Telluurinen planeetta

Telluric planeetta (alkaen Latin tellus , "maata, maa  "), vastakohtana kaasumaisessa planeetat , on planeetta koostuu olennaisesti kiviä ja metalli, joka on yleensä kolme samankeskistä kirjekuoret ( ydin , vaippa ja kuori ). Sen pinta on kiinteä ja koostuu pääasiassa haihtumattomista materiaaleista, yleensä silikaattikivistä ja metalliraudasta. Sen tiheys on siis suhteellisen korkea, välillä 4 - 5,7.

Meidän aurinkokuntamme , The telluric planeetat ovat neljä sisempää planeettaa , välissä Auringon ja asteroisivyöhyke  : Merkurius , Venus , Maan ja Marsin . Moonin sekä Io , ensimmäinen Jupiterin neljä suurta kuut, on samanlainen rakenne, ja näin ollen myös luonnehtia telluric . Maanpäälliset planeetat ovat paljon pienempiä kuin kaasuplaneetat, mutta niiden tiheys on paljon suurempi, koska ne koostuvat pääasiassa raudasta ja silikaateista .

Etsimme planeettoja tällaista joukossa planeettakunnista muu kuin oma, mutta niiden havaitseminen on vaikeaa niiden pieni massa, paljon pienempi kuin kaasun jättiläisiä tai tähteä . Useita maanpäällisiä planeettoja on kuitenkin löydetty: Gliese 581 c huhtikuussa 2007, Kepler-186 huhtikuussa 2014, Kepler-452 b ja ehkä yksitoista muuta heinäkuussa 2015, ja vuoden 2015 lopussa kolme maanlaajuista planeettaa, jotka voivat suojata nestettä tähden ympärillä TRAPPIST-1 .

Rakenne

Maanpäällisen planeetat on suunnilleen kaikki samat rakenne: keskeinen metallinen ydin (usein rauta ), jota ympäröi silikaatti vaipan . Moon on samankaltainen, mutta on paljon pienempi rautaa ydin. Maan planeetoilla on kanjoneita , kraattereja , vuoria ja tulivuoria . Heillä on toissijaiset ilmakehät (sisäisen tulivuoren tai komeettojen vaikutusten kautta syntyvät ilmakehät) ja kiinteä maa, toisin kuin kaasujätteillä, joilla puolestaan ​​on primaarinen ilmakehä (jarrut suoraan alkuperäisestä aurinkosumusta ) ja jauhettu neste tai kaasu.

Teoreettisesti on olemassa kahden tyyppisiä telluurisia tai kivisiä planeettoja: toista hallitsevat piiyhdisteet (silikaatti planeetat) ja toista hallitsevat hiiliyhdisteet ( hiilipitoiset planeetat tai "timanttiplaneetat"), kuten hiilipitoiset kondriitit . Aurinkokunnan neljä maanpäällistä planeettaa ovat kaikki ensimmäistä tyyppiä. Kuten Marc Kuchner ja hänen kollegansa ehdottavat , hiiliplaneetat voivat muodostua hiiltä sisältävään tai hapettomassa protoplaneettalevyssä . Rautasydämen ympärille muodostuu karbidikerros ja mahdollisesti grafiitti , johon, jos paineolosuhteet sen sallivat, voi muodostua rikas timantteja . Planeetaa voi ympäröi toissijainen ilmakehä, jossa on paljon hiiliyhdisteitä.

Aurinkokunnan maanpäälliset planeetat

Aurinkokunta on neljä maanpäällisen planeettoja: Merkurius , Venus , Maan ja Marsin . Vain yhdellä maan planeetalla, maalla, tiedetään olevan aktiivinen hydrosfääri .

Aurinkokunnan maanpäällisten planeettojen fyysisten ominaisuuksien vertailu
Planeetta Päiväntasaajan säde Massa Painovoima Akselin kallistus
Elohopea 2439,7  km
(0,383 Maa)
e23 / 3.3013,301 × 10 23  kg
(0,055 Maa)
3,70 m / s 2
(0,378  g )
0,03 °
Venus 6051,8  km
(0,95 Maa)
e24 / 4.86754,867 5 × 10 24  kg
(0,815 Earth)
8,87 m / s 2
(0,907  g )
177,36 °
Maa 6,378,137  km e24 / 5.97245,972 4 × 10 24  kg 9,780 m / s 2
(0,997 32  g )
23,44 °
Maaliskuu 3396,2  km
(0,532 Maa)
e23 / 6.441716,441 71 × 10 23  kg
(0,107 Maa)
3,69 m / s 2
(0,377  g )
25,19 °


Aurinkokunnan muodostumisen aikana oli todennäköisesti paljon muita ( planeettasimulaattoreita ), mutta ne kaikki sulautuivat yhteen, tuhoutuivat neljä jäljellä olevaa planeettaa aurinkosumussa tai karkotettiin aurinkokunnasta gravitaatiokanavan vaikutuksen kautta .

Maan planeetat sijaitsevat aurinkokunnan sisäosassa. Tämä ei ole sattumaa, koska koska he ovat lähellä aurinkoa, niiden lämpötila on yleensä korkeampi ja ensisijaisen ilmakehän kevyimmät komponentit (vety ja helium) ovat päässeet avaruuteen saavuttaakseen planeettansa vapautumisnopeuden . Heidän sijaintinsa myös määrää niiden pintalämpötilat, jotka ovat suhteellisen korkeita, ja niiden kierrosjaksot, jotka ovat lyhyempiä kuin ulkoisen aurinkokunnan kaasujättien, kun taas niiden pyörimisajat ovat pidempiä.

Näillä planeetoilla on myös toinen yhteinen kohta: luonnollisten satelliittien puuttuminen tai vähäinen määrä ja niiden pieni koko ( halkaisijaltaan alle 15 000  km ).

Moon , Io, ja Euroopassa ovat enimmäkseen koostuu kiviä ja pidetään telluric elimiä, mutta ne eivät pyöri suoraan Auringon ympäri Jupiterin säteilyn sen muodostumisen aikana oli lämmitettävä suuri osa Jupiterin renkaista, mikä johti kiviseen koostumukseen kahdelle satelliitille, vaikka ne sijaitsevat aurinkokunnan jäälinjan ( pakkasviivan ) ulkopuolella.

Joidenkin tähtitieteilijöiden mukaan Ceres on tärkeä maanpäällinen ruumis, vaikka se ei aiheuttanut tyhjiötä sen ympärille , sitä on pidettävä planeettana. Muut tähtitieteilijät sen sijaan, pääasiassa sen tiheyden vuoksi, uskovat, että sillä on enemmän yhteistä kaasujättien satelliittien kanssa. Dawn Mission of NASA , joka vierailee Ceres 2015 keräämään tietoja, valottaa luokassaan.

Useimmat asteroidit ovat koostumukseltaan samanlaisia ​​kuin kiviset planeetat, mutta ne eivät ole muodoltaan pallomaisia ​​eivätkä ole käyneet läpi sisäistä erilaistumista , joten niitä ei pidetä maanpinnoina.

Lopuksi, Pluton , Ganymeden ja Titanin kaltaisilla elimillä (jotkut tutkijat sisällyttävät luetteloon myös Euroopan, jota pidetään molempien luokkien raja-alueena) on monia ominaisuuksia, jotka heillä on maanpäällisten planeettojen kanssa, kuten vankka., Että ilmapiiri on ohut, mutta ne koostuvat pääasiassa jäästä ja haihtuvista kivistä (kuten tiheysarvot osoittavat: 1,5 - 2  g / cm 3 ), koska ne ovat aurinkokunnan jääviivan ulkopuolella. Huolimatta koostumuksen ja sisäisen rakenteen eroista, jotkut tähtitieteilijät pitävät niitä telluurikappaleina. Toiset tarjosivat vaihtoehtoisia luokituksia ja kuvauksia, kuten jääkääpiöitä , mutta Kansainvälinen astronominen unioni hylkäsi nämä .

Tiheyssuuntaukset

Pakkaamattoman tiheys maanpäällisen planeetta on keskimääräinen tiheys, että sen materiaaleja olisi nimellä nolla paineessa . Korkea pakkaamaton tiheysarvo osoittaa suurempaa metallipitoisuutta. Pakkaamatonta tiheyttä käytetään enemmän kuin todellinen keskimääräinen tiheys, koska planeettojen ydin pyrkii lisäämään sitä (planeetan keskimääräinen tiheys riippuu sekä sen koosta että koostumuksesta).

Alla on esitetty aurinkoisten maaplaneettojen, kolmen suurimman asteroidin ja kahden kaasujätisatelliitin pakkaamattomat tiheydet . Tiheydet yleensä vähenevät, kun etäisyys auringosta kasvaa.

Esine Massa ( M ⊕ ) Maan säde (R ⊕ ) todellinen keskimääräinen tiheys (g / cm 3 ) pakkaamaton tiheys (g / cm 3 ) pääakseli ( UA )
ElohopeaTämä sivu sisältää erikoismerkkejä tai ei-latinalaisia ​​merkkejä.  Jos jotkut tämän artikkelin merkit näkyvät väärin (tyhjät neliöt, kysymysmerkit jne.), Katso Unicode-ohjesivu. 0,053 0,3825 5.4 5.3 0,39
Venus Tämä sivu sisältää erikoismerkkejä tai ei-latinalaisia ​​merkkejä.  Jos jotkut tämän artikkelin merkit näkyvät väärin (tyhjät neliöt, kysymysmerkit jne.), Katso Unicode-ohjesivu. 0,815 0,9488 5.2 4,4 - 3,95 0,72
Maa Tämä sivu sisältää erikoismerkkejä tai ei-latinalaisia ​​merkkejä.  Jos jotkut tämän artikkelin merkit näkyvät väärin (tyhjät neliöt, kysymysmerkit jne.), Katso Unicode-ohjesivu. 1 1 5.5 4,4 - 4,03 1.0
Kuu Kuun symboli vähenee. Svg 0,012 0,2726 3.3 3.3 1.0
Maaliskuu Tämä sivu sisältää erikoismerkkejä tai ei-latinalaisia ​​merkkejä.  Jos jotkut tämän artikkelin merkit näkyvät väärin (tyhjät neliöt, kysymysmerkit jne.), Katso Unicode-ohjesivu. 0,107 0,53226 3.9 3,8 - 3,71 1.5
Vesta Vesta symbol.svg 4,5 × 10-5 0,0414 3.4 3.4 2.3
Pallas Pallas-symboli. Svg 3,6 × 10-5 0,0417 2.8 2.8 2.8
Ceres Ceres-symboli.svg 1,59 × 10-4 0,076 2.1 2.1 2.8
Euroopassa 0,008 0,2460 3.96 3.96 5.2
Io 0,015 0,2845 3.55 3.55 5.2

Tärkein poikkeus tähän sääntöön on Kuun tiheys , joka todennäköisesti johtuu sen pienemmästä tiheydestä epätavallisesta alkuperästä .

Ei tiedetä, noudattavatko myös muut kuin aurinkoiset maapallot tätä suuntausta. Esimerkiksi Kepler-10b: n tiheys on 8,8  g / cm 3 ja se kiertää lähempänä tähtiään kuin elohopea. Toisaalta planeetat Kepler-11b] - Kepler-11f kiertävät yhtä lähellä tähtiään kuin Mercury, mutta niiden tiheydet ovat pienemmät kuin järjestelmämme planeettojen.

Elohopea

Elohopea koostuu 70% metallimateriaaleista (pääasiassa rautaa) ja 30% silikaattikivistä . Sen tiheys on 5,427  g / cm 3 . Geologit arvioivat, että ydin vie noin 42% sen tilavuudesta. Sulatettua ydintä ympäröi silikaattikivien vaippa. Elohopean kuorella on monia pieniä harjanteita, jotka ulottuvat satoja kilometrejä. Tämä viittaa siihen, että ydin ja vaippa jäähtyivät ja supistuivat, kun kuori oli jo jähmettynyt.

On olemassa hypoteeseja tämän korkean rautapitoisuuden selittämiseksi. Yleisimmin hyväksytty teoria on, että elohopealla oli metalli-silikaatti-suhde, joka oli samanlainen kuin kondriiteilla, ja sen massa oli noin 2,25 kertaa nykyinen massa. Mutta aurinkokunnan historian alkupuolella elohopea olisi voinut iskeä planeetan pienimmällä osalla, joka on noin 1/6 elohopean massasta ja halkaisijaltaan useita satoja kilometrejä. Isku olisi repinyt suuren osan primitiivisestä kuoresta ja vaipasta, jättäen ytimen ehjäksi.

Vaihtoehtoisesti elohopea olisi voinut muodostua aurinkosumusta ennen kuin auringon energiantuotto vakiintui. Planeetta olisi ollut 2 kertaa sen nykyinen massa, mutta koska prototähtivaihetta tehtiin sopimus, lämpötilan pitäisi olla välillä 2500 ja 3000  K , ja ehkä jopa 10 000  K . Elohopean kallioinen pinta saattoi höyrystyä tällaisissa lämpötiloissa muodostaen "kivihöyryn" ilmakehän, jonka aurinkotuuli voisi kuljettaa .

Kolmas hypoteesi ehdottaa, että aurinkosumu aiheutti hiukkasten vetämisen elohopean kertymisen aikana , mikä tarkoittaa, että kevyemmät materiaalit erosivat kerääntyvistä materiaaleista.

Jokaisessa hypoteesissa määrätään erilaisesta pintakoostumuksesta, ja kahden avaruusoperaation, MESSENGER ja BepiColombo , on tehtävä havaintoja niiden todentamiseksi.

Venus

Tiheys 5,26  g / cm 3 ja säde 6051  km , Venus on maan kaksoissisko. Venusian kuori edustaa noin 0,34% planeetan säteestä, ja eri koettimien tekemät analyysit ovat osoittaneet, että Venuksen ulkomateriaali on samanlainen kuin maan graniitti ja basaltti .

Venuksella olisi kivinen vaippa, joka edustaa noin 52,5% planeetan säteestä ja joka koostuu pääasiassa silikaateista ja metallioksideista.

Venuksen ydin koostuisi kahdesta osasta: ulommasta ytimestä, joka koostuu nestemäisestä raudasta ja nikkelistä, joka edustaisi noin 30% planeetan säteestä; sisäydin, joka koostuu kiinteästä raudasta ja nikkelistä, jonka sanotaan olevan noin 17% Venuksen säteestä. Mutta tämä tarkkuus on spekulatiivinen, koska toisin kuin maapallolla, seismisiä mittauksia ei ollut. Ei ole mahdotonta, että Venuksen ydin on täysin nestemäinen.

Maa

Maa koostuu:

Maaliskuu

Ensimmäisenä arvioina voidaan ajatella, että Marsin kuoren tiheys on tasainen 2,9  g / cm 3 , mikä johtaa keskimääräiseen paksuuteen noin 50  km eli 4,4% planeetan säteestä.

Planeettan sisäistä rakennetta on edelleen vaikea määritellä hyödynnettävissä olevan seismisen tiedon puuttuessa . Planeetaa tutkineiden eri koettimien keräämien tietojen avulla voitiin kuitenkin määrittää, että se koostuu kiinteästä silikaattivaipasta, jossa on runsaasti rautaa ja nestemäistä ydintä tai ainakin vielä olennaisesti nestettä. Tiedonannossa ilmoitettiin planeetan geokemiallisiin malleihin perustuvat laskelmat, joiden mukaan ydin sisältäisi 5-13,5% rikkiä ja vaippa sisältäisi 11-15,5% rautaa.

Marsin ytimen säde olisi 1300–2000  km (ts. 38–59% planeetan säteestä, epävarmuus johtuu osittain tuntemattomasta vaipan osuudesta, joka voisi olla nestemäinen ja pienentäisi siten kokoa ytimen arvo; löydämme Marsin ytimen säteeksi melko usein arvon 1480  km , joka on 43,7% koko planeetan keskimääräisestä säteestä. Mars Pathfinderin tiedot ovat siten mahdollistaneet aikaisemmin kerättyjen tietojen tarkentamisen. Viikinki koettelee ja todistaa, että Marsin massa on keskittynyt melko keskelle, mikä puoltaa tiheää ydintä eikä liian suurta.

Lämpötilan ollessa arviolta noin 2000  K Marsin ydin olisi täysin nestemäinen, kun kevyiden alkuaineiden (pääasiassa rikkiä) määrä on 14,2 massaprosenttia, mikä viittaa pääasiassa muiden metallien (tyypillisesti nikkelin) kanssa seostettuun rautaan ja ehkä jopa 17% kevyitä elementtejä. Rauta- ja rauta-nikkeli-rikki-järjestelmillä tehdyt kokeet Marsin sydämessä arvioituihin paineisiin verrattavissa olevissa paineissa johtavat siihen, että Marsin ydin, joka on edelleen täysin nestemäinen, kiinteytyy pintakiteytyksellä, kosketuksessa vaipan kanssa muodostaen erilaisia ​​"hiutaleita", jotka putoavat "lumessa" keskelle; toinen mahdollisuus voisi olla kiinteän kiteisen rautasulfidin siementen muodostuminen nestemäisen ytimen keskelle.

Kuu

Katsomme tänään, että kuu on erilaistunut kappale: sen rakenne syvyydessä ei ole homogeeninen, vaan se johtuu jäähdytysprosessista, alkuperäisen magman kiteytymisestä ja kehittyvän magman siirtymisestä. Tämä erilaistuminen johti kuoreen (pinnalla) ja ytimeen (syvyydessä), joiden välissä vaippa sijaitsee.

Kuun keskimääräinen tiheys on 3 346 4  g / cm 3 , joten se on toiseksi tihein aurinkokunnan kuu Io: n jälkeen. Kuun ytimen koko on vain noin 20% Kuun säteestä, kun taas useimmissa muissa maarakennuksissa se on enemmän kuin 50%.

Kuun kuori koostuu monista erilaisista elementeistä: uraani , torium , kalium , happi , pii , magnesium , rauta , titaani , kalsium , alumiini ja vety . Kuoren paksuus vaihtelee 40-100 kilometriä sijainnista riippuen. Ensimmäisessä järjestyksessä voimme ajatella, että näkyvän kasvon kuori on kaksi kertaa ohuempi kuin piilotettujen kasvojen kuori. Geofyysikot arvioivat nyt, että keskimääräinen paksuus olisi noin 35 - 45 kilometriä näkyvillä kasvoilla. Piilotettujen kasvojen kuori on enintään noin 100 kilometriä paksu.

Tähän mennessä saatavilla olevien tietojen mukaan vaippa on todennäköisesti homogeeninen koko Kuun alueella. Jotkut hypoteesit viittaavat kuitenkin siihen, että piilotetuilla kasvoilla olisi hieman erilainen vaippa kuin näkyvillä kasvoilla, mikä voisi olla syynä kuoren eroon kahden pallonpuoliskon välillä. Meren basalttien analyysi osoittaa, että vaippa koostuu pääasiassa mineraaleista, kuten oliviinista , ortoprokseenista ja klinopokseenista, ja että kuun vaipassa on rikkaampaa rautaa kuin maan.

Samoin vähän tietoa on tällä hetkellä saatavilla ytimen läsnäolon rajoittamiseksi. Luna- ja Apollo- tehtävistä kerätyt laser- mittaustiedot antavat kuitenkin tutkijoille mahdollisuuden uskoa, että pieni ydin , jonka säde on 300 - 400  km, on todellakin läsnä. Tämä on paljon vähemmän tiheä kuin maapallon (ei sisällä tai on hyvin vähän rautaa) ja se voi olla osittain juokseva.

Telluuriset eksoplaneetit

Ensimmäinen havaittu telluurinen eksoplaneetta on Gliese 581 c huhtikuussa 2007 (toinen näytti olevan löydetty, OGLE-2005-BLG-390L b , 26. tammikuuta 2006). Toinen on Kepler-186 17. huhtikuuta 2014, maan kokoinen ja tähtensä asuttavalla alueella. 23. heinäkuuta 2015, NASA ilmoittaa löytäneensä maapallon, joka kiertää aurinkotyyppistä tähteä, Kepler-452 b , jonka olemassaolo on vahvistettu mittauksilla maassa; ilmoitus sisältää myös yksitoista muuta planeettaehdoketta, joilla on vähemmän kuin kaksi maanpäällistä sädettä ja jotka kiertävät myös tähtensä asuttavalla alueella. Vuoden 2015 lopussa TRAPPIST-1- tähden ympäriltä havaittiin kolme maapallon planeettaa, jotka kykenivät kätkemään nestemäistä vettä  . niiden läheisyys (noin 40 al ja tähtityypin pitäisi pian antaa meidän tutkia näiden planeettojen ilmakehää spektroskopialla.

Historiallinen

Suurin osa planeetat löytyi ulkopuolella meidän aurinkokuntamme ovat kaasu jättiläisiä , koska ne tuottavat enemmän värähtelyä niiden emotähdestä ja siksi helpommin täplikäs. Useiden ulkopuolisten planeettojen epäillään kuitenkin olevan maanpäällisiä.

1990-luvun alkupuolella löydettiin ensimmäiset eksoplaneettat, jotka kiertelivät pulsari PSR B1257 + 12 : n ympärillä massailla 0,02, 4,3 ja 3,9 kertaa maapallon. Ne löydettiin sattumalta: heidän kauttakulku aiheutti keskeytyksiä pulsarin radiopäästöissä (ellei niitä olisi ollut kiertoradalla pulsarin ympärillä, niitä ei olisi löydetty).

Kun löydettiin 51 Pegasi b , ensimmäinen ja ainoa eksoplaneetta, joka on toistaiseksi löydetty vielä sulan tähden ympärillä , monet tähtitieteilijät olettivat, että sen täytyi olla telluurijätti, koska oletetaan, että kaasujättiä ei voisi olla niin lähellä tähtiään ( 0,052 AU) samoin kuin 51 Pegasi b. Halkaisijamittausten jälkeen samankaltaisella eksoplaneetalla ( HD 209458 b ) osoitettiin kuitenkin, että nämä planeetat olivat itse asiassa kaasujättejä.

Kesäkuussa 2005 löydettiin ensimmäinen planeetta sulan tähden ympärillä, joka voi olla telluurista, kiertävän punaista kääpiötä Gliese 876 , 15 valovuoden päässä. Tämän planeetan massa on 7-9 kertaa Maan paino ja sillä on kaksi maapallopäivää. Mutta Gliese 876 d: n säde ja koostumus ovat edelleen tuntemattomia.

10. elokuuta 2005 Lensing Anomalies Network / Robotti-teleskooppiverkko (PLANET / RoboNet) ja Optinen gravitaatiolinssikoke (OGLE) havaitsivat kylmän planeetan OGLE-2005-BLG-390L b allekirjoituksen, jonka massa oli noin 5,5 kertaa maapallosta ja noin 21 000  valovuoden päässä Skorpionin tähdistössä. Äskettäin löydetty planeetta kiertää isäntätähtiään etäisyydellä, joka on yhtä suuri kuin järjestelmämme asteroidivyö . Planeetta paljasti olemassaolonsa gravitaatiomikrolinsseinä tunnetun tekniikan avulla , joka on tällä hetkellä ainoa, joka havaitsee planeettoja, joiden massa on pienempi kuin Maan.

Huhtikuussa 2007 11 eurooppalaisen tutkijan ryhmä ilmoitti löytävänsä mahdollisesti asuttavan eksoplaneetan, jonka lämpötilat ovat samanlaiset kuin maapallolla. Planeetta löysi Euroopan eteläinen observatorio n teleskooppi perustuu La Silla , Chilessä, joka on erityinen väline, joka halkeaa valo löytää värähtelyjä eri aallonpituuksilla. Nämä värähtelyt voivat paljastaa muiden planeettojen olemassaolon. Tutkijat ovat paljastaneet planeetat, jotka kiertävät punaista kääpiötä Gliese 581 . Gliese 581 c: tä pidettiin aluksi asuttavana, mutta tuoreempi tutkimus (huhtikuu 2009) viittaa siihen, että Gliese 581 d on parempi ehdokas. Siitä huolimatta tämä herätti suurempaa kiinnostusta löytää planeetta, joka kiertää pienemmän suuruusluokan tähteä. Noin 80% maapallon lähellä olevista tähdistä on punaisia ​​kääpiöitä. Planeetat Gliese 581 c ja Gliese 581 d ovat noin 5–7 kertaa raskaampia kuin maapallo, ja siksi ne luokitellaan supermaapalloksi .

Gliese 581 e: n massa on noin 1,9 kertaa maapallon massa, mutta vuorovesivoimien vuoksi sitä voi olla noin kaksi kertaa enemmän lämmitystä kuin Jupiterin tulivuorisatelliitilla: Io . Ihanteellinen maanpäällinen planeetta olisi 2 kertaa maapallon massa ja 25 päivän kiertorata punaisen kääpiön ympärillä.

Gliese 581g: n löytämisestä ilmoitettiin syyskuussa 2010, ja sen uskotaan olevan ensimmäinen planeetta, joka on koskaan löydetty asuttavalta vyöhykkeeltä , maapallon kaltaisimmalta planeetalta, ja ehdokas eksoplaneetta, jolla on parhaat mahdollisuudet säilyttää potentiaalinen muoto. .

Kepler pyrkii löytämään planeettoja kuten Maa kiertävät muita tähtiä tarkkailemalla niiden passitustoimiin edessä tähti. Kepler-koetin käynnistettiin 6. maaliskuuta 2009. Operaation kesto kestää 3 ½ vuotta, jotta voidaan havaita ja vahvistaa maan kaltaisen planeetan läsnäolo, jonka kiertorata on samanlainen kuin Maan. Koska maapallon kaltaisen planeetan kauttakulku on yhden vuoden välein (kulkee tähtensä edestä), luotettavaan todentamiseen tarvitaan noin 4 kulkua.

Kepler-operaation yhteistyökumppani Dimitar Sasselov mainitsi äskettäin vuoden 2010 TED-keskustelussa, että Keplerin laukaisun jälkeen on ollut satoja potentiaalisia maanpäällisiä planeettoja. Jos nämä planeetat vahvistetaan lisätutkimuksilla, se on tähän mennessä suurin eksoplaneettojen löytö. Kepler-operaation tieteellisten ryhmien on toistaiseksi pidettävä salassa kaikkien mahdollisesti maalla olevien eksoplaneettojen ensimmäiset tulokset, kunnes ne voivat vahvistaa tulokset. Ensimmäisen julkisen ilmoituksen tuloksista odotetaan vuoden 2011 alussa.

2. helmikuuta 2011 Kepler Space Observatoryn lähetysryhmä julkaisi luettelon 1235 mahdollisesta eksoplaneetasta , joista 54 voi olla "  asuttavalla alueella  ". Muutama näistä planeetoista on samankokoisia kuin maa tai suurempia.

Määritelty seuraavasti: "planeetan säde (R P ) on pienempi tai yhtä suuri kuin 2 kertaa maapallon säde (R ⊕ )" (tai, R P ≤ 2,0 R ⊕ ). Kuusi näistä ehdokkaista [nimetty: KOI 326.01 (R P = 0.85), KOI 701.03 (R P = 1.73), KOI 268.01 (R P = 1.75), KOI 1026.01 (R P = 1.77), KOI 854.01 (R P = 1.91) ), KOI 70,03 (R P = 1,96)] ovat asuinalueella . Tuoreemman tutkimuksen mukaan yksi näistä ehdokkaista (KOI 326.01) on itse asiassa paljon suurempi ja kuumempi kuin ensimmäisessä raportissa sanottiin.

Useita muita teleskooppeja, jotka pystyvät suoraan kuvaamaan maanpäällisiä eksoplaneettoja, on myös töissä. Näitä ovat maanpäällinen planeettahaku , avaruusinterferometriatehtävä , Darwin , Mission New Worlds ja ylivoimaisesti suuri teleskooppi .

Maan kaltaiset eksoplaneetit

Otsikko Planeetta Tähti Arvot Huomautuksia
Planeetta, joka on lähinnä 1 M ⊕ Gliese 581. th Gliese 581 1,7 - 3,1 M ⊕ Lähellä tähteä ja mahdollisesti tulivuoren kaltainen kuten Io .
Kepler-11 f Kepler-11 2,3 M ⊕
Planeetta, joka on lähinnä 1 R ⊕ Kepler-10b Kepler-10 1,416 R ⊕ Massassa 3,3 - 5,7 M ⊕ . Vähemmän massiivinen, Gliese 581 e, on siksi todennäköisesti pienempi kuin Kepler-10b, ellei sillä ole paljon pienempää tiheyttä.
Planeetta, joka on lähinnä tähtiään 1 AU: n päässä HD 142 b  (tuumaa) HD 142  (en) 1 AU
Planeetan kiertorata on lähinnä 365 päivää HD 17092 b HD 17092 359,9 päivää
Suurempi nestemäisen veden todennäköisyys Gliese 581 g
(vahvistamaton)
Gliese 581 Emme tiedä sitä nimenomaisesti 3,1 M ⊕ (vähimmäismassa); vuonna keskellä oleskelutilassa on
punainen kääpiö .

Maanpäällisten planeettojen tyypit

Useita mahdollisia maanpäällisten planeettojen luokituksia on ehdotettu:

Silikaatti planeetta

Standardi tyyppi maanpäällisen planeetan nähdä Solar System, valmistettu etupäässä silikoni- pohjainen kallion vaippa , jossa on metallinen (rauta) ydin.

Metallinen planeetta

Teoreettinen maaplaneettatyyppi, joka koostuu melkein kokonaan raudasta ja jolla on siten suurempi tiheys ja pienempi säde kuin muilla vastaavan massaisilla planeetoilla. Elohopean metallinen ydin on 60-70% sen planeettamassasta. On arvioitu, että metalliplaneetat muodostuvat alueille, joilla on erittäin korkea lämpötila (niin lähellä tähtiä), kuten elohopea, ja jos protoplaneettalevyssä on runsaasti rautaa.

Magneton planeetta

Teoreettinen maanpäällisen planeetan tyyppi, joka koostuu silikaattikivistä, mutta jolla ei ole metallista ydintä, so. Metallisen planeetan vastakohta. Aurinkokuntamme ei sisällä tämän tyyppistä planeettaa, mutta kondriitit ja meteoriitit ovat tällaisia. Uskotaan, että sydämettömät planeetat muodostuvat kaukana tähdestä, jossa hapettavat haihtuvat materiaalit ovat yleisiä.

Hiil planeetta tai timantti planeetta

Teoreettinen tyyppi maapalloa, joka koostuu pääasiassa hiilipohjaisista mineraaleista. Aurinkokunta ei sisällä tämäntyyppisiä planeettoja, mutta on hiilipitoisia asteroideja (tyypin C asteroidit).

Planeetta valtameri

Teoreettinen maa-planeetta, joka on kokonaan peitetty sadan kilometrin syvällä vesimerellä. Mikään valtameren planeetta ei ole vahvistettu, mutta Gliese 1214b voisi olla yksi.

Super maa

Supermaat edustavat suurimpia maanpäällisiä planeettoja.

Eriyttämisprosessi

Raskaimmat materiaalit ( nikkeli , rauta ) yhtyvät kohti planeetan keskustaa muodostaakseen sen ytimen . Paineen alaisena sydämen keskiosasta voi tulla kiinteä, mutta kertynyt lämpö voi jättää osan siitä nestettä. Muut materiaalit, joiden tiheys on hieman pienempi, ovat kiinni ytimen ja pinnan välissä, muodostaen vaipan, jonka juoksevuus riippuu planeetan jäännöslämpötilasta. Pinta muodostaa pienikokoisempien materiaalien kuoren . Vähemmän tiheät materiaalit ( vesi , kaasu ) karkotetaan pintaa kohti ja voivat muodostaa ilmakehän, jos planeetan painovoima sallii niiden pysymisen kevyydestään ja aurinkotuulen taipumuksesta kuljettaa ne pois.

Huomautuksia ja viitteitä

Huomautuksia

  1. Venuksen kierto taaksepäin, sen akselin kaltevuus on yli 90 °. Voisimme sanoa, että sen akseli on kalteva "-2,64 °".
  2. Kaikki tieto on peräisin Wikipediasta ranskaksi Venus .
  3. Kaikki tiedot tulevat ranskankielisestä Wikipediasta maan sisäisestä rakenteesta .
  4. Kaikki tieto on peräisin Wikipediasta ranskaksi on geologian planeetan Mars .
  5. Kaikki tiedot tulevat ranskankielisestä Wikipediasta Kuun ja Kuun sisäisestä rakenteesta .

Viitteet

  1. (in) James W. Head III , J. Kelly Beatty (toimittaja), Carolyn Collins Petersen (toimittaja) ja Andrew Chaikin (toimittaja), Uusi aurinkokunta , Cambridge University Press ,1999, 421  Sivumäärä ( ISBN  978-0-521-64587-4 , lue verkossa ) , "Maanpäällisten planeettojen pinnat ja sisätilat"
  2. (sisään) Robert O. Pepin (Space Science Reviews -lehti) Alkuperäisksenonin isotooppisesta koostumuksesta maanpäällisten planeettojen ilmakehissä , voi.  92,2000( DOI  10.1023 / A: 1005236405730 , lue verkossa ) , s.  371-395
  3. (in) Julio Angel Fernandez, Comets: luonto, dynamiikka, alkuperästä ja niiden cosmogonical asiaan , Dordrecht, Springer Science & Business,2005, 383  Sivumäärä ( ISBN  978-1-4020-3490-9 , LCCN  2006530653 , lue verkossa ) , "Comet osuus maanpäällisten planeettojen ilmakehään"
  4. (in) D R James Schombert, "  Primary Atmospheres (tähtitiede 121: Luento 14 Terrestrial Planet atmosfääriä)  " , Fysiikan University of Oregon2004(katsottu 12. kesäkuuta 2011 )
  5. (en) Villard R., Maran S., Kuchner MJ, Seager S., ”  Aurinkopaneeleilla voi olla timanttikerroksia  ” , Aspenfysiikan keskus , Luoteis-yliopisto,2005(katsottu 13. kesäkuuta 2011 )
  6. (in) Kuchner Marc J., "  hypoteettinen kuvan sisäisen rakenteen hiili planeetta  " , Center for Physical Aspen, Northwestern University (näytetty 13 päivänä kesäkuuta 2011 )
  7. Marc J.Kuchner, Seager S., Extrasolar Carbon Planets ( lue verkossa )
  8. (in) David R. Williams, Mercury Fact Sheet  " , NASA: n kansallinen avaruustieteen tietokeskus ,syyskuu 2018(katsottu 6. elokuuta 2020 )
  9. (sisään) David R. Williams, Venus Fact Sheet  " , NASA: n kansallinen avaruustieteen tietokeskus ,syyskuu 2018(katsottu 6. elokuuta 2020 )
  10. (in) David R. Williams, maa tietoisku  " , NASAn National Space Science Data Center ,huhtikuu 2020(katsottu 6. elokuuta 2020 )
  11. (in) David R. Williams, maaliskuu tietoisku  " , NASAn National Space Science Data Center ,kesäkuu 2020(katsottu 6. elokuuta 2020 )
  12. (en) Bill Arnett, "  Katsaus aurinkokuntaan, yhdeksän planeettaa  " ,1998(katsottu 13. kesäkuuta 2011 )
  13. Sputnik , "  Ceresin ilmapiiri sisältää vettä, mutta onko se asuttavaa?"  » , Osoitteessa fr.sputniknews.com ( luettu 7. heinäkuuta 2018 )
  14. (in) "  Asteroid 1 Ceres  " , The Planetary Society (katsottu 14. kesäkuuta 2011 )
  15. (in) McCord TB, C. Sotin, Ceres: Evolution ja nykytila, Journal of Geophysical Research , vol.  0110,2005( DOI  10.1029 / 2004JE002244 , lue verkossa ) , "E5"
  16. “  http://www.nature.com/nature/journal/v437/n7056/full/nature03938.html  ” ( ArkistoWikiwixArchive.isGoogle • Mitä tehdä? ) (Pääsy 25. maaliskuuta 2013 )
  17. (en) David Gubbins, Herrero-Bervera Emilio, Encyclopedia geomagnetismin ja paleomagnetismi , Dordrecht, Springer,2007( ISBN  978-1-4020-3992-8 , LCCN  2007937940 , lue verkossa ) , "Dynamos, Planetary and Satellite"
  18. (in) Michael Richmond, "  Maanpäällinen Bodies aurinkokunnassa  " (näytetty 14 kesäkuu 2011 )
  19. (in) Randal Jackson, "  käsite" ulkomaalainen Earth Saturn takapihalla  " PlanetQuest, Jet Propulsion Laboratory,25. kesäkuuta 2004(katsottu 14. kesäkuuta 2011 )
  20. (sisään) "  Titan's Great Lakes  " , Astrobiology Magazine17. lokakuuta 2007(käytetty 30. syyskuuta 2009 )
  21. (sisään) http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/
  22. (en) Michael Gillon, Emmanuël Jehin, Susan M.Lederer, Laetitia Delrez Julien de Wit, Artem Burdanov, Valérie Van Grootel, Adam J.Burgasser, Amalric HMJ Triaud, Cyrielle Opitom, Brice-Olivier Demory Devendra K.Sahu, Daniella Bardalez Gagliuffi, Pierre Magain ja Didier Queloz, Lauhkeat Maan kokoiset planeetat kulkevat lähellä olevan ultrakylmän kääpiötähden läpi  " , Luonto ,2016, s.  1-16 ( DOI  10.1038 / nature17448 , luettu verkossa [PDF] , käytetty 7. toukokuuta 2016 ).
  23. (en) "  Kevyin vielä löydetty eksoplaneetta  " , ESO (ESO 15/09 - Science Release),21. huhtikuuta 2009(katsottu 13. kesäkuuta 2011 )
  24. (sisään) Rory Barnes, Brian Jackson, Richard Greenberg ja Sean N. Raymond "  Planeetan asumismahdollisuuksien vuorovesirajat  "9. kesäkuuta 2009.
  25. (in) herra pormestari, X. Bonfils, T. Forveille, X. Delfosse, S. Udry, JL Bertaux, H. Beust, F. Bouchy, C. Lovis, F. Pepe, C. Perrier, D. Queloz , NC Santos “  HARPS-etsintä eteläisistä auringon ulkopuolisista planeetoista, XVIII. Maan planeetta planeetalla GJ 581  ”,2009.
  26. (en) http://news.discovery.com/space/kepler-scientist-galaxy-is-rich-in-earth-like-planets.html
  27. (en) http://blogs.discovermagazine.com/80beats/2010/07/26/keplers-early-results-suggest-earth-like-planets-are-dime-a-dozen/
  28. (en) Borucki et ai., Koch, David G; Basri, Gibor; Batalha, Natalie; Brown, Timothy M.; ja. . Ai, "  Ominaisuudet planeettojen ehdokkaiden havaitsemat Kepler II: analyysi neljän ensimmäisen kuukauden tietojen  " [PDF] , arXiv , 1 kpl helmikuu 2011 (näytetty 13 kesäkuu 2011 )
  29. (in) https://arxiv.org/abs/1006.2799 Kepler-planeettojen ominaisuudet ensimmäisten tietojen perusteella: useimmat ovat Neptunuksen kokoa tai pienempiä, William J.Borucki, Kepler-tiimi
  30. “  Eksklusiivinen: Kaikkein maapallon kaltainen ” Exoplanet saa huomattavan alennuksen - ei ole asuttavaa  ” ( ArkistoWikiwixArchive.isGoogle • Que faire? ) (Pääsy 25. maaliskuuta 2013 )
  31. (en) http://www.astrobio.net/pressrelease/2476/all-planets-possible

Katso myös

Aiheeseen liittyvät artikkelit

Bibliografia

Ulkoiset linkit