Масса планеты: Изменяется ли масса Земли?

Содержание

Изменяется ли масса Земли? | Яблык

Интересный вопрос: меняется ли масса нашей планеты? С одной стороны, физические законы говорят нам, что ничего не может появиться на планете ниоткуда – если человек создает новые объекты, то для их изготовления используются ресурсы. Одна масса вещества порождает другую. С другой же стороны, наша планета все же становится немного, но легче год от года. Но как такое может быть?

♥ ПО ТЕМЕ: Что станет с Россией, если Мировой океан поднимется или опустится на 1 км? (карта).

Ученые подсчитали, что каждый год наша планета «прирастает» космической пылью. На планету падает около 40 тысяч тонн различного мусора из окружающего нас вовсе не пустого пространства. Но есть и обратные процессы, более весомые. Так, каждый год наша Земля отдает в космос почти 95 тысяч тонн водорода в его газообразном состоянии.

Но играют роль и другие процессы, уже не столь масштабные. Например, происходящий в ядре планеты радиоактивный распад лишает ее 160 тонн массы ежегодно. Улетучивается из атмосферы и гелий – около 1 600 тонн каждый год. А запускаемые людьми на орбиту планеты аппараты составляют относительно ничтожный процент – это всего несколько сотен тонн.

Несложные подсчеты позволяют дать довольно точную оценку – планета теряет каждый год около 50 тысяч тонн своей массы. Это кажется внушительной цифрой. Вот только масса всей планеты составляет почти 6 миллиардов триллионов тонн! С такими темпами истощения ее веса хватит на 120 тысяч триллионов лет. Срок просто невероятный, с учетом того, что возраст Земли в миллионы раз меньше, как и самой Вселенной. Так что можно смело утверждать, что столь незначительная потеря планетой своего веса ни влияет ни на нее саму, ни на обитающее на ней человечество. А если (даже точнее – когда) Земле суждено будет погибнуть, то это произойдет явно не из-за естественной потери ею своего веса.

Смотрите также:

Марс сформировался гораздо быстрее Земли

27 мая 2011

Подпись к фото,

Ученые полагают, что Марсу удалось избежать столкновений с другими зарождающимися планетами

Марс сформировался в рекордно быстрые сроки, «всего» за три миллиона лет. Это быстрее, чем ранее полагали ученые.

Скорость этого процесса объясняет, почему масса планеты примерно в десять раз меньше массы Земли.

Результаты исследования, опубликованного в журнале Nature, подтверждают теорию, согласно которой Марс остался небольшой планетой, так как ему удалось избежать столкновений с планетарным «строительным материалом».

На ранних стадиях возникновения Солнечной системы Солнце было окружено облаком газа и пыли.

Ученые полагают, что планеты образовались из материи, частицы которой притягивались друг к другу электростатическим зарядом.

Впоследствии эти элементы увеличивались в размерах и становились тем, что ученые называют «эмбрионами планет».

Эти образования обладали значительной силой притяжения, воздействуя и на другие зарождающиеся планеты.

Иногда минипланеты оказывались сбитыми со своей орбиты и сталкивались с другими объектами, состоящими из твердых пород.

Столкновения могли привести и к тому, что зарождающиеся планеты оказывались выброшенными за пределы Солнечной системы или даже разбитыми на более мелкие части.

Из осколков образовывались другие небесные тела.

Так, Луна, согласно одной из версий, образовалась в результате столкновения с Землей другой зарождающейся планеты.

Моделируя этот процесс, ученые-астрофизики могут определить размер планеты в зависимости от ее удаленности от Солнца.

Марс находится далеко от центра Солнечной системы; теоретически размер планеты должен быть примерно такой, как у Земли, однако Красная планета в десять раз меньше.

Удачливый Марс?

Ученые давно полагали, что Марсу удавалось избежать столкновений с другими объектами, в отличие от планет, которые увеличивались в размерах в результате таких столкновений.

Чтобы проверить эту теорию, специалисты Чикагского университета (штат Иллинойс) и Университета Майами (штат Флорида) изучили химический состав метеоритов.

Сопоставив концентрацию тория и гафния в 44 космических объектах, ученым удалось установить срок, в течение которого сформировался Марс.

Как полагают специалисты, на это ушло от 2 до 3 млн лет. Для сравнения – Земля сформировалась до своего нынешнего размера за несколько десятков миллионов лет.

По словам одного из участников исследования Али Пурманда, когда началось формирование Земли, Марс уже достиг своего нынешнего размера.

Возможно, что Марс остался небольшим именно из-за того, что ему удалось избежать столкновений с другими планетами.

«Наверное, это было просто своего рода случайностью», – говорит специалист по астрофизике Данкан Форган из Эдинбургского университета в Шотландии.

Форган отмечает, что при моделировании планетарного развития гораздо проще установить общий ход развития событий, но весьма непросто понять, что происходит с конкретными планетами, как, например, с Марсом.

Масса созданного человеком впервые превысила массу всего живого на Земле / Хабр

Исследование, опубликованное в журнале Nature, подтвердило, что масса всего произведенного человечеством достигла 1,1 тератонны (или 1 100 000 000 000 метрических тонн), впервые превысив биомассу Земли, то есть сумму всех живых организмов, включая растительность, животных и микробов.

Еще в начале 20 века антропогенная масса планеты составляла всего 3% от биомассы.
Сейчас годовое производство антропогенной массы достигло 30 гигатонн, или 30 000 000 000 метрических тонн. При таких темпах всего через 20 лет антропогенная масса вырастет втрое.

Большую часть созданной человеком массы составляют строительные материалы — бетон и гравий. Их производство резко выросло после Второй мировой войны. По мере увеличения населения растет и потребность в инфраструктуре, такой как дороги, объяснили исследователи. Мир также урбанизировался, а население перетекло в города.

Сказывается и развитие экономики. И по мере того, как все больше людей могут позволить себе технологические устройства, от смартфонов до автомобилей, их производство растет.

Наконец, только накопленный человечеством пластик, который используется при упаковке, с учетом вторичной переработки весит 8 гигатонн, что вдвое превышает вес всех животных Земли вместе взятых.

Для оценок ученые агрегировали доступные наборы данных, охватывающие добычу ресурсов, промышленное производство, отходы и переработку. Количественная оценка биомассы всех организмов на Земле была более сложной задачей из-за того, что точных данных не было. Исследователям пришлось подсчитать все виды: от гигантских синих китов до микробов. По их словам, наибольшую сложность представлял подсчет растительной биомассы, включая корни, побеги и листья. При этом подсчете использовались данные спутникового мониторинга ландшафтов.

Ученые проанализировали изменение биомассы с течением времени. Например, они отмечают, что со времени первой сельскохозяйственной революции человечество вдвое сократило биомассу растений — с 2 тератонн до одной.

При этом растет антропогенная масса, а многие продукты производства не перерабатываются и накапливаются.

Наращивание антропогенной массы связано с климатическим кризисом. Например, производство материалов чрезвычайно энергоемкое. В случае производства цемента этот климатический эффект возникает также из-за химических реакций в формовочном материале, которые выделяют углекислый газ. Если бы вся цементная промышленность сконцентрировалась в одной стране, то, согласно сайту Carbon Brief, посвященному изменению климата, она была бы третьим в мире источником выбросов.

Ранее исследователи Массачусетского технологического института разработали метод, который поможет отслеживать состояние океанов. Техника машинного обучения автоматически объединяет очень сложный набор глобальных данных об океане, чтобы найти сходства между разными локациями, основываясь на взаимодействиях между различными видами фитопланктона.

См. также:

Наука: Наука и техника: Lenta.

Астрономы Константин Батыгин и Майкл Браун из Калифорнийского технологического института в Пасадене опубликовали новые подробности о гипотетической девятой планете Солнечной системы, которые изменяют представления о ее местонахождении. Согласно ученым, которые в 2016 году впервые предположили ее существование, загадочная планета Х летит по более эксцентричной, то есть более вытянутой орбите. Результаты расчетов, доступные в репозитории arXiv и принятые к публикации в The Astrophysical Journal Letters, помогут найти планету, если та действительно существует.

Главным доказательством служила видимая кластеризация орбит шести экстремальных транснептуновых объектов (ЭТНО), которые никогда не приближаются к Солнцу ближе чем на 30 астрономических единиц (а.е.) и могут удаляться от него больше чем на 150 а.е. (за а.е. условно принимается среднее расстояние от Земли до Солнца). Орбиты ЭТНО расположены так, что их линии апсид, соединяющие ближайшую к Солнцу точку орбиты с самой отдаленной точкой, находятся примерно под одним и тем же углом.

Такое выравнивание объясняется существованием некоего крупного тела, гравитация которого влияет на ЭТНО.

Материалы по теме:

Поскольку с того времени было открыто больше ЭТНО, в 2019 году астрономы пересмотрели данные. Масса планеты должна быть всего в пять раз больше массы Земли (а не в десять раз), а ее орбита характеризовалась малым эксцентриситетом. Однако теперь Батыгин и Браун вновь обновили свою гипотезу, в этот раз учитывая, какое влияние планета должна была оказывать на ледяные тела Облака Оорта за все время существования Солнечной системы.

Солнце, вероятно, сформировалось в звездообразующем облаке вместе с другими звездами. В этих условиях вокруг молодой Солнечной системы должно было бы возникнуть внутреннее облако Оорта, поскольку проходящие рядом звезды толкали бы ледяные тела к Солнцу. Новые симуляции показали, что Девятая планета за миллиарды лет существования должна влиять на орбиты тел в облаке, которые бы смешивались с ЭТНО пояса Койпера и демонстрировали орбитальную кластеризацию, которая, однако, слабее, чем у транснептуновых тел.

По словам ученых, в совокупности полученные результаты показывают, что для объяснения наблюдаемых данных требуется планета Х с более отдаленной и вытянутой орбитой, чем это предполагали предыдущие исследования. В то же время эксцентриситет не может быть слишком велик, потому что он бы изменил наблюдаемую картину кластеризации.

Быстрая доставка новостей — в «Ленте дня» в Telegram

Новые наблюдения в ESO: каменная экзопланета с массой вдвое меньше Венеры

eso2112ru — Научный релиз

5 августа 2021 г.

Группа астрономов, работающая на Очень Большом телескопе Европейской Южной обсерватории (VLT ESO) в Чили, исследовала систему планет вокруг близлежащей звезды L 98-59, похожих на планеты внутренней Солнечной системы. Среди них обнаружены: планета с массой вдвое меньше массы Венеры – самая лёгкая из всех экзопланет, открытых методом измерения лучевых скоростей, «планета-океан» и планета, которая, возможно, лежит в «зоне обитания».

«Планета, расположенная в зоне обитания, возможно, имеет атмосферу, которая защищает и поддерживает развитие жизни”,– говорит астроном Мария Роса Запатеро Осорио (María Rosa Zapatero Osorio), сотрудница Центра астробиологии в Мадриде (Испания), одна из авторов работы, которая публикуется сегодня в журнале Astronomy & Astrophysics.

Полученные результаты – важный шаг в поисках жизни на землеподобных планетах вне Солнечной системы. Возможность регистрации биосигнатур – «признаков жизни» – на экзопланете зависит от возможности исследовать атмосферу этой планеты. Но современные телескопы недостаточно велики, чтобы обеспечить разрешение, необходимое для измерения параметров атмосфер маленьких каменных планет. Только что изученная планетная система звезды L 98-59 – привлекательная цель для будущих наблюдений атмосфер экзопланет. Как теперь выяснилось, эта звезда, находящаяся на расстоянии всего в 35 световых лет от нас, обладает системой каменных планет такого же типа, как Земля или Венера, причём достаточно близких к своей звезде и поэтому «тёплых».

При помощи телескопа ESO VLT группа смогла установить, что в атмосферах или в недрах трёх из этих планет, возможно, имеется вода. Две планеты системы L 98-59, расположенные ближе к звезде, вероятно, сухие – если там и есть вода, то её очень мало. Но на третьей планете вода может составлять до 30% массы – настоящая «планета-океан».

Кроме того, группа нашла в системе “скрытые” экзопланеты, которых раньше не замечали: четвёртую и, возможно, пятую, находящуюся на таком расстоянии от материнской звезды, что на её поверхности может существовать жидкая вода. “Мы нашли признаки существования землеподобной планеты в зоне обитания системы”,– говорит Оливье Деманжон (Olivier Demangeon), сотрудник Института астрофизики и космических исследований университета Порту в Португалии, основной автор новой работы.

Исследование представляет собой настоящий технический прорыв: методом лучевых скоростей астрономы сумели показать, что масса планеты, ближайшей к материнской звезде, составляет всего около половины массы Венеры. Это самая лёгкая из всех экзопланет, массы которых определены таким методом, суть которого – в измерениях исключительно малых колебаний лучевой скорости звезды, вызванных слабыми гравитационными возмущениями от обращающихся вокруг звезды планет.

Для изучения системы L 98-59 группа использовала специализированный эшелле-спектрограф для поисков каменных экзопланет ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations), смонтированный на телескопе ESO VLT. “Если бы не точность и стабильность измерений, обеспечиваемые приёмником ESPRESSO, мы не смогли бы получить эти данные”,– говорит Запатеро Осорио. “Это шаг к разработке методов измерения масс самых маломассивных планет вне Солнечной системы.”

Три планеты системы L 98-59 были открыты в 2019 году спутником NASA TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite). Этот специализированный космический телескоп был запущен с целью поиска экзопланет и измерения их размеров методом транзитов — регистрации микрозатмений звёзд вследствие прохождения планеты между её материнской звездой и наблюдателем. Однако, только при помощи метода лучевых скоростей, реализуемого со спектрографом ESPRESSO и его предшественником, высокоточным спектрографом для измерения лучевых скоростей HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), смонтированным на 3.6-метровом телескопе ESO в обсерватории Ла Силья, Деманжон и его группа сумели найти в системе другие планеты и измерить массы и радиусы первых трёх. “Если мы хотим узнать, из чего сделана планета, мы как минимум должны получить её массу и радиус”,– говорит Деманжон.

Группа надеется продолжить изучение этой планетной системы с ожидающим запуска новым Космическим телескопом Джеймса Вебба (JWST) NASA/ESA/CSA. Идеальным инструментом для исследований этих экзопланет станет и строящийся в чилийской пустыне Атакама Чрезвычайно Большой телескоп ESO (ELT) – планируется, что он начнёт работать в 2027 году. “Приёмник HIRES на ELT, возможно, позволит исследовать атмосферы некоторых планет системы L 98-59, дополняя JWST наземными наблюдениями”,– говорит Запатеро Осорио.

“Исследования этой планетной системы предвосхищают будущее”,– добавляет Деманжон. “Мы, человеческое общество, ищем землеподобные планеты с момента рождения астрономии. И вот теперь мы, наконец, подходим всё ближе к регистрации землеподобной планеты в зоне обитания своей материнской звезды, планеты, атмосферу которой мы сможем исследовать.”

Узнать больше

Результаты исследования представлены в статье “A warm terrestrial planet with half the mass of Venus transiting a nearby star”, которая публикуется в журнале Astronomy & Astrophysics.

Состав исследовательской группы: Olivier D. S. Demangeon (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade do Porto, Portugal [IA/UPorto], Centro de Astrofísica da Universidade do Porto, Portugal [CAUP] and Departamento de Física e Astronomia, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto, Portugal [FCUP]), M. R. Zapatero Osorio (Centro de Astrobiología, Madrid, Spain [CSIC-INTA]), Y. Alibert (Physics Institute, University of Bern, Switzerland [Bern]), S. C. C. Barros (IA/UPorto, CAUP and FCUP), V. Adibekyan (IA/UPorto, CAUP and FCUP), H. M. Tabernero (IA/UPorto and CAUP), A. Antoniadis-Karnavas (IA/UPorto & FCUP), J. D. Camacho (IA/UPorto & FCUP), A. Suárez Mascareño (Instituto de Astrofísica de Canarias, Tenerife, Spain [IAC] and Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, Tenerife, Spain [ULL]), M. Oshagh (IAC/ULL), G. Micela (INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo, Palermo, Italy), S. G. Sousa (IA/UPortol & CAUP), C. Lovis (Observatoire de Genève, Université de Genève, Geneva, Switzerland [UNIGE]), F. A. Pepe (UNIGE), R. Rebolo (IAC/ULL & Consejo Superior de Investigaciones Científicas, Spain), S. Cristiani (INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste, Italy [INAF Trieste]), N. C. Santos (IA/UPorto, CAUP and FCUP), R. Allart (Department of Physics and Institute for Research on Exoplanets, Université de Montréal, Canada and UNIGE), C. Allende Prieto (IAC/ULL), D. Bossini (IA/UPorto), F. Bouchy (UNIGE), A. Cabral (Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa, Portugal [IA/FCUL] and Departamento de Física da Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa, Portugal), M. Damasso (INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino, Italy [INAF Torino]), P. Di Marcantonio (INAF Trieste), V. D’Odorico (INAF Trieste & Institute for Fundamental Physics of the Universe, Trieste, Italy [IFPU]), D. Ehrenreich (UNIGE), J. Faria (IA/UPorto, CAUP and FCUP), P. Figueira (European Southern Observatory, Santiago de Chile, Chile [ESO-Chile] and IA/UPorto), R. Génova Santos (IAC/ULL), J. Haldemann (Bern), J. I. González Hernández (IAC/ULL), B. Lavie (UNIGE), J. Lillo-Box (CSIC-INTA), G. Lo Curto (European Southern Observatory, Garching bei München, Germany [ESO]), C. J. A. P. Martins (IA/UPorto and CAUP), D. Mégevand (UNIGE), A. Mehner (ESO-Chile), P. Molaro (INAF Trieste and IFPU), N. J. Nunes (IA/FCUL), E. Pallé (IAC/ULL), L. Pasquini (ESO), E. Poretti (Fundación G. Galilei – INAF Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Spain and INAF – Osservatorio Astronomico di Brera, Italy), A. Sozzetti (INAF Torino), и S. Udry (UNIGE).

Европейская Южная Обсерватория (ESO, European Southern Observatory) — ведущая межгосударственная астрономическая организация Европы, намного обгоняющая по продуктивности другие наземные астрономические обсерватории мира. В ее работе участвуют 16 стран: Австрия, Бельгия, Великобритания, Германия, Дания, Ирландия, Испания, Италия, Нидерланды, Польша, Португалия, Финляндия, Франция, Чешская Республика, Швейцария и Швеция, а также Чили, предоставившая свою территорию для размещения обсерваторий ESO, и Австралия, являющаяся ее стратегическим партнером. ESO проводит в жизнь масштабную программу проектирования, строительства и эксплуатации мощных наземных наблюдательных инструментов, позволяющих астрономам выполнять важнейшие научные исследования. ESO также играет ведущую роль в организации и поддержке международного сотрудничества в области астрономии. ESO располагает тремя уникальными наблюдательными пунктами мирового класса, находящимися в Чили: Ла Силья, Параналь и Чахнантор. В обсерватории Параналь установлен Очень Большой Телескоп ESO (The Very Large Telescope, VLT), способный работать в формате Очень Большого Телескопа-Интерферометра VLTI, и два крупнейших широкоугольных телескопа: VISTA, выполняющий обзоры неба в инфракрасных лучах, и обзорный телескоп оптического диапазона VLT (VLT Survey Telescope). Кроме того, на Паранале ESO на правах партнера предоставила место для установки Южной Решетки черенковских телескопов (Cherenkov Telescope Array South), крупнейшей в мире и рекордной по чувствительности гамма-обсерватории. ESO также является одним из основных партнеров по эксплуатации двух инструментов субмиллиметрового диапазона на плато Чахнантор: телескопа APEX и крупнейшего астрономического проекта современности ALMA. На Серро Армазонес, недалеко от Параналя, ESO ведет строительство 39-метрового Чрезвычайно Большого Телескопа ELT, который станет «величайшим оком человечества, устремленным в небо».

Ссылки

Контакты

Kirill Maslennikov
Pulkovo Observatory
St.-Petersburg, Russia
Телефон: +7-9112122130
Сотовый: +7-9112122130
Email: kirill.maslennikov1@gmail.com

Olivier Demangeon
Instituto de Astrofisica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto
Porto, Portugal
Телефон: +351 226 089 855
Email: olivier.demangeon@astro.up.pt

María Rosa Zapatero Osorio
Chair of the “Atmospheric Characterisation” working group of the ESPRESSO science team at Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)
Madrid, Spain
Телефон: +34 9 15 20 64 27
Email: mosorio@cab.inta-csic.es

Nuno Santos
Instituto de Astrofisica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade do Porto
Porto, Portugal
Email: nuno.santos@astro.up.pt

François Bouchy
Member of the “Transiting planets” working group of the ESPRESSO science team at Université de Genève
Genève, Switzerland
Телефон: +41 22 379 24 60
Email: Francois. Bouchy@unige.ch

Alejandro Suárez Mascareño
Instituto de Astrofísica de Canarias
Tenerife, Spain
Телефон: +34 658 778 954
Email: asm@iac.es

Mario Damasso
INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino
Turin, Italy
Телефон: +39 339 1816786
Email: mario.damasso@inaf.it

Pedro Figueira
Astronomer at ESO and Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, instrument scientist of ESPRESSO
Santiago, Chile
Телефон: +56 2 2463 3074
Email: pedro.figueira@eso.org

Bárbara Ferreira
ESO Media Manager
Garching bei München, Germany
Телефон: +49 89 3200 6670
Сотовый: +49 151 241 664 00
Email: press@eso.org

Connect with ESO on social media

Перевод пресс-релиза ESO eso2112.

«Там все гигантское: звезды, планета, расстояния»: астрономы нашли то, чего не может быть

Система из двух близких звезд b Центавра, расположенная на расстоянии в 325 световых лет от Земли в южном созвездии Центавра (также известная как HR 5471, HIP 71865 и HD 129116), обладает массой, как минимум в шесть или даже в десять раз превосходящей массу Солнца, что делает ее самой массивной системой, вокруг которой вращается экзопланета, существование которой надежно подтверждено. До сих пор астрономы не находили планет у звезд, масса которых была хотя бы в три раза больше массы Солнца.

100%

Система b Cen (AB)b и соотношение масс экзопланет и родительских звезд

European Southern Observatory

«Обнаружение планеты у b Центавра вызывает огромное удивление, поскольку полностью меняет наше представление о перспективах обнаружения планет у массивных звезд», — говорит Маркус Янсон, астроном из Стокгольмского университета в Швеции, ведущий автор нового исследования, опубликованного в журнале Nature.

Самые массивные звезды оказываются одновременно и самыми горячими, и эта система не является исключением: ее главная звезда — звезда так называемого B-типа, более чем в три раза горячее Солнца. Из-за своей высокой температуры она интенсивно излучает также в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах.

В видимом диапазоне объект имеет бело-голубой оттенок. Возраст звезд оценивается в 18 млн лет, они очень быстро вращаются вокруг общего центра масс. Большая масса и жар, исходящий от этого типа звезд, оказывают сильное влияние на окружающий газ, что в теории должно препятствовать образованию планет в подобных системах. Вообще, чем горячее звезда, тем больше энергии она излучает (и быстрее выгорает), в результате чего такие звезды быстрее избавляются от окружающего вещества, еще остававшегося со времен формирования системы. «Пространство возле звезд B-типа обычно оказывается весьма разрушительной и опасной средой, поэтому до сих пор считалось, что формирование больших планет возле них чрезвычайно затруднено», — утверждает Янсон.

Но новое открытие показывает, что планеты могут образовываться и в таких суровых условиях. «Планету в b Центавра окружает среда, которая полностью отличается от всего, что нам известно в своей Солнечной системе, — объясняет одна из соавторов статьи, Гаятри Вишванат, аспирантка Стокгольмского университета. — Это суровая среда, в которой преобладает сильное излучение и где все гигантское: гигантские звезды, гигантская планета, гигантские расстояния».

Действительно, новообнаруженная планета, обозначаемая как b Центавра (AB) b, или b Центавра b, также оказывается во многом самой-самой. Она в десять раз массивнее Юпитера, что делает ее одной из самых массивных из когда-либо обнаруженных планет. Более того, радиус ее орбиты оказывается одним из самых больших среди всех исследованных экзопланет, — она обращается вокруг своих звезд на расстоянии, в сто раз превышающем радиус орбиты Юпитера, — 560 астрономических единиц. И столь большое расстояние от пары центральных звезд может оказаться ключом к выживанию самой планеты.

Новое исследование стало возможными благодаря использованию передового инструмента VLT-SPHERE — Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch — спектрополяриметрическому высококонтрастному исследователю экзопланет с системой адаптивной оптики и коронографической установкой, установленному на Очень большом телескопе VLT Европейской южной обсерватории в Чили. Ранее с помощью этого инструмента уже были получены фотографии нескольких планет, вращающихся возле других звезд. Среди этих снимков — первое в истории изображение двух планет, вращающихся возле звезды, похожей на Солнце.

Однако SPHERE не был первым инструментом, получившим изображение этой планеты. В рамках своего исследования группа астрономов изучила также архивные данные о системе b Центавра и обнаружила, что фактически первое изображение этой экзопланеты было получено более двадцати лет назад с помощью 3,6-метрового телескопа Европейской южной обсерватории, но в то время она не была признана планетой (ее сочли паразитным фоновым объектом). Теперь принадлежность планеты к системе двух звезд подтверждено ее движением по орбите вокруг них.

С появлением Чрезвычайно большого телескопа (ELT), который должен начать наблюдения в конце этого десятилетия, и с обновлением VLT астрономы, возможно, сумеют узнать еще больше об истории образовании и особенностях этой планеты. «Это будет интригующая задача: попытаться выяснить, как такая планета могла образоваться, что на данный момент остается загадкой», — заключает Янсон. «Более глубокое понимание процессов формирования планет может быть достигнуто путем изучения объектов во всем доступном пространстве параметров, включая самые крайние значения», — считают авторы статьи.

Маловероятно, что данная планета образовалась на своей орбите с помощью обычного механизма аккреции вещества на центральное ядро — скорее всего, она образовалась где-то в другом месте и попала на свою нынешнюю орбиту в результате каких-то динамических взаимодействий внутри системы, воздействия внешних звезд или же в результате гравитационной нестабильности. Интересно, что соотношение масс между планетой и звездами при всей гигантомании этой системы соответствует пропорции между массами Юпитера и Солнца и составляет 0,10-0,17%.

Астрономы обнаружили скрытую планету в зоне жизни

Ученые, работающие на «Очень большом телескопе» (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили, исследовали систему планет у звезды L 98-59, которая похожа на Солнечную систему. Оказалось, что там есть планета с массой вдвое меньше массы Венеры – самая лёгкая из всех экзопланет, открытых методом измерения лучевых скоростей. А еще это «планета-океан» и планета, которая, возможно, лежит в зоне обитаемости, или зоне жизни.

Поясним, что последний термин означает условную область в космосе, где условия на поверхности находящихся в ней планет будут близки к условиям на Земле. То есть на планетах в зоне обитаемости вода должна быть в виде жидкости, а не в виде льда.

«Планета, расположенная в зоне обитаемости, возможно, имеет атмосферу, которая защищает и поддерживает развитие жизни [на ней]»,– говорит астроном Мария Роса Cапатеро Осорио (María Rosa Zapatero Osorio), сотрудница Центра астробиологии в Мадриде (Испания). Она является одним из авторов работы, опубликованной сегодня в журнале Astronomy & Astrophysics.

Ученым удалось выяснить, что звезда L 98-59, находящаяся на расстоянии всего в 35 световых лет от нас, обладает системой скалистых планет такого же типа, как Земля или Венера, причём достаточно близких к своей звезде и поэтому «тёплых».

С помощью телескопа VLT астрономы выяснили, что в атмосферах или в недрах трёх из этих планет, возможно, имеется вода. Две планеты системы L 98-59, расположенные ближе к звезде, вероятно, сухие – если там и есть вода, то её очень мало. Но на третьей планете вода может составлять до 30% её массы – настоящая «планета-океан».

Кроме того, исследователи нашли в планетной системе L 98-59 «скрытые» экзопланеты, которые раньше не замечали: четвёртую и, возможно, пятую, расположенную на таком расстоянии от материнской звезды, что на её поверхности может существовать жидкая вода.

«Мы нашли признаки существования землеподобной планеты в зоне обитаемости [планетной] системы», – говорит Оливье Деманжон (Olivier Demangeon), сотрудник Института астрофизики и космических исследований университета Порту в Португалии, основной автор новой работы.

Исследование представляет собой настоящий технический прорыв: использование метода лучевых скоростей позволило выяснить, что масса планеты, ближайшей к материнской звезде, составляет всего около половины массы Венеры. Это самая лёгкая из всех экзопланет, массы которых были определены таким методом.

Но ключевое достижение нынешней работы состоит в другом. Полученные результаты – важный шаг в поисках жизни на землеподобных планетах вне Солнечной системы. Исследовать признаки жизни на экзопланете трудно, если нет способа изучить ее атмосферу. Но, к сожалению, современные телескопы пока не могут обеспечить разрешение, которое нужно для измерения параметров атмосферы маленьких скалистых планет. Планетная система звезды L 98-59, расположенная от нас всего в 35 световых годах, – привлекательная цель для будущих наблюдений атмосферы экзопланет.

Группа надеется продолжить изучение этой планетной системы с помощью нового космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST), запуск которого запланирован на ноябрь 2021 года.

Телескоп JWST должен заменить космический телескоп «Хаббл».

Идеальным инструментом для исследований подобных экзопланет станет и строящийся в чилийской пустыне Атакама «Чрезвычайно большой телескоп» ESO (ELT). Планируется, что он начнёт работать в 2027 году.

«Приёмник HIRES на ELT, возможно, позволит исследовать атмосферы некоторых планет системы L 98-59, дополняя JWST наземными наблюдениями», – говорит Сапатеро Осорио.

«Исследования этой планетной системы предвосхищают будущее, – добавляет Деманжон. – Мы, человеческое сообщество, ищем землеподобные планеты с момента рождения астрономии. И вот теперь мы, наконец, подходим всё ближе к регистрации землеподобной планеты в зоне обитания своей материнской звезды, планеты, атмосферу которой мы сможем исследовать».

Недавно мы писали о том, как астрономы напрямую изучили самую близкую к нам планетную систему, и что ученые получили ключ к разгадке тайны рождения планет и лун из звездной пыли. А еще мы рассказывали о пяти двойных солнцах, рядом с которыми возможна жизнь.

Больше интересных новостей науки вы найдёте в разделе «Наука» на медиаплатформе «Смотрим».

Как ученые измеряют массу планет?

Самый точный способ измерить массу планеты — отправить к ней космический корабль и измерить ускорение под действием силы тяжести, когда космический корабль проходит мимо нее.

В качестве альтернативы, если у планеты есть луна, ее массу можно рассчитать по орбите луны.

Прежде всего нам нужно знать, как далеко планета находится от Земли. В случае с Венерой мы делаем это, отражая сигналы радара от планеты и измеряя время, необходимое для возвращения радара.Зная расстояние Венеры от Земли в ее ближайшей точке, мы можем рассчитать расстояние от Земли до Солнца. Теперь, если мы измерим период обращения любой другой планеты, мы сможем рассчитать расстояние, используя третий закон Кеплера.

Для расчета массы планеты нам нужно расстояние планеты от Земли #R#. Затем нам нужно измерить орбитальный период #T# Луны и наибольшее угловое расстояние #theta# планеты и Луны, когда Луна вращается вокруг планеты.

Теперь мы можем вычислить радиус орбиты Луны #r=R theta#.2)#

Теперь мы вычислили общую массу планеты и Луны. Если луна мала по сравнению с планетой, мы можем игнорировать массу луны и установить #m=0#. Это верно для большинства спутников Солнечной системы.

Если луна относительно велика, как Луна Земли, Плутон и Харон, то нам нужно найти центр масс, вокруг которого вращаются планета и луна. Расстояние #d# от центра планеты до центра масс планеты и Луны можно использовать для расчета отношения масс этой планеты и Луны и, следовательно, массы планеты.2)#

Как ученые измеряют или рассчитывают вес планеты?

Барри Линерт, геофизик из Гавайского университета, дает следующее объяснение.

Начнем с определения массы Земли. Закон всемирного тяготения Исаака Ньютона говорит нам, что сила притяжения между двумя объектами пропорциональна произведению их масс, деленному на квадрат расстояния между их центрами масс. Чтобы получить разумное приближение, мы предполагаем, что их географические центры являются их центрами масс.

Поскольку мы знаем радиус Земли, мы можем использовать Закон всемирного тяготения для расчета массы Земли в терминах гравитационная сила, действующая на объект (его вес) на поверхности Земли, с использованием радиуса Земли в качестве расстояния. Нам также понадобится Константа Пропорциональности в Законе Всемирного Тяготения, G . Это значение установлено опытным путем Генри Кавендишем в 18 веке, чтобы быть чрезвычайно малой силой 6,67 x 10 ^-11 ньютонов между двумя объектами весом в один килограмм каждый и разделенными на один метр.Кавендиш определил эту константу, точно измерив горизонтальную силу между металлическими сферами в эксперименте, который иногда называют «взвешиванием земли».

Расчет массы Солнца

Зная массу и радиус Земли и расстояние Земли от Солнца, мы можем вычислить массу солнце ( справа ), снова используя закон всемирного тяготения. Гравитационное притяжение между Землей и Солнцем равно G , умноженное на массу Солнца, умноженную на массу Земли, деленную на квадрат расстояния между Землей и Солнцем.Это притяжение должно быть равно центростремительной силе, необходимой для удержания Земли на ее (почти круговой) орбите вокруг Солнца. То центростремительная сила равна произведению массы Земли на квадрат ее скорости, деленной на расстояние от Солнца. Астрономически определяя расстояние до Солнца, мы можем вычислить скорость Земли вокруг Солнца и, следовательно, массу Солнца.

Однажды мы есть масса Солнца, мы можем точно так же определить массу любой планеты, астрономически определив орбиту планеты. радиуса и периода, вычисляя требуемую центростремительную силу и приравнивая эту силу к силе, предсказываемой законом всеобщее тяготение с использованием солнечной массы.

Дополнительную информацию предоставил Грегори А. Лизенга, физик из колледжа Харви Мадда в Клермонте, Калифорния, .

Вес (или масса) планеты определяется ее гравитационным воздействием на другие тела. Закон всемирного тяготения Ньютона гласит, что каждая частица материи во Вселенной притягивает все остальные с гравитационной силой, пропорциональной ее массе. Для объектов таких размеров, с которыми мы сталкиваемся в повседневной жизни, эта сила настолько ничтожна, что мы ее не замечаем.Однако для объектов размером с планеты или звезды это имеет большое значение.

Чтобы использовать силу тяжести для определения массы планеты, мы должны каким-то образом измерить силу ее «притягивания» к другому объекту. Если у рассматриваемой планеты есть луна (естественный спутник), то природа уже сделала всю работу за нас. Наблюдая за временем, которое требуется спутнику для обращения вокруг своей главной планеты, мы можем использовать уравнения Ньютона, чтобы сделать вывод о том, какой должна быть масса планеты.

Изображение: РЯДОМ

МАССА астероида Матильда была рассчитана путем измерения гравитационных возмущений при прохождении космического аппарата NEAR.

Для планет без наблюдаемых естественных спутников мы должны быть более умными. Хотя Меркурий и Венера (например) не имеют луны, они оказывают небольшое притяжение друг на друга и на другие планеты Солнечной системы. В результате планеты следовать путям, которые слегка отличаются от тех, которыми они были бы без этого возмущающего эффекта. Хотя математика немного сложнее, а неопределенности больше, астрономы могут использовать эти небольшие отклонения, чтобы определить, насколько массивным безлунные планеты есть.

Наконец, как насчет таких объектов, как астероиды, массы которых настолько малы, что они не заметно возмущают орбиты других планет? До недавнего времени массы таких объектов были просто оценками, основанными на на кажущихся диаметрах и предположениях о возможном минеральном составе этих тел.

Теперь, однако, несколько астероидов были (или скоро будут) посещены космическими аппаратами. Так же, как естественная луна, космический корабль, пролетающий мимо астероида изгибает свой путь на величину, контролируемую массой астероида. Этот «изгиб» измеряется тщательным отслеживанием и Доплеровское радиоизмерение с Земли. Недавно космический аппарат NEAR пролетел мимо астероида Матильда, определив для впервые его фактическая масса. Он оказался значительно легче и «пенистее» по структуре, чем ожидалось. это бросает вызов планетарным ученым для объяснения.

Первоначально опубликовано 16 марта 1998 года.

Сколько весит планета Земля?

Правильнее было бы спросить: «Какова масса планеты Земля?» ¹ Быстрый ответ на это примерно 6 000 000 000 000 000 000 000 000 (6 x 10 ²⁴ ) килограммов.

Интересный подвопрос: «Как кто-нибудь это понял?» Планета не встает на весы каждое утро перед тем, как принять душ. Измерение веса планеты основано на гравитационном притяжении , которое Земля оказывает на объекты рядом с ней.

Оказывается, любые две массы имеют гравитационное притяжение друг к другу. Если вы поместите два шара для боулинга рядом друг с другом, они будут притягиваться друг к другу под действием гравитации. Притяжение очень слабое, но если ваши инструменты достаточно чувствительны, вы можете измерить гравитационное притяжение двух шаров для боулинга друг к другу.Из этого измерения вы можете определить массу двух объектов. То же верно и для двух мячей для гольфа, но притяжение еще меньше, потому что сила гравитации зависит от массы объектов.

Ньютон показал, что для сферических объектов можно сделать упрощающее предположение, что вся масса объекта сосредоточена в центре сферы. Следующее уравнение выражает гравитационное притяжение двух сферических объектов друг к другу:

F = G(M1*M2/R ² )

F — сила притяжения между ними.
G является константой, равной 6,67259 x 10 ^-11 м ³ /кг с ² .
M1 и M2 — это две массы, которые притягиваются друг к другу.
R — расстояние, разделяющее два объекта.

Предположим, что Земля является одной из масс (M1), а 1-килограммовая сфера является другой (M2). Сила между ними равна 9,8 кг*м/с ² — эту силу можно вычислить, бросив 1-килограммовый шар и измерив ускорение, которое прикладывает к нему гравитационное поле Земли (9.8 м/с ² ).

Радиус Земли составляет 6 400 000 метров (6 999 125 ярдов). Если вы подставите все эти значения и найдете M1, вы обнаружите, что масса Земли равна 6 000 000 000 000 000 000 000 000 кг (6 x 10 ²⁴ кг, или 1,3 x 10 ²⁵ фунтов).

¹ «Более правильно» спрашивать о массе, а не о весе, потому что вес — это сила, для определения которой требуется гравитационное поле. Вы можете взять шар для боулинга и взвесить его на Земле и на Луне.Вес на Луне будет в шесть раз меньше, чем на Земле, но количество массы одинаково в обоих местах. Чтобы весили Земли, нам нужно знать, в гравитационном поле какого объекта мы хотим рассчитать вес. Масса Земли, с другой стороны, является константой.

Первоначально опубликовано: 30 июня 2009 г.

Как измерить массу планеты? (Начинающий)

Мы хотели бы знать, как ученые рассчитывают массу планеты.Пожалуйста, объясните нам это так, чтобы его мог понять четырехклассник.

Единственный способ измерить массу планеты — это ее гравитация. Таким же образом была измерена и масса Земли. (Мы не можем напрямую исследовать, что находится внутри Земли, но мы можем измерить гравитацию на поверхности.) Поскольку ни один человек никогда не посещал другие планеты и не измерял их гравитацию на месте, нам обычно приходится прибегать к другим методам. Наиболее часто используемый метод заключается в наблюдении за телом, вращающимся вокруг планеты или проходящим близко к ней, и наблюдением за тем, как гравитация планеты влияет на его траекторию.

Например, если мы видим луну, вращающуюся вокруг планеты на определенном расстоянии от нее, период обращения луны на этом конкретном расстоянии будет в основном зависеть от массы планеты. Чем массивнее планета, тем сильнее она притягивает Луну и тем быстрее движется Луна. Астрономам несложно рассчитать массу планеты после того, как мы какое-то время наблюдали за движением одной из ее лун.

У Меркурия и Венеры нет спутников, поэтому их точные массы были известны лишь несколько десятилетий назад.До того, как был разработан космический полет, единственным способом измерить их гравитацию было посмотреть, как они влияют на орбиты других планет. Астрономы будут измерять очень небольшие изменения, скажем, орбиты Земли, вызванные притяжением Венеры. Эти изменения невелики, и с помощью этого метода было трудно получить точную массу Венеры. Но как только космические корабли были запущены к Венере и приблизились к ней, ученые смогли легко измерить ее массу, отследив, как эти зонды отклонялись при прохождении мимо Венеры.Тот же метод был использован для Меркурия, когда в 1974 году мимо него пролетел космический корабль «Маринер-10».

Об авторе

Матия Чук

Матия работает над орбитальной динамикой малых спутников Юпитера и Сатурна. В ноябре 2004 года он получил докторскую степень в Корнеллском университете и в настоящее время работает в Университете Британской Колумбии в Канаде.

Ан м sin i = 24 Масса Земли Планетарный компаньон близлежащего карлика M GJ 176

An m sin i = 24 Масса Земли Планетарный компаньон близлежащего карлика M GJ 176

ОБНОВЛЕНИЕ сент.2008: Форвейл и др. найти другое решение для системы GJ 176 (планета суперземли в сочетании с сигналом звездной активности) с использованием данных HARPS! ОБНОВЛЕНИЕ
Их документ можно найти здесь: астро-ф/0809.0750

Мы обнаружили планетарного компаньона с минимальной массой m sin i = 0,0771 M_Jup = 24,5 массы Земли до ближайшей (d = 9,4 пк) звезды M2,5V GJ 176. Звезда наблюдалась в рамках нашего поиска карликовой планеты М на телескопе Хобби-Эберли (HET). Обнаружение основано на 5-летних высокоточных измерениях дифференциальной лучевой скорости (RV). с помощью спектрографа высокого разрешения (HRS).Период обращения планеты составляет 10,24 дня. GJ 176 таким образом присоединяется к небольшой (но растущей) выборке карликов M, в которых находятся короткопериодические планеты с минимальной массой в диапазон масс Нептуна. Планеты с малой массой могут быть относительно обычным явлением вокруг М-карликов, и в настоящее время обнаружения могут представлять собой верхушку населения скалистых планет.

Временной ряд данных по лучевой скорости HET для GJ 176. Суммарный разброс ~10 м/с в два раза больше среднего измерения неопределенность 4,7 м/с.
Щелкните, чтобы увеличить изображение

Периодограмма Ломба-Скаргла данных GJ 176 RV.Верхняя панель показывает мощность спектр данных, а нижняя панель отображает оконную функцию нашего наблюдения. Пик в 10,2 дня имеет вероятность ложной тревоги 0,0004.
Щелкните, чтобы увеличить изображение

Фазовый график результатов GJ 176 RV вместе с 2 возможными орбитами (круговая и эксцентриковая) решение) для маломассивной планеты. Данные повторяются для второй цикл (левая сторона).
Щелкните, чтобы увеличить изображение

Параметры планеты и ее орбиты: (круговое решение:)
P = 10.237 ± 0,004 [дни]
T периастр = 2454550,7 ± 0,39 [BJD]
K = 11,6 ± 1,6 [м/с]
e = 0,0 (фиксировано)
омега = 0,0 [град] (фиксировано)
M

36 sin i

3 = 0,0771 ± 0,0122 [Юпитер] = 24,5 ± 3,9 [Земли]
a = 0,0727 ± 0,0007 [а.е.]

(эксцентрическое решение:)
P = 10,237 ± 0,0038 [дней]
T периастр 13 ± 0,0038 [дней]
T 1,5050 13 ± 0,050 13 ± 0,050 T периастр K = 11,7 ± 1,6 [м/с]
e = 0,232 ± 0,127
omega = 210,4 ± 32,5 [град]
M sin i = 0,0757 ± 0,01 [Юпитер] = 24.1 ± 3,1 [Земли]
а = 0,0727 ± 0,0007 [а.е.]

Параметры родительской звезды: GJ 176 = HD 285968
Спектральный тип = M2,5Ve
M = 0,49 ± 0,014 M [Солнце]
[Fe/H] = -0,1 ± 0,2
d = 9,4 парсек (Hipparcos pi = 106 мсек. дуги)
B — V = 1,51

Публикация: Endl M., Cochran W.D., Wittenmyer R.A., Boss, AP 2007, ApJ принято астро-ф/0709.0944

Благодарность: Эта работа поддерживается Национальной службой аэронавтики и Космическое управление по гранту NNX07AL70G, выданному в рамках программы Origins of Solar Systems.

Назад к веб-странице Planetary Systems
: Майкл Эндл

Ваш вес на других планетах

Вы когда-нибудь задумывались, сколько вы весите на других планетах? Теперь вы можете узнать. Если ваш веб-браузер поддерживает Flash, вы можете щелкнуть в поле ниже и ввести свой вес. Затем нажмите кнопку «Рассчитать», чтобы узнать, сколько вы весите на планетах и лунах, перечисленных ниже:

Масса и вес

Ваш вес на планете Земля зависит от массы нашей планеты.Масса объекта является мерой того, сколько материи он содержит. Если бы у вас было два кирпича, один из бетона, а другой из свинца, то свинцовый кирпич весил бы намного больше. Это потому, что он содержит больше материи и, следовательно, более массивен. Все небесные объекты во Вселенной, обладающие массой, оказывают измеримое влияние на все другие объекты с массой. Сила этого притяжения зависит от того, насколько массивны объекты и как далеко они друг от друга.

Планеты и луны — очень массивные объекты и имеют очень сильное притяжение к другим объектам.Это явление известно как гравитация. Более массивные объекты имеют более сильное притяжение, чем менее массивные объекты. Вот почему вы весите больше на более крупных и массивных планетах, таких как Юпитер, и меньше на меньших, менее массивных планетах, таких как Марс. Масса объекта зависит не только от его размера, но и от его состава. Несмотря на то, что планеты Уран и Нептун почти одинакового размера, Уран менее плотный и имеет меньшую массу, поэтому ваш вес будет меньше.

Расстояние также влияет на гравитацию.Возможно, вы заметили, что хотя Солнце и является самым массивным объектом в Солнечной системе, ваш вес не так велик, как вы думаете. Это связано с тем, что Солнце настолько велико, а его поверхность так далеко от его центра, что гравитационное притяжение на его поверхности слабее.

Конечно, все мы знаем, что стоять на поверхности Солнца невозможно. Также было бы невозможно стоять на поверхности газовых планет-гигантов, таких как Юпитер и Уран, потому что у них нет твердой поверхности.Но эта демонстрация действительно показывает, как масса влияет на гравитацию и вес объектов.

Если бы планета, масса которой в 1,5 раза превышает массу Земли, двигалась по земной орбите, каков был бы ее период?

Вопрос:

Если бы планета, масса которой в 1,5 раза превышает массу Земли, двигалась по земной орбите, каков был бы ее период?

Период времени:

Период времени вращения объекта на своей орбите определяется как время, за которое этот объект совершает оборот.{3} }{ГМ}} {/экв}

Где:

{eq}r {/eq} — радиус орбиты, по которой вращается планета.