Astronomie

Mohou menší obyvatelné planety (nebo měsíce) obíhat kolem větší obyvatelné planety?

Mohou menší obyvatelné planety (nebo měsíce) obíhat kolem větší obyvatelné planety?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Dělám průzkum pro svůj fantasy román, ale rád bych opravdu pochopil, jak by můj planetární systém způsobil, že by život rostl, pokud je to vůbec možné.

Můj nápad by byl, existuje velká jádrová planeta obíhající kolem Slunce. Dvě menší planety (nebo měsíce) jsou na oběžné dráze kolem ní na polárních protilehlých stranách hlavní planety. Je to vůbec možné? Dojde k nezbytným prostředkům k nastartování života?


Planeta i Měsíc se mi zdají proveditelné, protože oběžná dráha planety je v orbitální oblasti hvězd „zlatovláska“. Jako příklad lze uvést, pokud by byl znovu vytvořen systém Země / Měsíc, kromě větších. Systém Měsíce Země byl tedy vytvořen brzy v naší sluneční soustavě velkou srážkou o velikosti Marsu s časnou Zemí. Skončili jsme se vzácným měsícem větším než normální, ve srovnání se Zemí, 1/6 velikosti. Při pohledu na ostatní planety se žádný jiný měsíc nepřiblíží tak velkému ve srovnání s planetou. Pokud byste místo srážky, která vytvořila dvě těla o velikosti Země a Měsíce, zvětšili obě hmoty o 2,5, můžete skončit se Zemí 2,5krát větší než naše, pravděpodobně hrana proveditelnosti, a měsíc o velikosti Mars, také hrana proveditelnosti. Takže ano, oba by mohli udržet život, imo, za předpokladu, že jsou splněny další podmínky. (Voda, organické látky, sluneční výkon, magnetická pole atd.)

Na rezonančních měsících 1: 1 bych musel souhlasit s předchozím komentářem, je velmi nepravděpodobné, že by byl stabilní. Nyní, pokud chcete, aby vyspělá civilizace vytvořila umělou, to by mohlo fungovat. Nebo použijte velmi velký Jupiter, abyste měli na oběžné dráze pár obyvatelných planet a možná i obyvatelné planety na L3 a L4 (Lagrangeovy body), i když si nejsem jistý ani jejich stabilitou, nemyslím si, že je to příliš velký úsek. (Jupiterovy Lagrangeovy asteroidy se nazývají trojské koně a vypadají stabilní, ale žádný není nijak zvlášť velký.)


Nejprve mi dovolte poukázat na to, že pokud máte centrální planetu obíhající jinými tělesy, tato další těla musí být nutně považována za měsíce a nemohou být planetami. To je způsobeno oficiální definicí planety, která uvádí, že musí obíhat kolem centrální hvězdy. Objekty obíhající kolem vaší centrální planety nejsou primárně obíhající kolem centrální hvězdy, a proto by byly považovány za měsíce nebo satelity.

Orbitální dynamika

Navrhujete, aby vaše centrální planeta obíhala dvěma měsíci, které jsou na opačných stranách planety. Tato podmínka poskytuje vašemu systému některá silná omezení daná fyzikálními zákony.

  1. Pokud máme vzít v úvahu, že měsíce obíhají kolem centrální planety, pak musí být planeta docela hmotná. Pokud mají všechna vaše těla podobnou nebo srovnatelnou hmotnost, měli byste mnohem jiný (a ne nutně stabilní) typ oběžné dráhy, než jaký popisujete (viz například tento odkaz). Skutečnost, že máte dva měsíce obíhající kolem vaší planety, aniž by vaše planeta měla znatelnou oběžnou dráhu kolem měsíců, naznačuje, že planeta má většinu hmoty systému. Výsledkem je jeden ze dvou scénářů

    • vaše centrální planeta je velmi velká (např. velikost Jupiteru nebo Saturnu) s měsíci o velikosti Merkuru nebo Ganymedu, nebo
    • vaše centrální planeta je relativně malá (např. velikost Země nebo Venuše) s měsíci o velikosti asteroidů (např. Phobos a Deimos, měsíce Marsu)

    Samozřejmě můžete mít jakoukoli gradaci mezi dvěma možnostmi, které jsem právě uvedl. Hlavním bodem je, že vaše planeta musí být mnohem masivnější než vaše měsíce, aby se stala dominantním gravitačním hráčem v jejím systému.

  2. Rovněž uvedete, že vaše měsíce obíhají tak, že jsou na opačných stranách planety. Taková orbitální konfigurace je známá jako rezonance 1: 1. To nutně znamená, že vaše měsíce obíhají v přesně stejné vzdálenosti od planety a dokončení stejné oběžné dráhy trvá stejně dlouho. I když je takový systém technicky stabilní, nemohu s jistotou říci, že je stabilní po dlouhou dobu. Je více než pravděpodobné, že dojde k malým poruchám, které se časem budou hromadit a způsobí, že vaše měsíce opustí svoji orbitální rezonanci 1: 1. To povede k nepředvídatelným výsledkům, ale můj nejlepší odhad je, že měsíce mohou začít gravitačně interagovat, pokud se dostanou dost blízko, když už nebudou na stejné straně planety. Nakonec to může vést k tomu, že si vymění energii a jeden je vyhozen na bližší oběžnou dráhu, zatímco jiný je vyhozen na další oběžnou dráhu. Ale to je jen dohad.

Takže krátká odpověď, ano, váš systém je možný, ale přichází s určitými omezeními a pravděpodobně nebude stabilní po dlouhou dobu.

Obyvatelnost

Ptáte se také na obyvatelnost takového systému. To je trochu složité a neexistuje žádná jediná odpověď. Existuje tolik podmínek, které ovlivňují obyvatelnost. Aby toho nebylo málo, máme jen jediný příklad obyvatelné planety. Existují však všeobecné podmínky, o nichž se domníváme, že musí být pravdivé, aby planeta mohla být obyvatelná (alespoň pro lidi).

Velkou podmínkou je, že váš systém musí mít dobrou teplotu, aby mohla voda existovat jako kapalina. Pokud je vaše centrální planeta analogem Jupitera / Saturna, tak se to nestane, protože takové planety mají velké, většinou vodíkové plynné obálky. Ve skutečnosti neexistují žádné kaluži vody pro lidi. Vaše měsíce by však mohly stále hostovat vodu. Opravdu záleží na tom, jak daleko je vaše planeta od hvězdy. Tyto typy planet se tvoří velmi daleko od hvězdy, kde voda snadno neexistuje jako kapalina, takže buď musí vaše planeta migrovat do vnitřního hvězdného systému brzy (a zastavit se v úctyhodné vzdálenosti), nebo jiný druh přílivu a odlivu efekt musí udržovat vaše měsíce mnohem teplejší, než by byly jiné moudré (viz například Enceladus). První znamená, že vaše zvolené oběžné dráhy měsíce budou pravděpodobně méně stabilní, a druhé znamená, že budete potřebovat další měsíce, které vám pomohou zajistit vytápění, a vaše oběžné dráhy budou zase méně stabilní. Pokud je vaše centrální planeta podobná Zemi, určitě může pojmout vodu a být tak podobná Zemi, jak chcete, ale měsíce pravděpodobně nebudou dostatečně velké, aby byly obyvatelné.

Existují různé další podmínky pro obyvatelnost, jako je příjemná atmosféra nebo ochrana magnetosféry před hvězdou, ale na toto téma lze napsat celou knihu. Ukončím tím, že vás upozorním na tuto otázku týkající se obyvatelnosti.


2 odpovědi 2

Myslím, že planeta, která dokáže udržet Zemi jako atmosféru, dokáže udržet dva sférické měsíce bez velkých problémů.

Pojďme si rozdělit vaši otázku na dílčí problémy.

Aby se tělo stalo koulí, musí mít dostatečnou vlastní gravitaci, aby jej vytáhlo do sférického tvaru. To záleží na tom, z čeho je tělo vyrobeno, a to ze dvou důvodů. Prvním důvodem je skutečnost, že síla vlastní gravitace závisí spíše na hmotnosti objektu než na jeho velikosti, z čehož vyplývá, že tělesa vyrobená z hustších materiálů se stávají sférickými v menších poloměrech.

Druhým důvodem je, že některé materiály se snadněji formují do koule než jiné, což znamená, že k vytlačování některých materiálů do sférického tvaru je zapotřebí méně silné gravitace. Druhý důvod má tendenci vyhrávat. Proto u těles vyrobených převážně ze skály je minimální velikost, aby se stala samo gravitační koulí, průměr asi 600 km, ale u těles převážně vyrobených z ledu je minimální velikost průměr asi 400 km.

Budu to brát jako planetu schopnou zachycovat vodu a kyslík ve své atmosféře, zatímco jsem ve vzdálenosti od hvězdy, aby mohla existovat kapalná voda.

Při použití (pravděpodobně) nejcitovanějšího světového obrazu, jaký kdy byl, dostaneme, že může být o něco větší než Mars, nebo lepší s únikovou rychlostí mírně vyšší než Mars, kolem 7 km / s.

Záleží na tom, jak daleko obíhají kolem planety a zda se jejich sféry Hillu vyhýbají vzájemnému gravitačnímu rušení mezi dvěma měsíci.

Pro těleso s hmotou Ceres (průměr 900 km) obíhající ve vzdálenosti 100 tisíc km od tělesa s hmotou Venuše by byla sféra Hill 3900 km. Pokud umístíte druhý měsíc se stejnou hmotou na 400 tisíc km od hlavního tělesa, jeho vrcholová koule by byla 15 600 km.

Zdá se, že sféry kopců dvou měsíců jsou dostatečně daleko na to, aby se navzájem nerušily. Hrajete-li si se vzdálenostmi, abyste měli nějakou orbitální rezonanci mezi měsíci, můžete si být jisti jejich dlouhodobou stabilitou.

Co myslíš tím & quothalf velikost Země & quot, když to popisuješ jako požadovaný cíl?

Planeta Země má poloměr 6 371 kilometrů a průměr 12 742 kilometrů. Planeta s polovičním průměrem Země neboli 6 371 kilometrů by měla osminu objemu. Pokud by tato planeta měla stejnou průměrnou hustotu jako Země, měla by jednu osminu (0,125) hmotnosti Země.

Aby planeta měla jednu polovinu hmotnosti Země a stejnou průměrnou hustotu jako Země, musela by mít poloviční objem Země. Potřebovalo by tedy mít přibližně 0,7937násobek průměru Země, přibližně 10 113 3254 kilometrů, aby bylo možné dosáhnout objemu přibližně 0,499 999 9006 objemu Země.

Porovnejte tyto údaje s minimálními hmotami planety, které je třeba udržet a / nebo vytvořit dýchatelnou atmosféru bohatou na kyslík, které jsou uvedeny níže.

Kdysi dávno, v roce 1964, vyšla kniha s vědeckou diskusí o tom, co je nezbytné, aby planeta (nebo jiný svět) byla obyvatelná pro člověka.

Obytné planety pro člověka, Stephen H. Dole, 1964, 2007. Nevím, zda bylo vydání z roku 2007 aktualizováno o nejnovější vědecké informace.

V nedávné době proběhlo mnoho diskusí o obyvatelnosti jiných světů s využitím novějších a pokročilých věd. Ale pokud vím, většina nebo všechny tyto diskuse se týkají obyvatelnosti pro život obecně, nikoli obyvatelnosti pro konkrétnější případ lidí a forem života s podobnými požadavky. Například na Zemi vzkvétá mnoho nebo možná i většina forem života, kde by lidé rychle zemřeli.

Na stranách 53 až 58 pojednává Dole o tom, jak obrovský svět by musel být, aby udržel dostatečně hustou atmosféru kyslíku. Na straně 54 Dole dospěl k závěru, že planeta by musela mít únikovou rychlost 6,25 kilometrů za sekundu, aby si udržela kyslíkovou atmosféru po geologická časová období. To odpovídá planetě s:

hmotnost 0,195 hmoty Země, poloměr 0,63 Země a povrchová gravitace 0,49 g.

Poloměr 0,63 Země je poloměr 4013,73 kilometrů nebo průměr 8 027,46 kilometrů.

Dole věřil, že planeta této velikosti si dokáže udržet atmosféru bohatou na kyslík, ale nedokáže ji vytvořit. Pokud měl Dole pravdu, planeta takové velikosti mohla mít atmosféru bohatou na kyslík, pouze pokud by ji terraformovala vysoce pokročilá společnost.

Dole provedl dva různé výpočty minimální hmotnosti, která by mohla být nezbytná pro to, aby si svět nejen uchoval atmosféru bohatou na kyslík, ale také ji vytvořil. Jedna měla hmotnost 0,25 hmoty Země a druhá hmotnost 0,57 hmoty Země. Dole považoval tyto hmoty za nepřesné a usadil se na hmotnosti 0,4 hmoty Země jako minimální hmotnosti potřebné k vytvoření atmosféry bohaté na kyslík.

To odpovídá planetě s poloměrem 0,78 poloměru Země a povrchovou gravitací 0,68 G.

Poloměr 0,78 poloměru Země je poloměr 4 969,38 kilometrů a průměr 9 938,76 kilometrů.

Mars má hmotnost 0,107 hmoty Země, poloměr 3 389,5 kilometrů a průměr 6 779 kilometrů, takže každý svět dostatečně masivní na to, aby si udržel a / nebo vytvořil atmosféru bohatou na kyslík, by měl být podstatně masivnější a větší než Mars.

Dokud a dokud autor sci-fi nenajde pozdější a lepší soubor výpočtů než Dole, neměli by psát o planetě s atmosférou bohatou na kyslík, která je prodyšná pro podobnost s lidmi, pokud nemá hmotnost nejméně 0,195 Země a průměr alespoň 8 027,46 kilometrů. A pokud nechtějí, aby planeta měla umělou atmosféru bohatou na kyslík vytvořenou vysoce pokročilou civilizací, ale místo toho by měla přirozeně vytvořenou atmosféru bohatou na kyslík, měli by mít ve svém světě hmotnost nejméně 0,4 hmotnosti Země a průměr nejméně 9 938,76 kilometrů.

A samozřejmě by minimální hmotnost byla podstatně větší než hmotnost Marsu, 1,822 nebo 3,738krát větší než hmotnost Marsu. A také podstatně méně než hmotnost Venuše, 0,239 nebo 0,490 hmotnosti Venuše. L Dutch - Reinstate Monica použil ve své odpovědi planetu s hmotou Venuše, 0,815 hmotností Země, k výpočtu sféry Hill.

Všiml jsem si, že velikost Hill Sphere vaší planety bude záviset na hmotnosti planety, vzdálenosti k její hvězdě a hmotnosti hvězdy. Rovněž si povšimnu, že měsíc může mít stabilní oběžnou dráhu pouze v rozmezí asi 0,5 až 0,666 od vnějšího okraje vrchní sféry.

Nejsem si jistý, že by dva měsíce mohly mít stabilní oběžné dráhy kolem nejméně masivní možné obyvatelné planety ve vzdálenostech uvedených v L Dutch - odpověď Obnovit Moniku.

Vrchní sféra Země se rozprostírá na zhruba 1 500 000 kilometrů, takže zóna, kde mohou měsíce mít stabilní oběžné dráhy, by se měla rozšířit na přibližně 500 000 až 750 000 kilometrů.

Příklad v odpovědi L Dutch - Reinstate Monica má dva měsíce obíhající kolem 100 000 a 400 000 kilometrů a oba by se nacházely ve stabilní orbitální zóně Země. Otázka si však žádá planetu co nejmenší a L Dutch - Reinstate Monica ve své odpovědi zmínil planetu o něco větší než Mars.

Planeta výrazně menší než Země by měla menší Hill Sphere než Země a měsíce by musely obíhat blíže. Pokud je však planeta méně hmotná, budou mít měsíce určité hmotnosti větší kopcovité koule, které by se mohly vzájemně rušit.

Možná by L Dutch - Reinstate Monica měla přepočítat své oběžné dráhy pro planetu dostatečně masivní, aby měla atmosféru bohatou na kyslík obíhající kolem hmotnější a jasnější hvězdy než Slunce ve větší vzdálenosti než Země obíhá kolem Slunce, aby našla stabilní orbitální konfiguraci.


Obytné měsíce místo obyvatelných planet?

Jedním z hlavních cílů misí lovících exoplanety, jako je Kepler, je objevovat planety podobné Zemi v obyvatelných zónách jejich hostitelů. Mohli byste však hledat jiné relevantní světy? Nová studie prozkoumala možnost obyvatelných měsíců kolem obřích planet.

Hledám skalní světy

Od svého spuštění našla mise Kepler stovky kandidátů na planetu v obyvatelných zónách jejich hostitelů - regionech, kde může na povrchu planety existovat kapalná voda. Při hledání životaschopných světů mimo naši sluneční soustavu je logické, že pozemské planety podobné Zemi jsou nejlepšími cíli. Samostatné planety však nejsou jediným typem skalnatého světa venku!

Mnoho kandidátů na planetu Kepler, u nichž se zjistilo, že leží v obytných zónách jejich hostitelů, je větší než tři poloměry Země. Tyto obří planety, i když je nepravděpodobné, že budou samy dobrým cílem při hledání obyvatelných světů, jsou potenciální hostitelé velkých pozemských satelitů, kteří by také existovali v obyvatelné zóně. V nové studii vedené Michelle Hill (University of Southern Queensland a University of New England, Australia San Francisco State University) tým vědců zkoumá míru výskytu těchto měsíců.

Kepler našel v obyvatelných zónách svých hostitelů více než 70 plynových gigantů. Ty jsou zobrazeny na grafu výše (zeleně), binovány podle teplotního rozložení jejich hostitelů a porovnány se širším vzorkem kandidátů na planetu Kepler (šedá). [Hill a kol. 2018]

Tally Giant-Planet

Hill a spolupracovníci kombinují známé Keplerovy detekce obřích planet umístěných v optimistických obytných zónách jejich hostitelů s vypočítanou účinností detekce, která měří pravděpodobnost, že nám budou existovat další podobné planety, které nám chybí. Z toho autoři odhadují frekvenci, s jakou očekáváme, že se obří planety vyskytnou v obyvatelných zónách různých typů hvězd.

Výsledek: frekvence 6,5 ± 1,9%, 11,5 ± 3,1% a 6 ± 6% pro obří planety ležící v obyvatelných zónách hvězd G, K a M. To je méně než ekvivalentní míra výskytu pozemských planet v obyvatelné zóně - což znamená, že pokud všechny obří planety hostí průměrně jeden měsíc, obyvatelná zóna je kamenitá měsíce je méně pravděpodobné, že budou existovat než v obyvatelné zóně planety. Pokud však každá obří planeta hostí více než jeden měsíc, míra výskytu měsíců v obyvatelné zóně by se mohla rychle zvýšit než míra planet v obyvatelné zóně.

Poučení z naší sluneční soustavy

Distribuce odhadované úhlové separace planeta-měsíc pro známé obří planety v obyvatelné zóně Kepler. Budoucí mise by musely být schopné vyřešit oddělení mezi 1 a 90 mikroarcsec, aby detekovaly potenciální měsíce. [Hill a kol. 2018]

185 měsíců, o nichž je známo, že obíhají kolem planet v naší sluneční soustavě, až na několik z nich je na oběžné dráze kolem plynných obrů. Zejména Jupiter nedávno zvýšil svůj rekord na neuvěřitelných 79 měsíců! Plynní obři se proto zdají docela schopní hostit mnoho měsíců.

Mohly by měsíce obyvatelné zóny rozumně podporovat život? Jupiterův měsíc Io je dobrým příkladem toho, jak radiační a přílivové vytápění obří planety může zahřát měsíc nad teplotu jeho okolí. A satelit Jupitera a # 8217 Ganymede ukazuje, že velké měsíce mohou mít dokonce svá vlastní magnetická pole, což potenciálně chrání atmosféry měsíců před jejich hostitelskými planetami.

Celkově se zdá, že pozemské satelity plynových gigantů v obyvatelné zóně jsou cenným cílem, který je třeba zohlednit při pokračujícím hledání obyvatelných světů. Hill a práce spolupracovníků pokračují v diskusi o pozorovacích strategiích pro detekci takových objektů a poskytují naději, že budoucí pozorování nás přiblíží detekci obyvatelných měsíců mimo naši sluneční soustavu.

Citace

„Exploring Kepler Giant Planets in the Habitable Zone,“ Michelle L. Hill et al 2018 ApJ 860 67. doi: 10,3847 / 1538-4357 / aac384


PLANETPLANET

Mohou měsíce obíhat měsíce? & # 8212 báseň

Poznámka: zde je video, kde recituji tuto báseň.

Mohou měsíce obíhat měsíce? divila se Juna a já
Některé planety mají měsíce nahoře na obloze
Ale žádný z těchto měsíců nemá kolem sebe svůj vlastní měsíc.
Když se to syn Juna & # 8217s dozvěděl, byl ohromen!
Chtěli jsme na to přijít, vyřešit záhadu:
Kam se ty měsíce dostaly? Jaká je jejich historie?

A jedna věc, která dala tomuto další rozměr
Kandidát na exomoon získal naši pozornost.
Když pro to Teachey a Kipping našli důkaz
Tito podmoni zavolali a my jsme to nemohli ignorovat.

& # 8220Submoons & # 8221 or & # 8220moonmoons & # 8221 & # 8212 now what & # 8217s in a name?
Jméno má tendenci se držet, takže by nemělo být chromé.
Jak bychom jim měli říkat? Existuje spousta možností
A navíc díky Twitteru existují miliony hlasů.
Existuje spousta názorů, tam jsou: měsíční měsíce, mooncitos,
K dispozici jsou měsíce a lunety a planety burritos.

Je to jen jméno, neexistuje věda ani sláva
Držím se podmoře. Nyní zpět k našemu příběhu & # 8230

Kolem každé planety je nějaká zóna
Ve kterém je měsíc stabilní # 8217, pokud zůstane úplně sám
Obíhá v míru a obíhá kolem planety
A nahoře na obloze se tato planeta rýsuje velká.
A # 8217 obklopuje každý měsíc a # 8217 má podobný prostor,
Submoon tam by měl jen obíhat na místě.

Měsíc obíhající kolem planety obíhající kolem hvězdy. Tenké čáry ukazují stabilní oběžné dráhy a pět Lagrangeových bodů je označeno (stabilní jsou pouze L4 a L5. „Kamera“ obíhá kolem planety nebo měsíce. Převzato z Domingos & amp Winter (2005).

Kde se věci mohou zkazit a spadnout ze stolu:
Ukázalo se, že příliv a odliv může způsobit nestabilitu věcí
Velká gravitace planety a # 8217 táhne na Měsíci
A natáhne to jako pudl balón

Když se natáhne, jeho gravitace změní nick
Submoon to cítí a dostane malý kop
Kopy nejprve tlačí podmořskou sílu sem a tam
Jeho oběžná dráha se může zmenšit nebo zvětšit.
Submoon se může zřítit na trávník Měsíce a # 8217
Nebo může být vytlačeno, dokud to prostě nezmizí

Silové linie ukazující slapové protažení měsíce obří planetou. Upraveno z Wikipedie.

Nejlepší místo, kde se daří měsícům měsíce
Je velký měsíc # 8217. A pomoci mu přežít
Měsíc musí být také daleko od své planety
A to platí, zda je to ledové nebo žulové.

V našem systému jsou tři nebo čtyři měsíce, které fungují
Kolem kterého mohl číhat pěkný stabilní měsíc
K dispozici je náš Měsíc, Callisto a také Iapetus
(podivný měsíc Saturn & # 8217s & # 8212 nyní nechá & # 8217s zkontrolovat můj počitadlo).

Pokud jsou podmoře stabilní, tak kde by mohly být?
Tyto měsíce nemají podsvětí. Ne, žádný ze tří.

U Měsíce Země a # 8217 myslíme v době jeho narození
Jeho oběžná dráha byla mnohem mnohem mnohem blíže Zemi
Takže i když jsou nyní podmoře stabilní
Nikdy se nemohli tvořit. Prostě nevěděli, jak.

Umělecký a # 8217s dojem z Měsíce a # 8217s submoon. Od Science & amp Vie.

Callisto je jedním z měsíců Galilean,
Kolem Jupiteru jsou čtyři s prostorem pro hraní.
Gravitační kopy z měsíců se sčítají
Bezpečná zóna pro podmoře se jen scvrkává.

Iapetus je Trochu divný. Jen smidge.
Podél rovníku dostal dlouhý hřeben
Myslíme si, že je to měsíc dělal tvořit se kolem.
Hřeben byl vyroben, když submoon spadl.

Kandidát na exomoon je opravdu dost velký
S dostatkem prostoru pro sladkou submoonskou soupravu.
Špatnou věcí je, že podmořské měsíce jsou opravdu těžké najít
A, aby exo-předvolby jsme úplně slepí.

Měsíce mohou být přátelské k životu, až ve vesmíru.
A co submoons? Jsou dobré místo?

Mít velký měsíc, který by mohl mít tektoniku
A nezapomeňte na vodu (a ano, gin a tonika)
Hostitelský měsíc musí být docela velký a docela daleko.
Měl by také obíhat docela velkou hvězdu.

U velkých hvězd je hab zóna dále
A planety tam dávají měsícům více prostoru na hraní
Příliv a odliv je mnohem slabší, takže podmořům se může dařit
I takový měsíc jako Země může přežít!

Nenechte se držet zpátky. Podívejme se na tuto věc.
Subsubmoons: mohli by existovat i tam venku?
Odpověď zní ano, ale musí být slabí
& # 8216Cuz přílivy a odlivy jsou tak silné, že stabilní zóna & # 8217s krevety.

A teď poslední myšlenka: řekni mi, co by mělo lidstvo
Uděláme to jen v případě, že podlehneme šílenství?
Kam můžeme uložit všechny nejlepší věci, které jsme udělali:
Vynálezy, objevy, umění po tuně?

Lidem vytvořený měsíc, který obíhá kolem Měsíce
Mohlo to všechno držet v obrovském kokonu.
Po miliardy let to mohlo říct naši poslední bajku
(I když bychom se měli ujistit, že jeho oběžná dráha je stabilní).

A teď jsme hotovi. Takže jdu do postele
S vizemi podmonů na hladině v mé hlavě & # 8230.

Můj oblíbený příspěvek na Twitteru o submoons / moonmoons. Na základě klasického příběhu před spaním, který mi moji rodiče četli asi pět tisíckrát (a já jsem četl i svým dětem & # 8230).


Výzkum předefinuje dolní limit pro obyvatelnost velikosti planety

V konceptu tohoto umělce obíhá měsíc Ganymede obří planetu Jupiter. Solný oceán pod ledovou kůrou měsíce nejlépe vysvětluje posun v aurorálních pásech měřený Hubblovým dalekohledem. Astronomové již dlouho přemýšleli nad tím, zda by bylo možné obývat měsíce Jupitera, kdyby došlo ke zvýšení záření ze slunce. Uznání: NASA / ESA

v Malý princ, klasická novela Antoina de Saint-Exupéryho, titulární princ žije na asteroidu velikosti domu tak malého, že může sledovat západ slunce kdykoli během dne pohybem židle o několik kroků.

Samozřejmě, že ve skutečném životě nebeské objekty, které jsou malé, nemohou podporovat život, protože nemají dostatek gravitace k udržení atmosféry. Jak malé je ale příliš malé na obyvatelnost?

V nedávném článku vědci z Harvardské univerzity popsali nový, nižší limit velikosti pro udržení povrchové kapalné vody po dlouhou dobu, rozšiřující takzvanou obyvatelnou zónu nebo „zónu Zlatovláska“ pro malé planety s nízkou gravitací. Tento výzkum rozšiřuje oblast hledání života ve vesmíru a osvětluje důležitý proces vývoje atmosféry na malých planetách.

Výzkum byl publikován v Astrofyzikální deník.

„Když lidé přemýšlejí o vnitřních a vnějších okrajích obyvatelné zóny, mají na to tendenci myslet pouze prostorově, což znamená, jak blízko je planeta ke hvězdě,“ uvedl Constantin Arnscheidt '18, první autor článku. "Ale ve skutečnosti existuje mnoho dalších proměnných pro obyvatelnost, včetně hmotnosti. Stanovení dolní hranice pro obyvatelnost z hlediska velikosti planety nám dává důležitou překážku v našem pokračujícím lovu obyvatelných exoplanet a exomoonů."

Obecně se planety považují za obyvatelné, pokud dokáží udržet povrchovou kapalnou vodu (na rozdíl od zmrzlé vody) dostatečně dlouho, aby umožnily vývoj života, konzervativně asi 1 miliardu let. Astronomové loví tyto obyvatelné planety ve specifických vzdálenostech určitých typů hvězd - hvězdy, které jsou menší, chladnější a mají nižší hmotnost než naše slunce, mají obytnou zónu mnohem blíže než větší a teplejší hvězdy.

Vnitřní okraj obyvatelné zóny je definován tím, jak blízko může být planeta ke hvězdě, než uprchlý skleníkový efekt povede k odpaření veškeré povrchové vody. Jak však prokázal Arnscheidt a jeho kolegové, tato definice neplatí pro malé planety s nízkou gravitací.

Tento obrázek ukazuje dolní mez obyvatelnosti z hlediska hmotnosti planety. Pokud je objekt menší než 2,7 procenta hmotnosti Země, jeho atmosféra unikne dříve, než bude mít příležitost vyvinout povrchovou kapalnou vodu. Uznání: Harvard SEAS

Uprchlý skleníkový efekt nastává, když atmosféra absorbuje více tepla, které může vyzařovat zpět do vesmíru, čímž brání planetě v ochlazení a nakonec vede k nezastavitelnému oteplování, které nakonec změní jeho oceány na páru.

Když se planety zmenší, stane se něco důležitého: Při zahřívání se jejich atmosféry rozšiřují směrem ven a jsou stále větší a větší vzhledem k velikosti planety. Tato velká atmosféra zvyšuje absorpci i záření tepla, což umožňuje planetě lépe udržovat stabilní teplotu. Vědci zjistili, že atmosférická expanze brání planetám s nízkou gravitací zažít uprchlý skleníkový efekt, což jim umožňuje udržovat povrchovou kapalnou vodu při obíhání v těsné blízkosti jejich hvězd.

Když se však planety příliš zmenší, úplně ztratí svoji atmosféru a kapalná povrchová voda buď zamrzne, nebo se odpaří. Vědci prokázali, že existuje kritická velikost, pod níž nemůže být planeta nikdy obyvatelná, což znamená, že obytná zóna je ohraničena nejen ve vesmíru, ale také ve velikosti planety.

Vědci zjistili, že kritická velikost je asi 2,7 procenta hmotnosti Země. Pokud je objekt menší než 2,7 procenta hmotnosti Země, jeho atmosféra unikne dřív, než bude mít šanci vyvinout povrchovou kapalnou vodu, podobně jako dnes v případě komet. Abychom to uvedli do kontextu, Měsíc je 1,2 procenta hmotnosti Země a Merkur je 5,53 procenta.

Vědci také dokázali odhadnout obyvatelné zóny těchto malých planet kolem určitých hvězd. Byly modelovány dva scénáře pro dva různé typy hvězd: hvězda typu G jako naše vlastní slunce a hvězda typu M po vzoru červeného trpaslíka v souhvězdí Lva.

Vědci vyřešili další dlouholetou záhadu v naší vlastní sluneční soustavě. Astronomové již dlouho přemýšleli nad tím, zda by Jupiterovy ledové měsíce Europa, Ganymede a Callisto byly obyvatelné, kdyby se zvýšilo záření ze slunce. Na základě tohoto výzkumu jsou tyto měsíce příliš malé na to, aby udržovaly povrchovou kapalnou vodu, i když byly blíže ke slunci.

„Světy s nízkou hmotností vody jsou fascinující možností při hledání života a tento dokument ukazuje, jak odlišné je jejich chování pravděpodobně ve srovnání s chováním planet podobných Zemi,“ řekl Robin Wordsworth, profesor environmentální vědy a techniky. ve společnosti SEAS a hlavní autor studie. „Jakmile bude možné pozorovat tuto třídu objektů, bude vzrušující pokusit se tyto předpovědi přímo otestovat.“


Divné oběžné dráhy sousedů mohou způsobit, že & # 8216obytné & # 8217 planety nebudou tak obyvatelné

Astronomové, kteří loví planety obíhající kolem blízkých hvězd podobných slunci, hledají známky skalnatých planet podobných Zemi v zóně # 8220habitable & # 8221, kde podmínky jako teplota a kapalná voda zůstávají dostatečně stabilní, aby podpořily život.

Nové poznatky z počítačového modelování naznačují, že některé z těchto exoplanet mohou kolísat mezi tím, zda jsou obyvatelné a nehostinné pro život kvůli silám vyvíjeným obřími sousedy s excentrickými drahami.

Lze očekávat, že v této zóně zůstane osamělá planeta podobná Zemi nebo suchozemská planeta s obecně kruhovou oběžnou dráhou směrem k vnitřnímu okraji obyvatelné zóny Slunce # 8217, uvedl postdoktorský výzkumník astronomie Rory Barnes z Washingtonské univerzity. Přidání planety srovnatelné s Jupiterem do systému a její vysoce eliptická oběžná dráha, podobná většině dosud objevených exoplanet, může způsobit, že se na menší planetě stanou podivné věci, což může způsobit, že bude obývat a neobyvatelné podmínky.

Oběžná dráha menší planety a # 8217 se bude prodlužovat a poté bude opět kruhová, to vše za pouhých 1000 let, a mohla by to dělat opakovaně. To například zvyšuje možnost, že by se jeho průměrná roční teplota mohla během každého tisíciletí významně měnit.

& # 8220 Po část času mohla na povrchu existovat kapalná voda, ale jindy by se vařila, & # 8221 řekl Barnes, který ve středu představí výsledky na zasedání Americké astronomické společnosti v Miami.

Efekt by byl podobný pro planetu podobnou Zemi na vnějším okraji její obyvatelné zóny, kromě toho, že její změněná oběžná dráha by ji pravděpodobně někdy příliš vzdálila od její hvězdy, což by mohlo vést k planetárnímu zalednění.

& # 8220 Větší otázkou je, že obytná zóna je velmi komplikovaná, & řekl Barnes # 8221. Podnebí Země # 8220 je po desítky tisíc let mírně ovlivňováno oběžnými dráhami jiných planet ve sluneční soustavě, ale je možné, že v mnoha exoplanetárních systémech je uspořádání planet velmi důležité pro obyvatelnost. & # 8221

Problém se stává ještě složitějším pro to, co by mohly být obyvatelné planety obíhající kolem hvězd s nízkou hmotností, což je možná třetina hmotnosti Slunce. V takových systémech je obyvatelná zóna mnohem blíže menší hvězdě a přílivové síly z gravitace hvězdy jsou rozhodující pro určení, zda je planeta obyvatelná. Přidání excentrické oběžné dráhy planety podobné Jupiteru by mohlo výrazně změnit podmínky na menší planetě, jak se mění její oběžná dráha.

& # 8220 Mohou existovat planety, jejichž geologické vlastnosti se mění ve velmi dlouhých časových intervalech, & # 8221 Barnes řekl. & # 8220 Dokážete si představit planety, které cyklují dovnitř a ven z intenzivních vulkanických a zemětřesení. & # 8221

Tidal forces also fix the planet’s rotation period, and as the orbit becomes more elongated the length of day can change significantly, Barnes said.

“The length of the day changes almost day to day,” he said. “It’s fascinating to think about how evolution occurs on such a world.”

The work, funded by NASA’s Virtual Planetary Laboratory, was conducted with Brian Jackson of NASA’s Goddard Space Flight Center, Richard Greenberg of the University of Arizona and Sean Raymond of the Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux in France.

“There is this crazy zoo of planets out there that probably are habitable,” Barnes said, “but their properties are very different from Earth and they’re different from Earth because of their eccentric neighbors.”


How many habitable planets can one star have? Turns out, about 6.

How many habitable planets can you have orbiting a single star?

In our solar system, only one planet is actually habitable in a narrow sense of the word: Earth. Mars is too cold with air too thin, and Venus just the opposite.

Více špatné astronomie

But… that’s happenstance. If you swapped the positions of Mars and Venus, and maybe swapped a significant fraction of Venus’ atmosphere, their temperatures would be a lot more suited for us * . That’s because both are in our Sun’s habitable zone, the range of distance from our star where liquid water could exist on a planet’s surface.

The idea of a habitable zone is a bit squishy, because having liquid water depends on a laundry list of other things, including the existence of an atmosphere, what’s in it, and more. But it’s a useful concept as long as you don’t look at it too closely † .

So technically, three planets orbit the Sun in its habitable zone. But how many could you fit in there?

Artwork showing the TRAPPIST-1 planetary system, seven Earth-sized planets orbiting a cool red dwarf. Credit: NASA/JPL-Caltech

At some number you’d hit a limit. The finite region of space means planets would get too close together. They’d interact gravitationally, and celestial hijinks would ensue: They’d create chaos, and some planet or planets would have their orbit messed up, dropping them into the Sun or ejecting them from the system entirely.

Also, a star’s habitable zone depends on how hot it is. When you do the math, you find a cool red dwarf has a small, narrow one, while a massive blue star has a huge habitable zone that extends out a long way.

So when we look to other stars, should we expect to see systems like ours, with few planets in the habitable zone, or can there be more stuffed in there?

A team of astronomers took a look at this, using software that calculates the gravity and motion of a system of planets over time to check for stability. For a given star mass, they calculated the size of the habitable zone, then placed one Earth-mass planet on the inside edge of the zone, another at the outside edge, and then added more evenly-spaced between the two. For every kind of star they ran the simulation for a total of 5, 6, and 7 planets, letting the simulation go for 100 million orbits of the inner planet to give things a good long time to play out.

What they found is pretty cool. For very low mass stars, say 0.1 times the Sun’s mass, no system is stable. The habitable zone is too narrow, so the planets always interacted. However, once you get up to stars with 0.2 times the Sun’s mass (still pretty low, so we’re talking red dwarfs here) the zone widened enough that every 5-planet system was stable. For stars with 0.7 or so times the Sun’s mass, 6-planet systems do pretty well, too.

Artwork depicting a star with several planets orbiting it. Credit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (IPAC)

For some narrow mass ranges of stars, 7-planet systems wind up being stable as well. You’d think that a more massive star means a bigger habitable zone, so more planets would fit in, but there’s a monkey in that wrench: Resonances. If one or more planets have orbital periods that are simple fractions of each other, like 2:1, or 5:4, they periodically tug on each other, adding or removing orbital energy. It’s like kicking your legs at the right time on a swing, amplifying your motion.

In this case though, resonances can spell doom for a system. For certain size habitable zones and stellar masses the planets find themselves in a resonance, and the orbits become unstable. That’s why a lower mass star might be able to hold on to more planets than a higher mass one. There might be no resonances in the habitable zone for the smaller star, whereas there are for the bigger one.

There’s another problem, too, and it’s literally a big one: Giant planets orbiting outside the habitable zone. They influence inner planets, and can create even more instabilities, making it harder to pack a star’s habitable zone with Earth-sized planets. If a star lacks those giant planets then it’s all good, but if it has one or more — as ours does — that can seriously drop the number of stable planetary habitable zone orbits.

There are more subtle things to look out for, too. As a star ages it gets hotter, so its habitable zone moves outward. A planet that orbits on the inside edge of a star’s habitable zone might find itself getting uncomfortably warm after a few billion years.

Also, they didn’t look at lower mass planets (like, say, Mars) or planets on elliptical orbits. Tilting the orbits a bit can prevent resonances from making a mess of things, too. Clearly, there’s room here for running lots more simulations on this.

The TRAPPIST-1 planetary system (middle) can fit entirely inside Mercury’s orbit (bottom), yet three planets are in their cool star’s habitable zone. Jupiter’s four big moons are also shown to scale (top) for comparison. Credit: NASA/JPL-Caltech

It’ll be a while before this prediction can be checked in the real Universe, though. Finding that many planets around a star is rare (TRAPPIST-1 being one of a few exceptions so far) and it gets harder for more massive stars, where the planets are farther out from the star our best detection methods work well for closer-in planets.

But what a thing to learn! Will we find systems with 5 planets in their habitable zone? And if so, how many will actually be habitable?

The Universe is a pretty cool place, and loves diversity. If I had to bet, I’d say such systems exist. Rare, but out there. How long will it be before we find one?

* We’d still need to give them both oxygen and probably replace the CO2 with nitrogen, but go with me here.

Taky, it’s possible to have undersurface oceans in icy moons around gas giants, so again the habitable zone concept is a bit limited. It’s more of a good place to start then the be-all of looking for clement places in the Universe.


Obsah

Lehmer et al. found if the moon of Europa were to end up near to Earth orbit it would only be able to hold onto its atmosphere for a few million years. However, for any larger, Ganymede-sized moons venturing into its solar system's habitable zone, an atmosphere and surface water could be retained pretty much indefinitely. Models for moon formation suggest the formation of even more massive moons than Ganymede is common around many of the super-Jovian exoplanets. [3]

Martínez-Rodríguez et al. found exomoons with the mass of Mars around IL Aquarii b and c could be stable on timescales above the Hubble time. Like an exoplanet, an exomoon can potentially become tidally locked to its primary. However, since the exomoon's primary is an exoplanet, it would continue to rotate relative to its star after becoming tidally locked, and thus would still experience a day/night cycle indefinitely. The CHEOPS mission could detect exomoons around the brightest M-dwarfs or ESPRESSO could detect the Rossiter–McLaughlin effect caused by the exomoons. [4]

Given the general planet-to-satellite mass ratio of 10000, [5] large Saturn or Jupiter-sized gas planets in the habitable zone are believed to be the best candidates to harbour Earth-like moons, with more than 120 such planets by 2018. [6]

Massive exoplanets known to be located within a habitable zone (such as Gliese 876 b, 55 Cancri f, Upsilon Andromedae d, 47 Ursae Majoris b, HD 28185 b and HD 37124 c) are of particular interest as they may potentially possess natural satellites with liquid water on the surface. It was also found that moons at distances between about 5 and 20 planetary radii from a giant planet could be habitable from an illumination and tidal heating point of view.

There is a minimum mass of roughly 0.20 solar masses for stars to host habitable moons within the stellar habitable zone. René Heller & Rory Barnes found that, depending on a moon's orbital eccentricity, there is a minimum mass for stars to host habitable moons at around 0.2 solar masses. [7]

Earth-sized exoplanets in the habitable zone around M-dwarfs are often tidally locked to the host star. This has the effect that one hemisphere always faces the star, while the other remains in darkness. An exomoon in an M-dwarf system does not face this challenge, as it is tidally locked to the planet and it would receive light for both hemispheres.


Are trojan planets possible? Are habitable trojan planets possible?

A Trojan relationship is when an astronomical object A is orbited by astronomical object B, and a third object, C, orbits A at the same distance as B and 60 degrees ahead of or behind B, in the L4 or L5 position.

In our solar system, hundreds of asteroids (C) have Trojan orbits relative to Jupiter (B) and the Sun (A), and there are 17 known Neptunian Trojans, 4 known Martian Trojans, 2 known Uranian Trojans, 1 Known Earth Trojan, and 1 temporary Venusian Trojan.

Thetys, a moon of Saturn, has two Trojan moons, Telesto and Calypso, and Dione, another moon of Saturn, has two Trojan moons, Helene and Polydeuces.

It is obvious that in these cases object A is many times more massive than object B, which in turn is many times more massive than object C.

For example, Mars, the smallest planet with Trojan asteroids, has a mass 0.3227 X 10 to the minus 6th power, or 0.0000003277 the mass of the Sun, while Jupiter, the most massive planet with Trojan asteroids, has a mass of 0.0009547919 the mass of the Sun.

Tethys and Dione, moons of Saturn, are thousands and tens of thousands of times as massive as their Trojan moons.

The largest Trojan asteroid, 624 Hektor has a diameter of 225 kilometers. Earth should be over 100,000 times as massive as 624 Hektor and Jupiter is 317.7 times as massive as Earth.

So in our solar system the object A (the Sun or Saturn) ranges from thousands to millions of times as massive as object B (a planet or a large Saturnian moon) and object B ranges from thousands to millions (and possibly billions) of times as massive as object C (an asteroid or a tiny, asteroid-size moon of Saturn).

Obviously, a Trojan orbit can be stable for millions and even billions of years if there are such vast differences in mass between objects A, B, & C.

But in science fiction there are many examples were object C is much larger than an asteroid, and in fact is a planet, often one habitable for Humans.

The common types are systems where A and B are both stars and C is a planet, and systems where A is a star and B and C are both planets.

And for a long time, I believed that it was impossible for object C in a Trojan orbit to be as massive as a planet, regardless of whether object B was a star or a planet.

It is said that as a rule of thumb, a Trojan orbit can be stable if the mass of object A is greater than 100 times the mass of object B and greater than 10,000 times the mass of object C.

In our solar system the least massive planet, Mercury, is 0.00017 the mass of the most massive planet. Thus Jupiter is 5,882.35 times as massive as Mercury.

Of the five official dwarf planets in our solar system, Ceres has the smallest known mass, 0.0015 the mass of Earth, meaning Earth has 66,666.66 times the mass of Ceres. Since Jupiter has 317.7 times the mass of Earth, it has 2,117,999.9 times the mass of Ceres.

An object has planetary mass if it is massive enough to pull itself into a regular, more or less spherical shape, and is less massive than a star.

An object more massive than about 13 times the mass of Jupiter will have great enough core pressure and temperature to fuse hydrogen, and thus be a star. But the least massive stars can only fuse the rare hydrogen isotope deuterium and thus are very, very dim. They are called brown dwarfs and can be classified as planets, stars, or neither.

The minimum mass of a brown dwarf might be between 11 and 25 times the mass of Jupiter, which is enough to make the largest possible planet tens of millions of times as massive as the least massive possible planet.

The maximum mass for a brown dwarf, and the minimum mass for a full-fledged star is believed to be about 75 to 80 times the mass of Jupiter, and thus about 0.0716 to 0.076 times the mass of the Sun. The least massive known normal star, VB10, or Van Biesbroeck's Star, has a mass of about 0.075 that of the Sun, or the Sun is 13.333 times as massive as VB10.

It has been calculated that a star above about 150 times the mass of the Sun, would have fusion reactions so strong they would blow the star apart. But there a few stars which might have masses higher than 150 times the mass of the Sun, listed here:

RMC 136a1 is both the most luminous known star and the most massive, allegedly having 315 times the mass of the Sun - or between 265 to 375 times the mass of the Sun.

Thus the most massive stars should be 1,999.99 times as massive as the least massive stars, or possibly even as much as 4,999.99 times as massive.

So the possible mass range of stars, and the possible mass range of planets is such that as a rule of thumb, there could be a stable Trojan system with a star as object A, a planet as object c, and either a star or a planet as object B.

We already know there can be a Trojan system were object B is a habitable planet and object C is a tiny asteroid. But there is nothing glamorous or interesting about tiny asteroids in Trojan orbits relative to a habitable planet, except for the possible advantages of mining those asteroids.

There can be a plausible story involving mining operations or scientific research of some kind on a lifeless and uninhabitable planet in a Trojan orbit, with object B being either a star or another lifeless and uninhabitable planet.

But what about a system in which object C is a habitable planet?

If we arbitrarily assume that a planet habitable for Humans should have a mass between 0.5 and 2.0 that of Earth (planets outside that range might be habitable for other forms of life, including some from Earth), then a giant planet might be as much as 11,913.75 to 50,832 times as massive as an Earth-like and habitable planet.

So a Trojan system with a star as A, a giant planet as B, and an Earth-like and habitable planet as C, seems to fit within the 1:0.01:0.0001 rule of thumb.

And yesterday, March 5, 2018, I found some online scientific papers discussing hypothetical Trojan planets.

And those articles consider Earth-mass and potentially habitable Trojan planets possible.

So it appears that a system with a star, a giant planet, and an Earth-mass planet can have a stable Trojan orbital configuration, despite what I believed for a long time.

What about a system with two stars and an Earth mass and a habitable planet in a stable Trojan orbital configuration?

That is a bit more complicated. The Earth is about 4,550,000,000 years old. The first microscopic life appeared about 4,100,000,000 to 3,500,000,000 years ago, but Earth was not yet habitable for Humans.

Lifeforms began to produce oxygen about 2,000,000,000 years ago and oxygen levels in the atmosphere rose to breathable levels by about 500,000,000 years ago when Earth was about 4,000,000,000 years old.

Complex multicellular life appeared about 580,000,000 years ago and the first land organisms appeared about 480,000,000 years ago.

If one assumes that the evolution of life could be much faster or slower on different planets, one might assume that the minimum possible age for a planet to have a breathable oxygen-rich atmosphere and multicellular lifeforms on land, and thus be habitable for Humans, might be 3,000,000 years.

A F5V class main sequence star would have a lifetime on the main sequence of 3,440,000,000 years before becoming a red giant star. Thus some F5V stars can have planets over 3,000,000,000 years old with advanced life and breathable air, planets suitable for being colonized by Humans or having native intelligent beings. Such a star would have a mass of 1.4 times the Sun or 18.666 times the mass of the least massive stars.

This blog post says that in a Trojan system with two stars and a planet the larger star has to be at least 25 times as massive as the least massive star, a ratio of 1:04.

This is a much smaller mass difference that the 1:01 rule of thumb ratio.

In this system, the smaller star has 0.08 the Mass of the Sun and the larger star thus must have at least 2 times the mass of the Sun.

For my Trojan star-star systems I’m choosing a puny star at the border between brown dwarfs and stars, at 8% the mass of the Sun. This keeps the mass of the high-mass star as low as possible. This, in turn, will allow for a long-lived high-mass star. The high-mass star is an A star twice as massive as the Sun and about 12 times as bright (see here). This star has a lifetime of about 2 billion years as a “normal” main sequence star.

With a lifetime of about 2,000,000,000 years, the brighter star will not remain on the main sequence long enough for the planet(s) in the Trojan positions to develop advanced life and become habitable for Humans, unless life on those planets develops more than twice as fast as life on Earth for some reason. That is why spectral type A stars are not considered suitable for having habitable planets.

So, from what I have learned today, I would say that a Trojan system with a suitable type star as object A, a habitable planet as object C, and either a giant planet or a brown dwarf as object B may be mathematically possible.

But it still seems that a Trojan system with a suitable type star as object A, a habitable planet as object C, and a smaller star as object B is mathematically impossible, because the two stars could not have the proper mass ratio for a stable Trojan system.

So can anyone clarify whether the two types of Trojan systems with habitable planets are stable or not?


Podívejte se na video: SLUNEČNÍ SOUSTAVA - Dokument 2020 (Listopad 2022).