Astronomie

Existe-t-il d'autres systèmes planétaires où les géantes gazeuses se trouvent à l'intérieur des orbites des planètes rocheuses ?

Existe-t-il d'autres systèmes planétaires où les géantes gazeuses se trouvent à l'intérieur des orbites des planètes rocheuses ?

Je comprends que les théories de la formation des géantes gazeuses suggèrent qu'elles devraient naître plus loin où il y a plus de gaz à monopoliser par rapport au soleil, puis pour former des Jupiters chauds dont elles ont besoin pour migrer vers l'intérieur, ce qui perturberait les orbites des planètes rocheuses.

Y a-t-il des chicanes avec cela? Parmi tous les systèmes extrasolaires, y en a-t-il même un où vous avez des géantes gazeuses chaudes ou chaudes, puis des terrestres de la taille de la Terre ou de la Super-Terre ? Des corps comme ceux que nous avons dans la ceinture de Kuiper se trouvent au-delà de nos géantes gazeuses, mais ils sont principalement constitués de glace et représentent une petite fraction restante de la masse du système, ils ne comptent donc pas vraiment ici.


Le système Kepler-20 a des planètes avec des masses dans l'ordre suivant, partant de l'étoile :

  • Kepler 20b : $environ 10 M_oplus$
  • Kepler 20e : $environ M_oplus$
  • Kepler 20c : $environ 16 M_oplus$
  • Kepler 20f : $environ 1,5 M_oplus$
  • Kepler 20g : $environ 20 M_oplus$
  • Kepler 20j : $< 20 M_oplus$

Si l'on en croit Wikipédia, Kepler 20b est peut-être un monde rocailleux ; mais à tout le moins, Kepler 20c est un Neptune chaud et a une planète rocheuse (Kepler 20f) en dehors de son orbite.


Les sept planètes semblables à la Terre de Trappist-1 pourraient-elles avoir des frères et sœurs géants gazeux ?

Une conception d'artiste du système planétaire TRAPPIST-1 avec l'aimable autorisation de la NASA/JPL-Caltech.

De nouveaux travaux d'une équipe de scientifiques de Carnegie (et d'un ancien élève de Carnegie) ont demandé si des planètes géantes gazeuses pourraient potentiellement orbiter TRAPPIST-1 à des distances supérieures à celles des sept planètes connues de l'étoile. Si des planètes géantes gazeuses se trouvent sur les bords extérieurs de ce système, cela pourrait aider les scientifiques à comprendre comment les géantes gazeuses de notre propre système solaire comme Jupiter et Saturne se sont formées.

Plus tôt cette année, le télescope spatial Spitzer de la NASA a ravi le monde en révélant que TRAPPIST-1, une étoile naine ultra-froide dans la constellation du Verseau, était le premier système connu de sept planètes de la taille de la Terre en orbite autour d'une seule étoile. Trois de ces planètes se trouvent dans la zone dite habitable, c'est-à-dire la distance de l'étoile centrale à laquelle de l'eau liquide est le plus susceptible de se trouver.

Mais il est possible que, comme notre propre système solaire, TRAPPIST-1 soit également mis en orbite par des planètes géantes gazeuses à une distance beaucoup plus grande que les planètes de la taille de la Terre que nous savons déjà faire partie du système.

"Un certain nombre d'autres systèmes stellaires qui incluent des planètes de la taille de la Terre et des super-Terres abritent également au moins une géante gazeuse", a déclaré Alan Boss de Carnegie, qui est le premier auteur de l'article de l'équipe, publié par The Journal astronomique. "Donc, demander si ces sept planètes ont des frères et sœurs géants gazeux avec des orbites plus longues est une question importante."

Pour commencer à répondre, Boss s'est tourné vers l'enquête en cours sur la chasse aux planètes qu'il co-dirige avec les co-auteurs de Carnegie Alycia Weinberger, Ian Thompson et d'autres. Ils ont un instrument spécial sur le télescope du Pont à l'observatoire de Las Campanas de Carnegie appelé CAPSCam – la caméra de recherche de planètes astrométriques de Carnegie. Il recherche des planètes extrasolaires en utilisant la méthode astrométrique, par laquelle la présence d'une planète peut être détectée indirectement par l'oscillation de l'étoile hôte autour du centre de masse du système stellaire.

À l'aide de CAPSCam, Boss et ses collègues, dont Tri Astraatmadja de Carnegie et Guillem Anglada-Escudé, ancien boursier Carnegie maintenant à l'Université Queen Mary de Londres, ont déterminé les limites supérieures de la masse de toutes les planètes géantes gazeuses potentielles dans le système TRAPPIST-1. Ils ont découvert qu'il n'y a pas de planètes plus grandes que 4,6 fois la masse de Jupiter en orbite autour de l'étoile avec une période de 1 an, et aucune planète plus grande que 1,6 fois la masse de Jupiter en orbite autour de l'étoile avec des périodes de 5 ans. (Ces périodes peuvent ne pas sembler très longues par rapport à la période de près de 12 ans de Jupiter, mais les sept planètes connues de TRAPPIST-1 ont des périodes allant de 1,5 à 20 jours.)

Les sept planètes TRAPPIST-1 pourraient facilement entrer dans l'orbite de Mercure, la planète la plus interne de notre système solaire. Alan Boss et ses collègues ont étudié s'il était possible que le système TRAPPIST-1 puisse contenir des planètes géantes gazeuses sur des orbites beaucoup plus longues que les sept planètes terrestres connues. L'image est une gracieuseté de NASA/JPL-Caltech.

"Il y a beaucoup d'espace pour une enquête plus approfondie entre les orbites à plus longue période que nous avons étudiées ici et les orbites très courtes des sept planètes TRAPPIST-1 connues", a ajouté Boss.

Si des planètes géantes gazeuses à longue période sont trouvées dans le système TRAPPIST-1, cela pourrait aider à résoudre un débat de longue date sur la formation des planètes géantes gazeuses de notre propre système solaire.

Dans la jeunesse de notre Soleil, il était entouré d'un disque de gaz et de poussière à partir duquel ses planètes sont nées. La Terre et les autres planètes telluriques ont été formées par la lente accrétion de matière rocheuse du disque. Une théorie sur la formation des planètes géantes gazeuses soutient qu'elles commencent également par l'accrétion d'un noyau solide, qui contient finalement suffisamment de matière pour attirer gravitationnellement une grande enveloppe de gaz environnant.

La théorie concurrente soutient que nos propres planètes géantes gazeuses se sont formées lorsque le disque rotatif de gaz et de poussière du Soleil a pris une formation de bras en spirale. Les bras ont augmenté en masse et en densité jusqu'à ce que des touffes distinctes se forment et fusionnent rapidement en de petites géantes gazeuses.

Un inconvénient de la première option, appelée accrétion de noyau, est qu'elle ne peut pas facilement expliquer comment les planètes géantes gazeuses se forment autour d'une étoile aussi faible en masse que TRAPPIST-1, qui est douze fois moins massive que le Soleil. Cependant, les modèles informatiques de Boss de la deuxième théorie, appelée instabilité du disque, ont indiqué que des planètes géantes gazeuses pourraient se former autour de telles étoiles naines rouges.

"Les planètes géantes gazeuses trouvées sur des orbites à longue période autour de TRAPPIST-1 pourraient remettre en cause la théorie de l'accrétion du noyau, mais pas nécessairement la théorie de l'instabilité du disque", a expliqué Boss.


Apprenez à connaître quelques géantes gazeuses

KELT-9b

KELT-9b

Kepler-7b

Kepler-7b

KELT-9b

Kepler-7b

De taille similaire à Jupiter, ces planètes dominées par le gaz orbitent très près de leurs étoiles mères, les encerclant en aussi peu que 18 heures. Nous n'avons rien de tel dans notre propre système solaire, où les planètes les plus proches du Soleil sont rocheuses et orbitent beaucoup plus loin. Les questions sur les Jupiters chauds sont aussi grandes que les planètes elles-mêmes : se forment-elles près de leurs étoiles ou plus loin avant de migrer vers l'intérieur ? Et si ces géants migraient, qu'est-ce que cela révélerait sur l'histoire des planètes de notre propre système solaire ?

Pour répondre à ces questions, les scientifiques devront observer bon nombre de ces géantes chaudes très tôt dans leur formation. La détection de l'exoplanète HIP 67522 b, considérée comme la plus jeune Jupiter chaude jamais découverte (en juin 2020), pourrait élargir notre compréhension. Il orbite autour d'une étoile bien étudiée âgée d'environ 17 millions d'années, ce qui signifie que le Jupiter chaud n'a probablement que quelques millions d'années plus jeune, alors que la plupart des Jupiter chauds connus ont plus d'un milliard d'années. La planète met environ sept jours pour orbiter autour de son étoile, qui a une masse similaire à celle du Soleil. Située à seulement 490 années-lumière de la Terre, HIP 67522 b fait environ 10 fois le diamètre de la Terre, soit près de celui de Jupiter. Sa taille indique fortement qu'il s'agit d'une planète dominée par le gaz.

La découverte offre l'espoir de trouver plus de jeunes Jupiters chauds et d'en apprendre davantage sur la formation des planètes dans l'univers.


Que reste-t-il lorsque vous faites bouillir une géante gazeuse ?

Lorsque de grandes exoplanètes géantes gazeuses se rapprochent trop de leur étoile mère, le gaz extérieur. [+] l'enveloppe peut être en grande partie ou entièrement retirée. Ce qui reste pourrait être un noyau planétaire exposé, pas beaucoup plus gros que la Terre mais comparable en masse à un monde comme Neptune ou Uranus.

Mark Garlick / Université de Warwick

Lorsque nous examinons les planètes de notre système solaire, il existe une différence assez nette entre les quatre mondes rocheux intérieurs et les planètes géantes gazeuses extérieures. Mercure, Vénus, la Terre et Mars sont tous petits, de faible masse et denses, avec des atmosphères qui ne représentent qu'une infime fraction de pour cent de la matière globale de la planète. D'autre part, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont relativement géants, lourds, mais diffus, la majorité de leur masse étant contenue dans une énorme enveloppe riche en gaz composée principalement d'hydrogène et d'hélium.

Mais au plus profond des mondes géants de notre système solaire, sous les différentes couches de gaz volatils, se trouve un noyau massif riche en éléments lourds. Chacune contient un noyau rocheux nettement plus massif que n'importe laquelle des planètes « rocheuses » de notre système solaire, avec une force gravitationnelle suffisante – à leurs grandes distances du Soleil – pour retenir les éléments légers dans leurs atmosphères extérieures. Mais toutes les géantes gazeuses n'ont pas cette chance, certaines d'entre elles devraient être trop proches de leurs étoiles mères, où leurs atmosphères gazeuses volatiles sont bouillies. Voici ce qui reste.

Les disques protoplanétaires, avec lesquels tous les systèmes solaires sont censés se former, fusionneront en planètes. [+] au fil du temps, comme le montre cette illustration. Il est important de reconnaître que l'étoile centrale, les planètes individuelles et le matériel primordial restant (qui deviendront, par exemple, des astéroïdes ou des objets de la ceinture de Kuiper) peuvent tous avoir des variations d'âge de l'ordre de dizaines de millions d'années.

Si nous voulons comprendre comment notre système solaire est né - ou n'importe quel système solaire dans l'univers - nous devons remonter l'horloge jusqu'à leur première formation. Nous commençons avec un nuage de gaz froid qui commence à s'effondrer sous sa propre gravité, ce qui est nécessaire pour déclencher la formation de nouvelles étoiles. Tout système résultera de la fragmentation d'un nuage en un petit morceau, qui s'effondrera préférentiellement le long de la dimension la plus courte en premier. Tant que suffisamment de gaz peut refroidir suffisamment, vous vous retrouverez avec une ou plusieurs étoiles se formant près de l'emplacement central.

Mais dans les régions les plus éloignées, un certain nombre d'effets différents se disputent tous la domination. Le matériau extérieur s'effondre également dans sa direction la plus courte, entraînant la formation d'un disque protoplanétaire. Les collisions entre diverses particules rapprochent les plus lourdes et les plus denses du centre, tout en laissant les plus légères et moins denses réparties plus uniformément. La chaleur de la proto-étoile centrale rayonne vers l'extérieur, soufflant le matériau le plus léger et le moins dense le plus proche de la proto-étoile elle-même. Et les instabilités gravitationnelles tentent de croître, tandis que des collisions aléatoires font éclater les proto-planètes et que les interactions gravitationnelles en éjectent une fraction importante.

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Dans la course cosmique pour former des planètes à partir de ce matériau avant que les étoiles centrales ne deviennent trop chaudes et lumineuses, soufflant entièrement le matériau formant les planètes hors du système solaire, il y a des gagnants et des perdants. D'un point de vue planétaire, les « gagnants » répondent à la définition d'une planète de l'Union astronomique internationale, étendue aux systèmes exoplanétaires. Ceci comprend:

  1. il orbite autour de son étoile centrale et d'aucun autre corps,
  2. il est assez massif pour atteindre l'équilibre hydrostatique : se tirant dans une forme sphéroïdale définie par sa gravité, sa composition et sa rotation,
  3. et il dégage sa propre orbite sur des échelles de temps comparables à l'âge du système stellaire en question.

Alors que la définition originale de 2006 a entraîné sans ménagement la « rétrogradation » de la planète d'alors Pluton, provoquant une certaine controverse, les travaux ultérieurs des astronomes planétaires et des scientifiques des exoplanètes ont validé l'utilité de cette définition. Si vous êtes assez grand, assez massif, assez dominant et au bon endroit dans votre système solaire, félicitations : vous êtes une planète.

Si vous voulez être classé comme une planète, vous devez avoir une certaine combinaison de masse et d'orbite . [+] distance par rapport à votre étoile parente. En 2015, Jean-Luc Margot a étendu la définition de l'IAU pour inclure les exoplanètes dans une relation unique propre et convaincante qui est toujours valable aujourd'hui.

Margot (2015), via http://arxiv.org/abs/1507.06300

En ce qui concerne la classification de ces mondes, cependant, les scientifiques n'ont pas trouvé ce à quoi ils s'attendaient. Aux premiers stades de l'astronomie des exoplanètes, beaucoup soupçonnaient que les planètes que nous trouverions autour d'autres étoiles seraient similaires à celles du système solaire. Très vite, cependant, cette idée a été bouleversée, car les premières planètes qui sont revenues étaient :

  • très massif, plus massif que même Jupiter,
  • très proche de leur étoile mère, en orbite plus rapide et à des distances plus petites que Mercure,
  • et extraordinairement chaud, avec des températures de surface atteignant des milliers de degrés : de loin plus chaud que n'importe quel monde de notre système solaire.

Ces soi-disant « Jupiters chauds » étaient les premiers types d'exoplanètes surprenantes découvertes, mais étaient loin d'être les dernières. Le type de planète le plus courant trouvé se situait en fait entre les tailles de la Terre et d'Uranus, ce qui a amené les astronomes à inventer une nouvelle catégorie : soit « super-Terre » ou « mini-Neptune », selon à qui vous demandez.

Bien que plus de 4 000 exoplanètes confirmées soient connues, plus de la moitié d'entre elles ont été découvertes par . [+] Kepler, trouver un monde semblable à Mercure autour d'une étoile comme notre Soleil est bien au-delà des capacités de notre technologie actuelle de recherche de planètes. Vu par Kepler, Mercure semble être 1/285e de la taille du Soleil, ce qui le rend encore plus difficile que la taille 1/194e que nous voyons du point de vue de la Terre.

NASA/Ames Research Center/Jessie Dotson et Wendy Stenzel manquant des mondes semblables à la Terre par E. Siegel

Ces catégories initiales, malheureusement, étaient biaisées par nos propres attentes et ne représentaient pas nécessairement quelque chose de physiquement réel autre que nos préjugés préconçus. Depuis que nous avons commencé à détecter directement les exoplanètes il y a environ 30 ans, nous en avons répertorié plus de 4 000, apprenant des informations sans précédent sur leurs masses, leurs rayons et leur orbite autour de leur étoile mère.

Ce que nous avons découvert, c'est que de grands corps de n'importe quelle combinaison masse/taille peuvent se former à n'importe quelle distance de leur étoile, mais que lorsque vous regardez les combinaisons masse/taille elles-mêmes, ils indiquent quatre catégories générales :

  1. planètes terrestres/rocheuses, sans grandes enveloppes de gaz, avec des masses jusqu'à environ deux fois celle de la Terre,
  2. des planètes plus petites dominées par le gaz, comme Uranus, Neptune ou même Saturne, avec des masses allant de deux masses terrestres jusqu'à environ 130 masses terrestres,
  3. planètes géantes gazeuses qui présentent une auto-compression gravitationnelle, comme Jupiter, avec des masses de

Le schéma de classification des planètes comme rocheuses, de type Neptune, Jupiter ou stellaire. . [+] Bien que nous ayons initialement créé un grand nombre de catégories artificielles, telles que les mondes souterrains ou super-terrestres, les données confirment qu'il n'y a que trois classes principales de planètes : les mondes terriens, les mondes neptuniens et les mondes joviens.

Bien que la science de la formation de ces planètes reste à ses débuts, nous avons au moins une hypothèse de travail. A partir des instabilités gravitationnelles initiales dans un disque protoplanétaire, les étapes suivantes peuvent se produire :

  • une instabilité gravitationnelle devient suffisamment dense pour qu'elle commence à attirer la matière dans ou près de son orbite,
  • où il commence à se développer en un noyau rocheux, dont le matériau est similaire au manteau terrestre, avec un matériau plus dense s'enfonçant au centre de la protoplanète,
  • avec le noyau essayant de se développer contre les forces concurrentes du rayonnement solaire évaporatif et les tentatives des grandes instabilités voisines de collecter ce matériau à la place.

Il semble y avoir un seuil : une fois que la masse de votre noyau atteindra environ 10 masses terrestres ou plus, il commencera à accumuler de grandes quantités d'hydrogène et d'hélium très rapidement, ce qui entraînera la possibilité de devenir une géante gazeuse avec auto- compression. En dessous de ce seuil, vous pourriez toujours atteindre une enveloppe hydrogène/hélium, mais vous êtes plus susceptible d'être de la taille de Neptune que de la taille de Jupiter.

Une vue en coupe de l'intérieur de Jupiter. Si toutes les couches atmosphériques étaient enlevées, le noyau le ferait. [+] semble être une super-Terre rocheuse, mais avec une densité extrêmement élevée. Les planètes formées avec moins d'éléments lourds peuvent être beaucoup plus grandes et moins denses que Jupiter.

Utilisateur de Wikimedia Commons Kelvinsong

Dans notre propre système solaire, les noyaux de Neptune et d'Uranus n'ont pas atteint ce seuil, tandis que Jupiter l'a probablement dépassé assez tôt. Saturne est une sorte de cas intermédiaire, car son noyau a une masse incertaine qui peut tomber en dessous ou au-dessus de ce seuil, mais est proche dans les deux cas.

Mais dans d'autres systèmes solaires, il existe quelques valeurs aberrantes qui ne suivent pas exactement ces tendances. En particulier, il existe de nombreuses exoplanètes connues qui ont entre 1 et 2 rayons terrestres, mais peuvent être plusieurs fois la masse de la Terre : jusqu'à 20 masses terrestres environ !

C'est comme avoir une planète égale à la masse de Neptune ou d'Uranus, mais contenue dans un volume qui n'est que quelques fois plus grand que celui de la Terre. En d'autres termes, ces planètes doivent avoir des densités comparables ou même supérieures à celles de notre propre planète, ce qui signifie qu'elles doivent être composées presque entièrement de matériaux rocheux/métalliques.

Une visualisation de l'exoplanète Kepler-107c par la NASA n'a presque certainement pas de nuages ​​ou de rayures. [+] dessus, car il s'agit très probablement d'une planète ultra-chaude qui est beaucoup plus dense et plus massive que la Terre, bien qu'elle ne soit que légèrement plus grande. C'est l'une des exoplanètes les plus denses jamais découvertes, résultant probablement du noyau d'une géante gazeuse dépouillé.

NASA / Programme d'exploration des exoplanètes / JPL

Il est intéressant de noter que des planètes comme celle-ci se trouvent presque exclusivement très près de leur étoile mère. Un tel exemple est Kepler-107c, qui représente 9,4 fois la masse de la Terre, mais dont le rayon n'est que 60 % plus grand que celui de notre planète. Cela signifie que sa densité est 2,3 fois supérieure à la densité de la Terre : plus dense, en moyenne, que l'argent, le plomb ou même le mercure. (Pas Mercure la planète mercure l'élément du tableau périodique.)

La seule façon raisonnable pour cela de se former est si cette exoplanète est le noyau dépouillé d'une géante gazeuse : une qui a été trop proche de son étoile mère pendant trop longtemps pour s'accrocher à son enveloppe d'hydrogène et d'hélium. Étant donné que cette planète orbite autour d'une étoile semblable au Soleil de masse et de température similaires aux nôtres, mais complète une orbite complète en seulement 4,9 jours, il s'agit d'un scénario relativement probable. De nombreux autres exemples de ce type existent, et l'étude de planètes comme celle-ci peut nous apprendre à quoi pourrait ressembler un «noyau dépouillé» d'une géante gazeuse.

Des planètes petites mais très massives, telles que TOI 849b, ont été découvertes, indiquant qu'elles sont . [+] a probablement dépouillé les noyaux des mondes géants gazeux en fonction de leur densité et de leur proximité avec leurs étoiles mères. Ces mondes pourraient représenter une quatrième classe de planètes peu commune, mais d'autres observations sont nécessaires pour en être certain.

L'une des perspectives les plus excitantes pour un monde à noyau dénudé comme celui-ci viendra avec l'avènement de télescopes de classe 30 mètres au sol : l'imagerie directe de mondes juste un peu plus grands que la Terre. Cela pourrait inclure - même pour les petites distances de séparation planète-étoile (si l'étoile est suffisamment proche) - des planètes telles que :

  • géantes gazeuses, avec et sans auto-compression,
  • planètes à noyau dénudé qui étaient autrefois des géantes gazeuses,
  • et peut-être même la plus grande des planètes rocheuses de type terrestre.

Bien que nous ayons peut-être besoin d'un autre bond en avant dans la technologie des télescopes, comme les propositions spatiales HabEx ou LUVOIR, pour imager directement un monde de la taille de la Terre autour d'une étoile semblable au Soleil, c'est certainement dans le domaine des possibilités pour les années 2030. Si nous choisissons d'y investir, nous pourrons en apprendre non seulement sur les mondes semblables à la Terre dans notre voisinage, mais aussi sur les valeurs aberrantes planétaires les plus spectaculaires.

Si le Soleil était situé à 10 parsecs (33 années-lumière), non seulement LUVOIR serait capable de le faire directement. [+] image Jupiter et la Terre, y compris en prenant leurs spectres, mais même la planète Vénus céderait aux observations. Une étoile semblable au Soleil beaucoup plus proche pourrait même révéler un monde potentiel à noyau dénudé si les paramètres orbitaux étaient favorables.

Equipe conceptuelle NASA / LUVOIR

Pendant des générations, nous avons supposé que s'il y avait des planètes autour d'étoiles autres que le Soleil, elles pourraient suivre le même schéma générique que nous observons ici : planètes intérieures, rocheuses, extérieures, planètes géantes gazeuses, avec des astéroïdes entre elles et des mondes glacés au-delà. . Avec les quelques milliers de premières planètes sous notre ceinture, nous savons maintenant que notre système solaire n'est pas du tout typique et que les planètes se présentent dans une grande variété de masses, de rayons et de distances orbitales. De plus, ils entrent non pas dans deux, mais trois catégories générales : les mondes rocheux, les petites géantes gazeuses avec des enveloppes d'hydrogène/hélium et les géantes gazeuses massives qui présentent une auto-compression.

Mais il y a aussi des valeurs aberrantes : des cas où une planète connaît des conditions extrêmes qui créent un résultat qui n'atteindra pas carrément l'une de ces trois catégories. En plus des planètes situées sur ou près des frontières entre différentes catégories, telles que Saturne, il existe des planètes dont la croissance est retardée ou dont l'évolution est irrévocablement altérée par des collisions, des rencontres gravitationnelles ou une proximité incroyablement étroite avec leur étoile mère. Après des décennies de recherche, nous sommes enfin sur le point de comprendre comment les planètes de l'Univers se forment. Bientôt, avec la technologie à venir, nous apprendrons enfin à quoi ressemblent vraiment ces géantes gazeuses bouillies.


Les planètes rocheuses auraient pu naître en tant que géantes gazeuses

Cinq bébés étoiles se détachent sur cette image de la nébuleuse d'Orion. Quatre d'entre eux sont entourés de disques de gaz, où de nouvelles planètes pourraient se former. Crédit : C.R. O'Dell/ Rice University/ NASA

Lorsque la NASA a annoncé la découverte de plus de 1 200 nouvelles planètes potentielles repérées par le télescope spatial Kepler, près d'un quart d'entre elles étaient considérées comme des super-Terres. Maintenant, de nouvelles recherches suggèrent que ces planètes rocheuses massives pourraient être le résultat de l'échec de la création de géantes gazeuses de la taille de Jupiter.

La plupart des astronomes pensent actuellement que les planètes sont créées par une méthode connue sous le nom d'accrétion de noyau. Des disques géants de gaz entourent les étoiles nouveau-nées. Les grains de ces disques se lient pour former des objets plus gros appelés planétésimaux, qui entrent en collision, créant des amas de matière de plus en plus gros. Lorsque les amas atteignent une masse critique, leur gravité attire le gaz du disque qui les entoure.

Mais l'été dernier, Sergei Nayakshin de l'Université de Leicester au Royaume-Uni a proposé une nouvelle théorie pour la formation planétaire. Connu sous le nom de « réduction des effectifs », il fonctionne à un rythme plus rapide.

Lors de la réduction de la taille des marées, un disque de gaz forme d'abord des amas de gaz massifs plus loin dans l'espace que là où la plupart des planètes découvertes jusqu'à présent résident dans leur système solaire. Laissés à eux-mêmes, ces touffes se refroidiraient et se contracteraient en très massives (

10 planètes de la masse de Jupiter). Nayakshin a montré que pendant cette contraction, les grains de poussière grossissaient puis tombaient au centre du bloc de gaz, formant un noyau solide massif là-bas, la planète proto-rocheuse dans le cocon de gaz beaucoup plus massif.

Au fur et à mesure que les planétésimaux dérivent vers leur étoile, ils devraient se frayer un chemin au gaz qu'ils traversent. Une partie de ce gaz aide la planète à se développer. Crédit : NASA/ JPL-Caltech/ T. Pyle (SSC

"Une fois que vous avez un noyau, il peut créer une atmosphère autour de lui", a expliqué Nayakshin. "L'atmosphère est dominée par l'hydrogène, mais elle est beaucoup plus riche chimiquement que la matière première de la poussière."

Plus le noyau rocheux est massif, plus l'atmosphère qui l'entoure est massive, et il grandit avec le temps. Avec le temps, un tel mélange donnerait lieu à une planète gazeuse géante avec un noyau solide à l'intérieur, par exemple un super-Jupiter.

Cependant, le disque environnant pousse la planète plus près de l'étoile, et là les couches externes de l'enveloppe de gaz commencent à être perturbées et réellement consommées par l'étoile.

S'appuyant sur cette théorie, Nayakshin a déterminé que les Super-Terres et d'autres planètes telluriques pourraient, en fait, être les noyaux de proto-planètes plus massives qui n'ont pas eu le temps de mûrir et ont été à la place privées de la plupart de leur gaz par leurs étoiles mères. Les noyaux rocheux et les atmosphères proches pourraient survivre à ce processus de perturbation car ils sont beaucoup plus denses. Son article décrivant ce mécanisme est paru dans l'édition d'août du Avis mensuels de la Royal Astronomical Society.

"Le noyau restant est à peu près une planète rocheuse, avec une masse comprise entre presque zéro et une dizaine de masses terrestres", a déclaré Nayakshin.

Cela signifie que la planète résultante pourrait se retrouver près de son étoile mère – ou plus loin, dans la zone connue des astronomes comme la zone habitable.

Différente d'une étoile à l'autre, la "zone habitable" est la zone où l'eau peut exister sous forme liquide à la surface d'un monde rocheux. Les planètes en orbite dans cette plage sont considérées comme les plus susceptibles d'héberger de la vie.

À cet égard, Aaron Boley de l'Université de Floride dit que si les planètes se forment comme décrit par la théorie de la perturbation des marées, alors les planètes pourraient se former dans des systèmes défavorables au mécanisme d'accrétion du noyau, comme dans les disques avec peu de poussière. . Bien qu'il n'ait pas travaillé avec Nayakshin, il a exploré une théorie similaire au début de l'année dernière.

« J'aime considérer les mécanismes comme des opposés », a-t-il déclaré. "L'une est ascendante - l'accrétion de base - et l'autre est descendante - la perturbation des marées."

Boley, qui a effectué des recherches approfondies sur la formation des planètes géantes gazeuses et l'évolution des disques formant des planètes, pense que la perturbation des marées rend plus probable l'évolution de la vie dans une plus grande variété de systèmes stellaires.

"C'est une autre façon pour la nature de créer des planètes", a déclaré Boley.

Et plus de planètes signifient plus de chances de vivre.

L'image de cet artiste montre une planète nouvellement formée nageant à travers le gaz et la poussière entourant l'étoile. Une telle planète pourrait ramasser du gaz et de la poussière pour construire une atmosphère, qu'elle pourrait perdre en se rapprochant de son soleil. Ainsi, il pourrait passer d'une planète gazeuse à une planète terrestre. Crédit : NASA/ JPL-Caltech

En tant que nouvelle théorie, Nayakshin admet qu'il reste de nombreux calculs détaillés à effectuer. Il a exprimé l'espoir que d'autres scientifiques l'aideraient à mettre sa théorie à l'épreuve.

Dans l'article de l'année dernière, Nayakshin a exprimé l'idée que la réduction des effectifs par marée capitalisait sur le meilleur du modèle d'accrétion de base et du modèle concurrent (bien que plus souvent contesté) d'instabilité gravitationnelle, tout en neutralisant les problèmes des deux.

L'instabilité gravitationnelle permet la création rapide de planétésimaux à distance de l'étoile, mais ne leur permet pas de migrer vers l'intérieur. En tant que tel, il ne peut pas expliquer bon nombre des planètes les plus proches observées aujourd'hui.

"La réduction des effectifs et l'accrétion du noyau sont deux mécanismes qui peuvent former un large éventail de planètes", a déclaré Boley. "Ils se produisent à différentes étapes de la vie d'un disque proto-planétaire et ne s'excluent pas mutuellement."

L'accrétion de noyau a du mal à former des planètes sur des orbites plus éloignées sur une longue période de temps. L'instabilité gravitationnelle les forme rapidement plus loin, où ils restent à moins qu'ils ne puissent migrer vers l'intérieur. La réduction de la taille des marées exige qu'ils migrent vers l'intérieur assez rapidement pour que leurs enveloppes soient retirées par les marées de leur étoile.

Nayakshin a noté que les modèles contiennent des étapes physiques similaires, mais dans des proportions différentes.

"En ce sens, le modèle final est susceptible d'être un composite."

Boley a exprimé son intérêt à observer le développement de la nouvelle théorie et à voir à quel point elle résistait au modèle plus populaire d'accrétion de noyau.

"Les progrès de la science se font en prenant des idées vérifiables et en essayant de les utiliser jusqu'à ce qu'elles soient prouvées fausses", a-t-il déclaré.


Géantes gazeuses sur des orbites excentriques : des « boules de démolition » pour le système intérieur ?

Nous pensons souvent à Jupiter comme une influence atténuante sur les impacts d'astéroïdes ou de comètes dans le système interne, sa gravité modifiant les trajectoires des impacteurs potentiels. Cela ferait des géantes gazeuses un puissant déterminant de la capacité de survie des analogues de la Terre, du moins en termes d'habitabilité. Alors que nous continuons à étudier la question, il est intéressant de considérer les dommages qu'une géante gazeuse sur une orbite elliptique pourrait causer aux planètes de la zone habitable. Stephen Kane (UC-Riverside), en collaboration avec l'astronome de Caltech Sarah Blunt, a décidé de découvrir ce qui se passerait si, dans leur modélisation, ils introduisaient une géante gazeuse elliptique dans le système d'un jumeau terrestre.

Vous vous souvenez peut-être du travail de Kane plus tôt cette année combinant la vitesse radiale avec des méthodes d'imagerie directe pour trouver trois géantes gazeuses qui n'avaient pas été observées auparavant (citation ci-dessous). La surveillance de dix étoiles cibles se poursuit alors même que ce nouveau travail est publié. Nous commençons à trouver de plus en plus de planètes à des distances de plus en plus grandes de leurs étoiles à mesure que la vitesse radiale et les méthodes d'imagerie directe s'améliorent, nous permettant de mieux comprendre comment l'architecture de notre propre système solaire se mesure aux systèmes autour d'autres étoiles. L'article de Kane et Blunt implique qu'une géante gazeuse sur une orbite elliptique n'empêche pas nécessairement la survie d'une planète habitable.

Le système planétaire de HR 5183 se trouve à un peu plus de 100 années-lumière de la Vierge, qui abrite une géante gazeuse excentrique sur une orbite de 75 ans que les chercheurs ont utilisée dans leur modélisation. La principale ici est une étoile de classe G. Sa planète a l'une des périodes orbitales les plus longues actuellement connues parmi les exoplanètes. L'excentricité de ce monde est e = 0,84, où e = 0 serait parfaitement circulaire et e = 1 serait un segment de droite. Pour savoir si un tel monde serait vraiment une «boule de démolition» pour ses voisins, les chercheurs ont présenté un monde terrestre en zone habitable comme cas test pour étudier les architectures de systèmes extrêmes et leurs effets sur l'habitabilité.

Image: Comparaison de l'orbite excentrique de HR 5183b’s aux orbites plus circulaires des planètes de notre propre système solaire. Crédit : Observatoire W. M. Keck/Adam Makarenko.

Les simulations dynamiques impliquaient ici l'exploration de 200 axes semi-grands régulièrement espacés entre 1,0 et 3,0 UA, destinés à englober la gamme de la zone habitable optimiste autour d'une telle étoile. Kane et Blunt ont ensuite placé une planète de masse terrestre à des positions de départ aléatoires et ont propagé les effets de la géante gazeuse excentrique au fil du temps. Dit Kane :

« Dans ces simulations, la planète géante a souvent eu un effet catastrophique sur la jumelle de la Terre, la jetant dans de nombreux cas entièrement hors du système solaire. Mais dans certaines parties du système planétaire, l'effet gravitationnel de la planète géante est remarquablement assez petit pour permettre à la planète semblable à la Terre de rester sur une orbite stable.

Ceci étant, nous sommes amenés à imaginer la vue depuis la surface d'une planète en zone habitable dans ce système. La géante gazeuse est sur une orbite de 75 ans, quelque chose qui s'apparente à la comète de Halley dans notre propre système. Kane says that when the gas giant makes its closest approach to the terrestrial planet during that orbit, it would appear 15 times brighter than Venus, a spectacular object that would dominate the night sky before receding once again into the outer reaches.

Here’s a clip from the paper talking about the significance of these findings. Note that the Milankovitch cycles discussed below are cyclical movements — eccentricity, axial tilt, and precession — related to a planet’s orbit around a star. From the paper:

The importance of such systems from a planetary habitability perspective arises from a thorough investigation of the dynamical stability of terrestrial planetary orbits, such as the one presented here. The careful analysis of the dynamical integrations demonstrates that planets can survive within a narrow range of locations in the HZ of such systems, even in the presence of a wrecking ball whose orbital origin is likely a chaotic event involving vast exchanges of angular momentum.

So we have planetary survival in certain locations, but habitability is severely challenged:

…the case of the HR 5183 system also shows that the presence of an eccentric planet will often have a profound effect on the Milankovitch cycles of the HZ terrestrial planetary orbits, causing significant orbital oscillatory behavior. The implications for the climate effects on such worlds may rule out temperate surface conditions, although the stabilizing effects of surface liquid water oceans can also potentially prevent a climate catastrophe.

In other words, our terrestrial world in its habitable zone orbit in a system with a highly eccentric gas giant is in a dangerous position indeed, though not one that completely rules out life. This seems to represent a slight widening of habitable zone possibilities as we examine exoplanetary systems, though the ‘wrecking ball’ hypothesis still seems the most likely outcome.

The paper is Kane & Blunt, “In the Presence of a Wrecking Ball: Orbital Stability in the HR 5183 System,” Journal astronomique Vol. 158, No. 5 (31 October 2019). Abstract / Preprint. The paper on gas giant detection is Kane et al., “Detection of Planetary and Stellar Companions to Neighboring Stars via a Combination of Radial Velocity and Direct Imaging Techniques,” accepted at the Journal astronomique. Preprint.


Rocky Inner Planets

The four innermost planets in the Solar System (Mercury, Venus, Earth, and Mars) are sometimes called the "terrestrial" planets because of their proximity to Earth ("Terra" in Latin) and their similarity as compact solid bodies with rocky surfaces. These four planets developed from small grains of dust that collided and stuck together to form pebbles, boulders, kilometer- and mile-sized planetesimals, and larger planetary embryos and protoplanets). They formed in the inner portion of the protoplanetary disk located closer to the developing Sun during the first 100 million years of the System's birth, where it was too warm for the four developing protoplanets to agglomerate water and more volatile ices and bulk up sufficiently in gravitational might to hold onto the abundant but lightest gases of the Solar nebulae (hydrogen and helium) to become "gas giants." Although rocky (and icy protoplanets beyond the Solar System's 2-AU "ice line") formed in the Main Asteroid Belt, the early development of Jupiter prevented protoplanets like icy Ceres from agglomerating into larger planetary bodies, by sweeping many into pulverizing collisions as well as out into the Oort Cloud or beyond Sol's gravitational reach altogether.

See an animation of the orbits of these inner planets around the Sun,
with a table of basic orbital and physical characteristics. A real-time
Plot of the Innermost Solar System with known asteroids within and
beyond Mars orbit is also available at the Minor Planet Center.

According to astronomer Alan P. Boss ( Astronomy , October 2006), many astronomers now believe that the development of planetesimals into protoplanets as large as the moon was a runaway process, where a young Solar System may have developed a swarm of hundreds of Lunar-mass protoplanets in as little as 100,000 years. In a longer, succeeding phase of growth into Mars-sized protoplanets, however, these objects interacted gravitationally over many orbits so that their initially circular orbits became increasingly elliptical and they collided and merged into larger bodies over tens of millions of years. Colliding at speeds up to 22,000 miles per hour (36,000 kilometers per hour), such a collision may have stripped most of the rocky mantle from the protoplanet that became Mercury with its iron-rich core, while a Mars-size protoplanet struck the early Earth off-center and created a spray of mostly mantle material that later accreted to form the Moon.

The core accretion model describes
how the rocky inner planets formed
from Sol's protoplanetary disk.

The larger terrestrial planets, Earth and Venus, probably needed tens of millions of years to grow to their current size through collisions with large planetary embryos of 1,000 to 5,000 kilometers (620 to 3,100 miles). By modelling the process of planetary accretion, astrophysicists would have expected Mars to reach the size of the Earth at its orbital distance within the early Sun's circum-Solar gas and dust disk. Mars, however, has only 11 percent of Earth's mass and 53 percent of its diameter and so may have taken only two to three million years to reach its present size. By measuring and modelling the composition of meteorites (through the concentration of elements of Thorium and Hafnium in 44 samples), some astrophysicists have concluded that the "Red Planet" may have remained at its relatively small size by avoiding further collisions with other larger planetary embryos. Their results indicate that Mars grew before dissipation of the Solar Nebula's gas when roughly 100-km (62-mile) "planetesimals, such as the parent bodies of chondrites [stony meteorites], were still being formed" so that "Mars accretion occurred early enough to allow establishment of a magma ocean powered by [the] decay of" Aluminum 26 (Jennifer Carpenter, BBC News, May 27, 2011 and Dauphas and Pourmand, Nature , May 26, 2011).


The in-migration of Jupiter early in the
Solar System's formation depleted the
amount of circum-Solar dust and gas at
Mars' orbital distance and contributed
to its stunted size (more).

On June 5, 2011, a team of scientists published an article in Nature which explains how early orbital in-migration by Jupiter (and Saturn) would have depleted the circum-Solar disk of dust and gas at the orbital distance of Mars so that the Red Planet had less mass to develop from. In the Grand Tack Scenario, Jupiter moved inward to settle for a while at Mars' orbital distance of 1.5 AUs before the Red Planet had developed after forming initially at around 3.5 AUs. Subsequently, depletion of gas and dust in that region of the circum-Solar disk allowed Jupiter to migrate back outward to their 5.2 AUs, and Saturn to around 7 then 9.5 AUs (NASA and GSFC news release SWRI news release and Walsh et al, 2011).

In the later half of the 20th Century astronomers found that the four terrestrial planets are as not as similar as they once appeared. Human beings may be able to stand on their rocky surfaces without being crushed by gravitational force. However, only on Earth can they stand without special protection from inhospitable temperatures, atmospheric gases and pressure (or its absence), or Solar and cosmic radiation.

In general, the conditions needed to support the type of large carbon-based life found on Earth may require an inner rocky planet that is orbiting a star in its so-called "habitable zone." Such zones are bounded by the range of distances from a star for which liquid water can exist on a planetary surface, depending on such additional factors as the nature and density of its atmosphere and its surface gravity. In addition, the range of star types that can support Earth-type life on rocky planets may be limited to those lower mass stars that "live" long enough for planets to form and complex life to evolve.

A continuously habitable zone is not only bounded by the range of distances from a star for which liquid water can exist. It is also bounded by the range of star (spectral) types for which planets can have enough time to form, for which complex life can have enough time to evolve (stars less massive than type F), and for which stellar flares and atmospheric condensation due to tidal locking do not occur (stars more massive than type M). Hence, NASA's Kepler Mission to search for habitable planets is limited to the habitable zones of nearby stars that are less massive than spectral type A but more massive than type M. (Kepler is currently scheduled for launch in October 2008 to observe some 223,000 stars that will be reduced to some 100,000 "useful" target stars, but the ESA's similar Corot mission is scheduled to launch even earlier in October 2006 to search for transits by inner rocky planets of some 60,000 stars.)

The Kepler Mission is defining the size of an Earth-type planet to be those having between 0.5 and 2.0 times Earth's mass, or those having between 0.8 and 1.3 times Earth's radius or diameter. The mission will also investigate larger terrestrial planets that have 2 to 10 Earth masses, or 1.3 to 2.2 times its radius/diameter. However, larger planets will be excluded because they may have sufficient gravity to attract a massive hydrogen-helium atmosphere like the gas giants (Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune). On the other hand, those planets -- like Mars or Mercury -- that have less than half the Earth's mass and are located in or near their star's habitable zone may lose their initial life-supporting atmosphere because of low gravity and/or the lack of plate tectonics needed to recycle heat-retaining carbon dioxide gas back into the atmosphere (see Kasting et al).

Of course, there are other physical characteristics that can affect the evolution of rocky inner planets in stellar habitable zones. For example, Venus today appears to be located in Sol's habitable zone, derived on from the Sun's current luminosity ("brightness"). However, the shrouded planet is now much too hot to support the presence of liquid water on its surface due to its heavy carbon dioxide atmosphere and sulfuric acid clouds which retain too much radiative heat from the Sun through a runaway Greenhouse effect. It's possible, however, that conditions on Venus may once have been more conducive to Earth-type life earlier in the Solar System's history when Sol was as much as a third less luminous than it is today.

Surface Minerals and the Impact of Earth-type Life

According to planetary scientist Robert M. Hazen, the Solar nebula of dust and gas that gave birth to the Solar System 4.7 billion years ago -- before our Sun, Sol, ignited into a nuclear furnace -- appears to have been comprised of only a dozen minerals, or crystalline compounds (Robert M. Hazen, Scientific American , March 2010: pp. 58-65). After Sol became a star, the infant Sun melted and mixed elements and minerals within the circum-Solar disk of dust and gas, and many crystallized into scores of new minerals. Many of these minerals (including the first iron-nickel alloys, sulfides, phosphides, and various oxides and silicates) solidified from drops of molten rock into "chondrules," which have been recovered in chondritic meteorites on Earth. In addition to rocky asteroids and icier bodies further out from the Sun, many agglomerated into larger planetesimals that eventually collided to form planets like the Earth, and more than 250 minerals, including olivine and zircon, developed within the planetesimals with the help of melting, collisional shocks, and reactions with water. Large planetesimals (some more than 100 miles or 160 kilometers in diameter) were big enough to partially melt and form (differentiate into) onion-like layers of minerals around a denser, metal-rich core.

This color composite of the terrain around Crater Kuiper at
lower right highlights differences in opaque minerals such as
ilmenite, iron content, and soil maturity (more).

The formation and continued development of the four rocky inner planets is reflected in the number and diversity of minerals found on their planetary surfaces. Small and dry Mercury (as well as Earth's Moon) became frozen before much melting could occur, and so its surface may have no more than 350 different minerals. As Mars has some water that should have formed water-rich clays and evaporite minerals when its oceans dried up, the red planet may have as many as 500 surface minerals. Earth and Venus should have had sufficient inner heat to remelt some of its surface basalt to form a range of igneous rocks called granites or "granitoids," which are coarse-grained blends of lighter minerals (including quartz, feldspar, and mica that are common in Earth's crust but rarer in the smaller planetsimals). Remelting of granitic rocks concentrated rare "incompatible" elements and created more than 500 distinctive minerals rich in lithium, beryllium, boron, cesium, tantalum, uranium, and many other rare elements. Even more crustal minerals were formed by plate tectonics with the help of lubricating ocean water, atmospheric oxygen from the successful development of photosynthetic microbes, and land-based lichens (of algae and fungi) and mosses which were followed by deep-rooted plants that hastened the erosion and weathering of surface rocks with the help of biochemical action and the creation of soils as well as new clay minerals . As a result, Earth's surface today has more than 4,400 known mineral "species," of which more than half appear to owe their existence to the development of Earth-type life, and so its surface minerals are also a planetary signature of the presence of life.

David Seal (a mission planner and engineer at NASA's Jet Propulsion Laboratory at CalTech) has a web site that generates simulated images of the Sun, planets, and major moons from different perspectives and at different times of the year. Try his Solar System Simulator.

For more information about the Solar System, go to William A. Arnett's website on "The Nine Planets", or to Calvin J. Hamilton's website on " "The Solar System."


Contenu

Le terme gas giant was coined in 1952 by the science fiction writer James Blish [6] and was originally used to refer to all giant planets. It is, arguably, something of a misnomer because throughout most of the volume of all giant planets, the pressure is so high that matter is not in gaseous form. [7] Other than solids in the core and the upper layers of the atmosphere, all matter is above the critical point, where there is no distinction between liquids and gases. [8] The term has nevertheless caught on, because planetary scientists typically use "rock", "gas", and "ice" as shorthands for classes of elements and compounds commonly found as planetary constituents, irrespective of what phase the matter may appear in. In the outer Solar System, hydrogen and helium are referred to as "gases" water, methane, and ammonia as "ices" and silicates and metals as "rock". Because Uranus and Neptune are primarily composed of, in this terminology, ices, not gas, they are increasingly referred to as ice giants and separated from the gas giants.

Gas giants can, theoretically, be divided into five distinct classes according to their modeled physical atmospheric properties, and hence their appearance: ammonia clouds (I), water clouds (II), cloudless (III), alkali-metal clouds (IV), and silicate clouds (V). Jupiter and Saturn are both class I. Hot Jupiters are class IV or V.

Cold gas giants Edit

A cold hydrogen-rich gas giant more massive than Jupiter but less than about 500 M ( 1.6 M J) will only be slightly larger in volume than Jupiter. [9] For masses above 500 M , gravity will cause the planet to shrink (see degenerate matter). [9]

Kelvin–Helmholtz heating can cause a gas giant to radiate more energy than it receives from its host star. [10] [11]

Gas dwarfs Edit

Although the words "gas" and "giant" are often combined, hydrogen planets need not be as large as the familiar gas giants from the Solar System. However, smaller gas planets and planets closer to their star will lose atmospheric mass more quickly via hydrodynamic escape than larger planets and planets farther out. [12] [13]

A gas dwarf could be defined as a planet with a rocky core that has accumulated a thick envelope of hydrogen, helium and other volatiles, having as result a total radius between 1.7 and 3.9 Earth-radii. [14] [15]

The smallest known extrasolar planet that is likely a "gas planet" is Kepler-138d, which has the same mass as Earth but is 60% larger and therefore has a density that indicates a thick gas envelope. [16]

A low-mass gas planet can still have a radius resembling that of a gas giant if it has the right temperature. [17]


Six Alien Planets Have Been Found Locked in a Rare, Complex Orbital Dance

Such a dance is called a chain of resonance, and it's only rarely seen. But it can reveal something about how planetary systems form.

Orbital resonances aren't uncommon. Basically, they mean that the orbital periods of two bodies can be described as a ratio.

A few examples can be found in the Solar System. There are Pluto and Neptune - for every two orbits of Pluto around the Sun, Neptune goes around thrice that's a 2:3 resonance. And three moons of Jupiter are in a resonance chain. For every one orbit of Ganymede, Europa goes round twice and Io four times that's a 1:2:4 resonance.

But the five outer exoplanets of the TOI-178 system have one of the most complex resonance chains ever seen - 3:4:6:9:18 (where the innermost exoplanet in the chain is completing 18 orbits for every three orbits of the outermost).

This complexity, according to a team of researchers led by Adrien Leleu from the Université de Genève and the University of Bern in Switzerland, is a clue to the system's 7-billion-year history.

"The orbits in this system are very well ordered, which tells us that this system has evolved quite gently since its birth," said astronomer Yann Alibert of the University of Bern.

The TOI-178 system is not the only such with a complex chain of resonance. Last year, astronomers announced the discovery of a six-exoplanet system, the HD 158259 system, in a near-perfect resonance chain, with each pair of planets close to a 2:3 resonance.

The Kepler-80 system has five exoplanets in a resonance chain of 4:6:9:12:18. And the famous TRAPPIST-1 system has a seven-exoplanet resonance chain of 2:3:4:6:9:15:24.

The TOI-178 system is different, though. Because the arrangement of the exoplanets in the system is a higgledy-piggledy mess that doesn't seem to make a lick of sense.

Here in the Solar System, for instance, the planets are all neatly grouped, with the denser rocky worlds on the inside, the fluffy gas giants in the middle, and the ice giants on the outside. And HD 158259 has one rocky super-Earth on the inside, and the five outer exoplanets are mini Neptunes. TRAPPIST-1's exoplanets are all similar sizes and densities.

Compare and contrast with TOI-178:

"It appears there is a planet as dense as the Earth right next to a very fluffy planet with half the density of Neptune, followed by a planet with the density of Neptune," explained astronomer Nathan Hara of the Université de Genève. "It is not what we are used to."

Moreover, it does not jibe at all with our understanding of resonant systems, or with our understanding of how planetary systems form.

"This is not what we expected, and is the first time that we observe such a setup in a planetary system," Leleu said. "In the few systems we know where the planets orbit in this resonant rhythm, the densities of the planets gradually decrease as we move away from the star, and it is also what we expect from theory."

It is unclear what, exactly, gives, but the discovery certainly highlights a gap in our knowledge. The harmonious orbits suggest that the system has not been significantly disturbed since formation, since the exoplanets have had time to settle into a strong resonance as they exert a cumulative gravitational effect on each other.

Such complexity is delicate any disruptive influence on the system could easily render the orbits chaotic. That's difficult to resolve with the apparent disorder of the planets themselves. Working with models and simulations could help figure out how such a system is possible.

Meanwhile, the team believes there could be even more exoplanets farther out in the system, also linked in the resonance chain. By calculating the likely resonance, astronomers could work out where these exoplanets should be in relation to the others, and look for them. This, too, could render some clues.

The system is so peculiar that the team believes it could become one of the "Rosetta stone" systems for studying planet formation and evolution.

"We might find more planets that could be in the habitable zone - where liquid water might be present on the surface of a planet - which begins outside of the orbits of the planets that we discovered to date," Leleu said.

"We also want to find out what happened to the innermost planet that is not in resonance with the others. We suspect that it broke out of the resonance due to tidal forces."

Such a dance is called a chain of resonance, and it's only rarely seen. But it can reveal something about how planetary systems form.

Orbital resonances aren't uncommon. Basically, they mean that the orbital periods of two bodies can be described as a ratio.

A few examples can be found in the Solar System. There are Pluto and Neptune - for every two orbits of Pluto around the Sun, Neptune goes around thrice that's a 2:3 resonance. And three moons of Jupiter are in a resonance chain. For every one orbit of Ganymede, Europa goes round twice and Io four times that's a 1:2:4 resonance.

But the five outer exoplanets of the TOI-178 system have one of the most complex resonance chains ever seen - 3:4:6:9:18 (where the innermost exoplanet in the chain is completing 18 orbits for every three orbits of the outermost).

This complexity, according to a team of researchers led by Adrien Leleu from the Université de Genève and the University of Bern in Switzerland, is a clue to the system's 7-billion-year history.

"The orbits in this system are very well ordered, which tells us that this system has evolved quite gently since its birth," said astronomer Yann Alibert of the University of Bern.

The TOI-178 system is not the only such with a complex chain of resonance. Last year, astronomers announced the discovery of a six-exoplanet system, the HD 158259 system, in a near-perfect resonance chain, with each pair of planets close to a 2:3 resonance.

The Kepler-80 system has five exoplanets in a resonance chain of 4:6:9:12:18. And the famous TRAPPIST-1 system has a seven-exoplanet resonance chain of 2:3:4:6:9:15:24.

The TOI-178 system is different, though. Because the arrangement of the exoplanets in the system is a higgledy-piggledy mess that doesn't seem to make a lick of sense.

Here in the Solar System, for instance, the planets are all neatly grouped, with the denser rocky worlds on the inside, the fluffy gas giants in the middle, and the ice giants on the outside. And HD 158259 has one rocky super-Earth on the inside, and the five outer exoplanets are mini Neptunes. TRAPPIST-1's exoplanets are all similar sizes and densities.

Compare and contrast with TOI-178:

"It appears there is a planet as dense as the Earth right next to a very fluffy planet with half the density of Neptune, followed by a planet with the density of Neptune," explained astronomer Nathan Hara of the Université de Genève. "It is not what we are used to."

Moreover, it does not jibe at all with our understanding of resonant systems, or with our understanding of how planetary systems form.

"This is not what we expected, and is the first time that we observe such a setup in a planetary system," Leleu said. "In the few systems we know where the planets orbit in this resonant rhythm, the densities of the planets gradually decrease as we move away from the star, and it is also what we expect from theory."

It is unclear what, exactly, gives, but the discovery certainly highlights a gap in our knowledge. The harmonious orbits suggest that the system has not been significantly disturbed since formation, since the exoplanets have had time to settle into a strong resonance as they exert a cumulative gravitational effect on each other.

Such complexity is delicate any disruptive influence on the system could easily render the orbits chaotic. That's difficult to resolve with the apparent disorder of the planets themselves. Working with models and simulations could help figure out how such a system is possible.

Meanwhile, the team believes there could be even more exoplanets farther out in the system, also linked in the resonance chain. By calculating the likely resonance, astronomers could work out where these exoplanets should be in relation to the others, and look for them. This, too, could render some clues.

The system is so peculiar that the team believes it could become one of the "Rosetta stone" systems for studying planet formation and evolution.

"We might find more planets that could be in the habitable zone - where liquid water might be present on the surface of a planet - which begins outside of the orbits of the planets that we discovered to date," Leleu said.

"We also want to find out what happened to the innermost planet that is not in resonance with the others. We suspect that it broke out of the resonance due to tidal forces."


The 7 rocky planets orbiting TRAPPIST-1 may be made of similar stuff

The TRAPPIST-1 star system is home to the largest batch of roughly Earth-size planets ever found outside our solar system. Discovered in 2016 some 40 light-years away, these seven rocky siblings offer a glimpse at the tremendous variety of planetary systems that likely fill the universe.

A study accepted by the Planetary Science Journal shows that the planets share similar densities. That could mean they all contain roughly the same ratio of materials thought to be common to rocky planets, such as iron, oxygen, magnesium and silicon. If so, then while the TRAPPIST-1 planets might be similar to each other, they appear to differ notably from Earth: They’re about 8% less dense than they would be if they had the same chemical composition as our planet.

These findings give astronomers new data that they’re using to try to pin down the precise composition of these planets, and compare them not just to Earth, but to all the rocky planets in our solar system, according to lead author Eric Agol, a University of Washington professor of astronomy.

“This is one of the most precise characterizations of a set of rocky exoplanets, which gave us high-confidence measurements of their diameters, densities and masses,” said Agol. “This is the information we needed to make hypotheses about their composition and understand how these planets differ from the rocky planets in our solar system.”

Since the initial detection in 2016 of the TRAPPIST-1 worlds, scientists have studied this planetary family with multiple space- and ground-based telescopes, including NASA’s now-retired Kepler Space Telescope and Spitzer Space Telescope. Spitzer alone provided over 1,000 hours of targeted observations of the system before being decommissioned in January 2020. Since they’re too small and faint to view directly, all seven exoplanets were found via the so-called transit method: looking for dips in the star’s brightness created when the planets cross in front of it.

Previous calculations had shown that the planets are roughly the size and mass of Earth and thus must also be rocky, or terrestrial — as opposed to gas-dominated worlds like Jupiter and Saturn. This new study offers the most precise density measurements to date for any group of exoplanets.

A planet’s density is determined not just by its composition, but also by its size: Gravity compresses the material a planet is made of, increasing the planet’s density. Uncompressed density adjusts for the effect of gravity, and can reveal how the composition of various planets compare. NASA/JPL-Caltech

“The night sky is full of planets, and it’s only been within the last 30 years that we’ve been able to start unraveling their mysteries,” said co-author Caroline Dorn of the University of Zurich. “The TRAPPIST-1 system is fascinating because around this one star we can learn about the diversity of rocky planets within a single system. And we can actually learn more about a planet by studying its neighbors as well, so this system is perfect for that.”

The team — which includes scientists based in the United States, Switzerland, France, the United Kingdom and Morocco — used observations of the starlight dips and precise measurements of the timing of the planets’ orbits to make detailed measurements of each planet’s mass and diameter, and from there to determine its density. Agol and UW co-authors Zachary Langford and Victoria Meadows, a professor of astronomy, analyzed data and performed computer simulations that constrained the orbits of the TRAPPIST-1 planets and calculated their densities.

With more precise measurements of an object’s density, we can know more about its composition. A baseball and a paperweight may be the same size, but the baseball is much lighter. Width and weight together reveal each object’s density, and from there it is possible to infer that the baseball is made of lighter materials, like string and leather, while the paperweight has a heavier composition, like glass or metal.

In our own solar system, the densities of the eight planets vary widely. The gas giants — Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune — are larger, but much less dense than the four rocky planets. Earth, Venus and Mars have similar densities, but Mercury contains a much higher percentage of iron, so although it is the solar system’s smallest planet in diameter, Mercury has the second highest density of all eight planets.

The seven TRAPPIST-1 planets, on the other hand, all share a similar density, which makes the system quite different from our own. The difference in density between the TRAPPIST-1 planets and Earth, Venus and Mars, may seem small — about 8% — but it is significant on a planetary scale. For example, one way to explain the lower density is that the TRAPPIST-1 planets have a similar composition to Earth, but with a lower percentage of iron — about 21% compared to Earth’s 32%, according to the study.

Alternatively, the iron in the TRAPPIST-1 planets might be infused with high levels of oxygen, forming iron oxide, or rust. The additional oxygen would decrease the planets’ densities. The surface of Mars gets its red tint from iron oxide, but like its three terrestrial siblings, it has a core composed of non-oxidized iron. By contrast, if the lower density of the TRAPPIST-1 planets were caused entirely by oxidized iron, then the planets would have to be rusty throughout and could not have iron cores.

Agol said the answer might be a combination of the two scenarios — less iron overall and some oxidized iron.

An artistic depiction of three possible interiors of the TRAPPIST-1 exoplanets. The more precisely scientists know the density of a planet, the more they can narrow down the range of possible interiors for that planet. All seven planets have very similar densities, so they likely have a similar compositions. NASA/JPL-Caltech

The team also looked into whether the surface of each planet could be covered with water, which is even lighter than rust and which would change the planet’s overall density. If that were the case, water would have to account for about 5% of the total mass of the outer four planets. By comparison, water makes up less than 0.1% of Earth’s total mass. The three inner TRAPPIST-1 planets, positioned too close to their star for water to remain a liquid under most circumstances, would require hot, dense atmospheres like on Venus, where water could remain bound to the planet as steam. But this explanation seems less likely because it would be a coincidence for all seven planets to have just enough water present to have such similar densities, according to Agol.

When it launches, NASA’s James Webb Space Telescope should have the capabilities to probe this system further, including gathering more detailed information about the atmospheres of the seven TRAPPIST-1 worlds.

“There are many more questions to answer about TRAPPIST-1 and its worlds,” said Agol. “And in a way, answering them helps us understand our own solar system, too.”

Agol and Meadows are members of the NASA NExSS Virtual Planetary Laboratory team and the UW Astrobiology Program. Agol’s involvement in the study was funded by the National Science Foundation, NASA, the Guggenheim Foundation and the Virtual Planetary Laboratory.

Adapted from a story by NASA’s Jet Propulsion Laboratory.


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