Sterrekunde

Hoe kan ek radiale snelheidseffekte van 'n eksoplanet uit die gasheersterspektrum verwyder?

Hoe kan ek radiale snelheidseffekte van 'n eksoplanet uit die gasheersterspektrum verwyder?


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.

Ek het 'n spektrum van 'n M-dwerg en ek wil die Doppler-verskuiwingseffekte as gevolg van 'n bekende eksoplanet, met bekende planetêre parameters, uit die hele spektra van die ster verwyder. Ek het die spektra verskuif / reggestel vir die radiale snelheid van die ster self langs die siglyn, maar ek is nie seker hoe om dit vir die wiebeling van die ster om 'n gemeenskaplike massamiddelpunt as gevolg van 'n planeet te skuif / reg te stel nie. wentel dit. Kan iemand asseblief help?


Hoe kan ek radiale snelheidseffekte van 'n eksoplanet uit die gasheersterspektrum verwyder? - Sterrekunde

Byna alles wat ons tot dusver van buite-solare planete weet, kom van optiese sterrekunde. Terwyl daar voorspel word dat ekso-planetêre aurora's helder sal wees teen lae radiofrekwensies (& lt1 GHz), beskou ons die effek van 'n eksoplanet-transito op radio-emissie van die gasheerster. Aangesien radio-emissie van sonagtige sterre in aktiewe streke gekonsentreer is, kan 'n planeet wat 'n stervlek beskut, 'n buitensporige diep deurgang veroorsaak wat opspoorbaar sou wees met groot radio-skikkings wat tans ontwikkel word, soos die Square Kilometer Array (SKA). Ons bereken die radiometriese sensitiwiteit van die SKA-stadiums en -komponente, en vind dat SKA2-Mid kan verwag om deurgange rondom die naaste sonagtige sterre en baie koel dwerge op te spoor. Die vorm van hierdie radiometriese ligkromme sal beïnvloed word deur skittering en lensvorming vanaf die magnetosfeer van die planeet en sodoende magnetosfeeriese parameters te kodeer. Verder sal hierdie deurgang ook die verspreiding van steraktiwiteit oor 'n ster se oppervlak ondersoek, en sal dit help om besoedeling van sterreaktiewe op eksoplanet-transmissiespektrum en radiale snelheidsspektrum uit te skrop. Hierdie radiovenster op eksoplanete en hul gasheersterre is dus 'n waardevolle aanvulling op bestaande optiese instrumente.


Alle ASJC-kodes (Science Journal Classification)

  • APA
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standaard
  • RIS
  • Vancouver

Handboek van eksoplanete. Springer International Publishing, 2018. p. 619-631.

Navorsingsuitsette: Hoofstuk in boek / verslag / konferensieprosedure ›Hoofstuk

T1 - Radiale snelhede as 'n eksoplanetontdekkingsmetode

N2 - Die presiese radiale snelheidstegniek is 'n hoeksteen van eksoplanetêre sterrekunde. Sterrekundiges meet Doppler-verskuiwings in die spektrale eienskappe van die ster, wat die swaartekragversnellings van 'n ster wat gevolg word deur die planete wat dit wentel, dop. Die metode het sy wortels in die sterrekunde in binêre sterre, en die opsporing van eksoplanet verteenwoordig die lae limiet-massa-limiet van die toepassing. Hierdie limiet vereis die beheer van verskeie effekte van veel groter omvang as die sein wat gesoek word: die beweging van die teleskoop moet afgetrek word, die instrument moet gekalibreer word, en die valse "jitter" van Doppler-skuif moet versag of reggestel word. Twee primêre vorme van instrumentale kalibrasie is die stabiele spektrograaf- en absorpsieselmetodes, waarvan die eerste die weg is vir die volgende generasie spektrograwe. Woedende, skynbare Doppler-verskuiwings as gevolg van nie-middelpunt-beweging (jitter) kan die gevolg wees van sterre magnetiese aktiwiteit of fotosferiese bewegings en granulasie. Verskeie strategieë vir vermyding, versagting en regstelling bestaan, insluitend noukeurige analise van lynvorms en afhanklikheid van die golflengte van radiale snelheid.

AB - Die presiese radiale snelheidstegniek is 'n hoeksteen van eksoplanetêre sterrekunde. Sterrekundiges meet Doppler-verskuiwings in die spektrale eienskappe van die ster, wat die swaartekragversnellings van 'n ster wat gevolg word deur die planete wat dit wentel, dop. Die metode het sy oorsprong in die sterrekunde in binêre sterre, en die opsporing van eksoplanet verteenwoordig die lae limiet-massa-limiet van die toepassing. Hierdie limiet vereis die beheer van verskeie effekte van veel groter omvang as die sein wat gevra word: die beweging van die teleskoop moet afgetrek word, die instrument moet gekalibreer word en die valse "jitter" van Doppler-skuif moet versag of reggestel word. Twee primêre vorme van instrumentale kalibrasie is die stabiele spektrograaf- en absorpsieselmetodes, waarvan die eerste die weg is vir die volgende generasie spektrograwe. Woedende, skynbare Doppler-verskuiwings as gevolg van nie-middelpunt-beweging (jitter) kan die gevolg wees van sterre magnetiese aktiwiteit of fotosferiese bewegings en granulasie. Verskeie strategieë vir vermyding, versagting en regstelling bestaan, insluitend noukeurige analise van lynvorms en afhanklikheid van die golflengte van radiale snelheid.


Hoe kan ek radiale snelheidseffekte van 'n eksoplanet uit die gasheersterspektrum verwyder? - Sterrekunde

Konteks. Binariteit is 'n wydverspreide verskynsel rondom sterre van die son, insluitend die gasheersterre van transasolêre planete.
Doelstellings: Ons het 'n gedetailleerde studie gedoen van ses transito planetêre stelsels met relatief helder sterre wat naby genoeg is om die waarneming van hierdie stelsels te beïnvloed. Hierdie besoedeling is gekenmerk deur 'n metgesel.
Metodes: Ons het teoretiese spektra gebruik om die waargenome K-band ligverhoudings te versprei in die optiese slaagbande wat gebruik word om hierdie stelsels waar te neem. Ligkrommes is geanaliseer met inagneming van die besoedelende lig en die onsekerheid daarvan. Ons het 'n metode aangebied en toegepas om die snelheidsamplitude van die gasheersterre reg te stel vir die teenwoordigheid van besoedelende lig.
Resultate: Ons het die fisiese eienskappe van ses stelsels (WASP-20, WASP-70, WASP-8, WASP-76, WASP-2 en WASP-131) bepaal terwyl ons kontaminering van lig bereken het. In die geval van WASP-20, is die gemete fisiese eienskappe baie verskillend vir die drie scenario's wat oorweeg word: negering van binêrheid, planeetoorgange helderder ster en planeetoorgangs van 'n dowwer ster. In die ander vyf gevalle is ons resultate baie soortgelyk aan dié wat verkry word wanneer ons besoedelende lig verwaarloos. Ons het ons resultate gebruik om die gemiddelde regstellingsfaktore tot planeetradius, ⟨X R⟩, massa, ⟨X M⟩, en digtheid, ⟨X ρ⟩, wat veroorsaak word deur nabygeleë voorwerpe te bepaal. Ons vind ⟨X R⟩ = 1.009 ± 0.045, wat kleiner is as literatuurwaardes omdat ons die moontlikheid dat die planeet om die dowwer ster wentel, in alle gevalle, maar net een, kon verwerp. Ons vind ⟨X M⟩ = 1.031 ± 0.019, wat groter is as ⟨X R⟩ as gevolg van die sterkte van die effek van kontaminering van lig op die radiale snelheidsmetings van die gasheerster. Ons vind ⟨X ρ⟩ = 0,995 ± 0,046: die klein grootte van hierdie regstelling is te wyte aan twee effekte: die regstellings op die planeetradius en massa word gedeeltelik gekanselleer en sommige sterre in die omgewing is naby genoeg om die ligkrommes van die stelsel te besoedel, maar nie radiaal nie snelhede van die gasheerster. Hierdie regstellings kan toegepas word op monsters van warm Jupiters wat deurreis om statistiese vooroordele as gevolg van ligbesoedeling te verwyder.
Gevolgtrekkings: Ons kom tot die gevolgtrekking dat binêrheid van planeet-gasheersterre belangrik is vir die klein aantal oorgangswarm Jupiters met 'n baie helder en nabygeleë ster, maar dit het slegs 'n klein uitwerking op die bevolkingsvlakstudies van hierdie voorwerpe.

Gebaseer op waarnemings wat ingesamel is by die Europese Organisasie vir Astronomiese Navorsing in die Suidelike Halfrond onder ESO-programme 098.C-0589 (A) en 099.C-0155 (A).


Die Radiale snelheidsmetode: huidige en toekomstige vooruitsigte

Tot op hede het ons meer as 1500 buite-solare planete bevestig, met meer as 3300 ander planeetkandidate wat wag om bevestig te word. Hierdie planete is met verskillende metodes gevind (sien Figuur 1). Die twee tans suksesvolste is: die transito-metode en die radiale snelheidsmetode. Eersgenoemde meet die periodieke verduistering van 'n ster soos 'n wentelende planeet voor hom verbygaan, en is geneig om korttermyn grootradiusplanete te vind. Laasgenoemde werk so: as 'n planeet om sy gasheerster wentel, trek die planeet die gasheerster en laat die ster in sy eie klein baan beweeg. Hierdie slingerbeweging - wat toeneem met toenemende planeetmassa - kan opgespoor word as klein verskuiwings in die ster se spektra. Ons het pas 'n planeet gevind.

Dit word gesê, in ons strewe om nog meer eksoplanete te vind, waar belê ons ons tyd en geld? Kies ons een metode bo 'n ander? Of versprei ons ons pogings om daarna almal gelyktydig te bevorder? Hoe bepaal ons hoe elkeen werk, hoe begin ons selfs? Hier is dit die moeite werd om standpunt in te neem, om besluite te neem oor hoe om voort te gaan, om realistiese en haalbare doelwitte te stel, om 'n pad vorentoe te definieer wat die eksoplanetgemeenskap kan instem om te volg.

Figuur 1: Huidiglik bevestigde planete (vanaf Desember 2014), wat planetêre massas as 'n funksie van die periode toon. Tot op hede is die radiale snelheidsmetode (rooi) en die transito-metode (groen) verreweg die suksesvolste tegnieke om die planeet te vind. Ander metodes sluit in: mikrolensering, beeldvorming, variasietydswisseling en modulêre helderheid van die baan. Figuur 42 uit die verslag.

Om dit effektief te doen en te verseker dat die VSA eksoplanetgemeenskap het 'n plan, NASA se eksplanetverkenningsprogram (ExEP) benoem 'n sg Program Ontledingsgroep (ExoPAG). Hierdie groep is verantwoordelik vir die koördinering van gemeenskapsinsette oor die ontwikkeling en uitvoering van NASA se eksoplanetêre doelwitte, en dien as 'n forum om sy prioriteite vir toekomstige eksoplanetêre ondersoek te ontleed. Die meeste van ExoPAG se werk word uitgevoer in 'n aantal Studie-ontledingsgroepe (SAG's). Elke groep konsentreer op een spesifieke eksoplanet-onderwerp en word gelei deur van die voorste wetenskaplikes in die ooreenstemmende sub-onderwerp. Hierdie onderwerpe sluit in: die bespreking van toekomstige vlagskip-missies, die karakterisering van die atmosfeer van exoplanet, en die ontleding van individuele opsporingstegnieke en hul toekoms. Hier word 'n omvattende lys van die verskillende SAG's bygehou.

Een van die SAG's fokus op die ontleding van die huidige en toekomstige vooruitsigte van die radiale snelheidsmetode. Onlangs het die groep 'n ontledingsverslag gepubliseer wat die huidige stand van sake van die radiale snelheidstegniek bespreek, en die toekomstige stappe aanbeveel om die sensitiwiteit daarvan te verhoog. Die astrobiet van vandag som hierdie verslag op.

Die vrae wat hierdie SAG bestudeer het, kan in drie kategorieë verdeel word:

1-2: Sensitiwiteit vir die opsporing van radiale snelheid word hoofsaaklik beperk deur twee kategorieë sistematiese effekte. Eerstens deur langtermyn instrumentstabiliteit, en tweedens deur astrofisiese bronne van jitter.

3: Om planete met die radiale snelheidstegniek te vind, verg groot hoeveelhede waarnemingstyd. Ons moet dus in ag neem watter teleskope beskikbaar is, en hoe ons effektiewe radiale snelheidsopnames ontwerp.

Ons sal nie soveel oor die laaste kategorie in hierdie astrobiet praat nie. Maar kom ons duik reg in die vorige twee in.

Instrumentasie Doelstellings

Geen instrument is perfek nie. Alle instrumente het iets wat uiteindelik hul sensitiwiteit beperk. Ons kan sensitiewer metings met 'n liniaal maak as ons die regmerkies digter maak. Maak die regmerkies te dig, en ons kan dit nie onderskei nie. Ons sensitiwiteit is beperk.

Astronomiese instrumente wat radiale snelhede meet - genoemde spektrograwe - is ook beperk tot sensitiwiteit. Hul sensitiwiteit word tot 'n groot mate beheer deur hoe stabiel hulle oor lang tydperke is. Verskeie omgewingsfaktore - soos meganiese vibrasies, termiese variasies en drukveranderings - veroorsaak ongewenste verskuiwings in die stertspektra, wat almal as 'n radiale snelheids sein kan maskeer. Verminder sulke variasies, en werk daaraan om reg te stel — of kalibreer- die ongewenste seine wat dit veroorsaak, en ons verhoog die sensitiwiteit. Nie 'n maklike werk nie.

Figuur 2: Massas planete wat met die radiale snelheidstegniek opgespoor word, as 'n funksie van hul ontdekkingsjaar. Meer planete word jaarliks ​​gevind, hand aan hand met toenemende instrumentgevoeligheid. Vir transito van planete word die werklike massas geteken, anders word die minimum massa geteken. Figuur 43 uit die verslag.

Tog kan dit gedoen word, en ons word beter daaraan toe. Figuur 2 wys dat ons ligter en ligter planete vind - hand aan hand met toenemende instrumentgevoeligheid: ons kan kleiner en kleiner bewegings opspoor. Huidige moderne spektrograwe is in die optiese gevoelig tot 1m / s wankelbewegings, en net effens erger (1-3m / s) in die nabye infrarooi. Om dinge in perspektief te stel, oefen die aarde 9 cm / s op die son uit. Om ware Aarde-analoë te vind, het ons dus instrumente nodig wat sensitief is tot enkele sentimeter. Die outeurs van die verslag merk op dat die bereiking van 10-20 cm / s instrumentpresisie binne enkele jare realisties is - sommige instrumente word selfs ontwikkel terwyl ons praat. Verdere aandring op hierdie volgende generasie spektrograwe word sterk aanbeveel deur die outeurs, hulle ondersteun die pad om Aarde-analoë te vind.

Wetenskaplike doelstellings

As u 'n perfekte spektrograaf met perfekte presisie het, sal dit egter nie die hele probleem oplos nie. Dit is as gevolg van sterretjie: die ster self kan seine voortbring wat verkeerdelik as planete geïnterpreteer kan word. Ons uiteindelike sensitiwiteit of presisie word beperk deur ons fisiese begrip van die sterre wat ons waarneem.

Sterretjitter kom uit verskillende bronne. Die bronne het verskillende tydskale, wat wissel van minute en ure (bv. korreling), tot dae en maande (bv. ster kolle), en selfs tot jare (bv. magnetiese aktiwiteitsiklusse). Figuur 3 gee 'n goeie oorsig van die hoofbronne van sterretjitter. Baie van die bronne word verstaan ​​en kan versag word (groen blokkies), maar ander seine hou steeds probleme in (rooi blokkies) en verg meer werk. Die blou bokse is min of meer opgelos. Ons wil graag meer groen blokkies sien.

Figuur 3: 'N Oorsigdiagram van sterretjies wat radiale snelheidsmetings beïnvloed. Let op die verskillende tydskale. Groen bokse dui op 'n verstaanbare probleem, maar die rooi blokkies verg baie meer werk. Blou bokse is êrens tussenin. Figuur 44 uit die verslag.

Die radiale snelheidsmetode is een manier om eksoplanete te ontdek en te karakteriseer. In hierdie verslag evalueer een van NASA se studie-analisegroepe die huidige status van die metode. Met insette van die eksoplanetgemeenskap bespreek die groep ook aanbevelings om voort te gaan om te verseker dat hierdie metode steeds werkperdmetode is om eksoplanete te vind en te karakteriseer. Dit behels doeltreffende geskeduleerde sterrewagte, en beduidende beleggings in tegnologie-ontwikkeling (sien 'n groot lys van huidige en toekomstige spektrograwe hier), data-analise en in ons begrip van die astrofisika agter sterretjitter. Met hierdie pogings neem ons stappe om ware aarde-analoë te ontdek en te karakteriseer.

Volledige openbaarmaking: My adviseur is een van die outeurs van die SAG-witboekverslag. Ek het gekies om dit hier om twee redes te dek. Eerstens wou ek u insig in hierdie opwindende subveld bevorder, en tweedens ook my eie.


Babawêrelde

Die planete in ons sonnestelsel is ongeveer 4,5 miljard jaar oud, wat beteken dat ons slegs bewyse het van hoe dit was toe hulle die eerste keer gevorm het. Om te verstaan ​​hoe ons sonnestelsel gevorm het, soek sterrekundiges na pasgebore sterstelsels, insluitend baba-planete.

Navorsers vind hierdie babas op deur gapings in die protoplanetêre skywe van materie rondom sterre waar die planete gebore is, te vind. Die massas, wentelbane en chemiese samestellings van nuwe planete toon aan hoe hulle die eksoplanetstelsels ontwikkel wat ons rondom die sterrestelsel waarneem.


Navorsing

Huidige projek: Masseberaming via radiale snelheidsmodellering

My huidige projek behels die modellering van die massa van die eksoplanet via radiale snelheidswaarnemings (metings van hoe vinnig die gasster na of van waarnemers beweeg). Hierdie metode word ook soms "The Wobble Method" genoem, aangesien waarnemers na klein wobbles in die beweging van die ster soek om die swaartekragtrek van 'n wentelbaan op te spoor. Die frekwensie van hierdie wankeling vertel u wat die wentelperiode van die planeet is, terwyl die amplitude van die wankeling u die massa van die planeet vertel. As die sein baie klein is in vergelyking met die geraas van die ster, is gevorderde ontginning en modelleringstegnieke nodig om die sein vanaf die planeet op te spoor en te ontleed.

Augustus 2016 - Februarie 2018: Validasie van eksoplanet

Validering van eksoplaneet is die proses om die waarskynlikheid van plantegoed vir 'n eksoplanetkandidaat te bepaal. Met ander woorde, validering is die manier waarop u regte eksoplanete van vals planke uitsorteer. Eksoplanete word gewoonlik met behulp van die transito-metode aangetref, waar waarnemers die klein duik in lig identifiseer wat veroorsaak word deur die skaduwee van 'n planeet as dit voor sy ster kruis. Wanneer so 'n planeet 'n wentelbaan voltooi, sal dit weer deurtrek, dus hierdie dalings kom baie gereeld voor. Periodieke dalings in die lig kan egter ook veroorsaak word deur ster- / sterverduisterings in 'n binêre of trinaire sterstelsel, of deur sterre ossillasies, of deur periodieke sistematiese effekte in die teleskoop. Validering van eksoplanet is hoe u die waarskynlikheid van hierdie moontlikhede uitsluit of beoordeel.

Validering is om enkele redes 'n baie belangrike proses. Dink aan 'n sterrekundige wat die waarnemings van 'n kandidaat vir eksoplaneet wil opvolg, soos om die massa daarvan te meet of die atmosfeer daarvan te probeer ontleed. Die laaste ding wat sy wil doen, is om ure of dae van buitengewone duur teleskooptyd deur te bring net om te verneem dat haar eksoplanet nie regtig is nie. Daarbenewens stel sommige sterrekundiges belang om die volle eksoplanetpopulasie te bestudeer om tendense te identifiseer en hipoteses te toets oor hoe verskillende soorte planete gevorm het. Hierdie soort werk vereis dat die eksoplanetmonster wat bestudeer word slegs uit eksoplanete bestaan ​​en dat al die rommel wat deur ander instrumentale of astrofisiese bronne veroorsaak is, verwyder is. Validasie gee sterrekundiges die (relatiewe) sekerheid dat hulle individuele planete moet bestudeer en noukeurige studies van die algemene eksoplanetpopulasie moet uitvoer.

Van Augustus 2016 tot Februarie 2018 het ek met eksoplanetkandidate van die K2-missie gewerk wat deur Andrew Vanderburg (tans 'n postdoktor aan die UT Austin) geïdentifiseer is, deur middel van sy pyplyn vir die vermindering van K2-data en kandidaat-identifikasie. K2 is 'n ruimtelike missie om transito-eksoplanete op te spoor. Ek het my eie eksoplanet-transito-model gebou op grond van die BATMAN- en emcee-pakkette om die radius, helling, afstand vanaf gasheerster en ander transito-parameters vir elkeen van hierdie kandidate te bepaal. Ek het sterparameters (bv. Temperatuur, swaartekrag op die oppervlak, metallisiteit) vir die kandidaat-sterre van die eksoplaneet bepaal met behulp van spektra wat voorheen met die Tillinghast-reflektor Echelle Spectrograph versamel is. Daarbenewens het ek gebruik gemaak van alle beskikbare hoëkontrasbeelde van die gasheersterre om sterregenote in die omgewing te identifiseer of anders te bepaal hoe dowwe 'n sterre metgesel moet wees om die opsporing te ontsnap.

Met al hierdie inligting in die hand, het ek toe gebruik gemaak van VESPA, 'n exoplanet-validasiepakket. In wese skep VESPA 'n sintetiese populasie sterre (sommige met planete, ander sonder), bepaal watter van hierdie sintetiese stelsels ooreenstem met waarnemings en bereken dan watter deel van die toegelate stelsels eintlik 'n planeet bevat. Hierdie finale waarde is dieselfde as die waarskynlikheid dat die kandidaat vir die eksoplanet werklik is. Vir my doeleindes het ek eksoplanetkandidate slegs as gevalideerde (dws regte) planete geklassifiseer as die waarskynlikheid wat deur VESPA teruggestuur word, groter was as 99,9%. Met ander woorde, ek het kandidate slegs gevalideer as die waarskynlikheid dat hulle vals is minder as 1 uit 1000 was.

Ek het 275 kandidate uit die K2-pyplyn geïdentifiseer wat genoeg opvolgwaarnemings gehad het om validering uit te voer. En uit die 275 het ek gevind dat 149 waarskynlikhede van planethood hoog genoeg was (> 99,9%) om gevalideerde planete genoem te word (die res is al dan nie eksoplanete, maar daar is net nie genoeg data om seker te wees nie). Ongeveer 'n derde hiervan is reeds elders bekragtig, 'n ander derde was nog net voorheen kandidate en die laaste derde is nog nêrens geïdentifiseer nie. As gevolg hiervan, sal hierdie ondersoek 95 eksoplanete by die bekende eksoplanetmonster voeg, wat die aantal gevalideerde eksoplanete wat deur K2 gevind is, met ongeveer 50% verhoog! Hierdie projek was 'n wonderlike ervaring omdat dit my gehelp het om 'n nuttige raamwerk te ontwikkel vir noukeurige en deeglike validering van exoplanet, wat astronome sou help met die komende validering van toekomstige K2-veldtogte en veral die Transiting Exoplanet Survey Satellite missie!

Laat ek net eindelik noem dat u ook die referaat hieroor kan sien. Dit is reeds deur die Astronomical Journal aanvaar en gepubliseer. Hierdie vraestel het meer as twee dosyn mede-outeurs, en hulle bedank my opreg. Ek sou nooit hierdie projek voltooi het sonder hul gesamentlike poging nie, insluitend mentorskap, proeflees en groot hoeveelhede data-insameling, -reduksie en -analise.


& # 8220Exoplanet Hotspot? & # 8221 & # 8211 Planete opgespoor wat om die naaste ster na die son wentel

Slegs ses ligjare van die aarde af, is Barnard se ster onder die nabygeleë rooi dwerge wat 'n ideale teiken is om te soek na eksoplanete wat eendag bereik kan word deur toekomstige interstellêre ruimtetuie, sê Steven Vogt, professor emeritaat van sterrekunde en astrofisika aan die Universiteit. van Kalifornië, Santa Cruz. Maar die soeke na bewyse van planete rondom hierdie beroemde rooi dwergster die afgelope 50 jaar was onsuksesvol.

Tot nou toe. In 'n belangrike ontdekking het 'n internasionale span sterrekundiges onder leiding van Ignasi Ribas van die Instituut vir Ruimtestudies van Katalonië (IEEC) en Instituut vir Ruimtewetenskappe (IEEC- CSIC) gevind dat 'n kandidaatplaneet wentel om die ster van Barnard.

Aardgrootte planete kan miljarde rooi dwergsterre omring, die mees algemene tipe ster in ons sterrestelsel, waarvan baie miljoene jare ouer as die aarde is. Maar, net soos ons eie son, bars baie van hierdie sterre met intense fakkels uit. Is rooi dwerge regtig so vriendelik vir die lewe as wat hulle lyk, of maak hierdie fakkels die oppervlaktes van planete wat om die baan wentel onherbergsaam?

Barnard en sy ster het eksoplaneetjagters sedert die 1960's & # 8217; s gefassineer, hoofsaaklik as gevolg van sy uiterste nabyheid aan ons. Dit is die naaste enkele ster aan die son en die tweede naaste sterrestelsel slegs aan die Alpha Centauri-drievoudige sterrestelsel.

Metings van instrumente met 'n hoë presisie, insluitend die hoëresolusie-Echelle-spektrometer (HIRES) by WM Keck Observatory in Hawaii, het aan die lig gebring dat die kandidaat, met die naam Barnard se ster b (of GJ 699 b), 'n koue super-aarde is met 'n minimum 3,2 Aardmassas wat elke 233 dae om sy rooi dwergster wentel. Dit sou die planeet by die sogenaamde sneeu-lyn van die ster plaas, waar dit waarskynlik 'n bevrore wêreld sal wees.

In die afwesigheid van 'n atmosfeer sal die planeet se temperatuur waarskynlik ongeveer -150 ºC wees, wat dit onwaarskynlik maak dat die planeet vloeibare water op sy oppervlak kan dra. Die kenmerke daarvan maak dit egter 'n uitstekende teiken vir direkte beelding deur die volgende generasie instrumente te gebruik.

& # 8220Die ontdekking beteken 'n hupstoot om voort te gaan soek na eksoplanete rondom ons naaste sterre bure, in die hoop dat ons uiteindelik iemand sal kry wat die regte voorwaardes het om die lewe aan te bied, 'het mede-outeur Cristina Rodríguez-López, navorser by die Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, CSIC).

Dit blyk dat Barnard se ster vinniger as enige ander ster oor die Aarde se naghemel beweeg. Dit is kleiner en ouer as ons son, en dit is een van die minste aktiewe rooi dwerge wat bekend is. & # 8220Dit is die algemeenste soort ster in die sterrestelsel en meer as 70 persent van die Melkwegsterre is soos hierdie dowwe M-dwergster, & het Vogt gesê. & # 8220Hoewel dit baie naby is, is Barnard se ster te flou om met die blote oog gesien te word.

Vogt se eksoplanet-soekspan het Barnard se ster in 1997 begin waarneem met behulp van Keck Observatory & HIRES-instrument, wat Vogt ontwerp het. Hulle het die radiale snelheidsmetode gebruik om die subtiele heen-en-weer-slinger van die ster te meet wat veroorsaak word deur die swaartekragtrek van 'n planeet wat wentel.

Opspoorbare seine van 'n wankeling van planete op aarde wat hul gasheerster aantrek, is egter flou en word hoofsaaklik oorval deur geraas wat deur die kookoppervlakteaktiwiteit van die sterre gegenereer word.

& # 8220Ons het geweet dat ons geduldig sal moet wees. Ons het Barnard se ster vir 16 lang jare in Keck gevolg en ongeveer 260 radiale snelhede van Barnard se ster versamel teen 2013, & # 8221 Vogt. & # 8220Gelukkig het ons langlopende Keck planeet-soekprogram ons die jare gegee wat ons nodig gehad het om genoeg presiese radiale snelheidsdata met HIRES te versamel om die teenwoordigheid van 'n planeet te begin raaksien. & # 8221

In 2016 het Vogt se Europese kollega Mikko Tuomi die span se HIRES-data gekombineer met data wat beskikbaar is van die European Southern Observatory en UVES- en HARPS-spektrometers, en daar is flou wenke gesien van 'n 230-dae periodisiteit in die radiale snelheidsdata, aanduidend van 'n moontlike Aarde-grootte planeet.

Op daardie stadium was die sein egter nog te swak vir die sterrekundiges om dit as belangrik te noem en hul bevindings te publiseer. Vogt se span het hul pogings verdubbel en nog 45 radiale snelheidsmetings bygevoeg van die nuut-opdragte Automated Planet Finder (APF) -teleskoop by UC & # 8217; s Lick Observatory, 39 snelhede van die Carnegie Institution for Science & # 8217s Planet Finder Spectrograph (PFS) op die Magellan II-teleskoop by Las Campanas-sterrewag in Chili, en meer gegewens wat die afgelope jare van HARPS publiek beskikbaar geword het. In albei gevalle het die bykomende data die rofweg van 230 dae laat sterker en belangriker word.

Die finale stoot het gekom toe Ribas se span besluit het om 'n intensiewe waarnemingsveldtog van 2016 tot 2017 te loods om die vermeende planeet te bevestig met behulp van CARMENES, 'n nuwe planeetjag-spektrograaf by Calar Alto-sterrewag in Spanje.

& # 8220 Die bykomende data van CARMENES het die sein sterk bevestig en enige twyfel oor die werklikheid van hierdie planeet verwyder, & # 8221 Vogt gesê.

& # 8220 Vir die ontleding het ons waarnemings van sewe verskillende instrumente, wat oor 20 jaar strek, gebruik, wat dit een van die grootste en omvangrykste datastelle maak wat ooit gebruik is vir presiese radiale snelheidstudies. Die kombinasie van alle data het gelei tot 'n totaal van 771 metings, & # 8221 Ribas gesê.

'N Duidelike sein gedurende 233 dae het weer ontstaan ​​in 'n herontleding van al die metings saam. Hierdie sein impliseer dat Barnard se ster nader en ongeveer 1,2 meter per sekonde van ons af wegbeweeg & # 8211 ongeveer die loopspoed van 'n persoon & # 8211 en hierdie beweging word die beste verklaar as die resultaat van 'n planeet wat om die ster wentel.

& # 8220 Na 'n baie noukeurige ontleding is ons meer as 99 persent vol vertroue dat die planeet daar is, aangesien dit die model is wat die beste by ons waarnemings pas, & # 8221 het Ribas gesê. & # 8220Ons moet egter versigtig bly en meer data versamel om die saak in die toekoms te spyker, want natuurlike variasies van die helderheid van die ster as gevolg van stervlekke kan soortgelyke effekte hê as dié wat opgespoor word. & # 8221

Opvolgwaarnemings van Barnard & # 8217s ster vind reeds by verskillende sterrewagte plaas. Volgens Vogt kan die huidige data die teenwoordigheid van reuse-planete van Jupiter-grootte nader aan die ster uitsluit, maar daar kan addisionele planete wees wat ietwat kleiner is as wat die aardmassa nader wentel, wat nog nie opgespoor is nie.

Eksoplanete so klein en so ver weg van hul ouerster is nog nie voorheen met behulp van die radiale snelheidstegniek ontdek nie. Dit beteken dat sterrekundiges beter raak om sulke planete buite ons sonnestelsel te vind.

& # 8220Ons het almal baie hard aan hierdie resultaat gewerk, & # 8221 het Guillem Anglada-Escude, medeleier, aan die Queen Mary-universiteit in Londen gesê. & # 8220Dit is die resultaat van 'n groot samewerking wat georganiseer word in die konteks van die Red Dots-projek, en daarom lewer dit bydraes van spanne oor die hele wêreld, insluitend semi-professionele sterrekundiges wat gekoördineer word deur die Amerikaanse vereniging van veranderlike sterrewagters. & # 8221

& # 8220Hoewel die super-Aarde wat ons opgespoor het, te koud is om waarskynlik bewoonbaar te wees, onderstreep dit wel statistieke van die eksoplanet wat bevestig dat daar meer planete in die heelal is as wat daar sterre is, en meer potensiële aardse planete as sandkorrels. al die strande op ons planeet! & # 8221 het mede-outeur Vogt gesê.

Beeldkrediet: Planete van 'n rooi dwergster. Shutterstock.

The Daily Galaxy via Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA, CSIC)

Galaxy-aanhangers: Help ons om ons gratis inhoud buite die wêreld te lewer. Besoek ons ​​asseblief daagliks. Ons veg die goeie stryd in 'n heelal wat oorheers word deur media-reuse wat deur Google Search bevoordeel word. U besoeke genereer advertensiedollars. Met dankie! Die Galaxy-redaksie.


3. FORMALISME VAN DIE EFFEK

Om kwantitatief die radiale snelheidsafwyking wat deur die RMse-effek veroorsaak word, te beskryf, neem ons aan 'n tweeliggaamsprobleem met 'n sentrale ster en 'n massa-planeet ms en mbl, onderskeidelik. Ons verwys die leser na Figuur 1 in Ohta et al. (2005) vir 'n skematiese illustrasie van die bo-aansig van die planeetbaan en hul vergelykings (1) - (7). Die wentelsnelheid van die planeet as 'n funksie van tyd ten opsigte van die ster, tot en met O(e) soos uiteengesit in Murray & amp Dermott (1999) is

met alle hoeveelhede wat in Tabel 1 omskryf word.

Tabel 1. Lys van notasie

Veranderlikes Definisie Betekenis
Orbitale parameters
ms Afdeling 3 Stermassa
mbl Afdeling 3 Planeetmassa
P Afdeling 3 Orbitale periode
a Figuur 1* Semi-as
e Figuur 1* Planeet orbitale eksentrisiteit
Figuur 1* Argument van periastron
E Figuur 1* Eksentrieke anomalie
n Figuur 1* Gemiddelde beweging
M Figuur 1* Gemiddelde anomalie
τ Figuur 1* Tyd van deurgang van die middelpunt
i Figuur 1 (a) Orbitale neiging
f Figuur 1 (a) Ware anomalie
rbl Figuur 1 (a) Planeet na ster afstand
Interne parameters van ster en planeet
Ekbl Figuur 1 (a) Planeet spin-tot-y-ashoek
Figuur 1 (a) Planeet se hoeksnelheid
λbl Figuur 1 (b) Sky-geprojekteerde draai-wentelhoek
Rs Afdeling 3 Sterradius
Rbl Afdeling 3 Planeetradius
Vbl Afdeling 3 Planeetoppervlaktesnelheid,
Wiskundige notasie
Figure 1 (a), (b) Normale vektor na die planeetbaan
xs Afdeling 3 Posisie van die ster
xbl Afdeling 3 Posisie van die planeet
γ Afdeling 3 Ster tot planeet verhouding R*/Rbl
ηs Vergelyking (7) Sien Figuur 1 (c)
x0 Vergelyking (12) Sien Figuur 1 (c)
Z0 Vergelyking (13) Sien Figuur 1 (c)
ζs Vergelyking (14) Sien Figuur 1 (c)

Let wel. Sien Figuur 1 in Ohta et al. (2005) vir alle hoeveelhede gemerk met (*) en word soos verwag gedefinieer.

'N Verduistering of okkultasie van 'n deel van die roterende planeetoppervlak veroorsaak 'n tydafhanklike asimmetrie in die absorpsie- / emissielynprofiele. Hierdie asimmetrieë lei tot 'n skynbare verskuiwing van die sentrale spektrale lynposisies as die lyne nie opgelos is nie.

Om die radiale snelheidsanomalie wat deur die rotasie van die planeet veroorsaak word, te beskryf, soortgelyk aan Ohta et al. (2005), stel ons die koördinaatstelsel aanvanklik by die ster sentrum en sy y-as om saam te val met die siglyn van die waarnemer (Figuur 1 (a)). Die planeetposisie word beskryf met die koördinate (xbl, Zbl), wat ooreenstem met die baanvlakposisie en die planeet-impakparameter.

Figuur 1. (a) Schematic illustration of the planetary orbit plane, spin axis, and the observer's line of sight (b) planet secondary eclipse ingress and egress phases and rotation axis (c) a zoom of the planet and star configuration at ingress in the new coordinates (see Table 1 for symbol definitions).

For simplicity of the mathematical description of the problem, we choose a reference system (x', Z') centered on the planet and rotated such that the Z'-axis is parallel to the rotation axis of the planet (i.e., parallel to , see Figure 1(b)) and the rotation axis lies in the y'–Z' plane. We define an angle λbl between the sky-projected rotational angular velocity and the normal unit vector of the planet orbit, , see Figure 1(b). This differs from the definition of Ohta et al. (2005), who assume λ to be the angle between the sky-projected stellar rotation axis and the normal vector of the planetary orbit .

In all calculations we ignore differential rotation of the planet surface as well as motions associated with atmospheric dynamics. A point on the surface of the rotating planet with coordinates (x', Z') will move with a velocity vbl given by

where is the angular velocity of the planet. The associated radiation will exhibit a Doppler shift defined as

with respect to the observer along the y'-axis (i.e., the line of sight). We refer the reader to Section 3, Equations (14)–(19) in Ohta et al. (2005) for a derivation of the radial velocity profile for a star and adopt their expression (20) rewritten for the planet:

Equation (4) relates the radial velocity change and the line intensity I(x', Z'). Figure 2 illustrates the different cases of the RMse.

Figuur 2. Illustration of planet radial velocity curve anomaly due to RMse effect for nine (representative) prograde spin–orbital alignments. The curves are plotted with a constant 10 km s −1 offset for clarity. Cases A–I correspond to the top planet–star configurations. The curves flip and invert as λbl increases to 360° and when b < 0.

We evaluate the integrals assuming uniform model of the planet surface intensity . We ignore the role of planet limb-darkening as our goal is to estimate the first order rotational effect, and leave inclusion of the limb-darkening for future investigations. We also consider the star to be completely optically thick.

At ingress and egress the position of the stellar disc satisfies the relation . In order to simplify the computational task we rotate the coordinates in a time-dependent manner so that the stellar center is always located along the new -axis, as in Ohta et al. (2005), see Figure 1(b):