La luminosité de Trappist-1 est estimée à , mais il n'en a pas toujours été ainsi.5.25×10−4 L⊙
La luminosité d'une naine brune diminue avec le temps et c'est cette luminosité mesurée (avec le type spectral) qui permet une estimation de la masse et une limite inférieure à l'âge à l'aide de modèles évolutifs stellaires.
Si je regarde Baraffe et al. (2015) des modèles évolutifs de faible masse et en regardant le lieu de la luminosité en fonction du temps pour une étoile de comme Trappist-1, vous pouvez voir que la luminosité actuelle implique un âge de millions d'années. Mais si vous remontez dans le temps, l'étoile était plus lumineuse et pour cette raison, les planètes qui sont actuellement dans la zone habitable (dites planètes e, f, g) ne l'étaient pas dans le passé.0.08 M⊙∼500
Les détails d'un calcul de zone habitable (HZ) peuvent être complexes, mais fondamentalement, le rayon de la zone habitable se transforme en racine carrée de la luminosité. Si les planètes d et h ne sont pas actuellement dans la zone HZ, nous pouvons les utiliser comme définition conservatrice de la frontière HZ.
De cela (et en utilisant les rayons orbitaux publiés des planètes), je peux voir que si la luminosité est augmentée d'un facteur 9, alors aucune des planètes bg n'est dans le HZ, elle est plus grande que toutes leurs orbites. Trappist-1 avait une luminosité qui était 9 fois plus grande lorsqu'elle avait moins de 27 millions d'années. D'un autre côté, si je veux déplacer la HZ juste à l'extérieur de l'orbite de la planète e (et inclure simultanément la planète h à l'intérieur de la HZ), cela se produirait lorsque Trappist-1 était à l'âge de 206 millions d'années. Comme dernière pensée, vous pouvez voir sur ce modèle particulier que Trappist-1 peut s'estomper d'un facteur supplémentaire de deux à mesure qu'il vieillit. Cela diminue le rayon HZ par un facteur de 1,41 et signifierait que g (et peut-être f) tomberait en dehors de la HZ, tandis que d (et peut-être c) serait introduit dans la HZ.
Il est à noter cependant que: différents modèles donnent des résultats légèrement différents, ces loci dépendent de la masse et la masse n'est pas connue, elle est déduite des mêmes modèles à l'aide d'une estimation de température (qui est également incertaine). Ainsi, alors que mes conclusions qualitatives sur l' emplacement passé de la HZ sont susceptibles d'être correctes (bien que les nombres d'âge détaillés dépendent du modèle), le comportement futur de la HZ est plus incertain car Trappist-1 peut être légèrement plus massif que prévu et a déjà atteint sa luminosité minimale.
L'évolution de la luminosité de Trappist-1, en supposant une masse de et les modèles de Baraffe et al. (2015). La ligne horizontale en pointillés marque la meilleure estimation de sa luminosité actuelle, pour laquelle les planètes, par exemple, seraient dans le HZ. Si nous remontons dans le temps, la ligne pointillée verticale la plus à droite marque l'âge en dessous duquel la luminosité augmente au point où e devient trop chaud pour être habitable. Plus loin en arrière, la ligne pointillée verticale la plus à gauche marque le point où toutes les planètes actuellement connues (bh) deviennent inhabitables.0.08M⊙
La réponse à votre question est donc assez incertaine et dépend de façon critique de l'âge de Trappist-1 maintenant et bien sûr, si les planètes étaient toujours aux rayons orbitaux, elles le sont maintenant . Comme vous pouvez le voir sur le graphique ci-dessus (notez l'échelle logarithmique sur l'axe des x), l'évolution de la luminosité mentionnée ci-dessus a lieu tôt. Si Trappist-1 pouvait être aussi jeune que 500 millions d'années, alors la vie sur la planète e n'aurait été possible que pendant 300 millions d'années. Cependant, si l'étoile est légèrement plus massive et a 10 milliards d'années, alors la vie a eu 9,8 milliards d'années pour démarrer.∗
Si vous parlez de la planète f, alors elle a eu un peu plus longtemps ( millions d'années) à l'intérieur de la HZ, et la planète g légèrement plus longue ( millions d'années) à nouveau. La planète h aura passé relativement peu de temps (dans le passé), moins de quelques centaines de millions d'années, à l'intérieur de la HZ.∼+100∼+70
∗ L'abrégé de l'article de découverte par Gillon et al. (2017) discute brièvement de la possibilité que les planètes aient migré vers l'intérieur après la formation, à travers un processus de «migration par disque». Si c'est le cas, cela ne modifiera pas la discussion ci-dessus. Les disques autour d'étoiles de très faible masse peuvent avoir une durée de vie plus longue que ceux autour d'étoiles de masse supérieure, mais se sont essentiellement dispersés après millions d'années ( Kennedy et Kenyon 2009 ; Dawson et al.2013 ; Binks et Jeffries 2017 ), et la configuration planétaire devrait être réglée où elle est maintenant au moment où le disque est parti.∼10−20