Anordnung der Planeten (Masse und Art)

Darf ich mich zunächst scherzhaft darüber beschweren, dass Sie sich für ein ziemlich komplexes System entschieden haben? Wir haben viele Exoplaneten gefunden, aber es gibt nicht viele, die sich in komplexen Systemen wie diesem befinden. Das wird eine schwierige Frage. Wie Green vorausgesagt hat , sind Kepler-Daten hier nützlich – Fang & Margo (2012) fanden das heraus

75–80 % der Planetensysteme haben einen oder zwei Planeten mit Umlaufzeiten von weniger als 200 Tagen

Sie waren auch in der Lage, Daten aus einer Vielzahl von Parametern darzustellen, um einige Diagramme zu erstellen, die zur Erstellung von Verteilungskurven verwendet werden konnten. Wenn Sie möchten, können Sie daraus extrapolieren.

Wie auch immer, ich bin hier vom Weg abgekommen. Massenverteilungen wurden in Mazeh et al. behandelt. (1998) (mit ziemlicher Sicherheit veraltet, aber dennoch eine gute Analyse) und Malhotra (2015) . Unter Verwendung einiger Orbitalabstandsparameter (die Sie anpassen können, wenn Sie möchten) fand Malhotra heraus, dass der Spitzenwert von$\log m/M_{\oplus}$tritt bei etwa 0,6–1,0 auf, mit einer Standardabweichung von 1,1–1,2. Nicht die größte Genauigkeit, aber immer noch ziemlich gut.

Llambayet al. (2011) konnten eine Masse-Periode-Verteilung für Exoplaneten in der Nähe des Sterns erstellen, die Sie dann verwenden können, um eine anständige Massenverteilung bei einem bestimmten Radius zu erhalten:

Die meisten kleineren Planeten haben Umlaufzeiten von mehr als P~2,5 Tagen, während höhere Massen bis zu P~1 Tag gefunden werden.

Kurz gesagt, massereichere Planeten befinden sich näher im Inneren, während weniger massereiche Planeten weiter außen liegen. Dennoch haben Llambay et al. betrachteten nur Planeten, die ihren Muttersternen extrem nahe sind. Für den Rest des Systems (dh weiter entfernte Planeten) verweise ich auf Jiang et al. (2007) . Ich kann weder die Massen- und Periodenhistogramme kopieren, die sie gegeben haben (jedes in Beziehung zur beobachteten Gesamtzahl setzen), noch kann ich die Streudiagramme kopieren, aber sie sind unglaublich hilfreich, besonders da sie eine Stichprobengröße von 233 Exoplaneten berücksichtigten.

Diese Grafik, die auf Wikipedia aus dem Open Exoplanet Catalog erstellt wurde , ist ebenfalls hilfreich für eine Übersicht auf einen Blick:

^{Bild im öffentlichen Bereich.}

Etwas, das Sie berücksichtigen müssen, ist die planetarische Migration . Ich habe mehrere Antworten darauf über Stack Exchange geschrieben (zB The Solar System Explosion in the Nice Model , Hat Jupiter die Erde wirklich (un)bewohnbar gemacht , Welche Gravitationswirkung hätte das Bewegen von Jupiter in das innere Sonnensystem auf das äußere?usw. - der erste konzentrierte sich nur auf einen Teil, weil Kyle Oman bereits damit vertraut war, daher die Frage), und andere haben an anderer Stelle auf Stack Exchange hervorragende Antworten geschrieben. Inzwischen habe ich es satt, immer wieder dasselbe zu schreiben, also verweise ich Sie als Einstieg auf die letzten beiden Beiträge, die ich gegeben habe. Sie müssen die Planetenmigration einbeziehen, da sie die Umlaufbahnen der drei Gasriesen im System stark beeinflussen wird. Achten Sie darauf, dass Sie genug haben - meine Antwort auf Physik erläutert, warum eine bestimmte Zahl benötigt wird.

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Verhältnis von Planetenmasse zu Stern

Ein solches Verhältnis existiert nicht. Sie können so ziemlich jede (vernünftige) Kombination haben, die Sie wollen. Alles hängt von der riesigen Molekülwolke ab , aus der sich der Stern gebildet hat, und der Entwicklung der protoplanetaren Scheibe . Alles kann passieren.

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Anzahl der Planeten

Fang & Margot sind wieder einmal hilfreich. Weissbeinet al. sind auch eine ausgezeichnete Ressource für diesen speziellen Teil. Ich wünschte noch einmal, ich könnte direkt herausfinden, wie man Grafiken und Histogramme kopiert, ohne imgur zu verwenden - das kann ich später verwenden -, aber ich kann das umgehen. Leider gehen sie von drei Annahmen aus:

1. Alle Planeten in einem System sind genau ausgerichtet
2. Alle Sterne und Planeten sind identisch
3. Die Besetzungsverteilung eines Planeten, der in einer bestimmten Entfernung von seinem Sternwirt existiert, f(r), ist für alle Sterne, die Planeten erzeugen können, gleich und wird durch Gleichung (1) gegeben.

Das dritte ist kein Problem, aber die ersten beiden sind es (siehe meinen Abschnitt über die Begrenzung der Ekliptikebene für eine Diskussion über das erste). Glücklicherweise kann dieses Kriterium, wie ich später zeigen werde, leicht erfüllt werden. Das zweite ist das Problem.

Wie auch immer, Weissbein et al. Finden Sie die Wahrscheinlichkeit,$P$, die ein Star hostet$m$Planeten zu sein

$$P(m)=\int_0^{\infty}\left[\frac{F(r)^m}{r^2m!}e^{-F(r)}\right]dr$$ wo$r$ist Radius und $$F(r)\equiv \int_0^r f(r')dr'$$ wo$f(r')$ist eine modifizierte Form der allgemeinen Besetzungswahrscheinlichkeitsfunktion.

Daraus haben sie dann eine Tabelle der Ergebnisse erstellt, die ich im Moment nicht einbeziehen werde, da ich nicht gut mit Tabellen in Stack Exchange umgehen kann. Wie vorhersehbar, ging die Anzahl der Systeme jedoch mit zunehmender Anzahl der Planeten zurück.

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Begrenzung der Ekliptikebene

"Begrenzung der Ekliptikebene" kann in Bezug auf die Umlaufbahnneigung diskutiert werden , die allgemein mit bezeichnet wird$i$. Bei den meisten Systemen ist dies für die meisten beteiligten Körper nahe null Grad (obwohl Pluto eine hohe Neigung hat ).

Die Planeten im Sonnensystem kreisen in einer Ebene , weil sich alles aus einer protoplanetaren Scheibe gebildet hat. Die Planeten neigen aufgrund einer Drehimpulserhaltung dazu, so zu bleiben . Dies kann sich in einigen Fällen ändern - insbesondere hat Kepler-452b einen hohen Neigungswinkel (90 Grad!). Wie ich in meiner Antwort dort geschrieben habe, kann dies aus mehreren Gründen geschehen sein:

• Die Rotationsachse des Sterns wurde gestört, genauso wie die Rotationsachse von Uranus gestört wurde (wenn auch durch andere Objekte).
• Der Planet wurde durch ein anderes Objekt gestört, entweder im System (z. B. ein Planetoid) oder ein Begleitstern. Die Sonne wurde mit vielen anderen Sternen in einem Haufen gebildet; dies geschieht für viele Sterne.

Die einschlägigen Arbeiten zu diesem Thema sind Crida & Batygin (2014) und Xue et al. (2014) . Es gibt andere Gründe für die Änderung der Bahnneigung eines Planeten, insbesondere den Lidov-Kozai-Mechanismus (siehe Lidov (1962) und Kozai (1962) ). Der Lidov-Kozai-Mechanismus besagt im Wesentlichen, dass die Exzentrizität der Umlaufbahn eines Objekts durch Wechselwirkungen mit einem anderen (massereicheren) Objekt geändert werden kann, wodurch sich auch die Exzentrizität der Umlaufbahn des ersten Objekts ändert. Der Drehimpuls in der$z$-Achse muss hier erhalten bleiben; es ist die Menge

$$L_z=\sqrt{1-e^2}\cos i$$ Sie können damit ein wenig herumspielen, um zu sehen, was passiert, wenn verschiedene Parameter geändert werden (Sie sollten in der Lage sein, die hier angegebenen Orbitalformeln anzuwenden ). Das Modell geht jedoch davon aus, dass der Störer viel massiver ist als das gestörte Objekt (Kozais ursprüngliche Analyse wurde auf Störungen von Asteroiden durch Jupiter angewendet!). Für größere gestörte Körper benötigen Sie einen größeren Störer. Das macht es den Planeten sehr schwer. Dies könnte in einem Doppelsternsystem passieren, in dem ein Stern massereicher ist als ein anderer Stern und der zweite Stern einen Planeten stört, der sich um den größeren Stern bewegt. Es ist jedoch unwahrscheinlich und passt nicht zu Ihrem Modell von einem Stern.

Es macht Sinn, dass entweder die meisten oder die Umlaufbahnen hohe Bahnneigungen haben – ein Ergebnis einer Störung der Rotationsachse des Sterns oder der protoplanetaren Scheibe – oder niedrige Bahnneigungen. Der Lidov-Kozai-Mechanismus eignet sich nicht für große Systeme. Es ist auch wichtig zu beachten, dass es periodischer Natur ist. Fang & Margot noch einmal zitierend,

Darüber hinaus haben über 85 % der Planeten Bahnneigungen von weniger als 3◦ (relativ zu einer gemeinsamen Referenzebene).

Sie verwendeten eine Rayleigh-Verteilung , um dies zu beschreiben:

$$P(k)=\frac{k}{\sigma^2}e^{-k^2/\sigma^2}$$ wo$\sigma$ist der Parameter, der die Verteilung von bestimmt$k$. Beachten Sie den Unterschied zwischen einer Rayleigh-Verteilung und einer Normalverteilung . Eine Verteilung für orbitale Exzentrizität findet sich in Kane et al. (2012) .

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Alles zusammenbringen.

Es gibt die rohen Informationen, die wir brauchen. Hier ist die Synthese.

Ist dies die wahrscheinlichste Anordnung, RxAxGx?

Nun, es ist unwahrscheinlich, dass sich so viele Planeten um einen Stern bilden, also technisch gesehen, nein. Drei Gasriesen implizieren eine orbitale Migration, die sie wie in unserem Sonnensystem nach außen drängen könnte, aber seien Sie darauf vorbereitet, dass am Anfang ein vierter drin ist, wie es einige Varianten des Nizza-Modells erfordern (der "5. Gasriese") .

Kann ein massiver Gasriese außerhalb der Ekliptikebene in der Nähe des Sterns kreisen?

Ich habe bereits gesagt, dass der Störer in klassischen Modellen des Kozai-Effekts im Allgemeinen massiver sein muss als das gestörte Objekt. Dies bedeutet, dass eine solche Anordnung wahrscheinlich nicht zustande kommt. Sicherlich könnte ein Gasriese in der Nähe des Sterns sein, aber nicht außerhalb der Ekliptik, wenn er mit einem System anderer Planeten zusammen wäre, die in der Ekliptik blieben.

Kann das Bewohnbare mit einigen Kometen und Asteroiden allein sein?

Asteroiden? Sicher. Nun, das Bewohnbare könnte nicht im Asteroidengürtel sein, denn dann hätte es seine Umlaufbahn nicht verlassen und wäre anfällig für Kollisionen, was den Planeten schnell nicht mehr so ​​​​bewohnbar machen würde!

Die Anordnung im Großen und Ganzen könnte passieren.

Rocky/Gas-Konfigurationen

Alles ist möglich, aber es ist kein Zufall, dass das Sonnensystem seine dichtesten Planeten auf Umlaufbahnen hat, die der Sonne am nächsten sind, und Gasriesen viel weiter draußen. Die höheren Temperaturen und Sonnenwinddrücke in der Nähe des Sterns werden leichtere Elemente leichter von den inneren Umlaufbahnen wegdrücken, wenn der Reaktor des Sterns hochfährt.

Um https://en.wikipedia.org/wiki/Formation_and_evolution_of_the_Solar_System zu zitieren :

Das innere Sonnensystem, die Region des Sonnensystems innerhalb von 4 AE, war zu warm, als dass flüchtige Moleküle wie Wasser und Methan kondensieren könnten, sodass sich die dort gebildeten Planetesimale nur aus Verbindungen mit hohen Schmelzpunkten wie Metallen (wie Eisen) bilden konnten , Nickel und Aluminium) und Gesteinssilikate.

Schwere Gesteinsplaneten näher am Stern und weiter entfernte Gasriesen sind wahrscheinlich die wahrscheinlichste Konfiguration, wobei nur eigenartige Formationsereignisse dies ändern.

Unabhängige Gesteinsplaneten in der Zone der Gasriesen gibt es in unserem Sonnensystem nicht, aber Gesteinsmonde dieser Gasriesen. Felsige Dinge können und werden also in jeder Entfernung existieren, aber Gasriesen neigen dazu, weiter entfernt zu sein und alles auf ihrem Weg einzufangen oder zu zerstören.

Dass es ab einem bestimmten Punkt keine Gasriesen mehr gibt, liegt wahrscheinlich einfach daran, dass der Sonnennebel ab einer bestimmten Entfernung zu dünn ist.

Binäre zu trinären Systemen könnten vielleicht andere Situationen hervorrufen. Wenn Jupiter groß genug gewesen wäre, um ein roter Zwerg zu sein, dann hätten wir ein komplexes binäres System: Immer noch wahrscheinlich mit Gesteinsplaneten zwischen den beiden Sternen, aber vielleicht ein noch größeres Gesteinssystem, das Jupiter umkreist. Wir gehen jedoch davon aus, dass Mehrsternsysteme stabilen Umlaufbahnen in der Nähe der bewohnbaren Zone im Allgemeinen weniger förderlich sind.

Umlaufbahnen und Richtungen

Alle innerhalb des Systems gebildeten Planeten werden in derselben Ebene und in derselben Richtung umkreisen: Sie werden in dieser Umlaufbahn aus derselben rotierenden Urmasse konstruiert.

Kollisionen oder Gravitationswechselwirkungen mit einem extrastellaren Objekt könnten jedoch einen Planeten möglicherweise in eine etwas andere Umlaufbahnebene werfen. Es müsste von einem extrastellaren Objekt stammen, alles andere hat die gleichen Winkelgeschwindigkeitsvektoren, also stoßen Kollisionen zwischen Systemkörpern die Dinge einfach in unterschiedliche Bewegungen in derselben Ebene.

Ein Sonnensystem, das einem besonders massereichen Nachbarn zu nahe gekommen ist, könnte am Ende Planeten in Umlaufebenen haben, die geneigt und elliptischer werden, je weiter sie entfernt sind. Das ist viel wahrscheinlicher, als dass ein außerstellarer Schurkenplanet in einen der Planeten stürzt und einen neuen Planeten erzeugt, der in einer anderen Ebene und/oder Richtung umkreist.

Eingefangene Planeten

Das Einfangen eines Objekts im Orbit ist äußerst unwahrscheinlich: Sie neigen dazu, parabolischen oder hyperbolischen Bahnen zu folgen und die Begegnung mit der gleichen kinetischen Energie zu verlassen, mit der sie angekommen sind. Nur Kollisionen während des Prozesses können dies ändern, und es ist sehr unwahrscheinlich, dass sie passieren, geschweige denn auf genau die richtige Weise, um den Besucher dazu zu bringen, in die Umlaufbahn zu starten.

Es ist jedoch möglich: Neptun hat Triton eingefangen (wir wissen das, weil Triton die entgegengesetzte Richtung zu Neptuns Rotation umkreist), sodass ein extrastellarer Planet eingefangen werden könnte, und das könnte in jeder Ebene oder in jeder Richtung passieren. Es musste eine Kollision einhergehen, damit das Ergebnis ein weiterer Planet sein könnte, der ebenfalls in einer besonderen Ebene und Richtung umkreist.

Die Sterne selbst

Blaue Riesen und Supergiganten (O- und B-Klasse) sind mit ziemlicher Sicherheit auszuschließen: Sie sind zu kurzlebig.

Andere Riesen werden wahrscheinlich ebenfalls ausgeschlossen, da sie dazu neigen, sterbende Sterne zu sein: Die bewohnbare Zone wird sich verschoben haben, und das verursacht Probleme für die Evolution. Auch ihr Leben als Giganten ist meist kurz.

Aber alles andere als tote Sterne (Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher) ist machbar.

Nur schöne orange, gelbe oder weiße Hauptreihensterne scheinen wahrscheinlich bewohnbare Zonen zu produzieren, die lange genug stabil sind, damit sich Leben entwickeln kann:

Haftungsausschluss

Wir leben in einer von Hunderten Milliarden Galaxien mit jeweils Hunderten Milliarden Sternen. Ich gehe davon aus, dass jede erdenkliche Konfiguration mindestens um einen dieser Sterne herum existiert.