Anar al contingut

Kepler-442b

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Kepler-442b

Artícul bo

Kepler-442b és un exoplaneta situat a 1193,6344 anys llum de la Terra segons NASA Exoplanet Archive (365,97 pársecs). Va ser descobert pel Telescopi espacial Kepler i pertany als huit planetes l'existència dels quals va ser confirmada a principis de giner de 2015.[1][2][3] Ocupa el quart lloc entre els majors candidats a anàlec terrestre, en un índex de similitut en la Terra del 84 %, i és l'únic d'ells que per les seues característiques podria ser un planeta superhabitable considerant el seu massa, ràdio, ubicació en la zona habitable, tipo estelar i cantitat de radiació ultravioleta rebuda.[4][5]

La major part de les seues característiques han segut estimades partint de l'informació extreta de les seues trànsits front a l'estrela Kepler-442. Encara que ocupa la quarta posició en el catàlec d'exoplanetes confirmats potencialment habitables per grau de semblança en la Terra, és el primer de la llista que provablement trencada sobre el seu propi eix, contant en cicles de dia i nit.[1][6] Esta i atres raons convertixen a Kepler-442b en un dels principals objectius en la busca de vida extraterrestre.[2]

Característiques

[editar | editar còdic]

Estrela

[editar | editar còdic]

L'estrela Kepler-442 és una nana taronja —classificació estelar tipo K-intermig—, en una massa de 0,61 M☉, un ràdio de 0,59 R☉ i una temperatura superficial de 4129 °C.[1] El seu metalicitat, estimada en -0,37, és inferior a la del Sol, lo que indica una relativa escassea d'elements pesats —és dir, tots llevat el hidrogen i el heli—.[7]


Les nanes taronges són relativament chicotetes i longeves, encara que no tant com les nanes roges, i poden permanéixer entre 15 000 i 30 000 millons d'anys en la seqüència principal front als 10 000 millons del Sol.[8] Encara que el cicle vital de les estreles guarde una relació inversa en la massa i lluminositat del cos estelar, les estreles més chicotetes —tipo M i K-tardà— presenten greus problemes per a la vida.[9] Al principi de les seues vides, l'activitat de les estreles és molt alta, presentant gran cantitat de taques estelars i emetent fortes vents carregats de partícules. La duració d'este periodo aumenta quant més chicoteta siga l'estrela, alcançant el seu màxim en els aproximadament 3000 millons d'anys que comprén este periodo en les nanes roges —front als 500 millons d'una estrela tipo G com el Sol—.[10] Ademés, el seu menor tamany també incidix en la localisació de la zona habitable, exponent en demasía als planetes potencialment habitables que les orbiten —poden estar ancorats per marea a les seues estreles, perdre les seues atmòsfera per escape hidrodinàmic, carir d'un camp magnètic significatiu, etc.—.[10]

No obstant, els experts coincidixen que les de tipo K com Kepler-442, a mig camí entre les nanes roges i les nanes grogues com el Sol, poden ser les més idònees per a la vida. Les nanes taronges són més estables, viuen més temps, varien menys i qualsevol planeta potencialment habitable entorn a una d'elles estaria menys expost a la radiació UV que la Terra; sense presentar les desventages de les de tipo M o K-tardà.[11]

L'edat del sistema és desconeguda, fixant-se un llímit inferior de 2700 millons d'anys i un de superior de 8100, sent 2900 el valor més provable.[7] Com a referència, el sistema solar té una edat de 4568 millons d'anys.[12]

Tamany

[editar | editar còdic]

En una massa estimada de 2,34 M⊕ i un radi d'1,34 R⊕, Kepler-442b es troba pràcticament en l'òptim per a la vida establit pels experts —d'aproximadament 2 M⊕ i unes dimensions que permeten conservar una densitat similar a la del nostre planeta—.[1][13] La densitat corresponent a un cos planetari d'estes característiques seria de 5,35 g/cm³, pràcticament idèntica a la de la Terra —5,515 g/cm³—; i el seu gravetat seria un 30% major que la terrestre —una diferència tolerable per al ser humà, que faria que una persona d'uns 80 kg pesara poc més de 100 sobre la seua superfície—.[4] Comparativament, les dimensions de la Terra i Kepler-442b —un 34 % major— són menys dispars que les de la Terra i Mart —en un 53 % del diàmetro terrestre—.[14]

Considerant que la massa i ràdio de Kepler-442b són menors que les 6 M⊕ i 1,6 R⊕ marcats en un estudi recent de l'equip HARPS-N com a llímit entre els planetes telúrics i els gaseosos, la provabilitat de que la composició de l'exoplaneta siga principalment de roca-ferro com Venus i la Terra és alta, superior al 60 %.[15][16][2] No obstant, és habitual que en estreles poc massives els exoplanetes situats en la zona habitable tendixquen a acumular més aigua que el nostre planeta. Açò, unit a la baixa metalicitat de la seua estrela i a la falta de senyes sobre el restant de planetes del sistema, fa que no puga descartar-se la possibilitat de que Kepler-442b siga un planeta oceà.[17][n. 1]

Temperatura

[editar | editar còdic]
Òrbita de Kepler-442b.[6]

La seua temperatura superficial —considerant una atmòsfera similar a la de la Terra— és de -2,65 °C, que convertixen a Kepler-442b en un psicroplaneta —terme utilisat per a denominar a aquells planetes potencialment habitables en temperatures miges d'entre -50 °C i 0 °C— segons la classificació tèrmica de habitabilitat planetària de el PHL.[1][20] Aixina i tot, es troba desplaçat cap al confín intern de la zona de habitabilitat del sistema —encara que menys que la Terra—, a 0,41 UA de la seua estrela i en un periodo orbital de 112 dies.[7][4] Com a referència en térmens relatius, l'indicador «HZD» de el PHL —distància respecte al centre de la zona habitable— per a Kepler-442b és de -0,34 front als -0,5 de la Terra, a on -1 marca el llímit interior de la zona de habitabilitat i +1 el llímit extern, sent el 0 el seu centre —és dir, abdós pertanyen a la zona habitable dels seus sistemes i es troben desplaçats cap al confín intern, encara que Kepler-442b se situa més pròxim al centre—.[21] Teòricament, els planetes en un «HZD» pròxim a zero són potencialment millors per a la vida que aquells en un «HZD» més propenc a -1 o +1.[22] Segons els seus descobridors, hi ha un 96,9 % de provabilitats de que Kepler-442b orbite en la zona habitable de la seua estrela.[23]


La major massa de Kepler-442b en relació en la Terra, pot supondre una atmòsfera més densa que faça al planeta més càlit de lo previst.[24][25] En qualsevol cas, la temperatura mija de la Terra —de 14 °C—[26] es deu a l'efecte de les zones fredes del planeta sobre el promig global, existint àmplies zones a on les temperatures superen els 20 °C durant la major part de l'any —especialment en la zona intertropical—. D'igual modo és possible que, en cas que conte en una atmòsfera similar a la terrestre, existixquen àmplies regions en Kepler-422b a on les temperatures superen els 10 °C durant bona part de l'any.[27] En comparació, Mart, objecte d'estudi com a possible llar per a la vida en el passat o inclús en el present —possibles organismes unicelulars en bosses d'aigua del subsol—, té una temperatura superficial casi 30 °C més baixa que Kepler-442b —excloent els efectes atmosfèrics— i seguix pertanyent a la zona habitable del sistema solar.[28] Es creu que la Terra seguiria sent apta per a la vida si tinguera una òrbita similar a la marciana.[29]

No obstant, també existix la possibilitat de que la menor temperatura es traduïxca en conyes polars majors que els de la Terra, que hagen dut al planeta a una glaciació global permanent a image de la que se sospita que va sofrir la Terra en el periodo Criogènic, per mig d'un procés retroalimentativo de les masses de gèl.[30]

Les baixes temperatures miges estimades de Kepler-442b representen el major problema de cara a la presència de vida complexa en el planeta i justifiquen —junt a la classe estelar— els 0,04 punts de «SPH» concedits pel Laboratori de Habitabilitat Planetària —en anglés, PHL— de l'Universitat de Puerto Rico en Arecibo, front als 0,72 de la Terra.[4] Este barem, les sigles del qual provenen de l'anglés Standard Primary Habitability, medix l'idoneïtat d'un planeta per a la vegetació en una escala de 0 a 1.[31] D'existir, és possible que les formes de vida vegetals de Kepler-442b tinguen un color distint al de les terrestres, capaç d'absorbir una major cantitat de l'energia emesa per la seua estrela —provablement roig, front al vert predominant en la Terra—.[32]

Anclaje per marea

[editar | editar còdic]
Impressió artística de Kepler-442b.

És habitual que els cossos planetaris situats en la zona habitable d'estreles poc massives es troben ancorats per marea, sincronisant la seua rotació en la seua òrbita estelar i presentant sempre una mateixa cara a la seua estrela.[33] Com a resultat, estos planetes contarien en un hemisferi diürn i un atre nocturn. Seria un escenari potencialment problemàtic per a la vida, ya que podria reduir o inclús destruir la seua camp magnètic, supondre la congelació de tota l'atmòsfera en la cara nocturna, sobreexponer el hemisferi diürn a los efectos de l'estrela, etcétera.[34]

No obstant, segons els càlculs de el PHL, Kepler-442 —que orbita a una distància mija de 0,41 UA— es troba just per damunt de dit llímit —0,39 UA— i és improvable que present acoplament de marea, donada la seua posició respecte al centre de la zona habitable del sistema.[4] Ademés, investigacions recents sugerixen que l'efecte de les corrents d'aire sobre la superfície d'un planeta podria dificultar el anclaje en cossos planetaris teòricament acoplats per marea a les seues estreles, especialment si conten en una atmòsfera més densa que la de la Terra —en tal cas, la velocitat de rotació seria considerablement més llenta i els dies comprendrien vàries semanes o inclús mesos—.[35] En el sistema solar, sembla haver una relació directa entre la massa planetària, la distància respecte a l'estrela i la duració dels dies —els cossos més massius i alluntats de la mateixa presenten majors velocitats de rotació—. Açò podria supondre que els dies deurien ser més curts en Kepler-442b que en la Terra, pero la distància entre el nostre planeta i el llímit de anclaje per marea és molt major que la corresponent a Kepler-442b.[36] Per tant, deuria presentar cicles de dia i nit com la Terra, encara que la seua duració és una incògnita.[6]

Atmòsfera

[editar | editar còdic]
Els principals components de l'atmòsfera de Kepler-442b podrien ser detectats en anàlisis espectroscópicos de la pendent de dispersió de Rayleigh, indicant si és semblant a la terrestre i inclús si hi ha vida en el planeta.

Els composts presents en l'atmòsfera de la Terra —fonamentalment nitrogen i oxigen— són comuns en l'univers, i és possible que Kepler-442b conte en ells.[37] Si posseïx una major concentració de gasos d'efecte hivernàcul que la Terra per a contrarrestar la seua baixa temperatura superficial, és possible que hagen sorgit formes de vida simples en el planeta, capaços d'actuar com un factor de habitabilitat regulant i equilibrant la seua temperatura.[22][25] En el futur, mides espectroscópicas de la pendent de dispersió de Rayleigh durant trànsits astronòmics de Kepler-442b permetran conéixer la seua composició atmosfèrica i calcular de forma precisa les condicions reals presents en el planeta.[38] Ademés, podran detectar els nivells d'oxigen molecular i ozon per a confirmar o descartar la presència de vida.[39]

El «HZA» —Habitable Zone Atmosphere— assignat per el PHL a Kepler-442b és de -0,06 front als -0,52 de la Terra.[1] Este indicador mostra la densitat atmosfèrica estimada del planeta en una escala de -1 a +1, a on -1 supon una atmòsfera pràcticament inexistent i +1 una excessivament densa similar a la dels jagants gaseosos.[40] En un valor de -0,06, la seua atmòsfera deuria ser més densa que la terrestre, pero llunt d'alcançar les concentracions de Venus.[1]

Índex de similitut en la Terra

[editar | editar còdic]

El «IST» o índex de similitut en la Terra —de l'anglés «ESI» o Earth Similarity Index— és una mida amprada en exoplanetologia per a catalogar cossos planetaris en funció del seu grau de semblança en la Terra.[41][42] El seu valor, comprés entre 0 —sense parentesc algun— i 1 —assignat al nostre planeta—, es calcula partint del radi mig, densitat aparent, velocitat d'escape i temperatura superficial d'un planeta i comparant-los en els de la Terra.[43] Alguns atributs no tinguts en conte, com la massa, es infieren a partir dels ya inclosos, com la densitat i velocitat d'escape. No obstant, uns atres com l'atmòsfera, tipo estelar i edat no entren en el càlcul del «IST».[43]

Com a conseqüència, Venus té un «IST» relativament alt a pesar del seu efecte hivernàcul descontrolado.[43] De la mateixa manera, un exoplaneta recent format o un de pertanyent a una nana roja i ancorat per marea a la seua estrela, poden tindre un índex elevat a pesar de presentar condicions hostils per a la vida. També és possible que cossos en importants diferències en les seues característiques, com Kepler-438b —88 %— i Kepler-442b —84 %— puguen tindre un «IST» semblança.[2] El càlcul és ponderat, de tal manera que atributs com la temperatura superficial tenen un pes major en el càlcul que uns atres com la velocitat d'escape.[43]

El «IST» de Kepler-442b es veu llimitat per la seua temperatura superficial de la mateixa manera que Kepler-438b i Kepler-296i, encara que en este cas a la baixa. El seu índex és alguna cosa inferior com a conseqüència d'una massa i ràdio llaugerament superiors als de la Terra i a la temperatura mija dels atres dos, més pròxima a la del nostre planeta.[26][1] No obstant, és possible que Kepler-442b siga habitable i els atres exoplanetes citats no ho siguen —o a l'inversa—.[2] La seua habitabilitat depén del compliment de certes condicions analisades en punts anteriors.[44]

Possibles aspectes de Kepler-442b en funció de les seues característiques reals: 1) Frut d'una glaciació global permanent, 2) Brumoso planeta oceà, 3) Planeta desert en poca o cap cantitat d'aigua sobre la seua superfície, i 4) Planeta superhabitable en densos boscs de to rojós.

Vore també

[editar | editar còdic]

Notes

[editar | editar còdic]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 PHL.Consultat el 26 de maig de 2015.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 «8 Newfound Alien Worlds Could Potentially Support Life» (en anglés). Consultat el 26 de maig de 2015.
  3. ↑ «[1]» (en anglés).
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 «Planetary Habitability Laboratory» (en anglés). PHL University of Puerto Rico at Arecibo. Archivat des d'el original, el 30 de setembre de 2018. Consultat el 7 de giner de 2015.
  5. ↑ Heller y Armstrong, 2014, p. 5-18.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 PHL. «HEC: Graphical Catalog Results» (en anglés). Archivat des d'el original, el 8 de giner de 2012. Consultat el 1 de febrer de 2015.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 «NASA Exoplanet Archive» (en anglés). NASA Exoplanet Science Institute. Consultat el 8 de giner de 2015.
  8. ↑ «[2]». Consultat el 26 de maig de 2015 (en anglés).
  9. ↑ «Ret Dwarf Stars May Be Best Chance for Habitable Alien Planets» (en anglés). Space.com. Consultat el 26 de maig de 2015.
  10. ↑ 10,0 10,1 «Ca Life Thrive Around a Ret Dwarf Star?» (en anglés). Space.com. Consultat el 26 de maig de 2015.
  11. ↑ Heller y Armstrong, 2014, p. 8.
  12. ↑ EFE. «El Sistema Solar es va originar dos millons d'anys abans de lo que es creïa». Archivat des d'el original, el 10 d'agost de 2014. Consultat el 30 de juliol de 2014.
  13. ↑ Heller y Armstrong, 2014, p. 6.
  14. ↑ «Mars Compared to Earth» (en anglés). Universe Today. Consultat el 29 de maig de 2015.
  15. ↑ (2015).The Astrophysical Journal.801(1)
    41.doi:10.1088/0004-637X/801/1/41.Consultat el 5 d'agost de 2015.
  16. ↑ «[3]» (en anglés).
  17. ↑ «Planets Orbiting Ret Dwarfs May Stay Wet Enough for Life» (en anglés). Space.com. Consultat el 28 de maig de 2015.
  18. ↑ «What Might Alien Life Look Like on New 'Water World' Planets?» (en anglés). Space.com. Consultat el 28 de maig de 2015.
  19. ↑ «Testing the Titius-Bode law on exoplanets» (en anglés). Astrobites. Consultat el 28 de maig de 2015.
  20. ↑ «A Thermal Planetary Habitability Classification for Exoplanets» (en anglés). Planet Habitability Laboratory. Archivat des d'el original, el 4 d'octubre de 2012. Consultat el 28 de maig de 2015.
  21. ↑ «[4]». Consultat el 28 de maig de 2015 (en anglés).
  22. ↑ 22,0 22,1 Heller y Armstrong, 2014, p. 7.
  23. ↑ (2015).The Astrophysical Journal.800(2)
    99.doi:10.1088/0004-637X/800/2/99.Consultat el 5 d'agost de 2015.
  24. ↑ Heller y Armstrong, 2014, p. 6-7.
  25. ↑ 25,0 25,1 Heller y Armstrong, 2014, p. 9.
  26. ↑ 26,0 26,1 «[5]». Consultat el 19 d'agost de 2015 (en anglés).
  27. ↑ «Earth’s Temperature» (en anglés). Universe Today. Consultat el 28 de maig de 2015.
  28. ↑ «Habitable Zone» (en anglés). Universe Today. Consultat el 28 de maig de 2015.
  29. ↑ «Temperature of Mars» (en anglés). Universe Today. Consultat el 29 de maig de 2015.
  30. ↑ M.I. Budyko(1969).Tellus.21(5)
    611 – 1969.
  31. ↑ PHL.Consultat el 29 de maig de 2015.
  32. ↑ «Colorful Worlds: Plants on Other Planets Might Not Be Green» (en anglés). Consultat el 29 de maig de 2015.
  33. ↑ «Ret Dwarf Planets Face Hostile Space Weather Within Habitable Zone» (en anglés). Astrobiology Magazine. Consultat el 29 de maig de 2015.
  34. ↑ «[6]». Consultat el 29 de maig de 2015 (en anglés).
  35. ↑ «Thin atmosphere is enough to keep many exoplanets spinning» (en anglés). Consultat el 29 de maig de 2015.
  36. ↑ «Days of the Planets» (en anglés). Consultat el 29 de maig de 2015.
  37. ↑ Astronoo. «Abundance of the chemical elements» (en anglés). Consultat el 29 de maig de 2015.
  38. ↑ «[7]». Consultat el 29 de maig de 2015 (en anglés).
  39. ↑ Atmospheric Retrieval for Super-Earths: Uniquely Constraining the Atmospheric Composition with Transmission Spectroscopy, Bjoern Benneke, Sara Seager, (Submitted on 19 Mar 2012 (v1), last revised 27 Jun 2012 (this versió, v2))
  40. ↑ PHL.Consultat el 29 de maig de 2015.
  41. ↑ «Want to Find Aliens? Look for More than Just Earth-Like Planets» (en anglés). Consultat el 29 de maig de 2015.
  42. ↑ Schulze-Makuch, D., Méndez, A., Fairén, A. G., von Paris, P., Turse, C., Boyer, G., Davila, A. F., Resendes de Sousa António, M., Irwin, L. N., and Catling, D. (2011) A Two-Tiered Approach to Assess the Habitability of Exoplanets. Astrobiology 11(10): 1041-1052.
  43. ↑ 43,0 43,1 43,2 43,3 PHL.Consultat el 26 de maig de 2015.
  44. ↑ Perryman, Michael (2011). The Exoplanet Handbook (en anglés), Cambridge University Press, pp. 282-286. ISBN 978-0-521-76559-6.

Referències

[editar | editar còdic]

Bibliografia

[editar | editar còdic]
  • (2014).14(1)
50-66.



Erro en la cita: Existixen etiquetes <ref> per a un grup nomenat "n.", pero no es trobà una etiqueta <references group="n."/>

Obtingut de «https://www.lenciclopedia.org/w/index.php?title=Kepler-442b&oldid=929447»