Super Země - Super-Earth

Ilustrace odvozené velikosti superzemské CoRoT-7b (uprostřed) ve srovnání se Zemí a Neptunem

Super-Země je extrasolární planeta s hmotností vyšší než Země je, ale podstatně nižší než Sluneční soustavy ledu obři , Uran a Neptun , které jsou 14,5 a 17 krát Země, v tomto pořadí. Termín „super-Země“ se týká pouze hmotnosti planety, a neznamená tedy nic o povrchových podmínkách nebo obyvatelnosti . Alternativní termín „plynoví trpaslíci“ může být přesnější pro osoby na horním konci hmotnostního měřítka, ačkoli „ mini-Neptunes “ je běžnější termín.

Definice

Umělcův dojem ze superzemské exoplanety LHS 1140b .

Superzemě jsou obecně definovány jejich hmotami a tento termín neznamená teploty, složení, orbitální vlastnosti, obyvatelnost ani prostředí. Přestože se zdroje obecně shodují na horní hranici 10 hmotností Země (~ 69% hmotnosti Uranu , což je obří planeta sluneční soustavy s nejmenší hmotností), spodní hranice se pohybuje od 1 nebo 1,9 do 5, s různými jinými definicemi vystupující v populárních médiích. Termín „super-Země“ používají astronomové také k označení planet větších než planety podobné Zemi (od 0,8 do 1,2 poloměru Země), ale menších než mini-Neptunes (od 2 do 4 poloměrů Země). Tuto definici vytvořil personál kosmického teleskopu Kepler . Někteří autoři dále naznačují, že termín Super Země může být omezen na kamenné planety bez významné atmosféry nebo planety, které mají nejen atmosféru, ale také pevné povrchy nebo oceány s ostrou hranicí mezi kapalinou a atmosférou, což jsou čtyři obří planety v Sluneční soustava nemá. Planety nad 10 hmotností Země se nazývají masivní pevné planety , mega-Země nebo plynné obří planety , podle toho, zda se jedná převážně o kameny a led nebo převážně o plyn.

Historie a objevy

Ilustrace odvozené velikosti super-Země Kepler-10b (vpravo) ve srovnání se Zemí

za prvé

Velikosti kandidátů na planetu Kepler - podle 2740 kandidátů obíhajících kolem 2036 hvězd k 4. listopadu 2013 ( NASA )

První superzemě objevili Aleksander Wolszczan a Dale Frail kolem pulsaru PSR B1257+12 v roce 1992. Dvě vnější planety ( Poltergeist a Phobetor ) systému mají hmotnost přibližně čtyřnásobek Země-příliš malá na to, aby mohla být plynovým obrem.

První super Zemi kolem hvězdy hlavní posloupnosti objevil tým pod Eugeniem Riverou v roce 2005. Obíhá kolem Gliese 876 a obdržel označení Gliese 876 d (v tomto systému byli dříve objeveni dva plynní obři velikosti Jupitera). Má odhadovanou hmotnost 7,5 hmotnosti Země a velmi krátkou oběžnou dobu přibližně 2 dny. Vzhledem k blízkosti Gliese 876 d ke své hostitelské hvězdě ( červený trpaslík ) může mít povrchovou teplotu 430–650 kelvinů a být příliš horký na to, aby unesl kapalnou vodu.

Nejprve v obyvatelné zóně

V dubnu 2007 oznámil tým vedený Stéphanem Udrym se sídlem ve Švýcarsku objev dvou nových superzemí v planetárním systému Gliese 581 , obojí na okraji obyvatelné zóny kolem hvězdy, kde je na povrchu možná kapalná voda. S Gliese 581c o hmotnosti nejméně 5 hmotností Země a vzdálenost od Gliese 581 z 0,073 astronomických jednotek (6,8 milionu MI 11 miliónů km), je na „teplé“ okraje obyvatelné zóně kolem Gliese 581 s odhadem průměrná teplota (bez zohlednění účinků z atmosféry) −3 stupňů Celsia s albedem srovnatelným s Venuší a 40 stupňů Celsia s albedem srovnatelným se Zemí. Následný výzkum naznačil, že Gliese 581c pravděpodobně utrpěla uprchlý skleníkový efekt jako Venuše.

Hodnoty hmotnosti a poloměru pro tranzit superzemí v kontextu jiných detekovaných exoplanet a vybraných kompozičních modelů. Řádek „Fe“ definuje planety vyrobené čistě ze železa a „H 2 O“ pro planety vyrobené z vody. Ty mezi těmito dvěma čarami a blíže k čáře Fe jsou s největší pravděpodobností pevné skalnaté planety, zatímco v blízkosti nebo nad vodní hladinou je pravděpodobnější plyn a/nebo kapalina. Planety ve sluneční soustavě jsou na mapě, označené jejich astronomickými symboly .

Ostatní podle roku

2006

V roce 2006 byly objeveny další dvě super-Země: OGLE-2005-BLG-390Lb s hmotností 5,5 hmotností Země, která byla nalezena gravitačním mikročočkováním , a HD 69830 b s hmotností 10 hmotností Země.

2008

Nejmenší super-Země nalezená v roce 2008 byla MOA-2007-BLG-192Lb . Planetu oznámil astrofyzik David P. Bennett pro mezinárodní spolupráci MOA 2. června 2008. Tato planeta má přibližně 3,3 hmotnosti Země a obíhá kolem hnědého trpaslíka . Bylo to detekováno gravitační mikročočkou.

V červnu 2008 evropští vědci oznámili objev tří superzemí kolem hvězdy HD 40307 , hvězdy, která je jen o něco méně hmotná než naše Slunce . Planety mají alespoň následující minimální hmotnosti: 4,2, 6,7 a 9,4krát větší než Země. Planety byly detekovány metodou radiální rychlosti pomocí HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) v Chile .

Tentýž evropský výzkumný tým navíc oznámil planetu 7,5krát větší než hmotnost Země obíhající kolem hvězdy HD 181433 . Tato hvězda má také planetu podobnou Jupiteru, která obíhá každé tři roky.

2009

Planeta COROT-7b , s hmotností odhadovanou na 4,8 hmotnosti Země a oběžnou dobou pouhých 0,853 dne, byla oznámena dne 3. února 2009. Odhad hustoty získaný pro COROT-7b ukazuje na složení zahrnující minerály skalnatého křemičitanu, podobné těm čtyřem vnitřní planety sluneční soustavy, nový a významný objev. COROT-7b, objevený hned po HD 7924 b , je první objevenou super Zemi, která obíhá kolem hvězdy hlavní sekvence, která je třídy G nebo větší.

Objev Gliese 581e s minimální hmotností 1,9 hmotnosti Země byl oznámen 21. dubna 2009. Bylo to v době, kdy byla objevena nejmenší extrasolární planeta kolem normální hvězdy a hmotností nejblíže Zemi. Jelikož je na orbitální vzdálenosti pouhých 0,03 AU a obíhá kolem své hvězdy za pouhých 3,15 dne, nenachází se v obyvatelné zóně a může mít 100krát více přílivového ohřevu než sopečný satelit Jupiter Io .

Planeta nalezená v prosinci 2009, GJ 1214 b , je 2,7krát větší než Země a obíhá kolem hvězdy mnohem menší a méně zářící než naše Slunce. „Tato planeta pravděpodobně má kapalnou vodu,“ řekl David Charbonneau, harvardský profesor astronomie a hlavní autor článku o objevu. Interiérové ​​modely této planety však naznačují, že za většiny podmínek nemá kapalnou vodu.

V listopadu 2009 bylo objeveno celkem 30 superzemů, z nichž 24 poprvé pozorovala společnost HARPS.

2010

Planeta HD 156668 b s minimální hmotností 4,15 hmotnosti Země , objevená 5. ledna 2010, je nejméně hmotnou planetou detekovanou metodou radiální rychlosti . Jedinou potvrzenou planetou s radiální rychlostí menší než tato planeta je Gliese 581e s hmotností 1,9 Země (viz výše). 24. srpna astronomové využívající nástroj ESO HARPS oznámili objev planetárního systému s až sedmi planetami obíhajícími kolem hvězdy podobné Slunci, HD 10180 , z nichž jedna, i když ještě nebyla potvrzena, má odhadovanou minimální hmotnost 1,35 ± 0,23krát to Země, což by byla nejnižší hmotnost ze všech dosud nalezených exoplanet obíhajících kolem hvězdy hlavní posloupnosti. Ačkoli to není potvrzeno, existuje 98,6% pravděpodobnost, že tato planeta existuje.

National Science Foundation oznámila, dne 29. září objevu čtvrtého super-Země ( Gliese 581 g ), která obíhá v planetárním systému Gliese 581. Planeta má minimální hmotnost 3,1krát větší než Země a téměř kruhovou oběžnou dráhu při 0,146 AU s periodou 36,6 dnů, čímž se nachází uprostřed obyvatelné zóny, kde by mohla existovat kapalná voda, a uprostřed mezi planetami c a d. Bylo objeveno pomocí metody radiální rychlosti vědci z Kalifornské univerzity v Santa Cruz a Carnegieho institutu ve Washingtonu. Existenci Gliese 581 g však zpochybnil jiný tým astronomů a v současné době je v The Extrasolar Planets Encyclopaedia uvedena jako nepotvrzená .

2011

Dne 2. února tým mise Kepler Space Observatory zveřejnil seznam 1235 kandidátů extrasolárních planet , z toho 68 kandidátů přibližně „velikosti Země“ (Rp <1,25 Re) a 288 kandidátů „velikosti super Země“ (1,25 Re < Rp <2 Re). V „ obyvatelné zóně “ bylo navíc detekováno 54 kandidátů na planetu . Šest kandidátů v této zóně bylo méně než dvakrát větší než Země [konkrétně: KOI 326,01 (Rp = 0,85), KOI 701,03 (Rp = 1,73), KOI 268,01 (Rp = 1,75), KOI 1026,01 (Rp = 1,77), KOI 854,01 (Rp = 1,91), KOI 70,03 (Rp = 1,96) - tabulka 6] Novější studie zjistila, že jeden z těchto kandidátů (KOI 326,01) je ve skutečnosti mnohem větší a teplejší, než se původně uvádělo. Na základě nejnovějších Keplerových zjištění astronom Seth Shostak odhaduje, že „do tisíce světelných let od Země“ existuje „nejméně 30 000 těchto obyvatelných světů“. Na základě těchto zjištění odhadl tým Kepler „nejméně 50 miliard planet v Mléčné dráze“, z nichž „nejméně 500 milionů“ se nachází v obyvatelné zóně.

Dne 17. srpna byla nalezena potenciálně obyvatelná super-Země HD 85512 b pomocí HARPS a také tří superzemského systému 82 G. Eridani . Na HD 85512 b by bylo obyvatelné, kdyby vykazovalo více než 50% oblačnosti. Potom o necelý měsíc později byla oznámena záplava 41 nových exoplanet včetně 10 superzemů.

5. prosince 2011 objevil vesmírný teleskop Kepler svoji první planetu v obyvatelné zóně neboli „oblasti Zlatovláska“ své hvězdy podobné Slunci. Kepler-22b je 2,4krát větší než poloměr Země a zaujímá oběžnou dráhu o 15% blíže ke své hvězdě než Země ke Slunci. To je však kompenzováno, protože hvězda se spektrálním typem G5V je o něco slabší než Slunce (G2V), a proto by povrchové teploty stále umožňovaly kapalnou vodu na jejím povrchu.

Dne 5. prosince 2011 tým Kepler oznámil, že objevil 2 326 planetárních kandidátů, z nichž 207 má podobnou velikost jako Země, 680 má velikost super Zemi, 1 181 velikost Neptuna, 203 velikost Jupitera a 55 je větší než Jupiter. Ve srovnání s údaji z února 2011 se počet planet velikosti Země a super velikosti Země zvýšil o 200%, respektive o 140%. Kromě toho bylo v obyvatelných zónách zkoumaných hvězd nalezeno 48 kandidátů na planetu, což znamená pokles oproti únorovému číslu; to bylo způsobeno přísnějšími kritérii používanými v prosincových datech.

Umělecký dojem 55 Cancri e před mateřskou hvězdou.

V roce 2011 byla vypočtena hustota 55 Cancri e, která se ukázala být podobná hustotě Země. S velikostí asi 2 poloměrů Země to byla největší planeta do roku 2014, u které bylo rozhodnuto, že postrádá významnou vodíkovou atmosféru.

Dne 20. prosince 2011 tým Kepler oznámil objev prvních exoplanet o velikosti Země, Kepler-20e a Kepler-20f, obíhajících kolem hvězdy podobné Slunci, Kepler-20 .

Planet Gliese 667 Cb (GJ 667 Cb) oznámila společnost HARPS dne 19. října 2009 společně s dalšími 29 planetami, zatímco Gliese 667 Cc (GJ 667 Cc) byla zahrnuta v dokumentu publikovaném 21. listopadu 2011. Podrobnější údaje o Gliese 667 Kopie byly publikovány na začátku února 2012.

2012

V září 2012 byl oznámen objev dvou planet obíhajících kolem Gliese 163 . Jedna z planet, Gliese 163 c , asi 6,9krát hmotnější než Země a poněkud teplejší, byla považována za obyvatelnou zónu .

2013

Dne 7. ledna 2013, astronomové z vesmírné observatoře Kepler oznámil objev Kepler-69c (dříve KOI-172,02 ), což je Země -jako exoplanety kandidáta (1,5 násobek poloměru Země) obíhající kolem hvězdy podobné našemu Slunci v obyvatelné zóně a možná „hlavní kandidát na hostování mimozemského života “.

V dubnu 2013 bylo na základě pozorování misijního týmu NASA Kepler vedeného Williamem Boruckim z Ames Research Center agentury nalezeno pět planet obíhajících v obytné zóně hvězdy podobné Slunci, Kepler-62 , 1 200 světelných let od Země. Tyto nové superzemě mají poloměry 1,3, 1,4, 1,6 a 1,9krát větší než Země. Teoretické modelování dvou z těchto super-Země, Kepler-62e a Kepler-62f , naznačuje, že oba by mohly být pevné, buď skalnaté nebo skalnaté se zmrzlou vodou.

Podle rekordního souhrnu, který v úterý oznámila Evropská jižní observatoř, byly 25. června 2013 nalezeny tři planety „super Země“ obíhající poblíž hvězdy ve vzdálenosti, kde by teoreticky mohl existovat život. Jsou součástí shluku až sedmi planet, které krouží kolem Gliese 667C , jedné ze tří hvězd nacházejících se relativně blízko 22 světelných let od Země v souhvězdí Štíra. Planety obíhají kolem Gliese 667C v takzvané zóně Zlatovláska-vzdálenost od hvězdy, při které je teplota tak akorát, aby voda mohla existovat v kapalné formě, než aby byla odstraněna hvězdným zářením nebo trvale uzavřena v ledu.

2014

V květnu 2014 bylo dříve zjištěno, že Kepler-10c měl hmotnost srovnatelnou s Neptunem (17 hmotností Země). S poloměrem 2,35 R 🜨 je v současnosti největší známou planetou, která má pravděpodobně převážně skalnaté složení. Při 17 hmotách Země je výrazně nad horní hranicí hmotnosti 10 Země, která se běžně používá pro termín „super-Země“, takže byl navržen termín mega-Země . Nicméně, v červenci 2017, více pečlivá analýza HARPS-N a pronajme data ukázala, že Kepler-10c bylo mnohem méně masivní, než se původně myslelo, místo toho kolem 7,37 (6,18 až 8,69) M 🜨 s průměrnou hustotou 3,14 g / cm 3 . Přesněji určená hmotnost Kepler-10c místo primárně skalnaté kompozice naznačuje svět tvořený téměř výhradně těkavými látkami, zejména vodou.

2015

Dne 6. ledna 2015 NASA oznámila 1000. potvrzenou exoplanetu objevenou kosmickým teleskopem Kepler. Bylo zjištěno, že tři z nově potvrzených exoplanet obíhají v obyvatelných zónách jejich příbuzných hvězd : dvě ze tří, Kepler-438b a Kepler-442b , mají velikost blízkou Zemi a pravděpodobně jsou skalnaté; třetí, Kepler-440b , je super Země.

Dne 30. července 2015 Astronomy & Astrophysics uvedli, že našli planetární systém se třemi superzeměmi obíhajícími kolem jasné trpasličí hvězdy. Systém čtyř planet, přezdívaný HD 219134 , byl nalezen 21 světelných let od Země na severní polokouli souhvězdí Cassiopeia ve tvaru písmene M , ale nenachází se v obyvatelné zóně své hvězdy. Planeta s nejkratší oběžnou dráhou má HD 219134 b a je nejbližší známou skalnatou a tranzitní exoplanetou Země.

2016

V únoru 2016 bylo oznámeno, že NASA je Hubbleův teleskop byl zjištěn vodík a helium (a návrhy kyanovodík ), ale ne vodní páry v atmosféře o 55 Cancri e , poprvé atmosféra super-Země exoplaneta byla úspěšně analyzována.

V srpnu 2016, astronomové oznamuje detekci Proxima b , s Země velké exoplanety , která je v obyvatelné zóně na červené trpasličí hvězdy Proxima Centauri , nejbližší hvězda ke Slunci . Vzhledem ke své blízkosti k Zemi , Proxima b může být průlet cílem flotilu mezihvězdného StarChip kosmické lodi právě vyvinutého Breakthrough Starshota projektu.

2018

V únoru 2018 byla hlášena K2-141b, super kamenná planeta ultra krátkého období (USP), s periodou 0,28 dne obíhající kolem hostitelské hvězdy K2-141 (EPIC 246393474). Objevila se další super Země, K2-155d .

V červenci 2018 byl oznámen objev 40 Eridani b. Na 16 světelných let je nejbližší známou super-zemí a její hvězda je druhým nejjasnějším hostitelem super-Země.

2019

V červenci 2019 byl oznámen objev GJ 357 d . 31 světelných let od sluneční soustavy je planeta nejméně 6,1 M 🜨 .

2021

V roce 2021 byla objevena exoplaneta G 9-40 b .

Sluneční Soustava

Sluneční soustava obsahuje žádný známý superzemí, protože Země je největší terestrická planeta ve sluneční soustavě, a všechny větší planety mají obě alespoň 14krát větší hmotnost něž Země a husté plynné atmosféry, aniž by přesně vymezených skalnatých nebo vodnaté povrchů; to znamená, že jsou to buď plynní obři, nebo ledoví obři , nikoli pozemské planety. V lednu 2016 byla existence hypotetické deváté planety super-Země ve sluneční soustavě, označované jako Planet Nine , navržena jako vysvětlení orbitálního chování šesti transneptunských objektů , ale spekuluje se, že jde také o led obr jako Uran nebo Neptun. Se svým vylepšeným modelem v roce 2019, který jej omezil na přibližně 5 hmotností Země, se však s největší pravděpodobností jedná o super Zemi.

Charakteristika

Hustota a objemové složení

Porovnání velikostí planet s různým složením

Vzhledem k větší hmotnosti super-Země se jejich fyzikální vlastnosti mohou lišit od pozemských; teoretické modely pro superzemě poskytují čtyři možné hlavní kompozice podle jejich hustoty: superzemě s nízkou hustotou se usuzují, že jsou složeny převážně z vodíku a helia ( mini-Neptunes ); superzemě střední hustoty jsou odvozeny buď z toho, že mají jako hlavní složku vodu ( oceánské planety ), nebo mají hustší jádro obklopené prodlouženým plynným obalem ( plynový trpaslík nebo sub-Neptun). Předpokládá se, že super Země s vysokou hustotou je kamenitá a/nebo kovová, jako Země a ostatní pozemské planety sluneční soustavy. Vnitřek super Země může být nediferencovaný, částečně diferencovaný nebo zcela diferencovaný do vrstev různého složení. Výzkumníci z Harvardského astronomického oddělení vyvinuli uživatelsky přívětivé online nástroje, které charakterizují objemové složení superzemů. Studie na Gliese 876 d týmem kolem Diany Valencie odhalila, že z poloměru měřeného tranzitní metodou detekce planet a hmotnosti příslušné planety by bylo možné odvodit, jaké je strukturní složení. Pro Gliese 876 d se výpočty pohybují od 9 200 km (1,4 poloměru Země) pro skalnatou planetu a velmi velké železné jádro až po 12 500 km (2,0 poloměry Země) pro vodnatou a ledovou planetu. V tomto rozsahu poloměrů by super-Země Gliese 876 d měla povrchovou gravitaci mezi 1,9 g a 3,3 g (19 a 32 m/s 2 ). O této planetě však není známo, že by transponovala svou hostitelskou hvězdu.

Hranice mezi skalnatými planetami a planetami se silným plynným obalem se vypočítává pomocí teoretických modelů. Při výpočtu účinku aktivní saturační fáze XUV hvězd typu G na ztrátu primitivních vodíkových obalů zachycených v mlhovině na extrasolárních planetách bylo získáno, že planety s hmotností jádra větší než 1,5 hmotnosti Země (1,15 poloměru Země max. .), s největší pravděpodobností se nemohou zbavit svých mlhovin zachycených vodíkových obálek během celého svého života. Jiné výpočty poukazují na to, že hranice mezi skalnatými superzeměmi bez obálky a subneptunami je kolem 1,75 poloměru Země, protože 2 poloměry Země by byly horní hranicí skalnatosti (planeta se 2 poloměry Země a 5 Zemi -hmotnosti se středním složením jádra podobného Zemi by naznačovaly, že 1/200 jeho hmotnosti by bylo v obálce H/He, s atmosférickým tlakem blízkým 2,0 GPa nebo 20 000 barů). Zda je nebo není primitivní mlhovina zachycená H/He obálka super Země po vytvoření zcela ztracena, závisí také na orbitální vzdálenosti. Výpočty formace a evoluce planetárního systému Kepler-11 například ukazují, že dvě nejvnitřnější planety Kepler-11b a c, jejichž vypočtená hmotnost je ≈2 M a mezi ≈5 a 6 M (v mezích chyb měření) , jsou extrémně náchylné ke ztrátě obálky. Zejména úplné odstranění prvotní obálky H/He energetickými hvězdnými fotony se v případě Kepler-11b jeví téměř nevyhnutelné, bez ohledu na hypotézu jeho vzniku.

Pokud je super-Země detekovatelná jak radiální rychlostí, tak metodami přenosu, pak lze určit jak její hmotnost, tak její poloměr; lze tedy vypočítat jeho průměrnou sypnou hustotu. Skutečná empirická pozorování poskytují podobné výsledky jako teoretické modely, protože se zjistilo, že planety větší než přibližně 1,6 poloměru Země (hmotnější než přibližně 6 hmotností Země) obsahují významné frakce těkavých látek nebo plynu H/He (takové planety zřejmě mají různorodost kompozic, která není dobře vysvětlena jediným vztahem hmotnostního poloměru, jako je tomu u skalních planet). Po měření 65 superzemí menších než 4 poloměry Země empirická data poukazují na to, že nejběžnějším složením by byly plynové trpaslíky: existuje trend, kdy planety s poloměry až 1,5 poloměru Země rostou s rostoucím poloměrem v hustotě, ale nad 1,5 poloměru průměrná hustota planet rychle klesá s rostoucím poloměrem, což naznačuje, že tyto planety mají velký objemový podíl těkavých látek překrývajících skalnaté jádro. Další objev o složení exoplanet je ten, který se týká mezery nebo vzácnosti pozorované u planet mezi 1,5 až 2,0 poloměry Země , což je vysvětleno bimodální tvorbou planet (skalnaté superzemě pod 1,75 a subneptuny se silnými plynovými obaly nad nimi) takové poloměry).

Další studie provedené s lasery v národní laboratoři Lawrence Livermore a v laboratoři OMEGA na univerzitě v Rochesteru ukazují, že vnitřní oblasti planety křemičitanu křemičitého by podléhaly fázovým změnám za obrovských tlaků a teplot superzemské planety, a že různé fáze tohoto kapalného křemičitanu hořečnatého se oddělí do vrstev.

Geologická aktivita

Další teoretická práce Valencie a dalších naznačuje, že super-Země by byly geologicky aktivnější než Země, s dynamičtější tektonikou desek díky tenčím deskám pod větším napětím. Ve skutečnosti jejich modely naznačovaly, že Země je sama o sobě „hraničním“ případem, jen stěží dostatečně velkým na to, aby udržela deskovou tektoniku. Jiné studie však určují, že silné konvekční proudy v plášti působící na silnou gravitaci by zesílily kůru a tím inhibovaly deskovou tektoniku. Povrch planety by byl příliš silný na to, aby síly magmatu rozbily kůru na desky.

Vývoj

Nový výzkum naznačuje, že skalní centra superzemí se pravděpodobně nevyvinou na pozemské skalnaté planety jako vnitřní planety sluneční soustavy, protože se zdá, že se drží ve své velké atmosféře. Malé skalnaté jádro, místo aby se vyvinulo na planetu složenou převážně z hornin s řídkou atmosférou, zůstává pohlceno svou velkou obálkou bohatou na vodík.

Teoretické modely ukazují, že Hot Jupiter a Hot Neptunes se mohou vyvinout hydrodynamickou ztrátou jejich atmosféry na Mini-Neptunes (jak by to mohl být Super-Earth GJ 1214 b ), nebo dokonce na skalnaté planety známé jako chthonovské planety (po migraci do blízkosti) jejich mateřské hvězdy). Množství ztracených nejvzdálenějších vrstev závisí na velikosti a materiálu planety a vzdálenosti od hvězdy. V typickém systému plynný obr obíhající kolem 0,02 AU kolem své mateřské hvězdy během svého života ztrácí 5–7% své hmotnosti, ale obíhání blíže než 0,015 AU může znamenat odpaření celé planety kromě jejího jádra.

Nízké hustoty odvozené z pozorování naznačují, že zlomek populace super Země má značné obálky H/He, které mohly být brzy po vzniku ještě masivnější. Proto, na rozdíl od pozemských planet sluneční soustavy, tyto super-Země musely vzniknout během plynné fáze jejich progenitorového protoplanetárního disku .

Teploty

Vzhledem k tomu, že atmosféry, albedo a skleníkové efekty superzemí nejsou známy, povrchové teploty nejsou známy a obecně je dána pouze rovnovážná teplota. Například teplota černého tělesa Země je 255,3 K (−18 ° C nebo 0 ° F). Jsou to skleníkové plyny, které udržují Zemi teplejší. Venuše má teplotu černého těla pouze 184,2 K (-89 ° C nebo -128 ° F), přestože Venuše má skutečnou teplotu 737 K (464 ° C nebo 867 ° F). Ačkoli atmosféra Venuše zachycuje více tepla než Země, NASA uvádí teplotu černého tělesa Venuše na základě skutečnosti, že Venuše má extrémně vysoké albedo ( Bond albedo 0,90, Vizuální geometrický albedo 0,67), což mu dává nižší tělesnou teplotu než savější (nižší albedo ) Země.

Magnetické pole

Zemské magnetické pole vyplývá z jeho tekoucího tekutého kovového jádra, ale v superzemích může hmota vytvářet vysoké tlaky s velkými viskozitami a vysokými teplotami tání, které by mohly zabránit oddělení vnitřků do různých vrstev, a tak vést k nediferencovaným plášťům bez jádra. Oxid hořečnatý, který je na Zemi kamenitý, může být tekutým kovem při tlacích a teplotách nacházejících se na superzemích a mohl by vytvářet magnetické pole v pláštích superzemí. To znamená, že magnetická pole super Země budou dosud pozorovatelně detekována.

Obyvatelnost

Podle jedné hypotézy mohou superzemě asi dvou hmotností Země přispívat k životu . Vyšší povrchová gravitace by vedla k silnější atmosféře, zvýšené povrchové erozi, a tím k plošší topografii. Konečným výsledkem by mohla být „planeta souostroví“ mělkých oceánů posetá ostrovními řetězci, které jsou ideální pro biologickou rozmanitost . Mohutnější planeta dvou hmotností Země by si také ve svém nitru uchovala více tepla od svého počátečního vzniku mnohem déle, což by udrželo deskovou tektoniku (která je životně důležitá pro regulaci uhlíkového cyklu a potažmo podnebí ) po delší dobu. Silnější atmosféra a silnější magnetické pole by také chránily život na povrchu před škodlivými kosmickými paprsky .

Viz také

Reference

externí odkazy