Sterrekunde

Binêre parings wat nog nie ontdek is nie?

Binêre parings wat nog nie ontdek is nie?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Vraag: Is daar soorte binêre parings wat nog nie ontdek is nie? Besoekers wat besonder belangrik is, of wat 'n bietjie lig kan werp op binêre evolusie van sterre of teorieë van vaslegprosesse, maar tot dusver is geen voorbeelde gevind of ten minste vermoed nie?

Met "paring" bedoel ek 'n binêre voorwerp waar elkeen is 'n tipe ster of a swart gat.

Sterre kan van bruin dwerge tot neutronsterre wees. Swartgate moet ongeveer vergelykbaar wees met sterre in grootte. (Ek vra nie na 'n ster in 'n wentelbaan om 'n supermassiewe swart gat in die middel van 'n sterrestelsel nie)

Onlangse waarnemings van swaartekraggolfgebeurtenisse het byvoorbeeld voorgestel dat 'n paar swart gate saamsmelt, en dat 'n paar neutronsterre saamsmelt.


tl; dr Ja daar is teorieë, en uiters moontlike binêre stelsels wat nie waargeneem is nie. Een so iets is 'n TZO, of 'n Thorne-Żytkow_object. Dit is 'n neutronsterrooi reuse-binêre.


Daar is baie soorte binêre parings wat nog nie ontdek is nie, indien dit bestaan. 'N Hipotetiese ster is die kwasi-ster, wat u kan sê dit is 'n binêre tussen 'n swart gat en 'n uiters massiewe ster. U kan ook 'n Wolf-Rayet-ster oorweeg wat vanaf 'n binêre stelsel kan voorkom. Ander binêre stelsels sal teoretiese sterre insluit, ook bekend as eksotiese sterre.

Ek weet egter wel van 'n binêre stelsel wat bestaan ​​uit werklike waargenome soorte sterre of sterreste. Hierdie stelsel bestaan ​​uit 'n rooi reus en 'n neutronster, met die neutronster in die rigting van die kern van die rooi reus. Dit begin met 'n binêre stelsel met 'n ster en 'n neutronster. Wanneer die ster 'n rooi reus word, laat sy atmosfeerwrywing op die neutronster (die rooi reus die neutronster omhul) hul baan agteruitgaan, en die neutronster en die kern van die rooi reus sal in mekaar spiraal. Nadat die neutronster die kern ontmoet, word die kern vervang deur 'n neutronster as die massa van die kern nie die degenerasie-druk van die neutron oorwin nie. As dit wel gebeur, kom 'n supernova voor wat 'n swart gat tot gevolg het. Hierdie binêre stelsel is veral belangrik omdat dit lig kan werp op hoe fusie werk en hoe binêre stelsels ontwikkel, omdat die neutronster in hierdie model nie baie van die massa van die rooi reus absorbeer nie. Die oppervlak van die neutronster sou ook so warm wees dat samesmelting kan voorkom, wat 'n nuwe manier van samesmelting toon.

Sterrekundiges kan hierdie sterre waarneem deur hul golflengtes wat uitgestraal word, omdat die samesmelting swaar elemente skep wat hul weg na die oppervlak van die reus kan vind:

Om na 'n TZO te soek, het die span die spektrums deursoek vir sommige elemente wat voorspel is in groot hoeveelhede in hierdie voorwerpe: litium, rubidium, strontium, vanadium, sirkonium en molibdeen. Nie al hierdie is maklik om te beeld nie, en fokus dus op litium, rubidium en molibdeen. Hulle het die vlakke van hierdie elemente vergelyk met elemente wat spektrale eienskappe in die omgewing skep, maar daar word nie verwag dat dit in TZO's verbeter sal word nie: kalium, kalsium, yster en nikkel.

https://arstechnica.com/science/2014/06/red-supergiant-replaced-its-core-with-a-neutron-star/

Ek sou sê dat daar geen ware voorbeelde van hierdie soort binêre paring gevind is nie. Daar is egter drie moontlike kandidate wat waargeneem word, hoewel hierdie sterre onlangs ernstig ondervra word oor hul geldigheid (wat moontlik nie 'n deel van u vraag oor 'ten minste vermoed :(') beantwoord nie, volgens

https://en.wikipedia.org/wiki/Thorne-Żytkow_object


Daar is nog een wat deur mistertribs genoem word (alle krediete vir hom) dat daar nie waargeneem word dat 'n swartgat en neutronster-binêre bestaan ​​nie. Hierdie tipe stelsels is moontlik uit gravitasie-oogpunt die interessantste. Hulle moet swaartekraggolwe lewer wat deur LIGO waarneembaar kan wees. LIGO moet nog so 'n stelsel waarneem en dit bevestig, wat 'n bietjie raaiselagtig lyk, hoewel iets soos die blou superreus in Cygnus X-3 in die toekoms tot 'n neutronster kan ontwikkel. Dit is 'n geval waar meer data en waarnemings nodig is.

Wetenskaplikes kon egter net die samesmeltingskoers genoeg beperk om die mees optimistiese modelle uit te skakel, en dat dit nog 'n paar waarnemingslopies sou neem sonder resultate voordat 'n voortgesette mislukking problematies sou word.


Sover my kennis strek, is daar geen bekende voorbeelde van binaries met swart gate + neutronsterre (BHNS) nie (bv. Hierdie vraestel uit 2018 merk op dat "Geen BHNS-binaries (BHNS's) tot dusver deur radioopnames ontdek is nie"). BHNS-samesmeltings moet waarneembaar wees met swaartekraggolf-sterrekunde, dus kan hierdie situasie nie te veel langer duur nie. Daar is 'n verslag van 'n moontlike BHNS-samesmelting wat deur LIGO en Virgo opgespoor is (gebeurtenis S190426c). Hierdie gebeurtenis moet nog bevestig word. Opvolgsoektogte deur Hosseinzadeh et al. (2019) en Goldstein et al. (2019) vir transiënte kon nie 'n eweknie vir die geleentheid vind nie.

Binaries wat 'n sdB-ster en 'n neutronster bevat, is ook nie gevind nie, hoewel teoretiese modelle voorspel dat dit in ons sterrestelsel sou bestaan ​​(Wu et al., 2019). Voldoende nabye sdB + NS-binaries moet sterk swaartekragbronne wees, sodat LISA dit kan ontdek.

Afhangend van hoe u verskillende "soorte" sterre wil definieer, kan u waarskynlik nog voorbeelde uitdink. Daar is byvoorbeeld die konsep van enkelsterre wat nog nooit lede van binêre stelsels was nie, of wat noue ontmoetings met ander sterre gehad het, wat per definisie nie in binêre parings gevind is nie.

Daar is ook vreemde kategorieë voorwerpe met min bekende lede. Daar is byvoorbeeld die LP 40-365 sterre, wat wegholsterre is met atmosfeer wat deur suurstof en neon oorheers word, waarskynlik die gedeeltelik verbrande oorblyfsels van die eienaardige tipe Iax-supernovas. Nie een van die vier bekende voorbeelde van hierdie klas is binêre stelsels nie, plus die omstandighede wat lei tot die skepping daarvan, laat dit redelik onwaarskynlik lyk dat ons een in 'n binêre sal vind.


Planetêre newels is in die 1780's ontdek. Die sterrekundige William Herschel het geglo dat hulle nuut planetêre stelsels vorm. Hy was verkeerd, maar die naam het vasgesit. Hulle gloei eintlik wolke gas rondom 'n sterwende ster, en hulle is dikwels redelik mooi.

Die newel Sharpless 2-71 is in 1946 ontdek en het geglo dat dit rondom 'n helder ster in sy middel gevorm het. Meer onlangse foto's wys dat dinge nie so eenvoudig is nie. Baie planetêre newels is bipolêr, wat beteken dat hulle simmetriese wolke het wat van weerskante van hul ster af kom en dikwels vergelyk word met 'n uurglas of 'n vlinder. Skerploos 2-71 bestaan ​​uit veelvuldige bipolêre lobbe in verskillende oriëntasies.

Daar is drie sterre in die middel van die newel. Die helderste ster is reg in die middel, so dit was die oorspronklike kandidaat vir die newel- en rsquos-ouer. Tog straal dit nie genoeg ultravioletstraling uit om die newel- en rsquosgloed te verreken nie, terwyl 'n kleiner ster in die omgewing wel kan gloei. Die ster kan ook deel uitmaak van 'n binêre stelsel, wat beteken dat soveel as vier sterre verantwoordelik is vir die struktuur.


Verhouding tussen massa en lewensduur

Die lewensduur van 'n ster hang van die grootste belang af van sy massa & # 8211 hoe groter die massa, hoe korter is die leeftyd. Dit kan vreemd lyk, want 'n massiewe ster begin natuurlik met meer beskikbare brandstof vir kernfusie. So 'n ster verbruik sy brandstof egter vinniger. Hoe massiewer die ster, hoe groter word die druk op die kern uitgeoefen weens die gewig van die oorliggende lae. Hoër druk het hoër temperature tot gevolg (net soos die pomp van 'n fietspomp die perslug binne verhit). Op sy beurt veroorsaak hoër temperature dat kernfusiereaksies vinniger plaasvind, wat die energie-uitset van die kern verhoog en dus die ster se helderheid.

Die effek is dramaties. Waarnemings het getoon dat, in die geval van sterre met 'n massa van meer as ongeveer 3 sonmassas, 'n ster se helderheid wissel as die kubus van sy massa. Dit beteken dat 'n ster van, byvoorbeeld, 10 sonmassas, sy samesmeltingsbrandstof ongeveer 1 000 keer vinniger moet verbruik as 'n ster soos 'n son. Sy leeftyd is dus net ongeveer 'n honderdste so lank, of ongeveer 100 miljoen jr. Vergeleke met die son se 10 miljard jr. Vir 'n ster van 30 sonmassas dui die waargenome massa-helderheidsverhouding aan dat smeltbrandstof 30 3, of 27 000 keer vinniger "verbrand" word as in die son, wat 'n leeftyd van iets meer as 10 miljoen jr tot gevolg het.

Sterre met 'n lae massa, aan die ander kant, is energie-misers, wat bestem is om hul karige brandstofreserwes oor kolossale tydperke uit te wis. Proxima Centauri, 'n rooi dwerg wat die naaste ster aan die son is, het byvoorbeeld 'n voorspelde lewensduur van ongeveer 16 triljoen jaar en ongeveer 1 000 keer die huidige ouderdom van die heelal.


Ster is nie so helder nie

Die sterre in die lug doen baie meer as om te blink. Hulle ontwikkel voortdurend, verbrand kernbrandstof en kom soms in interaksie met ander hemelse voorwerpe. Francesca Valsecchi, afgestudeerde student aan die Noordwes-Universiteit in fisika en sterrekunde, bestudeer die lewens van massiewe sterre en hul uiteindelike lot - word 'n swart gat. Valsecchi gesels oor haar werk tydens 'n Junior Science Cafe-geleentheid op Vrydag 18 Februarie in die Evanston Public Library. Ons het met haar gesels vir 'n voorskou.

Wat is 'n swart gat?
Die swart gate waarin ek belangstel, is die evolusie-eindpunt van massiewe sterre. Terwyl hy ontwikkel, verbrand 'n ster wat daarin is - waterstof, helium, ander elemente - totdat die kernbrandstof op is. As dit gebeur, stort dit net in duie. As die ster massief genoeg is, stort dit in 'n swart gat in.

Francesca Valsecchi Wat is die kenmerke van 'n swart gat?
Swart gate is een van die digste voorwerpe waarvan ons weet in die heelal, maar ons kan dit nie sien nie. Ons kan sterre sien omdat hulle skyn, en ons 'n redelike goeie begrip het van hul aard - hoe sterre ontwikkel, hoe hulle met hul gasheeromgewing omgaan, ens. Maar die fisika agter die vorming van swart gate, hoe hulle omgaan met wat rondom is dit is dinge wat nie heeltemal duidelik is nie. Daar is steeds fundamentele vrae oor die aard van swart gate wat ons nie verstaan ​​nie.

Hoe bestudeer u dit?
Alhoewel geïsoleerde swart gate baie moeilik is om te sien, kan ons swart gate sien as dit gekoppel word aan 'n ster wat hulle massa toedien. Hierdie soort stelsels word X-straal-binêre stelsels genoem. As die swart gat materie van 'n ster kry, word dit 'X-straal helder', wat beteken dat die swart gat 'n bron van straling word wat ons kan opspoor.

Een manier om te verstaan ​​hoe swart gate vorm en hoe dit met hul gasheeromgewing in wisselwerking is, is om hierdie binêre stelsels te bestudeer. Deur 'n binêre stelsel waar te neem, weet ons hoe ver die ster en die swart gat van mekaar is, die massas van die twee komponente, hoeveel X-strale uitgestraal word, die vorm van hul baan - 'n sirkel, 'n ellips - ens.

Maar ons weet nie, uit die waarneming van die stelsel vandag, die massa van die ster wat die swart gat geword het, of watter soort interaksie dit in die verlede met die ander ster in die stelsel gehad het nie. Om dit te probeer verstaan, moet ons die evolusie van waargenome binêre stelsels modelleer. Hierdie modellering het ons gehelp om te verstaan ​​watter soort ster u benodig om 'n swart gat te vorm en wat tydens die ineenstortingsproses kan gebeur. X-straal binêre stelsels is 'n unieke laboratorium vir die begrip van die aard van swart gate.

Wat is uniek aan M33 X-7, die X-straal-binêre stelsel wat u bestudeer?
Daar is baie dinge. In die eerste plek, toe die eienskappe van hierdie stelsel presies bepaal is, was die stelsel se swart gat die mees massiewe swart gat wat gevorm is uit 'n ster waarvan ons geweet het. Die ster wat om die swart gat wentel, is die massiefste wat nog ooit in hierdie klasstelsel gesien is. Die baanafskeiding is ook klein in vergelyking met die grootte van die ster, en die baan is nie regtig 'n sirkel nie, wat in hierdie stelsels ongewoon is.

Uiteindelik is die ster buitengewoon dof vir sy massa. Dit is net so helder soos 'n normale ster wat, byvoorbeeld, 50 keer so massief is as die Son, terwyl dit 'n massa van 70 keer die son het.

Ons het gesoek na 'n maklike model om hierdie eienaardighede te verduidelik sonder om fisiese effekte te ingewikkeld in te stel, en ons het 'n oplossing gevind. Die skoonheid hiervan is dat ons 'n bevestiging het dat ons basiese begrip van die evolusie van sterre en binaries korrek is, omdat ons selfs hierdie ongewone stelsel kan verklaar sonder om effekte buite die standaardfisika van binêre sterre aan te wend. Dit is bemoedigend, want dit gee ons vertroue dat ons voorspellings kan maak vir stelsels wat nog nie ontdek is nie, met behulp van dieselfde instrumente.

Waarom is die ster nie so helder soos dit moet wees nie?
Daar is twee redes. Die grootste bydrae kom uit die manier waarop ons die stelsel waarneem. Ons kyk na die stelselrand, wat beteken dat ons min of meer die ewenaar van die ster (in plaas van die pole) waarneem. Omdat die ster en die swart gat so naby is (wat die ster se swaartekrag laat voel), en die ster om homself draai, is die ster nie heeltemal bolvormig nie. Hierdie gravitasie- en sentrifugale kragte laat dit vervorm tot 'n traanvorm.

Omdat die ster vervorm is, is die helderheid daarvan nie gelyk op die oppervlak nie. As dit 'n sfeer was, sou dit nie saak maak hoe ons daarna sou kyk nie - dit sou op enige punt ewe helder wees. Aangesien dit vervorm is, is dit minder helder in die ekwatoriale streek, en dit is die streek wat ons waarneem. Ons moes dus die standaardmodelle van 'n geïsoleerde, sferiese ster regstel om te verklaar dat ons na die dowwer, ekwatoriale gebied van 'n misvormde ster kyk.

Die tweede rede vir die lae helderheid - en die koeler rede - is omdat die ster nie in sy verlede in isolasie ontwikkel het nie, maar eerder met sy metgesel (die ster wat die swart gat sal word) interaksie gehad het. Omdat die metgesel-ster eers sy brandstof uitgeput het, weet ons dat dit massiewer was as die ster wat ons vandag sien.

Terwyl hulle ontwikkel, brei sterre uit. Teen die einde van sy lewe het die metgesel genoeg uitgebrei om te begin skenk aan die ster wat ons vandag sien. Omdat die metgesel so massief was en so vinnig uitgebrei het, was die skenking van die saak baie vinnig. Die ster wat ons vandag sien, kon nie vinnig genoeg aanpas om die nuwe brandstof ten volle te benut nie. Aangesien die ster die opgehoopte brandstof nie so doeltreffend kan verbrand as 'n ster wat 'natuurlik' so massief is nie, lyk dit vir die massa onderliggend.


Nuwe ontdekkings uit NASA se New Horizons

Data van NASA en # 39s New Horizons-ruimtetuig, wat vroeër die week die voorwerp van die Kuiper-gordel Ultima Thule ondersoek het, lewer daagliks wetenskaplike ontdekkings op. Onder die bevindings wat die sendingwetenskapspan die afgelope dag gemaak het, is:

  • Aanvanklike data-ontleding het geen bewyse gevind van ringe of satelliete wat groter is as een myl in deursnee om Ultima Thule nie.
  • Data-ontleding het ook nog geen bewyse van 'n atmosfeer gevind nie.
  • Die kleur van Ultima Thule stem ooreen met die kleur van soortgelyke wêrelde in die Kuiper-gordel, soos bepaal deur teleskopiese metings.
  • Die twee lobbe van Ultima Thule & mdash, die eerste Kuiper-gordel-kontakbesoek, en mdash is byna identies van kleur. Dit stem ooreen met wat ons weet van binêre stelsels wat nie met mekaar in aanraking kom nie, maar eerder om 'n gedeelde swaartepunt wentel.

Die eerste verkenning van 'n klein voorwerp van die Kuipergordel en die verste verkenning van enige wêreld in die geskiedenis is nou die geskiedenis, maar byna al die data-ontledings lê in die toekoms, & quot; het Alan Stern van die Southwest Research Institute in Boulder, Colorado, gesê.

Data-oordrag vanaf New Horizons sal ongeveer 'n week onderbreek terwyl die ruimtetuig agter die son verbygaan soos hier op aarde gesien. Data-oordrag hervat 10 Januarie en begin met die aflaai van die oorblywende wetenskaplike skatte van 20 maande.

& quot Diegene van ons in die wetenskapspan kan nie wag om in die skatkis te begin delf nie, & quot; het Stern gesê. New Horizons het die verste vlieg in die geskiedenis voltooi toe dit op 1 Januarie om 03:33 uur EST ongeveer 3 200 kilometer van Ultima Thule af gekom het en meer as 51 000 kilometer per uur verby die voorwerp ingezoem het.

Die Johns Hopkins Applied Physics Laboratory in Laurel, Maryland, het die New Horizons-ruimtetuig ontwerp, gebou en bestuur en bestuur die missie vir die NASA Direktoraat Wetenskapmissie. Die Southwest Research Institute, wat in San Antonio gesetel is, lei die wetenskapspan, laai vragoperasies en ontmoet wetenskaplike beplanning. New Horizons is deel van die New Frontiers-program wat deur NASA & # 39 s Marshall Space Flight Center in Huntsville, Alabama, bestuur word.


Keuses uit 2019: 'n Reuse-planeet rondom 'n ontwikkelde binêre

Nota van die redakteur: In hierdie laaste twee weke van 2019 gaan ons kyk na 'n paar keuses wat ons nog nie op AAS Nova bespreek het nie, onder die mees afgelaaide artikels wat vanjaar in AAS-tydskrifte gepubliseer is. Die gewone plasingskedule sal in Januarie hervat word.

Omwentelingsperiode-variasie van KIC 10544976: Applegate-meganisme teenoor ligte reistydeffek

Gepubliseer Maart 2019

Belangrikste wegneemete:

In 'n studie onder leiding van Leonardo Almeida (Federale Universiteit van Rio Grande do Norte en Universiteit van São Paulo, Brasilië), kondig wetenskaplikes bewyse aan vir 'n 13-Jupiter-massa planeet rondom 'n ontwikkelde binêre stelsel, KIC 10544976, wat bestaan ​​uit 'n wit dwerg en 'n rooi dwergster wat elke 0,35 dae om mekaar wentel.

Waarom dit interessant is:

Dit is die eerste planeet wat om 'n ontwikkelde binêre soos hierdie gevind word, en dit laat vrae ontstaan ​​oor hoe dit gevorm het. Is die planeet terselfdertyd as die sterre gebore, en het dit op die een of ander manier die einde van die lewe van die binêre lid wat in 'n wit dwerg ontwikkel het, oorleef? Of is die planeet later later gebore uit die gas wat deur hierdie ster uitgegooi is toe dit sterf? Deur die KIC 10544976-planeet met die volgende generasie teleskope te bestudeer, behoort ons hierdie vraag te kan beantwoord.

Hoe die planeet ontdek is:

Waarnemings van die verduisterende binêre sterre toon tydsveranderings in die verduisterings. Hierdie verandering in 'n baan kan veroorsaak word deur een van twee dinge: óf die swaartekragtrek van 'n addisionele ongesiene, massiewe liggaam, óf periodeskommelinge in die magnetiese veld van die rooi dwerg. Deur die magnetiese aktiwiteitsiklus vir die rooi dwerg te bestudeer met behulp van jare se fakkel- en sterrepotdata, kon Almeida en medewerkers die hipotese uitsluit dat magnetiese aktiwiteit die variasies van die verduistering van die verduistering veroorsaak het. Dit het die aanwesigheid van 'n reuse-planeet die waarskynlikste verklaring gemaak.

Aanhaling

L. A. Almeida et al AJ 157 150. doi: 10.3847 / 1538-3881 / ab0963


Navorsing onthul 'n enorme planeet wat vinnig om 'n klein sterwende ster wentel

Danksy 'n skare teleskope in die ruimte en op aarde en mdash, en selfs 'n paar amateur-sterrekundiges in Arizona en 'n Universiteit van Wisconsin en ndash Madison-sterrekundige en sy kollegas het 'n Jupiter-grootte planeet ontdek wat in 'n ongelooflike spoed wentel om 'n ver wit dwergster.

Die stelsel, ongeveer 80 ligjaar weg, oortree alle algemene konvensies oor sterre en planete. Die wit dwerg is die oorblyfsel van 'n sonagtige ster, baie afgekrimp tot ongeveer die grootte van die aarde, maar tog behou dit die helfte van die son en die rsquos-massa. Die massiewe planeet wemel oor sy klein sterretjie, wat dit elke 34 uur sirkel danksy 'n ongelooflike noue baan. Hierteenoor neem Mercurius 'n betreklik lustelose 90 dae om die son te wentel.

Alhoewel daar in die verlede al wenke was van groot planete wat naby wit dwerge wentel, is die nuwe bevindinge die duidelikste bewys dat hierdie bisarre parings bestaan. Hierdie bevestiging beklemtoon die uiteenlopende maniere waarop sterrestelsels kan ontwikkel en kan 'n blik gee op ons eie sonnestelsel en die lot. So 'n wit dwergstelsel kan selfs 'n seldsame bewoonbare reëling vir die lewe in die lig van 'n sterwende ster bied.

& ldquo Ons het nog nooit voorheen bewyse gesien van 'n planeet wat so naby 'n wit dwerg kom en oorleef nie. Dit is 'n aangename verrassing, & rdquo sê hoofnavorser Andrew Vanderburg, wat onlangs as assistent-professor by die UW & ndashMadison-afdeling vir sterrekunde aangesluit het. Vanderburg het die werk voltooi terwyl hy 'n onafhanklike NASA Sagan Fellow aan die Universiteit van Texas in Austin was.

Die navorsers het hul bevindinge op 16 September in die vaktydskrif Nature gepubliseer. Vanderburg het 'n groot, internasionale samewerking gelei tussen sterrekundiges wat die data ontleed het. Die bydraende teleskope het NASA & rsquos-eksoplanet-jagteleskoop TESS en twee groot grondteleskope op die Kanariese Eilande ingesluit.

Vanderburg was oorspronklik van plan om wit dwerge te bestudeer en die oorblyfsels van songrootte sterre te bestudeer nadat hulle per ongeluk hul brandstof en mdash en hul planete uitgeput het. Terwyl hy op die nagraadse skool gegaan het, het hy die data van die TESS & rsquos-voorganger, die Kepler-ruimteteleskoop, nagegaan en 'n wit dwerg opgemerk met 'n wolk rommel rondom.

& ldquo Wat ons uiteindelik gevind het, was dat dit 'n klein planeet of asteroïde was wat uitmekaar geruk is terwyl ons gekyk het, wat regtig cool was, & rdquo sê Vanderburg. Die planeet is vernietig deur die swaartekrag van ster & rsquos nadat die oorgang na 'n wit dwerg die planeet & rsquos-baan na die ster laat val het.

Sedertdien wonder Vanderburg of planete, veral groot, die reis na 'n verouderende ster sou kon oorleef.

Deur data te skandeer vir duisende wit dwergstelsels wat deur TESS versamel is, het die navorsers ongeveer elke een en 'n halwe dag 'n ster gesien waarvan die helderheid die helfte verdof, 'n teken dat iets groots voor die ster op 'n stywe, blitsige baan. Maar dit was moeilik om die data te interpreteer, want die glans van 'n ster in die omgewing het TESS & rsquos-metings bemoeilik. Om hierdie struikelblok te oorkom, het die sterrekundiges die TESS-gegewens van hoër-teleskope op die grond aangevul, waaronder drie wat deur amateur-sterrekundiges bestuur word.

& ldquo Sodra die glans in een nag onder beheer was, het hulle baie mooier en baie skoner gegewens gekry as wat ons met 'n maand se waarnemings uit die ruimte gekry het, & rdquo sê Vanderburg. Omdat wit dwerge soveel kleiner is as normale sterre, blokkeer groot planete wat voor hulle verbygaan baie van die ster- en rsquos-lig, wat die opsporing deur teleskope op die grond baie eenvoudiger maak.

Die data het getoon dat 'n planeet van ongeveer die grootte van Jupiter, miskien 'n bietjie groter, baie naby sy ster wentel. Die Vanderburg & rsquos-span glo dat die gasreus baie verder van die ster af begin en in sy huidige baan beweeg het nadat die ster in 'n wit dwerg ontwikkel het.

Die vraag het geword: hoe het hierdie planeet vermy om tydens die omwenteling verskeur te word? Vorige modelle van wit dwerg-planeet-interaksies was blykbaar nie in lyn met hierdie spesifieke sterstelsel nie.

Die navorsers het nuwe simulasies uitgevoer wat 'n moontlike antwoord op die raaisel gegee het. Toe die brandstof nie meer brandstof het nie, het dit uitgebrei tot 'n rooi reus, die nabygeleë planete verswelg en die Jupiter-grootte planeet wat verder om ons baan wentel, gedestabiliseer. Dit het daartoe gelei dat die planeet 'n oordrewe, ovale baan aanneem wat baie naby die nou gekrimpte wit dwerg verbygaan, maar ook die planeet baie ver weggeslinger het by die baan & rsquos-toppunt.

Die gravitasie-interaksie tussen die wit dwerg en sy planeet versprei oor eeue energie, en lei die planeet uiteindelik in 'n stywe, sirkelvormige wentelbaan wat net een en 'n half dae neem om te voltooi. Die proses neem tyd en miljarde jare. Hierdie spesifieke witdwerg is een van die oudste waargeneem deur die TESS-teleskoop op amper 6 miljard jaar oud, genoeg tyd om sy massiewe planeetmaat te vertraag.

Terwyl wit dwerge nie meer kernfusie voer nie, laat hulle steeds lig en hitte vry as hulle afkoel. Dit is moontlik dat 'n planeet naby genoeg aan so 'n sterwende ster hom in die bewoonbare sone sou bevind, die gebied naby 'n ster waar vloeibare water kan bestaan, wat vermoedelik nodig is vir die lewe om op te staan ​​en te oorleef.

Noudat navorsing bevestig het dat hierdie stelsels bestaan, bied dit 'n tergende geleentheid om na ander lewensvorme te soek. Die unieke struktuur van wit dwerg-planeetstelsels bied 'n ideale geleentheid om die chemiese handtekeninge van wentelende planete en atmosfeer te bestudeer, 'n moontlike manier om van ver af na tekens van lewe te soek.

& ldquo Ek dink die opwindendste deel van hierdie werk is wat dit beteken vir beide bewoonbaarheid in die algemeen en mdash. Kan daar gasvrye streke in hierdie dooie sonnestelsels en mdash wees, en ook ons ​​vermoë om bewyse van daardie bewoonbaarheid te vind, & rdquo sê Vanderburg.

Hierdie werk is gedeeltelik ondersteun deur die National Science Foundation (insluitend toekenning AST-1824644) en deur NASA (insluitend toekennings RSA-1610091, RSA-1006130, 80NSSC19K1727 en 80NSSC19K0388). Hierdie werk is gedeeltelik onder kontrak met die California Institute of Technology / Jet Propulsion Laboratory uitgevoer wat deur NASA befonds word deur die Sagan Fellowship-program wat deur die NASA Exoplanet Science Institute uitgevoer is.


Die oplossing van die geboorte van hoë massa-binêre sterre

Nuwe waarnemings kan ons help om meer te wete te kom oor die geboorte van sterrestelsels met groot massa. Vir die eerste keer het wetenskaplikes 'n baie jong, hoë massa-binêre stelsel voorgestel en die individuele skywe wat elke ster en die binêre omring, opgelos.

Massiewe veelvoude

Dit is buitengewoon algemeen dat sterre met groot massa in meersterrestelsels ontdek word. Meer as 80% van alle O-tipe sterre - wat massas van meer as 16 keer die son het - is in veelvoudige stelsels, in vergelyking met 'n veelheidsfraksie van slegs

3 sonmassas, byvoorbeeld.

Gerekonstrueerde VLTI-waarnemings van die twee komponente van die hoëmassa-binêre IRAS17216-3801. [Verwerk uit Kraus et al. 2017]

Dit is gerieflik dat 'n span wetenskaplikes onder leiding van Stefan Kraus (Universiteit van Exeter) presies gevind het wat ons nodig het: 'n groot protobinêre proses wat nog besig is om te vorm. Met behulp van ESO se Very Large Telescope Interferometer (VLTI) het Kraus en medewerkers die eerste waarnemings van 'n baie jong, hoë massa-binêre stelsel vasgelê waarin die sirkelskyf en die twee sirkelvormige stofskywe ruimtelik opgelos kon word.

Leidrade van opgeloste skywe

Die VLTI-byna-infrarooi waarnemings onthul dat IRAS17216-3801, wat oorspronklik as 'n enkele grootmassa-ster beskou is, in plaas daarvan 'n noue binêre is, geskei deur slegs

170 AU. Die twee komponente daarvan word albei omring deur skywe waaruit die protostars die massa aktief toeneem, en albei hierdie sirkelvormige skywe is sterk verkeerd uitgelê ten opsigte van die skeidingsvektor van die binêre. Dit bevestig dat die stelsel baie jonk is, aangesien getykragte nog nie tyd gehad het om die skywe in lyn te bring nie.

Die outeursmodel van die meetkunde van die binêre stelsel, insluitend die oriëntasies van die twee sirkelvormige skywe (skets nie volgens skaal nie). [Verwerk uit Kraus et al. 2017]

Deur die warm gas op te spoor in hul waarnemings van die stelsel, bepaal die outeurs ook dat die sekondêre, kleiner komponent teen 'n hoër tempo as die groter ster toeneem. Dit dui daarop dat die sekondêre stroom die aanwasstroom na die primêre ster onderbreek, en eerder die valmateriaal op sy eie skyf kanaliseer - 'n waarneming wat die voorspelling van hidrodinamiese simulasies bevestig.

IRAS17216-3801 is ongeveer drie keer meer massief en vyf keer kompakter as ander meervoudige sterstelsels met 'n groot massa wat in infrarooi afgebeeld is, en dit is die eerste stelsel waarin resolusie van die komponentskywe moontlik was. Hierdie beelde bied 'n opwindende laboratorium vir die bestudering van ster-skyf-interaksies en die vorming van veelvuldige stelsels met groot massa.

Aanhaling

S. Kraus et al 2017 ApJL 835 L5. doi: 10.3847 / 2041-8213 / 835/1 / L5


Hubble sien dubbel

Astrofisici weet dat omtrent elke groot sterrestelsel 'n supermassiewe swart gat in die middel het. Hulle weet dat wanneer sterrestelsels saamsmelt, hul swart gate uiteindelik doen. Maar hulle weet nog nie veel oor hoe die samesmeltingsproses plaasvind nie, of presies wat met die supermassiewe swart gate gedurende dit gebeur nie.

Dit is omdat daar nie baie voorbeelde was om te bestudeer nie. Wetenskaplikes soek na supermassiewe swart gate deur te soek na kwasars, die briljante voorwerpe wat gevorm word as supermassiewe swart gate op stukke materie voed, wat baie straling uitstraal as dit in die swart gat val. Die meeste samesmeltings van die sterrestelsels het tien miljard jaar gelede plaasgevind, en as ons so ver in die verlede kyk, is kwasars wyd verspreid oor die heelal. Daar word beraam dat daar vir elke duisend kwasars net een dubbele een is. Die meeste kwasarpare wat tot dusver bekend is, is nog ver van mekaar af en nog nie naby die finale samesmeltingsfase nie. As u die lug willekeurig skandeer met selfs die sterkste teleskoop, kan dit duisende jare neem om meer as 'n handvol samesmeltings te vind.

Maar 'n Johns Hopkins / Universiteit van Illinois in Urbana-Champaign-span het 'n manier bedink om die ewekansigheid uit die soektog te neem, en is tot dusver beloon deur die ontdekking van twee kwasarpare & # 8212aktief ongeveer tien miljard jaar gelede. Hul werk, gepubliseer in Natuursterrekunde vroeër hierdie maand, moet wetenskaplikes help om meer te verstaan ​​oor sterrestelselvorming en swaartekraggolwe.

'Ek dink dit gaan die sluise oopmaak vir die ontdekking van dubbele kwasars,' sê die spanlid Nadia Zakamska, medeprofessor in die Departement Fisika en Sterrekunde in die Johns Hopkins Krieger School of Arts and Sciences.

Beeldkrediet: met dank aan Hsiang-Chih Hwang

Wat die span se werk revolusionêr maak, is die metode wat hulle gebruik het om die lys van moontlike binêre kwasars te beperk. Wanneer twee kwasars naby genoeg is om aan te dui dat 'n samesmelting aan die gang is, sien die teleskope op die aarde dit as 'n enkele ligbron wat hul binêre aard verberg. Maar die helderheid van kwasars wissel stogasties & # 8212dit verhelder en verdof lukraak & # 8212 wat 'n posisionele verandering, of 'beweging', van die skynbaar enkele bron in die lug veroorsaak.

'N Paar jaar gelede het Zakamska en Yue Shen, 'n kollega van die Universiteit van Illinois, 'n toekenning gekry om te ondersoek watter leidrade hierdie verskynsel kan bied. Wat as ons, op die vraag, die kwasars geteiken het wat lyk asof die helderheid van die een kant na die ander kant spring? In ten minste sommige van hierdie gevalle, redeneer hulle, moet die klein onverwagte beweging in werklikheid veroorsaak word deur die aanwesigheid van twee kwasars naby mekaar, wat elkeen volgens sy eie skema verdof.

Doktorand Hsiang-Chih Hwang, toe hy in sy derde jaar studeer het, studeer binêre sterre, maar sluit aan as die byprojek by die binêre kwasar-soeke. Om die idee van Zakamska en Shen op die proef te stel, het hy 'n astrometriese tegniek ontwikkel om deur 'n katalogus van kwasars te kyk wat geskep is deur die uiters sensitiewe Ruia-sterrewag van die Europese Ruimteagentskap en om vas te stel watter wys die positiewe posisieverskuiwing. Hy het 150 gevalle gevind waar dubbele kwasars moontlik gelyk het. Terwyl Hwang die leiding geneem het, het die span besluit om tyd aan te vra vir die Hubble-ruimteteleskoop, wie se skerp beeldkwaliteit hul kandidate moes kon bevestig of weerlê.

Image caption: Hsiang-Chih Hwang

Image credit : Courtesy of Hsiang-Chih Hwang

It was a high-risk, high-return venture. Only about 15% of requests for Hubble's time are accepted, and the proposed method was brand-new and untested. But the Hubble peer review panels approved the proposal, and last year, the orbiting telescope began scanning the targets and images began trickling in.

"I was so excited for me, it's like a lottery. And now we see that the results are indeed very beautiful," says Hwang, who continues to check the Hubble data weekly as new results arrive.

Of the team's first four targets in the early universe, two were found to be binary—a 50% success rate and a huge increase over the 10% success rate of earlier methods.

"Hubble has proven that this method is very efficient and successful. In the future it will enable us to uncover the binary quasars for the entire sky, which is very promising," Hwang says.

Quasars play a key role in galaxy formation, so the additional information from so many binary quasars will help scientists understand galaxy formation in much greater detail, Zakamska and Hwang say. Quasars emit high-intensity radiation that creates strong galactic winds that sweep away gas from the merging galaxies. Without gas, stars do not form, and the galaxies take on an elliptical shape.

The information will also be crucial in the rapidly evolving field of gravitational waves, the researchers say. The frequency of gravitational waves from binary supermassive black holes is too low to be detected by the currently operating Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory. With only a handful of promising methods to detect the waves at the relevant frequency, it's unknown how many wave signals may exist. A large roster of binary quasars will help astrophysicists understand more about how long it takes galaxies to merge, and therefore when and where to expect gravitational waves. And since the merging process takes millions of years, the ability to observe pairs at different points in the process will allow scientists to piece together a timeline of the progression.

While Hubble continues to churn out promising data about the team's 150 candidate pairs, members are also looking ahead to the James Webb Space Telescope, due to begin operating this fall. James Webb is already scheduled to observe some of the team's identified pairs and should be able to confirm that they are in fact merging quasars.

By that time, Hwang, who will defend his dissertation this summer, will be off to a post-doctoral appointment at the Institute for Advanced Study at Princeton, with the experience as a principal investigator of a high-impact Hubble project already under his belt. He plans to continue his focus on binaries—both quasars and stars.

"Hsiang-Chih's contributions have been completely essential to the project because he pushed it forward at two critical points: to get over the big technical hurdle to find good candidates based on their motions, and then again with the Hubble proposal," Zakamska says.


“Against All Odds” –NASA’s Planet-Hunting Tess Discovers a Unique Star System with Six ‘Suns’

“The system exists against the odds,” said Brian Powell , a data scientist at NASA’s High Energy Astrophysics Science Archive Research Center about the source of starlight that was mysteriously brightening and dimming some 1,900 light-years away. The source, named TIC 168789840, is a system of three pairs of binary stars: three different stellar couplets revolving around three different centers of mass, but with the trio remaining gravitationally bound to one another and circling the galactic center as a single star system.

“Just the fact that it exists blows my mind,” said first author, Powell. “I’d love to just be in a spaceship, park next to this thing and see it in person.”

Eclipses in the Lightcurves

The breadth of observation of TESS encompasses nearly the entire sky, allowing for the identification of many candidate multiple star systems through the analysis of eclipses in the lightcurves (continuous time series measurements of the stars’ brightness). A collaboration between the NASA Goddard Space Flight Center and the MIT Kavli Institute, in conjunction with expert visual surveyors, has found well over 100 triple and quadruple star system candidates.

Most Systems are Quadruples

The large majority of the TESS discovered candidate triple and quadruple star systems are quadruples, followed by triples since it began searching the galaxy for exoplanets in 2018. But the source of starlight that was mysteriously brightening and dimming some 1,900 light-years away,” reports Robin George Andrews for the New York Times , “may top all those discoveries for its science fiction-like grandeur.”

“Though quadruple systems are much more rare than triple systems,” reports NASA, “the large outer orbit of the third star in a hierarchical triple, necessary for stability, substantially reduces the probability that the eclipse or occultation of the third star will be visually noticed in a TESS lightcurve. Beyond quadruple stars, the probability of systems with more stars being identified via photometry alone is remote, as the formation of sextuple systems is likely quite rare. This low probability is compounded by the requirement that each binary must be oriented in such a manner that they are all eclipsing.”

Although several of other six-star systems have been discovered, reports Andrews about NASA’s TESS discovery, this is the first in which the stars within each of those three pairings pass in front of and behind each other, eclipsing the other member of its stellar ballet, at least from the TESS space telescope’s view.

“These are the types of signals that algorithms really struggle with,” said lead author Veselin Kostov , a NASA Postdoctoral Fellow at Goddard Space Flight Center working. “The human eye is extremely good at finding patterns in data, especially non-periodic patterns like those we see in transits from these systems.”

Although exoplanets within the star system have yet to be confirmed, only one of the pairs could have any planets. Two of the system’s binaries orbit extremely close to one another, forming their own quadruple subsystem. Any planets there would likely be ejected or engulfed by one of the four stars. The third binary is farther out, orbiting the other two once every 2,000 years or so, making it a possible exoplanetary haven.

Its Origin is a Mystery

“The origin of this whirling six-star system will remain a puzzle until we find others like it,” concludes Andrews.

In 2019, TESS discovered TOI 1338, its first circumbinary planet, a world orbiting two stars, 1,300 light-years away in the constellation Pictor. The two stars orbit each other every 15 days. One is about 10% more massive than our Sun, while the other is cooler, dimmer and only one-third the Sun’s mass. TOI 1338 b, the only known planet in the system. It’s around 6.9 times larger than Earth, or between the sizes of Neptune and Saturn. The planet orbits in almost exactly the same plane as the stars, so it experiences regular stellar eclipses.

[This previously published post has been updated and revised]

The Daily Galaxy with Avi Shporer, Research Scientist, MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, via Goddard Space Flight Center, NASA Arxiv.org PDF, and New York Times Science. Avi was formerly a NASA Sagan Fellow at the Jet Propulsion Laboratory (JPL).

Image Credit: NASA/MIT/TESS shows the spacecraft’s 13-sector mosaic of the southern sky, recorded over the course of a year. One object shown in the mosaic is a long, bright edge of our Milky Way galaxy.

Click here for your free subscription to “The Galaxy Report” –Our new weekly newsletter delivering important news of space and science that has the capacity to provide clues to the mystery of our existence and add a much needed cosmic perspective in our current epoch.


Kyk die video: 25 Things to do in Budapest, Hungary Travel Guide (Februarie 2023).