Você verificou a Wikipedia e, em caso afirmativo, existe alguma coisa que não atenda à sua pergunta?
HDE 226868
Essa pergunta pode ser inspirada pela menção de "Tau Cetian" no último episódio de Star Trek: Discovery? :)
V2Blast 10/02/19
Respostas:
26
Versão TLDR: provavelmente não, e as reivindicações pela habitabilidade dos planetas neste sistema estão em terreno instável.
A versão longa segue.
Planetas
Assim como em Feng et al. (2017) , existem quatro candidatos ao planeta em torno de Tau Ceti:
Tau Ceti g, massa mínima , semi-eixo maior1,75+ 0,25- 0,40M⊕0,133+ 0,001- 0,002A U
Tau Ceti h, massa mínima , semi-eixo maior1,83+ 0,68- 0,26M⊕0,243+ 0,003- 0,003A U
Tau Ceti e, massa mínima , semi-eixo maior3,93+ 0,83- 0,64M⊕0,538+ 0,006- 0,006A U
Tau Ceti f, massa mínima , semi-eixo principal3,93+ 1,05- 1,37M⊕1,334+ 0,017- 0,044A U
Observe que as designações Tau Ceti b, c e d se referem a candidatos ao planeta que não se pensa mais existir. As barras de erro referem-se aos percentis 1% e 99%. é a massa da Terra.M⊕
O Feng et al. (2017) também observa que o sistema é empacotado dinamicamente, o que não é um bom presságio para as perspectivas de planetas adicionais entre os candidatos conhecidos ao planeta (observe que a figura 17 mostra as regiões onde os planetas interfeririam entre si , e não as regiões estabilidade para um planeta adicional).
A zona habitável
A conclusão do artigo fornece a luminosidade de Tau Ceti como 0,52 vezes solar e a temperatura efetiva como 5344 K. Usando esses valores, os limites da zona habitável podem ser calculados por Kopparapu et al. (2013) , que pressupõe que as condições habitáveis sejam mantidas pelo ciclo carbonato-silicato com dióxido de carbono como principal gás de efeito estufa (não condensável).
Limites internos
Vênus recente: 0.551 AU
Estufa em fuga: 0.723 AU
Estufa úmida: 0.729 AU
O limite de estufa úmida é o limite interno mais conservador; ocorre onde vapor de água suficiente entra na atmosfera superior para que a perda de água comece a ocorrer no planeta. Em nosso sistema solar, a Terra está localizada perto desse limite na parte interna da zona habitável mais conservadora.
O limite da estufa em fuga ocorre onde o feedback positivo do vapor de água supera o feedback negativo estabilizador do ciclo silicato-carbonato, levando a uma maior evaporação dos oceanos e a temperaturas mais altas. Pensa-se que isso tenha ocorrido em Vênus, deixando o planeta no estado em que está hoje.
O limite recente de Vênus é baseado na possibilidade de Vênus ter retido oceanos por vários bilhões de anos. Isso não se sabe ao certo, pois nosso conhecimento da evolução de Vênus é bastante incompleto e as condições na superfície do planeta não são favoráveis para desviar a atenção dos investigadores da geologia.
A partir disso, vemos que Tau Ceti e está localizado próximo ao recente limite de Vênus e mais próximo da estrela do que o limite descontrolado da estufa. Isso sugere que qualquer oceano que já existisse provavelmente teria saído, deixando o planeta em um estado semelhante a Vênus.
Os planetas geh estão muito próximos da estrela.
Limites externos
Estufa máxima: 1.279 AU
Marte adiantado: 1.330 AU
O limite máximo de efeito estufa é a distância mais distante da estrela em que uma atmosfera de dióxido de carbono sem nuvens pode suportar condições compatíveis com a água líquida. Além disso, o aumento da dispersão leva ao aumento da refletividade do planeta e o CO 2 começa a condensar, removendo-o da atmosfera e levando ao arrefecimento descontrolado. Este é o limite da zona habitável externa mais conservadora. Observe que, nesse ponto, o planeta exigiria várias barras de CO 2, o que tornaria tóxico para os seres humanos.
O limite inicial de Marte é baseado na observação de que Marte conseguiu manter as águas superficiais (por exemplo, vários rios e um possível oceano do norte) no sistema solar inicial, quando o Sol estava significativamente mais fraco do que é hoje. Tau Ceti f está localizado exatamente neste limite.
Extensões para a zona habitável
Nenhum dos planetas se enquadra na zona habitável mais conservadora, e Tau Ceti e ef estão nos limites das estimativas mais otimistas para os limites da zona habitável. No entanto, existem opções para estender a zona habitável.
No limite interno, um efeito estufa descontrolado poderia ser evitado em planetas secos, onde simplesmente não há água suficiente para evaporar para gerar o feedback positivo, ver Zsom et al. (2013) . Não está claro para mim que esse planeta possa ser descrito como habitável, uma vez que tais planetas podem não ter os sistemas hidrotérmicos que poderiam atuar como locais de abiogênese. Sua evolução geológica provavelmente seria substancialmente diferente da da Terra sem água para lubrificar as placas tectônicas.
Outra possibilidade está em planetas de rotação lenta, onde camadas substanciais de nuvens podem se acumular no lado diurno do planeta e aumentar a refletividade, conforme observado por Yang et al. (2014) . Por outro lado, Scholz et al. (2018) observaram que parece haver uma relação de rotação de massa universal que se estende dos planetas às anãs marrons. Isso prevê que as super-Terras provavelmente girariam rápido demais para que esse mecanismo funcionasse, a menos que elas fossem destruídas por marés estelares ou por uma lua grande.
No limite externo, a adição de gases de efeito estufa adicionais, como o metano, pode funcionar para estender a zona habitável externa, ver, por exemplo, Ramirez e Kaltenegger (2018) . Isso foi sugerido como o mecanismo para permitir águas superficiais em Marte, o que sugere que o limite "Marte Antecipado" é um ponto de dados observado dentro da zona habitável de metano. Outra possibilidade é que uma atmosfera densa de hidrogênio possa manter a água líquida, por exemplo, Pierrehumbert e Gaidos (2011), embora a pressão dessa atmosfera possa ter implicações para a geologia do planeta e, portanto, o potencial de abiogênese.
Planetas cujos climas são estabilizados por algo que não seja o ciclo carbonato-silicato, ou que possuem composições atmosféricas substancialmente diferentes teriam limites de zona habitáveis diferentes (se oceanos subterrâneos em mundos gelados forem habitáveis, pode haver perspectivas interessantes para planetas anões no cinturão de detritos externos ), mas isso já está ficando bastante especulativo, além de haver outra possível objeção à habitabilidade desses planetas ...
Massas planetárias
Uma limitação do método de velocidade radial é que apenas as massas mínimas podem ser derivadas. Com Tau Ceti, temos um meio possível para estimar as massas verdadeiras: a estrela é cercada por um disco de detritos (isso provavelmente forneceria uma fonte de impactadores para os planetas, o quão ruim é a situação depende de quanto material está sendo perturbado. o sistema interno). Usando observações de Herschel, Lawler et al. (2014) dão uma inclinação de 35 ± 10 graus. Supondo que os planetas estejam no mesmo plano que o disco, as massas verdadeiras seriam, portanto, aproximadamente 1,74 vezes maiores que as massas mínimas.
Sob essa suposição, as massas verdadeiras dos planetas eef aparecem como cerca de 6,85 massas terrestres. Tomando o limite inferior de 99% das barras de erro de massa mínima e uma inclinação orbital de 45 ° como uma estimativa baixa, seriam 4,65 massas terrestres para e e 3,62 massas terrestres para f.
A natureza dos planetas
De acordo com Rogers (2014) , a transição entre planetas rochosos e do tipo Netuno está em algum lugar na região de 1,4 a 1,6 raios da Terra. Usando a relação raio de massa de Zeng et al. (2016) e sua fração de massa do núcleo de 0,26 para planetas terrestres típicos, esses limites de raio correspondem a planetas terrestres de aproximadamente 3,3 a 5,4 massas terrestres.
Isso sugere que Tau Ceti e ef são provavelmente sub-Netuno em vez de planetas rochosos, embora as ressalvas sejam de que, no caso otimista, eles possam ter massas abaixo da transição rochosa / Netuno, e que parece haver alguns casos de planetas rochosos acima da transição (é provável que a maioria deles seja núcleos evaporados de planetas do tipo Netuno, que não se aplicariam a Tau Ceti e ef, pois apresentam níveis muito mais baixos de irradiação estelar).
Conclusão
Dado o estado atual do conhecimento, Tau Ceti não parece uma boa perspectiva para planetas habitáveis. Tau Ceti e ef são bastante marginais em termos de localização dentro da zona habitável, e suas massas são suficientemente altas para que haja uma boa chance de serem sub-Netuno e não planetas rochosos. O empacotamento dinâmico do sistema torna improvável que exista um planeta menor e temperado na zona habitável entre os planetas conhecidos.
Embora eu goste mais desta resposta do que a anterior, você está deixando de ressaltar que a zona habitável utilizada por esses e pela maioria dos autores é a zona habitável do clima terrestre. Só é válido como derivado para esta composição atmosférica específica neste momento específico. Nem sabemos como seria o HZ da Terra primitiva, sem falar nos planetas com composições atmosféricas diferentes / desconhecidas.
AtmosphericPrisonEscape
@AtmosphericPrisonEscape - na verdade não é esse o caso, a zona habitável para uma atmosfera de composição da Terra é muito mais estreita do que essas estimativas. A estufa máxima requer níveis muito mais altos de dióxido de carbono na atmosfera do que a atual Terra. Ele assume um ciclo silicato-carbonato com dióxido de carbono, pois o gás de efeito estufa não condensável atualizará a resposta para refletir isso.
Antispinwards
Bem, ainda é essencialmente a Terra mais um pequeno epsilon, já que simplesmente não entendemos o clima planetário dos planetas terrestres o suficiente para prever seu comportamento.
AtmosphericPrisonEscape
@AtmosphericPrisonEscape - várias barras de dióxido de carbono podem ser um "pequeno epsilon" para você (Vênus é presumivelmente aquele epsilon pequeno mais o outro epsilon pequeno de remover toda a água, exceto uma pequena quantidade), mas é bastante letal para mim. Além disso, esses mundos provavelmente são sub-Netuno de qualquer maneira. No entanto, atualizei a resposta com uma discussão de várias extensões HZ possíveis.
Respostas:
Versão TLDR: provavelmente não, e as reivindicações pela habitabilidade dos planetas neste sistema estão em terreno instável.
A versão longa segue.
Planetas
Assim como em Feng et al. (2017) , existem quatro candidatos ao planeta em torno de Tau Ceti:
Observe que as designações Tau Ceti b, c e d se referem a candidatos ao planeta que não se pensa mais existir. As barras de erro referem-se aos percentis 1% e 99%. é a massa da Terra.M⊕
O Feng et al. (2017) também observa que o sistema é empacotado dinamicamente, o que não é um bom presságio para as perspectivas de planetas adicionais entre os candidatos conhecidos ao planeta (observe que a figura 17 mostra as regiões onde os planetas interfeririam entre si , e não as regiões estabilidade para um planeta adicional).
A zona habitável
A conclusão do artigo fornece a luminosidade de Tau Ceti como 0,52 vezes solar e a temperatura efetiva como 5344 K. Usando esses valores, os limites da zona habitável podem ser calculados por Kopparapu et al. (2013) , que pressupõe que as condições habitáveis sejam mantidas pelo ciclo carbonato-silicato com dióxido de carbono como principal gás de efeito estufa (não condensável).
Limites internos
O limite de estufa úmida é o limite interno mais conservador; ocorre onde vapor de água suficiente entra na atmosfera superior para que a perda de água comece a ocorrer no planeta. Em nosso sistema solar, a Terra está localizada perto desse limite na parte interna da zona habitável mais conservadora.
O limite da estufa em fuga ocorre onde o feedback positivo do vapor de água supera o feedback negativo estabilizador do ciclo silicato-carbonato, levando a uma maior evaporação dos oceanos e a temperaturas mais altas. Pensa-se que isso tenha ocorrido em Vênus, deixando o planeta no estado em que está hoje.
O limite recente de Vênus é baseado na possibilidade de Vênus ter retido oceanos por vários bilhões de anos. Isso não se sabe ao certo, pois nosso conhecimento da evolução de Vênus é bastante incompleto e as condições na superfície do planeta não são favoráveis para desviar a atenção dos investigadores da geologia.
A partir disso, vemos que Tau Ceti e está localizado próximo ao recente limite de Vênus e mais próximo da estrela do que o limite descontrolado da estufa. Isso sugere que qualquer oceano que já existisse provavelmente teria saído, deixando o planeta em um estado semelhante a Vênus.
Os planetas geh estão muito próximos da estrela.
Limites externos
O limite máximo de efeito estufa é a distância mais distante da estrela em que uma atmosfera de dióxido de carbono sem nuvens pode suportar condições compatíveis com a água líquida. Além disso, o aumento da dispersão leva ao aumento da refletividade do planeta e o CO 2 começa a condensar, removendo-o da atmosfera e levando ao arrefecimento descontrolado. Este é o limite da zona habitável externa mais conservadora. Observe que, nesse ponto, o planeta exigiria várias barras de CO 2, o que tornaria tóxico para os seres humanos.
O limite inicial de Marte é baseado na observação de que Marte conseguiu manter as águas superficiais (por exemplo, vários rios e um possível oceano do norte) no sistema solar inicial, quando o Sol estava significativamente mais fraco do que é hoje. Tau Ceti f está localizado exatamente neste limite.
Extensões para a zona habitável
Nenhum dos planetas se enquadra na zona habitável mais conservadora, e Tau Ceti e ef estão nos limites das estimativas mais otimistas para os limites da zona habitável. No entanto, existem opções para estender a zona habitável.
No limite interno, um efeito estufa descontrolado poderia ser evitado em planetas secos, onde simplesmente não há água suficiente para evaporar para gerar o feedback positivo, ver Zsom et al. (2013) . Não está claro para mim que esse planeta possa ser descrito como habitável, uma vez que tais planetas podem não ter os sistemas hidrotérmicos que poderiam atuar como locais de abiogênese. Sua evolução geológica provavelmente seria substancialmente diferente da da Terra sem água para lubrificar as placas tectônicas.
Outra possibilidade está em planetas de rotação lenta, onde camadas substanciais de nuvens podem se acumular no lado diurno do planeta e aumentar a refletividade, conforme observado por Yang et al. (2014) . Por outro lado, Scholz et al. (2018) observaram que parece haver uma relação de rotação de massa universal que se estende dos planetas às anãs marrons. Isso prevê que as super-Terras provavelmente girariam rápido demais para que esse mecanismo funcionasse, a menos que elas fossem destruídas por marés estelares ou por uma lua grande.
No limite externo, a adição de gases de efeito estufa adicionais, como o metano, pode funcionar para estender a zona habitável externa, ver, por exemplo, Ramirez e Kaltenegger (2018) . Isso foi sugerido como o mecanismo para permitir águas superficiais em Marte, o que sugere que o limite "Marte Antecipado" é um ponto de dados observado dentro da zona habitável de metano. Outra possibilidade é que uma atmosfera densa de hidrogênio possa manter a água líquida, por exemplo, Pierrehumbert e Gaidos (2011), embora a pressão dessa atmosfera possa ter implicações para a geologia do planeta e, portanto, o potencial de abiogênese.
Planetas cujos climas são estabilizados por algo que não seja o ciclo carbonato-silicato, ou que possuem composições atmosféricas substancialmente diferentes teriam limites de zona habitáveis diferentes (se oceanos subterrâneos em mundos gelados forem habitáveis, pode haver perspectivas interessantes para planetas anões no cinturão de detritos externos ), mas isso já está ficando bastante especulativo, além de haver outra possível objeção à habitabilidade desses planetas ...
Massas planetárias
Uma limitação do método de velocidade radial é que apenas as massas mínimas podem ser derivadas. Com Tau Ceti, temos um meio possível para estimar as massas verdadeiras: a estrela é cercada por um disco de detritos (isso provavelmente forneceria uma fonte de impactadores para os planetas, o quão ruim é a situação depende de quanto material está sendo perturbado. o sistema interno). Usando observações de Herschel, Lawler et al. (2014) dão uma inclinação de 35 ± 10 graus. Supondo que os planetas estejam no mesmo plano que o disco, as massas verdadeiras seriam, portanto, aproximadamente 1,74 vezes maiores que as massas mínimas.
Sob essa suposição, as massas verdadeiras dos planetas eef aparecem como cerca de 6,85 massas terrestres. Tomando o limite inferior de 99% das barras de erro de massa mínima e uma inclinação orbital de 45 ° como uma estimativa baixa, seriam 4,65 massas terrestres para e e 3,62 massas terrestres para f.
A natureza dos planetas
De acordo com Rogers (2014) , a transição entre planetas rochosos e do tipo Netuno está em algum lugar na região de 1,4 a 1,6 raios da Terra. Usando a relação raio de massa de Zeng et al. (2016) e sua fração de massa do núcleo de 0,26 para planetas terrestres típicos, esses limites de raio correspondem a planetas terrestres de aproximadamente 3,3 a 5,4 massas terrestres.
Isso sugere que Tau Ceti e ef são provavelmente sub-Netuno em vez de planetas rochosos, embora as ressalvas sejam de que, no caso otimista, eles possam ter massas abaixo da transição rochosa / Netuno, e que parece haver alguns casos de planetas rochosos acima da transição (é provável que a maioria deles seja núcleos evaporados de planetas do tipo Netuno, que não se aplicariam a Tau Ceti e ef, pois apresentam níveis muito mais baixos de irradiação estelar).
Conclusão
Dado o estado atual do conhecimento, Tau Ceti não parece uma boa perspectiva para planetas habitáveis. Tau Ceti e ef são bastante marginais em termos de localização dentro da zona habitável, e suas massas são suficientemente altas para que haja uma boa chance de serem sub-Netuno e não planetas rochosos. O empacotamento dinâmico do sistema torna improvável que exista um planeta menor e temperado na zona habitável entre os planetas conhecidos.
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