Μια διεθνής ομάδα αστρονόμων έχει προσδιορίσει με ακρίβεια την ακτίνα και τη μάζα του μικρότερου πυρήνα που είναι γνωστό μέχρι τώρα.
Οι παρατηρήσεις πραγματοποιήθηκαν τον Μάρτιο του 2004 με τον φασματογράφο FLAMES πολλαπλών ινών στο τηλεσκόπιο VLT Kueyen 8,2 m στο Παρατηρητήριο ESO (Χιλή). Αποτελούν μέρος ενός μεγάλου προγράμματος που στοχεύει στη μέτρηση ακριβών ακτινικών ταχυτήτων για εξήντα αστέρια για τα οποία έχει εντοπιστεί μια προσωρινή φωτεινή ένταση κατά τη διάρκεια της έρευνας OGLE.
Οι αστρονόμοι διαπιστώνουν ότι η πτώση που φαίνεται στην καμπύλη φωτός του αστεριού που είναι γνωστή ως OGLE-TR-122 προκαλείται από έναν πολύ μικρό αστρικό σύντροφο, εκλείποντας αυτό το ηλιακό αστέρι μία φορά κάθε 7,3 ημέρες.
Αυτός ο σύντροφος είναι 96 φορές βαρύτερος από τον πλανήτη Δία, αλλά μόνο 16% μεγαλύτερο. Είναι η πρώτη φορά που οι άμεσες παρατηρήσεις αποδεικνύουν ότι τα αστέρια λιγότερο ογκώδη από το 1/10 της ηλιακής μάζας έχουν σχεδόν το ίδιο μέγεθος με τους γιγαντιαίους πλανήτες. Αυτό το γεγονός προφανώς θα πρέπει να ληφθεί υπόψη κατά την τρέχουσα αναζήτηση για διέλευση εξωπλανητών.
Επιπλέον, οι παρατηρήσεις με το Πολύ Μεγάλο Τηλεσκόπιο οδήγησαν στην ανακάλυψη επτά νέων δυαδικών εκλείψεων, που φιλοξενούν αστέρια με μάζες κάτω από το ένα τρίτο της μάζας του Ήλιου, μια πραγματική μπόνους για τους αστρονόμους.
Η έρευνα OGLE
Όταν ένας πλανήτης τυχαίνει να περνά μπροστά από το γονικό του αστέρι (όπως φαίνεται από τη Γη), μπλοκάρει ένα μικρό κλάσμα του φωτός του αστεριού από την άποψή μας [1].
Αυτές οι «πλανητικές διελεύσεις» παρουσιάζουν μεγάλο ενδιαφέρον καθώς επιτρέπουν στους αστρονόμους να μετρούν με μοναδικό τρόπο τη μάζα και την ακτίνα των εξωπλανητών. Συνεπώς, διεξάγονται πολλές έρευνες που προσπαθούν να βρουν αυτές τις αχνές υπογραφές άλλων κόσμων.
Ένα από αυτά τα προγράμματα είναι η έρευνα OGLE που σχεδιάστηκε αρχικά για να ανιχνεύσει συμβάντα μικροαισθητήρα παρακολουθώντας τη φωτεινότητα ενός πολύ μεγάλου αριθμού αστεριών σε μεγάλα χρονικά διαστήματα. Κατά τα τελευταία χρόνια, έχει συμπεριλάβει επίσης μια αναζήτηση περιοδικών, πολύ ρηχών «βυθίσεων» στη φωτεινότητα των αστεριών, που προκαλούνται από την τακτική διέλευση μικρών αντικειμένων σε τροχιά (μικρά αστέρια, καφέ νάνοι [2] ή πλανήτες μεγέθους Δία). Η ομάδα του OGLE ανακοίνωσε από τότε 177 «υποψήφιοι πλανητικής διαμετακόμισης» από την έρευνά τους για αρκετές εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια σε τρία πεδία του νότιου ουρανού, ένα προς την κατεύθυνση του Γαλαξιακού Κέντρου, ένα άλλο εντός του αστερισμού Carina και το τρίτο εντός των αστερισμών Centaurus / Musca.
Η φύση του αντικειμένου διέλευσης μπορεί ωστόσο να προσδιοριστεί μόνο με επακόλουθες παρατηρήσεις ακτινικής ταχύτητας του γονικού άστρου. Το μέγεθος των μεταβολών της ταχύτητας (το πλάτος) σχετίζεται άμεσα με τη μάζα του συνοδευτικού αντικειμένου και επομένως επιτρέπει τη διάκριση μεταξύ αστεριών και πλανητών ως αιτία της παρατηρούμενης φωτεινότητας.
Ένα Bonanza με αστέρια χαμηλής μάζας
Μια διεθνής ομάδα αστρονόμων [3] χρησιμοποίησε το τηλεσκόπιο VLT Kueyen 8,2 m για αυτό το έργο. Κερδίζοντας από την πολλαπλή χωρητικότητα της εγκατάστασης FLAMES / UVES που επιτρέπει την απόκτηση φασμάτων υψηλής ανάλυσης έως και 8 αντικειμένων ταυτόχρονα, εξέτασαν 60 υποψήφια αστέρια διέλευσης OGLE, μετρώντας τις ακτινικές τους ταχύτητες με ακρίβεια περίπου 50 m / s [ 4].
Αυτό το φιλόδοξο πρόγραμμα έχει μέχρι στιγμής οδηγήσει στην ανακάλυψη πέντε νέων διερχόμενων εξωπλανητών (βλ., Π.χ., ESO PR 11/04 για την ανακοίνωση δύο από αυτούς).
Οι περισσότεροι από τους άλλους υποψήφιους διαμετακόμισης που εντοπίστηκαν από την OGLE αποδείχθηκαν ότι έκλεισαν τα δυαδικά, δηλαδή, στις περισσότερες περιπτώσεις, κοινά, μικρά και χαμηλής μάζας αστέρια που περνούν μπροστά από ένα ηλιακό αστέρι. Αυτός ο πρόσθετος πλούτος δεδομένων για μικρά και ελαφριά αστέρια είναι ένα πραγματικό bonanza για τους αστρονόμους.
Περιορισμός της σχέσης μεταξύ μάζας και ακτίνας
Τα αστέρια χαμηλής μάζας είναι εξαιρετικά ενδιαφέροντα αντικείμενα, επίσης επειδή οι φυσικές συνθήκες στο εσωτερικό τους έχουν πολλά κοινά με εκείνες των γιγαντιαίων πλανητών, όπως ο Δίας στο ηλιακό μας σύστημα. Επιπλέον, ο προσδιορισμός των μεγεθών των μικρότερων αστεριών παρέχει έμμεσες, κρίσιμες πληροφορίες σχετικά με τη συμπεριφορά της ύλης υπό ακραίες συνθήκες [5].
Μέχρι πρόσφατα, είχαν γίνει πολύ λίγες παρατηρήσεις και λίγα ήταν γνωστά για αστέρια χαμηλής μάζας. Προς το παρόν, οι ακριβείς τιμές των ακτίνων είναι γνωστές μόνο για τέσσερα αστέρια με μάζες μικρότερη από το ένα τρίτο της μάζας του Ήλιου (πρβλ. ESO PR 22/02 για μετρήσεις που γίνονται με το πολύ μεγάλο τηλεσκόπιο τηλεσκόπιο) και καμία καθόλου για μάζες κάτω από το ένα όγδοο μιας ηλιακής μάζας.
Αυτή η κατάσταση αλλάζει τώρα δραματικά. Πράγματι, οι παρατηρήσεις με το πολύ μεγάλο τηλεσκόπιο μέχρι στιγμής οδήγησαν στην ανακάλυψη επτά νέων δυαδικών εκλείψεων, που φιλοξενούν αστέρια με μάζες κάτω από το ένα τρίτο της μάζας του Ήλιου.
Αυτό το νέο σύνολο παρατηρήσεων τριπλασιάζει σχεδόν τον αριθμό των αστεριών χαμηλής μάζας για τα οποία είναι γνωστές ακριβείς ακτίνες και μάζες. Και ακόμη καλύτερα - ένα από αυτά τα αστέρια αποδεικνύεται πλέον το μικρότερο γνωστό!
Αστέρια με μέγεθος πλανήτη
Ο νεοσυσταθείς αστρικός στοιχειός είναι ο σύντροφος του OGLE-TR-122, ενός μάλλον απομακρυσμένου αστεριού στον γαλαξία του Γαλαξία, που φαίνεται στην κατεύθυνση του νότιου αστερισμού Carina.
Το πρόγραμμα OGLE αποκάλυψε ότι το OGLE-TR-122 βιώνει 1,5% μείωση φωτεινότητας μία φορά κάθε 7 ημέρες 6 ώρες και 27 λεπτά, κάθε φορά που διαρκεί πάνω από 3 ώρες (περίπου 188 λεπτά). Οι μετρήσεις FLAMES / UVES, που πραγματοποιήθηκαν κατά τη διάρκεια 6 διανυκτερεύσεων τον Μάρτιο του 2004, αποκαλύπτουν παραλλαγές της ακτινικής ταχύτητας αυτής της περιόδου με εύρος περίπου 20 km / s. Αυτή είναι η σαφής υπογραφή ενός αστέρα πολύ χαμηλής μάζας, κοντά στο όριο καύσης υδρογόνου, σε τροχιά γύρω από το OGLE-TR-122. Αυτός ο σύντροφος έλαβε το όνομα OGLE-TR-122b.
Όπως εξηγεί ο Fran? Ois Bouchy του Observatoire Astronomique Marseille Provence (Γαλλία): «Σε συνδυασμό με τις πληροφορίες που συλλέγει η OGLE, τα φασματοσκοπικά δεδομένα μας μας επιτρέπουν τώρα να προσδιορίσουμε τη φύση του πιο ογκώδους αστεριού στο σύστημα, το οποίο φαίνεται να είναι ηλιακό- σαν".
Αυτές οι πληροφορίες μπορούν στη συνέχεια να χρησιμοποιηθούν για τον προσδιορισμό της μάζας και της ακτίνας του πολύ μικρότερου συνοδευτικού OGLE-TR-122b. Πράγματι, το βάθος (μείωση φωτεινότητας) της διέλευσης δίνει μια άμεση εκτίμηση της αναλογίας μεταξύ των ακτίνων των δύο αστεριών και η φασματοσκοπική τροχιά παρέχει μια μοναδική τιμή της μάζας του συντρόφου, μόλις γίνει γνωστή η μάζα του μεγαλύτερου αστεριού .
Οι αστρονόμοι διαπιστώνουν ότι το OGLE-TR-122b ζυγίζει το ένα ενδέκατο της μάζας του Ήλιου και έχει διάμετρο που είναι μόνο το ένα όγδοο του ηλιακού. Έτσι, αν και το αστέρι εξακολουθεί να είναι 96 φορές μεγαλύτερο από τον Δία, είναι μόνο 16% μεγαλύτερο από αυτόν τον γιγαντιαίο πλανήτη!
Ένα πυκνό αστέρι
«Φανταστείτε ότι προσθέτετε 95 φορές τη δική του μάζα στον Δία και παρόλα αυτά καταλήγετε με ένα αστέρι που είναι λίγο ελαφρώς μεγαλύτερο», προτείνει ο Claudio Melo από το ESO και μέλος της ομάδας αστρονόμων που έκανε τη μελέτη. «Το αντικείμενο συρρικνώνεται για να κάνει χώρο για το επιπλέον θέμα, γίνεται όλο και πιο πυκνό.»
Η πυκνότητα ενός τέτοιου άστρου είναι πάνω από 50 φορές η πυκνότητα του Ήλιου.
«Αυτό το αποτέλεσμα δείχνει την ύπαρξη αστεριών που μοιάζουν εντυπωσιακά με πλανήτες, ακόμη και από κοντά», τονίζει ο Frederic Pont του Παρατηρητηρίου της Γενεύης (Ελβετία). «Δεν είναι περίεργο να φανταζόμαστε ότι ακόμα κι αν λάβουμε εικόνες από έναν μελλοντικό διαστημικό ανιχνευτή που πλησιάζει ένα τέτοιο αντικείμενο σε κοντινή απόσταση, δεν θα ήταν εύκολο να διακρίνουμε αν είναι ένα αστέρι ή ένας πλανήτης;»
Όπως όλα τα αστέρια, το OGLE-TR-122b παράγει πράγματι ενέργεια στο εσωτερικό του μέσω πυρηνικών αντιδράσεων. Ωστόσο, λόγω της χαμηλής μάζας του, αυτή η εσωτερική παραγωγή ενέργειας είναι πολύ μικρή, ειδικά σε σύγκριση με την ενέργεια που παράγεται από το ηλιακό σύντροφό της.
Δεν είναι λιγότερο εντυπωσιακό το γεγονός ότι οι εξωπλανήτες που βρίσκονται σε τροχιά πολύ κοντά στο αστέρι του ξενιστή τους, οι λεγόμενοι «καυτοί Δία», έχουν ακτίνες που μπορεί να είναι μεγαλύτερες από το αστέρι που βρέθηκε πρόσφατα. Η ακτίνα του exoplanet HD209458b, για παράδειγμα, είναι περίπου 30% μεγαλύτερη από αυτή του Δία. Είναι λοιπόν σημαντικά μεγαλύτερο από το OGLE-TR-122b!
Μεταμφιεσόμενοι
Αυτή η ανακάλυψη έχει επίσης βαθιές επιπτώσεις στη συνεχιζόμενη αναζήτηση εξωπλανητών. Αυτές οι παρατηρήσεις δείχνουν ξεκάθαρα ότι ορισμένα αστρικά αντικείμενα μπορούν να παράγουν ακριβώς τα ίδια φωτομετρικά σήματα (αλλαγές φωτεινότητας) με τη διέλευση πλανητών που μοιάζουν με Δία [6]. Επιπλέον, η παρούσα μελέτη έδειξε ότι τέτοια αστέρια δεν είναι σπάνια.
Αστέρια όπως το OGLE-TR-122b είναι συνεπώς μεταμφίεση μεταξύ γιγαντιαίων εξωπλανητών και η εξόχως απόλυτη φροντίδα απαιτείται για τη διαφοροποίησή τους από τα πλανητά ξαδέλφια τους. Η αποκάλυψη τόσο μικρών αστεριών μπορεί να γίνει μόνο με παρακολούθηση φασματικών μετρήσεων υψηλής ανάλυσης με τα μεγαλύτερα τηλεσκόπια. Υπάρχει ακόμη περισσότερη δουλειά για το πολύ μεγάλο τηλεσκόπιο!
Περισσότερες πληροφορίες
Οι πληροφορίες που περιέχονται σε αυτό το δελτίο τύπου βασίζονται σε ένα ερευνητικό άρθρο που θα εμφανιστεί μόλις επιστολή προς τον συντάκτη στο κορυφαίο ερευνητικό περιοδικό "Astronomy & Astrophysics" ("Ένα αστέρι διέλευσης μεγέθους πλανήτη γύρω από το OGLE-TR-122" του F. Pont et al.). Το έγγραφο διατίθεται σε μορφή PDF στον ιστότοπο της A&A.
Σημειώσεις
[1]: Οι καφέ νάνοι, ή "αποτυχημένα αστέρια", είναι αντικείμενα που είναι έως και 75 φορές πιο ογκώδη από τον Δία. Είναι πολύ μικρές για τις μεγάλες διεργασίες πυρηνικής σύντηξης που δεν έχουν αναφλεγεί στο εσωτερικό της.
[2]: Η ακτίνα ενός πλανήτη μεγέθους του Δία είναι περίπου 10 φορές μικρότερη από αυτήν ενός ηλιακού τύπου αστεριού, δηλαδή καλύπτει περίπου το 1/100 της επιφάνειας αυτού του αστεριού και επομένως μπλοκάρει περίπου το 1% του αστρικού φωτός κατά τη διάρκεια της διέλευσης.
[3]: Η ομάδα αποτελείται από τον Φράντιτ Ποντ, τον Δήμαρχο Μισέλ, τον Ντιτιέ Κέλοζ και τον Στάφαν Ούντρι του Αστεροσκοπείου της Γενεύης στην Ελβετία, τον Κλαούντιο Μελό της ESO-Χιλής, τον Φράνσις Μπάτσι στο Observatoire Astronomique Marseille Provence στη Γαλλία , και Nuno Santos του Αστρονομικού Παρατηρητηρίου της Λισαβόνας, στην Πορτογαλία.
[4]: Αυτό ισοδυναμεί με μέτρηση ταχύτητας 180 km / h. Συγκριτικά, η κίνηση του Ήλιου που προκαλείται από τον Δία είναι περίπου 13 m / s ή 47 km / h. Αυτή η κίνηση είναι ανάλογη με τη μάζα του πλανήτη και αντιστρόφως ανάλογη προς την τετραγωνική ρίζα της απόστασης από το αστέρι.
[5]: Για ένα κανονικό αστέρι όπως ο Ήλιος του οποίου η ύλη συμπεριφέρεται σαν τέλειο αέριο, το αστρικό μέγεθος είναι ανάλογο με τη μάζα. Ωστόσο, για αστέρια χαμηλής μάζας, τα κβαντικά εφέ καθίστανται σημαντικά και η αστρική ύλη γίνεται «εκφυλισμένη», αντιστέκοντας τη συμπίεση πολύ περισσότερο από ό, τι ένα τέλειο αέριο. Για αντικείμενα με μάζα κάτω από 75 φορές τη μάζα του Δία, δηλαδή καφέ νάνους, η ύλη είναι πλήρως εκφυλισμένη και το μέγεθός τους δεν εξαρτάται από τη μάζα.
[6]: Σημειώστε ότι ένα μακρινό αντικείμενο διέλευσης - αστέρι ή πλανήτης - θα παράγει πάντα μια φωτεινότητα "βουτιά", όσο φωτεινό και αν είναι. Πριν και μετά τη διέλευση, η καταγραμμένη φωτεινότητα ισούται με το άθροισμα της φωτεινότητας του κεντρικού αστεριού και εκείνου του αντικειμένου σε τροχιά. Κατά τη διάρκεια της διέλευσης, η καταγραμμένη φωτεινότητα είναι αυτό το άθροισμα μείον το φως που εκπέμπεται από το τμήμα του κεντρικού αστεριού που είναι σκοτεινό.
Πρωτότυπη πηγή: Δελτίο ειδήσεων ESO
