TRAPPIST -1 - TRAPPIST-1

TRAPPIST-1

TRAPPIST-1 je v červeném kruhu v souhvězdí Vodnáře
Data pozorování Epocha J2000       Equinox J2000
Souhvězdí	Vodnář
Pravý vzestup	23 h 06 m 29,283 s
Deklinace	−05 ° 02 ′ 28,59 ″
Charakteristika
Evoluční fáze	Hlavní sekvence
Spektrální typ	M8V
Zdánlivá velikost  (V)	18,798 ± 0,082
Zdánlivá velikost  (R)	16,466 ± 0,065
Zdánlivá velikost  (I)	14,024 ± 0,115
Zdánlivá velikost  (J)	11,354 ± 0,022
Zdánlivá velikost  (H)	10,718 ± 0,021
Zdánlivá velikost  (K)	10,296 ± 0,023
Index barev V − R	2,332
R − I barevný index	2,442
Barevný index J − H	0,636
Barevný index J -K	1,058
Astrometrie
Radiální rychlost (R v )	−54 ± 2  km/s
Správný pohyb (μ)	RA: 922,1 ± 1,8  mas / rok prosince: −471,9 ± 1,8  mas / rok
Paralaxa (π)	80,451 ± 0,12  mas
Vzdálenost	40,54 ± 0,06  ly (12,43 ± 0,02  ks )
Absolutní velikost  (M V )	18,4 ± 0,1
Podrobnosti
Hmotnost	0,0898 ± 0,0023  M ☉
Poloměr	0,1192 ± 0,0013  R ☉
Svítivost (bolometrická)	0,000553 ± 0,000018  L ☉
Svítivost (vizuální, L V )	0,000 003 73  L ☉
Povrchová gravitace (log  g )	≈5,227  cgs
Teplota	2566 ± 26  K.
Metallicity [Fe/H]	0,04 ± 0,08  dex
Otáčení	3,295 ± 0,003 dne
Rychlost otáčení ( v  sin  i )	6 km/s
Stáří	7,6 ± 2,2  Gyr
Jiná označení
2MASS J23062928-0502285, 2MASSI J2306292-050227, 2MASSW J2306292-050227, 2MUDC 12171
Odkazy na databázi
SIMBAD	data
Archiv Exoplanety	data
Encyklopedie extrasolárních planet	data

TRAPPIST-1 , také označovaný jako 2MASS J23062928-0502285 , je mimořádně chladná hvězda červeného trpaslíka s poloměrem o něco větším než planeta Jupiter , přičemž má 94krát větší hmotnost než Jupiter. Je to asi 40 světelných let (12 ks) od Slunce v souhvězdí Vodnáře . Na jeho oběžné dráze bylo detekováno sedm mírných pozemských planet , více než kterýkoli jiný planetární systém kromě Kepler-90 . Studie vydaná v květnu 2017 naznačuje, že stabilita systému není nijak zvlášť překvapivá, vezmeme -li v úvahu, jak planety migrovaly na své současné oběžné dráhy protoplanetárním diskem .

Tým belgických astronomů poprvé objeveny tři Earth -sized planety obíhající hvězdu v roce 2015. Tým vedený Michaël Gillon na univerzitě v Lutychu v Belgii detekované planety pomocí tranzitní fotometrie s tranzitující planety a planetesimál malým dalekohledem (trappist) na Observatoř La Silla v Chile a Observatoire de l'Oukaïmeden v Maroku . Dne 22. února 2017 astronomové oznámili čtyři takové další exoplanety. Tato práce mimo jiné použila Spitzerův vesmírný dalekohled a Velmi velký dalekohled v Paranalu a přinesla celkem planet na sedm, z nichž nejméně tři ( e , f , g ) jsou považovány za obyvatelné zóny . Všichni by mohli být obyvatelní, protože někde na povrchu mohou mít kapalnou vodu. V závislosti na definici jich mohlo být až šest v optimistické obyvatelné zóně ( c , d , e , f , g , h ), s odhadovanými rovnovážnými teplotami 170 až 330 K (−103 až 57 ° C; −154 až 134 ° F). V listopadu 2018 vědci zjistili, že planeta e je nejpravděpodobnějším oceánským světem podobným Zemi a „by byla vynikající volbou pro další studium s ohledem na obyvatelnost“.

Objev a nomenklatura

Keplerův obrázek TRAPPIST-1

Hvězda ve středu systému byla objevena v roce 1999 během průzkumu oblohy dvou mikronů (2MASS). Byl zapsán do následného katalogu s označením „2MASS J23062928-0502285“. Čísla odkazují na pravý vzestup a pokles polohy hvězdy na obloze a „J“ odkazuje na Julianovu epochu .

Systém byl později studován týmem z University of Liège , který provedl svá první pozorování pomocí dalekohledu TRAPPIST – South od září do prosince 2015 a svá zjištění publikoval v květnu 2016 v časopise Nature . Backronym vzdává hold katolické křesťanské řehole z Trappists ak trapista produkuje (především v Belgii), což astronomům slouží k toast jejich objevu. Jelikož hvězda hostila první exoplanety objevené tímto dalekohledem, objevitelé ji podle toho označili jako „TRAPPIST-1“.

Planety jsou označeny v pořadí jejich objevu, počínaje b pro první objevenou planetu, c pro druhou a tak dále. Tři planety kolem TRAPPIST-1 byly nejprve objeveny a označeny b , c a d v pořadí zvyšujících se oběžných dob a druhá dávka objevů byla podobně označena e až h .

Hvězdná charakteristika

TRAPPIST-1 ve srovnání s velikostí Slunce .

TRAPPIST-1 je ultra cool trpasličí hvězda spektrální třídyM8,0 ± 0,5, což je přibližně 9% hmotnosti a 12% poloměru Slunce . Přestože je jen o málo větší než Jupiter , je asi 94krát hmotnější. Optická spektroskopie s vysokým rozlišením neodhalila přítomnost lithia , což naznačuje, že se jedná o hvězdu hlavní sekvence s velmi nízkou hmotností , která fúzuje vodík a vyčerpala své lithium, tj. Spíše červený trpaslík než velmi mladý hnědý trpaslík . Má teplotu 2511  K (2238 ° C; 4060 ° F) a jeho stáří bylo odhadnuto na přibližně7,6 ± 2,2  Gyr . Pro srovnání, Slunce má teplotu 5 778 K (5 505 ° C; 9 941 ° F) a stáří asi 4,6 Gy. Pozorování s prodloužením Kepler K2 celkem 79 dní odhalilo hvězdné skvrny a občasné slabé optické světlice rychlostí 0,38 za den ( 30krát méně časté než u aktivních trpaslíků M6 – M9); blízko konce pozorovacího období se objevila jediná silná erupce. Pozorovaná aktivita vzplanutí pravděpodobně pravidelně mění atmosféru obíhajících planet, což je činí méně vhodnými pro život. Hvězda má rotační období 3,3 dne.

Byly získány skvrnité snímky TRAPPIST-1 s vysokým rozlišením a odhalily, že hvězda M8 nemá žádné společníky se svítivostí rovnou nebo jasnější než hnědý trpaslík. Toto určení, že hostitelská hvězda je jediná, potvrzuje, že naměřené hloubky tranzitu pro obíhající planety poskytují skutečnou hodnotu jejich poloměrů, což dokazuje, že planety mají skutečně velikost Země.

Díky své nízké svítivosti má hvězda schopnost žít až 12 bilionů let. Je bohatá na kovy s kovovou hmotností ([Fe/H]) 0,04, neboli 109% solárního množství. Jeho svítivost je 0,05% sluneční ( L _☉ ), z nichž většina je emitována v infračerveném spektru, a se zdánlivou velikostí 18,80 není viditelná základními amatérskými dalekohledy ze Země.

Planetární systém

Relativní velikosti, hustoty a osvětlení systému trappist-1, ve srovnání s vnitřní planety na sluneční soustavy .

Data o tranzitu Spitzerova vesmírného teleskopu TRAPPIST-1. Větší planety mají za následek více stmívání, zatímco planety vzdálenější od hvězdy mají za následek delší stmívání.

Dne 22. února 2017 astronomové oznámili, že planetární systém této hvězdy se skládá ze sedmi mírných pozemských planet , z nichž pět ( b , c , e , f a g ) má podobnou velikost jako Země a dvě ( d a h ) mají střední velikost mezi Marsem a Zemí. V obytné zóně obíhají nejméně tři planety ( e , f a g ) .

Dráhy planetárního systému TRAPPIST-1 jsou velmi ploché a kompaktní. Všech sedm planet TRAPPIST-1 obíhá mnohem blíže, než Merkur obíhá kolem Slunce. Kromě bodu b obíhají dále než Galileovské satelity kolem Jupitera, ale blíže než většina ostatních měsíců Jupitera . Vzdálenost mezi oběžnými dráhami b a c je pouze 1,6krát větší než vzdálenost Země a Měsíce. Planety by se měly navzájem nápadně objevovat na obloze, v některých případech by měly vypadat několikanásobně větší, než se Měsíc jeví ze Země. Rok na nejbližší planetě uplyne pouze za 1,5 pozemského dne, zatímco rok sedmé planety uplyne za pouhých 18,8 dne.

Planety procházejí tak blízko sebe, že gravitační interakce jsou významné a jejich oběžná období téměř rezonují. V době, kdy nejvnitřnější planeta dokončí osm oběžných drah, druhá, třetí a čtvrtá planeta dokončí pět, tři a dvě. Gravitační přetahování má také za následek variace časování tranzitu (TTV), pohybující se od necelé minuty do více než 30 minut, což umožnilo vyšetřovatelům vypočítat hmotnosti všech kromě nejvzdálenější planety. Celková hmotnost šesti vnitřních planet je přibližně 0,02% hmotnosti TRAPPIST-1, což je zlomek podobný hmotnosti galilejských satelitů na Jupiteru a pozorování připomínající podobnou historii formování . Hustoty planet se pohybují od ~ 0,60 do ~ 1,17násobku hustoty Země ( ρ _⊕ , 5,51 g/cm ³ ), což naznačuje převážně skalnaté kompozice. Tyto nejistoty jsou příliš velké pro indikaci, zda je také podstatnou součástí těkavých látek, s výjimkou v případě f , kde hodnota (0,60 ± 0,17  ρ _⊕ ) „zvýhodňuje“ přítomnost vrstvy ledu a/nebo rozšířené atmosféry. Speckle imaging vylučuje všechny možné hvězdné a hnědé trpasličí společníky.

Dne 31. srpna 2017 astronomové využívající Hubbleův vesmírný teleskop oznámili první důkaz možného obsahu vody na exoplanetách TRAPPIST-1.

Mezi 18. únorem a 27. březnem 2017 tým astronomů použil Spitzerův vesmírný teleskop k pozorování TRAPPIST-1 k upřesnění orbitálních a fyzických parametrů sedmi planet pomocí aktualizovaných parametrů pro hvězdu. Jejich výsledky byly zveřejněny 9. ledna 2018. Přestože nebyly uvedeny žádné nové odhady hmotnosti, týmu se podařilo upřesnit orbitální parametry a poloměry planet ve velmi malém chybovém rozpětí. Kromě aktualizovaných planetárních parametrů našel tým také důkazy o velké horké atmosféře kolem nejvnitřnější planety.

Dne 5. února 2018 zveřejnila kolaborativní studie mezinárodní skupiny vědců pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu, Keplerova vesmírného teleskopu, Spitzerova vesmírného teleskopu a dalekohledu ESEC SPECULOOS dosud nejpřesnější parametry systému TRAPPIST-1. Byli schopni upřesnit hmotnosti sedmi planet na velmi malé chybové rozpětí, což umožnilo přesně určit hustotu, gravitaci povrchu a složení planet. Hmotnosti planet se pohybují od asi 0,3  M _1. do 1,16  M _🜨 , s hustotami od 0,62 ρ _⊕ (3,4 g/cm ³ ) do 1,02 ρ _⊕ (5,6 g/cm ³ ). Planety c a e jsou téměř úplně skalnaté, zatímco b , d , f , g a h mají vrstvu těkavých látek ve formě buď vodní skořápky, ledové skořápky nebo husté atmosféry. Planety c , d , e a f postrádají atmosféru vodík-helium. Byla také pozorována planeta g , ale nebylo dost údajů, aby bylo možné jednoznačně vyloučit vodíkovou atmosféru. Planeta d může mít tekutý vodní oceán obsahující asi 5% její hmotnosti - pro srovnání, obsah vody na Zemi je <0,1% - zatímco pokud f a g mají vodní vrstvy, jsou pravděpodobně zmrzlé. Planeta e má o něco vyšší hustotu než Země, což naznačuje pozemské složení hornin a železa. Atmosférické modelování naznačuje, že atmosféra b je pravděpodobné, že bude přes neovladatelný skleník hranice s odhadovaným 10 ¹ až 10 ⁴ MPa vodní páry.

Studie hvězdného spektra, provedená na začátku roku 2020, odhalila, že rotační osa hvězdy TRAPPIST-1 je dobře zarovnána s rovinou planetárních drah. Bylo zjištěno, že hvězdná šikmost je19+13
−15 stupně.

Datový graf

Systém TRAPPIST-1 s velikostmi a vzdálenostmi v porovnání s Měsícem a Zemí

Orbitální blízká rezonance

Planetární tranzity TRAPPIST-1 po dobu 20 dnů od září do října, zaznamenané Spitzerovým vesmírným teleskopem v roce 2016.

Orbitální pohyby planet TRAPPIST-1 tvoří složitý řetězec s třemi tělesnými rezonancemi typu Laplace spojující každého člena. Relativní oběžné doby (postupující směrem ven) se přibližují poměrům celých celých čísel 24/24, 24/15, 24/9, 24/6, 24/4, 24/3, respektive 24/2, nebo poměrům období nejbližšího souseda přibližně 8/5, 5/3, 3/2, 3/2, 4/3 a 3/2 (1,603, 1,672, 1,506, 1,509, 1,342 a 1,519). To představuje nejdelší známý řetězec téměř rezonančních exoplanet a předpokládá se, že je výsledkem interakcí mezi planetami, které migrovaly dovnitř v reziduálním protoplanetárním disku po vytvoření na větších počátečních vzdálenostech.

Většina sad oběžných drah podobných sadě nalezené u TRAPPIST-1 je nestabilní, což způsobuje, že se jedna planeta dostane do sféry Hill jiné nebo bude vyhozena. Ale bylo zjištěno, že existuje způsob, jak může systém migrovat do celkem stabilního stavu prostřednictvím tlumících interakcí například s protoplanetárním diskem . Poté mohou přílivové síly poskytnout systému dlouhodobou stabilitu.

Těsná shoda mezi poměry celých čísel v orbitálních rezonancích a v hudební teorii umožnila převést pohyb systému na hudbu.

Vznik planetárního systému

Podle Ormela a kol. Předchozí modely planetární formace nevysvětlují vznik vysoce kompaktního systému TRAPPIST-1. Formace na místě by vyžadovala neobvykle hustý disk a neodpovídala by orbitálním rezonancím. Formace mimo linii mrazu nevysvětluje pozemskou povahu planet ani hmoty podobné Zemi. Autoři navrhli nový scénář, ve kterém tvorba planety začíná na mrazové linii, kde částice velikosti oblázků způsobují nestálost streamování , a poté protoplanety rychle dozrávají oblázkovým narůstáním . Když planety dosáhnou hmotnosti Země, vytvářejí poruchy v plynovém disku, které zastavují vnitřní drift oblázků a způsobují zastavení jejich růstu. Planety jsou transportovány migrací typu I na vnitřní disk, kde se zastaví v magnetosférické dutině a skončí ve středních pohybových rezonancích. Tento scénář předpovídá planety vytvořené s významnými frakcemi vody, kolem 10%, s největšími počátečními frakcemi vody na nejvnitřnějších a nejvzdálenějších planetách.

Přílivové zamykání

Předpokládá se, že všech sedm planet bude pravděpodobně přílivově zablokováno do takzvaného synchronního spinového stavu (jedna strana každé planety trvale obrácená ke hvězdě), což činí vývoj tamního života mnohem náročnějším. Méně pravděpodobnou možností je, že někteří mohou být uvězněni v rezonanci rotace na oběžné dráze vyššího řádu . Tidally uzamčené planety by typicky měly velmi velké teplotní rozdíly mezi jejich trvale osvětlenými denními stranami a jejich trvale temnými nočními stranami, což by mohlo způsobit velmi silný vítr obíhající planety. Nejlepší místa pro život mohou být v blízkosti oblastí mírného soumraku mezi oběma stranami, které se nazývají linie terminátoru . Další možností je, že planety mohou být tlačeny do efektivně nesynchronních spinových stavů díky silným vzájemným interakcím mezi sedmi planetami, což má za následek úplnější hvězdné pokrytí povrchu planet.

Přílivové topení

Předpokládá se, že přílivový ohřev bude významný: Očekává se, že všechny planety kromě f a h budou mít přílivový tepelný tok větší než celkový tepelný tok Země. S výjimkou planety c mají všechny planety hustoty dostatečně nízké, aby naznačovaly přítomnost významného H
2O v nějaké formě. Planety b a c zažívají dostatek tepla z přílivu planet, aby udržely magmatické oceány ve svých skalních pláštích; planeta c může mít na svém povrchu erupce silikátového magmatu. Přílivové tepelné toky na planetách d , e a f jsou nižší, ale stále jsou dvacetkrát vyšší než průměrný tepelný tok Země. Planety d a e jsou s největší pravděpodobností obyvatelné. Planeta d se vyhýbá uprchlému skleníkovému stavu, pokud je její albedo ≳ 0,3 .

Možné efekty silného rentgenového záření a extrémního UV záření systému

Bolmont a kol. modeloval účinky předpovídaného daleko ultrafialového (FUV) a extrémního ultrafialového (EUV/XUV) ozáření planet b a c pomocí TRAPPIST-1. Jejich výsledky naznačují, že tyto dvě planety mohly ztratit až 15 pozemských oceánů vody (i když skutečná ztráta by byla pravděpodobně nižší), v závislosti na jejich počátečním obsahu vody. Přesto si možná zachovali dostatek vody, aby zůstali obyvatelní, a podle předpovědi planety obíhající dále ven ztratí mnohem méně vody.

Následná rentgenová studie XMM-Newtona od Wheatley et al. zjistil, že hvězda vyzařuje rentgenové záření na úrovni srovnatelné s naším vlastním mnohem větším Sluncem a extrémní ultrafialové záření na úrovni 50krát silnější, než předpokládali Bolmont et al. Autoři předpovídali, že by to významně změnilo primární a možná i sekundární atmosféru blízkých planet velikosti Země, které pokrývají obyvatelnou zónu hvězdy. Publikace poznamenala, že tyto úrovně „zanedbávaly radiační fyziku a hydrodynamiku planetární atmosféry“ a mohly by být významným nadhodnocením. Pro obyvatelnost může být ve skutečnosti vyžadováno odstranění velmi silné primární atmosféry vodíku a helia pomocí XUV. Očekává se také, že vysoké hladiny XUV způsobí, že zadržování vody na planetě d bude méně pravděpodobné, než předpovídali Bolmont et al., I když i na vysoce ozářených planetách může zůstat v chladných pastech na pólech nebo na nočních stranách přílivově uzamčených planet .

Pokud na planetách v obyvatelné zóně TRAPPIST-1 existuje hustá atmosféra jako Země s ochrannou ozonovou vrstvou, bylo by povrchové prostředí UV podobné současné Zemi. Nicméně, anoxické atmosféra by umožnilo více UV dosáhnout povrchu, takže povrchové prostředích nepřátelskou dokonce vysoce UV-tolerantní pozemní Extremophiles . Pokud budoucí pozorování odhalí ozon na jedné z planet TRAPPIST-1, byl by to hlavní kandidát pro hledání povrchového života.

Spektroskopie planetárních atmosfér

Umělecké znázornění planet TRAPPIST-1 procházejících svou hostitelskou hvězdou. Světlo procházející atmosférou tranzitujících exoplanet by mohlo odhalit atmosférické složení pomocí spektroskopie .

Vzhledem k relativní blízkosti systému, malé velikosti primárních a orbitálních souřadnic, které produkují denní tranzity, jsou atmosféry planet TRAPPIST-1 příznivými cíli pro vyšetřování transmisní spektroskopií .

Kombinované přenosové spektrum planet b a c , získané Hubbleovým vesmírným teleskopem , vylučuje pro každou planetu atmosféru bez vodíku ovládanou atmosférou bez vodíku, takže je nepravděpodobné, že by obsahovala prodloužený plynový obal, pokud není zataženo do vysokých nadmořských výšek . Ostatní atmosférické struktury, od bezoblačné atmosféry vodní páry po atmosféru podobnou Venuši, zůstávají v souladu s nevýrazným spektrem.

Další studie naznačila přítomnost vodíkových exosfér kolem dvou vnitřních planet s exosférickými kotouči, které zasahují až sedmkrát do poloměrů planet.

V článku o mezinárodní spolupráci využívající údaje z vesmírných a pozemských teleskopů bylo zjištěno, že planety c a e mají pravděpodobně převážně skalnaté interiéry a že b je jedinou planetou nad limitem skleníku, která je na útěku, s tlaky vody pára řádově 10 ¹ až 10 ⁴ bar.

Pozorování budoucích teleskopů, jako je James Webb Space Telescope nebo European Extremely Large Telescope , bude schopna posoudit obsah skleníkových plynů v atmosférách, což umožní lepší odhad povrchových podmínek. Mohou být také schopni detekovat biosignatury jako ozón nebo metan v atmosférách těchto planet, pokud je tam přítomen život. Od roku 2020 je systém TRAPPIST-1 považován za nejslibnější cíl transmisní spektroskopie pomocí vesmírného teleskopu Jamese Webba .

Obyvatelnost a možnost života

Vliv hvězdné aktivity na obyvatelnost

Pozorování Keplera K2 odhalila několik záblesků na hostitelské hvězdě. Energie nejsilnější události byla srovnatelná s Carringtonovou událostí , jednou z nejsilnějších světlic pozorovaných na Slunci. Jelikož planety v systému TRAPPIST-1 obíhají mnohem blíže ke své hostitelské hvězdě než Země, mohly by takové erupce způsobit 10–10 000krát silnější magnetické bouře než nejsilnější geomagnetické bouře na Zemi. Kromě přímé újmy způsobené zářením spojeným s erupcemi mohou představovat také další hrozby: chemické složení planetárních atmosfér je pravděpodobně erupcemi pravidelně měněno a atmosféry lze také erodovat dlouhodobě. Dostatečně silné magnetické pole exoplanet by mohlo ochránit jejich atmosféru před škodlivými účinky takových erupcí, ale exoplaneta podobná Zemi by potřebovala magnetické pole v řádu 10–1 000 Gaussů, aby byla chráněna před takovými světlicemi (pro srovnání, na zemské magnetické pole je ≈0.5 Gauss). Studie v roce 2020 zjistily, že míra super-vzplanutí (definovaná jako vzplanutí uvolňující alespoň 10 ²⁶  J-dvojnásobek události Carrington ) TRAPPIST-1 je 4,2^+1,9
_−0,2rok ⁻¹ , což je nedostatečné k trvalému vyčerpání ozonu v atmosféře planet obyvatelných zón. Rovněž ultrafialová emise TRAPPIST-1 je hrubě nedostačující ke kompenzaci nedostatku klidové UV emise a k napájení prebiotické chemie .

Pravděpodobnost meziplanetární panspermie

Hypoteticky, pokud by podmínky planetárního systému TRAPPIST-1 byly schopné podporovat život, jakýkoli možný život, který se vyvinul abiogenezí na jedné z planet, by se pravděpodobně rozšířil na jiné planety v systému TRAPPIST-1 prostřednictvím panspermie , přenos života z jedné planety na druhou. Vzhledem k těsné blízkosti planet v obyvatelné zóně se vzájemným oddělením alespoň ~ 0,01 AU je pravděpodobnost přenosu života z jedné planety na druhou výrazně zvýšena. Ve srovnání s pravděpodobností panspermie ze Země na Mars je pravděpodobnost meziplanetární panspermie v systému TRAPPIST-1 považována za asi 10 000krát vyšší.

Vyhledávání rádiového signálu

V únoru 2017 Seth Shostak , vedoucí astronom institutu SETI , poznamenal: „Institut SETI použil svůj Allen Telescope Array [v roce 2016] k pozorování okolí TRAPPIST-1, skenování 10 miliard rádiových kanálů při hledání signály. Nebyly zjištěny žádné přenosy. " Další pozorování citlivějším dalekohledem Green Bank Telescope neprokázalo žádné přenosy.

Další pozorování

Existence neobjevených planet

Jedna studie využívající astrometrickou kameru CAPSCam dospěla k závěru, že systém TRAPPIST-1 nemá žádné planety s hmotností alespoň 4,6  M _J s celoročními oběžnými dráhami a žádné planety s hmotností alespoň 1,6  M _J s pětiletými oběžnými dráhami. Autoři studie však poznamenali, že jejich nálezy ponechaly oblasti systému TRAPPIST-1, zejména zónu, ve které by planety měly oběžné dráhy mezi periodami, neanalyzované.

Možnost měsíců

Stephen R. Kane , který píše v The Astrophysical Journal Letters , poznamenává, že planety TRAPPIST-1 pravděpodobně nebudou mít velké měsíce. Zemský Měsíc má poloměr 27% Země, takže jeho plocha (a hloubka průchodu) je 7,4% Země, což by pravděpodobně bylo uvedeno v tranzitní studii, pokud je přítomna. Menší měsíce v okruhu 200–300 km (120–190 mi) by pravděpodobně nebyly detekovány.

Na teoretické úrovni Kane zjistil, že měsíce kolem vnitřních planet TRAPPIST-1 budou muset být mimořádně husté, aby to bylo dokonce teoreticky možné. To je založeno na srovnání sféry Hill , která označuje vnější hranici možné oběžné dráhy měsíce definováním oblasti vesmíru, ve které je gravitace planety silnější než přílivová síla její hvězdy, a Rocheova mez , která představuje nejmenší vzdálenost, na kterou může měsíc obíhat před přílivem a odlivem planety, překročí vlastní gravitaci a odtrhne ji od sebe. Tato omezení nevylučují přítomnost kruhových systémů (kde částice drží pohromadě spíše chemické než gravitační síly). Matematická derivace je následující:

${\ displaystyle R_ {H} = a_ {p} {\ sqrt [{3}] {\ frac {M_ {p}} {3M_ {s}}}}}$

${\ displaystyle R_ {H}}$je poloměr kopce planety, vypočtený z poloosy planety , hmotnosti planety a hmotnosti hvězdy . Všimněte si, že hmotnost hvězdy TRAPPIST-1 je přibližně 30 000  M _🜨 (viz tabulka údajů výše); zbývající údaje jsou uvedeny v tabulce níže. ${\ displaystyle a_ {p}}$${\ displaystyle M_ {p}}$${\ displaystyle M_ {s}}$

${\ Displaystyle R_ {R} \ cca 2,44R_ {p} {\ sqrt [{3}] {\ frac {\ rho _ {p}} {\ rho _ {m}}}}}}$

${\ displaystyle R_ {R}}$je Rocheův limit planety, počítaný z poloměru planety a hustoty planety . Níže uvedená tabulka byla vypočítána pomocí aproximace zemského měsíce. ${\ displaystyle R_ {p}}$${\ displaystyle \ rho _ {p}}$${\ Displaystyle \ rho _ {m} =. 606}$

Planeta	${\ displaystyle M_ {p}}$ (Hmotnosti Země)	${\ displaystyle R_ {p}}$ (Poloměry Země)	${\ displaystyle \ rho _ {p}}$ (Hustota Země)	${\ displaystyle a_ {p}}$ ( AU )	${\ displaystyle R_ {H}}$ (miliAU)	${\ displaystyle R_ {R}}$ (miliAU)	${\ displaystyle R_ {H}/R_ {R}}$
TRAPPIST-1b	1,374	1,116	0,987	0,0115	0,285	0,137	2,080
TRAPPIST-1c	1,308	1,097	0,991	0,0158	0,386	0,134	2,880
TRAPPIST-1d	0,388	0,788	0,792	0,0223	0,363	0,090	4,034
TRAPPIST-1e	0,692	0,920	0,889	0,0293	0,578	0,109	5,303
TRAPPIST-1f	1,039	1,045	0,911	0,0385	0,870	0,125	6,960
TRAPPIST-1g	1,321	1,129	0,917	0,0468	1,146	0,135	8,489
TRAPPIST-1h	0,326	0,775	0,755	0,0619	0,951	0,087	10,931

Kane konstatuje, že měsíce v blízkosti okraje poloměru Hill mohou být předmětem rezonanční odstranění během planetární migraci, což vede ke snížení Hill (odstranění měsíc) faktor zhruba odhaduje na 1 / 3, pro typické systémy a 1 / 4 pro systém trapistickém-1 ; měsíce se tedy pro planety b a c neočekávají (přičemž je menší než čtyři). Kromě toho mohou přílivové interakce s planetou vést k přenosu energie z rotace planety na oběžnou dráhu měsíce, což způsobí, že měsíc časem opustí stabilní oblast. Z těchto důvodů se dokonce předpokládá, že i vnější planety TRAPPIST-1 nebudou mít měsíce. ${\ displaystyle R_ {H}/R_ {R}}$

Galerie

• 

  Umělecký koncept planetárního systému TRAPPIST-1.

• 

  Systém TRAPPIST-1 ve srovnání se sluneční soustavou ; oběžné dráhy jejích sedmi planet by se snadno vešly na oběžnou dráhu Merkuru

Videa

• Přehrávejte média

  Video (01:32) -Umělecké znázornění exoplanet TRAPPIST-1 procházejících svou hostitelskou hvězdou.

• Přehrávejte média

  Video (01:10) -Průletová animace planet systému TRAPPIST-1.

Viz také

• HD 10180 , hvězda s nejméně sedmi známými planetami
• Kepler-90 , hvězda s osmi známými planetami
• KIC 8462852 , další hvězda s pozoruhodnými tranzitními daty
• LHS 1140 , další hvězda s planetárním systémem vhodným pro studium atmosféry
• Aktivní SETI , pokus o přenos zpráv do inteligentního mimozemského života
• Obyvatelnost systémů červeného trpaslíka
• Seznam potenciálně obyvatelných exoplanet
• Nikole Lewis

Poznámky

Reference

Další čtení

• Levenson, Thomas (2. května 2016). „Astronomové našli planety v obyvatelné zóně blízké hvězdy“ . Atlantik . Citováno 31. července 2016 .

externí odkazy

• TRAPPIST.one , oficiální web objevitelského týmu
• „NASA Spitzer odhaluje největší dávku planet velikosti Země, obyvatelných zón kolem jedné hvězdy“ na YouTube od NASA
• „NASA & TRAPPIST-1: Treasure Trove of Planets Found“ na YouTube od NASA's Jet Propulsion Laboratory
• ESOcast 83: „Ultracool trpaslík s planetami“ od Evropské jižní observatoře
• Interaktivní vizualizace systému TRAPPIST-1

Souřadnice : 23 ^h 06 ^m 29,383 ^s , −05 ° 02 ′ 28,59 ″