Astronomie

Conditions requises pour qu'un satellite/une planète soit verrouillé par la marée sur une planète/une étoile

Conditions requises pour qu'un satellite/une planète soit verrouillé par la marée sur une planète/une étoile


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La Lune est verrouillée par marée sur la Terre, les Quatre Galiléens sont également verrouillés par marée, et le système planétaire récemment découvert TRAPPIST-1 a sept planètes verrouillées par marée, mais Vénus ou Mercure ne le sont pas. Pourquoi? Y a-t-il des conditions ou une formule analytique qui indiquent si un petit corps sera finalement verrouillé par la marée sur le corps principal ?


Wikipédia donne la formule

$$t_{ ext{lock}} approx frac{omega a^6 I Q}{3 G m_p^2 k_2 R^5}$$

  • $omega$ est la vitesse de rotation initiale exprimée en radians par seconde,
  • $a$ est le demi-grand axe du mouvement du satellite autour du corps central (donné par la moyenne des distances de périapse et d'apoapse),
  • $Ienviron 0,4 m_s R^2$ est le moment d'inertie du satellite, où $m_s$ est la masse du satellite et $R$ est le rayon moyen du satellite,
  • $Q$ est la fonction de dissipation du satellite,
  • $G$ est la constante gravitationnelle,
  • $m_p$ est la masse du corps central, et
  • $k_2$ est le nombre de marée d'Amour du satellite." source

Notez que le demi-grand axe est la puissance 6. Un petit changement dans la distance orbitale peut avoir un effet très important sur le verrouillage du corps.

Notez également les termes $Q$ (une mesure de l'élasticité du corps, et donc de la quantité d'énergie perdue dans la source de distorsion) et $k_2$ (une mesure de la rigidité du corps : à quel point il est déformé par les marées source), qui sont toutes deux difficiles à mesurer. Les 7 planètes détectées dans le système Trappist-1 sont toutes beaucoup plus proches de leur étoile que n'importe quelle planète du soleil et pour des valeurs raisonnables de $Q$ et $k_2$, les planètes seront verrouillées par les marées d'ici quelques millions d'années, tout comme les lunes de Jupiter sont verrouillées par les marées.

Dans notre système solaire, le mercure est verrouillé de manière asynchrone avec le soleil (sur une résonance 3:2) La Terre n'est pas verrouillée : elle est trop éloignée du soleil, et la lune a un grand effet. Mars est beaucoup trop loin et Vénus est étrange.


Verrouillage des marées

Verrouillage des marées (aussi appelé verrouillage gravitationnel, rotation capturée et verrouillage spin-orbite), dans le cas le plus connu, se produit lorsqu'un corps astronomique en orbite a toujours la même face vers l'objet qu'il orbite. Ceci est connu comme rotation synchrone: le corps bloqué par les marées met autant de temps à tourner autour de son propre axe qu'à tourner autour de son partenaire. Par exemple, le même côté de la Lune fait toujours face à la Terre, bien qu'il y ait une certaine variabilité car l'orbite de la Lune n'est pas parfaitement circulaire. Habituellement, seul le satellite est verrouillé par la marée sur le corps plus grand. [1] Cependant, si à la fois la différence de masse entre les deux corps et la distance entre eux sont relativement faibles, chacun peut être lié par la marée à l'autre, c'est le cas pour Pluton et Charon.

L'effet se produit entre deux corps lorsque leur interaction gravitationnelle ralentit la rotation d'un corps jusqu'à ce qu'il devienne verrouillé par la marée. Sur plusieurs millions d'années, les forces d'interaction modifient leurs orbites et leurs vitesses de rotation en raison de l'échange d'énergie et de la dissipation de chaleur. Lorsqu'un des corps atteint un état où il n'y a plus de changement net de sa vitesse de rotation au cours d'une orbite complète, on dit qu'il est verrouillé en raison de la marée. [2] L'objet a tendance à rester dans cet état lorsque le quitter nécessiterait d'ajouter de l'énergie dans le système. L'orbite de l'objet peut migrer au cours du temps afin de défaire le verrou de marée, par exemple, si une planète géante perturbe l'objet.

Tous les cas de blocage de marée n'impliquent pas une rotation synchrone. [3] Avec Mercure, par exemple, cette planète verrouillée par les marées effectue trois rotations pour chaque deux révolutions autour du Soleil, une résonance spin-orbite de 3:2. Dans le cas particulier où une orbite est presque circulaire et l'axe de rotation du corps n'est pas significativement incliné, comme la Lune, le verrouillage de la marée fait en sorte que le même hémisphère de l'objet en rotation fait constamment face à son partenaire. [2] [3] [4] Cependant, dans ce cas, la même partie exacte du corps ne fait pas toujours face au partenaire sur toutes les orbites. Il peut y avoir un certain décalage dû aux variations de la vitesse orbitale du corps verrouillé et à l'inclinaison de son axe de rotation.


1 réponse 1

Il y a un effet d'orbites dont on parle souvent avec Phobos, lune de Mars, appelé Tidal Deceleration. Fondamentalement, si un objet orbite plus rapidement que l'objet qui l'entoure, il finira par tomber sur la planète. Toute lune qui pourrait orbiter autour de la planète devrait être en orbite plus vite que l'orbite du soleil. Par conséquent, elle doit être dans un état de décélération des marées, ce qui permettrait à cette lune de finir par tomber sur la planète, ou quelque chose d'autre.

Cela pourrait fonctionner pendant un certain temps, mais fondamentalement, cela ne fonctionnerait pas à long terme.

Il semble exister une autre possibilité, à savoir que la planète et la lune seraient verrouillées l'une par rapport à l'autre, et non à l'étoile autour de laquelle elles orbitent. Cela nécessite des planètes massées similaires, dans un facteur d'environ 10, mais cela pourrait en fait arriver. Les choses devraient être justes, cependant, ou cela ne fonctionnerait pas. (Certains extraits des formulaires Bad Astronomy)


Des événements boule de neige pour les planètes bloquées par les marées ?

La Terre a probablement subi plusieurs périodes de couverture de glace à l'échelle de la planète dans le passé, dans ce qu'on appelle événements de la Terre boule de neige. Une nouvelle étude explore si les événements boule de neige sont également un risque pour les exoplanètes habitables verrouillées par les marées.

Un destin glacial

La théorie actuelle suggère que la Terre a subi plusieurs boules de neige dans son histoire passée. [NASA]

Dans certaines conditions, cet effet boule de neige incontrôlable peut conduire à un monde entièrement glacé qui n'est plus capable de se dégivrer, même si la lumière stellaire entrante revient à ses niveaux d'origine.

Vue d'artiste d'une planète froide et bloquée par les marées. La glace recouvre une grande partie de la surface de la planète, mais le point directement face à l'étoile hôte de la planète reste libre de glace. [NASA/JPL-Caltech]

Regarder au-delà de notre système solaire

Le paradigme décrit ci-dessus dépend des spécificités de la façon dont la chaleur est transférée dans l'atmosphère d'une planète en rotation rapide comme la Terre. Mais en recherchant des planètes habitables au-delà de notre système solaire, on peut se demander si d'autres types de mondes connaissent également des boules de neige.

En particulier, la majorité des planètes potentiellement habitables que nous avons découvertes se trouvent autour d'étoiles naines M sombres, et beaucoup de ces planètes sont verrouillé par les marées, ce qui signifie que le même côté de la planète fait face à son étoile hôte à tout moment. Les mondes peuvent-ils aussi faire boule de neige ?

Pour étudier cette question, une équipe de scientifiques dirigée par Jade Checlair (Université de Chicago) a utilisé un modèle climatique mondial atmosphérique pour effectuer des simulations d'une planète de la taille de la Terre verrouillée par les marées qui entoure son hôte nain M sur une orbite de 50 jours. En particulier, l'équipe était curieuse de savoir si le transfert de chaleur au sein d'un océan mondial affecterait le résultat. Ils ont donc recouvert leur planète simulée dans un océan multicouche atteignant une profondeur de 189 mètres.

Pas de boules de neige

Les résultats des auteurs montrent que la couverture de glace de mer suit une relation régulière avec l'irradiation stellaire sur les planètes verrouillées par les marées : pour chaque niveau d'irradiation stellaire, la planète s'équilibre au même état final, quel que soit son point de départ. Ce n'est pas le cas sur les planètes avec des événements boule de neige incontrôlables. [Checlair et al. 2019]

Cela signifie que pour une planète verrouillée par les marées dans la zone habitable de son étoile, les états boule de neige ne devraient pas être possibles pendant de longues périodes. Si une planète devait subir un événement catastrophique comme une éruption volcanique ou un impact d'astéroïde, elle pourrait geler brièvement. Mais le rayonnement stellaire concentré sur le côté de la planète faisant face à son hôte provoquerait rapidement le réchauffement de la planète et son retour à son état d'origine.

Bon ou Mauvais?

Le manque de tendance des planètes verrouillées par les marées à faire boule de neige est-il une bonne ou une mauvaise chose ? Bien qu'une ère glaciaire mondiale puisse anéantir la vie complexe préexistante, il est également possible que des événements boule de neige puissent aider à faire évoluer la vie plus rapidement, en fournissant une pression évolutive pour s'adapter. Le jury n'est toujours pas au courant de l'impact des événements boule de neige, mais nous en savons maintenant un peu plus sur où les attendre !

Citation

"Pas de boule de neige sur les planètes habitables verrouillées par les marées avec un océan dynamique", Jade H. Checlair et al 2019 ApJL 884 L46. doi:10.3847/2041-8213/ab487d


Une planète peut-elle _devenir_ bloquée par les marées / Une orbite excentrique peut-elle avoir un blocage des marées ?

Travailler sur un scénario de type science-fiction dans lequel une planète (au cours d'une seule vie) devient bloquée par la marée avec son étoile mère, et toutes les conséquences amusantes qui pourraient en résulter sur le climat, la météo et la société. Ce qui m'intéresse, c'est de savoir s'il existe un moyen réellement réaliste (à moins qu'un quintillion pour un astéroïde contrebalance exactement la rotation) pour qu'une planète se bloque en raison de la marée après qu'elle soit déjà sur une orbite stable. Je préfère aller avec un prétexte quasi plausible si possible.

Cela vient avec la question secondaire de savoir si une planète avec une orbite très excentrique pourrait être verrouillée par la marée, ce dont je ne suis pas sûr car pour autant que je sache, une planète ne peut pas tourner à une vitesse variable - mais alors je ne le fais pas vraiment. avoir une compréhension experte de la gravité. L'orbite excentrique offre plus de variété au climat, de sorte que c'est un détail qui m'intéresse.

J'ai lu des articles sur le fonctionnement du verrouillage des marées, mais j'espérais obtenir une réponse spécifique à ce scénario précis afin d'en être sûr.

Personne qui lit ma bande dessinée ne se souciera jamais de ces détails, mais je le fais apparemment. Allez-moi.

inb4 la réponse est "No. Et non."

Oui, une planète très proche de son soleil ralentira sa rotation jusqu'à ce qu'elle soit bloquée par les marées, mais pas en une seule vie. Je crois que la zone habitable d'une étoile naine rouge prendrait de l'ordre d'un milliard d'années. Plus il est proche de son soleil, plus vite il sera bloqué par les marées.

Merci! Je ne pensais vraiment pas que l'une ou l'autre de ces choses était plausible sur la base de ma maigre compréhension du verrouillage des marées, donc c'est bien d'avoir quelques informations. En fin de compte, il ne sera pas complètement scientifiquement exact, mais sera au moins sonner assez scientifique pour passer dans quelque chose de plus de la science-fantastique que de la science-fiction dure. De plus, je suis un fanatique des recherches excessives sur des choses qui n'ont pas vraiment d'importance.

En fait, pratiquement toutes les planètes ont commencé en tant que corps rotatif normal (conservation du moment angulaire lors de leur effondrement), mais alors qu'elles étaient entraînées par leur étoile, elles ont finalement ralenti pour être verrouillées par les marées. Fondamentalement, toute planète ou exoplanète verrouillée par les marées a commencé à l'origine comme un corps en rotation. Cependant, cela se produit progressivement à l'échelle de la formation de la planète. Fondamentalement, si une planète était verrouillée par la marée après avoir tourné autour de son étoile pendant 1 million d'années, il aurait fallu 1 million d'années pour ralentir et être verrouillée par la marée.

Tous les corps finiront par se verrouiller les uns aux autres, la seule chose qui l'arrête est la durée de vie des corps. Orbite stable ou non n'a rien à voir avec ça. Eh bien, en fait, une orbite stable pourrait être plus susceptible de se verrouiller plus rapidement, car il est difficile de calculer le verrouillage de marée avec plusieurs corps.

Une orbite excentrique que vous semblez assimiler à instable n'est pas la même chose. Les orbites excentriques peuvent être assez stables.

Appliquez simplement les équations de verrouillage des marées à votre corps.

l'orbite très excentrique pourrait être verrouillée par les marées

Oui. Ce n'est encore qu'une question de temps. Une orbite très excentrique modifie le demi-grand axe et le temps que cela prend, c'est tout.

Merci. J'aurais dû dire "régulier" plutôt que "stable". Mauvaise formulation de ma part.

Donc, en jouant sur la durée bien sûr, je pourrais avoir un baril d'étoiles voyous à travers le système solaire et envoyer une planète sur une orbite circulaire dans une orbite hautement elliptique qui passe extrêmement près de l'étoile et sape sa rotation. Mis à part l'intervalle de temps, cela semble-t-il au moins vaguement plausible comme prétexte pour verrouiller une planète qui n'existait pas auparavant ?

Il ne peut pas vraiment être à la fois bloqué par la marée et avoir une orbite excentrique, n'est-ce pas ? Comme la vitesse orbitale changera tout au long d'une orbite excentrique, à tout le moins, le primaire basculera d'avant en arrière dans le ciel.

Les planètes peuvent définitivement devenir bloquées par les marées au fil du temps. Je vois que d'autres personnes ont répondu à cette partie de votre question, je vais donc déterminer si les orbites excentriques peuvent avoir un verrouillage de marée. La réponse courte semble être non. Dans le régime où une planète est suffisamment proche d'une planète pour provoquer un blocage des marées, un autre effet appelé circularisation des marées se produit. Cet effet est un peu compliqué et obscur (wikipedia n'a qu'une page de bout d'une phrase à ce sujet), mais il est dû au fait que la même force qui provoque les marées pour l'exoplanète provoque également des marées pour son étoile hôte. L'effet net est que les excentricités des planètes proches de leurs étoiles diminuent progressivement avec le temps. Ce phénomène peut être vu dans les observations de la distribution des excentricités des exoplanètes connues. Les exoplanètes en orbite près de leurs étoiles ont très rarement des orbites excentriques, et celles qui le font se trouvent généralement dans des systèmes plus jeunes qui n'ont pas eu le temps de se circulariser complètement. D'un autre côté, les planètes avec des distances orbitales plus grandes de leur étoile peuvent varier considérablement en termes d'excentricités orbitales.

Il existe des cas dynamiques particuliers où une planète proche peut maintenir son orbite excentrique proche d'une étoile. Mercure a l'orbite la plus excentrique de toutes les planètes du système solaire et est également la plus interne. Cela est dû au fait que Mercure a ce qu'on appelle une résonance spin-orbite, où pour tous les 3 jours de Mercure, il orbite 2 fois autour du soleil. Il s'agit d'une résonance d'orbite de rotation 3:2, mais vous pouvez avoir d'autres rapports de nombres entiers de jours sur des nombres entiers d'années et rester stable. (1:1 correspondrait au verrouillage des marées)

Une planète avec une orbite excentrique peut avoir son orbite circularisée et devenir verrouillée par les marées (disons si elle a récemment migré vers l'intérieur), mais je ne pense pas que vous puissiez maintenir l'excentricité d'une planète et toujours être verrouillée par les marées


Les exoplanètes bloquées par les marées pourraient être plus courantes qu'on ne le pensait auparavant

Le concept de cet artiste dépeint un système planétaire. Crédit : NASA/JPL-Caltech

Selon de nouvelles recherches de l'astronome Rory Barnes de l'Université de Washington, de nombreuses exoplanètes qui seront découvertes par les prochains télescopes de grande puissance seront probablement verrouillées par les marées – avec un côté faisant face en permanence à leur étoile hôte.

Barnes, professeur adjoint d'astronomie et d'astrobiologie à l'UW, est arrivé à la conclusion en remettant en question l'hypothèse de longue date selon laquelle seules les étoiles beaucoup plus petites et plus sombres que le soleil pourraient héberger des planètes en orbite synchrone ou verrouillées par marée, comme la lune est avec la terre. Son article, "Tidal Locking of Habitable Exoplanets", a été accepté pour publication par la revue Mécanique céleste et astronomie dynamique.

Le verrouillage des marées se produit lorsqu'il n'y a pas d'élan latéral entre un corps dans l'espace et son partenaire gravitationnel et qu'ils se fixent dans leur étreinte. Les corps verrouillés par les marées tels que la Terre et la Lune sont en rotation synchrone, ce qui signifie que chacun met exactement autant de temps pour tourner autour de son propre axe que pour tourner autour de son étoile hôte ou de son partenaire gravitationnel. La lune met 27 jours pour tourner une fois sur son axe et 27 jours pour orbiter une fois autour de la Terre.

On pense que la lune a été créée par un corps céleste de la taille de Mars qui a percuté la jeune Terre à un angle qui a fait tourner le monde initialement avec des journées d'environ 12 heures.

"La possibilité d'un verrouillage des marées est une vieille idée, mais personne ne l'avait jamais expérimentée systématiquement", a déclaré Barnes, qui est affilié au Virtual Planetary Laboratory basé à UW.

Dans le passé, a-t-il dit, les chercheurs avaient tendance à utiliser cette estimation de 12 heures de la période de rotation de la Terre pour modéliser le comportement des exoplanètes, en demandant, par exemple, combien de temps une exoplanète semblable à la Terre avec une rotation orbitale similaire pourrait prendre pour se verrouiller en marée.

"Ce que j'ai fait, c'est qu'il y a peut-être d'autres possibilités - vous pourriez avoir des périodes de rotation initiales plus lentes ou plus rapides", a déclaré Barnes. "Vous pourriez avoir des planètes plus grandes que la Terre, ou des planètes avec des orbites excentriques, donc en explorant cet espace de paramètres plus grand, vous découvrez qu'en fait les anciennes idées étaient très limitées, il n'y avait qu'un seul résultat là-bas."

"Les modèles de formation planétaire, cependant, suggèrent que la rotation initiale d'une planète pourrait être beaucoup plus grande que plusieurs heures, peut-être même plusieurs semaines", a déclaré Barnes. "Et donc, lorsque vous explorez cette gamme, vous constatez qu'il est possible que beaucoup plus d'exoplanètes soient bloquées par les marées. Par exemple, si la Terre s'est formée sans lune et avec un "jour" initial de quatre jours, un modèle prédit que la Terre serait désormais verrouillée par la marée sur le soleil."

Barnes écrit : "Ces résultats suggèrent que le processus de verrouillage des marées est un facteur majeur dans l'évolution de la plupart des exoplanètes potentiellement habitables à découvrir dans un avenir proche."

On pensait autrefois que le verrouillage des marées conduisait à des climats extrêmes au point d'éliminer toute possibilité de vie, mais les astronomes ont depuis pensé que la présence d'une atmosphère avec des vents soufflant sur la surface d'une planète pourrait atténuer ces effets et permettre des climats et une vie modérés. .

Barnes a déclaré qu'il avait également examiné les planètes qui seraient probablement découvertes par le prochain satellite de chasse aux planètes de la NASA, le Transiting Exoplanet Survey Satellite ou TESS, et a constaté que chaque planète potentiellement habitable qu'il détectera sera probablement verrouillée par les marées.

Même si les astronomes découvrent le "jumeau" terrestre tant recherché en orbite autour d'un jumeau virtuel du soleil, ce monde pourrait être bloqué par les marées.

"Je pense que la plus grande implication pour l'avenir", a déclaré Barnes, "est que lorsque nous recherchons de la vie sur n'importe quelle exoplanète, nous devons savoir si une planète est bloquée par la marée ou non."


Des exoplanètes verrouillées comme Trappist-1 peuvent être assez courantes dans l'univers

Lorsque nous regardons la lune, nous voyons le même visage chaque nuit, avec le côté obscur de la lune toujours invisible pour nous. Mais comme la Terre tourne sur son axe environ toutes les 24 heures, la Lune a aussi une rotation. Alors, comment cela nous semble-t-il toujours le même ?

Cela se produit parce que la Terre et notre seul satellite naturel sont bloqués par les marées. C'est-à-dire que le temps qu'il faut à la lune pour tourner autour de son axe est presque le même que le temps pendant lequel elle effectue une révolution autour de la Terre (environ 27 jours). Et de nouvelles recherches, financées par la NASA, suggèrent que la même chose pourrait être vraie pour de nombreuses exoplanètes, y compris celles qui n'ont pas encore été trouvées et certaines – comme les sept planètes du système Trappist-1 – qui ont déjà été découvertes.

Rory Barnes, astronome à l'Université de Washington, a rédigé un article intitulé « Tidal Locking of Habitable Exoplanets » dans lequel il soutient que chaque planète potentiellement habitable qui sera découverte par le Transiting Exoplanet Survey Satellite - le prochain satellite de chasse aux planètes de la NASA - sera probablement être verrouillé par la marée avec son étoile.

Selon une déclaration sur le site Web de l'université : « Le verrouillage des marées se produit lorsqu'il n'y a pas d'élan latéral entre un corps dans l'espace et son partenaire gravitationnel et qu'ils se fixent dans leur étreinte. Les corps verrouillés par les marées tels que la Terre et la Lune sont en rotation synchrone, ce qui signifie que chacun met exactement autant de temps pour tourner autour de son propre axe que pour tourner autour de son étoile hôte ou de son partenaire gravitationnel.

Barnes a commencé par remettre en question une hypothèse fondamentale faite par des scientifiques qui ont travaillé sur les périodes de rotation des exoplanètes. Cette hypothèse est basée sur la théorie de la formation de la lune lorsqu'un objet de la taille de Mars heurte la Terre. On pense que l'impact a fait tourner la Terre à ses débuts à une vitesse qui ferait que les jours ne duraient que 12 heures au lieu des 24 actuellement. Les chercheurs utilisaient traditionnellement cette estimation de 12 heures pour modéliser le comportement des exoplanètes semblables à la Terre.

"Ce que j'ai fait, c'est qu'il y a peut-être d'autres possibilités – vous pourriez avoir des périodes de rotation initiales plus lentes ou plus rapides", a déclaré Barnes dans un communiqué lundi. "Vous pourriez avoir des planètes plus grandes que la Terre, ou des planètes avec des orbites excentriques - donc en explorant cet espace de paramètres plus grand, vous constatez qu'en fait, les anciennes idées étaient très limitées, il n'y avait qu'un seul résultat là-bas."

À titre d'exemple, a-t-il déclaré, si la Terre s'était formée sans la lune et avec une journée d'environ 96 heures, un modèle planétaire montre que la planète serait désormais verrouillée par la marée sur le soleil.

"Ces résultats suggèrent que le processus de verrouillage des marées est un facteur majeur dans l'évolution de la plupart des exoplanètes potentiellement habitables à découvrir dans un proche avenir", a déclaré Barnes. "Je pense que la plus grande implication pour l'avenir est que, lorsque nous recherchons de la vie sur n'importe quelle exoplanète, nous devons savoir si une planète est verrouillée ou non par la marée."

C'est parce que le verrouillage par marée des planètes à leurs étoiles a le potentiel d'affecter son habitabilité. Si le même côté de la planète fait toujours face à son étoile, on pensait que le rayonnement stellaire reçu par la planète conduisait à des extrêmes qui rendraient la possibilité de vie sur elle très éloignée. Cependant, ce point de vue a depuis évolué pour inclure d'autres facteurs comme l'atmosphère des planètes, qui pourraient les protéger des effets nocifs du rayonnement, les vents qui soufflent sur la surface des planètes modérant le climat et permettant potentiellement à la vie d'exister.

L'article de Barnes a été accepté pour publication dans la revue Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. Il est actuellement disponible en ligne sur le serveur de préimpression arXiv.


Réponses et réponses

Il semble que votre scénario suppose que vous êtes à la fois verrouillé en marée et que vous avez une inclinaison axiale proche de zéro.

Si votre planète est inclinée, en revanche, vous auriez des variations saisonnières dans vos schémas de température, ce qui pourrait en fait être plus propice à la vie, car cela semblerait encourager davantage un effet de « mélange ».

Il y a quelque chose de fascinant dans l'idée de la vie ou même de la civilisation évoluant dans la zone chaude d'un monde autrement en proie à une ère glaciaire perpétuelle.


Sujet : Une planète verrouillée par les marées aurait-elle des plaques tectoniques et une dérive des continents

Si une planète était verrouillée par les marées, de sorte qu'un seul côté de la planète faisait face à l'étoile (pensez au système trappiste), la planète verrouillée par les marées serait-elle moins susceptible d'avoir des plaques tectoniques et une dérive des continents ?


Ma motivation est juste d'essayer d'imaginer des facteurs qui pourraient affecter l'évolution des planètes autour des naines blanches où les planètes sont proches de l'étoile.

Je ne suis pas géologue, mais je pense que cela dépendrait d'autres facteurs. On pense que Mars est trop petite pour conserver suffisamment de chaleur interne pour que cela se produise et a développé une croûte épaisse. Donc, les petits mondes sont probablement sortis. Vénus est assez grande, mais a perdu son eau, et la roche est beaucoup plus rigide sans elle. En outre, la température de surface élevée peut également affecter les processus géologiques. Mais quelque chose comme une Terre ou une superterre bloquée par les marées, la rétention d'eau pourrait bien la gérer.

"Le problème avec les citations sur Internet, c'est qu'il est difficile de vérifier leur authenticité." Abraham Lincoln

Je dis qu'il y a un elfe invisible dans mon jardin. Comment tu prouver que je me trompe ?

Avez-vous réfléchi à l'histoire que de telles planètes doivent avoir ? Les étoiles ne commencent pas comme des naines blanches, bien sûr. Les naines blanches sont le point final de l'évolution stellaire et elles sont toutes passées par la phase de géante rouge. Ce qui signifie que toutes les planètes qui ont commencé près de l'étoile ont probablement disparu. Je ne suis pas sûr que toutes les planètes englouties dans l'atmosphère de la géante rouge aient nécessairement disparu, mais toutes celles qui survivront seront un fantôme d'elles-mêmes. Seuls les minéraux les plus réfractaires resteront.

De plus, à cause de la traînée de l'atmosphère stellaire, la planète a dû commencer relativement loin de l'étoile, même si elle finirait probablement très près de l'étoile au moment où l'atmosphère s'envolera.

Tout d'abord, Trappist-1 est une naine rouge et non une naine blanche. Comme dtilque l'a dit, c'est probablement un peu académique avec une planète proche d'une naine blanche, elle sera probablement considérablement détruite pour commencer.

Je ne vois pas pourquoi il n'y aurait pas d'activité géologique substantielle, en supposant que nous parlons d'une planète rocheuse de la taille de la Terre. L'échauffement des marées sera important à moins que l'excentricité de l'orbite ne soit très faible. Dans le passé, le chauffage aurait été très élevé car le fait même qu'il soit verrouillé par les marées et sur une orbite circulaire signifie qu'une grande partie de l'énergie a été convertie en chaleur sur la planète. Plus que la Terre en fait, même si ces planètes proches n'auront pas de lunes permanentes.

S'il s'agit d'une planète rocheuse, elle aura probablement un inventaire similaire de radionucléides produisant de la chaleur à la Terre.

Il y a quelques "cependant", il y en a toujours.

1) Si le système est très ancien, les radionucléides se seront éteints et la chaleur stockée dans la planète se sera échappée. L'activité géologique va s'arrêter. Cela arrivera un jour sur Terre.

2) On pense que les superterres rocheuses ont des croûtes très épaisses qui empêchent la tectonique des plaques. Si les théories sont correctes bien sûr.

Je crois que les petites planètes terrestres auraient des croûtes minces (comme Mars) qui durciraient en place une fois le manteau refroidi. Je pense que seules Vénus et la Terre ont de véritables plaques tectoniques.

ERREUR : seule la Terre le fait, pas Vénus.

Cela suggère qu'une planète verrouillée par les marées peut avoir des continents.

L'influence d'un continent substellaire sur le climat d'une exoplanète bloquée par les marées

Neil T. Lewis, F. Hugo Lambert, Ian A. Boutle, Nathan J. Mayne, James Manners, David M. Acreman

Des études antérieures ont démontré que l'altération du carbone-silicate continental est importante pour le maintien de l'habitabilité d'une planète terrestre. Malgré cela, peu d'études se sont penchées sur l'influence de la terre sur le climat d'une planète bloquée par les marées. Dans ce travail, nous utilisons le modèle unifié du Met Office, couplé à un modèle de surface terrestre, pour étudier les effets climatiques d'un continent situé au point substellaire. Nous choisissons d'utiliser les paramètres orbitaux et planétaires de Proxima Centauri B comme modèle, pour permettre la comparaison avec le travail des autres. Une région de la surface où Ts>273.15K est toujours retenu, et les conclusions précédentes sur l'habitabilité de Proxima Centauri B restent intactes. Nous constatons que la terre substellaire provoque un refroidissement global et augmente les contrastes de température jour-nuit en limitant la redistribution de la chaleur. De plus, nous constatons que la terre substellaire est capable d'introduire un changement de régime dans la circulation atmosphérique. Plus précisément, lorsqu'un continent décalé à l'est du point substellaire est introduit, on observe la formation de deux jets contrarotatifs de latitude moyenne, et d'un jet superrotatif équatorial sensiblement affaibli.

L'ancienne Mars avait-elle des continents ? (à partir de 2015) Avec l'aide d'un laser de zapping, le rover martien Curiosity de la NASA a détecté des roches de la planète rouge similaires à la plus ancienne croûte continentale de la Terre, selon les chercheurs. Cette découverte suggère que l'ancienne Mars pourrait avoir été plus similaire à l'ancienne Terre qu'on ne le pensait auparavant, ont ajouté les scientifiques. La Terre est actuellement la seule planète connue dont la surface est divisée en continents et océans. Les continents sont composés d'une croûte épaisse et flottante riche en silice, tandis que le fond marin est constitué d'une croûte relativement mince et dense riche en roche basaltique pauvre en silice. Auparavant, les scientifiques avaient suggéré que la croûte continentale pourrait être unique à la Terre. Selon l'idée, la roche riche en silice résulte d'une activité complexe à l'intérieur de la planète potentiellement liée à l'apparition de la tectonique des plaques - lorsque les plaques de roche constituant l'extérieur de la Terre ont commencé à dériver sur la couche du manteau de la planète. "Mars est censé être un monde couvert de basalte", a déclaré à Space.com l'auteur principal de l'étude, Violaine Sautter, planétologue au Muséum français d'histoire naturelle de Paris. Les résultats sont "assez surprenants", a-t-elle ajouté. Sautter a noté que les récentes missions d'orbiteur et de rover avaient repéré des occurrences isolées de roche riche en silice. Les chercheurs suggèrent que ces roches riches en silice pourraient être des restes répandus d'une ancienne croûte sur Mars qui était analogue à la première croûte continentale de la Terre et qui est maintenant principalement enfouie sous le basalte.

Sur les planètes de la taille de la Terre, la tectonique des plaques est plus probable s'il y a des océans d'eau. Cependant, en 2007, deux équipes indépendantes de chercheurs sont parvenues à des conclusions opposées sur la probabilité d'une tectonique des plaques sur de plus grandes super-Terres, une équipe affirmant que la tectonique des plaques serait épisodique ou stagnante, et l'autre équipe affirmant que la tectonique des plaques est très probable. sur les super-terres même si la planète est sèche.

L'inévitabilité de la tectonique des plaques sur les super-terres

Diana Valencia, Richard J. O'Connell, Dimitar D. Sasselov

La découverte récente de super-Terres (masse inférieure ou égale à 10 masses terrestres) a lancé une discussion sur les conditions des mondes habitables. Parmi ceux-ci se trouve le mode de convection, qui influence l'évolution thermique et les conditions de surface d'une planète. Sur Terre, la tectonique des plaques a été proposée comme une condition nécessaire à la vie. Ici, nous montrons que les super-Terres auront également une tectonique des plaques. Nous démontrons que lorsque la masse planétaire augmente, la contrainte de cisaillement disponible pour surmonter la résistance au mouvement de la plaque augmente tandis que l'épaisseur de la plaque diminue, augmentant ainsi la faiblesse de la plaque. Ces effets contribuent favorablement à la subduction de la lithosphère, composante essentielle de la tectonique des plaques. De plus, les incertitudes quant à la réalisation de la tectonique des plaques dans le régime à masse unique disparaissent à mesure que la masse augmente : les super-Terres, même sèches, présenteront un comportement tectonique des plaques.

Un autre article arXiv suggérant qu'une exoplanète verrouillée par les marées peut avoir des continents.

Imagerie de surface de Proxima b et d'autres exoplanètes : topographie, biosignatures et méga-structures artificielles

Svetlana V. Berdyugina, Jeff R. Kuhn

Voir les océans, les continents, la météo quasi-statique et d'autres caractéristiques de surface sur les exoplanètes peut nous permettre de détecter et de caractériser la vie en dehors du système solaire. La planète Proxima b réside dans la zone habitable stellaire permettant l'eau liquide à sa surface, et elle peut être semblable à la Terre. Cependant, même les plus grands télescopes prévus ne seront pas en mesure de résoudre directement ses caractéristiques de surface. Ici, nous démontrons une technique d'inversion pour imager indirectement les surfaces des exoplanètes en utilisant les variations de lumière réfléchie non résolues observées au cours de la rotation orbitale et axiale des exoplanètes : ExoPlanet Surface Imaging (EPSI). Nous montrons que la courbe de lumière réfléchie contient suffisamment d'informations pour détecter les structures longitudinales et latitudinales et pour cartographier les caractéristiques de surface des exoplanètes. Nous démontrons cela en utilisant des exemples de planètes et de lunes du système solaire ainsi que des planètes simulées avec une vie semblable à la Terre et des mégastructures artificielles. Nous décrivons également comment il est possible de déduire la géométrie de la planète et de l'orbite à partir de courbes de lumière. En particulier, nous montrons comment les cartes d'albédo de Proxima b peuvent être reconstruites avec succès pour une rotation axiale et orbitale verrouillée, par résonance et déverrouillée. De telles cartes d'albédo obtenues dans différentes bandes passantes de longueur d'onde peuvent fournir des vues "photographiques" d'exoplanètes distantes. Nous estimons le rapport signal sur bruit nécessaire pour des inversions réussies et analysons les exigences du télescope et du détecteur nécessaires pour les premières images de surface de Proxima b et d'autres exoplanètes voisines.


Formation des planètes : comment se produisent les mondes océaniques

C'est difficile à comprendre quand nous regardons un globe, mais la couverture océanique substantielle de notre planète Terre est relativement modeste. Des scénarios alternatifs impliquant des «mondes aquatiques» incluent des planètes rocheuses dont le manteau de silicate est recouvert d'un océan mondial profond, sans aucune terre en vue. Kilomètre après kilomètre d'eau recouvre une couche de glace au fond de l'océan dans ces modèles, ce qui rend peu probable que les processus qui soutiennent la vie ici puissent se développer — quelle est la probabilité d'un cycle du carbone dans un tel scénario, et sans lui, comment nous stabilisons le climat et créons un monde habitable ?

Ce sont des problèmes difficiles alors que nous construisons le catalogue des exoplanètes et essayons de comprendre les conditions locales. Mais il est également intriguant de se demander ce qui a rendu la Terre aussi sèche qu'elle l'est. Tim Lichtenberg a développé une théorie lors de sa thèse à l'Eidgenössische Technische Hochschule de Zürich (il est maintenant à Oxford), et la présente maintenant dans un article en collaboration avec des collègues de Bayreuth et de Berne, ainsi que de l'Université du Michigan. Lichtenberg pense que nous devrions examiner attentivement l'élément radioactif Aluminium-26 ( 26 Al).

Remontez assez loin dans l'évolution du système solaire et des planétésimaux de la taille d'un kilomètre faits de roche et de glace se sont déplacés dans un disque circumstellaire autour du jeune Soleil, finalement par le processus d'accrétion se développant en embryons planétaires. À cette époque, une supernova s'est manifestement produite dans le voisinage astronomique, déposant 26 Al et d'autres éléments dans le mélange. À l'aide de simulations informatiques de la formation de milliers de planètes, les chercheurs soutiennent que deux populations distinctes émergent, des mondes aquatiques et des mondes plus secs comme la Terre.

« Les résultats de nos simulations suggèrent qu'il existe deux types de systèmes planétaires qualitativement différents », explique Lichtenberg : « Il y a ceux similaires à notre système solaire, dont les planètes ont peu d'eau. En revanche, il y a ceux dans lesquels principalement des mondes océaniques sont créés parce qu'aucune étoile massive, et donc pas d'Al-26, n'existait lorsque leur système hôte s'est formé. La présence d'Al-26 lors de la formation planétésimale peut faire une différence d'ordre de grandeur dans les bilans hydriques planétaires entre ces deux espèces de systèmes planétaires.

Image: Les systèmes planétaires nés dans des régions de formation d'étoiles denses et massives héritent de quantités substantielles d'aluminium-26, qui dessèche leurs blocs de construction avant l'accrétion (à gauche). Les planètes formées dans les régions de formation d'étoiles de faible masse accumulent de nombreux corps riches en eau et émergent comme des mondes océaniques (à droite). Crédit : Thibaut Roger.

Parce que les planètes se développent à partir de ces premiers planétésimaux, leur composition est critique. Si une grande partie de l'eau d'une planète en provient, alors le danger d'accréter trop d'eau est toujours présent si bon nombre des matériaux constitutifs proviennent des régions glacées au-delà de la limite des neiges. Mais les constituants radioactifs comme le 26 Al à l'intérieur des planétésimaux peuvent créer de la chaleur qui peut évaporer une grande partie du contenu initial de glace d'eau avant que l'accrétion ne se produise. Les régions denses de formation d'étoiles sont plus susceptibles de produire des planètes qui manifestent ces derniers résultats.

Lichtenberg et son équipe ont examiné la chaleur de désintégration de 26 Al en termes de cette évolution planétésimale précoce, qui aurait conduit à la fusion du silicate et au dégazage des abondances d'eau primordiales. Leurs simulations de populations planétaires ont exploré les structures internes qui variaient en fonction des structures des disques, de la composition planétaire et de l'emplacement initial des embryons planétaires. Ils ont produit des variations statistiques de l'eau incorporée dans les planètes qui variaient en rayon et en abondance initiale de 26 Al. Au total, les auteurs ont réalisé ce qu'ils pensent être un ensemble statistiquement représentatif de 540 000 simulations individuelles sur 18 ensembles de paramètres.

Image: Il s'agit de la figure 3 de l'article. Légende : Fig. 3 | Esquisse qualitative des effets de l'enrichissement en 26 Al sur l'accrétion planétaire. À gauche, 26 systèmes planétaires pauvres en Al à droite, 26 systèmes planétaires riches en Al. RP, rayon planétaire. Les flèches indiquent l'accrétion en cours (au milieu), la teneur en eau planétésimale (en bas à droite, bleu-marron) et le 26 Al vivant (en bas à droite, rouge-blanc). Crédit : Lichtenberg et al.

Nous nous retrouvons avec des systèmes planétaires avec des abondances de 26 Al similaires ou supérieures au système solaire formant des planètes terrestres avec des quantités d'eau plus faibles, un effet qui s'accentue avec la distance de l'étoile hôte, car les embryons qui s'y forment sont susceptibles d'être plus riches en l'eau. Les systèmes pauvres en 26 Al sont donc beaucoup plus susceptibles de produire des mondes aquatiques. Une question restante concerne la croissance réelle des planètes rocheuses, comme le note le document :

Si les planètes rocheuses se développent principalement à partir de l'accumulation de planétésimaux, alors la déviation suggérée entre les systèmes planétaires devrait être clairement distinguable parmi le recensement des exoplanètes rocheuses. Si, cependant, la croissance principale des planètes rocheuses provient de l'accumulation de petites particules, telles que des cailloux, alors l'écart entre les systèmes 26 riches en Al et 26 pauvres en Al peut devenir moins clair, et la composition des cailloux accréteurs doit être modifiée. être pris en compte.

La direction des travaux futurs pour explorer la question est claire

Les modèles de distribution d'eau et de croissance de la planète doivent synchroniser le moment de la première formation planétésimale, l'influence mutuelle des collisions et de la déshydratation de 26 Al, la croissance potentielle par accrétion de cailloux et la répartition des espèces volatiles entre l'intérieur et l'atmosphère de croissance protoplanètes afin de restreindre davantage les perspectives d'évolution des (exo-)planètes rocheuses.

L'article est Lichtenberg et al., "A Water Budget Dichotomy of Rocky Protoplanets from 26 Al-Heating", Lettres d'astronomie de la nature, 11 février 2019 (résumé). Merci à John Walker pour les informations utiles concernant cette histoire.

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Qu'elle est la définition de “planetary embryo” ? Combien y en a-t-il dans un système de formage typique ?

Les embryons utilisés dans ces simulations sont, selon l'article, "de la masse initialement lunaire, M = 0,0123 MEarth", et cet embryon "est placé au hasard entre des limites internes et externes spécifiques au sein du disque protoplanétaire". commence à accréter des solides (planétésimaux) et des gaz, et peut migrer dans les régimes de type I et II, en fonction de la masse embryonnaire et de la structure physique du disque sur une orbite donnée. Un embryon comme celui-ci pourrait également être appelé protoplanète.

À cette époque, une supernova s'est manifestement produite dans le voisinage astronomique, déposant du ²⁶Al et d'autres éléments dans le mélange.

Je me souviens qu'il y avait une suggestion que l'origine de l'aluminium-26 était plus susceptible d'être le résultat de la formation du système solaire dans la bulle d'une étoile Wolf-Rayet. L'hypothèse Wolf-Rayet tient-elle toujours ? Certes, les étoiles Wolf-Rayet ont tendance à devenir des supernova, alors peut-être que les deux processus ont joué un rôle.

La découverte de l'aluminium 26 l'année dernière résultant de la collision de deux étoiles fournit la première observation d'une source ponctuelle pour l'aluminium 26 et peut fournir un moyen de trouver d'autres sources localisées. Si la théorie tient la route (pardonnez le jeu de mots), nous pourrions avoir sous la main un moyen de nous concentrer sur des systèmes planétaires probables.

C'est une idée fascinante. J'avais lu il y a des années que l'aluminium radioactif (26Al) était ce qui avait fait fondre les noyaux des gros astéroïdes au début de la formation de notre système solaire, donc cette théorie est logique.

Considérez l'importance des isotopes d'éléments radioactifs non biologiquement bénéfiques, voire potentiellement nocifs, comme le 26Al et l'uranium-238. 26Al (demi-vie 717 000 ans) est probablement responsable de la bonne quantité d'eau de la Terre au début de son histoire. De plus, il se désintègre en magnésium, élément biologiquement vital. L'238U (demi-vie 4,47 milliards d'années) étant lourd, il se serait en partie déposé profondément à l'intérieur de la Terre, où sa lente désintégration et ses nombreux éléments fils radioactifs auraient maintenu le noyau externe de la Terre liquide. Sans un noyau partiellement liquide, nous n'aurions plus aucun champ magnétique protecteur, aucune tectonique, aucune construction de montagne et aucune eau de surface restante. La radioactivité est vitale pour qu'il y ait des planètes porteuses de vie.

Mais une demi-vie de 717 000 est une période relativement courte dans le développement d'un système solaire, que le nôtre a pris 100 millions d'années. Après moins de 3 millions d'années, il est tombé à 6,25% ou 1/16 du montant qui n'est que de 3% pour cent de l'âge du disque massif de matière du système solaire qui entourait notre soleil. Donc si l'AL26 se décompose, l'H2O se reformera-t-il après la disparition de la radioactivité ?

Nous avons encore beaucoup à apprendre sur la façon dont les systèmes planétaires forment Michael. L'évidence favorise la formation rapide des embryons planétaires mentionnés dans l'article en discussion. Les planétésimaux doivent s'être réunis assez rapidement pour qu'il y ait encore assez de chaleur provenant de la désintégration radioactive (et pas seulement de l'Al-26, certainement) pour faire fondre leurs intérieurs. Nous savons que cela s'est produit ici dans notre système en étudiant les météorites. S'il est vrai que par rapport à 100 millions d'années, 717 000 ans sont courts, tout ce qui est nécessaire pour que cette théorie fonctionne, c'est que la formation de ces embryons planétaires se produise rapidement. Une fois qu'ils se sont formés, cela peut prendre autant de millions d'années que nécessaire pour qu'ils se fondent en planètes.

Le 26Al ne décompose pas le H2O - il le vaporise en chauffant l'intérieur de ces planétésimaux, ce qui les fait dégazer l'eau et laisse derrière eux des blocs de construction plus secs pour les planètes. Le H2O ne repénétrerait probablement pas dans ces roches après la dessiccation

Hypothèse intéressante. Si cela signifie que la formation doit se faire dans un amas d'étoiles dense ou par hasard près d'une supernova, alors nous devons savoir quelle sorte de fréquence cela implique. Existe-t-il un moyen de déterminer la distribution de l'AL-26 dans l'espace directement ou via des proxy ? Si non, comment tester cette théorie ?

Mais la plupart des étoiles se forment très probablement dans des amas d'étoiles denses, alors regardez du bon côté. De plus, 4,5 BYA, le taux de SN aurait été supérieur à ce qu'il est aujourd'hui. (OTOH, nous savons maintenant ce qu'il faut pour produire les éléments les plus lourds, un binaire étroit et massif dans lequel les deux étoiles produisent des restes d'étoiles à neutrons SN, qui ensuite spiralent ensemble pour produire une kilonova.)

La désintégration de l'Al-26 émet des rayons gamma et des rayons X, il y a donc de bonnes chances que son abondance soit mesurée dans les débris d'explosion restants de SN.

Un test de l'idée consiste à rechercher deux populations distinctes de systèmes solaires : celles avec des planètes terrestres contenant une tonne d'eau, et celles avec des planètes terrestres relativement plus sèches.

RJ droit, ainsi que les systèmes plus secs (comme le nôtre !) ayant un niveau de Mg amélioré par rapport aux systèmes planétaires des océans profonds.

Quand il est dit "Planètes pauvres en eau" de quel type de niveau d'eau parlons-nous ?

Si je comprends bien, des planètes comme la Terre.

Merci. J'ai demandé parce que même si la Terre est assez sèche, cela ne prendrait pas un parcelle plus d'eau pour le submerger complètement - quatre océans de plus à la surface le feraient.

Si la surface solide de la Terre n'avait pas de relief (était totalement lisse), le 1 océan mondial que nous avons aujourd'hui aurait une profondeur d'environ 1500 km partout. La Terre aurait pu être essentiellement un monde aquatique dans un passé très lointain.

Oops! Cela aurait dû être 1500 mètres ou 1,5 km.

Une étude (Zeng, Harvard) de 4000 exoplanètes suggère que jusqu'à 35% sont des mondes aquatiques contenant jusqu'à 50% d'eau (la Terre est d'environ 0,02% je pense). Cela réduirait considérablement le nombre de planètes porteuses de vie, n'est-ce pas (pas de cycle du carbone, donc pas de climat stable comme le dit Paul) ? Alors, avec le besoin d'être dans la zone habitable, commençons-nous à nous concentrer sur le nombre de planètes avec une vie similaire à la nôtre ? Serait-ce même 1% du total? J'ai tendance à en douter. Serait-ce 0,1%? Je suppose que nous pourrions penser au système solaire comme ayant 2 mondes potentiels porteurs de vie (Terre et Mars) pendant une période de temps considérable, mais nous devons avoir eu une quantité importante d'Al26 dans le système pour produire 4 planètes rocheuses. Cela devient donc délicat pour la vie extraterrestre. Peut-être y a-t-il d'énormes déserts de vie dans la galaxie où l'Al26 manque et seulement des oasis de vie éparses ? Comment cela affecterait-il la propagation d'une espèce spatiale? Si le voyage vers le prochain monde habitable est de 1 000 années-lumière contre 10-50 années-lumière, quelles sont les chances qu'il réussisse ?

Le résumé et l'article parlent d'une dichotomie planètes riches en eau/planètes en eau. Existe-t-il une indication d'une gradation corrélée avec les niveaux d'AL26 ?

Une autre donnée pour l'hypothèse TERRE RARE.

Ce n'est pas juste une supernova, beaucoup de systèmes s'en rapprochent,
c'est le moment d'une supernova adjacente.
C'est pourquoi la tragédie de l'incapacité de Kepler à repérer les jumeaux terrestres dans
la HZ des étoiles de type K et G, continue de m'agacer. Nous avons trouvé des super-terres dans la HZ de ce type d'étoiles avec Kepler, mais nous supposons que les terrestres de la taille de la Terre sont de forme commune dans la HZ des étoiles K et G, car ?. Cette hypothèse sur les mondes aquatiques me rend encore plus douteux que les Jumeaux de la Terre manquants existent réellement. Non seulement le volume de l'océan sur les terrestres est important, mais aussi le nombre d'autres métaux qui sont extraits du disque protoplanétaire à proximité de la supernova. Oui, certains matériaux peuvent arriver de
une super nova proche, mais que se passe-t-il si l'effet net est d'abaisser les masses finales de toutes les planètes terrestres ?. L'abondance de Super Earth’s dans
Le catalogue de Kepler peut indiquer qu'en l'absence d'une perturbation de supernova au bon moment, un système solaire a tendance à créer beaucoup plus de superterres
que la Terre’s. Avant que quiconque ne mentionne le système trappiste, j'aimerais souligner qu'il s'agit d'un résultat aberrant et qu'il s'agit de l'orbite d'une naine rouge et d'une sacrée petite.

Je suis d'accord avec une grande partie de ce que vous dites. Oui, les résultats de Kepler ont été décevants dans le transport de planètes de la taille de la Terre, mais cela pourrait être dû aux limitations de l'instrument couplées à la découverte que la plupart des étoiles sont plus actives que prévu. Dans la nature, la tendance normale est que les objets plus petits sont plus nombreux que les plus gros, tandis que dans l'espace, les plus petits sont toujours plus difficiles à trouver que les plus gros. Ainsi, sur la base de ces principes fondamentaux, nous pourrions encore constater que les planètes de la taille de la Terre sont plus nombreuses que les super-terres.

Certainement un nouveau concept pour moi et l'ironie que les matières radioactives aient pu être essentielles, indirectement, pour la formation de la vie est étrangement satisfaisante pour un gars pro-nucléaire comme moi.

Pourtant, un monde aquatique ne serait pas nécessairement dépourvu de carbone et d'autres éléments. Peut-être que l'activité volcanique pourrait briser la couche de glace à haute pression pour libérer des minéraux dans l'océan. Peut-être qu'assez de matériaux météoriques peuvent atteindre la surface de l'océan pour enrichir les couches supérieures de l'eau afin de créer d'une manière ou d'une autre un environnement propice à la biogenèse. Ce serait un étirement basé sur ce que nous savons de la vie, mais ce que nous ne savons pas est certainement un ensemble de connaissances beaucoup plus vaste.

Et une possibilité de plus pour enrichir l'eau, il y aura certainement des orages importants sur de telles planètes avec des éclairs abondants. Selon la composition atmosphérique, de nombreux composés biologiquement importants pourraient se former. Bien sûr, l'atmosphère doit être un référentiel d'éléments nécessaires.

Mais quel processus agira comme un puits de carbone sur de tels mondes ? C'est pourquoi la tectonique des plaques est nécessaire. La majeure partie du CO2 de l'atmosphère terrestre est maintenant de la roche. Sur un monde aquatique, le CO2 serait tamponné dans l'océan, mais incapable d'être séquestré. Le Dr Ramirez a émis l'hypothèse d'un modèle de clathrate de CO2 qui pourrait fonctionner dans des conditions restreintes, mais ne ressemble pas à une solution universelle.

>Sur un monde aquatique, le CO2 serait tamponné dans l'océan, mais incapable d'être séquestré.

Nan. Certains organismes océaniques sont, sur Terre, une source importante de séquestration du carbone dans l'océan profond. Ils sécrètent du CaCO3 dans leurs parois cellulaires après leur mort, ils coulent et forment des sédiments de fond. Il y a beaucoup de calcaire et de craie biogéniques dans le monde.

Point juste. La subduction tectonique des plaques n'est pas nécessaire pour séquestrer le carbone.

Cependant, les mondes aquatiques ont des océans très profonds, ce qui signifie des pressions élevées. Cela augmente la solubilité du CaCO3.

Profondeur de compensation de carbonate
La profondeur de compensation du carbonate (CCD) est le point dans l'océan où le taux de précipitation du carbonate de calcium est équilibré par le taux de dissolution dû aux conditions présentes. Au fond de l'océan, la température baisse et la pression augmente. Le carbonate de calcium est inhabituel en ce que sa solubilité augmente avec la diminution de la température. L'augmentation de la pression augmente également la solubilité du carbonate de calcium. La profondeur de compensation des carbonates peut aller de 4 000 à 6 000 mètres sous le niveau de la mer.

Normalement, la craie se forme dans les mers chaudes et peu profondes. Ceux-ci ne seront pas communs sur les mondes aquatiques. Au lieu de cela, ils auront un océan très profond, beaucoup plus profond que la profondeur de compensation de carbonate de 4 à 6 km. Nous nous attendons même à ce que divers types de glace dense séparent la colonne liquide de la croûte sous-jacente. Cela me suggère que le CaCO3 ne se séquestrera pas sur les mondes aquatiques comme les formations de craie que nous voyons sur Terre. [Mais je ne suis pas géologue, alors je me trompe peut-être.]

À ce stade, je dirai que j'ai fait valoir mon point de vue, qu'il est fallacieux de prétendre qu'un monde océanique ne peut pas avoir de cycle du carbone. Ce qui est très clair, c'est que quel que soit le cycle du carbone dont il dispose, il sera assez différent de celui de la Terre. Cela semble être un bon problème pour un exogéologue de travailler plus en détail. Tout cela est un peu plus compliqué que les carbonates de calcium, ce qui a été ma première réflexion.
https://en.wikipedia.org/wiki/Oceanic_carbon_cycle

En ce qui concerne les détails, le calcium jouerait probablement un rôle différent. Cela pourrait toujours provoquer un transport vers le bas, mais pas jusqu'au fond. Je m'attends également à ce que les eaux profondes soient hautement anoxiques, favorisant des processus entièrement différents, peut-être même la formation de kérogène.

Le Dr Ramses Ramirez a proposé une régulation du CO2 via des clathrates de CO2 pour les mondes de la ZH avec des calottes glaciaires polaires. Les clathrates coulent pour séquestrer le carbone. Ils peuvent également libérer du CO2 pour reconstituer l'atmosphère. C'est un peu complexe, nécessite une condition “Goldilocks”, n'est pas prouvé, mais c'est un mécanisme possible pour réguler le CO2, et donc le climat, sur un monde aquatique.

Certes, Al 26 aurait tendance à affecter négativement les volatiles chez les planétésimaux, mais il y a une autre considération en ce qui concerne la Terre. Ce bien immobilier a également eu une collision précoce avec un corps qui a provoqué la formation d'une très grande lune. Cela a dû avoir un effet sur ses chances d'être un monde aquatique aujourd'hui. En y réfléchissant, il se pourrait que les mondes rocheux aient encore beaucoup d'eau au début de leur formation. Donc, si nous avons eu des inquiétudes concernant les environnements autour des étoiles de type M, il y a peut-être une raison de reconsidérer ou de recalibrer notre notion de la quantité d'eau avec laquelle un monde supposé rocheux commencerait.

“Deux articles intéressants sur différents types de planètes, le premier traite de l'habitabilité des exoplanètes rocheuses enrichies en carbone. Fondamentalement un monde couvert de graphite, mais quels seraient les impacts et la tectonique des plaques ou les océans dus à de telles planètes ? Nous découvrons très rapidement à quel point les impacts ont été courants et récents sur la terre et comment ils peuvent bouleverser l'atmosphère, la géologie (comme dans la tectonique des plaques), les océans et les périodes glaciaires. Nous trouvons la terre comme une planète dynamique et les planètes eau, sèche et carbone auront une dynamique similaire.

Minéralogie, structure et habitabilité des exoplanètes rocheuses enrichies en carbone : une approche en laboratoire.
Des exoplanètes rocheuses enrichies en carbone ont été proposées autour d'étoiles naines ainsi qu'autour d'étoiles binaires, de naines blanches et de pulsars. Cependant, la composition minéralogique de ces planètes est mal limitée. Nous avons effectué des expériences de laboratoire à haute pression et haute température (P = 1−2 GPa, T = 1523−1823 K) sur des mélanges chimiques enrichis en carbone pour étudier les intérieurs profonds de planètes de la taille de Pluton à Mars les manteaux supérieurs de plus grandes planètes .
Nos résultats montrent que ces exoplanètes, lorsqu'elles sont complètement différenciées, comprennent un noyau métallique, un manteau de silicate et une couche de graphite au-dessus du manteau de silicate. La minéralogie des silicates (olivine, orthopyroxène, clinopyroxène et spinelle) n'est en grande partie pas affectée par la quantité de carbone. Les métaux sont soit deux alliages riches en fer non miscibles (riche en S et pauvre en S) soit un seul alliage riche en fer dans le système Fe-C-S avec une immiscibilité dépendant du rapport S/Fe et de la pression à cœur. Le graphite est la phase carbonée dominante dans les conditions de nos expériences sans traces de carbure de silicium ou de carbonates. Si la teneur en carbone en vrac est plus élevée que nécessaire pour saturer le manteau et le noyau, le graphite se présenterait sous la forme d'une couche supplémentaire au-dessus du manteau de silicate en supposant une différenciation. Pour une couche de graphite suffisamment épaisse, des diamants se formeraient au fond de cette couche en raison des pressions élevées.
Nous modélisons la structure intérieure de Kepler-37b et montrons qu'une couche de graphite à peine 10 % en poids réduirait sa masse dérivée de 7 %, suggérant que les futures missions spatiales qui déterminent à la fois le rayon et la masse des exoplanètes rocheuses avec des enveloppes gazeuses insignifiantes pourraient fournir des limites quantitatives sur leur teneur en carbone. Les futures observations d'exoplanètes rocheuses avec des surfaces riches en graphite montreraient un faible albédos en raison de la faible réflectance du graphite. L'absence d'éléments porteurs de vie autres que le carbone à la surface les rend probablement inhabitables.
https://arxiv.org/abs/1807.02064

Le deuxième article traite des planètes verrouillées par les marées et fait valoir que la majorité des mondes habitables seront dans cet état, simplement à cause du nombre de soleils nains M et K dans la galaxie. C'est un autre domaine qui n'a pas beaucoup réfléchi à ce qui aurait des impacts et la tectonique des plaques ou les océans dus à de telles planètes. La nature de leurs orbites les exposerait à une forte probabilité d'impacts de comètes et d'astéroïdes en raison de la courte période d'orbite et de la proximité de leur soleil. Cela seul entraînerait une plus grande activité tectonique et modifierait à la fois la géologie et les océans sur de longues périodes. Et je parie que les impacts sur la surface de la planète formeraient également des modèles géologiques répétés qui affecteraient la dynamique atmosphérique et les courants océaniques. ^<

Les planètes bizarres qui pourraient être les nouvelles maisons de l'humanité.
À quoi ressemblerait la civilisation humaine sur un monde bloqué par les marées ?
CHARLIE JANE ANDERS
13 FÉVRIER 2019

Si vous n'avez pas compris comment les planètes verrouillées par les marées pourraient avoir un motif géologique répété à partir des météores, c'est simplement parce que nos pluies de météores culminent à 2 heures du matin. La terre entre à ce moment-là directement dans le flux de météores alors qu'elle orbite autour du soleil. Sur une planète verrouillée par les marées, elle ne tourne pas comme la terre le fait en 24 heures, donc l'emplacement de 2 heures du matin est toujours au même endroit sur la planète ! Maintenant, la question que j'ai pour les experts est de savoir si des corps plus gros (astéroïdes, comètes) auraient également tendance à avoir un impact autour de cet endroit ? Le fait est qu'outre l'effet sur la géologie du point nocturne à 2 heures du matin, il y aurait un effet antipolaire du côté diurne à 14 heures ou à environ 30 degrés à partir de midi élevé, cela pourrait provoquer de grandes extrusions volcaniques à cet endroit car nous ont vu de l'autre côté de la terre à partir d'impacts importants.

Maintenant, ce que vous devez retenir, c'est surtout pour les naines rouges (75% des étoiles) que ces planètes proches voyagent à un rythme beaucoup plus élevé et que les astéroïdes et les comètes qui orbitent à cette proximité seront confinés dans une zone beaucoup plus petite donc les impacts seront beaucoup plus plus commun. Si cela est vrai pour les impacts plus importants, il y aura de grands bassins d'impact et des écoulements de lave plus la construction de montagnes et une tectonique des plaques dynamique autour de la position de 210 degrés à partir de midi. De l'autre côté de la planète à la position 30 degrés à partir de midi élevé, il y aura un terrain chaotique, de grandes extrusions de lave comme le bassin de Colombie et des zones de libération de gaz naturel et de pétrole.

Depuis que j'ai pris congé de mon télescope longue portée, qu'en pensez-vous ? Pourrait-il y avoir différents modèles associés à ces types de planètes ? :->>

Si votre hypothèse est correcte, elle devrait être très évidente sur les lunes verrouillées par les marées de notre système, y compris notre propre Lune. Il existe de nombreuses lunes verrouillées par les marées autour des géantes gazeuses, qui devraient toutes montrer des cratères asymétriques. Je ne suis pas au courant de tels modèles de cratères, mais peut-être en avez-vous ?

Ah, mais vous nous oubliez, ils orbitent tous autour de leur planète et ne sont pas verrouillés par marée sur le soleil. Les flux de météores et d'autres corps plus grands orbitent autour du soleil et c'est pourquoi ils se produisent au même moment chaque année lorsque la terre croise l'orbite de la trajectoire originale des comètes. Un excellent exemple est la pluie de météores des Perséides en août de chaque année, la Terre traversera le chemin de la comète Swift-Tuttle du 17 juillet au 24 août, avec le pic de la pluie – lorsque la Terre traverse la zone la plus dense et la plus poussiéreuse – se produisant les 12 et 13 août. https://cdn.mos.cms.futurecdn.net/Bz6puv3aXvkmYBGJBYSARg-650-80.jpg

Vénus et Mercure sont les seules planètes proches de la marée verrouillée au soleil, mais Vénus a en fait une rotation rétrograde et Mercure a une résonance spin-orbite de 3:2. Il n'y a donc aucun exemple dans notre système solaire qui aurait un modèle détectable d'impacts du verrouillage des marées au soleil. Le meilleur exemple est le système Trappist 1, très compact, qui a un Soleil nain M de la taille de Jupiter mais avec une masse 84 fois supérieure.
https://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/images/largesize/PIA21428_hires.jpg

La planète la plus éloignée de ce système, h est 6,25 fois plus proche que Mercure l'est de notre soleil et la planète b est 34 fois plus proche.

Belle conjecture Michael, et bonne réponse à l'objection d'Alex.
Les hémisphères principaux des exoplanètes à surface rocheuse complètement verrouillées par les marées devraient subir à la fois plus d'impacts et des impacts de plus grande vitesse que les côtés arrière.

Considérons une comète, comme Swift Tuttle, mais coplanante en orbite dans notre système. Considérons maintenant Mimas verrouillé par les marées autour de Saturne en orbite à

14 km/s (et Saturne est en orbite à

10 km/s). A Saturne, la comète voyage aussi

6 km/s vers le soleil. Lorsque Mimas se déplace vers le soleil, il se déplace plus vite que les débris de la comète et ne sera pas impacté sur son hémisphère arrière, sauf en raison de l'orbite de Saturne. En voyageant loin du soleil, Mimas impactera les débris sur la face avant à

20 km/s. Les mêmes faces seront impactées si la comète est éloignée du soleil. Cela me semble très asymétrique et devrait entraîner l'impact de l'hémisphère orienté vers l'avant de Mimas plus fréquemment et avec une plus grande vitesse que l'hémisphère orienté vers l'arrière. Pourtant, il n'y a aucune preuve d'asymétrie de cratères. En incluant la vitesse orbitale de Saturne, lorsque Mimas est « devant Saturne, il devrait être plus exposé que lorsqu'il est derrière et protégé par Saturne. Pourtant, son hémisphère tourné vers Saturne n'est pas moins cratérisé que son hémisphère opposé à Saturne.

[J'ai choisi Mimas parce qu'il a une surface solide et aucun océan souterrain pour éliminer les cratères comme Europa ou Encelade et parce que la comète orbiterait relativement lentement près de Saturne, créant une plus grande différence de vitesse entre elle et Mimas.]

Je vois votre point et un meilleur exemple serait les lunes de Jupiter, mais comme dans Comet Shoemaker-Levy 9, tout ce qui se rapproche du grand champ de gravité de ces planètes verrait leurs orbites modifiées. Vous avez alors affaire à trois dynamiques de problèmes corporels, de sorte que les impacts seraient dispersés. Mais merci, maintenant vous me demandez si nous pourrions voir certaines des formes inhabituelles de lunes autour de Saturne, des planètes en forme de soucoupe et des montagnes équatoriales surélevées, peut-être un éclaircissement asymétrique comme dans Japet. Tout cela pourrait-il être détecté dans les creux photométriques lorsque les éclipses se produisent ou lorsque les planètes réfléchissent la lumière des étoiles. Qu'en est-il des ceintures d'astéroïdes denses entre les planètes comme dans Trappist 1 et j'attends toujours de savoir si quelqu'un a essayé d'attraper les réflexions UV des planètes lorsque les éruptions UV brillantes ont lieu.

En ce qui concerne les planètes verrouillées par les marées dans des systèmes comme Trappist-1, il semblerait alors y avoir quelques mécanismes de déverrouillage.

1. L'idée que tous les impacts frapperaient au même endroit provoquerait un martèlement répété et un éventuel hasard dans les principaux axes d'inertie, aussi petits soient-ils. Cela provoquerait une sorte de dérive ou de basculement vers une nouvelle latitude et longitude d'orientation stable. Je suppose que le mouvement instable devrait se dissiper.

2.En outre, les planètes interagiront les unes avec les autres. Observez les lunes galiléennes autour de Jupiter, faisant l'expérience d'une géothermie de plus en plus élevée
et l'activité volcanique plus ils se rapprochent de Jupiter. Ce n'est pas parce qu'ils sont en orbite autour de Jupiter en soi, mais que leur interaction les fait vibrer dans leurs orbites. Et je soupçonne que s'il n'y avait qu'un seul satellite, les bandes et les ceintures de Jupiter auraient l'air beaucoup moins chaotiques aussi

Mais dans une certaine mesure, pour avoir un cycle du carbone, vous avez besoin de quelque chose pour remuer le pot, n'est-ce pas ? Cependant, si vous achetez un terrain, vous devrez peut-être souscrire une assurance propriétaire.

Wdk intéressant, Vénus a une résonance d'orbite et de rotation avec la terre où la même face fait face à la terre lorsqu'elle est en conjonction inférieure. C'est l'une des raisons pour lesquelles il a fallu si longtemps pour comprendre sa période de rotation, pendant longtemps ils ont pensé qu'elle était verrouillée par la marée au soleil !
https://earthhavenlearning.ca/photos/custom/Venus-Cycle-Cesar.jpg
La rotation de « Vénus » est quelque peu inhabituelle en ce sens qu'elle est à la fois très lente (243 jours terrestres par jour de Vénus, légèrement plus longue que l'année de Vénus) et rétrograde. De plus, les périodes de rotation de Vénus et de son orbite sont synchronisées de telle sorte qu'elle présente toujours la même face vers la Terre lorsque les deux planètes sont à leur plus proche approche. On ne sait pas s'il s'agit d'un effet de résonance ou simplement d'une coïncidence.
https://nineplanets.org/venus.html

En ce qui concerne le dernier point – Assurez-vous d'obtenir les droits miniers sur l'intrigue – Il va y avoir beaucoup de métaux lourds qui traînent et enterrés.

C'est quelque chose qui m'a frappé dans les images des rovers de Mars, toutes ces météorites de nickel/fer qu'ils n'arrêtent pas de trouver ! Si une base est établie, ils devraient envoyer des drones pour les trouver et les ramener à la base. Ils peuvent être broyés et utilisés pour fabriquer des pièces métalliques dans une imprimante 3D au lieu de les transporter de la terre !

L'article identifie-t-il l'échelle dans le processus de croissance des cailloux où la quantité d'Al26 a le plus d'impact sur la teneur en eau finale ?

Jim, je crois que cela apparaît dans la discussion sur les travaux futurs nécessaires.

Cet article traite explicitement des planétésimaux qui ne se sont pas développés par accrétion de cailloux.

La Lune n'a-t-elle pas joué un grand rôle dans la formation de la Terre telle qu'elle est ? Et cela signifie-t-il que les planètes ont besoin d'une grande lune dans le cadre de la recette pour avoir la vie ?

C'est un élément clé pour faire de la Terre ce qu'elle est. Il maintient l'inclinaison axiale de la Terre stable (saisons). Il maintient nos mers bien agitées (marées). À l'époque où la grande collision entre une proto-Terre de la taille de Vénus et un corps de la taille de Mars a fusionné les noyaux des deux corps ont fusionné pour former notre bouclier magnétique produisant un noyau externe liquide. Si cela ne s'était pas produit, notre plus petite planète serait probablement un croisement sans eau entre Vénus et Mars d'aujourd'hui.

Merci. La question suivante est de savoir à quelle fréquence un tel scénario de collision se produit dans toute la galaxie de la Voie lactée et au-delà pour produire des mondes qui sont non seulement de la taille de la Terre et ont une lune similaire à la nôtre, mais peuvent également abriter la vie ?

Les collisions produisant la Lune pourraient ne pas être si rares, étant donné qu'au moins deux d'entre elles se sont probablement produites ici dans notre système (Terre et Pluton). Mais lorsque vous enchaînez tous les facteurs que vous avez dans votre question ljk, alors vous avez l'une des pierres angulaires des hypothèses de terres rares.

L'importance de la lune pour la vie sur terre est généralement surestimée. Voir J ​​Lissauer, J Barnes, J Chambers ‘Obliquity Variations of a Moonless Earth’, Icarus, 217 (2011) 77-87.
Une grande lune n'est PAS nécessaire pour stabiliser l'obliquité d'une planète par rapport à son écliptique et, comme cela a été souligné par Barnes et ses collaborateurs, peut en fait être nuisible (J Armstrong, R Barnes, S Domagal-Goldman, J Breiner, T Quinn, V Meadows ‘Effects of Extreme Obliquity Variations on the Habitability of Exoplanets’, Astrobiology, April 2014, 14 (4), 277-291.). Dans la même veine, BIEN SR, la terre aurait des marées sans la lune, car la lune ne fournit que les 2/3 de nos marées maintenant, la gravité du soleil fournissant l'autre tiers. En fait, SEULES les marées solaires seraient BEAUCOUP plus stables au cours de la durée de vie du système solaire, car la force des marées s'élève à 1/r^3 avec la distance de la lune augmentant depuis sa formation.

Bravo, une grande partie, sinon la plupart, de la croyance RE est basée sur le déterminisme et le raisonnement circulaire : « c'est ainsi que nous le savons ici, c'est donc ainsi que cela doit être ».
Il en est de même pour Jupiter, autrefois supposé protecteur de la Terre contre les impacts. Des recherches ont montré que Jupiter envoie au moins autant d'objets dans notre direction qu'il en absorbe.

Intéressant comment un élément peut avoir un effet si profond sur si une planète devient comme la Terre ou un monde aquatique. Si cela s'avère exact, nous saurons quoi rechercher dans notre recherche de la Terre 2.0.

Est-ce encore une preuve que les mondes habitables tels que nous les comprenons seront rares ou très rares ? Cela commence à ressembler à moi. La présence d'Al26 important, une grosse lune, un noyau qui est principalement du fer fondu mais avec des composants radioactifs importants pour produire de la chaleur pour garder le noyau en fusion, une quantité importante d'eau mais aussi de surface terrestre, dans la zone habitable de son étoile mère etc. La liste semble être longue. Trouverons-nous d'autres mondes similaires au nôtre dans notre région de la galaxie. Jusqu'à présent, le parti pris s'est porté sur des mondes plus vastes qui sont plus facilement détectables, mais qui continueront de changer. J'ai hâte de pouvoir en apprendre davantage sur les planètes rocheuses similaires à la nôtre, mais la liste peut rester maigre pendant longtemps. L'un des domaines d'étude les plus intéressants sera de savoir où survient la vie à laquelle nous ne nous attendions pas et à quel point peut-elle devenir complexe avec le temps ?

“Est-ce encore une preuve supplémentaire que les mondes habitables tels que nous les comprenons seront rares ou très rares ?”

Je crois que non. C'est un facteur de plus à peine compris parmi une multitude de facteurs, connus et inconnus, qui *peut* jouer un rôle dans la formation de planètes avec certains attributs. Certainement une étude utile, cependant ne vous empressez pas de l'accepter comme une vérité universelle et ensuite d'extrapoler. Notre compréhension de la formation planétaire et des processus évolutifs est encore assez faible, tout comme notre compréhension des conditions de la vie planétaire.

Pour reformuler cette dernière question : quelle est la vitesse d'évolution dans une gamme d'environnements qui varient de très hospitalier (Terre ?) à très inhospitalier (lunes de géantes gazeuses en dehors de la zone dite habitable) ? J'utilise les planètes et les lunes de notre propre système solaire parce que nous pouvons mieux les étudier, mais j'espère finalement que nous aurons des données des systèmes stellaires proches (Proxima Centauri b, Trappist-1e, GJ667 C f, GJ667 C e et ainsi de suite) .

Merci pour ton commentaire Ron. Je pense que tu as raison sur tous les points. Nous ne savons pas encore grand-chose sur ce qui définit les limites extérieures d'un environnement qui permettrait à la vie de naître. Je soupçonne qu'il sera assez large en effet. Une source de nutriments, d'eau et d'énergie devrait suffire pour au moins permettre à la vie microbienne de se développer avec suffisamment de temps. C'est pourquoi les études de Mars et des lunes géantes gazeuses connues pour avoir de l'eau sous des coquilles glacées seront si importantes. Dans d'autres systèmes solaires, il y a tellement de variables à prendre en compte, y compris le type d'étoile, son activité, la distance de la planète à l'étoile, si la planète a un noyau qui générera un champ magnétique protecteur, que ce soit la terre et l'eau sont à la fois présents, activité tectonique et indéfiniment. C'est le moment idéal pour observer le rôle des données !

Cette idée n'est pas étayée par la physique : « l'intérieur des planétésimaux peut créer de la chaleur qui peut évaporer une grande partie du contenu initial de glace d'eau avant que l'accrétion ne se produise. Les régions denses de formation d'étoiles sont plus susceptibles de produire des planètes qui manifestent ces derniers résultats. Les planétésimaux ne mesurent que 1 km, ils sont donc trop petits et la chaleur de la désintégration radioactive est modeste.

« Les petits corps ont un rapport surface/volume plus élevé, ils perdent donc de la chaleur plus rapidement que les grands corps et la chaleur de la désintégration de l'uranium, du thorium et du potassium 40 est modeste. » P. 300 Le nouveau système solaire.

La Terre n'aurait pas d'eau si elle était perdue avant qu'il y ait des protoplanètes. Toute notre eau aurait dû provenir des comètes, mais aucune de l'accrétion. Tous les mondes aquatiques seraient autour des super Terres des étoiles de classe M. Il pourrait y avoir plus d'eau disponible pour les super Terres autour des étoiles plus grosses, car elles naissent de plus gros nuages ​​de gaz et de poussière. Avec plus de gravité, il y a plus de collisions dans une période de bombardement intense.

Alors qu'est-ce qui explique le fait que nous ayons des météorites de nickel-fer et de fer pierreux ? L'existence de telles preuves prouve à tout le moins que certains astéroïdes maintenant brisés avaient autrefois fondu et étaient restés fondus assez longtemps pour que les métaux les plus lourds s'enfoncent dans leur noyau.

De plus, beaucoup de ces planétésimaux devaient être bien plus grands que 1 km. Certains auraient probablement atteint au moins la taille de notre plus gros astéroïde Cérès. D'où vient 1km ?

Et cela n'aurait pas cuit toute l'eau, juste assez pour nous laisser le montant de "boucles d'or".

On ne devrait pas considérer que Kepler n'a pas trouvé de « jumeau terrestre » comme étant AUCUNE preuve de leur non-existence. Compte tenu du niveau de bruit plus élevé que prévu des étoiles solaires et de la nécessité de voir au moins trois transits (deux ans dans le meilleur des cas), ce n'est pas vraiment inattendu. Les meilleures estimations que j'ai vues pour eta-earth sont d'environ 0,20, avec des barres d'erreur d'au moins la moitié de cette taille. À titre de comparaison, moins de 0,02 des humains sur Terre mesurent plus de 6 ans.

Je suis tout à fait d'accord avec ce commentaire Coolstar, car il s'agit d'un équivalent mieux indiqué d'une partie de ma réponse ci-dessus à Admiral_Ritt. (Aussi, je’m 6𔃿″, une partie de ce qui m'habitue à être une valeur aberrante)

J'apprécie également votre premier commentaire dans cette discussion fascinante sur l'importance d'une lune pour la vie étant surestimée. Contrepoint bien instructif. D'accord, je concède qu'avoir une grande lune n'est peut-être pas une exigence d'habitabilité. Mais je pense toujours que dans notre système, le fait d'avoir eu le très grand impact qui s'est également produit pour créer notre Lune aurait été un contributeur très important à l'habitabilité à long terme de la Terre. Il a enrichi le stock d'U238 de notre planète et a agrandi le noyau partiellement fondu de notre planète, à la fois en taille et en durée.

@ Bruce Mayfield J'ai moi-même été surpris par la distribution de la hauteur des humains ! (facile de se souvenir de la moyenne, difficile de se souvenir des écarts types.?….). Je ne vois pas comment l'approvisionnement de la terre en U238 et donc la taille et la température à long terme du noyau auraient pu être BEAUCOUP augmentées par la création de la lune, car l'impacteur n'avait probablement qu'environ 10% de la masse totale de la terre . Est-ce que j'ai raté quelque chose d'évident ?

Considérez que l'uranium est 70 % plus dense que le plomb. La proto-terre et le grand impacteur sont chacun pour la plupart fondus à certains moments avant leur collision, de sorte que la plupart de leur U aurait été consenti dans leurs noyaux. Après l'impact, les deux noyaux avant l'impact se combinent à l'intérieur de la Terre. Proto-Terre était à peu près la masse de Vénus, donc la mise à niveau de l'offre totale de la Terre en éléments les plus lourds augmente de plus de 12% au moins, je pense. De plus, la chaleur du grand impact lui-même fait fondre la Terre et aide à faire descendre ce combustible nucléaire à libération lente (U238) là où il est nécessaire.

La majeure partie de la biosphère fonctionne à l'énergie solaire, mais en interne, la source d'énergie géologique de la Terre (après l'épuisement de la chaleur des impacts et de la contraction gravitationnelle) provient de la lente libération de l'énergie stockée à l'intérieur des atomes créés par la collision des étoiles à neutrons. Je suis content que le réservoir de carburant nucléaire de la Terre ait été rempli. )

Je n'achète toujours pas cette théorie planétésimale desséchée. Ceres n'est pas exactement sec non plus. La désintégration radioactive dans le noyau de Ceres n'a pas évaporé son eau et c'est un corps beaucoup plus gros. C'est la taille de la planète qui détermine également l'eau, car une grande gravité rend plus difficile son évasion et sa distance par rapport à l'étoile. Le carbone, l'oxygène et l'azote sont également des métaux. Limitez la taille des nuages ​​ou des étoiles et nous pourrions en avoir moins et moins d'eau que l'eau potentielle dans les nuages ​​plus gros.

Je ne suis pas non plus d'accord avec l'idée qu'un plus petit nuage de gaz rendra les mondes aquatiques plus probables. Nous le saurons avec certitude dans les dix prochaines années avec la spectroscopie des exoplanètes des télescopes terrestres les plus puissants.

Je n'ai mentionné Cérès que comme exemple restant de la taille des planétésimaux atteints. Oui, il n'est pas desséché, mais il s'est formé près ou au-delà de la ligne de neige de notre système, beaucoup plus loin du soleil que les planétésimaux qui ont construit la Terre. Mais nous ne pouvons pas dire exactement comment la Terre s'est formée puisque nous n'étions pas là pour en être témoins, alors peut-être pouvons-nous avoir un accord amical pour être en désaccord sur celui-ci ?

Vous fait vous interroger sur les planètes autour des étoiles M-Dwarf. Parce que les étoiles naines M s'embrasent, beaucoup craignent que les planètes terrestres proches ne perdent leur atmosphère avec le temps.

Mais si ces planètes terrestres commencent comme des mondes aquatiques, la perte d'atmosphère peut être une bonne chose (bonne en termes de rendre un monde plus semblable à la Terre). Si les étoiles naines M font que les mondes aquatiques perdent des substances volatiles, alors peut-être qu'avec le temps, cet excès d'eau sera perdu dans l'espace, et vous vous retrouverez avec un monde plus semblable à la Terre. Fait intéressant, parce que l'hydrogène sera perdu plus rapidement (étant beaucoup plus léger que l'oxygène), avec le temps, l'atmosphère restante du monde peut devenir relativement saturée d'oxygène, même sans photosynthèse.

Cela peut donc être une voie vers des atmosphères enrichies en oxygène sans aucune vie.

Bon point Eric, le seul problème c'est que l'oxygène pourrait aussi former du CO2, c'est pourquoi nous avons besoin des grands télescopes et du JWT. Je suis sûr que nous serons tous surpris de ce qui constitue l'atmosphère de nombreuses planètes, puisque la nature et la physique ont été jusqu'à présent limitées à nos planètes du système solaire.

Cet article dit que c'est la désintégration radioactive des planétésimaux qui évapore l'eau, ce que je ne suis pas d'accord, ce qui inclut l'intérieur du planétésimal et pas seulement la surface, la ligne de neige ne s'applique qu'à la surface du corps.

Je ne suis pas d'accord avec l'idée que les super-terres du monde aquatique sont plus susceptibles de se former dans des nuages ​​de gaz plus petits. Je ne vois simplement aucune preuve concrète pour soutenir l'idée. L'aluminium 26 ne détermine pas la quantité d'oxygène et d'hydrogène qu'un nuage de gaz peut contenir pour produire de l'eau.

Outre la question de la quantité d'eau censée être brûlée sur les disques d'accrétion par Al26, comment pouvons-nous obtenir des données quantitatives sur la distance d'une supernova et la quantité de dépôt d'Al26 dans le matériau d'accrétion.
Par exemple, dirons-nous que le disque qui s'effondre au début du soleil est à dix années-lumière ou à cent de la supernova d'origine. S'il est de 100 années-lumière, alors un certain nombre d'autres proto-soleils et disques d'accrétion connaîtraient le même enrichissement en Al26. De plus, il y aurait des bandes de plus et de moins. Mais même dans ces cas, des événements intermédiaires tels que l'énergie des collisions auraient également un effet. Les vitesses circulaires locales autour d'un soleil moins massif seraient plus élevées dans une zone habitable qu'elles ne le seraient pour un G tel que le soleil. Les énergies de collision ne seraient pas identiques.

Étant donné que le magnésium est le produit final stable de la désintégration de l'Al26, la quantité de Mg dans un système, une étoile ou une planète pourrait aider à répondre aux questions de wdk, mais seulement si la quantité de base de Mg produite par fusion dans les étoiles est connue.
Notez ce que dit Wikipedia concernant Mg :

“Le magnésium est le neuvième élément le plus abondant dans l'univers.[5][6] Il est produit dans de grandes étoiles vieillissantes à partir de l'addition séquentielle de trois noyaux d'hélium à un noyau de carbone. Lorsque de telles étoiles explosent en supernova, une grande partie du magnésium est expulsée dans le milieu interstellaire où il peut être recyclé dans de nouveaux systèmes stellaires.Le magnésium est le huitième élément le plus abondant dans la croûte terrestre[7] et le quatrième élément le plus répandu sur Terre (après le fer, l'oxygène et le silicium), représentant 13 % de la masse de la planète et une grande partie de la masse de la planète. manteau de la planète. C'est le troisième élément le plus abondant dissous dans l'eau de mer, après le sodium et le chlore.[8]

Même si cela n'a pas été mentionné dans ce paragraphe, un certain pourcentage de Mg provient de la désintégration de l'Al26. Une prédiction finalement testable à partir de cela serait de trouver des systèmes secs avec des niveaux de Mg améliorés. Plus le niveau de Mg est élevé, plus le SN est peut-être proche ? Il y aurait aussi d'autres preuves élémentaires aussi très probablement.

Bruce D. Mayfield,
Merci pour l'aide et la recherche à ce sujet. Cela donne un peu d'espoir que peut-être un jour bientôt cette caractéristique de formation planétaire sera mieux caractérisée. Je suis revenu à l'article ci-dessus et le
abstrait. Beaucoup de pistes, peut-être du style Monte Carlo, mais il y a peut-être déjà un indice sur la distance que le soleil primitif et le disque circum-stellaire devaient être pour obtenir le contenu de l'Al26.
Si je me souviens bien (douteux), l'activité SN et les chocs ou ondes de densité qui en résultent pourraient être responsables de l'effondrement de nombreux nuages ​​qui se transforment en soleils et en disques environnants. Les données de Kepler jusqu'à présent pourraient être provisoires vers des mondes d'eau à forte teneur, mais probablement pas un cas clos.
Aussi, une grande partie de notre discussion sur les mondes habitables semble rebondir entre l'idée d'une zone thermique où ils peuvent être trouvés et un ensemble de circonstances qui peuvent produire un monde identique au nôtre.
Je continue à penser que l'habitabilité peut être obtenue par d'autres moyens si vous vaporisez de la levure sur une planète primitive. Nous sommes encore en train de deviner des recettes, mais nous n'avons pas encore vu de ventes de pâtisseries.

Qu'est-ce que le magnésium et l'Al26 ont à voir avec la quantité d'hydrogène et d'oxygène que l'eau H2O est fabriquée ? Cet article suppose qu'un nuage de gaz plus petit entraîne plus de mondes aquatiques.

J'ai relu l'article de Paul pour tenter de comprendre vos objections Geoffrey. Je comprends que les planétésimaux devraient être d'une taille suffisante pour qu'ils se réchauffent, et je vois que la taille planétésimale de 1 km a été mentionnée par Paul. La seule chose que l'Al26 a à voir avec l'eau est que la chaleur de sa désintégration (en Mg) aiderait à conduire des volatiles légers comme H2O à la surface des planétésimaux. (La chaleur serait également fournie par les collisions.) Dans les parties internes d'un jeune système, le vent stellaire aurait alors tendance à éliminer le H2O. (Les étoiles sont plus actives dans leur jeunesse, les vents flairants et stellaires sont plus forts.)

La raison pour laquelle un système stellaire plus petit formant des nuages ​​de gaz et de poussière aurait tendance à produire des mondes aquatiques serait (selon cette théorie) que les nuages ​​plus petits ne seraient pas aussi susceptibles de produire du SN à proximité qui pourrait fournir des isotopes comme Al26 qui peuvent aider à assécher le blocs de construction des planètes nouvellement formées.

L'histoire de 2 exoplanètes en collision

Par Paul Scott Anderson dans Espace | 10 février 2019

Les astronomes ont de nouvelles preuves d'une collision entre 2 planètes presque de la taille de la Terre dans le système solaire lointain Kepler-107.

Je suis étonné et déçu que cette découverte ne reçoive pas plus d'attention et de publicité.

Il ferait plus de bruit s'il n'était pas caché derrière un grand mur de rémunération.
Voici le résumé de l'article :

“Les mesures des densités apparentes des exoplanètes indiquent que les petites exoplanètes dont le rayon est inférieur à 3 rayons terrestres (R⊕) vont des sous-Neptunes de faible densité contenant des éléments volatils1 aux planètes rocheuses de plus haute densité avec des planètes semblables à la Terre2 ou riches en fer3 (Mercure- comme) compositions. Une telle diversité étonnante dans les compositions observées de petites exoplanètes peut être le produit de différentes conditions initiales du processus de formation des planètes ou de différents chemins évolutifs qui ont modifié les propriétés planétaires après la formation4. L'évolution de la planète peut être particulièrement affectée par la perte de masse photoévaporative induite par un flux élevé de rayons X stellaires et d'ultraviolets extrêmes (XUV)5 ou par des impacts géants6. Bien qu'il existe des preuves pour les premiers7,8, il n'y a pas de conclusions sans ambiguïté à ce jour sur l'occurrence d'impacts géants dans un système d'exoplanètes. Ici, nous caractérisons les deux planètes les plus internes du système compact et quasi-résonnant Kepler-107 (réf. 9). Nous montrons qu'ils ont des rayons presque identiques (environ 1,5–1,6R⊕), mais la planète extérieure Kepler-107 c est plus de deux fois plus dense (environ 12,6 g cm–3) que la planète Kepler-107 b la plus intérieure (environ 5,3 g cm−3). En conséquence, Kepler-107 c doit avoir une fraction de noyau de fer plus importante que Kepler-107 b. Ce déséquilibre ne peut s'expliquer par l'irradiation stellaire XUV, qui rendrait à l'inverse la planète plus irradiée et moins massive Kepler-107 b plus dense que Kepler-107 c. Au lieu de cela, les densités différentes sont cohérentes avec un événement d'impact géant sur Kepler-107 c qui aurait arraché une partie de son manteau de silicate. Cette hypothèse est étayée par des prédictions théoriques issues du dénudage du manteau par collision10, qui correspondent à la masse et au rayon de Kepler-107 c.”


Voir la vidéo: Et Si Les Planètes Remplaçaient Notre Lune (Novembre 2022).