9ª localização do planeta?

Eu já vi várias notícias indicando que provavelmente existe um nono planeta em nosso Sistema Solar , algo com um período orbital entre 10 mil e 20 mil anos, ou seja, 10 vezes a massa da Terra. Não vi nenhuma indicação real de onde esse objeto possa estar. Se eu tivesse acesso a um telescópio suficiente, seria capaz de encontrar este planeta e de que maneira apontaria um telescópio para encontrá-lo? Até que ponto é provável que seja, ou isso não é bem conhecido?

É muito escuro para ser visto durante uma pesquisa normal durante a maior parte de sua órbita.

Atualização: Os cientistas da Universidade de Berna modelaram um hipotético planeta 10 de massa terrestre na órbita proposta para estimar sua detectabilidade com mais precisão do que a minha tentativa abaixo.

A conclusão é que a missão NASAs WISE provavelmente avistou um planeta de pelo menos 50 massas terrestres na órbita proposta e que nenhuma das nossas pesquisas atuais teria a chance de encontrar uma abaixo de 20 massas terrestres na maior parte de sua órbita. Eles colocam a temperatura dos planetas em 47K devido ao calor residual da formação; o que tornaria 1000x mais brilhante no infravermelho do que na luz visível refletida pelo sol.

No entanto, ele deve estar ao alcance do LSST após a conclusão (primeira luz 2019, operações normais começando em 2022); portanto, a questão deve ser resolvida dentro de mais alguns anos, mesmo que esteja longe o suficiente da órbita proposta por Batygin e Brown para que sua pesquisa com o telescópio Subaru saia vazia.

Minha tentativa original de fazer um handwave de uma estimativa de detectabilidade está abaixo. O artigo fornece parâmetros orbitais em potencial de para o eixo semi-maior e para periélio. Como o artigo não apresenta um caso provável para os parâmetros orbitais, vou abordar o caso extremo que torna mais difícil encontrar. Tomando os valores mais excêntricos possíveis a partir de uma órbita com um eixo semi-maior de e um periélio de possui um afélio de . 200 - 300 AU 1500 AU 200 AU 2800 $400-1500~\textrm{AU}$$200-300~\textrm{AU}$$1500~\textrm{AU}$$200~\textrm{AU}$$2800~\textrm{AU}$

Para calcular o brilho de um objeto que brilha com a luz refletida, o fator de escala adequado não é uma queda de como se poderia ingenuamente assumir. Isso é correto para um objeto que irradia sua própria luz; mas não para quem brilha pela luz refletida; nesse caso, a mesma escala que no retorno do radar é apropriada. Que este é o fator de escala correto para uso pode ser sanidade verificado com base no fato de que, apesar de ser semelhante em tamanho, Netuno é dimmer que Urano apesar de ter apenas mais longe: de escala dá uma fator dimmer vs para . 1 / r 4 ∼ 6 x 50 % 1 / r 4 5 x 2,25 1 / r $1/r^2$$1/r^4$$\sim 6x$$50\%$$1/r^4$$5x$$2.25$$1/r^2$

Usar isso fornece um escurecimento de 2400x aIsso nos coloca abaixo de magnitudes em relação a Netuno no periélio ou em magnitude . nos leva à magnitude, enquanto um afélio de diminui a luz refletida em cerca de magnitudes para magnitude. Isso é equivalente às estrelas mais fracas visíveis de um telescópio de 8 metros ; tornando sua não descoberta muito menos surpreendente.8,5 16,5 500 AU 20 2800 AU 20 $210~\textrm{AU}\;.$$8.5$$16.5$$500~\textrm{AU}$$20$$2800~\textrm{AU}$$20$$28$

Isso é um limite confuso nas duas direções. A energia residual da formação / material radioativo em seu núcleo fornecerá alguma luminosidade inata; a distâncias extremas, isso pode ser mais brilhante que a luz refletida. Não sei como estimar isso. Também é possível que o frio extremo da Nuvem de Oort tenha congelado sua atmosfera. Se isso acontecesse, seu diâmetro seria muito menor e a redução na superfície refletora poderia ofuscar outra ordem de magnitude ou duas.

Sem saber que tipo de ajuste fazer aqui, vou assumir que os dois fatores se cancelam completamente e deixam as suposições originais de que ele reflete tanta luz quanto Netuno e a luz refletida é a fonte dominante de iluminação para o restante dos meus cálculos. .

Para referência, os dados do experimento WISE da NASA descartaram um corpo do tamanho de Saturno a do sol.$10,000~\textrm{AU}$

Também é provavelmente muito fraco para ter sido detectado através do movimento adequado; embora se pudermos fixar sua órbita firmemente, o Hubble pode confirmar seu movimento.

A excentricidade orbital pode ser calculada como:

$$e = \frac{r_\textrm{max} - r_\textrm{min}}{2a}$$

A inserção dos números fornece:

$$e = \frac{2800~\textrm{AU} - 200~\textrm{AU}}{2\cdot 1500~\textrm{AU}} = 0.867$$

Conectar e em uma calculadora de órbita cometária fornece uma órbita de anos. E = 0,867 58 , $200~\textrm{AU}$$e = 0.867$$58,000$

Embora isso dê um movimento adequado médio de porque a órbita é altamente excêntrica, seu movimento adequado real varia muito, mas passa a maior parte do tempo longe do sol, onde seus valores estão no mínimo.$22~\textrm{arc-seconds/year}\;,$

As leis de Kepler nos dizem que a velocidade no afélio é dada por:

$$v_a^2 = \frac{ 8.871 \times 10^8 }{ a } \frac{ 1 - e }{ 1 + e }$$

onde é a velocidade do afélio em é o eixo semi-principal em e é a excentricidade orbital.m /$v_a$a A U , $\mathrm{m/s}\;,$ $a$$\mathrm{AU},$$e$

$$v_a = \sqrt{\frac{ 8.871 \times 10^8 }{ 1500 } \cdot \frac{ 1 - 0.867 }{ 1 + 0.867 }} = 205~\mathrm{m/s}\;.$$

Para calcular o movimento adequado, primeiro precisamos converter a velocidade em unidades de$\textrm{AU/year}:$

$$205 \mathrm{\frac{m}{s}}\; \mathrm{\frac{3600 s}{1 h}} \cdot \mathrm{\frac{24 h}{1 d}} \cdot \mathrm{\frac{365 d}{1 y}} \cdot \mathrm{\frac{1\; AU}{1.5 \times 10^{11}m}} = 0.043~\mathrm{\frac{AU}{year}}$$

Para obter o movimento adequado, crie um triângulo com uma hipotenusa de e um lado curto de e use trigonometria para obter o ângulo estreito. 0,043 $2800~\textrm{AU}$$0.043~\textrm{AU}$

$$\sin \theta = \frac{0.044}{2800}\\ \implies \theta = {8.799×10^{-4}}^\circ = 3.17~\textrm{arc seconds}\;.$$

Isso está bem dentro da resolução angular do Hubble deportanto, se soubéssemos exatamente onde procurar, poderíamos confirmar sua órbita, mesmo que esteja próxima da distância máxima do sol. No entanto, seu extremo desmaio na maior parte de sua órbita significa que é improvável que tenha sido encontrado em qualquer pesquisa. Se tivermos sorte e estiver dentro de seria brilhante o suficiente para ser visto pela sonda GAIA da ESA, caso em que a localizaremos nos próximos anos. Infelizmente, é mais provável que todos os dados do GAIA o façam é restringir ligeiramente sua distância mínima.$0.05~\textrm{arc seconds};$$\sim 500~\textrm{AU},$

Seu movimento de paralaxe seria muito maior ; no entanto, o desafio de realmente vê-lo em primeiro lugar permaneceria.

A posição do objeto hipotético não é conhecida com certeza; portanto, é difícil saber para onde apontar seu telescópio.

O artigo propõe uma ampla gama de distâncias orbitais de 400 a 1500 eixos semi-major AU, com um periélio (aproximação mais próxima do sol) de 200-300AU. Isso é 8 vezes mais do que Netuno. (Não li o artigo atentamente o suficiente para determinar se o corpo estaria perto do periélio ou não no momento; pode estar a mais de 1000 UA de distância, 30 vezes a distância de Netuno.)

Com uma massa de 10 Terras, esperaríamos que o corpo fosse algo como 2 a 5 vezes o raio da Terra - um pouco menor que Netuno.

A combinação de distância e tamanho sugere que o corpo seria muito mais fraco que Netuno, não mais brilhante que a magnitude 16,5 no periélio e provavelmente muito mais escuro.

Citando o artigo original :

$\geq \approx 10$

e

Como já mencionado acima, atualmente é difícil diagnosticar a faixa precisa de parâmetros de perturberidade necessários para reproduzir satisfatoriamente os dados. De fato, é necessário um trabalho adicional para entender as vantagens e desvantagens entre os elementos orbitais assumidos e a massa, bem como para identificar regiões do espaço de parâmetros incompatíveis com os dados existentes.

Portanto, descobrir possíveis parâmetros orbitais é um trabalho em andamento.

Batygin e Brown criaram um site que descreve a busca pelo 9º planeta em termos claros. Eles observam especificamente o seguinte:

periélio (sua aproximação mais próxima do sol) em torno de uma Ascensão Reta no céu de 16 horas, o que significa que a posição do periélio está diretamente acima no final de maio. Por outro lado, a órbita chega ao afélio (o ponto mais distante do sol) em cerca de 4 horas, ou diretamente no final de novembro.

Portanto, para procurar, deve-se olhar ao longo da eclíptica, concentrando-se principalmente na área diretamente acima no final de novembro. Note que esta é a parte do céu onde o centro galáctico também aparece. A inclinação é estimada em 30 graus, mais ou menos 20, para que a distância da eclíptica também deva ser pesquisada.

Se você tivesse acesso a um telescópio suficiente, poderia teoricamente vê-lo se olhasse no lugar certo (embora ninguém saiba onde o lugar certo pode estar). Mas se estiver perto do afélio, há apenas um punhado de telescópios suficientes no mundo (digamos, um espelho de 8 m ou mais), então eu acho altamente improvável que você tenha acesso a um deles.