Mini -Neptun - Mini-Neptune

Mini-Neptune (někdy známý jako plyn trpaslík nebo přechodné planety ) je planeta méně masivní než Neptun , ale připomíná Neptun v tom, že má silnou vodíku - heliové atmosféře, pravděpodobně s hlubokých vrstev ledu, hornin nebo kapalných oceánů (z voda , čpavek , směs obou nebo těžších těkavých látek).

Plyn trpaslík je plynná planeta s kamenné jádro , které se nahromadily tlustou obálku vodík, helium, a dalších těkavých látek , které mají v důsledku celkový poloměr mezi 1,7 a 3,9 zemských poloměrů (07/1-9/3  R ⊕ ). Tento termín se používá v třístupňovém klasifikačním režimu založeném na metallicity pro krátkodobé exoplanety , který zahrnuje také skalnaté, pozemské planety s méně než 1,7  R ⊕ a planety větší než 3,9  R ⊕ , jmenovitě ledové obry a plyn obři .

Vlastnosti

Teoretické studie těchto planet volně vycházejí ze znalostí o Uranu a Neptunu. Bez husté atmosféry by byl místo toho klasifikován jako oceánská planeta . Odhadovaná dělicí čára mezi skalnatou planetou a plynnou planetou je kolem poloměrů 1,6–2,0 Země. Planety s většími poloměry a měřenými hmotami jsou většinou s nízkou hustotou a vyžadují prodlouženou atmosféru, aby současně vysvětlovaly jejich hmotnosti a poloměry, a pozorování ukazují, že planety větší než přibližně 1,6 poloměru Země (a hmotnější než přibližně 6 hmotností Země) obsahují významné množství těkavých látek nebo plynu H -He, pravděpodobně získaných během formace. Zdá se, že takové planety mají rozmanitost kompozic, která není dobře vysvětlena jediným vztahem hmota-poloměr, jako je tomu u hustších, skalnatých planet. Podobné výsledky potvrzují další studie. Pokud jde o hmotnost, spodní mez se může u různých planet značně lišit v závislosti na jejich složení; dělící se hmota se může pohybovat od jedné nízké až po 20 M ⊕ .

Menší plynné planety a planety blíže ke své hvězdě ztratí atmosférickou hmotnost rychleji díky hydrodynamickému úniku než větší planety a planety vzdálenější.

Plynová planeta s nízkou hmotností může mít stále poloměr připomínající plynový obr, pokud má správnou teplotu.

Planety podobné Neptunu jsou podstatně vzácnější než subnetuny, přestože jsou jen o málo větší. Tento „útes poloměru“ odděluje subneseptuny (poloměr <3 poloměry Země) od Neptunů (poloměr> 3 poloměry Země). Předpokládá se, že tento poloměr-útes vzniká, protože během formování, když se plyn hromadí, dosahují atmosféry planet této velikosti tlaků nutných k vtlačení vodíku do růstu poloměru zastavujícího magmatický oceán. Poté, jakmile se magmatický oceán nasytí, může růst poloměru pokračovat. Planety, které mají dostatek plynu k dosažení nasycení, jsou však mnohem vzácnější, protože vyžadují mnohem více plynu.

Příklady

Nejmenší známá extrasolární planeta, která by mohla být plynovým trpaslíkem, je Kepler-138d , který je méně hmotný než Země, ale má o 60% větší objem, a proto má hustotu (2,1 (+2,2/-1,2) gramů na kubický centimetr), která udává buď značný obsah vody, nebo případně silný plynový obal.

Viz také

Reference

  1. ^ a b D'Angelo, G .; Bodenheimer, P. (2016). „Modely formování situací a ex situací planet Kepler 11“. Astrofyzikální časopis . 828 (1): id. 33. arXiv : 1606.08088 . Bibcode : 2016ApJ ... 828 ... 33D . doi : 10,3847/0004-637X/828/1/33 .
  2. ^ Tři režimy extrasolárních planet odvozené z kovů hostitelské hvězdy , Buchhave et al.
  3. ^ Optické pozorování tranzitu v blízkosti infračerveného záření super Země GJ1214b: vodní svět nebo mini-Neptun? , EJW de Mooij (1), M. Brogi (1), RJ de Kok (2), J. Koppenhoefer (3,4), SV Nefs (1), IAG Snellen (1), J. Greiner (4), J. Hanse (1), RC Heinsbroek (1), CH Lee (3), PP van der Werf (1),
  4. ^ Architektura Keplerových více-tranzitních systémů: II. Nová vyšetřování s dvakrát větším počtem kandidátů , Daniel C. Fabrycky, Jack J. Lissauer, Darin Ragozzine, Jason F. Rowe, Eric Agol, Thomas Barclay, Natalie Batalha, William Borucki, David R. Ciardi, Eric B. Ford, John C Geary, Matthew J. Holman, Jon M. Jenkins, Jie Li, Robert C. Morehead, Avi Shporer, Jeffrey C. Smith, Jason H. Steffen, Martin Still
  5. ^ Kdy se povrch Exoplanety stane podobným Zemi? , blogs.scientificamerican.com, 20. června 2012
  6. ^ D'Angelo, G .; Bodenheimer, P. (2013). „Trojrozměrné radiačně-hydrodynamické výpočty obálek mladých planet vložených do protoplanetárních disků“. Astrofyzikální časopis . 778 (1): 77 (29 str.). arXiv : 1310.2211 . Bibcode : 2013ApJ ... 778 ... 77D . doi : 10,1088/0004-637X/778/1/77 .
  7. ^ Benjamin J. Fulton a kol. „ Průzkum Kalifornie a Keplera. III. Mezera v poloměru distribuce malých planet
  8. ^ Courtney D. Dressing a kol. „ Mše Kepler-93b a Složení pozemských planet “
  9. ^ Leslie A. Rogers „ Většina 1,6 planety Země s poloměrem není skalnatá “
  10. ^ Lauren M. Weiss a Geoffrey W. Marcy. „ Vztah hmotnost-poloměr pro 65 exoplanet menších než 4 poloměry Země “
  11. ^ Geoffrey W. Marcy, Lauren M. Weiss, Erik A. Petigura, Howard Isaacson, Andrew W. Howard a Lars A. Buchhave. „ Výskyt a struktura obálky jádra 1–4x planet velikosti Země kolem hvězd podobných Slunci “
  12. ^ Geoffrey W. Marcy a kol. „ Hmotnosti, poloměry a oběžné dráhy malých planet Kepler: Přechod z plynných na skalnaté planety “
  13. ^ Feng Tian; Toon, Owen B .; Pavlov, Alexander A .; De Sterck, H. (10. března 2005). „Transonický hydrodynamický únik vodíku z extrasolárních planetárních atmosfér“. Astrofyzikální časopis . 621 (2): 1049–1060. Bibcode : 2005ApJ ... 621.1049T . CiteSeerX  10.1.1.122.9085 . doi : 10,1086/427204 .
  14. ^ Vztahy s masovým poloměrem pro exoplanety , Damian C. Swift, Jon Eggert, Damien G. Hicks, Sebastien Hamel, Kyle Caspersen, Eric Schwegler a Gilbert W. Collins
  15. ^ * Vztahy mezi hmotou a poloměrem pro velmi nízké hmotnosti plynných planet , Konstantin Batygin , David J. Stevenson, 18. dubna 2013
  16. ^ a b c https://astrobites.org/2019/12/17/why-are-there-so-many-sub-neptune-exoplanets/
  17. ^ Nadbytečnost subnetun Exoplanet vysvětlených krizí Fugacity, Edwin S. Kite, Bruce Fegley Jr., Laura Schaefer, Eric B. Ford, 5. prosince 2019
  18. ^ Jontof-Hutter, D; Rowe, J; et al. (18. června 2015). „Hmotnost exoplanety Kepler-138b o velikosti Marsu z časování tranzitu“. Příroda . 522 (7556): 321–323. arXiv : 1506.07067 . Bibcode : 2015Natur.522..321J . doi : 10,1038/příroda14494 . PMID  26085271 .
  19. ^ Exoplaneta o hmotnosti Země není dvojče Země-plynné planety zpochybňují předpoklad, že planety o hmotnosti Země by měly být skalnaté

Další čtení

externí odkazy