Astronomie

A propos de la fragmentation du cœur d'une géante gazeuse dans l'enveloppe d'une géante rouge

A propos de la fragmentation du cœur d'une géante gazeuse dans l'enveloppe d'une géante rouge


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Nous savons que les grandes géantes gazeuses, comme Jupiter, ont des noyaux dégénérés. Disons qu'il y a un Jupiter chaud ($5M_J$) qui orbite autour d'une étoile de type F. Lorsque l'étoile se transforme en géante rouge, l'enveloppe gazeuse chaude de Jupiter se vaporise. Si le noyau dégénéré (fait d'hydrogène métallique et de matière terrestre) se fragmente pendant le stade de géante rouge de l'étoile et que la géante rouge devient rapidement une naine blanche après cela, nous obtiendrons un système solaire comme Kepler-70. Mais qu'en est-il de ces planètes dégénérées faites d'hydrogène métallique avec des impuretés métalliques ? Seraient-ils toujours dégénérés, ou perdraient-ils lentement/rapidement leur hydrogène pour devenir un objet de masse super-terrestre ?


Une géante gazeuse inhabituelle dans un système nain rouge

Le géant gazier GJ 3512 b ne se démarque pas particulièrement au premier coup d'œil. À environ 30 années-lumière du Soleil, elle orbite en 204 jours autour de son étoile hôte, découverte par des méthodes de vitesse radiale par la collaboration CARMENES, qui consiste à trouver des planètes autour de petites étoiles. Mais regardez plus profondément et vous découvrirez ce qui rend cette trouvaille provocante. GJ 3512 b s'avère être une géante gazeuse avec environ la moitié de la masse de Jupiter, et les petites naines rouges comme celle-ci ne sont pas censées héberger de tels mondes.

En fait, GJ 3512 b est au moins un ordre de grandeur plus massif que ce que l'on pourrait attendre des modèles théoriques actuels, ce qui en fait un cas test intéressant pour la formation des planètes. Les modèles d'accrétion de noyau supposent l'agglomération progressive de la matière dans un disque circumstellaire, avec de petits corps se cognant les uns contre les autres et augmentant au fil du temps jusqu'à ce que leur gravité soit suffisante pour aspirer une atmosphère à partir du gaz environnant. Cette géante gazeuse défie le modèle, s'étant évidemment formée directement à partir du disque par effondrement gravitationnel.

Image: Comparaison de GJ 3512 avec le système solaire et d'autres systèmes planétaires naines rouges à proximité. Les planètes autour des étoiles de masse solaire peuvent croître jusqu'à ce qu'elles commencent à accumuler du gaz et deviennent des planètes géantes telles que Jupiter, dans quelques millions d'années. Cependant, jusqu'à présent, les astronomes soupçonnaient qu'à de rares exceptions près comme GJ 876, les petites étoiles telles que Proxima, TRAPPIST-1, l'étoile de Teegardern et GJ 3512 n'étaient pas capables de former des planètes de masse Jupiter. Crédit : Guillem Anglada-Escude – IEEC/Science Wave, en utilisant SpaceEngine.org (Creative Commons Attribution 4.0 International CC BY 4.0).

Quant à l'étoile hôte, GJ 3512 a environ 12% de la masse du Soleil. Les disques de gaz et de poussière qui entourent ces étoiles de faible masse sont supposés contenir suffisamment de matière pour former des planètes comme celle-ci. Considérez : le Soleil est 1050 fois plus lourd que Jupiter, tandis que le rapport de masse entre GJ 3512 et GJ 3512 b est de 270. Un disque de débris beaucoup plus massif serait nécessaire pour construire cette planète de manière conventionnelle, mais si un disque de plus d'un dixième de la masse stellaire est présent, la gravité de l'étoile ne peut pas maintenir le disque stable. Un effondrement gravitationnel peut alors se produire, comme dans la formation d'étoiles, mais aucun disque aussi massif n'a été trouvé autour de jeunes étoiles naines rouges. Cette nouvelle exoplanète prouve-t-elle que de tels disques peuvent effectivement se former et être productifs ?

Les choses deviennent encore plus délicates lorsque l'on considère d'autres planètes dans le même système. On pense qu'au moins une autre planète existe, et l'orbite elliptique de GJ 3512 b offre des preuves de l'effet gravitationnel d'une possible troisième planète tout aussi massive, qui aurait pu être éjectée. Nous avons donc maintenant une petite étoile rouge qui aurait eu besoin de produire plusieurs planètes massives, nous emmenant bien au-delà des modèles actuels. Dans un article sur ces travaux de chercheurs de l'Institut Max Planck d'astronomie, de l'Université de Lund en Suède et de l'Université de Berne, les auteurs plaident pour l'effondrement du disque gravitationnel comme la seule méthode viable de formation.

"Jusqu'à présent, les seules planètes dont la formation était compatible avec les instabilités du disque étaient une poignée de planètes jeunes, chaudes et très massives éloignées de leurs étoiles hôtes", explique Hubert Klahr, qui dirige un groupe de travail sur la théorie de la formation des planètes au MPIA. « Avec GJ 3512 b, nous avons maintenant un candidat extraordinaire pour une planète qui aurait pu émerger de l'instabilité d'un disque autour d'une étoile de très faible masse. Cette découverte nous incite à revoir nos modèles.

Image: Visualisation des séries temporelles de mesure de la vitesse radiale (VR) et des résidus obtenus avec CARMENES. Le panneau a illustre comment le RV de GJ 3512 (axe vertical) change avec le temps indiqué en jours depuis le 8 décembre 2014, 12h00. UT (Temps Universel, axe horizontal). HJD signifie Héliocentrique Julian Day. Les canaux visuels (symboles bleus) et infrarouges (symboles rouges) concordent bien. La courbe noire pleine est le meilleur ajustement orbital aux données. Après avoir soustrait la contribution de GJ 3512 b, le panneau b montre le résidu, ce qui indique la présence d'une période à long terme faisant allusion à une deuxième planète. Les panneaux c et d représentent les résidus du meilleur ajustement orbital global pour les deux canaux CARMENES. Crédit : Morales et al. (2019)/MPIA.

Considérant l'accrétion de cailloux par rapport à l'instabilité gravitationnelle du disque autour de cette étoile, les scientifiques doivent examiner un moment précoce de la formation où le disque était encore massif par rapport à l'étoile. Les auteurs n'ont pas pu modéliser un processus d'accrétion qui expliquerait ce système. Mais le modèle concurrent d'instabilité gravitationnelle donne un disque gravitationnellement instable dans une gamme de viscosités et de densités de surface à des distances inférieures à 100 UA. Du papier :

Les masses estimées des fragments formés sont inférieures à celle de Jupiter, cohérentes avec la masse de GJ 3512 b. À l'exception des valeurs irréalistes de une [viscosité du disque], la fragmentation du disque se produit à des rayons de ≳10 au, de sorte que les planètes doivent avoir migré sur une distance substantielle de leurs emplacements de formation à leurs positions actuelles. Ceci est possible étant donné la grande masse du disque par rapport à la planète, et est souvent observé dans les simulations numériques de fragmentation du disque. Pour une viscosité réaliste a > 0,01, la fragmentation du disque se produit généralement à des rayons de quelques dizaines d'au, et la masse totale du disque dans ce rayon est

30 millionsJ. Les disques ne peuvent pas s'étendre trop loin au-delà de ce rayon de fragmentation, car la masse totale du disque deviendrait extrêmement importante (jusqu'à 1 M dans les 100 au). Ainsi, le système planétaire autour de GJ 3512 privilégie le scénario d'instabilité gravitationnelle comme canal de formation des planètes géantes autour des étoiles de très faible masse.

Si vous cherchez une comparaison, considérez TRAPPIST-1, une étoile avec de nombreuses caractéristiques de GJ 3512. Ici, nous avons sept planètes avec des masses égales ou inférieures à la masse de la Terre, et l'accrétion « de bas en haut » le modèle correspond à l'observation. Mais GJ 3512 b nous oblige pratiquement à regarder des modèles où la planète se forme directement à partir de l'effondrement gravitationnel dans le disque. Nous aimerions toujours savoir pourquoi GJ 3512 b n'a pas migré plus près de son étoile, une indication que les mystères de ce système peuvent s'avérer fourrager pour de nombreuses analyses futures.

L'article est Morales, et al. « Une exoplanète géante en orbite autour d'une étoile de très faible masse remet en cause les modèles de formation des planètes », La science 27 septembre 2019 (résumé).

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Les naines brunes et les naines rouges binaires sont relativement courantes et le même processus devrait également former ce type de système. L'autre possibilité est une capture approximative de la planète, mais je pense que nous dépendons trop des modèles et comme dans tout, les règles du chaos dans la nature. Comme l'ingénieur a dit que les bourdons ne peuvent pas voler, les systèmes non linéaires ont la capacité de sauter dans d'autres états et nous découvrirons que les formations planétaires et les planètes elles-mêmes auront la plus grande variété de tout ce que l'homme a jamais trouvé. Aucune manière à quel point vous essayez la cheville carrée n'ira pas dans le trou rond !

PLUS de maux de tête pour les théoriciens de la formation planétaire : la composition d'ArXiv : 1909.11246 “Jupiter’s suggère que son noyau est assemblé à l'extérieur de la ligne de neige N2”. par I Karin, Robin Wadsworth Oberg.

Bien que la masse de l'exoplanète soit importante par rapport au primaire, il semble que la théorie de l'accrétion du noyau soit « raisonnable » et ne risque probablement pas d'être jetée par la fenêtre astrophysique. Ainsi, il semblerait que nous puissions chercher des raisons pour rencontrer une telle valeur aberrante, d'autant plus qu'elle a un chemin excentrique.

La rencontre est un maître mot. Une intuition serait que ce système faisait autrefois partie d'un binaire et lorsqu'il s'est brisé, GJ 3512 a hérité d'une grande planète d'une plus grande étoile. Mais quand j'ai commencé à regarder les détails de la planète ( e = 0,4356 et a = 0,3380 UA), je crois que je vois des divergences avec l'illustration ci-dessus. Ou bien j'en déduis que la planète est représentée au périastron plutôt qu'au rayon du demi-grand axe.
Mais avec l'excentricité de l'article de Science, il entrerait à 0,1907 UA et sortirait à 0,4852AU. Une possibilité folle : peut-être que GJ 3512 avait une planète de taille normale allant dans une direction et b allait dans l'autre, leurs chemins
traversé, l'élan a été échangé, l'original a été éjecté et B est tombé dedans. Trois ou quatre conjectures corporelles attendent dans les coulisses pour résoudre toutes sortes de problèmes.

Certaines étoiles variables échangent de la masse entre les deux étoiles, pourrait-il s'agir du noyau d'un compagnon nain rouge ou brun dont l'orbite s'est élargie après avoir échangé la majeure partie de sa masse avec le primaire.

Je ne pense pas que l'instabilité du disque exclue l'accumulation de cailloux car nous ne savons pas comment les cailloux sont fabriqués. Ils peuvent ne pas être fabriqués à partir de fragmentation, mais construits à partir de poussière. Si c'est le cas, alors peut-être que l'accrétion de cailloux et l'instabilité du disque contribuent à la formation de géantes gazeuses. Le modèle d'accrétion de cailloux est censé prédire une naissance rapide de géantes gazeuses à partir du disque protoplanétaire comme l'instabilité du disque. J'aime l'idée d'instabilité du disque gravitationnel car cela expliquerait la formation rapide d'exoplanètes géantes gazeuses sans fragmentation ni migration vers un point proche de leurs étoiles. Cela exclut en quelque sorte le modèle d'accrétion de base qui nécessite beaucoup plus de temps avec des collisions de corps pour former des planètes comme nos planètes rocheuses intérieures.

Mes préférés cette année sont :
1) DUET et MOST, les machines de diffraction inhabituelles de Idem. Longue vidéo plus détaillée sur les concepts liés à ce dernier ici :
https://www.youtube.com/watch?v=ollpNYOrbcc&t=1514s
2) Le KST : télescope gonflable de 1 km et/ou un réseau de 1 000 km de télescopes mylar gonflables de 40 m, de moindre précision, utilisant l'interférométrie d'intensité.
3) PuFF un système de propulsion qui utilise une impulsion électromagnétique pour faire imploser des pastilles d'uranium/deutérium et provoquer une fission/fusion.

Puisque nous avons discuté de ce genre de chose avant je pense que je vous suis.
Ou bien peut imaginer un événement possible. cela étant que la naine rouge était le résultat d'une fusion précédente de deux naines brunes de fusion sous hydrogène.

Mais je ne suis pas sûr que cela résolve quoi que ce soit, sauf pour dire qu'un autre objet de masse inférieure à Jupiter se trouvait à proximité.
Cela supposerait que de nombreuses naines brunes sont présentes et se livrent à des interactions compliquées, y compris certaines dans notre quartier. Mais prouver ou réfuter une telle idée est difficile en raison de leur obscurité intrinsèque. Si des fusions de naines brunes se produisaient et que certaines obtenaient le statut de séquence principale, cela entraînerait-il une éruption observable ?

En pensant à l'autre forme d'échange de masse, en supposant que la naine rouge était dépourvue de couches externes, il semblerait que la proximité de la plus grande étoile devrait être très proche. Et je soupçonne que le processus serait dissipateur d'énergie et que la plus petite étoile se rapprocherait de la plus grande. Alors pourquoi disparaîtrait-elle de la scène et resterait-il une planète de la taille d'un jovien ?

Des planètes rétrogrades les unes par rapport aux autres seraient possibles s'il y avait une fois une autre étoile dans un passage binaire ou proche. Cet événement manque également de preuves probantes. mais l'attribution est plus facile.

Ce serait un binaire de contact, on les trouve généralement dans des systèmes stellaires plus massifs.

Mais j'ai trouvé cet article binaire de contact nain M qui pourrait être ce qui s'est réellement passé dans le système nain M de la géante gazeuse !

SDSS J001641-000925 : LE PREMIER BINAIRE DE CONTACT NAIN ROUGE STABLE AVEC UN COMPAGNON STELLAR PROCHE.

Abstrait
SDSS J001641-000925 est la première étoile binaire de contact naine rouge avec une période orbitale de 0,19856 jours qui est l'une des périodes les plus courtes connues parmi les systèmes binaires M-nains. La période orbitale a été détectée comme diminuant rapidement à un taux de $dot

sim <8>,< m s>,< m an>^<-1>$. Cela indiquait que SDSS J001641-000925 subissait une coalescence via un transfert ou une perte de masse dynamique et donc ce binaire de contact nain rouge est dynamiquement instable. Pour comprendre les propriétés du changement de période, nous avons suivi photométriquement le système binaire du 2 septembre 2011 au 1er octobre 2014 en utilisant plusieurs télescopes dans le monde et 25 temps d'éclipse ont été déterminés. On découvre que la diminution rapide de la période orbitale n'est pas vraie. Ceci est contraire à la prédiction selon laquelle le système fusionne sous l'effet d'un transfert ou d'une perte de masse rapide. Notre analyse préliminaire suggère que le diagramme observé moins calculé (O–C) montre une oscillation cyclique avec une amplitude de 0,00255 jours et une période de 5,7 ans. La variation cyclique peut s'expliquer par l'effet du temps de trajet de la lumière via la présence d'un compagnon stellaire froid avec une masse de M 3sin i’

0,14 M☉. La séparation orbitale entre le troisième corps et le binaire central est d'environ 2,8 UA. Ces résultats révèlent que la rareté des binaires de contact naines rouges ne pourrait pas être expliquée par une destruction dynamique rapide et la présence du troisième corps aide à former le binaire de contact naine rouge.

Qui aurait pensé! Pour l'instant, je ne saisis pas tous les tenants et aboutissants, mais il semble que nos délibérations portent sur quelque chose. À tout le moins, alors qu'ailleurs il y a un examen de la mécanique du disque circum-stellaire, il pourrait aussi être utile d'examiner les effets liés aux binaires proches.

Dans l'article que vous avez cité, si je comprends bien, la présence de la planète jovienne semble ralentir le processus de fusion. Le mieux que je puisse imaginer serait si le centre de masse du système à 3 corps était déplacé (par exemple, comme avec le soleil et Jupiter) empêchant les victoires de terminer la fusion. Maintenant, en revanche, GJ3512 n'a pas été signalé comme étant un binaire de contact, pour autant que je sache encore, et je ne pense pas que cela ait été suggéré. Dans l'article original, il pourrait y avoir une estimation de l'âge de l'étoile. Mais s'il y en avait, nous aurions probablement à examiner les implications d'un événement de fusion. Avant la fusion, deux naines brunes pourraient rester indéfiniment sur leur teneur en métaux d'origine, puis commencer à produire de l'hélium et d'autres noyaux une fois le processus de fusion activé. Si le système avait une association avec un cluster cohésif connu, ce serait peut-être aussi un indice.

Je vais essayer d'examiner certaines de ces pistes.

Très intéressant, je suis content que vous ayez eu le temps d'écrire ceci.
Cela semble être une planète très intéressante. J'ai eu du mal à suivre le lien vers le papier?

Désolé pour le lien cassé, mais je pense que je l'ai réparé maintenant.

J'ai trouvé le lien, le papier fait environ 16 Mo! mais seulement quelques pages par jour tranquille au bureau que je suis sur le point de lire,

J'ai aussi apprécié le dernier post sur le sujet

Qu'en est-il du système planétaire Gliese 876 ? c'est plus inhabituel et on n'en a pas beaucoup parlé.

Gliese 876 est une étoile de classe M précoce (M0-M4) (M3) tandis que Gliese 3512 est une étoile de classe M tardive (M5-M10) (M5.5, comme l'est Proxima Centauri). La théorie actuelle peut être utilisée pour décrire la formation de géantes gazeuses autour des étoiles naines de type M précoces, mais PAS autour des étoiles naines de type M tardives.

Je ne comprends pas tout à fait à quel point cette planète est inhabituelle. GJ 3512 b est dans un régime similaire à plusieurs des planètes candidates trouvées par microlentille gravitationnelle, bien que ces dernières aient des incertitudes beaucoup plus grandes sur les propriétés des planètes et des étoiles hôtes.


Une planète « super-bouffée » pas comme les autres

La masse centrale de l'exoplanète géante WASP-107b est bien inférieure à ce que l'on croyait nécessaire pour construire l'immense enveloppe de gaz entourant les planètes géantes comme Jupiter et Saturne, ont découvert des astronomes de l'Université de Montréal.

Cette découverte intrigante de Ph.D. L'étudiante Caroline Piaulet de l'Institut de recherche sur les exoplanètes (iREx) de l'UdeM suggère que les planètes géantes gazeuses se forment beaucoup plus facilement qu'on ne le croyait auparavant.

Piaulet fait partie de l'équipe de recherche révolutionnaire du professeur d'astrophysique de l'UdeM Björn Benneke qui a annoncé en 2019 la première détection d'eau sur une exoplanète située dans la zone habitable de son étoile.

Publié aujourd'hui dans le Journal astronomique avec des collègues au Canada, aux États-Unis, en Allemagne et au Japon, la nouvelle analyse de la structure interne de WASP-107b "a de grandes implications", a déclaré Benneke.

"Ce travail aborde les fondements mêmes de la formation et de la croissance des planètes géantes", a-t-il déclaré. "Cela fournit la preuve concrète que l'accrétion massive d'une enveloppe de gaz peut être déclenchée pour des noyaux beaucoup moins massifs qu'on ne le pensait auparavant."

Aussi gros que Jupiter mais 10 fois plus léger

WASP-107b a été détecté pour la première fois en 2017 autour de WASP-107, une étoile située à environ 212 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Vierge. La planète est très proche de son étoile - plus de 16 fois plus proche que la Terre ne l'est du Soleil. Aussi grosse que Jupiter mais 10 fois plus légère, WASP-107b est l'une des exoplanètes les moins denses connues : un type que les astrophysiciens ont surnommé les planètes « super-bouffées » ou « barbe à papa ».

Piaulet et son équipe ont d'abord utilisé les observations de WASP-107b obtenues à l'observatoire Keck à Hawai'i pour évaluer sa masse avec plus de précision. Ils ont utilisé la méthode de la vitesse radiale, qui permet aux scientifiques de déterminer la masse d'une planète en observant le mouvement d'oscillation de son étoile hôte en raison de l'attraction gravitationnelle de la planète. Ils ont conclu que la masse de WASP-107b est d'environ un dixième de celle de Jupiter, soit environ 30 fois celle de la Terre.

L'équipe a ensuite effectué une analyse pour déterminer la structure interne la plus probable de la planète. Ils sont arrivés à une conclusion surprenante : avec une densité aussi faible, la planète doit avoir un noyau solide ne dépassant pas quatre fois la masse de la Terre. Cela signifie que plus de 85 % de sa masse est inclus dans l'épaisse couche de gaz qui entoure ce noyau. Par comparaison, Neptune, qui a une masse similaire à WASP-107b, n'a que 5 à 15 pour cent de sa masse totale dans sa couche de gaz.

"Nous avions beaucoup de questions sur le WASP-107b", a déclaré Piaulet. "Comment une planète d'une densité aussi faible a-t-elle pu se former ? Et comment a-t-elle empêché son énorme couche de gaz de s'échapper, d'autant plus que la planète est proche de son étoile ?

"Cela nous a motivés à faire une analyse approfondie pour déterminer son histoire de formation."

Une géante gazeuse en devenir

Les planètes se forment dans le disque de poussière et de gaz qui entoure une jeune étoile appelée disque protoplanétaire. Les modèles classiques de formation des planètes géantes gazeuses sont basés sur Jupiter et Saturne. Dans ceux-ci, un noyau solide au moins 10 fois plus massif que la Terre est nécessaire pour accumuler une grande quantité de gaz avant que le disque ne se dissipe.

Sans un noyau massif, les planètes géantes gazeuses ne seraient pas capables de franchir le seuil critique nécessaire pour construire et conserver leurs grandes enveloppes gazeuses.

Comment alors expliquer l'existence de WASP-107b, qui possède un noyau beaucoup moins massif ? Eve Lee, professeure à l'Université McGill et membre de l'iREx, une experte de renommée mondiale sur les planètes super-bouffées comme WASP-107b, a plusieurs hypothèses.

"Pour WASP-107b, le scénario le plus plausible est que la planète s'est formée loin de l'étoile, où le gaz dans le disque est suffisamment froid pour que l'accrétion de gaz puisse se produire très rapidement", a-t-elle déclaré. "La planète a ensuite pu migrer vers sa position actuelle, soit par le biais d'interactions avec le disque, soit avec d'autres planètes du système."

Découverte d'une seconde planète, WASP-107c

Les observations de Keck du système WASP-107 couvrent une période beaucoup plus longue que les études précédentes, permettant à l'équipe de recherche dirigée par l'UdeM de faire une découverte supplémentaire : l'existence d'une deuxième planète, WASP-107c, avec une masse d'environ un tiers de celui de Jupiter, bien plus que celui de WASP-107b.

WASP-107c est également beaucoup plus éloigné de l'étoile centrale, il faut trois ans pour effectuer une orbite autour d'elle, contre seulement 5,7 jours pour WASP-107b. Intéressant également : l'excentricité de cette deuxième planète est élevée, ce qui signifie que sa trajectoire autour de son étoile est plus ovale que circulaire.

"WASP-107c a à certains égards gardé la mémoire de ce qui s'est passé dans son système", a déclaré Piaulet. "Sa grande excentricité laisse présager un passé assez chaotique, avec des interactions entre les planètes qui auraient pu conduire à des déplacements importants, comme celui suspecté pour WASP-107b."

Plusieurs autres questions

Au-delà de son histoire de formation, de nombreux mystères entourent encore WASP-107b. Les études de l'atmosphère de la planète avec le télescope spatial Hubble publiées en 2018 ont révélé une surprise : elle contient très peu de méthane.

"C'est étrange, car pour ce type de planète, le méthane devrait être abondant", a déclaré Piaulet. "Nous réanalysons maintenant les observations de Hubble avec la nouvelle masse de la planète pour voir comment cela affectera les résultats et pour examiner quels mécanismes pourraient expliquer la destruction du méthane."

Le jeune chercheur prévoit de poursuivre l'étude de WASP-107b, espérons-le avec le lancement du télescope spatial James Webb en 2021, qui fournira une idée beaucoup plus précise de la composition de l'atmosphère de la planète.

"Les exoplanètes comme WASP-107b qui n'ont pas d'analogue dans notre système solaire nous permettent de mieux comprendre les mécanismes de formation des planètes en général et la variété d'exoplanètes qui en résulte", a-t-elle déclaré. « Cela nous motive à les étudier en détail.


Contenu

Le terme Le géant gazier a été inventé en 1952 par l'écrivain de science-fiction James Blish [6] et était à l'origine utilisé pour désigner toutes les planètes géantes. C'est sans doute un terme impropre car dans la majeure partie du volume de toutes les planètes géantes, la pression est si élevée que la matière n'est pas sous forme gazeuse. [7] À part les solides dans le noyau et les couches supérieures de l'atmosphère, toute la matière est au-dessus du point critique, où il n'y a pas de distinction entre les liquides et les gaz. [8] Le terme a néanmoins fait son chemin, car les planétologues utilisent généralement "roche", "gaz" et "glace" comme raccourcis pour les classes d'éléments et de composés communément trouvés comme constituants planétaires, quelle que soit la phase dans laquelle la matière peut apparaître. Dans le système solaire externe, l'hydrogène et l'hélium sont appelés « gaz », l'eau, le méthane et l'ammoniac sont appelés « glaces » et les silicates et les métaux sont appelés « roches ». Parce qu'Uranus et Neptune sont principalement composés, dans cette terminologie, de glaces et non de gaz, ils sont de plus en plus appelés géantes de glace et séparés des géantes gazeuses.

Les géantes gazeuses peuvent, théoriquement, être divisées en cinq classes distinctes en fonction de leurs propriétés atmosphériques physiques modélisées, et donc de leur apparence : nuages ​​d'ammoniac (I), nuages ​​d'eau (II), sans nuages ​​(III), nuages ​​de métaux alcalins (IV), et des nuages ​​de silicate (V). Jupiter et Saturne sont tous deux de classe I. Les Jupiters chauds sont de classe IV ou V.

Géantes gazeuses froides Modifier

Une géante gazeuse froide et riche en hydrogène plus massive que Jupiter mais inférieure à environ 500 M ( 1,6 millions J) ne sera que légèrement plus volumineux que Jupiter. [9] Pour les masses supérieures à 500 M , la gravité fera rétrécir la planète (voir matière dégénérée). [9]

Le chauffage Kelvin-Helmholtz peut amener une géante gazeuse à émettre plus d'énergie qu'elle n'en reçoit de son étoile hôte. [10] [11]

Nains gazeux Modifier

Bien que les mots « gaz » et « géante » soient souvent combinés, les planètes à hydrogène n’ont pas besoin d’être aussi grandes que les géantes gazeuses familières du système solaire. Cependant, les planètes gazeuses plus petites et les planètes plus proches de leur étoile perdront de la masse atmosphérique plus rapidement par échappement hydrodynamique que les planètes plus grandes et les planètes plus éloignées. [12] [13]

Une naine gazeuse pourrait être définie comme une planète avec un noyau rocheux qui a accumulé une épaisse enveloppe d'hydrogène, d'hélium et d'autres substances volatiles, ayant comme résultat un rayon total compris entre 1,7 et 3,9 rayons terrestres. [14] [15]

La plus petite planète extrasolaire connue qui est probablement une « planète gazeuse » est Kepler-138d, qui a la même masse que la Terre mais est 60 % plus grande et a donc une densité qui indique une enveloppe gazeuse épaisse. [16]

Une planète gazeuse de faible masse peut toujours avoir un rayon ressemblant à celui d'une géante gazeuse si elle a la bonne température. [17]


Signatures atmosphériques clés pour identifier les réservoirs sources de matières volatiles dans Uranus et Neptune

Nous étudions les schémas d'enrichissement de plusieurs scénarios de livraison des volatils dans l'atmosphère des géantes de glace, en gardant à l'esprit que la seule détermination bien contrainte faite à distance, à savoir la mesure de l'abondance du carbone, suggère que leurs enveloppes possèdent des métallicités hautement supersolaires, deux ordres de grandeur au-dessus de celui de la nébuleuse protosolaire. Dans le cadre du modèle d'accrétion du cœur, seule la livraison de volatils sous formes solides (glace amorphe, clathrates, condensats purs) à ces planètes peut rendre compte de la métallicité supersolaire apparente de leurs enveloppes. En revanche, en raison de la dérive vers l'intérieur des particules glacées à travers diverses lignes de neige, tous les mécanismes invoquant la livraison de substances volatiles sous forme de vapeur prédisent des abondances subsolaires dans les enveloppes d'Uranus et de Neptune. Alternativement, même si le mécanisme d'instabilité du disque reste discutable dans notre système solaire, il pourrait être cohérent avec les métallicités supersolaires observées dans Uranus et Neptune, en supposant que les deux planètes ont subi une érosion ultérieure de leurs enveloppes H-He. Les schémas d'enrichissement dérivés pour chaque scénario de livraison considéré devraient être utiles pour interpréter les futures mesures in situ par les sondes d'entrée atmosphérique.

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À l'intérieur des géants : transfert de chaleur dans les géantes gazeuses à démarrage à chaud et à croissance de cœur

Si vous avez déjà recherché des photos de Jupiter sur le Web et si vous ne l'avez pas fait, vous devriez certainement le faire ! « Vous avez probablement rencontré de magnifiques images de la surface tourbillonnante de la planète géante et de la tache rouge emblématique, mystifiante et orageuse.

Figure 1 : Jupiter – massif, magnifique, mystérieux. Crédit image : NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstädt/Seán Doran.

Mais il y a quelque chose que ces images à couper le souffle ne montrent pas : que se passe-t-il sous la surface ?

C'est toujours un mystère de savoir exactement ce qui se passe dans le cœur des géantes gazeuses comme Jupiter. Mais les auteurs de l'astrobite d'aujourd'hui ont entrepris de placer une autre pièce dans le puzzle de la formation des géantes gazeuses. Ils ont considéré le transfert de chaleur (littéralement le transfert de chaleur) au sein des géantes gazeuses, en particulier celles qui se forment par le modèle d'accrétion du noyau avec un « démarrage à chaud ». L'accrétion de noyau fait référence au processus par lequel un objet attire les matériaux environnants et en pousse, un peu comme une boule de neige qui grossit en dévalant une colline. Et une géante gazeuse en croissance qui a un « démarrage à chaud » a une frontière extérieure très chaude et lumineuse.

Avant de regarder ce que les auteurs ont découvert, jetons un coup d'œil rapide à certaines des idées derrière le transfert de chaleur lui-même.

Entropie (et d'autres choses) juste au-dessus de votre four

Un terme clé relatif au transfert de chaleur est celui d'entropie. L'entropie a plus d'une définition et d'utilisations, mais ici nous pouvons la considérer en termes de chaleur. L'entropie d'un système indique à quel point il sera impossible (bien que, bien sûr, rien ne soit impossible) pour ce système de transformer l'énergie thermique (ou chaleur) en travail mécanique. Le travail mécanique consiste à déplacer quelque chose à travers une force dont l'entropie est plus élevée, ce qui signifie que le système aura plus de mal à forcer les choses à bouger en utilisant l'énergie thermique.

Deux processus astucieux de transfert de chaleur qui surviennent dans l'astrobite d'aujourd'hui sont la convection et le rayonnement. Les deux sont des méthodes de transfert de chaleur, mais elles utilisent des médiums différents. La convection est le transfert de chaleur par le mouvement d'un fluide, tandis que le rayonnement est le transfert de chaleur par les ondes électromagnétiques (comme la lumière que vous pouvez voir).

Si vous avez déjà fait bouillir de l'eau sur une cuisinière à gaz, vous avez été témoin à la fois de la convection et radiation! La convection se produit pour l'eau. L'eau au fond de la casserole est chauffée par la cuisinière. Cette chaleur fait que l'eau au fond se dilate et devient moins dense que l'eau au-dessus. Ainsi, l'eau de fond moins dense monte vers le haut du pot, emportant cette chaleur avec elle.

Le rayonnement provient de la cuisinière elle-même. Le feu de la cuisinière libère un rayonnement thermique, qui est de la chaleur sous forme d'ondes électromagnétiques. Si vous mettez votre main au-dessus d'une cuisinière (les enfants, n'essayez pas ça à la maison !), vous pouvez sentir la chaleur s'éloigner de la surface, tout comme la chaleur que vous pouvez ressentir lorsque vous vous tenez sous les rayons chauds du soleil. Une journée ensoleillée.

(Vous voulez en savoir plus sur l'entropie et le travail ? Jetez un œil à ce lien et à cet autre lien. Et si vous voulez en savoir plus sur la convection, le rayonnement et la conduction de leurs cousins, consultez les exemples et les graphiques élégants sur ce lien.)

Modéliser la croissance des géants

Nous pouvons donc en déduire que si l'intérieur d'une géante gazeuse est entièrement convectif, alors les éléments du noyau, comme l'eau dans le pot, seront assez mélangés. D'un autre côté, si le noyau est entièrement radiatif, le matériau du noyau ne se mélangera pas, car la chaleur ne serait transférée que par les ondes électromagnétiques.

Des études antérieures ont souvent supposé que les géantes gazeuses à démarrage à chaud et accrétant le cœur ont des intérieurs entièrement convectifs. Les auteurs d'aujourd'hui ont testé cette hypothèse commune. Ils ont utilisé des équations et de la modélisation, y compris le code connu sous le nom de Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (alias, MESA), pour calculer et simuler l'intérieur de ces géantes gazeuses en croissance.

Figure 2 : Ce quadrillage coloré illustre l'entropie minimale au bord de l'enveloppe d'accrétion d'une planète, en fonction de la masse et de la température de bord. La planète a deux fois le rayon de Jupiter et accumule de la masse à un taux de 0,001 masse terrestre par an. La masse (en unités du nombre de masses de Jupiter) augmente de gauche à droite sur la grille, tandis que la température (en unités de Kelvin) augmente de bas en haut. La couleur à un endroit particulier de la grille (suivant la barre de couleur sur la droite) indique la quantité d'entropie minimale pour cette masse et cette température particulières. Les lignes noires tracent les contours de l'entropie minimale de sorte que le long de la ligne noire étiquetée 𔃹’, par exemple, l'entropie minimale a une valeur de 9 (en unités de la constante de Boltzmann, k, sur la masse d'un proton, m ). Enfin, la ligne orange suit le chemin de l'entropie minimale pour une géante gazeuse en croissance que les auteurs ont simulée au fil du temps, dans le sens de la flèche noire. Figure 1 dans le document.

La figure 2 est un résultat net de leurs calculs. Il représente l'entropie minimale au bord de l'enveloppe du géant en croissance, en fonction de la masse et de la température de bord de la planète. As the giant grows, it adds on more layers (like the growing snowball), each with their own minimum entropy. The difference in entropy between the newer, outer layers and the older, inner layers will affect how those layers transfer heat. Remember – Suite entropy means that it’s harder for the system to turn thermal energy into mechanical work!

The authors pointed out that if a giant’s minimum entropy decreased with time, then the outer layers will have lower levels of entropy than the inner layers. Such a configuration would be able to move layers and transfer heat through convection. On the other hand, if a giant’s minimum entropy increased with time, then the outer layers would have higher levels of entropy than the inner layers. This configuration wouldn’t be able to move layers and heat through convection, and would transfer heat through radiation instead.

The orange line in Figure 2 carves out the pathway of the minimum entropy measured from one of the giants that the authors simulated. As the black arrow shows, the simulated giant’s minimum entropy increased with time. From this, and other, calculations, the authors concluded that hot start, core-accretion gas giants form with radiative interiors, and may switch to convection après they finish accreting and begin to cool down.

This calculation has some mighty implications for the compositions of these giants. For one, it implies that, without convection, these giants wouldn’t continuously mix the material (again, like the boiling water in the pot on your stove) between their inner and outer layers. As such, heavier elements could be trapped during formation within the giants’ cores! Heavier elements that are deposited onto the outer layers by colliding objects, like planetesimals, also won’t mix through convection towards the planet’s inner layers. The authors warn that the unmixed layers of the gas giant, then, could later affect how the planet cools after accretion – and this, in turn, could affect the masses we estimate from directly-imaged gas giants.

Figure 3: Artist’s awesome impression of a gas giant forming in a ring of dust. Image credit: https://svs.gsfc.nasa.gov/11541.

Their findings help us tell another story in the grand tale of gas giants, and with it, fill in another gap in the puzzle of their formation. Now, when we look at the thick clouds shrouding gas giants like Jupiter, we know a little bit more about the cores hidden far beneath the surface. And even though we can’t voir those cores, we can say a little bit more in the story of how they might have come to be.


First exposed planetary core discovered allows glimpse inside other worlds

Artist's impression showing a Neptune-sized planet in the Neptunian Desert. It is extremely rare to find an object of this size and density so close to its star. Credit: University of Warwick/Mark Garlick

The surviving core of a gas giant has been discovered orbiting a distant star by University of Warwick astronomers, offering an unprecedented glimpse into the interior of a planet.

The core, which is the same size as Neptune in our own solar system, is believed to be a gas giant that was either stripped of its gaseous atmosphere or that failed to form one in its early life.

The team from the University of Warwick's Department of Physics reports the discovery today in the journal Nature, and is thought to be the first time the exposed core of a planet has been observed.

It offers the unique opportunity to peer inside the interior of a planet and learn about its composition.

Located around a star much like our own approximately 730 light years away, the core, named TOI 849 b orbits so close to its host star that a year is a mere 18 hours and its surface temperature is around 1800K.

TOI 849 b was found in a survey of stars by NASA's Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), using the transit method: observing stars for the tell-tale dip in brightness that indicates that a planet has passed in front of them. It was located in the 'Neptunian desert' - a term used by astronomers for a region close to stars where we rarely see planets of Neptune's mass or larger.

The object was then analyzed using the HARPS instrument, on a program led by the University of Warwick, at the European Southern Observatory's La Silla Observatory in Chile. This utilizes the Doppler effect to measure the mass of exoplanets by measuring their 'wobble' - small movements towards and away from us that register as tiny shifts in the star's spectrum of light.

The team determined that the object's mass is 2-3 times higher than Neptune but it is also incredibly dense, with all the material that makes up that mass squashed into an object the same size.

The red line shows the evolutionary track of a simulated planet that finally has similar properties as the actual planet TOI-849b, as found in the Bern Model of planet formation and evolution. The track is shown in the plane of semimajor axis in astronomical units (AU), that is the orbital distance from the star, on the x-axis, and the radius of the planet in units of jovian radii on the y-axis. The blue-red points show other planets predicted by the model. The Earth and Jupiter are shown at their positions for comparison. The planet starts to form at the initial time t=0 years as a small planetary embryo at about 6 AU. The protoplanet grows in mass in the following 1 million year which increases its radius. In this phase, the radius of the planet is still very large, as it is embedded in the protoplanetary disk in which it forms. The increasing mass of the protoplanet causes it to migrate inwards, towards the star. This reduces again the size of the planet. After 3.5 million years, the planet has migrated to the inner edge of the disk. There, it suffers a very energetic giant impact with another protoplanet in its planetary system. The enormous heat liberated in the collision strongly inflates the gaseous envelope of the planet. The envelope is lost via Roche-lobe overflow, and an exposed planetary core comes into existence. In the following billions of years, the exposed core slowly spirals towards its host star because of tidal interactions. The simulate planet now has properties like a mass, radius, and orbital distance which are very similar the observed properties of TOI-849b that is shown by a black-yellow symbol. In the end, after about 9.5 billion years, the planet falls into its host star. Credit: © University of Bern

Lead author Dr. David Armstrong from the University of Warwick Department of Physics said: "While this is an unusually massive planet, it's a long way from the most massive we know. But it is the most massive we know for its size, and extremely dense for something the size of Neptune, which tells us this planet has a very unusual history. The fact that it's in a strange location for its mass also helps—we don't see planets with this mass at these short orbital periods.

"TOI 849 b is the most massive terrestrial planet—that has an earth like density—discovered. We would expect a planet this massive to have accreted large quantities of hydrogen and helium when it formed, growing into something similar to Jupiter. The fact that we don't see those gases lets us know this is an exposed planetary core.

"This is the first time that we've discovered an intact exposed core of a gas giant around a star."

There are two theories as to why we are seeing the planet's core, rather than a typical gas giant. The first is that it was once similar to Jupiter but lost nearly all of its outer gas through a variety of methods. These could include tidal disruption, where the planet is ripped apart from orbiting too close to its star, or even a collision with another planet. Large-scale photoevaporation of the atmosphere could also play a role, but can't account for all the gas that has been lost.

Alternatively, it could be a 'failed' gas giant. The scientists believe that once the core of the gas giant formed then something could have gone wrong and it never formed an atmosphere. This could have occurred if there was a gap in the disk of dust that the planet formed from, or if it formed late and the disk ran out of material.

Dr. Armstrong adds: "One way or another, TOI 849 b either used to be a gas giant or is a 'failed' gas giant.

"It's a first, telling us that planets like this exist and can be found. We have the opportunity to look at the core of a planet in a way that we can't do in our own solar system. There are still big open questions about the nature of Jupiter's core, for example, so strange and unusual exoplanets like this give us a window into planet formation that we have no other way to explore.

"Although we don't have any information on its chemical composition yet, we can follow it up with other telescopes. Because TOI 849 b is so close to the star, any remaining atmosphere around the planet has to be constantly replenished from the core. So if we can measure that atmosphere then we can get an insight into the composition of the core itself."


Are there super giant exoplanets?

Hello all. Just wondering if SUPER GIANT exoplanets exist in our galaxy? I mean, stars come in many different sizes from small to super large.

If you go to Nasa's sunspot page it shows our sun and the earth and Jupiter next to it for size comparison, that made me think can planets get as large as the sun? Maybe those super giant stars would have super large planets as well?

#2 jfrech14

From what I understand, the theoretical limit is around 15x the mass of Jupiter. After that, it essentially has a mass large enough to ignite Deuterium and reach brown dwarf status. Now for rocky planets, I think it is somewhere around 8 Earth masses before it starts to not really be considered a rocky planet. Now as for observed planets. I know we have observed brown dwarfs and large Jupiter-like planets, but I don't know if we have observationally determined this 15x the mass of Jupiter limit.

#3 Rigel_10

Oui. thanks, I'm focusing more on the rocky giant planets out there. It comes to mind if a rocky planet many times the size of earth, would not the gravity be many times as strong, thereby crushing any human that might land on it's surface?

#4 jfrech14

I think the criterion of 8 earth masses is more of having a small enough mass so that the gravity doesn't render the planet's atmosphere too thick. But when it comes to a human.. I agree that it would be really uncomfortable or impossible to be on one of those planets. But if there is life. maybe they are super-strong

#5 Rick Woods

#6 Ptkacik

Droite. I think once a planet gets large enough, the atmosphere collects due to gravity and not swept away. Then at some greater size, much larger than Jupiter, it spontaneously combusts into a star. So I guess the answer is no, there are no sun sized rocky planets out there.

OTOH, a report came out recently that scientists had determined that there was probably an undiscovered planet in our solar system bigger than Uranus and about twice as far out and at a **** eyed angle to the ecliptic.

This doesn't follow the question of the post but does respond to its title though.

#7 davidmclifton

It helps to stop thinking of designations - they are just words we slap on objects which frankly come from mistakes about what they were in the first place ages ago, and there is even controversy about many of them.

Essentially everything in space is a bunch of dust. Some of that dust is "light" materials like Hydrogen, Helium etc, and some of that dust is heavier things like lead and iron.

When you get enough dust together the force of gravity causes fusion to occur, at which point we call it a star. before that, it is a planet. Some dust balls are hanging out on their own, some are in giant pairs, some orbit other dust balls (planets around stars) and some orbit those dust balls (moons around planets) - but at the end of the day it is just a bunch of crap that fell in together into a ball.

There are many situations where one star orbits around another, or the two stars orbit around a gravitational point between them. In such a case, is the orbiting star a big planet or a star? We call it star because it happens to be big enough to light up fusion. If it wasn't, then we'd call it a planet. Either way it is just a hunk of junk floating around out there.

#8 Tony Flanders

Oui. thanks, I'm focusing more on the rocky giant planets out there. It comes to mind if a rocky planet many times the size of earth, would not the gravity be many times as strong, thereby crushing any human that might land on it's surface?

It's hard to imagine a rocky planet that's much more massive than Earth. Hydrogen is by far the most abundant element in the universe everywhere that we see elements and molecules that solidify at terrestrial temperatures, they're accompanied by far larger amounts of hydrogen.

The reason that Earth has only a modest amount of hydrogen is that our gravity isn't strong enough to hold on to it. But a planet ten times our mass would hold onto hydrogen easily, even if it was quite close to a star. So it's hard to imagine any mechanism by which a rocky planet much bigger than Earth could form without being surrounded by a vast envelope of hydrogen.

Having said that, the universe is full of things that are hard to explain.

But there's are two more fundamental limits to the diameter of a rocky planet. First, rock (and iron) compress under the force of gravity. That's a major reason why the solar-system planets smaller than Earth are less dense than Earth. Once you get more massive than Earth, the core compresses more, and the planet ends up not being much bigger. At some point, in fact, adding mass actually makes it smaller.

Stars would be minuscule if not for the fact that fusion is going on. The heat of the fusion puffs them out and prevents them from contracting. Once the fusion's done, they do indeed shrink down to tiny size -- called white dwarfs.

Last of all, if a planet without fusion becomes too massive, it collapses to form a black hole.

Edited by Tony Flanders, 11 February 2016 - 02:27 PM.

#9 2LiveAndDieInLA

Barring the physics, I always thought it would be cool to live on an Earth like planet that was the size of Jupiter. Imagine the exploration that could occur.

Edited by 2LiveAndDieInLA, 11 February 2016 - 02:59 PM.

#10 Classic8

I think the criterion of 8 earth masses is more of having a small enough mass so that the gravity doesn't render the planet's atmosphere too thick. But when it comes to a human.. I agree that it would be really uncomfortable or impossible to be on one of those planets. But if there is life. maybe they are super-strong

So, more of a place to use a grab and go refractor instead of a 10" newt on an equatorial mount?

#11 russell23

From what I understand, the theoretical limit is around 15x the mass of Jupiter. After that, it essentially has a mass large enough to ignite Deuterium and reach brown dwarf status. Now for rocky planets, I think it is somewhere around 8 Earth masses before it starts to not really be considered a rocky planet. Now as for observed planets. I know we have observed brown dwarfs and large Jupiter-like planets, but I don't know if we have observationally determined this 15x the mass of Jupiter limit.

This is a surprisingly complicated issue that planetary scientists have yet to agree upon. The IAU working group definition for a brown dwarf is any object with a mass of 13 Jupiter masses or larger that is not engaged in hydrogen burning (star). Bodies less than 13 Jupiter masses are planets and here is the key that makes this definition controversial - regardless of formation mechanism.

So to explain further on this issue. 13 Jupiter masses is the approximate deuterium burning limit. At about this mass limit a body will be able to burn deuterium. So the IAU's definition chooses this as a boundary between planets and brown dwarfs.

However, this issue of definition gets tied up in theories of formation. Giant planets such as Jupiter are thought to form by the "core accretion" mechanism. A 10 Earth mass rocky core forms and then the planet sweeps up a massive hydrogen envelope around the rocky core. The resulting planet would be a "gas giant". One important aspect of this process is that it occurs in a "proto-planetary disk". Stars form by mechanisms that result from gas cloud fragmentation and collapse. As the gas collapses onto a forming star a flattened proto-planetary disk forms around the star from which planets form.

Another line of thought is that brown dwarfs are objects formed by gas collapse mechanisms (like a star) that do not acquire sufficient mass to engage in hydrogen burning in the core.

So here is where the problem comes in: the mass regime for objects formed by gas collapse overlaps with the mass regime for objects formed in a proto-planetary disk. In other words the 13 Jupiter mass limit might separate deuterium burners from non-deuterium burners but it does not separate giant planets from brown dwarfs.

Gas collapse is well established to form objects as small as

5-6 Jupiter masses - well below the deuterium burning limit whereas formation in a proto-planetary disk may result in objects as large as

So the IAU's 13 Jupiter mass limit for defining the difference between a brown dwarf and a giant planet is not particularly useful in the view of many planetary scientists. And there is reason for considering formation mechanism as more important than deuterium burning in defining objects as brown dwarfs or planets. Objects that form in a proto-planetary disk will have heavy element enrichment relative to the parent star. "Heavy" elements are everything heavier than helium in this context (Z>2 elements where "Z" is the atomic number for those that remember their chemistry).

I'm in agreement with the researchers that think 13 Jupiter masses should not be used to define the difference between giant planets and brown dwarfs. If formation mechanism is adopted then the objects formed by gas collapse that are not deuterium burners are still brown dwarfs while those that form in a proto-planetary disk that are >13 Jupiter masses would be called "deuterium burning planets".

Finally, it is worth noting that 13 Jupiter masses is not some magical mass. The actual deuterium burning limit is more of a window from 11-16 Jupiter masses that depends upon the composition of the body and . believe it or not . how we define deuterium burning. Do we say something is a deuterium burner when it burns 10%? 50%? 90%? of its deuterium? That is part of the range as well.


Author information

Affiliations

School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University, Zhuhai, China

Department of Physics and Astronomy, Rice University, Houston, TX, USA

Shang-Fei Liu & Andrea Isella

Astrobiology Center, Tokyo, Japan

National Astronomical Observatory of Japan, Tokyo, Japan

Institute for Computational Science, Center for Theoretical Astrophysics and Cosmology, University of Zurich, Zurich, Switzerland

Simon Müller & Ravit Helled

Department of Astronomy, Tsinghua University, Beijing, China

Department of Physics, Tsinghua University, Beijing, China

Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz, Santa Cruz, CA, USA

Institute for Advanced Study, Tsinghua University, Beijing, China

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Contributions

D.L. had the idea of the impact scenario. S.-F.L. and A.I. examined its feasibility. S.-F.L. coordinated this study. S.-F.L. and Y.H. designed and analysed the hydrodynamic simulations. X.Z. and S.-F.L. performed and analysed the N-body simulations. S.M. and R.H. designed the long-term thermal evolution study. All authors contributed to discussions, as well as to editing and revising the manuscript.

Corresponding author


How to See Aldebaran

Aldebaran shines in this sky scene. The Orion and Pleiades can be good guides to find Aldebaran (Venus and Jupiter, of course, would move from night to night).
Daniel Johnson

As it’s about the 14th-brightest star in the night sky, Aldebaran is easy to find once you’re in the right region of the sky. The obvious reddish hue is also a great clue. But perhaps the best aid to help you locate Aldebaran is its proximity halfway between two major and recognizable objects: the constellation Orion and the Pleiades star cluster. The three-star line of Orion’s belt also points roughly in Aldebaran’s direction, although the alignment isn’t exact.

Aldebaran is also something of an honorary member of the Hyades star cluster, as it appears to sit in the middle from our point of view. But it’s only a line-of-sight effect since Aldebaran is actually closer than halfway to the Hyades.

If you’re looking for a deep-sky jaunt, a short jump from Aldebaran will bring your telescope to the famous Crab Nebula, the remains of a supernova that exploded in 1054 AD.

As Aldebaran is located near the ecliptic, the star enjoys frequent (in astronomical terms) conjunctions and occultations with the Moon and planets. When it pairs up with a solar system world, the scene makes for an excellent photo opportunity. And where should you point your camera? Just aim for that big red “bull’s eye!”


Voir la vidéo: Splinternet: halte à la fragmentation du web! (Décembre 2022).