Astronomie

Gravité d'une planète gazeuse sans noyau

Gravité d'une planète gazeuse sans noyau

Jupiter et Saturne ont tous deux des noyaux rocheux. Existe-t-il une planète gazeuse sans noyau ? Et une planète sans noyau aurait-elle de la gravité ?


La force gravitationnelle sur une petite masse à l'extérieur d'une planète est toujours la force newtonienne $$F_{G}=-frac{GM}{r^2},$$ ainsi n'importe quelle planète, et en particulier, n'importe quelle masse dans l'univers produit un champ gravitationnel agissant sur tout le reste. Donc si, par exemple, la masse est $M=2x 10^{27} m kg$ (c'est-à-dire une masse jovienne), alors le champ de gravité à l'extérieur de la planète sera toujours le même (à part les marées, les moments d'ordre supérieur), que la masse soit en hydrogène ou en solides.

Pour les géantes gazeuses Jupiter et Saturne de notre système solaire, la masse des réfractaires lourds (c'est-à-dire tout ce qui est plus lourd que l'hélium) est d'environ $M_{ m ref}environ 15-20 m m_{oplus}$, où $ m m_{oplus}$ est une masse terrestre. Le reste de $M$ est l'hydrogène/l'hélium. Pour Jupiter c'est 300 $ m m_{oplus}$, Saturne environ $75 m m_{oplus}$.
Il s'agit d'un nombre relativement important de réfractaires dans ces géantes gazeuses, par rapport à la composition solaire, c'est pourquoi nous pensons qu'ils ont été formés par accrétion du noyau, voir Pollack (1996).

Cependant, il existe une autre idée sur la façon de former des géantes gazeuses, celle de l'instabilité du disque gravitationnel, voir Boss (2002). Cette idée postule que les disques protostellaires très massifs, qui forment des planètes, peuvent devenir instables et se fragmenter en gros amas, qui forment directement des géantes gazeuses. Ces planètes géantes d'instabilité de disque auraient une métallicité solaire, c'est-à-dire qu'une planète de masse Jupiter aurait une masse réfractaire de seulement $M_{ m ref} environ 3 m m_{oplus}$.

Ces réfractaires couleraient vraisemblablement vers le centre planétaire et formeraient un petit noyau. Les exoplanètes qui ont été trouvées à de grandes distances de demi-grand axe (des centaines d'UA, par rapport à l'UA jovienne 5) de leurs étoiles, telles que YSES 2b, sont des candidates pour de tels modèles d'instabilité de disque, et hébergeraient donc un si petit noyau. Mais c'est un noyau aussi petit que possible, vous ne pouvez pas avoir un noyau beaucoup moins massif que celui-ci.


Tout ce qui a de la masse a de la gravité, alors oui, une telle planète aurait de la gravité.

Cependant, les gaz ont tendance à se disperser dans leur environnement environnant, il faudrait donc un nuage de gaz très massif pour s'effondrer sur une telle planète pour que les gaz ne se dispersent pas. Cela pose la question de la pression au centre de cette planète ; il serait assez élevé pour transformer le gaz au moins en liquide, sinon en solide. Une autre possibilité est que le gaz au cœur se transforme en plasma (comme au centre du Soleil) à cause de la chaleur - un plasma est essentiellement un gaz chaud dépouillé de certains de ses électrons.


Comment des planètes comme Jupiter se forment

Les jeunes planètes géantes naissent du gaz et de la poussière. Des chercheurs de l'ETH Zürich et des universités de Zürich et de Berne ont simulé différents scénarios en s'appuyant sur la puissance de calcul du Centre national suisse de calcul intensif (CSCS) pour découvrir comment ils se forment et évoluent exactement. Ils ont comparé leurs résultats avec des observations et ont pu montrer entre autres une grande différence entre les mécanismes de formation postulés.

Les astronomes ont mis en place deux théories expliquant comment des planètes géantes gazeuses comme Jupiter ou Saturne pourraient naître. Un mécanisme de formation ascendant indique que tout d'abord, un noyau solide est agrégé d'environ dix fois la taille de la Terre. "Ensuite, ce noyau est suffisamment massif pour attirer une quantité importante de gaz et la garder", explique Judit Szulágyi, post-doctorante à l'ETH Zürich et membre du Swiss NCCR PlanetS. La deuxième théorie est un scénario de formation descendante : ici, le disque gazeux autour de la jeune étoile est si massif qu'en raison de l'auto-gravité de la poussière de gaz, des bras spiraux se forment avec des amas à l'intérieur. Ensuite, ces amas s'effondrent via leur propre gravité directement dans une planète gazeuse, de la même manière que les étoiles se forment. Le premier mécanisme est appelé « core-accrétion », le second « instabilité du disque ». Dans les deux cas, un disque se forme autour des géantes gazeuses, appelé disque circumplanétaire, qui servira de nid de naissance aux satellites pour se former.

Pour découvrir quel mécanisme se déroule réellement dans l'Univers, Judit Szulágyi et Lucio Mayer, professeur à l'Université de Zürich, ont simulé les scénarios sur le supercalculateur Piz Daint au Centre national suisse de calcul intensif (CSCS) à Lugano. « Nous avons poussé nos simulations jusqu'aux limites en termes de complexité de la physique ajoutée aux modèles », explique Judit Szulágyi : « Et nous avons atteint une résolution plus élevée que quiconque auparavant. »

Dans leurs études publiées dans le Avis mensuels de la Royal Astronomical Society, les chercheurs ont trouvé une grande différence entre les deux mécanismes de formation : dans le scénario d'instabilité du disque, le gaz à proximité de la planète restait très froid, autour de 50 Kelvins, alors que dans le cas de l'accrétion du noyau, le disque circumplanétaire était chauffé à plusieurs centaines de Kelvins. « Les simulations d'instabilité de disque sont les premières à pouvoir résoudre le disque circumplanétaire autour de plusieurs protoplanètes, en utilisant des dizaines de millions d'éléments de résolution dans le domaine de calcul. Nous avons exploité Piz Daint pour accélérer les calculs à l'aide d'unités de traitement graphique (GPU) », ajoute Mayer.

Cette énorme différence de température est facilement observable. "Lorsque les astronomes se penchent sur de nouveaux systèmes planétaires en formation, il suffit de mesurer les températures à proximité de la planète pour déterminer quel mécanisme de formation a construit la planète donnée", explique Judit Szulágyi. Une première comparaison des données calculées et observées semble favoriser la théorie de l'accrétion du cœur. Une autre différence qui était attendue n'est pas apparue dans la simulation informatique. Auparavant, l'astrophysique pensait que le disque circumplanétaire différait significativement en masse dans les deux scénarios de formation. "Nous avons montré que ce n'est pas vrai", explique le membre de PlanetS.

Simulation d'instabilité gravitationnelle : Deux instantanés au début et à la fin de la simulation à 780 ans et 1942 ans. Le deuxième instantané montre seulement 4 touffes restantes parmi celles initialement formées. Crédit : Lucio Mayer & T. Quinn, code ChaNGa

Front de choc lumineux détecté

Concernant la taille de la nouvelle planète née, les observations peuvent être trompeuses, comme l'a découvert l'astrophysicien dans une deuxième étude avec Christoph Mordasini, professeur à l'Université de Berne. Dans le modèle d'accrétion du noyau, les chercheurs ont examiné de plus près le disque autour des planètes avec des masses trois à dix fois plus grandes que celles de Jupiter. Les simulations informatiques ont montré que le gaz tombant sur le disque depuis l'extérieur s'échauffe et crée un front de choc très lumineux sur la couche supérieure du disque. Cela modifie considérablement l'apparence d'observation des jeunes planètes en formation.

"Lorsque nous voyons une tache lumineuse à l'intérieur d'un disque circumplanétaire, nous ne pouvons pas être sûrs si nous voyons la luminosité de la planète, ou aussi la luminosité du disque environnant", explique Judit Szulágyi. Cela peut conduire à une surestimation de la masse de la planète jusqu'à quatre fois. "Alors peut-être qu'une planète observée n'a que la même masse que Saturne au lieu de certaines masses de Jupiter", conclut le scientifique.

Dans leurs simulations, les astrophysiciens ont mimé les processus de formation en utilisant les lois physiques de base telles que la gravité ou les équations hydrodynamiques du gaz. Du fait de la complexité des modèles physiques, les simulations prenaient beaucoup de temps, même sur le supercalculateur le plus rapide d'Europe au CSCS : « De l'ordre de neuf mois d'exécution sur des centaines à plusieurs milliers de cœurs de calcul » estime Judit Szulágyi : « Cela signifie que sur un seul cœur de calcul, cela aurait pris plus de temps que toute ma vie."

Pourtant, il reste encore des défis à relever. Les simulations d'instabilité de disque ne couvrent toujours pas une longue échelle de temps. Il est possible qu'après que la protoplanète se soit effondrée à la densité de Jupiter, son disque se réchauffe davantage comme lors de l'accrétion du noyau. De même, le gaz plus chaud trouvé dans le cas de l'accrétion du noyau serait partiellement ionisé, un environnement favorable aux effets des champs magnétiques, complètement négligé jusqu'à présent. Exécuter des simulations encore plus coûteuses avec une description plus riche de la physique sera la prochaine étape.

Plus d'information: J. Szulágyi et al. Thermodynamique de la formation des planètes géantes : des surfaces chaudes choquantes sur des disques circumplanétaires, Avis mensuels de la Royal Astronomical Society : lettres (2016). DOI : 10.1093/mnrasl/slw212

J. Szulágyi et al. Disques circumplanétaires autour de jeunes planètes géantes : une comparaison entre l'accrétion du noyau et l'instabilité du disque, Avis mensuels de la Royal Astronomical Society (2016). DOI : 10.1093/mnras/stw2617


Si vous connaissiez la densité moyenne de "rock", vous pourriez calculer la masse d'une sphère d'un rayon spécifié. Ensuite, vous pouvez calculer la gravitation de surface pour ce rayon. Vous pouvez ensuite calculer le rayon pour une gravité de 1 g.

Si vous connaissiez la densité moyenne de "rock", vous pourriez calculer la masse d'une sphère d'un rayon spécifié. Ensuite, vous pouvez calculer la gravitation de surface pour ce rayon. Vous pouvez ensuite calculer le rayon pour une gravité de 1 g.

Pièces jointes

Si vous connaissiez la densité moyenne de "rock", vous pourriez calculer la masse d'une sphère d'un rayon spécifié. Ensuite, vous pouvez calculer la gravitation de surface pour ce rayon. Vous pouvez ensuite calculer le rayon pour une gravité de 1 g.

Le graphique que je vous ai envoyé est de vraies données empiriques, y compris les planètes et les exoplanètes du système solaire.

En partant du bas à gauche et en regardant uniquement les planètes du système solaire, vous pouvez voir Mars - Vénus - Terre - Uranus - Neptune - Saturne - Jupiter

merci, bien que par "large" je parlais de la taille.

pourrait-il exister une exoplanète quelque part là-bas avec une composition suffisamment légère pour être plus grande que la Terre, suffisamment solide pour marcher dessus, tout en ayant une gravité ne dépassant pas 1 g ?

et s'ils existent, quelle taille ils pourraient atteindre.

ils seraient un plus pour la colonisation humaine. de vastes étendues de terre ouvertes, sans gravité paralysante.

Je suis un peu malthusien, pensant à la future expansion exponentielle de la population.

Quoi qu'il en soit, les raisonnements mis à part, je me demande simplement combien de grosses planètes 1g peuvent devenir.

Toute planète formée normalement aura presque certainement un noyau de fer.

Je pense que nous cherchons plus à une lune ici. Si nous prenons le même processus qui a formé notre lune, sauf que ce processus se produit sur une super-terre, il est concevable que nous puissions avoir une lune plus grande que la terre sans noyau de fer et ainsi atteindre le 1g que nous recherchons. Sans noyau de fer, je ne sais pas comment il pourrait générer un champ magnétique pour nous protéger, donc je ne sais pas à quel point il serait habitable. Peut-être que le noyau magnétique de la super-Terre pourrait être assez grand pour englober également la lune.


Étoiles[modifier | modifier la source]

Étoile[modifier | modifier la source]

Les étoiles sont le centre commun de tous les systèmes stellaires qui émettent de grandes quantités de rayonnement solaire pouvant être absorbées par les vaisseaux spatiaux pour augmenter leur régénération d'antimatière. Cependant, de nombreuses étoiles différentes ont des effets différents et peuvent générer une éjection de masse coronale si des événements aléatoires sont activés.

- Les étoiles jaunes émettent des éruptions solaires qui augmentent la régénération du bouclier de 20%.
- Les étoiles bleues possèdent des tempêtes solaires autour de l'étoile, ce qui fait que tous les navires subissent une perte de 50% sur leurs taux de régénération de coque et de bouclier.
- Les étoiles rouges ont une interférence solaire qui interrompt les taux de recharge des armes de 15 % et diminue la portée des armes de 10 %.
- Les étoiles vertes font que les navires souffrent d'une exposition gamma, réduisant l'atténuation du bouclier de 10%.

Étoile à neutrons[modifier | modifier la source]

L'étoile à neutrons est un petit reste stellaire qui contient une grande masse pour sa petite taille. La gravité élevée altère les capacités de certains vaisseaux et déstabilise l'espace de phase autour de l'étoile.

  • Effet spécial : supprime 30 % de la coque des navires et 100 % des réserves d'antimatière des navires (sans protection contre la déstabilisation). Supprime 15% de la coque des navires et 50% des réserves d'antimatière des navires (avec protection contre la déstabilisation).

Pulsar[modifier | modifier la source]

Un pulsar est le noyau en rotation rapide d'une étoile morte qui libère des ondes de rayonnement paralysantes. Les vaisseaux autour de l'étoile subissent des dégâts accrus et des capteurs d'armes bloqués.

  • Effets spéciaux : les navires subissent 50 % de dégâts supplémentaires lorsqu'ils sont dans le puits de gravité du pulsar. Les navires voient également leur précision réduite de 50%.

Trou noir[modifier | modifier la source]

D'une manière ou d'une autre, des trous noirs se sont formés dans des systèmes sans détruire de planètes. La gravité intense du trou noir rend les sauts de phase plus difficiles et le stress de la singularité endommage les navires à proximité.

  • Effet spécial : inflige 50 points de dégâts toutes les quelques secondes aux navires à proximité. Ralentit les vitesses de saut de phase de 50% tout en voyageant dans l'espace de phase. Et ralentit l'accélération de saut de phase des navires de 350%.

Paramètres de stabilité du disque

Un paramètre couramment utilisé lors de l'analyse de la stabilité du disque protoplanétaire est le paramètre Q de Toomre. Ceci est donné par , où :

  • est la vitesse du son dans le disque (pour les gaz astrophysiques, la vitesse du son où P et sont respectivement la pression et la densité du gaz)
  • est la fréquence épicyclique (c'est à peu près égale à la fréquence képlérienne dans les disques protoplanétaires. La fréquence képlérienne est la fréquence à laquelle un objet à un rayon donné de l'étoile centrale orbiterait - par exemple la fréquence képlérienne de notre système solaire à 1 UA est de 1 orbite par an, puisque la Terre est à 1 UA du Soleil)
  • G est la constante gravitationnelle
  • est la densité surfacique 2-D du disque

Toomre a montré dans son article fondateur de 1964 que pour qu'un disque infiniment mince se fragmente, ce paramètre Q sans dimension doit être inférieur à environ 1. Les vrais disques ne sont évidemment pas infiniment minces, mais il existe des preuves solides qu'ils peuvent être assez minces (l'épaisseur de le disque étant parfois de l'ordre de 1/100 du rayon du disque), ce qui nous donne confiance dans l'analyse de Toomre.

Une autre échelle importante est notre vieil ami, la masse Jeans (ou de manière équivalente, la longueur Jeans), dont nous avons parlé dans les astrobites précédents. C'est l'échelle à laquelle la gravité surmonte la pression thermique dans un nuage de gaz. Il existe d'autres paramètres qui sont souvent utilisés, tels que le temps de refroidissement critique , qui paramétre la vitesse de refroidissement du disque (nous nous attendrions à ce qu'un disque à refroidissement plus rapide ait plus de chances de perdre son support thermique et d'être vulnérable à l'effondrement gravitationnel) .

Il est intéressant de noter ici que de nombreux paramètres et techniques utilisés pour étudier les disques protoplanétaires sont également utilisés pour étudier les disques d'accrétion autour d'objets compacts, ainsi que la stabilité des disques de galaxies !


Toutes les planètes ont-elles un noyau de fer ?

Si non, de quoi peut être fait le noyau ? Un noyau de fer est-il essentiel à la vie ? Comment trouver la composition de base des planètes ?

Toutes les planètes terrestres de notre système solaire ont un noyau de nickel/fer. Nous ne savons pas ce qui se trouve au cœur des géantes gazeuses, Saturne et Jupiter. De même, nous n'avons pas une assez bonne compréhension des géants de glace, Neptune et Uranus, pour savoir ce qu'il y a en eux non plus. Et cela ne fait qu'effleurer la surface des planètes, puisque nous ne regardons que les planètes de notre système solaire, un système qui est probablement quelque peu unique (le Soleil est quelque peu atypique en termes de teneur en métal pour son âge, et la Terre a beaucoup plus d'éléments superlourds - comme l'or et l'uranium - que ne peut l'expliquer la seule supernova) indiquant que le nuage moléculaire dans lequel le système solaire a été forgé était probablement quelque chose d'anormal et très riche en éléments lourds.

Nous n'en savons tout simplement pas assez sur les disques d'accrétion et la formation du système stellaire pour répondre avec précision à cette question avec un haut degré de certitude. J'en doute cependant, je doute que le fer soit si courant dans la plupart des pépinières stellaires, et il y a probablement beaucoup de géantes gazeuses qui se sont formées avec relativement peu de fer autour, certaines des géantes gazeuses les plus anciennes de l'univers sont probablement entièrement à hydrogène , l'hélium et le lithium, sans éléments plus lourds, car ils se sont formés dans d'anciens nuages ​​moléculaires qui n'ont jamais été ensemencés par une supernova.

certaines des géantes gazeuses les plus anciennes de l'univers sont probablement entièrement constituées d'hydrogène, d'hélium et de lithium, sans éléments plus lourds.

Le problème est qu'il est en fait assez difficile de former des géantes gazeuses sans noyau, du moins dans nos simulations.

L'opinion généralement acceptée est que la plupart des géantes gazeuses se forment par accrétion de noyau. Au-delà de la ligne de neige où la température est suffisamment basse pour que l'eau soit en phase solide, vous pouvez faire pousser des noyaux protoplanétaires assez rapidement avec l'avantage de la poussière et de la glace (par opposition à l'intérieur de la ligne de neige, où les noyaux ne se forment qu'à partir de poussière et vous n'obtenez généralement que des planètes terrestres). Il est beaucoup plus facile d'atteindre ce seuil de masse terrestre de 5 à 10 où le noyau a soudainement suffisamment de gravité pour commencer à accréter de l'hydrogène gazeux dans un laps de temps relativement court.

Il y a l'hypothèse de formation alternative de géantes gazeuses qui existe depuis des décennies maintenant, l'instabilité du disque. Cela suggère qu'il y a des nuages ​​initiaux de gaz extra-denses dans le jeune disque protoplanétaire qui, grâce à l'auto-gravité, commencent à attirer de plus en plus de gaz, formant ainsi une planète géante sans noyau. Le problème ici est que dans la plupart des simulations réalistes, ce processus prend beaucoup de temps car le gaz doit refroidir pour s'effondrer jusqu'à des volumes de la taille d'une planète - et ces échelles de temps sont généralement beaucoup plus longues que le temps nécessaire avant que la proto-étoile ne s'enflamme et ne démarre. soufflant tout le gaz du jeune système solaire.

Dans l'état actuel des choses, cependant, cela reste du domaine des simulations informatiques. Espérons que nous en saurons beaucoup plus sur le processus l'année prochaine lorsque le vaisseau spatial Juno arrivera à Jupiter, faisant des orbites serrées autour de la planète pour sonder les moments les plus élevés du champ gravitationnel, révélant ainsi la taille (et peut-être les détails de la formation) du noyau de la planète.


Jupiter antique : la géante gazeuse est la planète la plus ancienne du système solaire

Le noyau de la géante gazeuse était déjà devenu 20 fois plus massif que la Terre à peine 1 million d'années après la formation du soleil, selon une nouvelle étude.

"Jupiter est la plus ancienne planète du système solaire, et son noyau solide s'est formé bien avant que le gaz de la nébuleuse solaire ne se dissipe, conformément au modèle d'accrétion du noyau pour la formation des planètes géantes", a déclaré Thomas Kruijer, auteur principal de l'Université de Munster en Allemagne et Lawrence Livermore National Laboratory en Californie, a déclaré dans un communiqué. [Photos : Jupiter, la plus grande planète du système solaire]

Il y a environ 4,6 milliards d'années, le système solaire s'est formé à partir d'un énorme nuage de gaz et de poussière. Le soleil s'est formé en premier, et les planètes se sont ensuite accumulées à partir du matériau restant qui tournait autour de l'étoile nouveau-née dans un vaste disque.

Les travaux théoriques suggèrent fortement que Jupiter a pris forme assez tôt dans l'histoire du système solaire, mais l'âge précis de la planète était resté un mystère, ont déclaré Kruijer et ses collègues.

Les chercheurs ont daté la formation et la croissance de Jupiter en analysant l'âge de certaines météorites de fer et des fragments de noyaux métalliques d'anciens blocs de construction planétaires qui sont tombés sur Terre. Ces âges ont été déterminés en mesurant les abondances des isotopes du molybdène et du tungstène. (Les isotopes sont des versions d'éléments avec différents nombres de neutrons dans leurs noyaux atomiques.)

Ces travaux ont indiqué que les météorites provenaient de deux "réservoirs" distincts qui étaient spatialement séparés pendant 2 millions à 3 millions d'années, commençant environ 1 million d'années après la formation du système solaire, ont déclaré les chercheurs.

"Le mécanisme le plus plausible pour cette séparation efficace est la formation de Jupiter, ouvrant une brèche dans le disque et empêchant l'échange de matière entre les deux réservoirs", ont écrit les chercheurs dans la nouvelle étude, publiée en ligne aujourd'hui (12 juin). dans la revue Actes de l'Académie nationale des sciences.

Le noyau de Jupiter devrait être environ 20 fois plus massif que la Terre pour empêcher les deux réservoirs de se mélanger, ont calculé Kruijer et son équipe. Ainsi, les résultats suggèrent que la géante gazeuse naissante était déjà aussi grande au cours du premier million d'années de l'histoire du système solaire, ont déclaré les chercheurs.

Le taux de croissance de Jupiter a ralenti par la suite, ont-ils déclaré. La géante gazeuse n'a pas atteint 50 masses terrestres avant un minimum de 3 à 4 millions d'années après la formation du soleil, ont déterminé les chercheurs. (Jupiter est actuellement environ 318 fois plus massive que la Terre.)

"Nos mesures montrent que la croissance de Jupiter peut être datée en utilisant le patrimoine génétique distinct et les temps de formation des météorites", a déclaré Kruijer dans le même communiqué.

La nouvelle étude pourrait également aider à expliquer pourquoi le système solaire manque de mondes de masse intermédiaire entre la Terre et les "géantes de glace" telles qu'Uranus et Neptune. De telles "super-Terres" sont relativement courantes dans d'autres systèmes stellaires.

"Une implication importante de ce résultat est que, parce que Jupiter a agi comme une barrière contre le transport vers l'intérieur des solides à travers le disque, le système solaire interne est resté relativement déficient en masse, ce qui explique peut-être son absence de" super-Terre "", ont écrit les chercheurs. dans la nouvelle étude.


Pourquoi les géantes gazeuses, comme Jupiter, ne se condensent-elles pas en planètes solides ?

Compte tenu de leur taille et de leur gravité immenses, vous vous attendriez à ce qu'ils soient rassemblés très rapidement. Ils ont également de nombreux satellites qui se sont condensés autour d'eux, alors qu'est-ce qui les sépare ?

Étudiant diplômé en astrophysique ici.

Pour la même raison que le soleil est chaud à l'intérieur.

La gravité a cette propriété qu'à mesure que les choses se rapprochent, l'énergie est libérée - les choses vouloir tomber ensemble, dans un sens. Toute cette énergie doit aller quelque part. Il sert à réchauffer les particules qui tombent ensemble.

Les étoiles et les planètes sont dans un équilibre entre la gravité tirant vers l'intérieur et le support de pression poussant vers l'extérieur. Lorsque vous augmentez la température de certaines particules sans expansion, la pression augmente. C'est la pression thermique. Un autre support de pression peut provenir de la pression de rayonnement, ce qui est important dans les étoiles suffisamment grandes où le taux de fusion nucléaire est très élevé. Il existe également une pression de dégénérescence des électrons qui est importante chez les naines blanches (et certaines étoiles).

Si vous suivez un cours qui enseigne la structure stellaire (comme Astro 1), vous apprendrez tout cela.

Si cela ne vous dérange pas, je vais profiter de cette occasion pour poser une question sur l'astrophysique que je ne comprends pas très bien :

Ainsi, toutes les planètes peuvent être décrites par la métrique de Schwarzschild (en négligeant la rotation et tous ces trucs d'ordre supérieur), et cette métrique a toujours un rayon de Schwarzschild (S), et je me souviens avoir entendu quelque chose comme le rayon de la planète doit être au moins 12,5% plus grand que le rayon S pour la stabilité - cela signifie-t-il que toutes les planètes stables (la Terre, par exemple) ont un rayon S, et que les particules à l'intérieur de ce rayon S n'interagissent pas avec les particules en dehors du rayon S ? N'est-ce pas à l'envers de la gravité newtonienne où, par symétrie, nous soutenons qu'au centre de la Terre, l'attraction gravitationnelle est nulle (puisqu'il y a des quantités égales de masse dans toutes les directions) ?

EDIT: Peu de temps après avoir posté ceci, je pense que j'ai peut-être réalisé que j'avais supposé la solution extérieure de Schwarzschild à l'intérieur d'une planète, ce qui, je pense, est un non-non (. ). Alors la solution d'intérieur Schwarzchild ne devrait pas avoir de singularités ? Toute aide est la bienvenue.

Il est important de noter que puisque Jupiter est une planète et non une étoile, seule la pression thermique compte ici. Plus important encore, la notion de gaz à l'intérieur de Jupiter n'est pas comme vous pensez que le gaz dans une pièce est incroyablement dense. La définition du gaz est que les particules ont peu ou pas d'interaction entre elles. Cela signifie qu'il n'y a pas de liaisons chimiques d'un atome à un autre. Les températures dues à la pression thermique rendent les liaisons chimiques impossibles (en gros les atomes sont trop excités). Pour obtenir un liquide ou un solide, vous avez besoin de ces liaisons, sinon vous avez un gaz très dense. Notez que vous pouvez dire que c'est un peu vague car généralement, un gaz est considéré comme des particules éloignées les unes des autres, mais dans ce cas, elles ne le sont vraiment pas, elles rebondissent donc beaucoup. Cependant, il ne répond toujours pas à la définition d'un liquide (ou d'un solide d'ailleurs). En bref, à moins que vous n'ayez une liaison chimique en cours, vous avez un gaz quelle que soit la pression (cela obtient un astérisque à certaines températures, vous pouvez commencer à former des liquides mais croyez-moi à l'intérieur de Jupiter, ce n'est pas exactement possible).

Je m'assurerais de dire que c'est la même raison pour laquelle le Soleil premier fait chaud à l'intérieur. Maintenant, c'est à cause d'une réaction de fusion d'emballement soutenue.

Pour qu'un gaz se transforme en solide, il n'a pas besoin de se "condenser", il a besoin de refroidir un peu. Jupiter est principalement composé d'hydrogène, qui devrait être incroyablement froid pour devenir un liquide. Bien que wikipedia dise qu'il existe un noyau "d'hydrogène métallique".

Plus il se condense, plus il chauffera réellement, et les molécules deviendront plus actives et pousseront chacune plus vers l'extérieur, ce qui maintient sa taille en termes très basiques (également je suis loin d'un expert).

Ce n'est pas seulement la température, mais la pression. Ils sont gazeux à l'extérieur, mais ils deviennent liquides/solides à l'intérieur. Pensez-y comme si vous regardiez notre couche nuageuse.

Note secondaire impressionnante au hasard: Jupiter est principalement de l'hydrogène qui est un gaz non métallique. Parce que Jupiter est donc massif, l'hydrogène autour du noyau rocheux supposé est tellement comprimé et chauffé que la composition chimique se décompose (ou quelque chose - je ne suis pas un chimiste) et il se comporte comme un métal. Il clapote et génère un champ magnétique PLUS GRAND que celui du Soleil. Cela me souffle toujours l'esprit.

Quel a été l'effet de ces comètes s'écrasant sur Jupiter et provoquant des explosions plus grosses que notre usine ? (dans les années 2790) Si la planète entière n'avait pas brûlé, qu'est-ce qui a gardé ou garde l'hydrogène de Jupiter intact lorsqu'une comète explose dans son atmosphère ?

Techniquement, les géantes gazeuses ont énorme intérieurs solides. C'est juste qu'ils ont des atmosphères énormes. Une autre question à se poser pourrait être : « Pourquoi les planètes intérieures rocheuses n'ont-elles pas d'énormes enveloppes de gaz ? »

Fondamentalement, il existe une relation entre la température de l'atmosphère extérieure (qui détermine la vitesse des molécules à l'extrémité droite de la distribution de Maxwell-Boltzmann - où elles peuvent s'échapper) et la force de gravité dans l'atmosphère extérieure de la planète . Si les molécules de l'atmosphère extérieure de la planète peuvent facilement s'échapper (parce que la gravité n'est pas assez forte pour empêcher presque toutes les molécules de s'échapper). Les molécules légères, comme l'hydrogène, s'échappent plus facilement que les molécules plus lourdes (tout simplement parce que les particules moins massives occupent des vitesses plus élevées selon la distribution Maxwell-Boltzmann => http://en.wikipedia.org/wiki/File:MaxwellBoltzmann-en.svg) . Les géantes gazeuses ont une gravité suffisamment forte pour retenir tous les atomes, y compris l'hydrogène, si bien qu'aucun gaz ne peut s'échapper efficacement (par toutes sortes de mécanismes - l'échappement de Jean étant le plus pertinent pour l'hydrogène/l'hélium). Les planètes plus légères, cependant, ont une gravité si faible qu'elles ne peuvent empêcher les molécules plus légères de s'échapper. C'est pourquoi sur Terre, une fois que l'hydrogène ou l'hélium pénètrent dans la haute atmosphère, ils sont effectivement partis pour toujours dans l'espace.

Gardez à l'esprit que l'hydrogène et l'hélium sont de loin les éléments les plus abondants de l'univers (l'hydrogène constitue 90 % des molécules et l'hélium constitue la quasi-totalité des 10 % restants). Il y en a simplement plus qui peuvent se former. Et cela peut expliquer à peu près pourquoi les géantes gazeuses ont autant de gaz par rapport à des planètes comme la Terre - presque tout est de l'hydrogène et de l'hélium de toute façon. Pendant ce temps, des planètes comme la Terre force ont eu des atmosphères avec plus d'hydrogène/hélium dans le passé, mais les gaz se sont échappés très rapidement (parce que leur gravité était trop faible pour retenir les gaz).

Bien sûr, les géantes gazeuses extérieures pourraient avoir commencé avec des intérieurs rocheux. Mais une fois qu'ils ont capturé l'hydrogène/l'hélium de la nébuleuse solaire, l'hydrogène/l'hélium est resté à l'intérieur (car ils étaient assez massifs pour les capturer - c'est aussi un processus de rétroaction positive puisque tout ce gaz capturé a rendu chacune des géantes gazeuses encore plus massives ). Les planètes intérieures, quant à elles, avaient trop peu de masse pour les capturer de la nébuleuse solaire.


Mini-Neptune

Une mini-Neptune est une exoplanète, de 2 à 10 masses terrestres avec une densité inférieure à 1. Les mini-Neptunes sont des gaz nains qui ont un océan liquide entouré d'une épaisse atmosphère d'hydrogène et d'hélium et un petit noyau rocheux. Les méthodes de détection des exoplanètes, deviennent de plus en plus sophistiquées et précises.
La méthode de la vitesse radiale ou la méthode des oscillations est une méthode indirecte pour trouver des exoplanètes en observant les décalages Doppler dans le spectre de l'étoile. En mesurant ces variations, on peut calculer le mouvement décrit par l'étoile et en déduire la présence et les caractéristiques des planètes qui l'accompagnent. Dans notre système solaire nous observons une légère oscillation du Soleil sur un cycle de 12 ans, ce qui correspond au cycle de gravité de Jupiter.
Le mode transit permet aux télescopes de mesure de radiance de confirmer la présence de planètes autour d'une étoile car à chaque transit de la planète devant l'étoile a lieu un assombrissement. Les variations cycliques de luminosité révèlent le passage d'une planète entre la Terre et l'étoile.
La méthode astrométrique consiste à mesurer la position absolue d'une étoile dans le ciel et son mouvement. Lorsque l'étoile décrit une ellipse régulière dans le ciel, c'est qu'elle est influencée par une ou plusieurs de ses planètes.
Détection directe des exoplanètes repose sur une imagerie à haute résolution et à fort contraste utilisant l'optique adaptative.
Détection de l'effet de microlentille gravitationnelle se produit lorsque le champ gravitationnel d'une étoile déforme l'espace-temps, ce qui dévie la lumière d'une étoile lointaine derrière. Cet effet n'est visible que si les deux étoiles sont alignées par rapport à la Terre. Si l'étoile qui agit comme une lentille a une planète, le champ de la planète peut avoir un effet faible mais détectable.
Depuis le 6 mars 2009, le télescope spatial Kepler est spécialisé dans la recherche de planètes extrasolaires ou exoplanètes et plus précisément d'exoterres de petite taille, 2 à 20 fois la taille de la Terre. La mission Kepler doit déterminer s'il existe des planètes habitables en dehors de notre système solaire. Kepler observera plus de 100 000 étoiles dans la Voie lactée, plutôt dans les régions du Cygne et de la Lyre. Kepler observe en continu, deux zones de la Voie lactée, riches en étoiles et surveille simultanément des dizaines de milliers d'étoiles.
Kepler a découvert une grande variété de planètes que les scientifiques appellent Jupiter chaude, super-Jupiter, planète d'hélium, super-terre exoterre, planète souterraine, planète naine gazeuse, planète de transition, naine gazeuse, planète océan, planète de métal, planète de fer, nain de gaz, Neptune chaud, Neptune froid, géant de glace, planète carbone, planète silicates, planète métallique ou mini-Neptune.

Une mini-Neptune est une planète gazeuse ou naine de transition. Ce type de planète est plus petit qu'Uranus (14,5 masses terrestres) et Neptune (17,1 masses terrestres), soit environ 2 à 10 masses terrestres. Scientists believe that these mini-Neptunes have a thick atmosphere of hydrogen and helium, deep layers of ice and rock, liquid water oceans or ammonia or a mixture of both with a small core of matter volatile low density. Theoretical studies of these planets are usually based on the knowledge that one has planets Uranus and Neptune. Without a thick atmosphere, these planets would be kind of planet ocean. These mini-Neptunes do not turn on an orbit close to their stars, if not their thick atmospheres would be blown away by stellar winds.
Properties that differentiate the rocky planets to gaseous planets, are the diameter and the mass. As regards the diameter, the transition is made from two terrestrial diameters, and for the mass this can vary greatly depending on the composition of the planet, it is 2 to 20 Earth masses. Based on the above indicators, several intermediate planets, or mini-Neptunes, were discovered. Currently with the Kepler Space Telescope, 70% of exoplanets discovered by the transit method looks like mini-Neptunes whose size is comprised between that of our planet and that of Neptune. Neptune has a mass equivalent to 17.1 Earth masses and a density of 1638 kg/m3 is density (relative to water) of 1.638. Its atmosphere is composed of 80% of hydrogen, 19% helium, 1% methane.
Example of mini-Neptunes:
Kepler-11f has a mass of 2.3 Earth masses and a density of 0.69, the same as that of Saturn whose mass is 95 Earths. These properties class, this exoplanet in the category of mini-Neptunes or gaseous dwarf which have a liquid ocean surrounded by a thick atmosphere of hydrogen and helium and a small rocky core.
Kepler-11c has a mass of 2.9 Earth masses and a density of 0.66. Its period of revolution around its star (Kepler-11) 191.231 days.
Kepler-11e has a mass of 8 Earth masses and a density of 0.58. Its period of revolution around its star (Kepler-11) 31.9996 days.
Kepler-16b has a mass of 8.45 Earth masses and a density of 0.964. Its period of revolution around its star (Kepler-16) 13.0241 days.
Kepler-87c has a mass of 6.4 Earth masses and a density of 0.15. Its period of revolution around its star (Kepler-87) in 191.231 days.
Kepler-109c has a mass of 2.22 Earth masses and a density of 0.65. Its period of revolution around its star (Kepler-109) 21.2227 days.


Safe Havens for Planetary Formation

A new theory of how planets form finds havens of stability amid violent turbulence in the swirling gas that surrounds a young star. These protected areas are where planets can begin to form without being destroyed. The theory will be published in the February issue of the journal Icarus.

“This is another way to get a planet started. It marries the two main theories of planet formation,” said Richard Durisen, professor of astronomy and chair of that department at Indiana University Bloomington. Durisen is a leader in the use of computers to model planet formation.

Watching his simulations run on a computer monitor, it’s easy to imagine looking down from a vantage point in interstellar space and watching the process actually happen.

A green disk of gas swirls around a central star. Eventually, spiral arms of yellow begin to appear within the disk, indicating regions where the gas is becoming denser. Then a few blobs of red appear, at first just hints but then gradually more stable. These red regions are even denser, showing where masses of gas are accumulating that might later become planets.

The turbulent gases and swirling disks are mathematical constructions using hydrodynamics and computer graphics. The computer monitor displays the results of the scientists’ calculations as colorful animations.

“These are the disks of gas and dust that astronomers see around most young stars, from which planets form,” Durisen explained. “They’re like a giant whirlpool swirling around the star in orbit. Our own solar system formed out of such a disk.”

Scientists now know of more than 130 planets around other stars, and almost all of them are at least as massive as Jupiter. “Gas giant planets are more common than we could have guessed even 10 years ago,” he said. “Nature is pretty good at making these planets.”

The key to understanding how planets are made is a phenomenon called gravitational instabilities, according to Durisen. Scientists have long thought that if gas disks around stars are massive enough and cold enough, these instabilities happen, allowing the disk’s gravity to overwhelm gas pressure and cause parts of the disk to pull together and form dense clumps, which could become planets.

However, a gravitationally unstable disk is a violent environment. Interactions with other disk material and other clumps can throw a potential planet into the central star or tear it apart completely. If planets are to form in an unstable disk, they need a more protected environment, and Durisen thinks he has found one.

As his simulations run, rings of gas form in the disk at an edge of an unstable region and grow more dense. If solid particles accumulating in a ring quickly migrate to the middle of the ring, the core of a planet could form much faster.

The time factor is important. A major challenge that Durisen and other theorists face is a recent discovery by astronomers that giant gas planets such as Jupiter form fairly quickly by astronomical standards. They have to — otherwise the gas they need will be gone.

“Astronomers now know that massive disks of gas around young stars tend to go away over a period of a few million years,” Durisen said. “So that’s the chance to make gas-rich planets. Jupiter and Saturn and the planets that are common around other stars are all gas giants, and those planets have to be made during this few-million-year window when there is still a substantial amount of gas disk around.”

This need for speed causes problems for any theory with a leisurely approach to forming planets, such as the core accretion theory that was the standard model until recently.

“In the core accretion theory, the formation of gas giant planets gets started by a process similar to the way planets such as Earth accumulate,” Durisen explained. “Solid objects hit each other and stick together and grow in size. If a solid object grows to be about 10 times the mass of Earth, and there’s also gas around, it becomes massive enough to grab onto a lot of the gas by gravity. Once that happens, you get rapid growth of a gas giant planet.”

The trouble is, it takes a long time to form a solid core that way — anywhere from about 10 million to 100 million years. The theory may work for Jupiter and Saturn, but not for dozens of planets around other stars. Many of these other planets have several times the mass of Jupiter, and it’s very hard to make such enormous planets by core accretion.

The theory that gravitational instabilities by themselves can form gas giant planets was first proposed more than 50 years ago. It’s recently been revived because of problems with the core accretion theory. The idea that vast masses of gas suddenly collapse by gravity to form a dense object, perhaps in just a few orbits, certainly fits the available time frame, but it has some problems of its own.

According to the gravitational instability theory, spiral arms form in a gas disk and then break up into clumps that are in different orbits. These clumps survive and grow larger until planets form around them. Durisen sees these clumps in his simulations — but they don’t last long.

“The clumps fly around and shear out and re-form and are destroyed over and over again,” he said. “If the gravitational instabilities are strong enough, a spiral arm will break into clumps. The question is, what happens to them?”

Co-authors of the paper are IU doctoral student Kai Cai and two of Durisen’s former students: Annie C. Mejia, postdoctoral fellow in the Department of Astronomy, University of Washington and Megan K. Pickett, associate professor of physics and astronomy, Purdue University Calumet.