Международен екип от астрономи определи точно радиуса и масата на най-малката изгаряща сърцевина звезда, известна досега.
Наблюденията бяха извършени през март 2004 г. с многопластов спектрограф FLAMES на 8,2-метровия телескоп VLT Kueyen в обсерваторията ESO Paranal (Чили). Те са част от голяма програма, насочена към измерване на точни радиални скорости за шестдесет звезди, за които по време на проучването OGLE е открито временно „потапяне“ на яркостта.
Астрономите установяват, че потапянето, наблюдавано в кривата на светлината на звездата, известна като OGLE-TR-122, е причинено от много малък звезден спътник, затъмняващ тази слънчева звезда веднъж на 7,3 дни.
Този спътник е 96 пъти по-тежък от планетата Юпитер, но само с 16% по-голям. За първи път директните наблюдения показват, че звездите, по-малко масивни от 1/10 от слънчевата маса, са с почти същия размер като гигантските планети. Този факт очевидно ще трябва да се вземе предвид по време на текущото търсене на транзитни екзопланети.
В допълнение, наблюденията с Много големия телескоп доведоха до откриването на седем нови затъмняващи бинари, които пристанищни звезди с маса под една трета от масата на Слънцето, истинска бонанза за астрономите.
Проучването на OGLE
Когато дадена планета премине пред родителската си звезда (както се вижда от Земята), тя блокира малка част от светлината на звездата от нашия изглед [1].
Тези „планетни транзити“ представляват голям интерес, тъй като позволяват на астрономите да измерват по уникален начин масата и радиуса на екзопланетите. Поради това се провеждат няколко проучвания, които се опитват да намерят тези слаби подписи на други светове.
Една от тези програми е проучването OGLE, което първоначално е разработено за откриване на събития на микроелементиране чрез проследяване на яркостта на много голям брой звезди през продължителни интервали от време. През изминалите години тя също включва търсене на периодични, много плитки „затапвания“ в яркостта на звездите, причинени от редовното преминаване на малки орбитни обекти (малки звезди, кафяви джуджета [2] или планети с размер на Юпитер). Оттогава екипът на OGLE обяви 177 „кандидати за планетен транзит“ от своето проучване на няколкостотин хиляди звезди в три полета на южното небе, едно в посока към Галактическия център, друго в съзвездието Карина и трето в съзвездията Кентавър / Муска.
Естеството на преминаващия обект обаче може да бъде установено само чрез последващи наблюдения на радиална скорост на родителската звезда. Размерът на колебанията на скоростта (амплитудата) е пряко свързан с масата на придружаващия обект и следователно позволява дискриминация между звезди и планети като причина за наблюдаваната яркост „потапяне“.
Бонанза на звезди с ниска маса
Международен екип от астрономи [3] използва 8,2-метровия телескоп VLT Kueyen за тази работа. Възползвайки се от мултиплексния капацитет на съоръжението FLAMES / UVES, което позволява да се получават спектри с висока разделителна способност до 8 обекта едновременно, те са разгледали 60 OGLE транзитни кандидат-звезди, измервайки техните радиални скорости с точност около 50 m / s [ 4].
Тази амбициозна програма досега доведе до откриването на пет нови транзитни екзопланети (вижте например ESO PR 11/04 за обявяването на две от тях).
Повечето от другите кандидати за транзит, идентифицирани от OGLE, се оказаха затъмняващи двоични файлове, тоест в повечето случаи общи звезди с малка и ниска маса, минаващи пред слънчева звезда. Това допълнително богатство от данни за малки и светли звезди е истинска бонана за астрономите.
Ограничаване на връзката между маса и радиус
Звездите с ниска маса са изключително интересни обекти, също защото физическите условия в интериора им имат много общо с тези на гигантските планети, като Юпитер в нашата Слънчева система. Освен това, определянето на размерите на най-малките звезди предоставя косвена, решаваща информация за поведението на материята при екстремни условия [5].
Доскоро бяха направени много малко наблюдения и малко се знаеше за звездите с ниска маса. Към този момент точните стойности на радиусите са известни само за четири звезди с маса по-малка от една трета от масата на Слънцето (вж. ESO PR 22/02 за измервания, направени с Интерферометър с много голям телескоп) и никакви такива за маси под една осма от слънчева маса.
Тази ситуация сега се променя драстично. Наистина наблюденията с Много големия телескоп досега доведоха до откриването на седем нови затъмняващи бинарници, които пристанищни звезди с маса под една трета от масата на Слънцето.
По този начин този нов набор от наблюдения почти утроява броя на звездите с ниска маса, за които са известни точни радиуси и маси. И още по-добре - една от тези звезди сега се оказва най-малката известна!
Звезди с размер на планетата
Новооткритият звезден гном е спътникът на OGLE-TR-122, доста отдалечена звезда в галактиката Млечен път, гледана в посока на южното съзвездие Карина.
Програмата OGLE разкри, че OGLE-TR-122 изпитва 1,5% яркост веднъж на всеки 7 дни 6 часа и 27 минути, всеки път с продължителност малко над 3 часа (около 188 минути). Измерванията FLAMES / UVES, направени по време на 6 нощи през март 2004 г., разкриват промени в радиалната скорост на този период с амплитуда от около 20 km / s. Това е ясният подпис на звезда с много ниска маса, близо до границата на изгаряне на водород, орбитираща OGLE-TR-122. Този спътник получи името OGLE-TR-122b.
Както Франсис Буши от Observatoire Astronomique Marseille Provence (Франция) обяснява: „В комбинация с информацията, събрана от OGLE, нашите спектроскопични данни ни позволяват да определим естеството на по-масивната звезда в системата, която изглежда слънчева, като".
След това тази информация може да се използва за определяне на масата и радиуса на много по-малкия спътник OGLE-TR-122b. Всъщност дълбочината (намаляване на яркостта) на транзита дава директна оценка на съотношението между радиусите на двете звезди, а спектроскопичната орбита осигурява уникална стойност на масата на спътника, след като масата на по-голямата звезда е известна ,
Астрономите установяват, че OGLE-TR-122b тежи една единадесета от масата на Слънцето и има диаметър, който е само една осма от слънчевата. По този начин, въпреки че звездата все още е 96 пъти по-масивна от Юпитер, тя е само с 16% по-голяма от тази гигантска планета!
Плътна звезда
„Представете си, че добавяте 95 пъти собствената си маса към Юпитер и въпреки това завършвате със звезда, която е само малко по-голяма“, предлага Клаудио Мело от ESO и член на екипа от астрономи, които направиха изследването. "Обектът просто се свива, за да направи място за допълнителната материя, става все по-плътна."
Плътността на такава звезда е повече от 50 пъти по-голяма от плътността на Слънцето.
„Този резултат показва съществуването на звезди, които изглеждат поразително като планети, дори от близо“, подчертава Фредерик Понт от Женевската обсерватория (Швейцария). „Не е ли странно да си представим, че дори да получаваме изображения от бъдеща космическа сонда, приближаваща се до такъв обект от близко разстояние, няма да е лесно да разберем дали е звезда или планета?“
Както всички звезди, OGLE-TR-122b произвежда наистина енергия във вътрешността си чрез ядрени реакции. Въпреки това, поради ниската си маса, това вътрешно производство на енергия е много малко, особено в сравнение с енергията, произведена от нейната слънчева звезда.
Не по-малко поразителен е и фактът, че екзопланетите, които обикалят около орбитата си звезда домакин, така наречените „горещи юпитери“, имат радиуси, които може да са по-големи от новооткритата звезда. Радиусът на екзопланета HD209458b, например, е с около 30% по-голям от този на Юпитер. По този начин е значително по-голям от OGLE-TR-122b!
Masqueraders
Това откритие също има дълбоки последици за продължаващото търсене на екзопланети. Тези наблюдения ясно демонстрират, че някои звездни обекти могат да произвеждат точно същите фотометрични сигнали (промени в яркостта), както при преминаване през планети, подобни на Юпитер [6]. Нещо повече, настоящото проучване показа, че такива звезди не са рядкост.
Звезди като OGLE-TR-122b по този начин са маскирани сред гигантските екзопланети и се изисква най-външната грижа, за да се разграничат от техните планетарни братовчеди. Разкриването на такива малки звезди може да стане само с последващи спектрални измервания с висока разделителна способност с най-големите телескопи. Предстои още работа за много големия телескоп!
Повече информация
Информацията, съдържаща се в това прессъобщение, се основава на изследователска статия, която скоро ще се появи като писмо до редактора във водещото изследователско списание „Астрономия и астрофизика“ („Транзитна звезда с размер на планетата около OGLE-TR-122“ от F. Понт и др.). Документът е достъпен в PDF формат на уебсайта A&A.
бележки
[1]: Кафявите джуджета или „неуспешните звезди“ са обекти, които са до 75 пъти по-масивни от Юпитер. Те са твърде малки, за да се възпламенят във вътрешността на големи процеси на ядрен синтез.
[2]: Радиусът на планетата с размер Юпитер е около 10 пъти по-малък от този на звезда от слънчев тип, т.е. покрива около 1/100 от повърхността на тази звезда и следователно блокира около 1% от звездната светлина по време на транзита.
[3]: Екипът се състои от Фриджан Понт, кметът на Мишел, Дидие Келоз и Сейнт Фадри от Женевската обсерватория в Швейцария, Клаудио Мело от ЕСО-Чили, Франс Буши от Обсерватория Астрономия Марсилия Прованс във Франция и Нуно Сантос от Лисабонската астрономическа обсерватория, Португалия.
[4]: Това означава измерване на скорост от 180 км / ч. За сравнение, движението на Слънцето, индуцирано от Юпитер, е около 13 m / s или 47 km / h. Това движение е пропорционално на масата на планетата и обратно пропорционално на квадратния корен на нейното разстояние от звездата.
[5]: За нормална звезда като Слънцето, чиято материя се държи като перфектен газ, размерът на звездата е пропорционален на масата. За звездите с ниска маса обаче квантовите ефекти стават важни и звездната материя става "изродена", устоявайки на компресията много повече, отколкото перфектният газ. За обекти с маса под 75 пъти по-голяма от масата на Юпитер, т.е. кафяви джуджета, материята е напълно изродена и размерът им не зависи от масата.
[6]: Обърнете внимание, че отдалечен транзитен обект - звезда или планета - винаги ще произвежда „потапяне“ на яркостта, колкото и ярка да е тя самата. Преди и след транзита записаната яркост е равна на сумата от яркостта на централната звезда и тази на орбиталния обект. По време на транзита записаната яркост е тази сума минус светлината, излъчвана от онази част от централната звезда, която е затъмнена.
Оригинален източник: ESO News Release
