Ett internationellt team av astronomer har exakt bestämt radien och massan för den minsta kärnbrinnande stjärnan som hittills varit känd.
Observationerna utfördes i mars 2004 med FLAMES multifiberspektrograf på 8,2 m VLT Kueyen-teleskopet vid ESO Paranal Observatory (Chile). De är en del av ett stort program som syftar till att mäta exakta radiella hastigheter för sextio stjärnor för vilka en tillfällig ljusstyrka "dopp" har upptäckts under OGLE-undersökningen.
Astronomerna upptäcker att doppet som ses i ljuskurvan för stjärnan, känd som OGLE-TR-122, orsakas av en mycket liten stjärnkamrat och förmörkande denna solliknande stjärna en gång var 7,3 dagar.
Denna följeslagare är 96 gånger tyngre än planeten Jupiter men bara 16% större. Det är första gången som direkta observationer visar att stjärnor som är mindre massiva än 1/10 av solmassan har nästan samma storlek som jätteplaneter. Detta faktum måste uppenbarligen tas med i beräkningen under den aktuella sökningen efter övergående exoplaneter.
Dessutom har observationerna med Very Large Telescope lett till upptäckten av sju nya förmörkande binärer, som hamnar stjärnor med massor under en tredjedel av solens massa, en verklig bonanza för astronomerna.
OGLE-undersökningen
När en planet råkar passera framför sin moderstjärna (sett från jorden), blockerar den en liten bråkdel av stjärnans ljus från vår syn [1].
Dessa "planetariska transiter" är av stort intresse eftersom de tillåter astronomer att på ett unikt sätt mäta massan och radien för exoplaneter. Därför pågår flera undersökningar som försöker hitta dessa svaga signaturer från andra världar.
Ett av dessa program är OGLE-undersökningen som ursprungligen utformades för att upptäcka mikrolenseringshändelser genom att övervaka ljusstyrkan hos ett mycket stort antal stjärnor under längre tidsintervall. Under de senaste åren har det också inkluderat en sökning efter periodiska, mycket grunt ”dopp” i stjärnornas ljusstyrka, orsakad av regelbunden transitering av små kretsande föremål (små stjärnor, bruna dvärgar [2] eller Jupiter-planeter). OGLE-teamet har sedan tillkännagivit 177 "planetariska transitkandidater" från deras undersökning av flera hundra tusen stjärnor i tre södra himmelfält, en i riktning mot Galactic Center, en annan inom Carina-stjärnan och den tredje inom Centaurus / Musca-konstellationerna.
Naturen hos det transiterande objektet kan emellertid endast fastställas genom efterföljande observationer av radiell hastighet av moderstjärnan. Storleken på hastighetsvariationerna (amplituden) är direkt relaterad till massan hos följeslagareobjektet och möjliggör därför diskriminering mellan stjärnor och planeter som orsak till den observerade ljusstyrkan "dopp".
En Bonanza av lågmassiga stjärnor
Ett internationellt team av astronomer [3] har använt 8,2 m VLT Kueyen-teleskopet för detta arbete. Genom att tjäna på multiplexkapaciteten i FLAMES / UVES-anläggningen som tillåter att få högupplösta spektra på upp till 8 objekt samtidigt, har de tittat på 60 OGLE-kandidatstjärnor för mätning och mät deras radiella hastigheter med en noggrannhet av cirka 50 m / s 4].
Detta ambitiösa program har hittills resulterat i upptäckten av fem nya transiterande exoplaneter (se t.ex. ESO PR 11/04 för tillkännagivande av två av dessa).
De flesta av de andra transitkandidaterna som identifierats av OGLE har visat sig vara förmörkande binärer, det vill säga i de flesta fall vanliga, små och lågmassiga stjärnor som passerar framför en solliknande stjärna. Denna extra mängd data om små och ljusa stjärnor är en riktig bonanza för astronomerna.
Begränsa förhållandet mellan massa och radie
Stjärnor med låg massa är exceptionellt intressanta föremål, också för att de fysiska förhållandena i deras inredning har mycket gemensamt med de för jätteplaneter, som Jupiter i vårt solsystem. Dessutom ger en bestämning av storleken på de minsta stjärnorna indirekt, avgörande information om beteende hos materien under extrema förhållanden [5].
Fram till nyligen hade mycket få observationer gjorts och lite var känt om stjärnor med låg massa. Just nu är exakta värden på radierna kända endast för fyra stjärnor med massor mindre än en tredjedel av solens massa (jfr ESO PR 22/02 för mätningar gjorda med Very Large Telescope Interferometer) och ingen alls för massor under en åttondel av en solmassa.
Denna situation förändras nu dramatiskt. Faktum är att observationer med Very Large Telescope hittills har lett till upptäckten av sju nya förmörkande binärer, som hamnar stjärnor med massor under en tredjedel av solens massa.
Denna nya uppsättning observationer tredubblar således nästan antalet stjärnor med låg massa för vilka exakta radier och massor är kända. Och ännu bättre - en av dessa stjärnor visar sig nu vara den minsta kända!
Planet-Sized Stars
Den nyligen hittade stjärngnomen är följeslagaren till OGLE-TR-122, en ganska avlägsen stjärna i Vintergalaxen, sett i riktning mot den södra konstellationen Carina.
OGLE-programmet avslöjade att OGLE-TR-122 upplever en 1,5% ljusstyrka dopp en gång var sjunde dag 6 timmar och 27 minuter, varje gång varar i drygt 3 timmar (cirka 188 min). FLAMES / UVES-mätningarna, som gjordes under 6 nätter i mars 2004, avslöjar radiella hastighetsvariationer från denna period med en amplitud på cirka 20 km / s. Detta är en tydlig signatur av en mycket lågmassad stjärna, nära vätebränningsgränsen, som kretsar om OGLE-TR-122. Denna följeslagare fick namnet OGLE-TR-122b.
Som Fran? Ois Bouchy från Observatoire Astronomique Marseille Provence (Frankrike) förklarar: ”I kombination med informationen som samlats in av OGLE tillåter våra spektroskopiska data nu att bestämma arten av den mer massiva stjärnan i systemet, som verkar vara sol- tycka om".
Denna information kan sedan användas för att bestämma massan och radien hos den mycket mindre följeslagaren OGLE-TR-122b. Faktum är att djupet (ljusstyrkan minskar) för transiteringen ger en direkt uppskattning av förhållandet mellan radierna för de två stjärnorna, och den spektroskopiska banan ger ett unikt värde för kompanjonens massa, när massan för den större stjärnan är känd .
Astronomerna finner att OGLE-TR-122b väger en elfte av solens massa och har en diameter som endast är en åttondel av solen. Så även om stjärnan fortfarande är 96 gånger så massiv som Jupiter, är den bara 16% större än denna jätteplanet!
En tät stjärna
"Föreställ dig att du lägger till 95 gånger sin egen massa till Jupiter och ändå hamnar med en stjärna som bara är något större", föreslår Claudio Melo från ESO och medlem av teamet av astronomer som gjorde studien. "Objektet krymper bara för att ge plats för ytterligare materien och blir mer och tätare."
En sådan stjärnas densitet är mer än 50 gånger solens densitet.
"Detta resultat visar att det finns stjärnor som ser påfallande ut som planeter, även i närheten", betonar Frederic Pont från Genèveobservatoriet (Schweiz). "Är det inte konstigt att föreställa sig att även om vi skulle ta emot bilder från en framtida rumsond som närmar sig ett sådant objekt på nära håll, skulle det inte vara lätt att urskilja om det är en stjärna eller en planet?"
Som alla stjärnor producerar OGLE-TR-122b verkligen energi i sitt inre genom kärnreaktioner. På grund av dess låga massa är denna interna energiproduktion emellertid mycket liten, särskilt jämfört med energin som produceras av sin solliknande följeslagare.
Inte mindre slående är det faktum att exoplaneter som kretsar mycket nära deras värdstjärna, de så kallade "heta Jupiters", har radier som kan vara större än den nyligen hittade stjärnan. Exoplanetens radie HD209458b är till exempel cirka 30% större än Jupiter. Den är alltså väsentligt större än OGLE-TR-122b!
masqueraders
Denna upptäckt har också djupa konsekvenser för den pågående sökningen efter exoplaneter. Dessa observationer visar tydligt att vissa stjärnobjekt kan producera exakt samma fotometriska signaler (ljusstyrka förändringar) som transiterar Jupiter-liknande planeter [6]. Dessutom har den nuvarande studien visat att sådana stjärnor inte är sällsynta.
Stjärnor som OGLE-TR-122b är alltså maskerade bland jätteexoplaneter och den yttersta omsorg krävs för att skilja dem från sina planetkusiner. Att avslöja sådana små stjärnor kan endast göras med uppföljning av högupplösta spektralmätningar med de största teleskopen. Det finns mer arbete framöver för Very Large Telescope!
Mer information
Informationen i detta pressmeddelande är baserad på en forskningsartikel som snart kommer att visas som ett brev till redaktören i den ledande forskningstidsskriftet "Astronomy & Astrophysics" ("En planetstor transiterande stjärna runt OGLE-TR-122" av F. Pont et al.). Uppsatsen finns i PDF-format på A&A: s webbplats.
anteckningar
[1]: Bruna dvärgar, eller "misslyckade stjärnor", är föremål som är upp till 75 gånger massivare än Jupiter. De är för små för att stora kärnfusionsprocesser kan antändas i dess inre.
[2]: Radien för en jupiterstorlek är ungefär tio gånger mindre än för en solstjärnstjärna, dvs den täcker cirka 1/100 av ytan på den stjärnan och följaktligen blockerar den cirka 1% av stjärnbelysningen under transitering.
[3]: Teamet består av Fr? D? Ric Pont, Michel borgmästare, Didier Queloz och St Phane Udry från Genève observatorium i Schweiz, Claudio Melo från ESO-Chile, Fran? Ois Bouchy vid Observatoire Astronomique Marseille Provence i Frankrike och Nuno Santos från Lissabons astronomiska observatorium, Portugal.
[4]: Detta motsvarar en mätning av en hastighet på 180 km / h. Som jämförelse är solens rörelse inducerad av Jupiter cirka 13 m / s eller 47 km / h. Denna rörelse är proportionell mot planetens massa och omvänt proportionell mot kvadratroten i dess avstånd från stjärnan.
[5]: För en normal stjärna som solen, vars materia uppträder som en perfekt gas, är stjärnstorleken proportionell mot massan. För stjärnor med låg massa blir kvanteffekter emellertid viktiga och stjärnmaterialet blir ”degenererat”, vilket motstår kompression mycket mer än en perfekt gas. För föremål med en massa under 75 gånger massan av Jupiter, dvs bruna dvärgar, är materialet helt degenererat och deras storlek beror inte på massan.
[6]: Observera att ett avlägset transiterande objekt - stjärna eller planet - alltid ger en ljusstyrka "dopp", hur ljus det än är i sig själv. Före och efter transiteringen är den registrerade ljusstyrkan lika med summan av ljusstyrkan för den centrala stjärnan och den för det kretsande objektet. Under transiteringen är den registrerade ljusstyrkan denna summa minus ljuset som avges från den del av den centrala stjärnan som är dold.
Ursprungskälla: ESO News Release
