existiría en una zona habitable a lo largo del anillo terminal (la "Zona Crepuscular") con extremófilos habitando las áreas más extremas del planeta.

Eso es más o menos la suma de lo que he podido aprender navegando por Internet. Tengo curiosidad por saber cuánto de eso es exacto y cuánto me he perdido o he sacado conclusiones incorrectas. ¿Algo de esto es incluso exacto?

Ahora, para las preguntas más profundas a las que parece que no puedo encontrar respuestas sólidas. Pido disculpas si algunas de mis frases se vuelven un poco repetitivas. No dude en responder tantas o pocas de estas preguntas como desee.

¿Una enana roja provocaría que los colores de las plantas se inclinen más hacia los tonos rojos, púrpuras o naranjas que los verdes que asociamos con un follaje saludable? ¿Qué pasa con el tono de piel de las personas? Si estuvieran en una zona habitable limitada, ¿eso crearía más o menos variación?

¿Podrían los océanos extenderse por la mayor parte del planeta o también tendrían un alcance limitado?

¿Podría haber más viento en este tipo de planeta? ¿Habría tormentas de viento o lluvias más frecuentes? ¿Estaría nublado con frecuencia? Tornados? ¿Quizás alguna condición climática única que no vemos en la Tierra?

¿Qué tipo de vida sería más común? ¿Se desarrollaría la vida en las regiones más extremas?

Sin un ciclo día / noche, ¿la vida desarrollaría un ritmo circadiano? ¿Veríamos especies que no duermen?

Una vez más, agradezco cualquier ayuda que pueda recibir con esto. Quiero que el escenario de esta historia sea lo más preciso posible.

Las matemáticas aquí y la comprensión científica necesarias son bastante impresionantes y difíciles. Tengo poca o ninguna experiencia, aparte de entender el bloqueo de mareas, pero puedo ayudarlo a indicarle la dirección correcta.

Tamaño de la luna: El bloqueo mutuo de las mareas (no está seguro del término técnico, tal vez dual), como Caronte y Plutón, ocurre cuando los dos cuerpos tienen aproximadamente el mismo tamaño o gravedad. Si se trata de una luna, supongo que significaría que la luna parecería muy grande. De acuerdo con esto (las matemáticas se hacen correctamente), https://www.quora.com/How-large-does-the-moon-Charon-appear-in-Plutos-sky-and-would-light-from-Charon- ser-suficiente-para-proyectar-una-sombra-sobre-Plutón, Caronte parecería ser aproximadamente 8 veces más grande que la luna en la Tierra. Eso también significa que probablemente sería un poco más brillante que la luna.

Las matemáticas necesarias para la precisión y todo lo que quieres son un poco ridículas: El problema matemático del tamaño, la densidad y las distancias relativas del sol, el planeta y la luna es bastante difícil por sí solo. Dices que quieres varias lunas para ayudar a que el aire circule mejor, pero no creo que puedas hacerlo. Está bloqueado por mareas o no. Creo que está pidiendo que básicamente cambie su bloqueo de marea todos los días. Ese tipo de cosas lleva mucho, mucho tiempo. Del orden de cientos de miles a cientos de millones de años para cuerpos de igual tamaño. Sin embargo, NO soy un experto.

Encuentra mejores lugares, lugares más específicos: Le sugiero que lo lleve a https://astronomy.stackexchange.com/ u otros foros de astrofísica o astronomía. Incluso puede comunicarse con profesores locales.

Condiciones planetarias: Me cuesta creer que el planeta no experimente vientos extremos. Depende del calor del sol y del tamaño del planeta. Imagina que el planeta-luna está bloqueado por las mareas y se enfrenta uno al otro. Imagina que hay un sol y un anillo concéntrico a su alrededor. A lo largo del anillo concéntrico, los planetas-luna están girando / bailando mientras están unidos entre sí (días) y giran a la misma velocidad mientras viajan a lo largo del anillo a otra velocidad (años). Esto permitiría que el sol calentara el planeta. No sé si esto tiene sentido. Es difícil de explicar. Habría un momento en el que la luna estaría en el camino, parcialmente del sol, lo que significaría que estaría más fresco durante una determinada temporada. No lo sé ahora si este problema de tres cuerpos es posible matemáticamente / físicamente, pero al menos puedo imaginar que ocurrirá.

Espero que algo de esto ayude en absoluto.

Bueno, ciertamente me da material con el que trabajar desde el punto de vista de la escritura. También aprecio la dirección que me da. Así que gracias.

Como corrección. El "bloqueo mutuo de las mareas" (equilibrio de las mareas) puede ocurrir y siempre ocurrirá entre dos cuerpos con un tiempo suficiente. El cuerpo más pequeño se bloqueará con el más grande. Entonces habrá un intercambio continuo de impulso orbital y giratorio de los cuerpos hasta que el más grande se bloquee con el más pequeño.

¿No habla OP sobre el bloqueo de las mareas en la estrella y no entre las lunas y el planeta?

Probablemente una luna no sea necesaria. Sin embargo, si tiene una luna lo suficientemente grande y cercana, creo que podría evitar que la marea se bloquee en el sol si se bloquea en la luna.

La luz del sol no se vería muy diferente a la nuestra. Sería un tono blanco más cálido, similar a una bombilla incandescente (la temperatura del filamento es comparable a la de la superficie de una estrella enana roja). El sol enano rojo en sí mismo sería más grande de lo que nuestro sol aparece en el cielo. Las erupciones solares probablemente serán mucho más fuertes de lo que experimentamos, por lo que esperaría auroras frecuentes visibles en gran parte del lado nocturno del planeta.

Las plantas pueden ser verdes o de otro color. No sé que hay alguna razón para pensar que las plantas que evolucionaron bajo un sol enano rojo preferirían colores diferentes. No estoy seguro de los niveles de rayos ultravioleta en la superficie. Eso también depende de la atmósfera. Pero sí, esperaría menos variación entre los que están en el lado diurno de la zona habitable, pero quizás algunos vivan solo en el lado nocturno, donde la temperatura todavía es lo suficientemente cálida y hay algo de luz, pero nunca ven el sol.

El océano puede ser tan extenso como quieras. Puede cubrir todo el planeta o puede haber mares pequeños. Solo depende de la cantidad de agua que tenga el planeta. Los océanos del lado nocturno probablemente estarían congelados y el lado diurno sería muy caluroso, tal vez similar al Sahara. Es muy probable que esté nublado durante gran parte del día, lo que ayudaría a mantener las temperaturas moderadas. Habría vientos que transfieren calor del lado del día al de la noche, pero las simulaciones que he visto no tienen vientos extremos.

La vida en el lado nocturno no podía depender de la fotosíntesis. Puede obtener su energía de los volcanes submarinos, como lo hace alguna vida en la Tierra, o comer cosas que las corrientes oceánicas traen desde el lado diurno, como la vida en el fondo de nuestro océano come cosas que caen cerca de la superficie. Creo que es posible que un planeta enano rojo bloqueado por las mareas tenga vida en toda su superficie, y también es posible que tenga grandes regiones inhabitables.

Si aún no lo ha leído, este artículo puede ser útil para una descripción general y para los artículos de la sección de referencias:

¡Esto es muy útil! Gracias.

La estrella no tiene que ser necesariamente una enana roja. Esperamos que los planetas bloqueados por mareas de zonas habitables sean más comunes alrededor de tales estrellas, pero podría suceder posiblemente alrededor de una estrella más grande si el planeta se forma con una velocidad de rotación inicial lenta.

La luna no es necesaria para hacer circular el calor. La atmósfera formará sus propias corrientes de convección que mantendrán el lado nocturno por encima de los 240 K. Esto implicaría algunos vientos constantes pero no los intensos vendavales que solíamos pensar que eran necesarios. La habitabilidad podría extenderse mucho más allá de la zona de penumbra, en principio, todo el lado del día podría ser habitable hasta cierto punto.

La presencia de una luna grande en realidad podría evitar que la marea se bloquee en la estrella, o si no, el proceso de bloqueo de la marea puede hacer que la luna sea expulsada de la órbita, por lo que no esperaría que fueran comunes para tales planetas.

Some people have speculated that plants on a planet around a red dwarf would be black, to absorb as much visible light as possible, but we're not too sure. It's not clear to what extent there's a reason green plants are dominant on Earth and to what extent it's just sort of a historical accident. Red and purple photosynthesizers have been more prevalent at certain points in the distant past.

Human skin tone appears to have little function other than to manage our UV exposure making sure its not high enough to damage our skin but still enough to help in vitamin D production. A red dwarf produces little UV light, so humans coming from Earth might need supplements or artificial UV light, but any human-like creatures that evolved there would never come to rely on sunlight for vitamin production in the first place. Other than that, animal color schemes might be overall shifted into red, which will show up better, but not as much as you might think an old incandescent light bulb produces the same spectrum of light as a typical red dwarf star (human color perception tends to adjust to the environment).

Oceans can extend as far or as little as you want. The planet could be completely covered in ocean or water could be limited to a few small lakes with islands of habitability around them (bizarrely the latter case may be more likely to support life, but for esoteric reasons). Any oceans on the nightside will naturally be covered in a layer of ice, but there could be some life there around hydrothermal vents on the ocean floor.

In terms of weather, you would expect a more-or-less permanent cloud formation around the substellar point, at the center of the day side. The high albedo of this cloud formation actually does a lot of the work of keeping the global climate stable and reducing temperature variation. If the orbital period is short, and therefore rotation is relatively fast, this formation can be "smeared" across the equator to some extent. That first source I linked has some helpful diagrams. Other than that, there are various controls on the climate that could cause rain and storms to be more, less, or as common as they are on Earth.

We can't really predict exactly what life would develop. On the dayside, it could more-or-less resemble what we see on Earth, but on the nightside it would never be more than extremophiles.

No day/night cycle means no circadian rythm (Though if the planet has some axial tilt or orbital eccentricity it could have a day/night cycle in thin strips in the twilight zone, with the star oscillating just above and just below the horizon over the course of the year). We don't know if sleep is necessary for intelligent life, but if it is we might expect such life on this world to have sleep patterns like a dolphin, where some section of the brain is always aware at any one time.


Researchers extend capabilities of computer simulation of tidally locked exoplanets

Spatial distributions of sea-ice fraction and surface air temperature. (Left) Sea-ice fraction (unit, %) (Right) surface air temperature (unit, °C) (Upper) 355 ppmv CO2 and (Lower) 200,000 ppmv CO2. In A and B, arrows indicate wind velocity at the lowest level of the atmospheric model (990 hPa), with a length scale of 15 m s−1 . In C and D, arrows indicate ocean surface current velocity, with a length scale of 3 m s−1 . Note that the color scale for surface air temperature is not linear. The substellar point is at the equator and 180° in longtitude. Crédito: PNAS, Yongyun Hu, doi: 10.1073/pnas.1315215111

(Phys.org) —A pair of researchers at Peking University in Beijing China, has extended the capabilities of an existing computer simulation that is used to study tidally locked exoplanets. In their paper published in procedimientos de la Academia Nacional de Ciencias, Yongyun Hu and Jun Yang describe the improvements they've made and also how those improvements give a new perspective on the range of possible tidally locked exoplanets that may be habitable.

Prior to this new effort, most computer models that sought to recreate the conditions that exist on exoplanets that are tidally locked (they don't spin, thus only one side ever faces their star) relied mostly on the impact of atmospheric conditions. The new enhancements include possible impacts of ocean currents.

The main goal of the upgraded model is, like many others, to allow for predicting the likelihood of life existing somewhere other than here on Earth. Tidally locked exoplanets present a challenging prospect—on one hand, the side that points towards the star is likely warm enough to support life—on the other, the cold side may be so cold that gases freeze and are lost to space preventing the evolution of an atmosphere.

To try to get a better handle on what may go on with such exoplanets, the researchers extracted parts of models that try to predict ocean behavior here on Earth. Those parts were then modified to more accurately reflect what has actually been observed, namely, smaller, colder and less feature rich worlds.

Tidally locked exoplanets generally exist close to a red dwarf star—they get locked because they move so close to their star. This means that the amount of heat hitting the star is much less, relatively speaking, than it would be for a planet that wasn't locked, because its star is colder. Space scientists tend to refer to such planets that might hold the potential for life as an "Eyeball Earth," because the dark side resembles a pupil.

The enhanced model, the team reports, allows for changing parameters (such as CO2 levels) and then for allowing many simulated years to pass to see what evolves as a result. Doing so, the team says, shows that given the right set of circumstances, heat from oceans can be transported around the globe allowing for a warmer planet than has been predicted before, though most outcomes suggest a narrower habitable zone.

The researchers note that much more work needs to be done on their model and others, noting that many are still too simplistic to render true approximations. One area of concern is that most models don't take into account land formations or uneven ocean bottoms, both of which can impact ocean currents and hence heat transfer.

Resumen
The distinctive feature of tidally locked exoplanets is the very uneven heating by stellar radiation between the dayside and nightside. Previous work has focused on the role of atmospheric heat transport in preventing atmospheric collapse on the nightside for terrestrial exoplanets in the habitable zone around M dwarfs. In the present paper, we carry out simulations with a fully coupled atmosphere–ocean general circulation model to investigate the role of ocean heat transport in climate states of tidally locked habitable exoplanets around M dwarfs. Our simulation results demonstrate that ocean heat transport substantially extends the area of open water along the equator, showing a lobster-like spatial pattern of open water, instead of an "eyeball." For sufficiently high-level greenhouse gases or strong stellar radiation, ocean heat transport can even lead to complete deglaciation of the nightside. Our simulations also suggest that ocean heat transport likely narrows the width of M dwarfs' habitable zone. This study provides a demonstration of the importance of exooceanography in determining climate states and habitability of exoplanets.


Scientists Mull the Astrobiological Implications of an Airless Alien Planet

Astronomer Laura Kreidberg admits she was initially a bit worried about her latest results. Examinations of a planet orbiting the red dwarf star LHS 3844 seemed to indicate that the rocky super-Earth, 30 percent larger than our world, possessed little or no atmosphere.

Kreidberg&rsquos concern stemmed from the fact that researchers are in the midst of a heated debate about the habitability of planets around red dwarfs, which make up 70 percent of the stars in our galaxy. A universe teeming with life is more likely if the worlds orbiting these diminutive entities, which are smaller and cooler than our sun, could be a good abode for biology.

But red dwarfs are harsh hosts, emitting frequent flares containing x-rays and ultraviolet radiation that could sterilize a planet, as well as energetic stellar winds that can strip it of its protective atmosphere. Kreidberg and her colleagues&rsquo findings, which appeared in August in Nature, could be seen as a mark against the idea that planets around small red stars could provide a nurturing environment.

In recent years, astronomers have announced numerous exciting discoveries regarding red dwarfs, such as Proxima Centauri b, a potentially habitable planet orbiting our sun&rsquos nearest star, and the TRAPPIST-1 system, which contains a whopping seven Earth-sized worlds. Red dwarfs are not only abundant but are also the longest-living stars, with a lifetime that can span 10 trillion years&mdash1,000-fold longer than that of our sun. Should a biosphere arise on a red dwarf world, it might stick around for an exceptionally long time.

Astronomers are therefore interested to know whether or not red dwarfs&rsquo planets are good places to go looking for living creatures. &ldquoTo have life as we know it, you need to have liquid water,&rdquo says Abraham Loeb, a co-author of the Naturaleza study and an astrophysicist at the Center for Astrophysics at Harvard University and the Smithsonian Institution (CfA). &ldquoIn order to have liquid water, you need an atmosphere.&rdquo

Kreidberg, who is also at the CfA, has been in the daily habit of checking for new results from NASA&rsquos Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), a space-based observatory hunting for nearby planets that &ldquotransit&rdquo their host stars&mdashflitting across the faces of those stellar hosts and casting shadows toward our solar system. Among TESS&rsquos first discoveries was the rocky world LHS 3844 b, located just under 49 light-years away, and Kreidberg quickly recognized that it was in an ideal position to test the atmospheric-retention capabilities of red dwarf exoplanets.

LHS 3844 b orbits incredibly close to its parent star, zipping around in a mere 11 hours. This orbit more or less guarantees that the star&rsquos gravitational pull has tidally locked the planet, meaning one side of the world always faces the star. The exoplanet&rsquos dayside is scorching, while its space-facing hemisphere sits out in the cold.

But while the exoplanet experiences 70 times more radiation than Earth, Kreidberg says it would not necessarily lose its atmosphere at this distance. For instance, an envelope of thick carbon dioxide could be heavy enough to endure the bombardment from the nearby star. Or the world might have once contained a vast ocean that was boiled off by the intense starlight, which also would have split the water into its constituent molecules. The lighter hydrogen could have drifted away, leaving an atmosphere of pure oxygen.

Although the researchers could not directly see the planet, using NASA&rsquos infrared Spitzer Space Telescope, they were able effectively take its temperature, detecting a periodic variation in the thermal emissions from its host star that was caused by the planet&rsquos orbital movements. Much like the moon in our sky, LHS 3844 b shows different faces to observers on Earth as it sweeps through its orbit: at turns, it displays its hotter dayside or its colder nightside, which subtly alters the amount of infrared radiation astronomers see emanating from the star. The planet also passes completely behind its star for a portion of its orbit, as seen from Earth, entirely removing its heat from view and allowing scientists to determine its total contribution to the star&rsquos thermal emissions. Based on these measurements, Kreidberg&rsquos team estimated the temperature of the planet&rsquos nightside as a freezing &ndash273 degrees Celsius and that of its days as a fiery 767 degrees C.

The presence of a regulating atmosphere should allow heat to transfer between hemispheres, reducing such extremes. But computer models suggested that LHS 3844 b&rsquos temperature differences could only arise and persist if the planet had an extremely thin atmosphere, with, at most, a 10th of the pressure of Earth&rsquos and likely none at all.

A great deal of theoretical work has already implied that worlds orbiting red dwarfs would have a hard time forming or retaining significant atmospheres because of the extreme environment, says Colin Johnstone, an astrophysicist at the University of Vienna, who was not involved in the new study. But what the characteristics of a close-in planet such as LHS 3844 b means for places such as TRAPPIST-1&rsquos worlds or Proxima Centauri b, which orbit farther from their parent star, is not entirely clear.

&ldquoIt&rsquos one more piece of evidence suggesting that these stars aren&rsquot going to have habitable planets,&rdquo Johnstone says, though he cautions against making sweeping judgments based on a single example.

Because LHS 3844 b is far inside the traditional habitable zone&mdasha region around a star where a planet is sufficiently warmed by starlight to have liquid water on its surface&mdashthe null result does not much phase Tiffany Jansen, an astronomy Ph.D. candidate at Columbia University, who also was not involved in the recent work.

&ldquoThe discovery of a lack of an atmosphere on this planet doesn&rsquot make it any less likely that planets in the habitable zone would have an atmosphere,&rdquo she says.

But Loeb counters that what happens in the immediate vicinity of a red dwarf star is relevant to more remote planets. He has previously done theoretical calculations suggesting that red dwarfs are prone to blow away the atmospheres of exoplanets in their habitable zone. Even though LHS 3844 b is a single example and is much closer to its star than a habitable planet could be, it provides important evidence that atmospheric stripping takes place. And extrapolations imply similar outcomes can be expected farther out, Loeb says.

The discussion will probably rage on until astronomers can examine more cases. The upcoming James Webb Space Telescope (JWST), an infrared observatory whose mirror will have 6.25 times the light-collecting power of the Hubble Space Telescope, will be revolutionary in its ability to measure heat from distant exoplanets, Kreidberg says.

Other teams have already committed to using time during JWST&rsquos first year to examine the temperature of the planets TRAPPIST-1 b&mdashfound in the TRAPPIST-1 system&mdashand Gliese 1132 b&mdashwhich also orbits a red dwarf. The telescope is currently scheduled to launch in 2021, and it will be joined by powerful 30-meter-class ground-based observatories, expected to come online early next decade, that can conduct similar research.

Kreidberg&rsquos preliminary disappointment about LHS 3844 b eventually dissipated. &ldquoIf you were an alien looking at our solar system and saw Mercury, you&rsquod be a little discouraged,&rdquo she says, but our cosmic backyard contains a wide diversity of atmospheres.

Researchers are still coming to understand just how planetary atmospheres arise, and a great deal remains unknown. &ldquoFor every idea for how to get rid of an atmosphere on a planet, there&rsquos another for how to keep it or make a new one,&rdquo Kreidberg says. &ldquoI don&rsquot think this counts as a victory point for the naysayers just yet.&rdquo


Ver el vídeo: Που οφείλεται και πότε θα υποχωρήσει η άμπωτη. 09032021. ΕΡΤ (Diciembre 2022).