Mezinárodní tým astronomů přesně určil poloměr a hmotnost nejmenší dosud známé hvězdy spalující jádro.
Pozorování byla provedena v březnu 2004 pomocí multifunkčního spektrografu FLAMES na 8,2 m teleskopu VLT Kueyen na observatoře ESO Paranal (Chile). Jsou součástí velkého programu zaměřeného na měření přesných radiálních rychlostí pro šedesát hvězd, u nichž byl během průzkumu OGLE detekován dočasný „pokles“ jasu.
Astronomové zjišťují, že pokles pozorovaný ve světelné křivce hvězdy známé jako OGLE-TR-122 je způsoben velmi malým hvězdným společníkem, který zatmění tuto hvězdu podobnou slunečnímu záření jednou za 7,3 dní.
Tento společník je 96krát těžší než planeta Jupiter, ale pouze o 16% větší. Je to poprvé, co přímá pozorování ukazují, že hvězdy méně hmotné než 1/10 sluneční hmotnosti mají téměř stejnou velikost jako obří planety. Tato skutečnost bude samozřejmě muset být zohledněna při současném hledání tranzitních exoplanet.
Kromě toho pozorování pomocí Velkého dalekohledu vedla k objevu sedmi nových zatmění binárních souborů, které skrývají hvězdy s hmotností pod třetinou hmoty Slunce, což je skutečná bonanza pro astronomy.
Průzkum OGLE
Když planeta projde před svou mateřskou hvězdou (jak je vidět ze Země), blokuje z našeho pohledu malou část světla hvězdy [1].
Tyto „planetární transity“ jsou velmi zajímavé, protože umožňují astronomům jedinečným způsobem měřit hmotnost a poloměr exoplanet. Probíhá proto několik průzkumů, které se pokouší najít tyto slabé podpisy jiných světů.
Jedním z těchto programů je průzkum OGLE, který byl původně navržen pro detekci microlensing událostí monitorováním jasu velmi velkého počtu hvězd v prodloužených časových intervalech. Během minulých let zahrnovala také hledání pravidelných, velmi mělkých „poklesů“ v jasu hvězd, způsobených pravidelným tranzitem malých obíhajících předmětů (malé hvězdy, hnědé trpaslíky [2] nebo planety velikosti Jupiter). Tým OGLE od té doby oznámil 177 „planetárních tranzitních kandidátů“ z průzkumu několika stovek tisíc hvězd ve třech polích jižní oblohy, jeden ve směru Galaktického centra, druhý v souhvězdí Carina a třetí v souhvězdích Centaurus / Musca.
Povaha tranzitivního objektu však může být stanovena pouze následným pozorováním radiální rychlosti mateřské hvězdy. Velikost kolísání rychlosti (amplituda) přímo souvisí s hmotností doprovodného objektu, a proto umožňuje rozlišovat mezi hvězdami a planetami jako příčinu pozorovaného „ponoření“ jasu.
Bonanza nízkohmotných hvězd
Mezinárodní tým astronomů [3] pro tuto práci využil dalekohled VLT Kueyen 8,2 m. Profitovali z multiplexní kapacity zařízení FLAMES / UVES, které umožňuje získat spektra s vysokým rozlišením až 8 objektů současně, podívali se na 60 OGLE tranzitních kandidátských hvězd a změřili své radiální rychlosti s přesností asi 50 m / s [ 4].
Tento ambiciózní program doposud vyústil v objevení pěti nových tranzitních exoplanet (viz např. ESO PR 11/04 o oznámení dvou z nich).
Většina ostatních kandidátů na tranzit identifikovaných OGLE se ukázala jako zatmění binárních souborů, což jsou ve většině případů obyčejné malé a nízkohmotné hvězdy procházející před hvězdou podobnou slunečnímu záření. Toto další množství dat o malých a světlých hvězdách je pro astronomy skutečnou bonanzou.
Omezení vztahu mezi hmotou a poloměrem
Nízkohmotné hvězdy jsou mimořádně zajímavými objekty také proto, že fyzikální stav jejich interiérů má hodně společného s podmínkami obřích planet, jako je Jupiter v naší sluneční soustavě. Stanovení velikosti nejmenších hvězd navíc poskytuje nepřímé, zásadní informace o chování hmoty v extrémních podmínkách [5].
Až donedávna bylo provedeno jen velmi málo pozorování a o hvězdách s nízkou hmotností bylo známo jen málo. V tuto chvíli jsou přesné hodnoty poloměrů známy pouze pro čtyři hvězdy s hmotností menší než jedna třetina hmotnosti Slunce (viz ESO PR 22/02 pro měření prováděná pomocí interferometru velmi velkého dalekohledu) a vůbec žádná pro hmotnosti pod osminou sluneční hmoty.
Tato situace se nyní dramaticky mění. Pozorování pomocí velmi velkého dalekohledu skutečně vedla k objevu sedmi nových zatmění binárních souborů, které skrývají hvězdy s hmotností pod třetinou hmotnosti Slunce.
Tato nová sada pozorování tak téměř ztrojnásobuje počet hvězd s nízkou hmotností, pro které jsou známy přesné poloměry a hmotnosti. A ještě lépe - jedna z těchto hvězd se nyní ukazuje jako nejmenší známá!
Hvězdy velikosti planety
Nově nalezený hvězdný gnome je společníkem OGLE-TR-122, poměrně vzdálené hvězdy v galaxii Mléčná dráha, viděné ve směru na jižní souhvězdí Carina.
Program OGLE odhalil, že v OGLE-TR-122 dochází k 1,5% poklesu jasu jednou za 7 dní, 6 hodin a 27 minut, přičemž pokaždé trvá něco přes 3 hodiny (asi 188 minut). Měření FLAMES / UVES, provedená během 6 nocí v březnu 2004, odhaluje změny radiální rychlosti tohoto období s amplitudou asi 20 km / s. Toto je jasný podpis hvězdy s nízkou hmotností, blízko limitu hoření vodíku, obíhajícího kolem OGLE-TR-122. Tento společník dostal jméno OGLE-TR-122b.
Jak Fran? Ois Bouchy z Observatoire Astronomique Marseille Provence (Francie) vysvětluje: „V kombinaci s informacemi získanými OGLE nám naše spektroskopická data nyní umožňují určit povahu hmotnější hvězdy v systému, která se jeví jako sluneční - jako".
Tyto informace pak mohou být použity k určení hmotnosti a poloměru mnohem menšího společníka OGLE-TR-122b. Hloubka (snížení jasu) průchodu skutečně poskytuje přímý odhad poměru mezi poloměry dvou hvězd a spektroskopická orbita poskytuje jedinečnou hodnotu hmotnosti společníka, jakmile je známa hmotnost větší hvězdy .
Astronomové zjišťují, že OGLE-TR-122b váží jednu jedenáctinu hmotnosti Slunce a má průměr, který je pouze jedna osmina sluneční. Třebaže je hvězda stále 96krát hmotnější než Jupiter, je o 16% větší než tato obří planeta!
Hustá hvězda
„Představte si, že do Jupiteru přidáte 95krát svou vlastní hmotu a přesto skončí s hvězdou, která je jen o něco větší,“ navrhuje Claudio Melo z ESO a člen týmu astronomů, který studii provedl. "Objekt se jen zmenšuje, aby vytvořil prostor pro další záležitosti a stal se stále hustější."
Hustota takové hvězdy je více než 50krát vyšší než hustota Slunce.
„Tento výsledek ukazuje na existenci hvězd, které vypadají nápadně jako planety, a to i z blízka,“ zdůrazňuje Frederic Pont z Ženevské observatoře (Švýcarsko). "Není divné si představit, že i kdybychom měli přijímat snímky od budoucí kosmické sondy, která se blíží k takovému objektu v blízkém dosahu, nebylo by snadné rozeznat, zda se jedná o hvězdu nebo planetu?"
Jako všechny hvězdy, OGLE-TR-122b produkuje ve svém nitru skutečně energii pomocí jaderných reakcí. Avšak díky své nízké hmotnosti je tato vnitřní výroba energie velmi malá, zejména ve srovnání s energií produkovanou její sluneční hvězdou.
Neméně nápadná je skutečnost, že exoplanety, které obíhají velmi blízko své hostitelské hvězdy, tzv. „Horké Jupitery“, mají poloměry, které mohou být větší než nově nalezená hvězda. Poloměr exoplanetu HD209458b je například asi o 30% větší než poloměr Jupiteru. Je tedy podstatně větší než OGLE-TR-122b!
Maškarádi
Tento objev má také hluboké důsledky pro probíhající hledání exoplanet. Tato pozorování jasně ukazují, že některé hvězdné objekty mohou produkovat přesně stejné fotometrické signály (změny jasu) jako tranzitující planety podobné Jupiteru [6]. Tato studie navíc ukázala, že takové hvězdy nejsou vzácné.
Hvězdy jako OGLE-TR-122b jsou tedy maskoti mezi obřím exoplanetami a je třeba je od vnější planety odlišit od planetárních bratranců. Odhalení takových malých hvězd lze provést pouze pomocí následných spektrálních měření s vysokým rozlišením s největšími dalekohledy. Pro velmi velký dalekohled je ještě více práce!
Více informací
Informace obsažené v této tiskové zprávě vycházejí z výzkumného článku, který se objeví brzy v dopise editoru v předním časopise pro výzkum „Astronomie a astrofyzika“ („Tranzitní hvězda planety kolem OGLE-TR-122“ od F.). Pont a kol.). Příspěvek je k dispozici ve formátu PDF na webových stránkách A&A.
Poznámky
[1]: Hnědí trpaslíci neboli „selhávající hvězdy“ jsou objekty, které jsou až 75krát hmotnější než Jupiter. Jsou příliš malé na to, aby se hlavní procesy jaderné fúze zapálily v jeho interiéru.
[2]: Poloměr planety velikosti Jupiteru je asi 10krát menší než poloměr hvězdy slunečního typu, tj. Pokrývá asi 1/100 povrchu této hvězdy a blokuje tedy asi 1% hvězdného světla během přepravy.
[3]: Tým se skládá z Frýdlant Pont, Michel Mayor, Didier Queloz a St? Phane Udry z Ženevské observatoře ve Švýcarsku, Claudio Melo z ESO-Chile, Fran? Ois Bouchy na Observatoire Astronomique Marseille Provence ve Francii. , a Nuno Santos z Astronomické observatoře v Lisabonu, Portugalsko.
[4]: Znamená to měření rychlosti 180 km / h. Pro srovnání, pohyb Slunce vyvolaný Jupiterem je asi 13 m / s nebo 47 km / h. Tento pohyb je úměrný hmotnosti planety a nepřímo úměrný druhé odmocnině jeho vzdálenosti od hvězdy.
[5]: Pro normální hvězdu, jako je Slunce, jejíž hmota se chová jako dokonalý plyn, je velikost hvězdy úměrná hmotnosti. Pro hvězdy s nízkou hmotností se však kvantové efekty stávají důležitými a hvězdná hmota se stává „degenerovanou“, která odolává kompresi mnohem více než dokonalý plyn. U předmětů s hmotností pod 75násobkem hmotnosti Jupiteru, tj. Hnědých trpaslíků, je hmota zcela degenerovaná a jejich velikost nezávisí na hmotnosti.
[6]: Všimněte si, že vzdálený přechodový objekt - hvězda nebo planeta - bude vždy produkovat jas „ponoření“, ale jasný je sám o sobě. Před a po tranzitu se zaznamenaný jas rovná součtu jasu centrální hvězdy a jasu obíhajícího objektu. Během průchodu je zaznamenaný jas tímto součtem mínus světlo vyzařované tou částí centrální hvězdy, která je zakrytá.
Původní zdroj: ESO News Release
