اكتشف علماء الفلك مجموعتين متميزتين من مجموعات فرعية من كوكب نبتون

تقترح الدراسة أن هذه التغيرات في الكثافة قد تكون مرتبطة بما إذا كان الكوكب في نظام رنين، وهو تكوين غالبًا ما توجد فيه كواكب أقل كثافة نتيجة لأحداث كارثية سابقة مثل الاصطدامات.

تستضيف معظم النجوم في مجرة ​​درب التبانة كواكب، وتكون الكواكب شبه نبتون - وهي الكواكب التي تقع بين الأرض ونبتون في الحجم - هي الأكثر شيوعًا. ومع ذلك، فإن حساب كثافتها يشكل تحديًا للعلماء. اعتمادًا على كيفية قياس كتلتها، تظهر فئتان مختلفتان من الكواكب: الكواكب الأكثر كثافة والكواكب الأقل كثافة.

هل هذا بسبب التحيز الرصدي، أم أن هناك مجموعتين مختلفتين من السكان تحت نبتون؟ وقد أثبت العمل الأخير لعلماء الفلك وجود هذا الأخير. حتى

وتكثر الكواكب الخارجية في مجرتنا. والأكثر شيوعًا هي تلك الكواكب الواقعة بين نصف قطر الأرض (حوالي 6400 كيلومتر) ونصف قطر نبتون (حوالي 25000 كيلومتر)، والتي تسمى "الكواكب الفرعية". تشير التقديرات إلى أن 30% إلى 50% من النجوم الشبيهة بالشمس تحتوي على كوكب واحد على الأقل.

ويشكل حساب كثافات هذه الكواكب تحديًا علميًا. ولتقدير كثافتها، يجب علينا أولًا قياس كتلتها ونصف قطرها. المشكلة: الكوكب الذي يتم قياس كتلته باستخدام طريقة TTV (تباين وقت العبور) أقل كثافة من الكوكب الذي يتم قياس كتلته باستخدام طريقة السرعة الشعاعية (طريقة قياس أخرى محتملة).

يوضح جان بابتيست ديلايل، المؤلف المشارك للدراسة والمتعاون العلمي في قسم علم الفلك في كلية العلوم بجامعة جنيف: "تتضمن طريقة TTV قياس التغيرات في أوقات العبور. إن تفاعل الجاذبية بين الكواكب في نفس المجرة يغير قليلاً اللحظة التي يمر فيها الكوكب أمام نجم". "من ناحية أخرى، تتضمن طريقة السرعة الشعاعية قياس التغيرات في سرعة النجم بسبب وجود الكواكب حوله."

وقد نشر فريق دولي بقيادة علماء من NCCRPlanetS وUNIGE وUNIBE دراسة تشرح هذه الظاهرة. وهذا ليس بسبب الاختيار أو التحيز في الملاحظة، ولكن لأسباب جسدية. يوضح أدريان ليليو، المؤلف الرئيسي للدراسة والأستاذ المساعد في قسم علم الفلك في كلية العلوم في مدرسة الهندسة: "معظم الأنظمة المقاسة بطريقة TTV تكون في حالة رنين".

عندما تكون نسبة الفترات المدارية لكوكبين عددًا نسبيًا، فإنهما يكونان في حالة رنين. على سبيل المثال، بينما يتحرك أحد الكواكب في مدارين حول نجمه، فإن الكوكب الآخر يدور في مدار واحد بالضبط. إذا كان هناك عدة كواكب في حالة رنين، تتشكل سلسلة رنين لابلاس. "لذلك تساءلنا عما إذا كانت هناك صلة جوهرية بين الكثافة والتكوين المداري الرنان للأنظمة الكوكبية."

ولإقامة صلة بين الكثافة والرنين، كان على علماء الفلك أولاً أن يختاروا بدقة أنظمة الكواكب للتحليل الإحصائي لاستبعاد أي تحيز في البيانات. على سبيل المثال، اكتشاف كوكب كبير منخفض الكتلة أثناء عبوره قد يستغرق وقتًا أطول لاكتشافه من السرعة الشعاعية. وهذا يزيد من خطر انقطاع عمليات الرصد قبل أن يصبح الكوكب واضحًا في بيانات السرعة الشعاعية، وبالتالي قبل أن يتم تقدير كتلته.

يوضح أدريان ليليو: "تؤدي عملية الاختيار هذه إلى تحيز في الأدبيات العلمية، حيث تكون الكواكب الموصوفة بطريقة السرعة الشعاعية متحيزة نحو الكتل والكثافات الأعلى". "نظرًا لأننا لا نستطيع قياس كتلتها، فقد تم استبعاد الكواكب ذات الكثافة المنخفضة من تحليلنا."

وبعد الانتهاء من أعمال تنظيف البيانات، حدد علماء الفلك من خلال الاختبارات الإحصائية أن كثافة شبه نبتون في النظام الرنان كانت أقل من كثافة شبه نبتون في النظام غير الرنان، بغض النظر عن الطريقة المستخدمة لتحديد كتلة نبتون.

وقد اقترح العلماء عدة تفسيرات محتملة لهذا الارتباط، بما في ذلك كيفية تشكل أنظمة الكواكب. الفرضية الرئيسية للدراسة هي أن جميع أنظمة الكواكب تتحرك نحو حالة سلسلة الرنين في اللحظات الأولى من وجودها، ولكن 5٪ فقط تبقى مستقرة. الـ 95% الأخرى تصبح غير مستقرة. وبعد ذلك، تنكسر سلسلة الرنين، مما يؤدي إلى سلسلة من "الكوارث" مثل الاصطدامات بين الكواكب، حيث تندمج الكواكب معًا وتزيد كثافتها، ثم تستقر في مدارات غير رنانة.

وخلص يان أليبرت، الأستاذ في قسم أبحاث الفضاء وعلوم الكواكب إلى أن "هذه العملية أدت إلى ظهور مجموعتين متميزتين من مجموعات فرعية نبتونية: كثيفة وأقل كثافة. النماذج العددية لتشكيل وتطور أنظمة الكواكب التي بنيناها في برن على مدى العقدين الماضيين تعيد إنتاج هذا الاتجاه بالضبط: الكواكب ذات الرنين أقل كثافة. علاوة على ذلك، تؤكد هذه الدراسة أن ما حدث في معظم أنظمة الكواكب "لقد كان هناك اصطدام عملاق كان عنيفًا مثل ذلك الذي أدى إلى خلق القمر، أو حتى أسوأ من ذلك". (WP) في المعهد الدولي لعلوم الدماغ في برن، المدير المشارك لمركز الفضاء والقابلية للسكن، والمؤلف المشارك لتقرير البحث.

تم تجميعها من /ScitechDaily