الفلك

لماذا لا يمكن لشمسنا أن تكون ثنائية مع كوكب المشتري باعتباره قزم T أو Y؟

لماذا لا يمكن لشمسنا أن تكون ثنائية مع كوكب المشتري باعتباره قزم T أو Y؟

لقد علمت للتو عن الأقزام البنية ، فهم نجوم "فاشلة" ، وأخطوا بصعوبة علامة الكتلة النجمية. تعلمت أن درجة حرارة Y Dwarfs منخفضة تصل إلى 80 فهرنهايت (أول ما وجده مرصد WISE) ، فلماذا لا يُطلق على تلك الكواكب التي تشبه كوكب المشتري بدون نجم مضيف؟ لماذا نطلق عليهم نجمة ونخصص فئة منفصلة لهم (T أو Y)؟

حسنًا ، لنفترض أن الأقزام T و Y بخير ، فلنتركهم وشأنهم. ولكن لماذا لا يمكن أن يكون كوكب المشتري قزمًا على شكل حرف Y مرتبط بعلاقة ثنائية مع الشمس؟ يقع مركز باريسينتير الشمس والمشتري خارج الشمس ، هل يمكن أن نسميهم في المدار مع بعضهم البعض ، أليس كذلك؟


ولكن لماذا لا يمكن أن يكون كوكب المشتري قزمًا على شكل حرف Y مرتبط بعلاقة ثنائية مع الشمس؟

هناك سببان: الأول هو أن كوكب المشتري صغير جدًا لدرجة أنه لم يسبق له أن خضع لأي اندماج من أي نوع. للتأهل لقزم بني ، يجب أن يكون الجسم كبيرًا بما يكفي ليخضع لانصهار الديوتيريوم في قلبه. هذا يتطلب كتلة لا تقل عن 13 كوكب المشتري. والآخر هو أن كوكب المشتري تشكل بواسطة آليات تشكيل الكواكب بدلاً من الانهيار التثاقلي.

هناك جدل حول ما يمكن تسميته بأشياء تقل كتلتها عن 13 كوكب المشتري والتي تشكلت نتيجة انهيار الجاذبية. هل هذه الأقزام شبه البنية أم عمالقة الغاز العائمة ، وهل هذا مهم؟ هناك أيضًا نقاش حول ما يمكن تسميته بالأجسام فوق 13 من كتل المشتري التي تشكلت بواسطة آليات تشكيل الكواكب بدلاً من الانهيار التثاقلي. هل هذه الأقزام البنية أم الكواكب الفائقة ، ومرة ​​أخرى ، هل هذا مهم؟

على أي حال ، كوكب المشتري ليس قزمًا بنيًا.


اكتشاف نادر: قزم بني ثنائي يحجب في نظام قزم بني ثلاثي

من أصعب المهام في علم الفلك الحصول على قياسات فيزيائية دقيقة للنجوم. الخصائص الأساسية للنجم هي كتلته ونصف قطره وعمره - هذه تخبرك بقدر كبير عن سلوكها وكيفية عملها. يمكننا تحديد بعضها باستخدام خصائص أخرى على سبيل المثال ، درجة حرارة النجم يمكن قياسها بشكل مباشر بشكل عام عن طريق أخذ طيف منها ، وبالنسبة للنجوم مثل الشمس تعتمد درجة الحرارة على الكتلة (النجوم الأكثر ضخامة تكون أكثر سخونة). لذلك من الممكن معرفة بعض هذه.

لكننا نعتمد على النماذج كثيرًا للقيام بذلك. نحن نفهم فيزياء كيفية عمل النجوم ، ويمكننا استخدامها لمعرفة العمر من خلال النظر إلى الخصائص المختلفة. المشكلة هي أننا لا نستطيع أن نعرف دائمًا أن لدينا الفيزياء الصحيحة! لذا فإن أفضل طريقة للحصول على هذه الخصائص الأساسية الثلاث هي ملاحظتها مباشرة.

لكن هذا صعب! الحصول على كتلة نجم واحد في الفضاء بحد ذاته أمر صعب ، إن لم يكن مستحيلًا. نفس الشيء بالنسبة لنصف قطرها.

لا تزال الطبيعة كريمة في بعض الأحيان. إذا كان نجمان يدوران حول بعضهما البعض ، فإن مدارهما يعتمد على جاذبيتهما بطريقة بسيطة للغاية ، ويمكننا تحديد كتلتهما المجمعة بهذه الطريقة. وإذا رأينا ذلك المدار متجهًا نحو الحافة ، فكل نصف مدار يمر أحد النجوم مباشرة أمام الآخر من وجهة نظرنا ، مما يؤدي إلى حدوث خسوف ، ومن ذلك يمكن العثور على نصف قطر النجوم.

كل هذا أكثر صعوبة بالنسبة للأقزام البنية ، وهي أجسام أكبر من الكواكب ولكنها أقل من النجوم. ليس لديهم كتلة كافية لإشعال الاندماج النووي في نوىهم ، مما يجعلها مختلفة عن النجوم الفعلية مثل الشمس. هذه الكائنات ذات المنطقة الرمادية لها خصائص غريبة تجعل دراستها أكثر صعوبة على سبيل المثال كثير أضعف من النجوم ، لذا من الصعب الحصول على بيانات جيدة عنها. حتى عندما نجد زوجًا يدور حول بعضهما البعض ، قد يكون من الصعب معرفة الكثير عنهما.

وهذا هو سبب أهمية النظام 2M1510 المكتشف حديثًا: فهو لا يحتوي فقط على زوج من الأقزام البنية يدوران حول بعضهما البعض ، ولكن هناك أيضًا خسوفًا في كل مدار! بمجرد أن عرف علماء الفلك ما الذي انقضوا عليه.

2M1510 (السهم) هو نظام قزم ثلاثي بني ، خافت حتى في صورة مسح الأشعة تحت الحمراء هذه. الائتمان: ALADIN / 2MASS

تم العثور على 2M1510 لأول مرة في مسح بالأشعة تحت الحمراء للسماء يسمى 2MASS (2-Micron All Sky Survey) ، حيث شوهد ككائنين خافتين منفصلين ذات سطوع غير متساوٍ بعض الشيء. وجد المسح الفضائي الأوروبي Gaia أن 2M1510 تقع على بعد حوالي 120 سنة ضوئية من الأرض ، مما يعني أن المكونين مفصولين بمقدار 37 مليار كيلومتر على مسافة معقولة ولكنهما لا يزالان قريبين بما يكفي ليكونا ثنائيًا.

كان يُعتقد في البداية أنها كانت نجومًا منخفضة الكتلة جدًا ، مثل الشمس ولكنها أكثر قتامة وبرودة. لكن حركتهم عبر الفضاء تشير إلى أنهم جزء من مجموعة فضفاضة من النجوم تسمى جمعية أرجوس. كان هذا اكتشافًا مهمًا ، لأن هذه النجوم في الاتحاد صغيرة جدًا ، تبلغ من العمر حوالي 45 مليون سنة. عندما يكون النجم صغيرًا يكون الجو حارًا جدًا ، وهذا يجعله نظرة كنجم أكثر ضخامة مما هو عليه في الواقع. عندما وضع علماء الفلك في الحسبان أعمار النجوم ، أدركوا أن 2M1510 يجب أن تتكون من قزم بني ، وليس من نجوم حقيقية.

لكن هذا يتحسن. استخدم فريق من علماء الفلك مرصدًا يسمى SPECULOOS (اختصار رهيب للبحث عن الكواكب الصالحة للسكن EClipsing ULtra-cOOl Stars) ، وهي مجموعة من أربعة تلسكوبات بطول 1 متر في تشيلي ، لمراقبة النظام. ما وجدوه هو أن المكون الأكثر إشراقًا من النظام ، 2M1510A ، كان في حد ذاته ثنائي يتكون من اثنين من الأقزام البنية. تمكنوا من تأكيد ذلك باستخدام تلسكوب كيك في هاواي أيضًا ، حيث أظهرت الأطياف حركة النجمين حول بعضهما البعض.

هذا جعل 2M1510 أ ثلاثي نظام القزم البني ، حيث يدور اثنان حول بعضهما في ثنائي ، والثالث ، 2M1510B ، يدور بعيدًا. وهذا ما يسمى بالنظام الثلاثي الهرمي. كووول.

إلى اليسار: أثناء الكسوف ، يحجب القزم البني الأساسي حوالي 4٪ من ضوء القزم البني الثانوي. على اليمين: بينما يدور الاثنان حول بعضهما البعض ، يبدو أنهما يتحركان نحونا ويبتعدان عنا بسرعة قصوى تبلغ حوالي 18 كم / ثانية ، كاشفين عن كتلتيهما وشكل مدارهما. الائتمان: Triaud et al.

وهذا يتحسن بعد. القزمان البنيان في الثنائي في مدار ضيق للغاية ، ويستغرق الأمر 21 يومًا فقط للالتفاف حول بعضهما البعض. المدار بيضاوي الشكل بشكل معتدل ، ويبلغ طول محوره حوالي 19 مليون كيلومتر ، لذا فإن الاثنين قريبان جدًا من بعضهما (على سبيل المقارنة ، تدور الأرض حول الشمس على بعد 150 مليون كيلومتر من الشمس). من خلال أخذ الأطياف ومراقبتها بعناية ، يمكن العثور على كتلتي الجسمين ، وهما بالفعل صغيران: أحدهما يساوي 0.038 ضعف كتلة الشمس (أو ، إذا كنت تفضل ، 40 ضعف كتلة المشتري) والآخر تساوي 0.0375 ضعف كتلة الشمس (39.3 كواكب المشتري). هذا يجعلها قريبة جدا من حيث الكتلة.

مرة واحدة في كل مدار ، يمر المدار الأكبر قليلاً (يسمى الأساسي ، في هذه الحالة على وجه التحديد 2M1510Aa) بيننا وبين المدار الأقل ضخامة قليلاً (يسمى الثانوي ، 2M1510Ab). إنه كسوف رعي - مثل كسوف جزئي للشمس - حيث يحجب 4٪ من النجم لمدة 90 دقيقة. هذا ليس مثاليًا ، لكنه كافٍ للحصول على نصف قطر مشترك بين القزم البني: 0.315 ضعف نصف قطر الشمس ، أو 3.15 مرة من كوكب المشتري. نظرًا لأنهما تقريبًا نفس الكتلة ، فمن العدل أن نفترض أن لهما نفس نصف القطر ، مما يجعل كل منهما يقارب 1.57 ضعف حجم كوكب المشتري.

هذا صوت الحق. تصبح الأقزام البنية غريبة بمجرد أن تحصل على جسم ما حول كتلة كوكب المشتري ، فإن إضافة كتلة إليه تزيد من كثافته ، لذلك يصبح في الواقع أصغر وليس أكبر. في هذه الحالة ، لا تزال هذه الأجسام شديدة السخونة من تكوينها ، وتؤدي الحرارة المتبقية إلى نفثها ، بحيث يمكن أن تكون أكبر بكثير من كوكب المشتري ولكن أكبر قليلاً فقط. بغرابة ، هذا يجعلهم الى ابعد حد كثيفة ، ما يقرب من ضعف كثافة الحديد!

كما قلت ، الأقزام البنية غريبة.

عمل فني يصور نظام القزم البني الثنائي. الائتمان: جانيلا ويليامز ، جامعة ولاية بنسلفانيا

لكن جمال كل هذا هو أنه سيساعدنا حقًا على فهم هذه الأشياء الغريبة. لا يُعرف سوى نظام بني ثنائي آخر ، لكنه أصغر بكثير (ما يقرب من مليون سنة) ، لذلك لا يزال يتأثر بتقلبات الشباب (المجالات المغناطيسية القوية ، والمواد التي لا تزال تسقط على الأشياء ، وما إلى ذلك). 2M1510 أقدم وأفضل ، وأقل احتمالًا أن يكون لها تأثيرات خارجية تؤدي إلى إفساد الأشياء. سيصبح معيارًا جديدًا للأقزام البنية ، مما يسمح لعلماء الفلك باختبار نماذجهم حول كيفية تشكلها وتطورها - وفي الواقع ، تتعمق الورقة في ذلك قليلاً ، لتوضح كيف تعمل النماذج بشكل جيد في بعض الأشياء ، ولكن ، على سبيل المثال ، بالغ في تقديرها. سطوع الأقزام البنية بحوالي 50٪. يمكن أن يؤدي هذا بدوره إلى إيقاف التقديرات الجماعية - وهذا هو الحال حرج عندما يقترب قزم بني من حد الكتلة ليصبح نجمًا. إذا بالغت في تقدير الكتلة ، فقد تعتقد أنه يجب أن يكون نجمًا (ضخم بما يكفي لدمج الهيدروجين في الهيليوم في قلبه) عندما لا يكون كذلك.


هل يمكن أن يصبح كوكب المشتري نجماً؟

وصلت مركبة الفضاء جاليليو التابعة لناسا إلى كوكب المشتري في 7 ديسمبر 1995 ، وشرعت في دراسة الكوكب العملاق لما يقرب من 8 سنوات. لقد أرسل كمية هائلة من المعلومات العلمية التي أحدثت ثورة في فهمنا لنظام جوفيان. بحلول نهاية مهمتها ، كان جاليليو منهكًا. كانت الأجهزة معطلة وكان العلماء قلقين من أنهم لن يكونوا قادرين على التواصل مع المركبة الفضائية في المستقبل. إذا فقدوا الاتصال ، فسيستمر جاليليو في الدوران حول المشتري ويحتمل أن يصطدم بأحد أقماره الجليدية.

سيكون لدى جاليليو بالتأكيد بكتيريا الأرض على متنها ، والتي قد تلوث البيئات النقية لأقمار جوفيان ، ولذلك قررت ناسا أنه سيكون من الأفضل اصطدام جاليليو بالمشتري ، وإزالة الخطر تمامًا. على الرغم من أن الجميع في المجتمع العلمي كانوا متأكدين من أن هذا هو الشيء الآمن والحكيم الذي يجب القيام به ، إلا أن هناك مجموعة صغيرة من الناس قلقون من أن تحطم جاليليو في كوكب المشتري ، بمفاعله الحراري البلوتونيوم ، قد يتسبب في حدوث تفاعل متسلسل من شأنه أن يشعل كوكب المشتري في ثانية. نجم في النظام الشمسي.

يتم إشعال القنابل الهيدروجينية عن طريق تفجير البلوتونيوم ، وكوكب المشتري لديه الكثير من الهيدروجين. وبما أننا لا نملك نجمًا ثانيًا ، فسوف يسعدك معرفة أن هذا لم يحدث & # 8217. هل يمكن أن يحدث؟ هل يمكن أن يحدث ذلك؟ الجواب بالطبع هو سلسلة من اللاءات. لا ، لا يمكن أن يحدث & # 8217t. لا توجد طريقة يمكن أن يحدث ذلك على الإطلاق ... أم أنه موجود؟

يتكون كوكب المشتري في الغالب من الهيدروجين ، ومن أجل تحويله إلى كرة نارية عملاقة ، ستحتاج إلى الأكسجين لحرقه. يخبرنا الماء ما هي الوصفة. هناك ذرتان من الهيدروجين إلى ذرة أكسجين. إذا تمكنت من جمع العنصرين معًا بهذه الكميات ، فستحصل على الماء.

بعبارة أخرى ، إذا أمكنك إحاطة كوكب المشتري بنصف كمية الأكسجين الإضافية التي يمتلكها المشتري ، فستحصل على كوكب المشتري بالإضافة إلى كرة نارية بحجم نصف. سوف يتحول إلى ماء ويطلق الطاقة. لكن هذا القدر من الأكسجين ليس مفيدًا ، وعلى الرغم من أنها كرة عملاقة من النار ، إلا أنها لا تزال غير نجمة على أي حال. في الواقع ، لم تكن النجوم & # 8217t "تحترق" على الإطلاق ، على الأقل ، ليس بمعنى الاحتراق.

كوكب المشتري كما صوره مايكل فيليبس في 25 يوليو 2009.

تنتج شمسنا طاقتها من خلال الاندماج. تضغط الجاذبية الهائلة على الهيدروجين إلى درجة أن الضغط العالي ودرجات الحرارة تحشر ذرات الهيدروجين في الهيليوم. هذا هو رد فعل الاندماج. إنه يولد طاقة زائدة ، وبالتالي تكون الشمس مشرقة. والطريقة الوحيدة للحصول على تفاعل كهذا هي عندما تجمع كمية هائلة من الهيدروجين معًا. في الواقع ... ستحتاج إلى نجم من الهيدروجين. كوكب المشتري هو أقل كتلة من الشمس بألف مرة. ألف مرة أقل ضخامة. بعبارة أخرى ، إذا حطمت 1000 كوكب المشتري معًا ، فسنحصل على شمس فعلية ثانية في نظامنا الشمسي.

لكن الشمس ليست أصغر نجم ممكن يمكنك الحصول عليه. في الواقع ، إذا جمعت حوالي 7.5٪ من كتلة الشمس من الهيدروجين معًا ، فستحصل على نجم قزم أحمر. لذا فإن أصغر نجم قزم أحمر لا يزال حوالي 80 مرة من كتلة كوكب المشتري. أنت تعرف التدريبات ، والعثور على 79 كوكبًا آخر من كوكب المشتري ، وتحطيمهم في كوكب المشتري ، وسيكون لدينا نجم ثاني في النظام الشمسي.

هناك جسم آخر أقل كتلة من قزم أحمر ، لكنه لا يزال نوعًا من النجوم مثل: قزم بني. هذا جسم ليس & # 8217t ضخمًا بما يكفي للاشتعال في اندماج حقيقي ، لكنه لا يزال ضخمًا بدرجة كافية بحيث يندمج الديوتيريوم ، وهو نوع من الهيدروجين. يمكنك الحصول على قزم بني بكتلة 13 مرة فقط من كوكب المشتري. الآن هذا ليس صعبًا ، أليس كذلك؟ ابحث عن 13 كواكب أخرى ، هل تصطدم بها الكوكب؟

كما تم توضيحه مع جاليليو ، فإن إشعال كوكب المشتري أو الهيدروجين ليس بالأمر السهل.
لن نحصل على نجمة ثانية ما لم تكن هناك سلسلة من الاصطدامات الكارثية في النظام الشمسي.
وإذا حدث ذلك ... سنواجه مشاكل أخرى بين أيدينا.


لماذا لا يمكن لشمسنا أن تكون ثنائية مع كوكب المشتري باعتباره قزم T أو Y؟ - الفلك

أنا مدرس في حضانة. كل أسبوع لدينا موضوع لبرنامج. الأسبوع الماضي كانت النجوم في السماء. سألني هذا الطفل الصغير "لماذا تتوهج النجوم في الليل وليس أثناء النهار؟" لم أكن أعرف ماذا أجيب ، لذا ربما يمكنك مساعدتي في الإجابة على هذا السؤال للصبي الصغير.

تتوهج النجوم أثناء النهار ، لكن لا يمكننا رؤيتها بسبب وهج ضوء الشمس. عندما تشرق الشمس ، ينتشر اللون الأزرق في ضوء الشمس في جميع أنحاء الغلاف الجوي ، مما يحول السماء إلى اللون الأزرق المألوف المألوف. هذا الضوء الأزرق أكثر سطوعًا من الضوء الخافت القادم من النجوم ، لذا فهو يمنعنا من رؤيتها.

إذا كنت تقف على القمر ، على سبيل المثال ، حيث لا يوجد غلاف جوي ، سترى النجوم ليلًا ونهارًا.

تم تحديث هذه الصفحة في 27 يونيو 2015

عن المؤلف

ديف كورنريتش

كان ديف مؤسس Ask an Astronomer. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل عام 2001 وهو الآن أستاذ مساعد في قسم الفيزياء والعلوم الفيزيائية بجامعة ولاية هومبولت في كاليفورنيا. هناك يدير نسخته الخاصة من اسأل الفلكي. كما أنه يساعدنا في حل مسألة الكوسمولوجيا الغريبة.


يوسع ديسكفري البحث عن الكواكب الشبيهة بالأرض: مدارات عالمية متجمدة رصدت حديثًا في نظام نجمي ثنائي

كوكب تم اكتشافه حديثًا في نظام نجمي ثنائي يقع على بعد 3000 سنة ضوئية من الأرض يوسع مفاهيم علماء الفلك حول المكان الذي يمكن أن تتشكل فيه الكواكب الشبيهة بالأرض - وحتى التي يحتمل أن تكون صالحة للسكن - وكيفية العثور عليها.

عند ضعف كتلة الأرض ، يدور الكوكب حول أحد النجوم في النظام الثنائي على نفس المسافة تقريبًا التي تدور حولها الأرض حول الشمس. ومع ذلك ، نظرًا لأن النجم المضيف للكوكب أغمق بكثير من الشمس ، فإن الكوكب أبرد بكثير من الأرض - وهو في الواقع أبرد قليلاً من القمر الجليدي يوروبا للمشتري.

نشرت أربعة فرق بحثية دولية ، بقيادة الأستاذ أندرو جولد من جامعة ولاية أوهايو ، اكتشافهم في عدد 4 يوليو من المجلة. علم.

تقدم الدراسة الدليل الأول على أن الكواكب الأرضية يمكن أن تتشكل في مدارات مشابهة لمدارات الأرض ، حتى في نظام النجوم الثنائي حيث لا تكون النجوم متباعدة جدًا. على الرغم من أن هذا الكوكب نفسه بارد جدًا بحيث لا يمكن العيش فيه ، فإن نفس الكوكب الذي يدور حول نجم شبيه بالشمس في مثل هذا النظام الثنائي سيكون في ما يسمى "المنطقة الصالحة للسكن" - المنطقة التي قد تكون الظروف فيها مناسبة للحياة.

قال سكوت غاودي ، أستاذ علم الفلك في ولاية أوهايو: "هذا يوسع بشكل كبير المواقع المحتملة لاكتشاف الكواكب الصالحة للحياة في المستقبل". "نصف النجوم في المجرة في أنظمة ثنائية. لم يكن لدينا أي فكرة عما إذا كانت الكواكب الشبيهة بالأرض في مدارات شبيهة بالأرض يمكن أن تتشكل في هذه الأنظمة."

نادرًا ما تقوم جاذبية النجم بتركيز الضوء من نجم بعيد وتضخيمه مثل العدسة. في حالات أكثر ندرة ، يظهر توقيع الكوكب ضمن إشارة الضوء المكبرة تلك. تسمى التقنية التي يستخدمها علماء الفلك للعثور على مثل هذه الكواكب بالعدسة الدقيقة للجاذبية ، والنمذجة الحاسوبية لهذه الأحداث معقدة بما يكفي عندما يعمل نجم واحد وكوكبها كعدسة ، ناهيك عن نجمين.

يعد البحث عن الكواكب داخل الأنظمة الثنائية أمرًا صعبًا بالنسبة لمعظم التقنيات ، لأن الضوء الصادر عن النجم الثاني يعقد تفسير البيانات. أوضح غولد: "لكن في العدسة الدقيقة للجاذبية ، نحن لا ننظر حتى إلى الضوء من نظام الكوكب النجمي. نحن فقط نلاحظ كيف تؤثر جاذبيته على الضوء من نجم بعيد وغير مرتبط به. وهذا يعطينا أداة جديدة للبحث عن كواكب في أنظمة النجوم الثنائية. "

عندما نجح علماء الفلك في اكتشاف هذا الكوكب الجديد ، تمكنوا من توثيق أنه أنتج توقيعين منفصلين - الأول ، الذي يستخدمونه عادةً للكشف عن الكواكب ، والآخر الثانوي الذي كان يُفترض سابقًا وجوده فقط.

الأول كان تعتيمًا قصيرًا للضوء ، حيث عطلت جاذبية الكوكب إحدى الصور المكبرة لنجم المصدر. لكن التأثير الثاني كان تشويهًا عامًا للإشارة الضوئية.

وقال جولد مشيرًا إلى رسم بياني للإشارة الضوئية: "حتى لو لم نر التوقيع الأولي للكوكب ، فلا يزال بإمكاننا اكتشافه من خلال التشويه وحده". "التأثير غير واضح. لا يمكنك رؤيته بالعين ، لكن الإشارة واضحة في نمذجة الكمبيوتر."

شرح غاودي الآثار المترتبة.

وقال: "نحن نعلم الآن أنه من خلال العدسة الدقيقة للجاذبية ، من الممكن بالفعل استنتاج وجود كوكب - ومعرفة كتلته ، وبعده عن نجم - دون الكشف المباشر عن التعتيم بسبب الكوكب". "اعتقدنا أنه يمكننا القيام بذلك من حيث المبدأ ، ولكن الآن بعد أن أصبح لدينا دليل تجريبي ، يمكننا استخدام هذه الطريقة للعثور على الكواكب في المستقبل."

اعترف أن طبيعة هذه التشوهات لا تزال غامضة إلى حد ما.

"ليس لدينا فهم بديهي لسبب نجاحه. لدينا فكرة ما ، ولكن في هذه المرحلة ، أعتقد أنه سيكون من العدل أن نقول إنه في طليعة عملنا النظري."

ظهر الكوكب ، المسمى OGLE-2013-BLG-0341LBb ، لأول مرة على أنه "تراجع" في السطر الذي يتتبع بيانات السطوع المأخوذة بواسطة تلسكوب OGLE (تجربة العدسة الضوئية للجاذبية) في 11 أبريل 2013. الصور التي شكلها النجم الذي يدور حوله عندما عبر النظام أمام نجم أبعد بكثير على بعد 20000 سنة ضوئية في كوكبة القوس.

قال جولد: "قبل الانخفاض ، كان هذا مجرد حدث آخر في مجال العدسة الدقيقة". كانت واحدة من حوالي 2000 نجم تم اكتشافها كل عام بواسطة OGLE ، مع كاميرتها الجديدة ذات التنسيق الكبير التي تراقب 100 مليون نجم عدة مرات في الليلة بحثًا عن مثل هذه الأحداث.

وأضاف: "إن مسح OGLE-IV الجديد حقًا هو الذي جعل هذا الاكتشاف ممكنًا". "لقد حصلوا على نصف دزينة من القياسات لهذا الانخفاض وقاموا بالفعل بتثبيته." من شكل الغطس ، الذي تم تتبع "أجنحته" في بيانات MOA (رصدات العدسة الدقيقة في الفيزياء الفلكية) ، تمكنوا من رؤية أن المصدر يتجه مباشرة نحو النجم المركزي.

بعد ذلك ، لمدة أسبوعين ، راقب علماء الفلك أن الضوء المكبر يستمر في السطوع من التلسكوبات في تشيلي ونيوزيلندا وإسرائيل وأستراليا. تضمنت الفرق OGLE و MOA و MicroFUN (شبكة متابعة العدسات الدقيقة) والمرصد الحكيم.

حتى ذلك الحين ، ما زالوا لا يعرفون أن النجم المضيف للكوكب كان له رفيق آخر - نجم ثان محبوس في مدار معه. ولكن نظرًا لأنهم كانوا بالفعل يولون اهتمامًا وثيقًا للإشارة ، فقد لاحظ علماء الفلك عندما تسبب الرفيق الثنائي بشكل غير متوقع في انفجار ضخم للضوء يسمى العبور الكاوي.

بحلول الوقت الذي أدركوا فيه أن العدسة لم تكن نجمة واحدة ، بل نجمتان ، كانا قد التقطوا قدرًا كبيرًا من البيانات - وقاموا باكتشاف مفاجئ: التشويه.

بعد أسابيع من تلاشي كل علامات الكوكب ، تشوه الضوء من تقاطع العدسة الكاوية الثنائية ، كما لو كان هناك نوع من صدى إشارة الكوكب الأصلية.

كشف التحليل الحاسوبي المكثف للبروفيسور تشونغهو هان في جامعة تشونغبوك الوطنية في كوريا أن التشويه احتوى على معلومات حول الكوكب - كتلته ، وفصله عن نجمه ، واتجاهه - وأن هذه المعلومات تتطابق تمامًا مع ما رآه علماء الفلك أثناء مراقبتهم المباشرة للكوكب. الانخفاض بسبب الكوكب. لذلك يمكن التقاط نفس المعلومات من التشويه وحده.

أظهر هذا التحليل التفصيلي أن الكوكب يبلغ ضعف كتلة الأرض ، ويدور حول نجمه من مسافة تشبه الأرض ، حوالي 90 مليون ميل. لكن نجمه أغمق 400 مرة من شمسنا ، لذا فإن الكوكب شديد البرودة - حوالي 60 كلفن (-352 درجة فهرنهايت أو -213 درجة مئوية) ، مما يجعله أبرد قليلاً من قمر كوكب المشتري يوروبا. النجم الثاني في النظام النجمي يبعد فقط عن النجم الأول مثل مسافة زحل عن شمسنا. لكن هذا الرفيق الثنائي ، أيضًا ، قاتم جدًا.

ومع ذلك ، قال علماء الفلك إن أنظمة النجوم الثنائية المكونة من نجوم قاتمة مثل هذه هي أكثر أنواع أنظمة النجوم شيوعًا في مجرتنا. لذا يشير هذا الاكتشاف إلى أنه قد يكون هناك المزيد من الكواكب الأرضية - بعضها ربما يكون أكثر دفئًا ، وربما يؤوي الحياة.

تم اكتشاف ثلاثة كواكب أخرى في أنظمة ثنائية لها فواصل متشابهة ، ولكن باستخدام تقنية مختلفة. هذا هو أول واحد قريب من حجم يشبه الأرض ويتبع مدارًا شبيهًا بالأرض ، وكان اكتشافه داخل نظام ثنائي عن طريق الجاذبية الدقيقة عن طريق الصدفة.

قال غولد: "في العادة ، بمجرد أن نرى أن لدينا ثنائيًا ، نتوقف عن المراقبة. السبب الوحيد الذي جعلنا نأخذ مثل هذه الملاحظات المكثفة لهذا الثنائي هو أننا كنا نعلم بالفعل بوجود كوكب". "في المستقبل سوف نغير استراتيجيتنا".

على وجه الخصوص ، خص غولد عمل عالم الفلك الهواة والمتعاون المتكرر إيان بوريت من بالمرستون نورث ، نيوزيلندا ، الذي راقب وجود فجوات في السحب ليلة 24 أبريل للحصول على القياسات القليلة الأولى للقفزة في الإشارة الضوئية. التي كشفت أن الكوكب كان في نظام ثنائي. كما ساهم ستة هواة آخرين من نيوزيلندا وأستراليا.

المتعاونون الآخرون في المشروع من ولاية أوهايو ، ومرصد جامعة وارسو ، وجامعة تشونغبوك الوطنية ، ومركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، وجامعة كامبريدج ، وجامعة كونسبسي وأوكوتين ، ومرصد أوكلاند ، وجامعة أوكلاند للتكنولوجيا ، وجامعة كانتربري ، وجامعة تكساس إيه آند أمبير ، وعلم الفلك الكوري و معهد علوم الفضاء ، مختبر البيئة الشمسية الأرضية ، جامعة نوتردام ، جامعة ماسي ، جامعة أوكلاند ، المرصد الفلكي الوطني في اليابان ، جامعة أوساكا ، كلية ناغانو الوطنية للتكنولوجيا ، كلية طوكيو متروبوليتان للملاحة الجوية ، جامعة فيكتوريا ، جبل. مرصد جامعة جون وجامعة كيوتو سانغيو وجامعة تل أبيب وجامعة كولومبيا البريطانية.


من المحتمل أن يكون أقرب الأقزام البيضاء يحتضرون كواكب

أكثر من عشرين من الأقزام البيضاء النجمية القريبة - البقايا المحترقة من النجوم من النوع الشمسي في خضم موتها النهائي - تظهر دليلاً على أنظمة كوكبية قديمة.

يقول إدوارد سيون ، عالم الفلك في جامعة فيلانوفا ، الذي درس هذه الأجسام الغريبة منذ ما يقرب من أربعة عقود ، إن القليل منها قد يؤوي كواكب صخرية كاملة الحجم.

سيون حاليًا هو المؤلف الرئيسي لورقة البحث التي ستظهر فيها المجلة الفلكية الذي يعرض تفاصيل تحليل حوالي 229 من الأقزام البيضاء - تقع جميعها ضمن 82 سنة ضوئية من الشمس. درس هو وزملاؤه بيانات من عمليات المسح السابقة للأشعة تحت الحمراء الفضائية والأرضية لجميع نجوم السماء ، للبحث عن فائض الأشعة تحت الحمراء التي من شأنها أن تشير إلى أقراص الحطام الكوكبي المتبقية.

وجد الفريق دليلًا طيفيًا على أن حوالي 26 من هذه الأقزام البيضاء لديها أقراص حطام نجمي ، ربما تكونت نتيجة لاضطراب الجاذبية للكويكبات و / أو المذنبات و / أو الكواكب المتبقية.

انطباع فنان عن سيريوس أ وسيريوس ب. أصغر صورة سيريوس ب هي واحدة من أقرب الصور المعروفة. [+] الأقزام البيضاء. (رصيد الصورة: ويكيبيديا)

كما يشرح سيون ، بمجرد وصول نجم من النوع الشمسي إلى نهاية لعبته النهائية Red Giant ، يتمدد غلافه الغازي الخارجي إلى الخارج ويسقط العملاق الكتلة بمعدل غاضب تاركًا نواة قزم أبيض كثيفة ساخنة في ما كان مركز الاحتراق النووي.

قال سيون: "لذلك ، كانت مفاجأة كبيرة أن أقراص الحطام هذه وحتى أنظمة الكواكب يمكن أن تنجو من مرحلة العملاق الأحمر". "تظهر أقراص الحطام هذه حول الأقزام البيضاء بعض الأدلة على وجود الماء والأكسجين الوفير للغاية بالنسبة للكربون."

يقول سيون إن نتائجهم "تدمر الفكرة" القائلة بأن هذه الأقزام البيضاء تكتسب بطريقة ما مادة غنية بالمعادن أثناء مرورها عبر عدد كبير من سحب الغبار بين النجوم في المجرة. على الأرجح ، مصدر مثل هذا التلوث المحيطي هو الكويكبات الأرضية أو حطام الكويكب.

ومع ذلك ، يشير إلى أنه على الرغم من أن أنظمة الأقزام البيضاء هذه ربما كانت تحتوي على كواكب شبيهة بالأرض ذات يوم ، إلا أنه إذا تطورت الحياة حولها ، لكانت قد دمرت لفترة طويلة.

أحد التحديات في وصف الأقزام البيضاء هو أنهم ضعافون بطبيعتهم. على الرغم من وجود ما يقرب من 14000 من الأقزام البيضاء المعروفة في مجرتنا درب التبانة ، يقول سيون أن حوالي 98 في المائة من نجوم المجرة المقدرة بـ 200 مليار ستنهي حياتهم مثل هذه النوى الكثيفة.

قال سيون: "باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ، يمكننا الكشف عن الأقزام البيضاء إلى أقل من عشرة آلاف من سطوع الشمس."

هذه النوى المحترقة قاتمة لدرجة أنه حتى من مسافة الأرض والشمس ، فإنها ستظهر للعين المجردة على أنها مجرد نجم خافت آخر.

وبالتالي ، من أجل تطوير دراسات القزم البيضاء ، يقول سيون إن المجتمع الفلكي يحتاج إلى الجيل التالي من التلسكوبات البصرية الأرضية التي يبلغ ارتفاعها 30 مترًا بالإضافة إلى تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) التابع لناسا.

قال سيون: "لكن إذا كنا على حق ، فلن يجد JWST أي أقزام بيضاء باهتة في قرص مجرة ​​درب التبانة. هذا لأننا لا نعتقد أن عمر قرصنا المجري قديم بما يكفي ليبرد الأقزام البيضاء إلى ما دون 2500 درجة كلفن ".

الأقزام البيضاء في حالة تلاشي بطيء لدرجة أن عمرهم النهائي من المحتمل أن ينافس عمر الكون نفسه. مثل الرماد المحترق ، لا تزال هذه النوى تحافظ على تسريب الحرارة إلى الفضاء.

في الواقع ، يقول سيون إن وقت تبريد القزم الأبيض من 10000 درجة إلى الصفر المطلق - وهو قزم أسود لا يصدر أي إشعاع على الإطلاق - سيستغرق عادةً تريليونات السنين.

قال سيون: "الأقزام البيضاء هم من نسل النجوم من النوع الشمسي الأول التي تشكلت في المجرة ، ولكن بدون وقود نووي وكتل تساوي الشمس التي سحقت في حجم كوكب شبيه بالأرض."

عالم الفلك إدوارد سيون. الائتمان: باربرا جونستون

وبالتالي ، من المحتمل أن تنهي شمسنا حياتها 0.6 قزم أبيض كتلته الشمسية ، بعد أن فقد حوالي أربعين في المائة من كتلته الحالية خلال أيامها الأخيرة كعملاق أحمر متوسع.

في مثل هذا السيناريو المستقبلي Red Giant ، يقول سيون إن كوكب المشتري قد يكتسب كتلة كافية ليتحول إلى ديوتيريوم أو حتى نجم يحترق الهيدروجين.

قال سيون: "لنفترض أن مرحلة العملاق الأحمر للشمس تبتلع عطارد والزهرة والأرض وأن رياحها تكتسح كوكب المشتري". "من المحتمل أن يوجه المجال المغناطيسي القوي للمشتري ذلك الغاز المتدفق إلى أقطابها المغناطيسية."

كوكب المشتري الخاص بنا يتكون في الغالب من الهيدروجين على أي حال. لذا ، يقول سيون إنه إذا وصل أكبر كوكب غازي عملاق لدينا إلى عشرة أضعاف كتلته الحالية ، فسيكون جاهزًا لبدء الاندماج النووي الحراري.

قال سيون: "حتى لو اكتسب كوكب المشتري أقل من عشرة أضعاف كتلته إلى حد ما ، فإن التفاعلات ثنائية النواة التي لا تعتمد على درجة الحرارة بل على الكثافة ، يمكن أن تولد الحرارة ، وتؤدي إلى اشتعال احتراق الديوتيريوم في كوكب المشتري مما يؤدي إلى نجم يحترق الهيدروجين. "

لذلك ، من الممكن ، كما يقول سيون ، أن كوكب المشتري وشمسنا العملاقة الحمراء في المستقبل قد يشكلان نظامًا نجميًا ثنائيًا. هذا هو ، قزم أبيض في حركة ثنائية مع كوكب المشتري كرفيق نجمي جديد جدًا.


اكتشف علماء الفلك عصابات سحابة شبيهة بالمشتري على أقرب قزم بني

Luhman 16A هو جزء من نظام ثنائي يحتوي على قزم بني ثان ، Luhman 16B.

اكتشف فريق من علماء الفلك أن أقرب قزم بني معروف ، وهو Luhman 16A ، يظهر علامات على نطاقات سحابة مشابهة لتلك التي شوهدت على كوكب المشتري وزحل.

اكتشف فريق من علماء الفلك أن أقرب قزم بني معروف ، وهو Luhman 16A ، يظهر علامات على نطاقات سحابة مشابهة لتلك التي شوهدت على كوكب المشتري وزحل.

الأقزام البنية هي أجسام أثقل من الكواكب ولكنها أخف من النجوم وعادة ما يكون حجمها من 13 إلى 80 ضعف كتلة المشتري.

Luhman 16A هو جزء من نظام ثنائي يحتوي على قزم بني ثان ، Luhman 16B. على مسافة 6.5 سنة ضوئية ، هو ثالث أقرب نظام لشمسنا بعد Alpha Centauri و Barnard's Star. يزن كلا القزم البني حوالي 30 ضعف وزن كوكب المشتري.

على الرغم من حقيقة أن Luhman 16A و 16 B لهما كتل ودرجات حرارة متشابهة (حوالي 1900 درجة فهرنهايت أو 1000 درجة مئوية) ، ومن المفترض أنها تشكلت في نفس الوقت ، إلا أنها تظهر طقسًا مختلفًا بشكل ملحوظ. لا يُظهر Luhman 16B أي علامة على وجود نطاقات سحابية ثابتة ، بدلاً من إظهار دليل على وجود المزيد من السحب غير المنتظمة وغير المنتظمة. وبالتالي ، فإن Luhman 16B لديه اختلافات ملحوظة في السطوع نتيجة لميزاته الغائمة ، على عكس Luhman 16A.

قال جوليان جيرارد من معهد علوم التلسكوب الفضائي في بالتيمور بولاية ماريلاند ، وهو عضو في فريق الاكتشاف: "مثل الأرض والزهرة ، هذه الأجسام توأمان ذات طقس مختلف تمامًا".

وأضاف جيرارد: "يمكن أن تمطر أشياء مثل السيليكات أو الأمونيا. إنه طقس سيئ للغاية في الواقع".

استخدم الباحثون أداة على التلسكوب الكبير جدًا في تشيلي لدراسة الضوء المستقطب من نظام Luhman 16. الاستقطاب هو خاصية للضوء تمثل الاتجاه الذي تتأرجح فيه موجة الضوء. تحجب النظارات الشمسية المستقطبة اتجاهًا واحدًا من الاستقطاب لتقليل الوهج وتحسين التباين.

أوضح المؤلف الرئيسي Max Millar-Blanchaer من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا (Caltech) في باسادينا ، كاليفورنيا: "بدلاً من محاولة حجب هذا الوهج ، نحاول قياسه".

عندما ينعكس الضوء على الجسيمات ، مثل قطرات السحب ، يمكن أن يفضل زاوية معينة من الاستقطاب. من خلال قياس الاستقطاب المفضل للضوء من نظام بعيد ، يمكن لعلماء الفلك استنتاج وجود السحب دون حل مباشر لبنية سحابة القزم البني.

وأضاف جيرارد: "حتى من على بعد سنوات ضوئية ، يمكننا استخدام الاستقطاب لتحديد ما يصادفه الضوء على طول مساره".

"لتحديد ما يصادفه الضوء في طريقه ، قمنا بمقارنة الملاحظات بالنماذج ذات الخصائص المختلفة - أجواء القزم البني مع أسطح السحب الصلبة ، ونطاقات السحب المخططة وحتى الأقزام البنية التي تكون مفلطحة بسبب دورانها السريع. وجدنا أن نماذج فقط من وأوضح ثيودورا كاراليدي من جامعة سنترال فلوريدا في أورلاندو بولاية فلوريدا ، وهو عضو في فريق الاكتشاف أن الغلاف الجوي مع نطاقات السحب يمكن أن يتطابق مع ملاحظاتنا عن Luhman 16A.

لا يقتصر أسلوب قياس الاستقطاب على الأقزام البنية. يمكن أيضًا تطبيقه على الكواكب الخارجية التي تدور حول نجوم بعيدة. الغلاف الجوي للكواكب الخارجية الغازية العملاقة الساخنة يشبه أجواء الأقزام البنية. على الرغم من أن قياس إشارة الاستقطاب من الكواكب الخارجية سيكون أكثر صعوبة ، نظرًا لضعفها النسبي وقربها من نجمها ، فإن المعلومات المكتسبة من الأقزام البنية يمكن أن تفيد تلك الدراسات المستقبلية.

سيكون تلسكوب جيمس ويب الفضائي القادم التابع لناسا قادرًا على دراسة أنظمة مثل Luhman 16 للبحث عن علامات تباين السطوع في ضوء الأشعة تحت الحمراء التي تدل على ميزات السحابة. NASA's Wide-Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) will be equipped with a coronagraph instrument that can conduct polarimetry and may be able to detect giant exoplanets in reflected light and eventual signs of clouds in their atmospheres.

This study has been accepted for publication in The Astrophysical Journal.

The Space Telescope Science Institute (STScI) is expanding the frontiers of space astronomy by hosting the science operations centre of the Hubble Space Telescope, the science and operations centre for the James Webb Space Telescope, and the science operations centre for the future Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST).

STScI also houses the Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST) which is a NASA-funded project to support and provide to the astronomical community a variety of astronomical data archives and is the data repository for the Hubble, Webb, Kepler, K2, TESS missions and more.


Not Quite a Star, Not Quite a Planet: A Planetary-Mass Object in AB Dor

Figure 1. A comparison of the sizes of Sun-like and low-mass stars to brown dwarfs, gas giants, and terrestrial planets. Though brown dwarfs have only slightly larger radii than Jupiter, they contain more than ten times the mass. Image courtesy of NASA/JPL-Caltech/UCB.

Stars dutifully fuse hydrogen into helium throughout their main-sequence lifetimes, while planets quietly fuse nothing at all. In between these two extremes—large and hot enough to fuse deuterium but too small and cool to process its lighter cousin, hydrogen—lie brown dwarfs (see Figure 1). Like giant planets, they have cloudy atmospheres and sport polar aurorae. Like stars, they are powered by nuclear fusion, but unlike stars, they cool as they age, which could have interesting implications for the development of life on planets orbiting around them.

Astronomers have discovered over a thousand brown dwarfs, ranging in spectral type from the barely-sub-stellar late M-dwarfs to the ultra-cool Y-dwarfs, but questions about their formation, interior goings-on, and early lives remain. Of particular interest is the lower end of the mass range: Where do we draw the line between brown dwarfs and planets? And where do the transitions between brown dwarf spectral types lie?

A Curious Brown Dwarf in AB Doradus

Figure 2. The spectral energy distribution of 2M1324+6358 (black line) compared to two other T2-dwarfs. 2M1324+6358 is much brighter at long wavelengths than either of the other T2-dwarfs, which could mean that it’s an unresolved binary. Figure 1 from the paper.

In this paper, the authors investigate an object that has defied past classification attempts: 2MASS J13243553+6358281, or 2M1324+6358 for short. Other than being the top baby name for 2018, this unwieldy name tells us where to find the object in the sky and that it was cataloged by the Two Micron All-Sky Survey. Previous observations of this object (see Figure 2) indicated that it might be a single, very young brown dwarf أو an unresolved binary system composed of two brown dwarf flavors: one L-dwarf and one T-dwarf.

In order to learn more about 2M1324+6358, the authors first determine whether or not it belongs to AB Doradus, a young (

150 million years old), nearby (

20 parsecs away) moving group. A moving group is a collection of stars, traveling together through the Galaxy, that formed at the same time from the same cloud of gas and dust. It’s كثير easier to figure out the age of a group of stars than an individual star, and since all stars in a moving group formed at the same time, figuring out if an object belongs to a moving group tells us its approximate age. Combining luminosity and color measurements with distance and age gives modelers the information they need to determine the brown dwarf’s radius, temperature, and surface gravity—critical info for exploring the muddy waters between small stars and giant planets.

First, the authors use parallax to determine the distance to 2M1324+6358. The parallax measurements hint that 2M1324+6358 belongs to the moving group because it’s at the same distance from the Earth. It’s not enough to just be at the right distance, though stars are constantly in motion, and it’s common for a star to escape its natal cluster and mosey through neighboring clusters. However, a star that’s just passing through will tend to have a different velocity from stars that belong to the cluster, so if 2M1324+6358’s distance and velocity both match AB Doradus’, it’s very likely to belong . The authors pass the object’s velocity and location to a Bayesian statistical framework and find a cluster membership probability of 98%—bingo!

2M1324+6358: One Brown Dwarf or Two?

Figure 3 shows that 2M1324+6358 is fainter than other objects of similar spectral type, which means it’s unlikely to be a binary system. As a member of the AB Doradus moving group, it must also be young—just about 150 million years old. Young brown dwarfs are thought to be highly variable, due to both stellar activity and clouds drifting through their atmospheres, which could explain the unusual spectral features that led past studies to conclude it was a binary.

Figure 3. Color-magnitude diagram showing 2M1324+6358 (J-K

1.6) in relation to other likely AB Doradus moving group members and field stars. 2M1324+6358 is slightly fainter in J-band than other T-dwarfs. Figure 4 from the paper.

With the potential binary reduced to a single object, it’s also possible to estimate its radius and mass: just 20% larger than Jupiter and 11-12 times as massive, making 2M1324+6358 one of the nearest known planetary-mass brown dwarfs! While there is still much we don’t know about young brown dwarfs, studying nearby objects like 2M1324+6358 can help us understand what fills the gap between small stars and large planets.

Featured Image: Artist’s conception of a brown dwarf streaked with clouds. Credit: NASA/JPL-Caltech


Q: How close is Jupiter to being a star? What would happen to us if it were?

The original question was: I have heard Jupiter referred to as a failed star. That if the cosmic chaos of the early solar system had worked out a little different, and Jupiter had gotten a bit more mass, it might have been able to light the fusion engine and become a star.

How close was Jupiter to becoming a star?

If something really big slammed into Jupiter today, could it trigger nuclear fusion?

Ok and a third question. If Jupiter did in fact get slammed with something big enough to trigger nuclear fusion, and it became a star, how long would it take to substantially alter the ability for earth to sustain life as we know it?

Physicist: That is a really cool question!

I heard the same thing a while ago, but Jupiter is a long way from being a star. That estimate was based on some old nuclear physics (like 1980’s old). By being awesome, and building neutrino detectors and big computers, we’ve managed to refine our understanding of stellar fusion a lot in the last few decades.

Although the material involved (how much hydrogen, how much helium, etc.) can change the details, most physicists (who work on this stuff) estimate that you’d need at least 75-85 Jupiter masses to get fusion started. By the time a planet is that large the lines between planet, brown dwarf (failed star), and star get a little fuzzy.

So, for Jupiter to become a star you’d need to slam so much additional mass into it, that it would be more like Jupiter slamming into the additional mass.

If you were to replace Jupiter with the smallest possible star it would have very little impact here on Earth.

There’s some debate over which star is the smallest star (seen so far). OGLE-TR-122b, Gliese 623b, and AB Doradus C are among the top contenders (why is every other culture better at naming stars?), and all weigh in around 100 Jupiters. They are estimated to be no more than 1/300th, 1/60,000th, and 1/1,000th as bright as the Sun respectively. So, lets say that Jupiter suddenly became “OGLupiter” (replaced by OGLE-TR-122b, the brightest of the bunch, and then given the worst possible name). It would be a hundred times more massive, 20% bigger, a hell of a lot denser, and about 0.3% as bright as the Sun.

At it’s closest Jupiter is still about 4 times farther away from us than the Sun, so OGLupiter would increase the total energy we receive by no more than about 1 part in 5 thousand (about 0.02%). This, by the way, is much smaller than the 6.5% yearly variation we get because of the eccentricity of Earth’s orbit (moving closer and farther away from the Sun over the course of a year). There would be effectively zero impact on Earth’s life.

There are examples of creatures on Earth that use the moon for navigation, so maybe things would eventually evolve to use OGLupiter for navigation or timing or something. But it’s very unlikely that anything would die.

OGLupiter would be around 80 times brighter than a full moon at its brightest, so for a good chunk of every year, you’d be able to read clearly at night. It would be very distinctively red (being substantially colder than the Sun), and it would be clearly visible even during the day.


If Stars Are Born in Pairs, Why Is Ours Single?

A new study changes the way we think our solar system formed.

Our planet was born as a ball of rock orbiting a single star. Or was it? New research from UC Berkeley and Harvard University suggests that almost all stars are born in pairs, including our own.

While our star is traveling alone through the galaxy, most stars come in pairs. Sometimes these binary pairs can form when two stranger stars meet and stick together. But there are so many binary stars out there that most scientists suspected there was another way for them to form.

The best way to find out how stars form is to watch them forming, but that's really hard to do. Most star formation happens in so-called "molecular clouds," which are hot, dense clouds of gas that most of our telescopes can't see through. In order to peer into these regions, astronomers would need to use a radio telescope.

Recently, a group of astronomers recently did just that, pointing the Very Large Array radio telescope at the Perseus molecular cloud to complete a survey of all the young stars inside. One of those astronomers, along with a physicist from UC Berkeley, used that survey data to investigate how the stars formed.

The finding: Almost all the binary stars they saw were very young, less than a few hundred thousand years old. Most of the older stars were single, and those that were in binaries were closer together. The pair ran several simulations and found the only way this could happen is if most stars are born in pairs, loosely orbiting each other, and that they either separate early on or spiral closer together as they age.

It's likely our own sun was born as part of a pair, too. Because we're not part of a binary system anymore that means our sun's twin disappeared early in our solar system's history. It's likely in a completely different part of the galaxy from us, traveling all by itself. Maybe someday we'll be reunited.


شاهد الفيديو: كم من الوقت يمكنك العيش على كل كوكب من هذه الكواكب (شهر اكتوبر 2021).