Astronomie

2 planètes semblables à la Terre en configuration co-orbitale

2 planètes semblables à la Terre en configuration co-orbitale


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J'essaie de mettre en place 2 planètes dans une configuration co-orbitale autour d'une planète de la taille de Jupiter de la même manière que les lunes de Saturne Janus et Epimetheus. J'essaie de le faire dans Universe Sandbox 2, mais lorsque je place ces planètes, elles se brouillent trop en orbite. Est-il possible d'avoir un tel système et comment serait-il fait?

Diagramme montrant ce que font Epiméthée et Janus.


Parce que cela est resté sans réponse, et en utilisant cette très belle réponse comme référence, je peux répondre en partie. Article source ici.

il a été constaté que si la masse du deuxième corps devient supérieure à 1/1200 du premier corps, les orbites en fer à cheval deviennent instables.

Donc, la masse de la Terre en orbite autour de Jupiter (1/318) ne fonctionnera pas selon les recherches ci-dessus. Vous pouvez essayer des objets de masse de Mars en orbite autour de Jupiter (1/2970) et vous pourriez faire en sorte que cela fonctionne pour un nombre assez étendu d'orbites. Les orbites en fer à cheval ne sont jamais stables à long terme comme peuvent l'être les orbites des chevaux de Troie, mais elles peuvent être stables sur de nombreuses orbites si elles sont correctement configurées.

J'ai essayé de déterminer les spécificités des objets en fer à cheval de masse plus élevée, mais mes tentatives de calculs m'ont fait tourner en rond jusqu'à présent. Si je progresse, je posterai une mise à jour. Il faudrait déplacer les lunes de masse martienne assez loin de la planète et il faudrait que la variation de leurs demi-grands axes soit assez faible. Janus et Epimethius n'ont que 50 km de variation sur leurs orbites, ce qui représente 1 partie sur 3000 de leur rayon orbital.

J'explorerais les variations dans cette plage, et je commencerais par le bord extérieur de la région stable de la sphère de la colline de Jupiter, et si vous ne pouvez pas le faire fonctionner, réduisez encore la masse, peut-être la masse lunaire.


Sujets similaires ou similaires à la configuration co-orbitale

Astéroïde de type Q, Aten en orbite autour du Soleil en résonance orbitale 1:1 avec la Terre, ce qui en fait un objet co-orbital. Astéroïde qui, par rapport à la Terre, orbite autour du Soleil sur une orbite en forme de haricot qui décrit effectivement un fer à cheval, et qui peut se transformer en une orbite quasi-satellite. Wikipédia

Petit astéroïde, classé comme un objet proche de la Terre du groupe Aton se déplaçant dans une résonance de mouvement moyen 1:1 avec la Terre. Dans une configuration co-orbitale par rapport à la Terre. Wikipédia

Objet transneptunien en résonance orbitale à mouvement moyen avec Neptune. Les périodes orbitales des objets résonants sont dans une relation entière simple avec la période de Neptune, par ex. 1:2, 2:3, etc. Les TNO résonnants peuvent faire partie de la population principale de la ceinture de Kuiper ou de la population de disques dispersés plus éloignée. Wikipédia

Troisième planète du Soleil et seul objet astronomique connu pour abriter la vie. Terre composée de continents et d'îles. Wikipédia


Les astrophysiciens prédisent une planète semblable à la Terre dans le système stellaire à seulement 16 années-lumière

Les astrophysiciens de l'Université du Texas à Arlington ont prédit qu'une planète semblable à la Terre pourrait se cacher dans un système stellaire à seulement 16 années-lumière.

L'équipe a étudié le système stellaire Gliese 832 à la recherche d'exoplanètes supplémentaires résidant entre les deux mondes extraterrestres actuellement connus dans ce système. Leurs calculs ont révélé qu'une autre planète semblable à la Terre avec une configuration dynamiquement stable pourrait résider à une distance allant de 0,25 à 2,0 unités astronomiques (UA) de l'étoile.

"Selon nos calculs, ce monde extraterrestre hypothétique aurait probablement une masse comprise entre 1 et 15 masses terrestres", a déclaré l'auteur principal Suman Satyal, chercheur en physique à l'UTA, conférencier et superviseur de laboratoire. L'article est co-écrit par John Griffith, étudiant de premier cycle à l'UTA et professeur de physique de longue date à l'UTA, Zdzislaw Musielak.

Les astrophysiciens ont publié leurs découvertes cette semaine sous le titre "Dynamics of a probable Earth-Like Planet in the GJ 832 System" dans Le Journal d'Astrophysique.

Le président de physique de l'UTA, Alexander Weiss, a félicité les chercheurs pour leur travail, qui souligne l'engagement de l'Université en faveur de la découverte basée sur les données dans le cadre de son plan stratégique 2020 : des solutions audacieuses | Impact mondial.

"Il s'agit d'une percée importante démontrant l'existence possible d'une nouvelle planète potentielle en orbite autour d'une étoile proche de la nôtre", a déclaré Weiss. "Le fait que le Dr Satyal ait pu démontrer que la planète pouvait maintenir une orbite stable dans la zone habitable d'une naine rouge pendant plus d'un milliard d'années est extrêmement impressionnant et démontre les capacités de classe mondiale du groupe d'astrophysique de notre département."

Gliese 832 est une naine rouge et a un peu moins de la moitié de la masse et du rayon de notre soleil. L'étoile est orbitaire d'une exoplanète géante semblable à Jupiter désignée Gliese 832b et d'une planète super-terrestre Gliese 832c. La géante gazeuse avec 0,64 masse de Jupiter orbite autour de l'étoile à une distance de 3,53 UA, tandis que l'autre planète est potentiellement un monde rocheux, environ cinq fois plus massif que la Terre, résidant très près de son étoile hôte – environ 0,16 UA.

Pour cette recherche, l'équipe a analysé les données simulées avec une planète de masse terrestre injectée sur ce système planétaire voisin dans l'espoir de trouver une configuration orbitale stable pour la planète qui pourrait être située dans un vaste espace entre les deux planètes connues.

Gliese 832b et Gliese 832c ont été découverts par la technique de la vitesse radiale, qui détecte les variations de la vitesse de l'étoile centrale, en raison du changement de direction de l'attraction gravitationnelle d'une exoplanète invisible en orbite autour de l'étoile. En regardant régulièrement le spectre d'une étoile -- et donc en mesurant sa vitesse -- on peut voir si elle bouge périodiquement sous l'influence d'un compagnon.

"Nous avons également utilisé les données intégrées de l'évolution temporelle des paramètres orbitaux pour générer les courbes de vitesse radiale synthétiques des planètes connues et semblables à la Terre dans le système", a déclaré Satyal, qui a obtenu son doctorat. en astrophysique de l'UTA en 2014. "Nous avons obtenu plusieurs courbes de vitesse radiale pour des masses et des distances variables indiquant une éventuelle nouvelle planète médiane", a noté l'astrophysicien.

Par exemple, si la nouvelle planète est située à environ 1 UA de l'étoile, elle a une limite de masse supérieure de 10 masses terrestres et un signal de vitesse radiale généré de 1,4 mètre par seconde. Une planète avec environ la masse de la Terre au même endroit aurait un signal de vitesse radiale de seulement 0,14 m/s, donc beaucoup plus petit et difficile à détecter avec la technologie actuelle.

"L'existence de cette planète possible est soutenue par la stabilité orbitale à long terme du système, la dynamique orbitale et l'analyse synthétique du signal de vitesse radiale", a déclaré Satyal. "Dans le même temps, un nombre significativement élevé d'observations de vitesse radiale, d'études de méthode de transit, ainsi que d'imagerie directe sont encore nécessaires pour confirmer la présence d'éventuelles nouvelles planètes dans le système Gliese 832."


PLANÈTE PLANÈTE

Construire le système solaire ultime partie 4: deux mouvements de ninja - lunes et planètes co-orbitales

Le travail d'aujourd'hui : découvrir deux mouvements de ninja qui nous permettront d'emballer beaucoup plus de mondes dans la zone habitable.

Le dernier article (partie 3 : choisir les bonnes orbites) était assez simple. Vous pouvez entasser plus de petites planètes dans la zone habitable que de grosses. Rien de bien choquant. Eh bien, apprendre les bases vient toujours avant que le ninja ne bouge.

Qu'est-ce qui fait que ces mouvements ninja (pour utiliser ninja comme adjectif) est qu'ils mettent plus d'un monde sur la même orbite. Cela signifie que nous pouvons emballer un parcelle plus de mondes dans la zone habitable de notre étoile. C'est comme le pack de 6 : un moyen de mettre plus de génialité dans un espace limité.

NINJA MOVE 1 : LUNE. Les lunes d'une planète tournent autour de l'étoile tout comme la planète. J'ai utilisé cela à mon avantage lorsque j'ai construit un meilleur système solaire.

Voici les grandes lunes du système solaire :

Grandes lunes du système solaire, avec la Terre pour échelle. Les lunes sont ordonnées par quelle planète elles orbitent. De Wikipédia.

Les plus grosses lunes du système solaire orbitent autour des plus grosses planètes (Jupiter et Saturne). Les systèmes de lunes se forment comme des mini-systèmes solaires, dans des disques de gaz et de poussière autour des planètes géantes gazeuses. [En fait, les grandes lunes du système solaire ont certaines propriétés en commun avec les planètes extra-solaires]. Les lunes sont situées très près des géantes gazeuses. Les orbites des grandes lunes les plus éloignées ne sont qu'environ 30 fois plus grandes que le rayon de leur planète hôte. En comparaison, l'orbite de la Terre est environ 200 fois plus grande que le rayon du Soleil.

Nous voulons des mondes dans notre système solaire ultime qui soient un peu plus gros que ces grandes lunes. Nous voulons des mondes d'environ la moitié à deux fois la taille de la Terre. Bien qu'il y ait un débat, je vais permettre à toute géante gazeuse de la taille de Saturne ou plus d'avoir de grandes lunes.

Dans le système solaire, Jupiter en a le plus (quatre). Étant donné la proximité des lunes du système solaire, les grandes lunes resteront probablement proches. Mais combien de grosses lunes une géante gazeuse pourrait-elle avoir ? Eh bien, au moins autant que Jupiter (quatre). Mais probablement pas beaucoup plus. Les orbites des planètes et des lunes ont tendance à être espacées de manière logarithmique. Pensez à 1, 10, 100, 1000 plutôt que 10, 20, 30, 40. Plus l'étoile/la planète est éloignée, plus les espaces entre les planètes/lunes sont grands. Si la zone des grosses lunes s'étend de 5 à 50 fois le rayon de la planète, cela ne nous laisse de la place que pour 5 grosses lunes espacées comme celles de Jupiter. Nous nous en tiendrons à un maximum de 5 grandes lunes par planète géante gazeuse.

Une planète comme la Terre pourrait-elle avoir une lune assez grande pour la vie ? Le jury ne sait toujours pas comment former une telle lune (probablement par un impact géant entre deux grandes planètes en croissance). Mais il n'y a aucune raison de ne pas envisager cette possibilité. Cependant, une planète de la taille de la Terre ne pourrait probablement pas avoir plus d'une grande lune stable. [Notez que la Terre a peut-être eu une deuxième grande lune qui s'est écrasée sur la Lune!] En fait, si une planète de la taille de la Terre avait une lune de la taille de la Terre, ce serait essentiellement une planète binaire. Chaque planète tournerait autour de l'autre, comme la paire tournait autour de l'étoile. Concept assez génial ! Pluton et Charon sont fondamentalement une planète binaire (mineure). Charon est environ deux fois moins gros que Pluton et environ 10 % aussi massif.

Une Terre binaire se comporterait principalement comme le système Terre-Lune le fait aujourd'hui. Mais les marées seraient beaucoup plus fortes. Les deux Terres se montrent toujours la même face que leur orbite leur centre de gravité commun.

Une Terre binaire. Une planète de la taille de la Terre avec une lune de taille similaire orbite autour de leur centre de gravité commun. Chaque planète garde le même côté pointant vers l'autre. Crédit : Wikipédia

Les planètes effectuent chacune une rotation complète pour chaque orbite l'une autour de l'autre. Cela signifie qu'une journée devrait durer environ un mois. Cela peut avoir un impact sur le climat de la planète, mais probablement dans le bon sens. Les planètes à rotation lente peuvent rester habitables plus près de leurs étoiles que les planètes à rotation rapide.

RÉSUMÉ: Une géante gazeuse pourrait avoir jusqu'à 5 lunes assez grandes pour être habitable. Les planètes dans notre gamme de taille choisie peuvent également avoir de grandes lunes, mais probablement une seule.

NINJA MOVE 2 : PLANÈTES CO-ORBITALES. Lorsque vous entendez le mot « troyen » vous ne pensez probablement pas aux astéroïdes. Mais ils sont réels ! Ce qui est intéressant avec les astéroïdes troyens, c'est qu'ils partagent la même orbite que Jupiter. Et il en va de même pour les astéroïdes “grec”. Cette image montre où se trouvent ces astéroïdes.

Le système solaire intérieur. Les planètes sont étiquetées et les lignes bleues montrent leurs orbites. Les petits points sont des astéroïdes. La ceinture principale d'astéroïdes est représentée en blanc. Les points verts — appelés “Greeks” et “Trojans” — sont co-orbitaux avec Jupiter. De Wikipédia.

Les astéroïdes troyens et grecs sont à environ 60 degrés devant et derrière Jupiter. Normalement, lorsqu'un astéroïde s'approche de Jupiter, la forte gravité de la planète dévie l'astéroïde. Finalement, l'orbite de l'astéroïde le rapproche de Jupiter. Jupiter lance l'astéroïde hors du système solaire.

Les astéroïdes troyens et grecs vivent sur des îlots de stabilité. Il s'avère que les positions à 60 degrés devant et derrière Jupiter sont protégées de sa forte gravité. Ceux-ci sont appelés les points L4 et L5 (le L est pour Lagrange, qui a découvert qu'ils sont stables). Comme ils partagent la même orbite, ils sont aussi appelés co-orbitales.

Points de Lagrange d'une planète (bleue) en orbite autour d'une étoile. L4 et L5 sont l'endroit où les planètes co-orbitales peuvent survivre. Les autres points (L1, L2 et L3) et non stables. Crédit : Wikipédia

Les astéroïdes qui orbitent à L4 ou L5 sont stables. Ils peuvent orbiter joyeusement à ces points pour toujours. Ils ne restent pas exactement à L4 ou L5, ils tracent de petits cercles autour de ces points. C'est pourquoi les Troyens et les Grecs sont des nuages ​​au lieu de se trouver tous en un seul point.

Les planètes co-orbitales (alias Trojan) sont comme une personne marchant avec un tigre mangeur d'hommes mais restant toujours derrière lui, juste dans son angle mort. Il s'avère qu'il est parfaitement sûr, mais avec un danger mortel (gravitationnel) juste à côté.

L4 ou L5 seraient des îles stables pour une planète de la taille de la Terre. Même un avec une grosse lune. En fait, deux planètes de la taille de la Terre, une à L4 et une à L5, pourraient être stables. Dans certaines circonstances, L4 ou L5 pourraient même être stables pour une autre géante gazeuse (mais une seule).

Maintenant, remplacez Jupiter par la Terre. La Terre a également des points L4 et L5. La Terre a même un astéroïde troyen. Deux planètes de la taille de la Terre peuvent partager une orbite dans leurs points L4/L5 mutuels. Séparées de 60 degrés, les orbites des deux planètes sont stables.

Les systèmes de planètes qui incluent des co-orbitales doivent être un peu plus espacés. Sinon, ils deviennent instables. Cela signifie que nous ne pouvons pas entasser autant d'orbites dans la zone habitable.

Les orbites des planètes entassées dans la zone habitable de notre étoile choisie, avec des co-orbitales (planètes de Troie). Chaque orbite est occupée par deux planètes séparées de 60 degrés. Les planètes ont soit 0,1, 1 ou 10 fois la masse de la Terre. La zone ombrée représente la zone habitable, qui s'étend d'environ 0,2 à 0,4 unité astronomique (AU 1 UA est la distance Terre-Soleil) pour notre étoile choisie. Le nombre de paires de planètes co-orbitales qui peuvent être emballées dans la zone habitable est de 9, 6 et 2 pour les planètes de 0,1, 1 ou 10 fois la masse terrestre, respectivement.

Même s'il y a moins d'orbites dans la zone habitable, il y a plus de planètes. Avec une seule planète par orbite, nous avons pu adapter 14, 7 et 3 orbites de planètes de 0,1, 1 ou 10 fois la masse terrestre. Y compris les co-orbitales, nous ne pouvons adapter que 9, 5 et 2 orbites. Mais deux planètes par orbite font 18, 10 et 4 planètes dans la zone habitable. Donnez-leur à chacun une grosse lune et les nombres sont doublés. Boom!

Comme nous l'avons vu précédemment, un système de planètes géantes gazeuses a tendance à avoir un espacement orbital différent (en résonances). Les effets gravitationnels des planètes troyennes de la taille de la Terre ne changent rien dans ce cas. Nous pourrions donc encore placer quatre planètes géantes gazeuses dans la zone habitable de notre étoile choisie. Bien sûr, nous pouvons y ajouter quelques mouvements de ninja aussi…

RÉSUMÉ: Étant donné une planète en orbite autour d'une étoile, des îles stables existent sur la même orbite : 60 degrés devant et 60 degrés derrière la planète. Une planète géante gazeuse peut avoir une planète de la taille de la Terre en chacun de ces points sans aucun effet sur la stabilité orbitale. Deux (mais pas trois) planètes de la taille de la Terre peuvent partager la même orbite, séparées de 60 degrés. Celles-ci sont appelées planètes co-orbitales ou troyennes. Un espacement orbital plus large est nécessaire pour un système de planètes co-orbitales.

SOMMAIRE GÉNÉRAL: Nous devenons des ninjas ! Avec les lunes et les co-orbitales, de nombreux mondes peuvent partager la même orbite. Cela signifie que nous pouvons emballer plus de mondes de la taille de la Terre dans la zone habitable.


Remerciements

Ce travail est basé en partie sur des observations faites avec le télescope spatial Spitzer, qui est exploité par le Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, dans le cadre d'un contrat avec la NASA. Le matériel présenté ici est basé sur des travaux soutenus en partie par la NASA dans le cadre du contrat no. NNX15AI75G. TRAPPIST-Sud est un projet financé par le Fonds (National) de la Recherche Scientifique (F.R.S.-FNRS) belge au titre de la subvention FRFC 2.5.594.09.F, avec la participation du Fonds National Suisse de la Recherche Scientifique (FNS/SNSF). TRAPPIST-Nord est un projet financé par l'Université de Liège, et réalisé en collaboration avec l'Université Cadi Ayyad de Marrakech. La recherche menant à ces résultats a reçu un financement du Conseil européen de la recherche (ERC) dans le cadre de la convention de subvention ERC FP/2007-2013 no. 336480, et dans le cadre de la convention de subvention H2020 ERC no. 679030 et d'une bourse Actions de Recherche Concertée (ARC), financée par la Fédération Wallonie-Bruxelles. Les données du VLT utilisées dans ce travail ont été prises sous le programme 296.C-5010(A). L'UKIRT est soutenu par la NASA et exploité en vertu d'un accord entre l'Université d'Hawaï, l'Université d'Arizona et le Lockheed Martin Advanced Technology Center. Les opérations sont rendues possibles grâce à la coopération de l'Observatoire d'Asie de l'Est. Le télescope de Liverpool est exploité sur l'île de La Palma par l'Université John Moores de Liverpool (JMU) dans l'Observatorio del Roque de los Muchachos de l'Instituto de Astrofisica de Canarias, avec le soutien financier du UK Science and Technology Facilities Council. Cet article utilise des observations faites à l'Observatoire astronomique d'Afrique du Sud (SAAO). M.G., E.J. et V.V.G. sont associés de recherche F.R.S.-FNRS. B.-O.D. reconnaît le soutien du Fonds national suisse de la recherche scientifique sous la forme d'une chaire FNS (PP00P2_163967). E.A. reconnaît le soutien de la subvention AST-1615315 de la National Science Foundation (NSF) et les subventions de la NASA NNX13AF62G et NNH05ZDA001C. E.B. reconnaît que ce travail fait partie du projet de recherche F.R.S.-FNRS ExtraOrDynHa et reconnaît le financement par le Conseil européen de la recherche via la subvention ERC SPIRE 647383. S.N.R. remercie l'Agence Nationale pour la Recherche (ANR) pour son soutien via la subvention ANR-13-BS05-0003-002 (projet MOJO). D.L.H. reconnaît le soutien financier du UK Science and Technology Facilities Council. Les auteurs remercient C. Owen, C. Wolf et le reste de l'équipe SkyMapper pour leurs tentatives de surveiller l'étoile d'Australie depuis l'UKIRT, le directeur R. Green et les scientifiques W. Varricatt et T. Kerr le personnel de l'ESO à Paranal pour leur soutien avec les observations HAWK-I JMU et leur flexibilité en ce qui concerne le calendrier du télescope de Liverpool, qui nous a permis de rechercher activement les planètes, et d'étendre notre allocation de temps face aux résultats étonnants du télescope William Herschel, C. Fariña, F. Riddick, F. Jímenez et O. Vaduvescu pour leur aide et leur gentillesse lors des observations et pour SAAO, le responsable des opérations des télescopes R. Sefako pour son soutien.


Les astronomes identifient un véritable monde aquatique qui pourrait avoir un océan de plus de 100 km de profondeur

Illustration d'un artiste d'un système d'exoplanètes. LHS1140b pourrait-il abriter un océan de plus de cent kilomètres de profondeur ? Image : R. Hurt (IPAC)/NASA/JPL-Caltech

Un véritable monde rempli d'eau qui pourrait contenir jusqu'à 80 fois plus d'eau que la Terre et qui possède un océan à des centaines de kilomètres de profondeur a été identifié par une équipe d'astronomes dans un système planétaire distant de 40 années-lumière (10,5 parsecs).

Il y a quelques années, des scientifiques utilisant HARPS (le High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) - un instrument dédié à la découverte de planètes extrasolaires et le télescope spatial Spitzer maintenant à la retraite, ont découvert LHS 1140 une étoile naine froide avec une température de surface d'environ 2400-3700 Kelvin qui a hébergé deux planètes, LHS1140c et LHS1140b.

Des études sur le système ont indiqué que les deux planètes avaient des compositions rocheuses et tandis que la planète intérieure, LHS1140c, tournait autour de son étoile hôte en seulement 3,8 jours, LHS1140b, s'est avérée être une super-Terre avec une période orbitale d'environ 24 jours. en le plaçant juste à l'intérieur de la zone habitable.

Les caractéristiques et l'emplacement de LHS1140b dans une région où il pourrait potentiellement avoir de l'eau liquide à sa surface, l'ont signalé comme une cible clé pour de nouvelles recherches astrobiologiques.

S'intéressant de près au système, les scientifiques du Remote Worlds Lab et du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille en France, se sont mis au travail sur la collecte de données supplémentaires sur le système à l'aide du spectrographe de chasse aux planètes de l'ESO, ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets et observations spectroscopiques stables).

L'équipe, dirigée par Jorge Lillo-Box au Centro de Astrobiología de Madrid, en Espagne, a collecté 113 nouvelles observations de vitesse radiale de haute précision sur un an et demi, doublant ainsi la quantité de données initialement obtenues avec HARPS.

Après avoir effectué une analyse approfondie des deux ensembles de données (HARPS et ESPRESSO), l'équipe a également examiné de nouvelles données photométriques TESS sur les deux planètes, qui avaient capturé quatre nouveaux transits de LHS1140c et un nouveau transit de LHS1140b.

Couplé à plusieurs simulations informatiques de planètes et de configurations orbitales, l'équipe a pu discerner que la planète intérieure, LHS1140c, est non seulement moins massive, mais qu'elle possède également un énorme noyau deux fois celui de la Terre (le noyau de la Terre représente 32 % de son masse), avec 40 pour cent supplémentaires de sa masse stockée dans le manteau.

LHS1140b, quant à lui, est à moitié noyau et à moitié manteau. Mais la plus grande différence entre les deux est la teneur en eau.

Bien que les océans couvrent 71 % de la surface de la Terre, ils ne représentent que 0,02 % de la masse totale de notre planète.

Pour LHS1140c, moins de 0,006% de sa masse est due à l'eau, un chiffre à attendre de cette planète à courte période, selon Lillo-Box et ses collègues.

Mais, pour la super-Terre LHS1140b, les calculs de masse/rayon suggèrent que quatre pour cent de la masse de la planète sont de l'eau, ce qui pourrait correspondre à une couche océanique profonde de 779 (± 650) kilomètres, écrivent l'équipe dans leur document de recherche publié récemment. dans la revue Astronomy and Astrophysics.

« Les ensembles de données nous ont permis de déterminer les propriétés de ces deux planètes avec une précision sans précédent », explique l'auteur principal Lillo-Box.

Les fans du blockbuster de science-fiction Interstellar se souviendront peut-être que la première planète visitée par Matthew McConaughey et ses collègues astronautes est une planète apparemment bénigne sans caractéristiques discernables, à l'exception de beaucoup d'eau et d'une chaîne de hautes montagnes lointaine. Ces montagnes produisent une vague de 1,2 kilomètre (4 000 pieds) de haut causée par la proximité de la planète avec Gargantua, le trou noir présenté dans le film.

Mis à part un mur d'eau colossal qui dévaste tout sur son passage, LHS1140b pourrait-il également être classé comme un monde aquatique dans un autre système planétaire ? Les preuves dont nous disposons le disent, dit Lillo-Box sur la page YouTube du Lab.

L'intrigue derrière le système LHS1140 ne s'arrête pas là aussi intéressante, les vitesses radiales suggèrent également la présence d'une troisième planète dans le système, juste au-delà de la zone habitable avec une période de 79 jours, ajoute Lillo-Box.

Cependant, bien que la détection du signal soit claire, dit l'auteur, le modèle à trois planètes ne correspond pas tout à fait aux données actuelles. Et malheureusement les transits de cette planète candidate, qui est à la frontière entre celle d'une super-Terre et d'une mini-Neptune, ne seront pas visibles dans la réobservation de cette étoile au cycle TESS 3.

En outre, l'équipe suggère que la planète la plus interne pourrait également partager une orbite avec une autre planète, un phénomène connu sous le nom de mondes co-orbitaux.

En astronomie, une configuration co-orbitale est une configuration de deux objets astronomiques ou plus (tels que des lunes ou des planètes) piégés dans des régions gravitationnellement stables.

Les recherches de Lillo-Box et de ses collègues ont indiqué que bien qu'il n'y ait aucune preuve de mondes co-orbitaux autour de LHS1140b, il y en avait des signes autour de son petit voisin LHS1140c à son point de Lagrange L4. Les points de Lagrange sont des positions dans l'espace où les forces gravitationnelles d'un système à deux corps produisent des régions améliorées d'attraction et de répulsion.

Cela a été soutenu par des données TESS qui ont montré une atténuation de la courbe de lumière de la planète à cette position exacte, ajoutant des indices supplémentaires sur la présence d'une planète en partage d'orbite.

Si LHS1140c s'avère avoir un compagnon co-orbital, ce serait également une première, car bien que des planètes co-orbitales aient été théorisées, aucune n'a encore été découverte.

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2 réponses 2

La réponse de John Dallman est excellente, mais aussi précieuse que soit une réponse "non" au bon endroit, c'est aussi amusant de voir ce que nous devons faire pour en faire un "oui". Nous avons beaucoup de planètes dans notre propre système solaire qui maintiennent plusieurs satellites sur une orbite stable, et le mouvement de ces satellites autour de leurs planètes hôtes respectives pourrait être décrit comme une tresse. Si vous remplacez la planète dans l'un de ces systèmes par un corps noir de masse identique (peut-être un trou noir protégé de l'accrétion de matière et exsudant le rayonnement de Hawking, peut-être juste une "matière exotique" inexpliquée", peut-être une source de gravitation artificielle), cela pourrait semblent à première vue que vous avez trois planètes ou plus en orbite l'une autour de l'autre de la manière que vous suggérez.

Une chose amusante à ce sujet, cependant, est que notre histoire de l'astronomie serait tout à fait impossible dans cette configuration planétaire. Que ferait Kepler s'il levait les yeux et voyait ce que vous décrivez ? Courez en criant à l'astronomie ptolémaïque, très probablement.

Par "une formation semblable à une tresse autour de leur orbite centrale commune", je suppose que vous pensez à la façon dont la Terre et la Lune ont des orbites qui sont toutes les deux toujours concaves vers le Soleil, mais se croisent, et essayez de généraliser cela à trois planètes ?

Vous ne pouvez pas avoir trois corps de masse similaire sur une orbite stable comme ça. La configuration est instable, et la moindre influence extérieure aura des effets imprévisibles sur leurs orbites, aboutissant probablement à la collision de deux d'entre elles. C'est ce qu'on appelle le "problème des trois corps".

La situation que vous pourriez probablement gérer serait une planète un peu plus grande que la Terre, une lune principale et un corps plus petit dans l'un des points de Troie Terre-Lune qui était suffisamment grand pour être visible à l'œil nu. Il ne pouvait pas être assez grand pour montrer une grande partie d'un disque, mais son mouvement serait évidemment le même que celui de la lune, la menant ou la traînant de soixante degrés. La seule différence évidente dans le ciel nocturne serait la lune de Troie.

Même si votre situation des trois Terres était possible, cela ne ferait aucune différence évidente pour les constellations et les étoiles utilisées pour la navigation. Elles sont constituées d'étoiles, pas de planètes, et ces étoiles sont à de si grandes distances que les mouvements plus compliqués des planètes n'affecteraient pas les positions à l'œil nu des étoiles. Les constellations et les signes du zodiaque sont des inventions humaines et ne correspondent à rien de physique.


La structure orbitale complexe des exoplanètes indique une migration planétaire dans les systèmes solaires

Les quatre planètes du système stellaire Kepler-223 semblent avoir peu de points communs avec les planètes du système solaire de la Terre. Et pourtant, une nouvelle étude montre que le système Kepler-223 est piégé dans une configuration orbitale dont Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune ont peut-être rompu au début de l'histoire du système solaire.

« Exactement comment et où se forment les planètes est une question en suspens en science planétaire », a déclaré l'auteur principal de l'étude, Sean Mills, étudiant diplômé en astronomie et astrophysique à l'Université de Chicago. "Notre travail teste essentiellement un modèle de formation de planètes pour un type de planète que nous n'avons pas dans notre système solaire."

Ces planètes gonflées et gazeuses, bien plus massives que la Terre, orbitent près de leurs étoiles. "C'est pourquoi il y a un grand débat sur la façon dont ils se forment, comment ils sont arrivés là et pourquoi n'en avons-nous pas", a déclaré Mills.

Mills et ses collaborateurs ont utilisé les données de luminosité du télescope Kepler de la NASA pour analyser comment les quatre planètes bloquent la lumière des étoiles et modifient leurs orbites, déduisant ainsi la taille et la masse des planètes. L'équipe a réalisé des simulations numériques de migration planétaire qui génèrent l'architecture actuelle de ce système, similaire à la migration suspectée pour les géantes gazeuses du système solaire. Ces calculs sont décrits dans l'édition en ligne Advance du 11 mai de Nature.

La configuration orbitale du système solaire semble avoir évolué depuis sa naissance il y a 4,6 milliards d'années. Les quatre planètes connues du système Kepler-223, beaucoup plus ancien, ont cependant conservé une configuration orbitale bien plus longtemps.

Les planètes de Kepler-223 sont beaucoup plus grandes que la Terre, constituées probablement d'un noyau solide et d'une enveloppe de gaz, et elles orbitent autour de leur étoile sur des périodes allant de sept à 19 jours seulement. Les astronomes appellent ces planètes des sous-Neptunes. Ils sont le type de planètes le plus commun connu dans la galaxie.

Ces animations montrent environ 200 000 ans d'évolution orbitale dans le système planétaire Kepler-223. Les interactions des planètes avec le disque de gaz et de poussière dans lequel elles se sont formées ont provoqué un rétrécissement de leurs orbites vers leur étoile au fil du temps à des rythmes différents. Une fois que deux planètes atteignent un état de résonance (par exemple, une planète tourne autour de son étoile trois fois à chaque fois que la planète suivante tourne deux fois), les planètes interagissent fortement les unes avec les autres. Les interactions deviennent apparentes dans les animations à mesure que les orbites rétrécissent (à gauche et en haut à droite) lorsque les rapports de période orbitale des planètes voisines (en bas à droite) se bloquent à des valeurs constantes. Même si les planètes continuent de se déplacer vers l'intérieur (en haut à droite), elles le font de concert, migrant ensemble verrouillées dans cette configuration. Ils font également passer les orbites de l'autre de presque circulaire à elliptique. Ceci est représenté par les orbites variables sur le panneau de gauche et la répartition des distances orbitales pour chaque planète individuelle en haut à droite. Crédit : Daniel Fabrycky et Cezary Migazewski

Les planètes de Kepler-223 sont également en résonance. Les planètes sont en résonance lorsque, par exemple, chaque fois que l'une d'entre elles tourne une fois autour de son soleil, la suivante en fait deux fois le tour. Les lunes de Jupiter, où le phénomène a été découvert, affichent une résonance.

Les deux planètes les plus intérieures de Kepler-223 sont en résonance 4:3. Les deuxième et troisième sont en résonance 3:2. Et le troisième et le quatrième sont en résonance 4:3. Les astronomes avaient vu des systèmes extrasolaires contenant deux ou trois planètes en résonance, mais pas quatre.

"C'est l'exemple le plus extrême de ce phénomène", a déclaré le co-auteur de l'étude Daniel Fabrycky, professeur adjoint d'astronomie et d'astrophysique à UChicago.

L'arrangement et les tailles relatives des quatre planètes autour de Kepler-223, mais pas à l'échelle. Une UA (unité astronomique) correspond à 93 millions de miles, la distance entre la Terre et le soleil dans notre système solaire.

Le système Kepler-223 fournit des scénarios alternatifs sur la façon dont les planètes se forment et migrent dans un système planétaire différent du nôtre, a déclaré Howard Isaacson, co-auteur de l'étude, astronome chercheur à l'Université de Californie à Berkeley et membre de California Planet. Équipe de recherche.

"Les données de Kepler et du télescope Keck étaient absolument essentielles à cet égard", a déclaré Isaacson. Grâce aux observations de Kepler-223 et d'autres systèmes exoplanétaires, « nous connaissons maintenant des systèmes qui sont différents du système solaire du soleil, avec des Jupiters chauds, des planètes plus proches que Mercure ou entre la taille de la Terre et de Neptune, dont aucun que nous voyons dans our solar system. Other types of planets are very common."

Some stages of planet formation can involve violent processes, but during other stages, planets can evolve from gaseous disks in a smooth, gentle way, which is probably what the sub-Neptune planets of Kepler-223 did, Mills said.

"We think that two planets migrate through this disk, get stuck and then keep migrating together find a third planet, get stuck, migrate together find a fourth planet and get stuck," Mills explained.

That process differs completely from the one that scientists believe led to the formation of Earth, Mercury, Venus, and Mars, which likely formed in their current orbital locations.

Earth formed from Mars- or moon-sized bodies smacking together, Mills said, a violent and chaotic process. When planets form this way their final orbital periods are not near a resonance.

But scientists suspect that the solar system's larger, more distant planets of today—Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune—moved around substantially during their formation. They may have been knocked out of resonances that once resembled those of Kepler-223, possibly after interacting with numerous asteroids and small planets (planetesimals).

The University of Chicago's Sean Mills (left) and Daniel Fabrycky describe the complex orbital structure of the Kepler-223 expolanetary system in the May 11, 2016 Advance Online edition of Nature. Credit: Nancy Wong

"These resonances are extremely fragile," Fabrycky said. "If bodies were flying around and hitting each other, then they would have dislodged the planets from the resonance." But Kepler-223's planets somehow managed to dodge this scattering of cosmic bodies.

Other processes, including tidal forces that flex the planets, might also cause resonance separation.

"Many of the multi-planet systems may start out in a chain of resonances like this, fragile as it is, meaning that those chains usually break on long timescales similar to those inferred for the solar system," Fabrycky said.

Mills and Fabrycky's UC Berkeley collaborators were able to determine the size and mass of the star by making precise measurements of its light using the high resolution Echelle spectrometer on the 10-meter Keck I telescope atop Mauna Kea in Hawaii.

"The spectrum revealed a star very similar in size and mass to the sun but much older—more than six billion years old," UC Berkeley's Isaacson said. "You need to know the precise size of the star so you can do the dynamical and stability analysis, which involve estimates of the masses of the planets."


How could the planet offer clues for extraterrestrial life?

Researchers from Germany's Max Planck Institute for Astronomy said the planet — Gliese 486 b — is not itself a promising candidate as a refuge for life as it is hot and dry, with possible rivers of lava flowing across its surface.

But its proximity to Earth and its physical traits make it ideally suited for a study of its atmosphere by the next generation of space-borne and ground-based telescopes. NASA is due to launch the James Webb Space Telescope later this year.

Scientists could extract data to be able to decipher the atmospheres of other exoplanets — planets beyond our solar system — including ones that may harbor life.

"The exoplanet must have the right physical and orbital configuration to be suitable for atmospheric investigation," said planetary scientist Trifon Trifonov, lead author of the research published in the journal Science.


Astronomers gear up to discover Earth-like planets

As part of an international team of exoplanets hunters, astronomers at the UA are developing a technique to detect faint dust clouds around other stars, many of which might hide Earth-like planets.

If one looks only for the shiniest pennies in the fountain, chances are one misses most of the coins because they shimmer less brightly. This, in a nutshell, is the conundrum astronomers face when searching for Earth-like planets outside our solar system.

Astronomers at the University of Arizona are part of an international team of exoplanets hunters developing new technology that would dramatically improve the odds of discovering planets with conditions suitable for life -- such as having liquid water on the surface.

The team presented its results at a scientific conference sponsored by the International Astronomical Union in Victoria, British Columbia.

Terrestrial planets orbiting nearby stars often are concealed by vast clouds of dust enveloping the star and its system of planets. Our solar system, too, has a dust cloud, which consists mostly of debris left behind by clashing asteroids and exhaust spewing out of comets when they pass by the sun.

"Current technology allows us to detect only the brightest clouds, those that are a few thousand times brighter than the one in our solar system," said Denis Defrère, a postdoctoral fellow in the UA's department of astronomy and instrument scientist of the Large Binocular Telescope Interferometer, or LBTI.

He explained that while the brighter clouds are easier to see, their intense glare makes detecting putative Earth-like planets difficult, if not impossible. "We want to be able to detect fainter dust clouds, which would dramatically increase our chances of finding more of these planets."

"If you see a dust cloud around a star, that's an indication of rocky debris, and it increases the likelihood of there being something Earth-like around that star," said Phil Hinz, an associate professor of astronomy at the UA's Steward Observatory.

"From previous observations, we know that these planets are fairly common," he added. "We can expect that if a space telescope dedicated to that mission were to look around a certain area of sky, we'd expect to find quite a few."

Hinz and Defrère are working on an instrument that will allow astronomers to detect fainter clouds that are only about 10 times -- instead of several thousand times -- brighter than the one in our solar system.

"It's like being here in Victoria and trying to image a firefly circling a lighthouse in San Francisco that is shrouded in fog," Defrère said about the technological challenge.

"That level of sensitivity is the minimum we need for future space telescope missions that are to characterize Earth-like planets that can sustain liquid water on the surface," he explained. "Our goal is to eliminate the dust clouds that are too bright from the catalog of candidates because they are not promising targets to detect planets suitable for life."

"With a bright dust cloud, which is 1,000 times brighter than the one in our solar system, its light becomes comparable to that of its star, which makes it easier to detect," explained Hinz.

Fainter clouds, on the other hand, can be about 10,000 times less bright than their star, so it becomes difficult or impossible for observers to make out their faint glow in the star's overpowering glare.

Funded by NASA, the team is in the middle of carrying out tests to demonstrate the feasibility of these observations using both apertures of the Large Binocular Telescope, or LBT, in Arizona. The project aims at determining how difficult it would be to achieve the desired results before committing to a billion-dollar space telescope mission.

According to Hinz, NASA's goal is to be able take a direct picture of Earth-like, rocky planets and record their spectrum of light to analyze their composition and characteristics such as temperature, presence of water and other parameters.

"To do that, one would need a space telescope specifically designed for this type of imaging," he said. "Our goal is to do a feasibility study of whether it would be possible to distinguish the light emission of the planet from the background emission of the dust cloud through direct observation."

The researchers take advantage of a technique known as nulling interferometry and the unique configuration of the LBT, which resembles a giant pair of binoculars.

"We combine the light from two apertures, cancel out the light from the central star, and with that it becomes easier to see the light from the dust cloud," Hinz explained. "To achieve this, we have to cause the two light paths to interfere with each other, which requires lining them up with very high precision. We'll always have some starlight left because of imperfections in the system, but our goal is to cancel it out to a level of 10,000 to get down to where we can at least detect the faint glow of the dust cloud."

The work presented at the conference used the same technique with the two large telescopes of the Keck Observatory in Hawaii in order to detect the dust cloud around the star Fomalhaut located 25 light years from our sun.

"Based on our observations at the European Very Large Telescope Interferometer, we knew that Fomalhaut was surrounded by a bright dust cloud located very close to the star," said Jérémy Lebreton, principal investigator of the study, who is at the Institut de Planétologie et d'Astrophysique in Grenoble, France.

"Using the Keck Interferometer, we found out that Fomalhaut has a less bright, more diffuse cloud orbiting close to the habitable zone that resembles the Main Asteroid Belt in our solar system. This belt is likely in dynamical interaction with yet undetected planets."

The study presented here is one in a series of three publications and was conducted in collaboration with the University of Amsterdam the University of Liège in Belgium NASA's Jet Propulsion Laboratory at Caltech, Pasadena, Calif. the University of Paris and the University of Arizona in Tucson, Ariz.


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