الفلك

هل من الممكن أن يكون هناك نجم يدور حول قزم بني؟

هل من الممكن أن يكون هناك نجم يدور حول قزم بني؟

أعلم أن نجمًا واحدًا يكاد يكون أكثر ضخامة من قزم بني واحد ، لكن ضع في اعتبارك حالة: نجم صغير جدًا يدور حول قزم بني ضخم جدًا له قمر ضخم جدًا ، بحيث تكون الكتلة الكلية لهذا القزم البني وقزمه القمر أكبر من النجم. بدون احتساب الالتقاط ، هل هذا النوع من النظام ممكن (يتكون بشكل طبيعي)؟


نعم

إذا تم حساب قزم بني كنجم في هذه الحالة ، فإن الحل يكون سهلاً مثل قزم بني أصغر يدور حول قزم أكبر.

إذا لم يكن الأمر كذلك ، فلا يزال من الممكن أن يكون لديك قزمان بنيان يدوران بالقرب من بعضهما البعض ، وكلاهما صغير جدًا بحيث لا يمكن أن يكونا أقزامًا حمراء ، يتفوقان معًا على قزم أحمر يدور حولهما ، وكبيران بما يكفي ليتم اعتبارهما كنجم.

على الرغم من عدم وجود مثال على مثل هذا النظام ، فإن نظام Alpha Centauri يجب أن يدور عن قرب حول النجوم ، مع وجود نجم بعيدًا يدور حوله ، و Luhman 16 هو نظام به قزمان بنيان يدوران حول بعضهما البعض.


لا

تستند الاختلافات بين قزم بني ونجم منخفض الكتلة على كتلتهما. لا يمتلك القزم البني درجات حرارة وضغوطًا مركزية لتوليد الطاقة باستخدام اندماج الهيدروجين. الكتلة منخفضة جدًا لتهيئة هذه الظروف. النجم بالتعريف هو كائن حيث يتم إنشاء الطاقة باستخدام اندماج الهيدروجين. يحدث هذا عندما تكون درجة الحرارة / الضغط الأساسي مرتفعًا بدرجة كافية. هذا يتطلب كتلة أعلى. لم يتم تحديد حدود الكتلة الدقيقة بين الكوكب والقزم البني والنجم بشكل كامل. كما أنها تعتمد إلى حد ما على التكوين. ومع ذلك ، لا توجد فرصة حقيقية لوجود قزم بني أكبر كتلة من النجم الأقل كتلة. يمكن أن تكون الجماهير متشابهة.

من حيث المدارات: أي زوج من الأجسام يدور حول مركز كتلتهما المشترك (barycenter). يدورون حول بعضهم البعض. عندما يكون الجسمان من نفس الكتلة ، يكون مركز barycenter في منتصف الطريق بينهما. عندما نقول أن نجمًا واحدًا أكبر بعشر مرات ، يكون مركز الثقل أقرب (1/10 المسافة) من النجم الأكثر ضخامة. فكر في أرجوحة بها وزن غير متساوٍ على الناس. الآن الجسم الأقل كتلة (مثل الكوكب) يدور حول جسم أكبر بكثير (نجم) يكون مركز الثقل داخل النجم. لذلك يمكننا القول أن الكوكب يدور حول النجم. في الواقع ، كلاهما يدور حول مركز barycenter.


وجدنا للتو أول كوكب عادي يدور حول قزم بني

أعلن العلماء عن أول كوكب يدور حول قزم بني. إنه اكتشاف مهم ونافذة رائعة على تطور نوع من الأجسام شبه النجمية لا نعرف الكثير عنه.

يُشار إلى القزم البني & # 8212 أحيانًا على أنه نجم فاشل & # 8212 هو كائن بحجم قريب من كوكب المشتري ، ولكن كتلة أكبر بكثير. على عكس النجم العادي ، فهو ليس ضخمًا بما يكفي لدمج الهيدروجين ولا ينبعث منه الكثير من الضوء المرئي. يمكن للأقزام البنية أن تدمج الديوتيريوم والليثيوم ، لكنها لم تصل أبدًا إلى الحجم المطلوب للحفاظ على اندماج الهيدروجين في قلبها.

كما قد تتخيل ، هناك أسئلة تتعلق بالوقت الذي يجمع فيه كوكب عملاق (كوكب أكبر من كتلة المشتري) ما يكفي من المواد للتأهل ليكون قزمًا بنيًا. نظرًا لأنها & # 8217t مضيئة بشكل خاص ، فهي & # 8217t من السهل اكتشافها. لاحظ الباحثون في السؤال: & # 8220 ، يمكن أن تعج مجرتنا أيضًا بالأقزام البنية ، والتي لا يمكنها تحمل اندماج الهيدروجين ، وبالتالي فهي باهتة جدًا. & # 8221

المقارنة: معظم الأقزام البنية أكبر بقليل من كوكب المشتري (10-15٪) لكنها أكبر بمقدار 80 مرة بسبب كثافتها الأكبر. الشمس ليست بمقياس وستكون أكبر. الصورة والتعليق بواسطة ويكيبيديا.

الآن ، هنا & # 8217s المصيد: لقد وجدنا في الواقع كواكب كبيرة جدًا تدور حول أقزام بنية من قبل. كما لاحظ الباحثون:

تشير نسب الكتلة الكبيرة (q & amp 0.1) بين المضيف والمرافق إلى أنها تشكلت كنظم ثنائية إما عن طريق التفاعل الديناميكي في السحب الجزيئية غير المستقرة (Bate 2009 ، 2012) أو عن طريق التجزئة المضطربة لنوى السحابة الجزيئية (بادوان وأمبير نوردلوند 2004). وهذا يعني أن الرفقاء يمكن اعتبارهم أجسامًا تحت النجوم وليست كواكب (Chabrier et al. 2014). على النقيض من ذلك ، فإن نسبة الكتلة المنخفضة لهذا الحدث (q 0.016) ، جنبًا إلى جنب مع التقارير الأخيرة للأقراص الضخمة (& amp MJ) حول الأقزام البنية الصغيرة (Hervey et al. 2012 Andr´e et al. 2012 Palau et al. 2014 ) ، يقترح أن الرفيق الكوكبي للحدث قد يتشكل من خلال آليات تشكيل الكوكب.

بعبارة أخرى: في الماضي ، وجدنا & # 8217 كواكب يبدو أنها تكونت حول الأقزام البنية بشكل مختلف تمامًا عن الطريقة التي نؤمن بها بأن شمسنا ونظامنا الشمسي قد نشأت. يبدو أن هذا الكوكب قد تشكل بطريقة أكثر طبيعية ، مما يشير إلى أن أنظمة القزم البني قد تكون قادرة على استضافة الكواكب (أو على الأقل كوكب) أيضًا.

ومع ذلك ، فإن فرص مثل هذه الكواكب في استضافة الحياة ضئيلة للغاية. لا يُعتقد أن الأقزام البنية قادرة على إصدار كميات كبيرة من الحرارة ، لأنها تحتوي على كميات منخفضة نسبيًا من المواد القابلة للانصهار في المقام الأول. الأقزام البنية القديمة باردة بدرجة كافية للحصول على جو ، على الرغم من أنها ليست من النوع الذي تريد أن تتنفسه (يمكن أن تمطر الحديد في جو قزم بني). ومع ذلك ، فإن وجود قزم بني يحيط به كوكب يعد اكتشافًا مفاجئًا ويمكن أن يخبرنا المزيد عن كيفية تشكل الكواكب ، حتى حول النجوم ذات الكتلة المنخفضة بشكل استثنائي والتي ليست تمامًا.


6 إجابات 6

هذه ليست فكرة عملية. لا يمتلك القزم البني العديد من الخصائص الجذابة. درجة حرارته المنخفضة ليست شيئًا رائعًا في الواقع. هذا يعني أنه لا يمكنك الحصول على الكثير من الطاقة لدعم مجتمعك. لن تتجمد أو تحترق على السطح ، لكن عليك إنشاء موطن لك على أي حال ، والحفاظ على درجة حرارته ليس بهذه الأهمية. إن الحفاظ على درجة حرارة صالحة للسكن هو في الحقيقة أقل ما يقلق مجتمعات الفضاء ، حيث أن صنع الحرارة والتخلص منها أمر سهل في الفضاء. يجب أن تكون أكثر قلقًا بشأن الأشياء الاستهلاكية مثل الهواء والغذاء والماء ، وخاصة الطاقة.

لا يوجد حقًا سطح للهبوط عليه. سيضعك الدخول إلى الغلاف الجوي في عمق بئر الجاذبية ، وكما اقترحت إجابة أخرى ، لا يمكنك فقط استخدام صواريخ من الهيدروجين إلا إذا كان لديك أكسجين يحترق به. لسوء الحظ ، كان عليك إحضار كل الأكسجين الذي لديك وأنت تستخدمه للتنفس.

إذا كنت تريد السماح بموارد غير محدودة (بما أنك ستحتاج إلى جلب كل ما هو مطلوب للحياة ، بما في ذلك الطاقة) ، فعندئذ نعم ، يمكنك أن تكون موجودًا هناك. يصبح السؤال إذن لماذا تريد؟ ربما لنوع من المهمات العلمية حيث يحتاج الناس بالفعل إلى التواجد هناك. ستكون بؤرة استيطانية قاسية ، لا أستطيع أن أتخيل التطوع للذهاب.


هل من الممكن أن يكون هناك نجم يدور حول قزم بني؟ - الفلك


أقرب نجم منخفض الكتلة وقزم بني يدور حوله مصور

لاحظ علماء الفلك الذين يستخدمون تقنية البصريات التكيفية على تلسكوب الجوزاء الشمالي قزمًا بنيًا يدور حول نجم منخفض الكتلة على بعد ثلاثة أضعاف المسافة بين الأرض والشمس.

هذه هي أقرب مسافة بين نجم ورفيقه في هذا النوع من الأنظمة الثنائية التي تم العثور عليها من خلال التصوير المباشر.

"القزم البني" هو جسم ضخم جدًا وساخن بحيث لا يمكن تصنيفه على أنه كوكب ، ولكنه صغير جدًا وبارد جدًا بحيث لا يحترق مثل النجم. من الأفضل رؤية هذه "النجوم الفاشلة" في الأشعة تحت الحمراء لأنها تطلق حرارة السطح عندما تنكمش ببطء.

قالت ميلاني فريد ، إحدى أعضاء الفريق ، وهي طالبة دراسات عليا: "باستخدام قدرات التصوير المتقدمة في الجوزاء ، تمكنا من حل هذا الزوج الثنائي بوضوح حيث تكون المسافة بين القزم البني ونجمه الأصلي ضعف مسافة المريخ عن الشمس". في جامعة أريزونا في توكسون.

الاكتشاف الذي حطم الرقم القياسي هو مجرد واحد من عشرات الأنظمة الثنائية خفيفة الوزن التي لوحظت في الدراسة ، بقيادة ليرد كلوز ، الأستاذ المساعد في علم الفلك بجامعة أريزونا في توكسون.

يشير المسح إلى أن الأنظمة النجمية والأجسام الأصغر ، بما في ذلك الكواكب الكبيرة ، قد تتشكل بشكل مختلف عما كان يعتقد سابقًا.

يُقدَّر حجم القزم البني الذي تم تحديده حديثًا بحوالي 38 إلى 69 مرة من كتلة كوكب المشتري. يدور حول نجم يسمى LHS 2397a ، والذي يبعد 46 سنة ضوئية عن الأرض.

يعد العثور على رفيق قزم بني ضمن 3 وحدات فلكية من نجمه الأم خطوة مهمة نحو تصوير كواكب ضخمة حول نجوم أخرى.

الوحدة الفلكية (AU) ، المسافة بين الأرض والشمس ، هي 150 مليون كيلومتر ، أو 93 مليون ميل. كانت الصورة القياسية السابقة لأقرب مسافة بين قزم بني ونجمه الأم ، وهو نجم أكثر إشراقًا يشبه الشمس ، أكبر بخمس مرات تقريبًا عند 14 وحدة فلكية.

استخدم كلوز وفريقه تلسكوب الجوزاء الشمالي لاكتشاف أحد عشر رفيقًا آخر منخفض الكتلة. هذا العدد الكبير من الأزواج منخفضة الكتلة مذهل. يقترح أن هذه الأزواج الثنائية قد تكون شائعة. إنه يتناقض مع فكرة أن معظم النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا والأقزام البنية هي أجسام منفردة تتجول في الفضاء بمفردها بعد طردها من مشاتلها النجمية أثناء تشكل النجوم.

قال كلوز: "لقد أكملنا أول مسح يعتمد على البصريات التكيفية للنجوم بحوالي عُشر كتلة الشمس ، ووجدنا أن الطبيعة لا تميز ضد النجوم منخفضة الكتلة عندما يتعلق الأمر بصنع أزواج ثنائية ضيقة". وهو المؤلف الرئيسي لورقة بحثية قدمت يوم الثلاثاء (21 مايو) في ندوة الاتحاد الفلكي الدولي حول الأقزام البنية في كونا ، هاواي.

درس الفريق 64 نجمًا منخفض الكتلة بدت وكأنها نجوم منفردة في صور الأشعة تحت الحمراء منخفضة الدقة التي أنتجها مسح Two Micron All-Sky Survey (2MASS). بمجرد أن استخدم الفريق البصريات التكيفية على برج الجوزاء لعمل صور أكثر وضوحًا بعشر مرات ، وجدوا أن اثني عشر من هذه النجوم لها رفقاء. أي أن واحدًا تقريبًا من كل خمسة نجوم ذات كتلة منخفضة في مسحهم لديه رفيق ، تمامًا كما أن واحدًا من كل خمسة نجوم أخرى ضخمة شبيهة بالشمس لها رفقاء ، على مسافات تتراوح من 3 إلى 200 وحدة فلكية.

كان مدى قرب الصحابة من مدار حول نجومهم مفاجأة إضافية.

قال عضو الفريق نيك سيجلر ، وهو طالب دراسات عليا في UA: "نجد أن رفقاء النجوم منخفضة الكتلة هم عادةً 4 وحدات فلكية فقط من نجومهم الأساسيين". "هذا قريب بشكل مدهش من بعضه البعض. تحتوي الثنائيات الضخمة على فواصل نموذجية أقرب إلى 30 وحدة فلكية ، والعديد من الثنائيات أوسع بكثير من ذلك." وقال كلوز إن ملاحظات الجوزاء الجديدة "تشير بقوة إلى أن النجوم منخفضة الكتلة ليس لها رفقاء بعيدون عن الانتخابات التمهيدية".

بشكل عام ، تشير نتائجهم الجديدة إلى أنه على عكس النظرية ، قد تتشكل الثنائيات منخفضة الكتلة والثنائيات الأكثر ضخامة في عملية مماثلة. تضيف النتائج إلى الأدلة المتزايدة على أن النسبة نفسها من النجوم تحدث في الأنظمة الثنائية ، سواء كانت النجوم كتلة شمسية واحدة أو كتلة شمسية واحدة من عشرين.

توصل علماء الفلك بقيادة نيل ريد من معهد علوم تلسكوب الفضاء وجامعة بنسلفانيا ، على سبيل المثال ، إلى نتيجة مماثلة بعد أن قاموا بمسح 20 نجمًا أقل كتلة وأقزامًا بنية باستخدام تلسكوب هابل الفضائي.

حقيقة أن النجوم ذات الكتلة المنخفضة لها رفقاء قزم بني داخل 5 وحدات فلكية مدهشة أيضًا لأن العكس تمامًا هو الصحيح حول النجوم الشبيهة بالشمس. عدد قليل جدًا من النجوم الشبيهة بالشمس لديها أقزام بنية داخل هذه المسافة ، وفقًا لدراسات السرعة الشعاعية.

وأشار كلوز إلى أن "هذا النقص في رفقاء الأقزام البنية في نطاق 5 وحدات فلكية من النجوم الشبيهة بالشمس قد أطلق عليه اسم" صحراء القزم البني ". "ومع ذلك ، فإننا نرى أنه من المحتمل عدم وجود صحراء قزم بني حول النجوم ذات الكتلة المنخفضة."

هذه النتائج هي مدخلات مهمة للمنظرين الذين يعملون لفهم كيفية تأثير كتلة النجم على كتلة الرفيق الذي يتكون معه والمسافة بين الزوجين. قال كلوز: "أي نموذج دقيق لتشكيل النجوم والكواكب يجب أن يعيد إنتاج هذه الملاحظات".

كانت هذه الملاحظات ممكنة فقط بسبب الجمع بين نظام التصوير البصري التكيفي Hokupa'a التابع لجامعة هاواي والأداء الفني لتلسكوبات الجوزاء.

تعد البصريات التكيفية تقنية بالغة الأهمية تقضي على معظم "الضبابية" التي تسببها الاضطرابات في الغلاف الجوي للأرض (أي وميض النجوم). يقوم بذلك عن طريق الضبط السريع لشكل مرآة تلسكوب مرنة خاصة لمطابقة الاضطراب المحلي ، بناءً على ردود الفعل في الوقت الفعلي لنظام دعم المرآة من ملاحظات النجم منخفض الكتلة. يمكن لـ Hokupa'a عد الفوتونات الفردية (جسيمات الضوء) وبالتالي يمكنها أن تشحذ بدقة حتى النجوم الخافتة جدًا وذات الكتلة المنخفضة.

كانت صور البصريات التكيفية للأشعة تحت الحمراء القريبة التي صنعها تلسكوب الجوزاء الذي يبلغ طوله 8 أمتار في هذا المسح ضعف حدة تلك التي يمكن صنعها بنفس الأطوال الموجية بواسطة تلسكوب هابل الفضائي الذي يدور حول الأرض بطول 2.4 متر. المسح الأرضي الوحيد من نوعه ، تطلب هذا العمل خمس ليالٍ على مدار عام واحد مع نظام Hokupa'a في Gemini North.

ومن أعضاء فريق الرصد الآخرون جيمس ليبرت (مرصد ستيوارد ، جامعة أريزونا) ، وولفغانغ براندنر (المرصد الأوروبي الجنوبي ، جارشينج ، ألمانيا) ، وإدواردو مارتن ودان بوتر (معهد علم الفلك ، جامعة هاواي).

هذا الاستطلاع المستمر مدعوم جزئيًا من قبل مكتب القوات الجوية الأمريكية للبحوث العلمية ومرصد ستيوارد بجامعة أريزونا. يتم دعم Hokupa'a من قبل مجموعة البصريات التكيفية بجامعة هاواي والمؤسسة الوطنية للعلوم. مرصد الجوزاء الدولي هو تعاون متعدد الجنسيات قام ببناء مقرابين متطابقين تقريبًا بطول 8 أمتار في ماونا كيا ، هاواي ، (جيميني نورث) وسيرو باشين في وسط تشيلي (الجوزاء الجنوبية). - بقلم لوري ستايلز

(ملاحظة المحرر: الصور والرسوم التوضيحية المتعلقة بهذه القصة متاحة على هذا الرابط.)


5 إجابات 5

هذا مستحيل في نفس الوقت وما يحدث بالفعل.

عليك أن تتذكر أنه في الفضاء لا شيء يدور حقًا حول أي شيء آخر. أعني أنهم يدورون دائمًا في مدار حول مركز ثقلهم المشترك. الآن في الحالات التي يكون فيها المرء أكبر بكثير مثل شمسنا ، يكون مركز الجاذبية المشترك قريبًا جدًا من مركز الجسم الأكثر ضخامة. بعبارة أخرى ، يتم سحب الشمس نحو الأرض تمامًا كما يتم سحب الأرض نحو الشمس. الاختلاف الوحيد هو أن الشمس أكبر بكثير لدرجة أنها لا تتحرك إلا بمقدار ضئيل بالمقارنة.

لذا ، للحصول على ما تبحث عنه ، فأنت بحاجة إلى أن تكون كتلة الكواكب التي تدور في مدارات أكبر بطريقة أو بأخرى من كتلة النجم بحيث لا يكون مركز الجاذبية المشترك داخل النجم.

سيكون من المستحيل تكوين هذا النوع من البنية بشكل أساسي ، لا يمكنك الحصول على كتلة كافية من الكواكب التي لا تزال تشبه الكواكب والتي هي في وضع مستقر.

قد يكون أفضل رهان لك هو امتلاك نجم نيوتروني أو بقايا نجمية أخرى في نظام ثنائي مع النجم. يمكن للكواكب بعد ذلك أن تدور حول النجم النيوتروني ويبدو أن النصف الآخر من الثنائي يدور حولها (على الرغم من أن مركز الجاذبية المشترك سيكون في مكان ما بين النجم النيوتروني والنجم).


تم اكتشاف قزم بني رائع بالقرب من الشمس

اكتشف علماء الفلك "قزم بني" فريد من نوعه في جوارنا الشمسي.

قال أحد المكتشفين: إذا كانت مدينتك هي المجرة ، فسيكون الأمر أشبه بالعثور على شخص لا تعرفه عن العيش في الطابق العلوي في منزلك.

يقع هذا الجسم النادر على بعد 12.7 سنة ضوئية فقط من الأرض ، ويدور حول نجم أساسي تم اكتشافه مؤخرًا فقط في كوكبة نصف الكرة الجنوبي Pavo (الطاووس).

تم العثور على نظام قزم بني واحد آخر أقرب إلى الأرض ، وهو أقرب بشكل هامشي فقط.

يبلغ حجم النجم الأساسي عُشر كتلة شمسنا. هذه هي المرة الأولى التي يعثر فيها علماء الفلك على قزم بني بارد رفيق لنجم منخفض الكتلة. حتى الآن ، لم يتم العثور على أي نجم يدور حول نجوم أقل من نصف كتلة شمسنا.

القزم البني هو 4.5 AU من النجم ، أو أربع مرات ونصف عن نجمه من الأرض عن شمسنا. يقدر علماء الفلك أن حجم القزم البني يبلغ ما بين تسعة و 65 مرة كتلة كوكب المشتري.

الأقزام البنية ليست كواكب ولا نجوم. إنها أضخم بعشرات المرات من أكبر كوكب في نظامنا الشمسي ، كوكب المشتري ، لكنها أصغر من أن تعمل بالطاقة الذاتية عن طريق اندماج الهيدروجين مثل النجوم.

تم العثور على حوالي 30 فقط من الأقزام البنية الباردة المماثلة في أي مكان في السماء ، وتم اكتشاف حوالي 10 فقط حول النجوم التي تدور حول النجوم. قالت بيث بيلر: "إلى جانب قربه الشديد من الأرض وفي مدار حول نجم ذي كتلة منخفضة جدًا ، فإن هذا الجسم هو" قزم على شكل حرف T "- وهو قزم بني شديد البرودة تبلغ درجة حرارته حوالي 750 درجة مئوية (1382 درجة فهرنهايت)". ، طالب دراسات عليا في جامعة أريزونا.

وقال بيلر: "من المحتمل أيضًا أن يكون هذا هو أكثر الأجسام لمعانًا في درجة حرارته لأنه قريب جدًا". "وهو مثال نادر لقزم بني ضمن 10 وحدات فلكية من نجمه الأساسي."

قاد بيلر ، جنبًا إلى جنب مع ماركوس كاسبر من المرصد الأوروبي الجنوبي (ESO) ولايرد كلوز من مرصد ستيوارد في UA ، الفريق الذي اكتشف القزم البني ، المعين SCR 1845-6357B.

قال كلوز: "المثير حقًا في هذا الأمر هو أننا وجدنا القزم البني حول واحد من 25 نظامًا نجميًا الأقرب إلى الشمس". "معظم هذه النجوم القريبة معروفة منذ عقود ، ولم يتم العثور إلا مؤخرًا على عدد قليل من الأشياء الجديدة في منطقتنا المحلية."

قال كلوز ، "إذا كنت تعتقد أن المجرة بحجم توكسون ، فهذا يشبه العثور على شخص يعيش في الطابق العلوي من منزلك لم تكن تعرفه من قبل."

ساعد كلوز في تطوير كاميرا البصريات التكيفية الخاصة ، التصوير التفاضلي المتزامن NACO (SDI) ، الذي استخدمه الفريق لتصوير القزم البني. تُستخدم الكاميرا في تلسكوب ESO الكبير جدًا (VLT) في تشيلي. تم استخدام كاميرا SDI أخرى في مرصد MMT بطول 6.5 متر في Mount Hopkins ، Ariz.

قال ماركوس كاسبر من ESO: "هذا أيضًا شيء قيم للمجتمع العلمي لأن بعده معروف جيدًا". وقال كاسبر إن هذا سيسمح لعلماء الفلك بقياس لمعان القزم البني بدقة وفي النهاية لحساب حركته المدارية. "هذه الخصائص حيوية لفهم طبيعة الأقزام البنية."

قال كلوز إن اكتشاف هذا القزم البني يشير إلى أنه قد يكون هناك المزيد من الأقزام البنية الباردة في الأنظمة الثنائية أكثر من الأقزام البنية المفردة التي تطفو بحرية في الجوار الشمسي. "النظام الثنائي" هو المكان الذي يدور فيه القزم البني حول نجم أو قزم بني آخر.

اكتشف علماء الفلك الآن خمسة أقزام بنية باردة في الأنظمة الثنائية ، لكن اثنين فقط من الأقزام البنية الباردة المنعزلة في غضون 20 سنة ضوئية من الشمس ، كما أشار كلوز. وأضاف أنه يمكنهم توقع العثور على المزيد من رفقاء T dwarf في بعض الأنظمة النجمية التي تم العثور عليها حديثًا في غضون 33 سنة ضوئية من نظامنا الشمسي.

قال كلوز إن الدليل على أن الأقزام T في الأنظمة الثنائية يفوق عدد أقزام T المنفردة والمعزولة في الجوار الشمسي تداعيات على النظريات التي تتنبأ بتكوين أقزام بنية مفردة أكثر من الأقزام الثنائية.

يستخدم التصوير التفاضلي المتزامن (SDI) من NACO البصريات التكيفية لإزالة التأثيرات الضبابية للغلاف الجوي للأرض لإنتاج صور حادة للغاية. تعزز الكاميرا قدرة VLT على اكتشاف الرفقاء الباهتين الذين قد يضيعون في وهج نجومهم الأولية.

طور كل من كلوز وراينر لينزن من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ بألمانيا كاميرا SDI للبحث عن الكواكب خارج المجموعة الشمسية الغنية بالميثان. تقسم كاميرا SDI الضوء من كائن واحد إلى أربع صور متطابقة ، ثم تمرر الحزم عبر ثلاثة مرشحات حساسة للميثان مختلفة قليلاً. عندما تصطدم أشعة الضوء المفلترة بمصفوفة الكاشف ، يقوم علماء الفلك بطرح الصور بحيث يختفي النجم الساطع ويظهر رفيقه الغني بالميثان الباهت. سينشر الفريق الاكتشاف في مجلة Astrophysical Journal Letters في المقالة ، "اكتشاف قزم بني قريب جدًا للشمس: رفيق قزم بني غني بالميثان للنجم منخفض الكتلة SCR 1845-6357". بالإضافة إلى Biller و Kasper و Close ، يشمل أعضاء الفريق Wolfgang Brandner من معهد Max Planck في هايدلبرغ بألمانيا وستيفان كيلنر من W.M. مرصد كيك في وايميا ، هاواي.

تعليق الشكل:
الشكل 1: 3 صورة ملونة لـ SCR1845-6357AB تم إنشاؤها من صور مرشحات SDI (أزرق = 1.575 أم ، أخضر = 1.600 أم ، أحمر = 1.625 ميكرومتر). يظهر رفيق Thesubstellar باللون الأزرق في هذه الصورة وهو أخف بمقدار 50 مرة تقريبًا من الصورة الأساسية. وهي مفصولة بزاوية 1.17 ثانية قوسية (4.5 أضعاف المسافة بين الأرض والشمس) في السماء عن نجمها الأساسي.

الشكل 2: فيلم من صور كاميرا SDI للنجم منخفض الكتلة SCR1845A و B. لاحظ كيف يتغير رفيق القزم البني (B) بوضوح في السطوع داخل وخارج مرشحات الميثان SDI. هذا يثبت أن ثنائي الميثان الغني بالميتان هو رفيق قزم بني منخفض الكتلة نادر. علاوة على ذلك ، من الواضح أيضًا أن "هالة البقع" حول النجم الأساسي الأكثر سخونة لا تتغير بشكل كبير في مرشحات SDI الثلاثة. يمكن إزالة هالة النجم من خلال طرح الصور من بعضها البعض ، وبالتالي أصبح من الممكن اكتشاف مرافقة باهتة غنية بالميثان (حتى 10 مرات أقرب من B) باستخدام كاميرا SDI.


ماتكونليست

هل يمكن أن يكون هناك كواكب أكبر من النجم الذي يدور حوله؟ وبناءً على ذلك ، إلى أي مدى يمكن أن تصل الكواكب إلى الحجم الكبير؟ ما هو أكبر شيء نعرفه؟ بادئ ذي بدء ، دعنا نحدد نقطة واحدة.

لكي يكون النجم نجمًا ، يجب أن يكون فوق كتلة معينة ، أي 0.08 كتلة شمسية ، أو 8٪ من كتلة شمسنا.

الحد الأدنى لكتلة النجم هو 0.08 M ، فهل هناك أيضًا حد أعلى؟ من الناحية النظرية ، فإن أكبر قدر من الكتلة يمكن أن يصل إليه النجم هو حوالي 150 مترًا قبل أن تقترح النماذج أنه سيفقد استقراره.

ومن المثير للاهتمام أن هناك بعض النجوم في الوجود والتي يبدو أنها تتعارض مع هذه النظرية ، مثل النجم الأكثر ضخامة الذي نعرفه ، R136a1 ، والذي يقدر بحوالي 300 م. بغض النظر ، فقط لأن النجم ضخم ، لا يعني ذلك إنه كبير.

بعض من أكثر النجوم كثافة في الوجود ، النجوم النيوترونية ، يتراوح قطرها بين 1 و 2 م ويمكن أن يصل عرضها إلى 30 كم فقط.

تخيل ملاءمة الكتلة الهائلة لنجمنا ، جسمًا ضخمًا لدرجة أنه يقزم كوكب المشتري إلى حد كبير ، ناهيك عننا ، وضغط ما يصل إلى 2 من هؤلاء في مساحة بحجم مدينة كبيرة.

في حين أن هذه النجوم صغيرة الحجم ، إلا أنها تمتلك كتلة كافية بسهولة لاستضافة نظام شمسي ضخم يمكن أن يمتد إلى ما هو أبعد من نظامنا.

لقد اكتشفنا الكواكب الخارجية حول النجوم النيوترونية بسبب طريقة الكشف المستخدمة لاكتشافها ، يمكننا فقط تحديد كتلتها ، وليس نصف قطرها.

من المنطقي أن تكون هذه الكواكب أكبر بعدة مرات من النجم الصغير ، حيث لدينا كويكبات في نظامنا الشمسي يمكن أن يصل عرضها إلى 100 كيلومتر ، ناهيك عن الكواكب التي يبلغ عرضها آلاف الكيلومترات.

الأقزام البيضاء هي مثال آخر للنجوم الصغيرة التي يحتمل أن يكون لها كواكب أكبر تدور حولها.

الأقزام البيضاء هي بقايا النجوم العملاقة الحمراء التي لم تكن ضخمة بما يكفي لتصبح نجوما نيوترونية في انفجار مستعر أعظم عندما وصلوا إلى نهاية حياتهم.

هذا يجعلها نجومًا قاتمة تمامًا ، وتصبح باهتة بمرور الوقت فقط.

كان هناك للتو تأكيد على مثل هذا النظام الكوكبي بفضل مرصد TESS ، وهو كوكب خارجي معروف باسم WD 1856 b. اللافت في هذا النظام هو أن الكوكب يدور حول القزم الأبيض بشكل وثيق نسبيًا ، مما يعني أنه نجا من النجم وهو يمر بمرحلة العملاق الأحمر.

طور العملاق الأحمر يمكن أن يلف بسهولة مكان وجود الكوكب الآن ، وهذا يعني أن الكوكب يجب أن يكون قد سقط أو تبعثر في هذا المدار بعد الحدث ، ربما بفضل تأثيرات الجاذبية للكواكب الأخرى غير المكتشفة للنجم ، أو حتى من النجوم القريبة التي يرتبط القزم الأبيض جاذبيًا به.

على أي حال ، إنه نظام رائع حقًا! عندما يتعلق الأمر بالنجوم المتسلسلة الرئيسية ، يصعب العثور على الكواكب الأكبر منها أيضًا.

سيتعين علينا البحث عن النجوم حول الخط الفاصل بين الأقزام البنية والأقزام الحمراء للعثور على نجم تسلسل رئيسي صغير بما يكفي لاستضافة كوكب أكبر.

تذكر أن الفرق بين القزم البني ونجم التسلسل الرئيسي هو ما إذا كان الاندماج النووي يحدث في لب النجم ، والذي نعتقد أنه يحدث فوق 0.08 كتلة شمسية.

أحد أفضل رهاناتنا للعثور على نجم صغير بكوكب كبير هو النظر حول القزم الأحمر VHS 1256-1257.

نجمه المضيف خافت بدرجة كافية ، والكوكب خارج المجموعة الشمسية بعيد بما فيه الكفاية عن النجم ، والكوكب خارج المجموعة الشمسية كبير بما يكفي يمكن رؤيته ببساطة باستخدام تلسكوب قوي.

بسبب هوامش الخطأ المتضمنة ، يمكن أن يكون أي من الكائنين أو كلاهما أقزام بنية ، مما يعني أنه لا يمكننا القول ما إذا كان هذا حقًا نظام نجم وكوكب.

بينما ليس لدينا دليل قاطع على أن كوكبًا أكبر من نجمه المضيف ، لدينا بعض المرشحين الواعدين ، ومن شبه المؤكد أن هناك حالات لم نعثر عليها بعد.

يبلغ نصف قطر بعض النجوم الأصغر حجمًا ما يقرب من 70000 كيلومتر ، وبعض أكبر الكواكب الموجودة يمكن أن تكون ضعف أو ثلاثة أضعاف ذلك.

من المؤكد أنه من الممكن في مكان ما هناك وجود كوكب أكبر من نجمه المضيف.


هل الأقزام البنية نجوم فاشلة أم كواكب خارقة؟

تقديم فنان لقزم بني. إنها أكثر ضخامة وسخونة من الكواكب ولكنها تفتقر إلى الاندماج النووي في قلبها كما هو الحال في النجوم العادية. تم اكتشاف اثنين من هذه النجوم "الفاشلة" تدور حول النجم ν Ophiuchi. من المحتمل أنها تشكلت في القرص الكوكبي الأولي للنجم. الائتمان: NASA / JPL-Caltech

تملأ الأقزام البنية "الفجوة" بين النجوم والكواكب الأصغر كثيرًا - نوعان مختلفان جدًا من الأجرام الفلكية. لكن كيف نشأت لم يتم شرحه بالكامل. قد يتمكن علماء الفلك من جامعة هايدلبرغ الآن من الإجابة على هذا السؤال. اكتشفوا أن النجم ν Ophiuchi في مجرة ​​درب التبانة يدور حوله قزمان بنيان ، على الأرجح تشكلان مع النجم من قرص غاز وغبار ، تمامًا كما تفعل الكواكب. تم نشر نتائج البحث في علم الفلك والفيزياء الفلكية.

تدور الأقزام البنية حول نجم واحد أو تسافر في عزلة في الامتداد الشاسع لمجرة درب التبانة. إن كتلتها - وهي أثقل 13 مرة على الأقل من كوكب المشتري - كافية لتوليد الطاقة ، مؤقتًا على الأقل ، في قلبها من خلال الاندماج النووي. ومع ذلك ، فهي ليست ضخمة بما يكفي لإشعال الهيدروجين في قلبها وبالتالي إنتاج ضوءها الخاص. إن الحرارة التي يستمرون في إشعاعها بعد التكوين هي الطريقة التي يتمكن بها علماء الفلك من تحديد موقعهم. تشير التقديرات إلى أن ما يصل إلى 100 مليار من الأقزام البنية يتخذون موطنهم في مجرة ​​درب التبانة. ومع ذلك ، يظل من غير الواضح كيف تتشكل - سواء كانت نجومًا "فاشلة" أو ربما حتى كواكب فائقة.

يمكن أن توفر الاكتشافات الحديثة التي تم إجراؤها في مركز علم الفلك بجامعة هايدلبرغ (ZAH) إجابة. قام البروفيسور الدكتور أندرياس كويرنباخ وفريقه في مرصد ولاية كونيغستول التابع لـ ZAH بتحليل الاختلافات في السرعة الشعاعية للنجم ν Ophiuchi. باستخدام التلسكوبات في الولايات المتحدة واليابان ، قاس علماء فلك هايدلبرغ وآخرون سرعة النجم لمدة 11 عامًا. يمتلك النجم كتلة أكبر بقليل من ضعف كتلة الشمس ، ويقع على بعد 150 سنة ضوئية تقريبًا من الأرض في كوكبة الحواء.

الاختلافات الدورية في السرعة الشعاعية لـ ν Ophiuchi خلال فترة حوالي عشر سنوات ناتجة عن دوران قزم بني. تأتي نقاط البيانات الزرقاء والخضراء والحمراء من تلسكوبات في كاليفورنيا واليابان وشيلي. الحركة المنتظمة في إيقاع حوالي 530 يومًا ناتجة عن القزم البني الداخلي. في المرة الثالثة والتاسعة يتم الوصول إلى سرعة عالية بشكل خاص - وهذا يشير إلى وجود القزم البني الخارجي ، والذي لديه بالضبط ستة أضعاف وقت الدورة الدموية. الائتمان: A. Quirrenbach (ZAH / LSW) و T. Trifonov (MPIA)

لاحظ فريق هايدلبرغ نمطًا معينًا في القياسات ، مشابهًا لتلك التي تسببها الكواكب المدارية أو النجوم الثنائية ، والتي عادة ما تكون غير عادية. لكن في هذه الحالة ، كشف التحليل المتعمق للبيانات عن شيء غير عادي: من الواضح أن ν Ophiuchi يدور حوله قزمان بنيان مع فترة مدارية تقارب 530 و 3185 يومًا ، مما يضعهما في تكوين رنيني 6: 1. لذا ، فإن القزم البني الأقرب إلى ν Ophiuchi يدور حول نجمه ست مرات بالضبط بينما الآخر ، القزم البني الأكثر بعدًا ، يكمل مدارًا واحدًا فقط.

يلقي هذا الاكتشاف ضوءًا جديدًا تمامًا على تطور الأقزام البنية. هل تتطور حصريًا مثل النجوم العادية في السحب البينجمية ، أم أنها يمكن أن تتشكل أيضًا في ما يسمى بقرص الكواكب الأولية للغاز والغبار الذي يحيط بالنجم الأم في المرحلة المبكرة من تكوينه؟ يوضح البروفيسور كويرنباخ أن "الرنين 6: 1 هو مؤشر قوي على السيناريو الأخير". "عندها فقط يمكن أن تتكيف مدارات الأقزام البنية الناشئة حديثًا مع صدى مستقر على مدى ملايين السنين."

هذا ما تقترحه التحليلات الديناميكية المكثفة للتكوينات المحتملة لنظام ν Ophiuchi ، وفقًا لتقرير الباحث. ويشدد البروفيسور كويرنباخ على أن هذا النظام الكوكبي الفائق هو الأول من نوعه وكذلك أول علامة أكيدة على أن الأقزام البنية يمكن أن تتشكل في قرص كوكبي أولي. يأمل الباحث وفريقه في اكتشافات أخرى من هذا القبيل قد تسمح لهم يومًا ما بتوضيح عدد النجوم "الفاشلة" التي هي في الواقع أشقاء أكثر ضخامة لكوكب المشتري وزحل.


أين المنطقة الصالحة للسكنى لنجوم M-Dwarf؟

بينما نعلم أن النجوم القزمية الصفراء مثل شمسنا قادرة على دعم الحياة ، هناك نوع آخر من النجوم يمثل أرضًا رئيسية للبحث عن الكواكب الخارجية التي يحتمل أن تكون صالحة للسكن.

النجوم القزمية M شائعة للغاية في الكون والنجوم النموذجية صغيرة وخافتة نسبيًا ، مما يجعل من السهل على علماء الفلك اكتشاف كوكب عابر. إذا كانت الكواكب التي تدور في مدارات قريبة بما يكفي من القزم M ، فمن الممكن نظريًا أن تقع داخل المنطقة الصالحة للسكن حيث المياه السطحية السائلة ، وبالتالي الحياة ، ممكنة.

ومع ذلك ، فإن المنطقة الصالحة للسكن في M-dwarf غير مفهومة جيدًا. ليس من الواضح إلى أي مدى يجب أن تدور الكواكب حول النجم حتى يصبح الماء السائل السطحي ممكنًا. قال رافي كومار كوبارابو Ravi Kumar Kopparapu ، وهو عالم أبحاث مساعد في مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا في ماريلاند ، نظرًا لأن الكواكب الموجودة في هذا النطاق المدار قريبة جدًا من القزم M ، فقد تكون مقفلة بشكل مدّي.

قال: "إنهم دائمًا ما يواجهون نفس الجانب من النجم ، تمامًا كما يواجه القمر حول الأرض".

يمكن أن يؤدي هذا الوضع إلى استقرار المناخ مدى الحياة ، ولكن من ناحية أخرى ، قد يكون الجانب المواجه للنجم شديد الحرارة بينما يكون الجانب المواجه بعيدًا شديد البرودة.

قال Kopparapu إن فهم المناطق الصالحة للسكن حول M-dwarfs يجب أن يأتي بسرعة بسبب المهمات القادمة في أبحاث الكواكب الخارجية. من المقرر إطلاق القمر الصناعي الاستقصائي للكواكب الخارجية العابرة (TESS) التابع لوكالة ناسا في العام المقبل لمراقبة المزيد من الكواكب ولتكون بمثابة دليل إرشادي لتلسكوب جيمس ويب الفضائي التابع لناسا في عام 2018. يمكن أن يوفر جيمس ويب بيانات عالية الدقة يمكن أن تخبرنا عن نوع الغازات. موجود في الغلاف الجوي لكوكب يدور حول نجم قزم M. يمكن أن تكشف هذه البيانات تفاصيل مثل درجة حرارة الكوكب ، وتكشف عن إمكانية وجود الظروف المناسبة للحياة.

A paper based on Kopparapu’s research, “The inner edge of the habitable zone for synchronously rotating planets around low-mass stars using general circulation models,” was recently published in مجلة الفيزياء الفلكية.

Refined climate model

Kopparapu previously came up with a one-dimensional climate model of habitable zones around all stars, including M-dwarfs. This model did not take into account tidal locking around the star, but instead found two types of habitability limits. The first is a moist greenhouse limit, where a planet that is close enough to a star would have water vapor dominated atmosphere rendering the planet uninhabitable due to high temperatures. The second limit is a runaway greenhouse effect, where the energy from the star is so intense (higher than the energy absorbed in the moist greenhouse limit) that it causes oceans to evaporate.

The new model, explained in the most recent paper, simulates a water-rich planet (roughly Earth’s size). Previous research using this same model found that the climate of such a planet would depend on atmospheric circulation, which in turn depends on the Coriolis force (created by the planet’s rotation). In slowly rotating planets near the inner edge of the habitable zone, the Coriolis force is weak, the clouds stay fairly stationary, and the planet has lower temperatures than predicted by one-dimensional models because the clouds reflect the light of the star. This results in the habitable zone being much closer to the star to take into account this cooling effect.

Kopparapu’s team was able to reproduce those results, but there was one key difference.

“Our habitable zones are a little farther away from the star than what they get from their model because the planets get warmer faster,” he said. “This means the width of the habitable zone around M-dwarf stars is not as wide as previously thought.”

Kopparapu said his team took into account Kepler’s third law of motion, which is a fundamental part of physics and astronomy. The law, simply put, says the time it takes a planet to orbit its star is roughly proportional to the size of its orbit. The older study assumed a constant orbital period of 60 days at the inner edge of the habitable zone, but the orbital and rotational period did not match what Kepler’s law predicts.

More study is planned to refine the size of these habitable zones. Kopparapu has funding from NASA’s Habitable Worlds Program. NASA’s Habitable Worlds Program includes elements of the Astrobiology Program, the Mars Exploration Program, and the Outer Planets Program. His proposal will update our understanding of how water vapor can absorb incoming radiation from the star. This can influence the warmth of a planet and further reduce the width of the habitable zone.

Funding sources for the work include the NASA Astrobiology Institute’s Virtual Planetary Laboratory, the NASA Planetary Atmospheres Program, the Center for Exoplanets and Habitable Worlds, the National Science Foundation and Penn State Astrobiology Research Center.

Sign-up to get the latest in news, events, and opportunities from the NASA Astrobiology Program.


Mystery looms over possible brown dwarf star

Astronomers say they have taken the first direct image of a planet-like object orbiting a star much like our own sun.

A similar breakthrough was announced last year, when astronomers unveiled direct images of a single-planet and multiple-planet system. However, the host stars of such systems are stellar giants that are much more massive than the sun.

The images of this newly identified object were taken in May and August during early test runs of a new planet-hunting instrument on the Hawaii-based Subaru Telescope.

The object called GJ 758 B orbits a parent star that is comparable in mass and temperature to our own sun, said study team member Michael McElwain of Princeton University. The star lies 300 trillion miles, or about 50 light-years, from Earth.

At least 10 times Jupiter's mass
Scientists aren't sure if the object is a large planet or a brown dwarf, a cosmic misfit also known as a failed star. They estimate its mass to be 10 to 40 times that of Jupiter. Objects above 13 Jupiters (and below the mass needed to ignite nuclear reactions in stars) are considered to be brown dwarfs.

Either way, McElwain says the image is exciting.

"Brown dwarf companions to solar-type stars are extremely rare," he told SPACE.com. "It's exciting to find something that is so cool and so low mass with a separation similar to our solar system around a nearby star."

The planet-like object is currently at least 29 times as far from its star as the Earth is from the sun, or about the distance between the sun and Neptune.

'How little we truly know'
The fact that such a large planet-like object might be orbiting at this location defies traditional thinking on how planets form, McElwain said. Astronomers think most large planets form either closer to or farther away from stars, but not in the location where GJ 758 B is now.

"This challenging but beautiful detection of a very low mass companion to a sun-like star reminds us again how little we truly know about the census of gas giant planets and brown dwarfs around nearby stars," said Alan Boss, an astronomer at the Carnegie Institution for Science in Washington, D.C., who was not involved in the research.

"Observations like this will enable theorists to begin to make sense of how this hitherto unseen population of bodies was able to form and evolve."

The instrument attached to the Subaru Telescope, called the High Contrast Coronagraphic Imager with Adaptive Optics, is part of a new generation of instruments specially made to detect faint objects near a bright star by masking its far more intense light.

Possible second companion
The scientists say telescope images have revealed a possible second companion to the star, which they are calling GJ 758 C, though more observations are needed to confirm whether it is actually nearby or just looks that way.

The study team included scientists from Princeton, the University of Hawaii, the University of Toronto, the Max Planck Institute for Astronomy in Heidelberg, Germany, and the National Astronomical Observatory of Japan in Tokyo.

The results were released online Nov. 18 in an electronic version of the Astrophysical Journal Letters.


شاهد الفيديو: سرع نجم على الإطلاق ينطلق عبر مجرتنا (شهر اكتوبر 2021).