Международная группа астрономов точно определила радиус и массу самой маленькой звезды, сжигающей ядро, известной до сих пор.
Наблюдения проводились в марте 2004 года на многоволоконном спектрографе FLAMES на 8,2-метровом телескопе VLT Kueyen в Обсерватории ESO Paranal (Чили). Они являются частью большой программы, нацеленной на измерение точных лучевых скоростей для шестидесяти звезд, для которых во время съемки OGLE был обнаружен временный «провал» яркости.
Астрономы обнаруживают, что провал, видимый на кривой блеска звезды, известной как OGLE-TR-122, вызван очень маленьким звездным спутником, который затмевает эту солнечную звезду раз в 7,3 дня.
Этот спутник в 96 раз тяжелее планеты Юпитер, но на 16% больше. Впервые прямые наблюдения показывают, что звезды менее массивные, чем 1/10 массы Солнца, имеют почти такой же размер, как планеты-гиганты. Этот факт, очевидно, придется учитывать при текущем поиске транзитных экзопланет.
Кроме того, наблюдения с Очень Большого Телескопа привели к открытию семи новых затменных двойных, которые укрывают звезды с массами ниже одной трети массы Солнца, настоящий бонанс для астрономов.
Обзор OGLE
Когда планета проходит перед своей родительской звездой (как видно с Земли), она блокирует небольшую часть света звезды с нашей точки зрения [1].
Эти «планетарные транзиты» представляют большой интерес, поскольку они позволяют астрономам уникальным образом измерять массу и радиус экзопланет. Поэтому в настоящее время проводится несколько исследований, в которых предпринята попытка найти эти слабые признаки других миров.
Одной из этих программ является исследование OGLE, которое первоначально было разработано для обнаружения событий микролинзирования путем мониторинга яркости очень большого числа звезд в течение продолжительных интервалов времени. В последние годы он также включал поиск периодических, очень мелких «провалов» в яркости звезд, вызванных регулярным перемещением малых орбитальных объектов (маленьких звезд, коричневых карликов [2] или планет размером с Юпитер). С тех пор команда OGLE объявила 177 «кандидатов на планетарный транзит» из своего исследования нескольких сотен тысяч звезд в трех южных полях неба, одного в направлении Галактического Центра, другого в созвездии Карины и третьего в созвездиях Центавра / Муска.
Однако природа транзитного объекта может быть установлена только путем последующих наблюдений радиальной скорости родительской звезды. Размер изменений скорости (амплитуда) напрямую связан с массой объекта-спутника и поэтому позволяет различать звезды и планеты как причину наблюдаемого «падения» яркости.
Бонанса звезд с низкой массой
Международная команда астрономов [3] использовала 8,2-метровый телескоп VLT Kueyen для этой работы. Воспользовавшись мультиплексной пропускной способностью установки FLAMES / UVES, которая позволяет получать спектры высокого разрешения одновременно до 8 объектов, они посмотрели на 60 транзитных звезд-кандидатов OGLE, измерив их лучевые скорости с точностью около 50 м / с [ 4].
Эта амбициозная программа до настоящего времени привела к открытию пяти новых транзитных экзопланет (см., Например, ESO PR 11/04 для объявления двух из них).
Оказалось, что большинство других транзитных кандидатов, идентифицированных OGLE, затмевают двойные, то есть, в большинстве случаев, это небольшие и маломассивные звезды, проходящие перед звездой, подобной Солнцу. Это дополнительное множество данных о маленьких и легких звездах - настоящая находка для астрономов.
Ограничение связи между массой и радиусом
Звезды малой массы являются исключительно интересными объектами, также потому что физические условия в их интерьерах имеют много общего с условиями планет-гигантов, таких как Юпитер в нашей солнечной системе. Кроме того, определение размеров самых маленьких звезд дает косвенную, важную информацию о поведении вещества в экстремальных условиях [5].
До недавнего времени было сделано очень мало наблюдений, и мало что было известно о звездах малой массы. В этот момент точные значения радиусов известны только для четырех звезд с массой менее одной трети массы Солнца (см. ESO PR 22/02 для измерений, выполненных с помощью интерферометра с очень большим телескопом) и вообще не известны. для масс ниже одной восьмой солнечной массы.
Эта ситуация сейчас резко меняется. Действительно, наблюдения с Очень Большого Телескопа до сих пор привели к открытию семи новых затменных двойных, которые содержат звезды с массами ниже одной трети массы Солнца.
Таким образом, этот новый набор наблюдений почти втрое увеличивает количество маломассивных звезд, для которых известны точные радиусы и массы. И даже лучше - одна из этих звезд теперь оказывается самой маленькой из известных!
Звезды размером с планету
Недавно обнаруженный звездный гном является спутником OGLE-TR-122, довольно отдаленной звезды в галактике Млечный путь, видимой в направлении южного созвездия Карина.
Программа OGLE показала, что OGLE-TR-122 испытывает падение яркости на 1,5% каждые 7 дней 6 часов и 27 минут, каждый раз продолжительностью чуть более 3 часов (около 188 минут). Измерения FLAMES / UVES, проведенные в течение 6 ночей в марте 2004 года, показывают изменения радиальной скорости этого периода с амплитудой около 20 км / с. Это четкая подпись звезды с очень низкой массой, близкой к пределу горения водорода, на орбите OGLE-TR-122. Этот спутник получил название OGLE-TR-122b.
Как объясняет Франсуа Баши из Обсерватории астрономии Марсель Прованс (Франция): «В сочетании с информацией, собранной OGLE, наши спектроскопические данные теперь позволяют нам определить природу более массивной звезды в системе, которая выглядит как солнечная. подобно".
Затем эту информацию можно использовать для определения массы и радиуса гораздо меньшего спутника OGLE-TR-122b. Действительно, глубина (уменьшение яркости) транзита дает прямую оценку соотношения радиусов двух звезд, а спектральная орбита дает уникальное значение массы спутника, когда масса более крупной звезды известна ,
Астрономы находят, что OGLE-TR-122b весит одну одиннадцатую часть массы Солнца и имеет диаметр, который составляет лишь одну восьмую от солнечного. Таким образом, хотя звезда все еще в 96 раз массивнее Юпитера, она всего на 16% больше этой гигантской планеты!
Плотная звезда
«Представьте, что вы добавляете в 95 раз больше своей массы к Юпитеру и тем не менее в итоге получаете звезду, которая лишь немного больше», - полагает Клаудио Мело из ESO и член команды астрономов, которые провели исследование. «Объект просто сжимается, чтобы освободить место для дополнительной материи, становясь все более и более плотным».
Плотность такой звезды более чем в 50 раз превышает плотность Солнца.
«Этот результат показывает существование звезд, которые поразительно похожи на планеты, даже вблизи», - подчеркивает Фредерик Понт из Женевской обсерватории (Швейцария). «Не странно ли представить, что даже если бы мы получили изображения от будущего космического зонда, приближающегося к такому объекту с близкого расстояния, было бы нелегко определить, звезда это или планета?»
Как и все звезды, OGLE-TR-122b действительно вырабатывает энергию внутри себя посредством ядерных реакций. Однако из-за своей малой массы это внутреннее производство энергии очень мало, особенно по сравнению с энергией, производимой его солнечной звездой-компаньоном.
Не менее поразительным является тот факт, что экзопланеты, которые вращаются очень близко к своей принимающей звезде, так называемым «горячим Юпитерам», имеют радиусы, которые могут быть больше, чем вновь обнаруженная звезда. Радиус экзопланеты HD209458b, например, примерно на 30% больше, чем у Юпитера. Таким образом, он значительно больше, чем OGLE-TR-122b!
масок
Это открытие также имеет глубокие последствия для продолжающегося поиска экзопланет. Эти наблюдения ясно демонстрируют, что некоторые звездные объекты могут генерировать точно такие же фотометрические сигналы (изменения яркости), что и транзитные планеты, подобные Юпитеру [6]. Более того, настоящее исследование показало, что такие звезды не редкость.
Таким образом, такие звезды, как OGLE-TR-122b, являются маскарадерами среди гигантских экзопланет, и требуется особая осторожность, чтобы отличить их от своих планетарных кузенов. Раскрыть такие маленькие звезды можно только с помощью последующих спектральных измерений высокого разрешения на самых больших телескопах. Впереди еще очень большой телескоп!
Больше информации
Информация, содержащаяся в этом пресс-релизе, основана на исследовательской статье, которая вскоре появится в виде письма редактору в ведущем исследовательском журнале «Астрономия и астрофизика» («Транзитная звезда размером с планету вокруг OGLE-TR-122» Ф. Понт и др.). Документ доступен в формате PDF на веб-сайте A & A.
Ноты
[1]: Коричневые карлики, или «провальные звезды», - это объекты, масса которых в 75 раз больше, чем у Юпитера. Они слишком малы для того, чтобы основные процессы ядерного синтеза могли воспламениться в его внутренней части.
[2]: Радиус планеты размером с Юпитер примерно в 10 раз меньше, чем у звезды солнечного типа, то есть он покрывает примерно 1/100 поверхности этой звезды и, следовательно, блокирует около 1% звездного света. во время транзита.
[3]: Команда состоит из Фредерика Пона, Мишеля Майора, Дидье Келоса и Стефана Удри из Женевской обсерватории в Швейцарии, Клаудио Мело из ESO-Чили, Франсуа Баши из Обсерватории Астрономического Марселя Прованса во Франции и Нуно Сантос из Лиссабонской астрономической обсерватории, Португалия.
[4]: Это означает измерение скорости 180 км / ч. Для сравнения, движение Солнца, вызванное Юпитером, составляет около 13 м / с или 47 км / ч. Это движение пропорционально массе планеты и обратно пропорционально квадратному корню ее расстояния от звезды.
[5]: для нормальной звезды, такой как Солнце, чье вещество ведет себя как идеальный газ, размер звезды пропорционален массе. Однако для звезд с малой массой квантовые эффекты становятся важными, и звездное вещество становится «вырожденным», сопротивляясь сжатию гораздо больше, чем совершенный газ. Для объектов, масса которых в 75 раз превышает массу Юпитера, т. Е. Коричневых карликов, вещество полностью вырождено, и их размер не зависит от массы.
[6]: обратите внимание, что удаленный транзитный объект - звезда или планета - всегда будет вызывать «падение» яркости, каким бы ярким оно ни было само по себе. До и после транзита зарегистрированная яркость равна сумме яркости центральной звезды и яркости орбитального объекта. Во время прохождения записанная яркость равна этой сумме минус свет, излучаемый той частью центральной звезды, которая затемнена.
Источник: ESO News Release
