Astronomija

Ar tiesa, kad mes galime tiksliau įvertinti žvaigždės masę, jei ji turi palydovinę žvaigždę?

Ar tiesa, kad mes galime tiksliau įvertinti žvaigždės masę, jei ji turi palydovinę žvaigždę?


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.

Pamenu, girdėjau teoriją, kad jei žvaigždė turi žvaigždę draugę, mes galime lengviau sužinoti žvaigždės masę, ar tai tiesa? jei tai tiesa, nors aš suprantu, kad matuodami palydovinės žvaigždės periodą, galime žinoti 2 žvaigždžių masės santykį, tačiau kaip draugė žvaigždė taip pat gali padėti išmatuoti motinos žvaigždės masę?


Apskritai žvaigždžių masę tiksliai įvertinti galima tik dvejetainėse sistemose (taip pat galima apskaičiuoti asteroseismologiją ir kai kuriuos kitus netiesioginius metodus).

Yra dvi plačios dvejetainės rūšys, kur tai įmanoma - astrometriniai dvejetainiai failai, kur danguje galima pamatyti abiejų žvaigždžių judėjimą ir kur žinomas atstumas iki dvejetainio (pvz., „Sirius AB“); arba užtemdantys dvejetainiai failai, kai žvaigždės užtemdo viena kitą, o jų judesiai nustatomi pagal jų matymo greičio liniją, išmatuotą spektroskopija (pvz., YY Gem).

Jūs esate teisus, kad santykiniai žvaigždžių judesiai duoda tik jų masės santykį. Tai, ko reikia norint gauti atskiras mases, yra tai, kas sutvarko absoliutūs dydžiai orbitos ir orbitos periodo, kuris tada gali būti naudojamas su trečiuoju Keplerio dėsniu, kad būtų pateikta bendra abiejų žvaigždžių masė, taigi kartu su masės santykiu gaunamos atskirų komponentų masės.

Astrometrinėse dvejetainėse programose galite išmatuoti orbitos kampinį dydį ir apskaičiuoti absoliutų dydį naudodami žinomą atstumą. Artimose (neišspręstose) dvejetainėse versijose šis dydis daromas išvadomis iš greičių ir orbitos periodų, tačiau taip pat reikia žinoti apie orbitos plokštumos polinkį. Tai gana tiksliai žinoma (yra arti 90 laipsnių) tik užtemimas dvejetainiai failai.

Galėčiau pateikti matematiką, jei jums tikrai patinka, tačiau tai yra gana standartiniai rezultatai.


Tiesiog užpildysiu tuščias vietas matematika, į kurią užsiminė Robas Jeffriesas. Yra įvairių scenarijų, kuriuos galite apsvarstyti, bet aš tik apžvelgsiu dviejų dvejetainių žvaigždžių pagrindus, kur abi žvaigždės yra aiškiai matomos. Toks pavyzdys yra Antaresas, gerai žinoma ir gana ryški žvaigždė šiauriniame danguje. Tokia žvaigždžių sistema paprastai vadinama „Visual Binary“.

Jei norite išspręsti abiejų žvaigždžių masėms, jums reikės dviejų lygčių. Jei algebra jus ko nors išmokė, jums reikia tiek lygčių, kiek nežinomų, jei norite, kad jūsų sistema būtų visiškai nustatyta.

Masės santykis

Pradėkite nuo dviejų dvinarių masės žvaigždžių $ M_1 $ ir $ M_2 $ kurie išsidėstę pozicijose $ vec {r} _1 $ ir $ vec {r} _2 $, atitinkamai. Tos sistemos masės centras, $ vec {R} $, yra apibrėžta

$$ vec {R} = frac { vec {r} _1 M_1 + vec {r} _2 M_2} ​​{ vec {r} _1 + vec {r} _2} $$

Dabar pastebėsite, kad aš apibrėžiu žvaigždžių pozicijas nenustatydamas koordinačių sistemos. Šiuo metu $ vec {r} _1 $ ir $ vec {r} _2 $ neturi fizinės prasmės. Aš ketinu pasirinkti patogią koordinačių sistemą, kad kilmė būtų masės centre. Tai reiškia $ vec {R} = 0 $ ir mes tai randame

$$ frac {M_1} {M_2} = frac { vec {r} _2} { vec {r} _1} $$

Ši pagrindinė koncepcija suteikia jums masės santykį, jei tik jūs galite išmatuoti fizinio atstumo, kurį kiekviena žvaigždė turi nuo masės centro, santykį. Tai lengvai pasiekiama pažymint, kad fizinis atstumas yra susijęs su kampiniu atstumu, $ alfa $, (kažkas gana pamatuojamas teleskopu) pagal santykį $ r = alfa d $, kur $ d $ yra atstumas iki dvejetainės sistemos. Tai leidžia mums tai pasakyti

$$ frac {M_1} {M_2} = frac { alpha_2} { alpha_1} $$

Kaip nurodyta, $ alfa $ yra lengvai išmatuojamas parametras (daugiau ar mažiau) paprasčiausiai vaizduojant dvejetainę sistemą teleskopu per pakankamai ilgą laiką. Tai yra šiek tiek daugiau, nes aš visiškai nekalbėjau apie orbitų polinkius, tačiau tai yra pagrindinė prielaida.

Mišių suma

Dabar, kai turime būdą gauti masės santykį, kita lygtis, kurios ieškosime, yra masių suma. Bet kada, kai girdite daugybę masių, turėtumėte nedelsdami pagalvoti apie trečiąjį Keplerio dėsnį.

$$ P ^ 2 = frac {4 pi ^ 2} {G (M_1 + M_2)} a ^ 3 $$

Šioje lygtyje $ P $ yra orbitos laikotarpis, $ G $ yra gravitacinė konstanta ir $ a = r_1 + r_2 $ yra pusiau pagrindinė sumažintos masės sistemos ašis (už to slypi dar keletas matematikos ir prielaidų, bet kol kas pasistenkime su ja). Ši problema yra tokia paprasta, kaip išspręsti masių sumą. Tačiau mes taip pat atkreipsime dėmesį į tai $ a = alfa d $, kur $ alpha = alpha_1 + alpha_2 $. Sprendimas dėl masių sumos mums duoda

$$ M_1 + M_2 = frac {4 pi ^ 2} {GP ^ 2} alpha ^ 3d ^ 3 $$

Kaip teigiama masės santykio skyriuje, tai yra šiek tiek daugiau nei tai, nes aš nieko nepasakiau apie sistemos polinkį. Jei sistema turi polinkį, ji bus linkusi slopinti matematiką ir apsunkinti ją, tačiau pagrindinės sąvokos bus tos pačios.

Sudedant jį kartu

Dabar turite dvi lygtis ir dvi nežinomas. Spręskime masėms.

$$ M_1 = frac {4 pi ^ 2} {GP ^ 2} d ^ 3 alpha ^ 2 alpha_2 $$

$$ M_2 = frac {4 pi ^ 2} {GP ^ 2} d ^ 3 alpha ^ 2 alpha_1 $$


Žlugusi žvaigždė yra vienas šaunus kompanionas

Astronomai nustatė į planetą panašią žvaigždę, kuri vos šiltesnė už ramią vasaros dieną Žemėje, ir tiesiogine prasme šalčiausias objektas, vaizduojamas už mūsų Saulės sistemos ribų!

WD 0806-661 B yra ruda & # 8220Y nykštukė & # 8221 žvaigždė, kuri yra dvejetainės poros narė. Jo palydovas yra daug karštesnis baltas nykštukas, iš išorės sluoksnius nusimetusios į Saulę panašios žvaigždės liekanos. Pora yra maždaug už 63 šviesmečių, o tai yra gana arti mūsų, nes žvaigždės eina. Žvaigždes nustatė Penn State astronomijos ir astrofizikos docento Kevino Luhmano vadovaujama komanda, naudodama NASA ir # 8217s Spitzerio kosminio teleskopo vaizdus. Du infraraudonųjų spindulių vaizdai, padaryti 2004 ir 2009 m., Buvo uždengti vienas ant kito ir juose matyti žvaigždės, judančios kartu, nurodant bendrą orbitą.

Žinoma, rasti žvaigždes nebuvo taip paprasta. Norėdami rasti šį žvaigždžių duetą, Luhmanas ir jo komanda ieškojo daugiau nei šešių šimtų žvaigždžių, esančių netoli mūsų Saulės sistemos, atvaizdų, paimtų daugelį metų, ieškant bet kurios poros poslinkio.

Infraraudonųjų spindulių vaizdo naudojimas leido komandai surasti silpną rudą nykštukinę žvaigždę, tokią kaip WD 0806-661 B, kuri skleidžia mažai matomos šviesos, bet ryškiai spindi infraraudonaisiais spinduliais. (Nors rudieji nykštukai yra ypač šaunūs žvaigždėms, jie vis dar yra daug šilčiau nei supanti erdvė. Ir, žinoma, rudieji nykštukai iš tikrųjų nėra rudi.) Atlikus matavimus, 0806-661 B WD temperatūra bus maždaug nuo 80 iki 130 laipsnių pagal Celsijų (nuo 26 iki 54 laipsnių C arba 300 ir # 8211 345 K). ) & # 8230 pažodžiui kūno temperatūra!

Iš esmės tai, ką radome, yra labai maža žvaigždė, kurios atmosferos temperatūra yra maždaug vėsi kaip Žemė ir # 8217s. & # 8221

- Kevinas Luhmanas, Penn State valstijos astronomijos ir astrofizikos docentas

Šešis – devynis kartus didesnė už Jupiterio masę, WD 0806-661 B yra labiau panaši į planetą nei į žvaigždę. Jis niekada nesukaupė tiek masės, kad uždegtų termobranduolines reakcijas, ir todėl labiau primena dujų milžinę, tokią kaip Jupiteris ar Saturnas. Tačiau jo kilmė greičiausiai yra panaši į žvaigždę, nes atstumas nuo baltojo nykštuko palydovo - apie 2500 astronominių vienetų - rodo, kad jis išsivystė savaime, o ne formavosi iš kitos žvaigždės disko.

Vis dėlto yra maža tikimybė, kad tai padarė forma kaip planeta ir palaipsniui migravo į dabartinį atstumą. Daugiau tyrimų padės išsiaiškinti, ar taip galėjo būti.

Rudieji nykštukai, pirmą kartą atrasti 1995 m., Yra vertingi tyrimų tikslai, nes jie yra kitas geriausias dalykas tiriant vėsią atmosferą planetose, esančiose už mūsų Saulės sistemos ribų. Mokslininkai vis bando surasti naujus šalčiausių rudųjų nykštukų rekordininkus, o atradę WD 0806-661 B „Luhman & # 8217s“ komanda tai ir padarė!

Straipsnis, apimantis komandos išvadas, bus paskelbtas „Astrofizikos žurnalas“. Kiti straipsnio autoriai yra Ivo Labbé, Andrew J. Monsonas ir Ericas Perssonas iš Karnegio mokslo instituto observatorijų, Pasadena, Kalifornija. Didier Saumon iš Los Alamoso nacionalinės laboratorijos, Naujoji Meksika, Markas S. Marley iš NASA Ames tyrimų Centre, Moffett Field, Kalifornijoje, ir John J. Bochanski, taip pat iš Pensilvanijos valstybinio universiteto.


Prieigos parinktys

Gaukite visą žurnalo prieigą vieneriems metams

Visos kainos yra NET kainos.
PVM bus pridėtas vėliau kasoje.
Mokesčių apskaičiavimas bus baigtas kasos metu.

Gaukite ribotą ar visą straipsnį prieigą prie „ReadCube“.

Visos kainos yra NET kainos.


Nufotografuotas „North Star“ nematytas palydovas

Vašingtonas, „DC-Light“ iš „North Star“, „Polaris“, tūkstančius metų padėjo žmonėms rasti kelią. Vis dėlto jo sunkumas daug ilgiau vadovavo dviejų mažiau žinomų palydovų žvaigždžių judesiams.

Vienas jo žvaigždžių palydovas yra aiškiai matomas teleskopu, tačiau kitas taip stipriai apkabina „Polaris“, kad iki šiol niekada nebuvo tiesiogiai pastebėtas. Naudodami Hablo kosminį teleskopą, astronomai pirmą kartą nufotografavo šį artimą kaimyną, fiksuodami jo ultravioletinius spindulius.

„Stebima žvaigždė yra taip arti„ Polaris “, kad mums reikėjo visų prieinamų„ Hubble “rezoliucijų, kad ją pamatytume“, - sakė tyrime dalyvavusi Harvardo-Smithsono astrofizikos centro astronomė Nancy Evans.

Naujai pastebėta palydovo žvaigždė yra maždaug už 2 milijardus mylių nuo „Polaris“. Astronomai apie tai žinojo apie 50 metų, analizuodami šviesą iš trigubų žvaigždžių sistemos, tačiau ji buvo tokia blanki, lyginant su „Polaris“, kad tiesioginio stebėjimo buvo neįmanoma.

Stebėjimai padėjo tyrėjams patikslinti pagrindinės žvaigždės ir naujai nufotografuoto palydovo masės įvertinimą.

„Draugas yra šiek tiek masyvesnis už Saulę ir šiek tiek šviesesnis ir šiek tiek karštesnis“, - sakė Evansas.

Ankstyvieji skaičiavimai rodo, kad „Polaris“ yra maždaug keturis kartus masyvesnis nei Saulė, tačiau tyrėjai tikisi patikslinti savo įvertinimą stebėdami palydovo žvaigždės orbitą.

Tyrimas buvo pristatytas šiandien spaudos konferencijoje 207-ajame Amerikos astronomijos draugijos susirinkime.

„Su„ Hubble “mes ištraukėme„ North Star “kompanioną iš šešėlio ir į dėmesio centrą“, - sakė astronomas Howardas Bondas iš Kosminio teleskopo mokslo instituto, kuris valdo „Hubble“ NASA ir Europos kosmoso agentūrai.

„Polaris“ yra ryškiausia Mažosios Ursa žvaigždyno žvaigždė, esanti maždaug už 431 šviesmečio. Jis yra beveik tiesiai virš dangaus šiaurės ašigalio, todėl yra dabartinis Žemės šiaurinis poliaris. Tai pasirodo kaip fiksuotas taškas naktiniame danguje, aplink kurį sukasi visos kitos žvaigždės, o jūreiviai jau seniai jį naudojo orientuotis.

„Polaris“ priklauso specialiai masyvių, pulsuojančių žvaigždžių, žinomų kaip cefeidai, klasėms, kurios reguliariais laiko tarpais tamsėja ir šviesėja. Mokslininkai naudoja cefeidus matuodami atstumą iki tolimų galaktikų ir žvaigždžių spiečių ir apskaičiuodami Visatos išsiplėtimo greitį. Kad suprastume, svarbu žinoti cefeido masę, tačiau daugumai žvaigždžių apskaičiuoti masę sunku.

Nors „Polaris“ yra trigubų žvaigždžių sistema, ją galima suskaidyti į dvejetainę sistemą ir vieną žvaigždę, esančią toliau. Dvejetainės sistemos yra svarbios, nes jų žvaigždės yra tarp tų nedaugelio, kurių mases galima tiksliai nustatyti. Bet norint apskaičiuoti kiekvienos žvaigždės masę dvejetainėje struktūroje reikia žinoti apie visas jų orbitas. Tai savo ruožtu reikalauja vizualiai stebėti jų judesius, ko iki šiol nebuvo įmanoma naudojant „Polaris“ dvejetainę sistemą.

„Mūsų pagrindinis tikslas yra gauti tikslią„ Polaris “masę“, - sakė Evansas. "Norėdami tai padaryti, kitas etapas yra išmatuoti kompaniono judėjimą jo orbitoje."


Žvaigždė su padirbtu asmens dokumentu?

Kai žiūrime į daugumą žvaigždžių, mūsų pastebėjimai yra gana riboti. Mes galime gana lengvai išmatuoti žvaigždžių temperatūrą ir spalvas, taip pat žvaigždės ryškumą. Daugeliu atvejų fiziniai parametrai, tokie kaip žvaigždės masė ir spindulys, nėra tiesiogiai matuojami. Norėdami išmatuoti žvaigždės masę, mums reikia, kad žvaigždė turėtų pakankamai artimą dvejetainį palydovą, kad galėtume stebėti jų orbitos judėjimą vienas šalia kito. Norėdami išmatuoti žvaigždės spindulį, mums paprastai reikia ne tik dvejetainio palydovo, bet ir pora turi užtemti. Kelios žvaigždės galime išmatuoti jų kampinį dydį tiesiogiai, tačiau tai apsiriboja milžiniškomis, netoliese esančiomis žvaigždėmis.

Užtemusiose dvejetainėse sistemose yra tik nedidelis žvaigždžių procentas, o tai reiškia, kad maža žvaigždžių mažuma išmatavo mases ir spindulius. Daugeliu atvejų fiziniams parametrams įvertinti turime pasikliauti žvaigždžių modeliais. Astronomai sukūrė teorines prognozes, kaip turėtų atrodyti tam tikros masės ir spindulio žvaigždė (ir amžius, metalo kiekis, sukimosi greitis ir dar daugiau!) Mūsų astronominiuose detektoriuose. Šie modeliai kalibruojami pagal kelias žvaigždes, kurių apribojimai yra žinomi.

Bet kokie geri šie modeliai? Mes žinome, kad saulės tipo žvaigždžių modeliai yra gana geri. Galų gale turime tikrai ryškų kalibravimo šaltinį, su kuriuo galima palyginti! Pastaruoju metu buvo keletas įrodymų, kad modeliai gali būti netobuli: M nykštukų tyrimai rodo, kad jų išmatuoti spinduliai yra keliais procentais didesni, nei prognozuojama iš modelių. Šiame straipsnyje autoriai randa daugiau galimų modelių problemų.

Pagal pastebėtą baltojo nykštuko spektrą artimajame infraraudonajame spindulyje autoriai nustato, kad baltasis nykštukas visų pirma yra pagamintas iš vandenilio ir jo amžius beveik 8 milijardai metų.

Matthews ir kt. tyrinėkite HD 114174, sistemą su dvejetainiu palydovu, kurią praėjusiais metais atskleidė kai kurie iš tų pačių autorių. Dvejetainis kompanionas yra žvaigždžių liekana, vadinama baltu nykštuku, kurio masė yra šiek tiek daugiau nei pusė Saulės ir # 8217. Baltieji nykštukai reguliariai ir nuspėjamai vėsta, todėl autoriai, atsižvelgdami į savo spindesį ir spektrinį energijos pasiskirstymą, turi būti 7,77 ± 0,24 milijardo metų amžiaus. Pirminė žvaigždė tikriausiai yra šiek tiek didesnė už Saulę, jos masė yra 1,05 ± 0,05 saulės masės. Šio straipsnio autoriai bando išmatuoti jo amžių dviem būdais. Autoriai, palyginę savo padėtį HR diagramoje su evoliuciniais modeliais, įvertino žvaigždės amžių 4,7 ± 2,5 milijardo metų. Tai gana neaiškumas! Laimei, jie sugebėjo taikyti kitą metodą: žvaigždei senstant, jos sukimasis šiek tiek sulėtėja, kai žvaigždės vėjas neša kampinį pagreitį. Taigi, matuojant žvaigždės sukimosi periodą, galima įvertinti jos amžių. (Šis procesas vadinamas girochronologija ir yra pagrindinis Astrobiter Ruth Angus tyrimas.) Šiai žvaigždei girochronologinis amžius yra 4,0 ± 1,0 milijardo metų.

Tai neturi jokios prasmės! Kad abi žvaigždės būtų glaudžioje dvejetainėje sistemoje, jos beveik neabejotinai susiformavo tuo pačiu metu. Baltasis nykštukas, galutinė žvaigždžių evoliucijos būsena, turėtų būti šiek tiek jaunesnis už pagrindinės sekos palydovą, tačiau yra priešingai. Kas vyksta? Autoriai siūlo keletą galimybių. Pirma, žvaigždžių modeliai gali būti neteisingi, o tai būtų labai įdomus rezultatas, galintis paskatinti naujų, geresnių modelių kūrimą. Kita galimybė yra tai, kad pagrindinės žvaigždės sekos sukimosi greitis padidėjo tam tikru procesu per savo gyvenimą. Tai tikėtina! Žvaigždžių gyvenimo trukmė yra atvirkščiai proporcinga žvaigždžių masėms, todėl baltasis nykštukas (pasiekęs savo evoliucinę galutinę būseną) iš pradžių buvo masyvesnė poros žvaigždė. Kai šis didesnis dvejetainis kompanionas išgyveno asimptotinę milžiniškos šakos fazę, kad taptų baltu nykštuku, jis būtų turėjęs labai stiprų žvaigždžių vėją. Šis vėjas galėjo pakelti pagrindinę žvaigždę, todėl jos girochronologinis amžius atrodė mažesnis nei tikrasis amžius. Panašus poveikis pastebėtas ir kitoje žvaigždėje - HD 8049.

Norėdami patikrinti šią teoriją, autoriams reikia daugiau stebėjimų, kad būtų galima pagerinti jų amžiaus įvertinimą naudojant evoliucinius modelius, kurie šiuo metu yra apgailėtinai nepakankami. Su tokiais pastebėjimais Matthews ir kt. galės nustatyti, ar ši žvaigždė tikrai yra senesnė, nei ji apsimeta (gal jai gėda dėl savo amžiaus: aš nemanau, kad dar yra plaukų dažų „Just for Stars“!), ar mūsų pažinčių metodams reikia tobulinti ir trūksta mūsų fizikos.


Piliečių mokslininkai atranda APMPM J2036-4936 palydovinę žvaigždę

CWISE J2035-4936 (juodas) spektras, palyginti su spektriniais standartais VB 8 (M7), VB 10 (M8), LHS 2924 (M9), 2MASS 0345 + 2540 (L0) ir 2MASS 2130-0845 (L1). Kreditas: Rothermich ir kt., 2021 m.

Mažos masės tolimos žvaigždės, žinomos kaip APMPM J2036-4936, palydovas neseniai buvo aptiktas įgyvendinant piliečių mokslo projektą „Backyard Worlds: Planet 9“. Žvaigždės, gavusios žymėjimą CWISE J203546.35-493611.0, dalis buvo išsami. vasario 4 d. paskelbtame darbe „arXiv“ prieš spausdinimą saugykloje.

Maždaug už 266 šviesmečių esantis APMPM J2036-4936 buvo aptiktas 2005 m. Ir priskirtas M4,5 spektro žvaigždėms. Tačiau vėlesni šio objekto stebėjimai leido manyti, kad jo spektrinis tipas M7 ir absoliutus G dydis yra 13,52 mag. Bandydami paaiškinti šį neatitikimą, astronomai daro prielaidą, kad šis šaltinis gali turėti labai neįprastų savybių arba kad prieš 16 metų pastebėtas neteisingas taikinys, galbūt dėl ​​didelio jo tinkamo judesio.

APMPM J2036-4936 taip pat vaizdavo NASA plačiajuosčio infraraudonųjų spindulių tyrimo naršyklė (WISE). Vizualiai apžiūrėdami šiuos vaizdus, ​​Paulas Beaulieu ir Austinas Rothermichas iš „Backyard Worlds: Planet 9“ projekto aptiko mažos masės šios žvaigždės palydovą. Apskritai „Backyard Worlds: Planet 9“ yra piliečių mokslo projektas, kurio metu savanoriai nagrinėja WISE vaizdus, ​​kad nustatytų tinkamus judėjimo objektus.

"Čia mes pranešame apie CWISE J203546.35-493611.0 (toliau CWISE J2035-4936) objekto, esančio M / L spektro tipo riboje, atradimą kartu su žinoma M4.5 žvaigžde, rastu pagal" Backyard Worlds "projektą, atradimą", - teigė mokslininkai. rašė laikraštyje.

Išmatuota, kad tinkamas CWISE J2035-4936 judėjimas yra atitinkamai −126 ir −478 dešiniajame pakilime ir deklinacijoje. Remiantis turimais duomenimis, šios žvaigždės spektrinis tipas buvo įvertintas tarp M7 ir L5.

Atsižvelgiant į tai, kad CWISE J2035-4936 spektras visiškai neatitinka nė vieno spektro standarto, sunku padaryti galutines išvadas dėl jo savybių. Darbo autoriai daro prielaidą, kad naujai atrastas objektas greičiausiai yra mažos masės M8 spektrinio tipo žvaigždė su mažu metalizmu. Jie apskaičiavo, kad palydovinę žvaigždę nuo APMPM J2036-4936 skiria maždaug 2790 AU.

"Tačiau žiūrint į J juostos spektro dalį, arčiausiai VB 8 (M8) esančios vertės, nors vis dar yra keletas nedidelių savybių, kurios ne visiškai sutampa. K juostoje yra šiek tiek nelygumų, palyginti su VB 8, pavyzdžiui, šiek tiek žemesnis fl ux šalia mėlynos spalvos galo. Tačiau CWISE J2035-4936 H juosta yra gana savita, atrodo, kad ji yra labiau trikampio formos, nei standartinio M8 H juosta, ši savybė pastebėta metalinės žemos, žemaūgės žvaigždės “, - aiškino tyrėjai.

Jie pridūrė, kad tiek CWISE J2035-4936, tiek APMPM J2036-4936 yra nepakankamai šviesi. Norint daugiau sužinoti apie tikrąją dviejų komponentų prigimtį, reikia atlikti tolesnius šios savitos žvaigždžių sistemos tyrimus.


Jupiterio masės saulės tipo žvaigždės palydovas

Jupiterio masės palydovo buvimas žvaigždėje 51 Pegasi yra padarytas stebint periodinius žvaigždės radialinio greičio pokyčius. Kompanionas yra tik apie aštuonis milijonus kilometrų nuo žvaigždės, kuri būtų Saulės sistemos Merkurijaus orbitoje. Šis objektas gali būti milžiniška dujų planeta, migravusi į šią vietą orbitos evoliucijos metu arba iš rudosios nykštukės spindulinio nuplėšimo.

Daugiau nei dešimt metų kelios grupės tiria dešimčių žvaigždžių radialinius greičius, bandydamos nustatyti orbitos judesius, kuriuos sukelia sunkūs planetos palydovai1. 5. Doplerio tyrimams optimizuotų ir šiuo metu naudojamų spektrografų tikslumas yra ribotas iki maždaug 15 ms "1. Kadangi Saulės refleksinis judėjimas dėl Jupiterio yra 13 ms1, visos dabartinės paieškos apsiriboja objektų, kurių masė yra bent Jupiteris (Mj), aptikimu. Iki šiol visi tikslūs Doplerio tyrimai nepavyko aptikti jovijos planetas ar ruduosius nykštukus.


Astronomai atranda didžiausią kada nors užregistruotą neutronų žvaigždę

Didžiausią kada nors užfiksuotą neutronų žvaigždę astronomai atrado 4600 šviesmečių nuo Žemės.

Žvaigždė yra daugiau nei dvigubai didesnė už saulės masę, bet tik 15 mylių skersmens, todėl ji yra tankiausias visatos objektas, išskyrus juodąsias skyles. Taip tanku, kad vieno cukraus kubo vertės neutronų žvaigždžių medžiagos svoris būtų toks pats kaip visos Žemės gyventojų (100 milijonų tonų).

Neutroninės žvaigždės yra objektai, susidarę iš sugriuvusių didelių žvaigždžių šerdžių po supernovos sprogimo. Jie taip pat žinomi kaip pulsarai dėl radiacijos impulsų, kuriuos jie skleidžia sukdamiesi dideliu greičiu.

Pavadinta J0740 + 6620, žvaigždė yra 2,17 karto didesnė už saulės masę ir 333 000 kartų didesnė už Žemės masę, rašoma Gamtos astronomija. Mokslininkai teigia, kad ši žvaigždė artėja prie to, kaip kompaktiškas gali tapti vienas objektas, nesugniuždant savęs.

"Neutroninės žvaigždės yra tiek paslaptingos, kiek žavi", - liūdnas pagrindinis tyrėjas, dėkingasis bendradarbis, dėkingas Virginijus, dėkingasis Virdžinijos universitete.

„Šie miesto dydžio objektai iš esmės yra ginorminiai atominiai branduoliai. Jie yra tokie masyvūs, kad jų interjeras įgauna keistų savybių. Suradę maksimalią masę, kurią leis fizika ir gamta, galime daug išmokti apie šią kitaip nepasiekiamą astrofizikos sritį “.

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

1/10 Erdvė, žiūrint iš močiutės ir # x27s sodo

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Rozetės ūkas

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Raganos & # x27s šluotos ūkas

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Arklio galva ir liepsnos ūkai

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Kalifornijos ūkas

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Pacmano ūkas

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Andromedos galaktika

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Iris ūkas

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Bodai ir cigarų galaktikos

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Erdvė, žiūrint iš močiutės sodo

Neutrono žvaigždę Vakarų Virdžinijoje nustatė Žaliojo banko teleskopas (GBT), kuris yra toks jautrus, kad po visatos gimimo gali paimti milisekundes spinduliuojančias radijo bangas.

„Šios žvaigždės yra labai egzotiškos. Mes nežinome, iš ko jie pagaminti, ir vienas iš tiesų svarbus klausimas yra: „Kaip masyviai galite pagaminti vieną iš šių žvaigždžių?“ Tai reiškia labai egzotišką medžiagą, kurios mes paprasčiausiai negalime sukurti laboratorijoje Žemėje. “- sakė Maura McLaughlin, Vakarų Virdžinijos universiteto astrofizikos profesorė.

Neutroninė žvaigždė yra pulsaras, kuris besisukdamas skleidžia radijo bangų pluoštus kaip švyturys. Pulsarai vardą gauna dėl dvigubų radijo bangų pluoštų, kuriuos jie skleidžia iš savo magnetinių polių, kai jie sukasi šimtus kartų per sekundę.

Astronomai matuoja šias radijo bangas, kad nustatytų žvaigždžių objektų masę. Jie tai gali padaryti dėka jos orbitos palydovės žvaigždės.

Kai baltasis nykštukas praeina priešais pulsaro žvaigždę, radijo bangų atvykimo laikas subtiliai vėluoja. Šis reiškinys, žinomas kaip „Shapiro Delay“, yra todėl, kad baltosios nykštukinės žvaigždės gravitacija šiek tiek deformuoja ją supančią erdvę.

Šis deformavimas reiškia, kad besisukančios neutroninės žvaigždės impulsai turi keliauti šiek tiek toliau. Astronomai matuoja tą vėlavimą, kad apskaičiuotų baltojo nykštuko masę, kuri savo ruožtu suteikia neutroninės žvaigždės matavimą.

Kai bus žinoma vieno iš orbituojančių kūnų masė, jie galės tiksliai nustatyti kito masę.

"Šios dvejetainės žvaigždžių sistemos orientacija sukūrė fantastišką kosminę laboratoriją", - sakė Scottas Ransomas, Nacionalinės radijo astronomijos observatorijos (NRAO) astronomas ir šio straipsnio bendraautorius.

Rekomenduojamas

„Neutronų žvaigždės turi tokį lūžio tašką, kai jų vidaus tankis tampa toks didelis, kad gravitacijos jėga užvaldo net neutronų gebėjimą atsispirti tolesniam žlugimui.

"Kiekviena" masiškiausia "neutronų žvaigždė, kurią randame, priartina mus prie to lūžio taško nustatymo ir padeda suprasti materijos fiziką esant tokiam proto tankiui."

Pulsarai sukasi tokiu greičiu ir reguliarumu, kad astronomai gali juos panaudoti, norėdami ištirti erdvėlaikio prigimtį, žvaigždžių objektų masę ir mūsų supratimą apie bendrą reliatyvumą.


Informacija apie autorių

Priklausomybė

Astrofísica de Canarias institutas, E-38205 La Laguna, Santa Cruz de Tenerife, Ispanija

J. Casares, A. Herrero ir S. Simón-Díaz

Departamento de Astrofísica, Universitad de Laguna, E-38206 La Laguna, Santa Cruz de Tenerife, Ispanija

J. Casares, A. Herrero ir S. Simón-Díaz

Departamento de Física, Ingeniería de Sistemas y Teoría de la Señal, Universidad de Alicante, Apartado 99, E-03080 Alikantė, Ispanija

„Astronomia i Meteorologia“ departamentas, „Cosi Ciències del Cosmos“ institutas, Barselonos universitetas, IEEC-UB, Martí i Franquès 1, E-08028 Barselona, ​​Ispanija

Institut de Ciències de l’Espai— (IEEC-CSIC), UAB „Campus“, „Facultat de Ciències“, Torre C5 - parell - 2a planta, E-08193 Bellaterra, Ispanija


Žiūrėti video įrašą: DREAM TEAM BEAM STREAM (Spalio Mėn 2022).