Mi chiedevo ... c'è qualche esopianeta abitabile intorno a Tau Ceti?

Versione TLDR: probabilmente no, e le pretese per l'abitabilità dei pianeti in questo sistema sono su terreno instabile.

Segue la versione lunga.

pianeti

Così come da Feng et al. (2017) , ci sono quattro candidati planetari intorno a Tau Ceti:

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

Si noti che le designazioni Tau Ceti b, c e d si riferiscono a candidati planetari che non si ritiene più esistano. Le barre di errore si riferiscono ai percentili dell'1% e del 99%.$M_\oplus$ è la massa della Terra.

The Feng et al. (2017) il documento rileva inoltre che il sistema è imballato dinamicamente, il che non fa ben sperare per le prospettive di ulteriori pianeti tra i candidati del pianeta conosciuti (nota che la loro figura 17 mostra le regioni in cui i pianeti interferirebbero tra loro , non le regioni di stabilità per un pianeta aggiuntivo).

La zona abitabile

La conclusione del documento fornisce la luminosità di Tau Ceti come 0,52 volte solare e la temperatura effettiva di 5344 K. Utilizzando questi valori, i limiti delle zone abitabili possono essere calcolati da Kopparapu et al. (2013) , che presume che le condizioni abitabili siano mantenute dal ciclo carbonato-silicato con l'anidride carbonica come principale (non condensabile) gas serra.

Confini interni

• Venere recente: 0,551 UA
• Serra in fuga: 0.723 UA
• Serra umida: 0,729 UA

Il limite umido della serra è il limite interno più conservativo, si verifica dove un vapore acqueo sufficiente entra nell'atmosfera superiore e la perdita d'acqua inizia a verificarsi dal pianeta. Nel nostro sistema solare, la Terra si trova vicino a questo limite nella parte interna della zona abitabile più conservatrice.

Il limite della fuga in fuga si verifica quando il feedback positivo del vapore acqueo supera il feedback negativo stabilizzante del ciclo carbonato di silicato, determinando un'ulteriore evaporazione degli oceani e temperature più elevate. Si pensa che ciò si sia verificato su Venere, lasciando il pianeta nello stato in cui si trova oggi.

Il recente limite di Venere si basa sulla possibilità che Venere possa conservare gli oceani per diversi miliardi di anni. Questo non è noto con certezza in quanto la nostra conoscenza dell'evoluzione di Venere è piuttosto incompleta e le condizioni sulla superficie del pianeta non sono favorevoli a guidare i rover in giro per indagare sulla geologia.

Da ciò vediamo che Tau Ceti e si trova vicino al recente limite di Venere ed è più vicino alla stella rispetto al limite della fuga in fuga. Ciò suggerisce che qualsiasi oceano che una volta sarebbe potuto esistere avrebbe probabilmente ribollito, lasciando il pianeta in uno stato simile a Venere.

I pianeti geh sono troppo vicini alla stella.

Confini esterni

• Serra massima: 1.279 UA
• Marte primitivo: 1.330 UA

Il limite massimo della serra è la distanza più lontana dalla stella che un'atmosfera di anidride carbonica senza nuvole può supportare condizioni compatibili con l'acqua liquida. Oltre a ciò, la maggiore dispersione porta ad una maggiore riflettività del pianeta e la CO ₂ inizierebbe a condensarsi, rimuovendola dall'atmosfera e portando a un raffreddamento in fuga. Questo è il limite più conservativo della zona abitabile esterna. Si noti che a questo punto, il pianeta richiederebbe diverse barre di CO ₂ che lo renderebbero tossico per l'uomo.

Il limite iniziale di Marte si basa sull'osservazione che Marte è riuscito a mantenere le acque superficiali (ad esempio vari fiumi e un possibile oceano del nord) nel primo sistema solare quando il Sole era significativamente più debole di oggi. Tau Ceti f si trova proprio a questo limite.

Estensioni alla zona abitabile

Nessuno dei pianeti cade nella zona abitabile più conservatrice, e Tau Ceti e ed f sono ai confini delle stime più ottimistiche per i confini della zona abitabile. Vi sono tuttavia opzioni per l'estensione della zona abitabile.

Al limite interno, un effetto serra in fuga potrebbe essere evitato su pianeti asciutti, dove semplicemente non c'è abbastanza acqua per evaporare per guidare il feedback positivo, vedi Zsom et al. (2013) . Non è chiaro per me che un tale pianeta possa essere descritto come abitabile, poiché a tali pianeti potrebbero mancare i sistemi idrotermali che potrebbero fungere da siti per l'abiogenesi. La loro evoluzione geologica sarebbe probabilmente sostanzialmente diversa da quella terrestre senza acqua per lubrificare la tettonica delle placche.

Un'altra possibilità è su pianeti a rotazione lenta, in cui strati di nuvole sostanziali possono accumularsi sul lato giorno del pianeta e aumentare la riflettività, come osservato da Yang et al. (2014) . D'altra parte, Scholz et al. (2018) hanno notato che sembra esserci una relazione di spin di massa universale che si estende dai pianeti ai nani bruni. Ciò prevede che le super-terre probabilmente ruoterebbero troppo velocemente per far funzionare questo meccanismo a meno che non fossero state spinte giù da maree stellari o da una grande luna.

Sul confine esterno, l'aggiunta di ulteriori gas serra come il metano può funzionare per estendere la zona abitabile esterna, vedi ad esempio Ramirez & Kaltenegger (2018) . Questo è stato suggerito come il meccanismo per consentire le acque superficiali su Marte, il che suggerirebbe che il limite di "Marte in anticipo" è un punto dati osservato all'interno della zona abitabile del metano. Un'altra possibilità è che una densa atmosfera di idrogeno possa mantenere l'acqua liquida, ad esempio Pierrehumbert & Gaidos (2011) sebbene la pressione di tale atmosfera possa avere implicazioni per la geologia del pianeta e quindi il potenziale di abiogenesi.

I pianeti i cui climi sono stabilizzati da qualcosa di diverso dal ciclo carbonato-silicato, o che hanno composizioni atmosferiche sostanzialmente diverse, avrebbero confini di zona abitabili diversi (se gli oceani sotterranei su mondi ghiacciati sono abitabili, potrebbero esserci interessanti prospettive per i pianeti nani nella cintura dei detriti esterni ), ma questo sta già diventando abbastanza speculativo, inoltre c'è un'altra possibile obiezione all'abitabilità di questi pianeti ...

Masse planetarie

Una limitazione del metodo della velocità radiale è che possono essere derivate solo le masse minime. Con Tau Ceti, abbiamo un possibile mezzo per stimare le masse vere: la stella è circondata da un disco di detriti (questo probabilmente fornirebbe una fonte di impattori sui pianeti, quanto è grave la situazione dipende da quanto materiale viene perturbato in il sistema interno). Usando le osservazioni di Herschel, Lawler et al. (2014) forniscono un'inclinazione di 35 ± 10 gradi. Supponendo che i pianeti si trovino sullo stesso piano del disco, le masse vere sarebbero quindi circa 1,74 volte maggiori delle masse minime.

In base a questo presupposto, le vere masse dei pianeti e ef escono entrambe come circa 6,85 masse terrestri. Prendendo il limite inferiore del 99% sulle barre di errore di massa minima e un'inclinazione orbitale di 45 ° come stima bassa, queste sarebbero 4.65 masse terrestri per ee 3.62 masse terrestri per f.

La natura dei pianeti

Secondo Rogers (2014) , la transizione tra pianeti rocciosi e simili a Nettuno è da qualche parte nella regione da 1,4 a 1,6 raggi terrestri. Usando la relazione massa-raggio di Zeng et al. (2016) e la loro frazione di massa core di 0,26 per i tipici pianeti terrestri, questi limiti di raggio corrispondono a pianeti terrestri di circa 3,3 a 5,4 masse terrestri.

Ciò suggerisce che Tau Ceti e ed f hanno abbastanza probabilità di essere sub-Nettuno piuttosto che pianeti rocciosi, anche se le avvertenze sono che nel caso ottimistico possono avere masse al di sotto della transizione rocciosa / simile a Nettuno, e che sembrano esserci alcuni casi di pianeti rocciosi sopra la transizione (è probabile che la maggior parte di questi siano evaporati nuclei di pianeti simili a Nettuno, che non si applicherebbero a Tau Ceti ef poiché hanno livelli di irradiazione stellare molto più bassi).

Conclusione

Dato lo stato attuale delle conoscenze, Tau Ceti non sembra una buona prospettiva per i pianeti abitabili. Tau Ceti e ed f sono piuttosto marginali in termini di posizione all'interno della zona abitabile, e le loro masse sono sufficientemente alte da avere buone probabilità di essere sub-Nettuno piuttosto che pianeti rocciosi. L'impaccamento dinamico del sistema rende improbabile che ci sia un pianeta più piccolo e temperato nella zona abitabile tra i pianeti conosciuti.