Wie lange befinden sich die TRAPPIST-1-Planeten schon in einer bewohnbaren Zone?

Die Leuchtkraft von Trappist-1 wird geschätzt$5.25\times 10^{-4}\ L_{\odot}$, aber das war nicht immer so.

Die Leuchtkraft eines Braunen Zwergs nimmt mit der Zeit ab, und diese gemessene Leuchtkraft (zusammen mit dem Spektraltyp) ermöglicht eine Schätzung der Masse und eine untere Altersgrenze unter Verwendung von Sternenentwicklungsmodellen.

Wenn ich mir die Arbeit von Baraffe et al. (2015) massearme Evolutionsmodelle und betrachten den Ort der Leuchtkraft gegenüber der Zeit für a$0.08\ M_{\odot}$Sterne wie Trappist-1, können Sie sehen, dass die aktuelle Leuchtkraft ein Alter von impliziert$\sim 500$Millionen Jahre. Aber wenn Sie in der Zeit zurückgehen, war der Stern leuchtender und aus diesem Grund waren Planeten, die sich derzeit in der bewohnbaren Zone befinden (angeblich Planeten e,f,g), in der Vergangenheit nicht so.

Die Details einer Berechnung der bewohnbaren Zone (HZ) können komplex sein, aber im Grunde wird der Radius der bewohnbaren Zone als Quadratwurzel der Leuchtkraft skaliert. Wenn sich die Planeten d und h derzeit nicht in der HZ befinden, können wir diese als konservative Definition der HZ-Grenze verwenden.

Daraus (und unter Verwendung der veröffentlichten Bahnradien der Planeten) kann ich sehen, dass, wenn die Leuchtkraft um den Faktor 9 erhöht wird, keiner der Planeten bg in der HZ ist, sie ist größer als alle ihre Umlaufbahnen. Trappist-1 hatte eine neunmal größere Leuchtkraft, als er jünger als 27 Millionen Jahre war. Wenn ich andererseits die HZ knapp außerhalb der Umlaufbahn von Planet e verschieben möchte (und gleichzeitig Planet h in die HZ einschließen möchte), würde dies geschehen, wenn Trappist-1 ein Alter von 206 Millionen Jahren hätte. Als abschließender Gedanke können Sie an diesem speziellen Modell erkennen, dass Trappist-1 mit zunehmendem Alter um einen weiteren Faktor von zwei verblassen kann. Dies nimmt abden HZ-Radius um den Faktor 1,41 und würde bedeuten, dass g (und möglicherweise f) außerhalb der HZ liegen würde, während d (und möglicherweise c) in die HZ gebracht würde.

Es sollte jedoch beachtet werden, dass: verschiedene Modelle leicht unterschiedliche Ergebnisse liefern, diese Orte massenabhängig sind und die Masse nicht bekannt ist, sie aus denselben Modellen unter Verwendung einer Temperaturschätzung (die ebenfalls unsicher ist) abgeleitet wird. Während also meine qualitativen Schlussfolgerungen über den früheren Standort des HZ wahrscheinlich richtig sind (obwohl die detaillierten Alterszahlen modellabhängig sind), ist das zukünftige Verhalten des HZ unsicherer, da Trappist-1 möglicherweise etwas massiver ist als angenommen und bereits seine minimale Leuchtkraft erreicht.

Die Entwicklung der Leuchtkraft von Trappist-1 unter der Annahme einer Masse von$0.08M_{\odot}$und die Modelle von Baraffe et al. (2015). Die horizontale gestrichelte Linie markiert die beste Schätzung seiner aktuellen Leuchtkraft, für die sich Planeten zB in der HZ befinden sollen. Wenn wir in der Zeit zurückgehen, markiert die vertikale gestrichelte Linie ganz rechts das Alter, unterhalb dessen die Leuchtkraft bis zu dem Punkt ansteigt, an dem e zu heiß wird, um bewohnbar zu sein. Weiter hinten markiert die vertikale gestrichelte Linie ganz links den Punkt, an dem alle derzeit bekannten Planeten (bh) unbewohnbar werden.

Die Antwort auf Ihre Frage ist also ziemlich ungewiss und hängt jetzt entscheidend vom Alter von Trappist-1 ab und natürlich davon, ob die Planeten immer auf den Umlaufradien waren, die sie jetzt haben$^{*}$. Wie Sie aus dem obigen Diagramm ersehen können (beachten Sie die logarithmische Skala auf der x-Achse), findet die oben erwähnte Leuchtkraftentwicklung früh statt. Wenn Trappist-1 nur 500 Millionen Jahre alt sein könnte, dann wäre Leben auf Planet e vielleicht erst seit 300 Millionen Jahren möglich. Wenn der Stern jedoch etwas massereicher und 10 Milliarden Jahre alt ist, dann hatte das Leben 9,8 Milliarden Jahre Zeit, um in Gang zu kommen.

Wenn Sie von Planet f sprechen, dann hat er etwas länger ($\sim +100$Millionen Jahre) innerhalb der HZ und Planet g etwas länger ($\sim +70$Millionen Jahre) wieder. Planet h wird vergleichsweise wenig Zeit (in der Vergangenheit), weniger als ein paar hundert Millionen Jahre, innerhalb der HZ verbracht haben.

$^{*}$Die Zusammenfassung des Entdeckungspapiers von Gillon et al. (2017) diskutiert kurz die Möglichkeit, dass die Planeten nach ihrer Entstehung durch einen Prozess der "disc-driven migration" nach innen gewandert sind. Wenn dies der Fall ist, ändert dies nichts an der obigen Diskussion. Scheiben um sehr massearme Sterne können langlebiger sein als solche um massereichere Sterne, haben sich danach aber im Wesentlichen aufgelöst$\sim 10-20$Millionen Jahren ( Kennedy & Kenyon 2009 ; Dawson et al. 2013 ; Binks & Jeffries 2017 ) und die Planetenkonfiguration müsste bis zum Verschwinden der Scheibe dort eingestellt werden, wo sie jetzt ist.