Ich habe mich gefragt ... gibt es einen bewohnbaren Exoplaneten in der Nähe von Tau Ceti?

TLDR-Version: wahrscheinlich nicht, und Behauptungen über die Bewohnbarkeit von Planeten in diesem System stehen auf wackeligem Boden.

Es folgt eine lange Version.

Planeten

So wie von Feng et al. (2017) gibt es vier Planetenkandidaten um Tau Ceti:

• Tau Ceti g, Mindestmasse , Hauptachse$1.75^{+0.25}_{-0.40}\ M_\oplus$$0.133^{+0.001}_{-0.002}\ \mathrm{AU}$
• Tau Ceti h, Mindestmasse , Hauptachse$1.83^{+0.68}_{-0.26}\ M_\oplus$$0.243^{+0.003}_{-0.003}\ \mathrm{AU}$
• Tau Ceti e, Mindestmasse , Hauptachse$3.93^{+0.83}_{-0.64}\ M_\oplus$$0.538^{+0.006}_{-0.006}\ \mathrm{AU}$
• Tau Ceti f, Mindestmasse , Hauptachse$3.93^{+1.05}_{-1.37}\ M_\oplus$$1.334^{+0.017}_{-0.044}\ \mathrm{AU}$

Beachten Sie, dass sich die Bezeichnungen Tau Ceti b, c und d auf Planetenkandidaten beziehen, von denen nicht mehr angenommen wird, dass sie existieren. Die Fehlerbalken beziehen sich auf die Perzentile 1% und 99%. ist die Masse der Erde.$M_\oplus$

Das Patent von Feng et al. (2017) Papier stellt auch fest, dass das System dynamisch gepackt wird, was nichts Gutes verheißt für die Aussichten auf weitere Planeten zwischen den bekannten Planetenkandidaten ( man beachte , dass ihre Figur 17 zeigt die Regionen , in denen die Planeten stören würden sich , nicht die Regionen der Stabilität für einen zusätzlichen Planeten).

Die bewohnbare Zone

Die Schlussfolgerung der Arbeit gibt die Leuchtkraft von Tau Ceti als 0,52-fache Sonneneinstrahlung und die effektive Temperatur als 5344 K an. Mit diesen Werten können die Grenzen der bewohnbaren Zone von Kopparapu et al. (2013) , die davon ausgeht, dass die Lebensbedingungen durch den Carbonat-Silikat-Kreislauf mit Kohlendioxid als Haupttreibhausgas (nicht kondensierbar) aufrechterhalten werden.

Innere Grenzen

• Jüngste Venus: 0,551 AU
• Ausreißergewächshaus: 0,723 AU
• Feuchtes Gewächshaus: 0,729 AU

Die feuchte Gewächshausgrenze ist die konservativste innere Grenze. Sie tritt dort auf, wo ausreichend Wasserdampf in die obere Atmosphäre gelangt, so dass Wasserverlust vom Planeten zu beginnen beginnt. In unserem Sonnensystem befindet sich die Erde nahe dieser Grenze im inneren Teil der konservativsten bewohnbaren Zone.

Die außer Kontrolle geratene Gewächshausgrenze tritt auf, wenn die positive Rückkopplung von Wasserdampf die stabilisierende negative Rückkopplung aus dem Silikat-Carbonat-Kreislauf überwältigt, was zu einer weiteren Verdunstung der Ozeane und höheren Temperaturen führt. Es wird angenommen, dass dies auf der Venus geschehen ist und den Planeten in dem Zustand belassen hat, in dem er sich heute befindet.

Die jüngste Venus-Grenze basiert auf der Möglichkeit, dass die Venus die Ozeane mehrere Milliarden Jahre lang erhalten hat. Dies ist nicht mit Sicherheit bekannt, da unser Wissen über die Entwicklung der Venus eher unvollständig ist und die Bedingungen auf der Oberfläche des Planeten nicht günstig sind, um Rover herumzufahren und die Geologie zu untersuchen.

Daraus sehen wir, dass Tau Ceti e nahe der jüngsten Venusgrenze liegt und näher am Stern liegt als die außer Kontrolle geratene Gewächshausgrenze. Dies deutet darauf hin, dass alle Ozeane, die einst existierten, wahrscheinlich abgekocht wären und den Planeten in einem venusähnlichen Zustand zurückgelassen hätten.

Die Planeten g und h sind zu nah am Stern.

Außengrenzen

• Maximales Gewächshaus: 1.279 AU
• Früher Mars: 1.330 AU

Die maximale Gewächshausgrenze ist der weiteste Abstand zum Stern, den eine wolkenfreie Kohlendioxidatmosphäre mit flüssigem Wasser verträglichen Bedingungen erreichen kann. Darüber hinaus führt die erhöhte Streuung zu einem erhöhten Reflexionsvermögen des Planeten, und das CO ₂ beginnt zu kondensieren, entfernt es aus der Atmosphäre und führt zu einer außer Kontrolle geratenen Abkühlung. Dies ist die konservativste Grenze der äußeren bewohnbaren Zone. Beachten Sie, dass der Planet zu diesem Zeitpunkt mehrere Riegel CO ₂ benötigen würde, was ihn für den Menschen giftig machen würde.

Die frühe Marsgrenze basiert auf der Beobachtung, dass es dem Mars gelungen ist, Oberflächenwasser (z. B. verschiedene Flüsse und einen möglichen Nordozean) im frühen Sonnensystem zu erhalten, als die Sonne deutlich schwächer war als heute. Tau Ceti f befindet sich genau an dieser Grenze.

Erweiterungen der bewohnbaren Zone

Keiner der Planeten fällt in die konservativste bewohnbare Zone, und Tau Ceti e und f befinden sich an den Grenzen der optimistischsten Schätzungen für die bewohnbaren Zonengrenzen. Es gibt jedoch Möglichkeiten zur Erweiterung der Wohnzone.

An der inneren Grenze könnte ein außer Kontrolle geratener Treibhauseffekt auf trockenen Planeten vermieden werden, auf denen einfach nicht genug Wasser zum Verdampfen vorhanden ist, um die positive Rückkopplung anzutreiben , siehe Zsom et al. (2013) . Mir ist nicht klar, dass ein solcher Planet als bewohnbar bezeichnet werden kann, da solchen Planeten möglicherweise die hydrothermalen Systeme fehlen, die als Orte für die Abiogenese dienen könnten. Ihre geologische Entwicklung würde sich wahrscheinlich wesentlich von der der Erde ohne Wasser unterscheiden, um die Plattentektonik zu schmieren.

Eine andere Möglichkeit besteht auf langsam rotierenden Planeten, auf denen sich auf der Tagesseite des Planeten erhebliche Wolkenschichten aufbauen und das Reflexionsvermögen erhöhen können, wie von Yang et al. (2014) . Auf der anderen Seite haben Scholz et al. (2018) haben festgestellt, dass es eine universelle Masse-Spin-Beziehung zu geben scheint, die sich von Planeten bis zu Braunen Zwergen erstreckt. Dies sagt voraus, dass sich Super-Erden wahrscheinlich zu schnell drehen würden, als dass dieser Mechanismus funktionieren könnte, wenn sie nicht von Sternfluten oder einem großen Mond abgeschleudert worden wären.

An der Außengrenze kann die Zugabe zusätzlicher Treibhausgase wie Methan die äußere Wohnzone erweitern, siehe beispielsweise Ramirez & Kaltenegger (2018) . Dies wurde als Mechanismus für das Zulassen von Oberflächenwasser auf dem Mars vorgeschlagen, was darauf hindeuten würde, dass die Grenze des "frühen Mars" ein beobachteter Datenpunkt innerhalb der Methan-bewohnbaren Zone ist. Eine andere Möglichkeit besteht darin, dass eine dichte Wasserstoffatmosphäre flüssiges Wasser aufrechterhalten kann, z. B. Pierrehumbert & Gaidos (2011), obwohl der Druck einer solchen Atmosphäre durchaus Auswirkungen auf die Geologie des Planeten und damit auf das Potenzial für Abiogenese haben kann.

Planeten, deren Klima durch etwas anderes als den Carbonat-Silikat-Zyklus stabilisiert wird oder die sich in ihrer Atmosphäre erheblich unterscheiden, haben unterschiedliche Grenzen für bewohnbare Zonen (wenn unterirdische Ozeane auf eisigen Welten bewohnbar sind, besteht möglicherweise eine interessante Perspektive für Zwergplaneten im äußeren Trümmergürtel ), aber dies wird bereits spekulativ genug, außerdem gibt es einen weiteren möglichen Einwand gegen die Bewohnbarkeit dieser Planeten ...

Planetenmassen

Eine Einschränkung der Radialgeschwindigkeitsmethode besteht darin, dass nur die Mindestmassen abgeleitet werden können. Mit Tau Ceti haben wir ein mögliches Mittel, um die wahren Massen abzuschätzen: Der Stern ist von einer Trümmerscheibe umgeben (dies würde wahrscheinlich eine Quelle von Impaktoren auf den Planeten darstellen, wie schlimm die Situation ist, hängt davon ab, in wie viel Material gestört wird das innere System). Unter Verwendung von Herschel-Beobachtungen haben Lawler et al. (2014) geben eine Neigung von 35 ± 10 Grad an. Unter der Annahme, dass die Planeten in derselben Ebene wie die Scheibe liegen, wären die wahren Massen daher ungefähr 1,74-mal größer als die Mindestmassen.

Unter dieser Annahme ergeben sich die wahren Massen der Planeten e und f als ungefähr 6,85 Erdmassen. Unter Berücksichtigung der 99% -Untergrenze für die minimalen Massenfehlerbalken und einer Umlaufbahnneigung von 45 ° als niedrige Schätzung wären dies 4,65 Erdmassen für e und 3,62 Erdmassen für f.

Die Natur der Planeten

Nach Rogers (2014) liegt der Übergang zwischen felsigen und neptunartigen Planeten irgendwo im Bereich von 1,4 bis 1,6 Erdradien. Unter Verwendung der Masse-Radius-Beziehung von Zeng et al. (2016) und ihrem Kernmassenanteil von 0,26 für typische terrestrische Planeten entsprechen diese Radiusgrenzen terrestrischen Planeten von etwa 3,3 bis 5,4 Erdmassen.

Dies deutet darauf hin, dass Tau Ceti e und f eher Sub-Neptune als felsige Planeten sind, obwohl die Vorbehalte darin bestehen, dass sie im optimistischen Fall Massen unterhalb des felsigen / neptunartigen Übergangs haben können und dass dies der Fall zu sein scheint einige Fälle von felsigen Planeten oberhalb des Übergangs (die meisten davon sind wahrscheinlich verdampfte Kerne neptunähnlicher Planeten, die für Tau Ceti e und f nicht zutreffen würden, da sie eine viel geringere Sternbestrahlung aufweisen).

Fazit

Tau Ceti scheint nach heutigem Kenntnisstand keine gute Perspektive für bewohnbare Planeten zu sein. Tau Ceti e und f sind in Bezug auf ihre Lage innerhalb der bewohnbaren Zone eher marginal, und ihre Massen sind so hoch, dass die Wahrscheinlichkeit groß ist, dass sie eher Sub-Neptune als felsige Planeten sind. Die dynamische Packung des Systems macht es unwahrscheinlich, dass sich in der bewohnbaren Zone zwischen den bekannten Planeten ein kleinerer, gemäßigter Planet befindet.