Versión TLDR: probablemente no, y las afirmaciones sobre la habitabilidad de los planetas en este sistema están en terreno inestable.
La versión larga sigue.
Planetas
Entonces, a partir de Feng et al. (2017) , hay cuatro candidatos planetarios alrededor de Tau Ceti:
- Tau Ceti g, masa mínima , semieje mayor1,75+ 0.25- 0,40 METRO⊕0.133+ 0.001- 0.002 Una u
- Tau Ceti h, masa mínima , semieje mayor1,83+ 0,68- 0.26 METRO⊕0.243+0.003−0.003 AU
- Tau Ceti e, masa mínima , semieje mayor3.93+0.83−0.64 M⊕0.538+0.006−0.006 AU
- Tau Ceti f, masa mínima , semieje mayor3.93+1.05−1.37 M⊕1.334+0.017−0.044 AU
Tenga en cuenta que las designaciones Tau Ceti b, cyd se refieren a candidatos planetarios que ya no se cree que existan. Las barras de error se refieren a los percentiles 1% y 99%. es la masa de la Tierra.M⊕
El Feng et al. (2017) también señala que el sistema está empaquetado dinámicamente, lo que no es un buen augurio para las perspectivas de planetas adicionales entre los candidatos planetarios conocidos (tenga en cuenta que su figura 17 muestra las regiones donde los planetas interferirían entre sí , no las regiones de estabilidad para un planeta adicional).
La zona habitable
La conclusión del artículo da la luminosidad de Tau Ceti como 0.52 veces solar y la temperatura efectiva como 5344 K. Usando estos valores, los límites de la zona habitable pueden calcularse a partir de Kopparapu et al. (2013) , que supone que las condiciones habitables son mantenidas por el ciclo de carbonato-silicato con dióxido de carbono como el principal gas de efecto invernadero (no condensable).
Límites interiores
- Venus reciente: 0.551 UA
- Invernadero fuera de control: 0.723 AU
- Invernadero húmedo: 0.729 UA
El límite de invernadero húmedo es el límite interno más conservador, ocurre donde suficiente vapor de agua ingresa a la atmósfera superior que la pérdida de agua comienza a ocurrir desde el planeta. En nuestro sistema solar, la Tierra se encuentra cerca de este límite en la parte interior de la zona habitable más conservadora.
El límite desbocado del invernadero se produce cuando la retroalimentación positiva del vapor de agua supera la retroalimentación negativa estabilizadora del ciclo de silicato-carbonato, impulsando una mayor evaporación de los océanos y temperaturas más altas. Se cree que esto ocurrió en Venus, dejando al planeta en el estado en que se encuentra hoy.
El reciente límite de Venus se basa en la posibilidad de que Venus haya retenido océanos durante varios miles de millones de años. Esto no se sabe con certeza ya que nuestro conocimiento de la evolución de Venus es bastante incompleto y las condiciones en la superficie del planeta no son favorables para conducir a los exploradores que investigan la geología.
A partir de esto, vemos que Tau Ceti e se encuentra cerca del límite reciente de Venus y está más cerca de la estrella que el límite del invernadero desbocado. Esto sugiere que cualquier océano que alguna vez haya existido probablemente se habría evaporado, dejando al planeta en un estado similar a Venus.
Los planetas gyh están demasiado cerca de la estrella.
Límites exteriores
- Invernadero máximo: 1.279 UA
- Marte temprano: 1.330 UA
El límite máximo de efecto invernadero es la mayor distancia desde la estrella que una atmósfera de dióxido de carbono libre de nubes puede soportar condiciones compatibles con agua líquida. Más allá de esto, el aumento de la dispersión conduce a una mayor reflectividad del planeta y el CO 2 comenzaría a condensarse, eliminándolo de la atmósfera y conduciendo a un enfriamiento descontrolado. Este es el límite de la zona habitable exterior más conservador. Tenga en cuenta que en este punto, el planeta requeriría varias barras de CO 2, lo que lo haría tóxico para los humanos.
El límite temprano de Marte se basa en la observación de que Marte logró mantener el agua superficial (por ejemplo, varios ríos y un posible océano del norte) en el sistema solar temprano cuando el Sol era significativamente más débil de lo que es hoy. Tau Ceti f se encuentra justo en este límite.
Extensiones a la zona habitable.
Ninguno de los planetas cae en la zona habitable más conservadora, y Tau Ceti e y f están en los límites de las estimaciones más optimistas para los límites de la zona habitable. Sin embargo, hay opciones para extender la zona habitable.
En el límite interior, se podría evitar un efecto invernadero desbocado en planetas secos, donde simplemente no hay suficiente agua para evaporarse para generar la retroalimentación positiva, ver Zsom et al. (2013) . No está claro para mí que dicho planeta pueda describirse como habitable, ya que tales planetas pueden carecer de los sistemas hidrotermales que podrían actuar como sitios para la abiogénesis. Su evolución geológica probablemente sería sustancialmente diferente a la de la Tierra sin agua para lubricar las placas tectónicas.
Otra posibilidad es en planetas de rotación lenta, donde se pueden acumular capas sustanciales de nubes en el lado del día del planeta y aumentar la reflectividad, como lo señalan Yang et al. (2014) . Por otro lado, Scholz et al. (2018) han notado que parece haber una relación universal de rotación de masa que se extiende desde los planetas hasta las enanas marrones. Esto predice que las súper-Tierras probablemente girarían demasiado rápido para que este mecanismo funcione a menos que hayan sido derribadas por mareas estelares o una luna grande.
En el límite exterior, agregar gases de efecto invernadero adicionales como el metano puede funcionar para extender la zona habitable externa, ver por ejemplo Ramírez y Kaltenegger (2018) . Esto se ha sugerido como el mecanismo para permitir el agua superficial en Marte, lo que sugeriría que el límite de "Marte temprano" es un punto de datos observado dentro de la zona habitable de metano. Otra posibilidad es que una atmósfera de hidrógeno densa pueda mantener agua líquida, por ejemplo, Pierrehumbert y Gaidos (2011), aunque la presión de dicha atmósfera puede tener implicaciones para la geología del planeta y, por lo tanto, el potencial de abiogénesis.
Los planetas cuyos climas están estabilizados por algo diferente al ciclo de carbonato-silicato, o tienen composiciones atmosféricas sustancialmente diferentes tendrían límites de zona habitables diferentes (si los océanos subsuperficiales en mundos helados son habitables, puede haber perspectivas interesantes para planetas enanos en el cinturón de escombros exterior ), pero esto ya se está volviendo especulativo, además hay otra posible objeción a la habitabilidad de estos planetas ...
Masas planetarias
Una limitación del método de velocidad radial es que solo se pueden derivar las masas mínimas. Con Tau Ceti, tenemos un posible medio para estimar las verdaderas masas: la estrella está rodeada por un disco de escombros (esto probablemente proporcionaría una fuente de impactadores en los planetas, la gravedad de la situación depende de la cantidad de material que se está perturbando en El sistema interno). Usando observaciones de Herschel, Lawler et al. (2014) dan una inclinación de 35 ± 10 grados. Suponiendo que los planetas se encuentran en el mismo plano que el disco, las masas verdaderas serían aproximadamente 1.74 veces mayores que las masas mínimas.
Bajo esta suposición, las verdaderas masas de los planetas e y f salen como 6.85 masas terrestres. Tomando el límite inferior del 99% en las barras de error de masa mínima y una inclinación orbital de 45 ° como una estimación baja, estas serían 4,65 masas terrestres para e y 3,62 masas terrestres para f.
La naturaleza de los planetas.
Según Rogers (2014) , la transición entre los planetas rocosos y similares a Neptuno se encuentra en algún lugar en la región de 1.4 a 1.6 radios de la Tierra. Usando la relación masa-radio de Zeng et al. (2016) y su fracción de masa central de 0.26 para planetas terrestres típicos, estos límites de radio corresponden a planetas terrestres de aproximadamente 3.3 a 5.4 masas terrestres.
Esto sugiere que es probable que Tau Ceti e y f sean sub-Neptunes en lugar de planetas rocosos, aunque las advertencias son que en el caso optimista pueden tener masas por debajo de la transición rocosa / Neptuno, y que parece haber Algunos casos de planetas rocosos por encima de la transición (la mayoría de ellos son núcleos evaporados de planetas similares a Neptuno, que no se aplicarían a Tau Ceti e y f ya que tienen niveles mucho más bajos de irradiación estelar).
Conclusión
Dado el estado actual del conocimiento, Tau Ceti no parece una buena perspectiva para planetas habitables. Tau Ceti e y f son bastante marginales en términos de su ubicación dentro de la zona habitable, y sus masas son lo suficientemente altas como para que haya una buena posibilidad de que sean subneptunes en lugar de planetas rocosos. El empaque dinámico del sistema hace improbable que pueda haber un planeta más pequeño y templado en la zona habitable entre los planetas conocidos.