Abbildung 2. Panel (a): Leistungsspektrum von HD 221416 zentriert auf den Frequenzbereich, der Schwingungen zeigt. Vertikale gestrichelte Linien markieren einzelne Frequenzen. Panel (b): Graustufen-Echelle-Diagramm (siehe Fußnote 83) des hintergrundkorrigierten und geglätteten Leistungsspektrums im Panel (a). Die identifizierten Einzelmodusfrequenzen sind mit blauen Kreisen (l = 0, radiale Modi), grünen Quadraten (l = 2, Quadrupol-Modi) und roten Diamanten (l = 1, Dipolmodi) gekennzeichnet. Beachten Sie, dass das Diagramm aus Gründen der Übersichtlichkeit repliziert wird (Bedding 2012). Saturns markantestes Merkmal sind die Tausenden von Ringen, die den Planeten umkreisen. Die Ringpartikel scheinen hauptsächlich aus Wassereis zusammengesetzt zu sein, können aber auch felsige Partikel mit eisigen Beschichtungen enthalten. Saturn ist weniger dicht als Wasser; Wenn Sie Saturn in eine Badewanne passen könnten, würde es schweben. Das Institute of Physics (IOP) ist eine führende wissenschaftliche Gesellschaft, die die Physik fördert und Physiker zum Wohle aller zusammenbringt.
Es hat eine weltweite Mitgliederzahl von rund 50 000, bestehend aus Physikern aus allen Sektoren, sowie solchen, die sich für Physik interessieren. Es arbeitet, um PhysikForschung, Anwendung und Bildung zu fördern; und arbeitet mit politischen Entscheidungsträgern und der Öffentlichkeit zusammen, um ein Bewusstsein und Verständnis für Physik zu entwickeln. Sein Verlag IOP Publishing ist ein weltweit führender Anbieter professioneller wissenschaftlicher Kommunikation. Basierend auf seinem Radius und seiner Umlaufdauer würde HD 221416 b nominell als warmer Saturn klassifiziert werden, der zwischen der bekannten Population heißer Jupiters und der allgegenwärtigen Population von Subneptunen, die von Kepler freigelegt wurden, sitzt (Abbildung 8(a)). Unter Berücksichtigung des evolutionären Zustands des Wirtssterns fällt HD 221416 b jedoch am Anfang der „Inflationssequenz“ im Radius-Vorfall-Flussdiagramm (Abbildung 8 Buchstabe b)), wobei der Planetenradius mit stellarem Einfallsfluss stark ansteigt (Kovécs et al. 2010; Demory & Seager 2011; Miller & Fortney 2011; Thorngren & Fortney 2018). Da HD 221416 b derzeit im Vergleich zum beobachteten Trend und der Streuung für ähnliche Planeten (Abbildung 8(b)) nicht anomal groß ist und Planeten mit geringer Masse voraussichtlich anfälliger für Planetenreinflation sein werden (Lopez & Fortney 2016), kann HD 221416 b ein Vorläufer einer Klasse wieder aufgeblasener Gasriesenplaneten sein, die RGB-Sterne umkreisen. Abbildung 7. Stellarradius vs. effektive Temperatur für die erwartete TESS Cycle 1 Ausbeute von solarähnlichen Oszillatoren (Panel a; Schofield et al. 2019) und für alle Sterne mit bestätigten Transitplaneten (Panel b). Die blaue gestrichelte Linie im Panel (a) markiert die ungefähre Grenze, unterhalb derer 2 Minuten Trittfrequenzdaten erforderlich sind, um die Schwingungen zu beproben.
Symbole im Panel (b) werden entsprechend dem evolutionären Zustand des Sterns mit solar-metallizitätsischen PARSEC-Evolutionsspuren kodiert. HD 221416 fällt an die Grenze zwischen Unterriesen und roten Riesen und ist mit einem orange/rot/blauen Sternsymbol hervorgehoben. HD 221416 ist ein typisches Ziel, für das wir solarartige Schwingungen mit TESS erkennen, aber einen seltenen Parameterraum für einen Exoplaneten-Wirt einnimmt. Die präzise Charakterisierung von Planeten, die sich entwickeln, oszillierende Sterne liefern auch wertvolle Einblicke in die Vielfalt der Zusammensetzungen von Planeten durch ihre gemeine Dichte. HD 221416 b fällt in den Übergangsbereich zwischen Neptun- und sub-Saturn-großen Planeten, für die Radien als RP ansteigen, und Jovian-Planeten, für die der Radius nahezu konstant mit der Masse ist (Weiss et al. 2013; Chen & Kipping 2017; Abbildung 9). Jüngste Studien über eine Population von Subsaturns im Bereich von 4–8 R fanden auch eine Vielzahl von Massen, etwa 6–60 M, unabhängig von der Größe (Petigura et al.