Tag: gwiazdy

Betelgeza jest prawie 50% jaśniejsza niż normalnie. Co się dzieje?

Radosław B. AMBROŻY

Ilekroć coś dzieje się z Betelgezą, mnożą się spekulacje na temat jej wybuchu jako supernowej. Byłoby fajnie, gdyby tak się stało. Jesteśmy wystarczająco daleko, aby nie ponieść żadnych konsekwencji, więc fajnie jest wyobrazić sobie niebo rozświetlone w ten sposób przez miesiące. Teraz czerwony nadolbrzym pojaśniał o prawie 50%, a spekulacje znów się nasiliły.

Betelgeza eksploduje jako supernowa. W tej kwestii panuje powszechna zgoda. Ale pytanie, kiedy jest mniej pewne. Zachowanie gwiazdy jest mylące.  Betelgeza jest nie tylko czerwonym nadolbrzymem, ale także pulsującą półregularną gwiazdą zmienną. Oznacza to, że istnieje pewna okresowość w zmianach jasności, chociaż amplitudy mogą się różnić. Ma około 400-dniowy cykl, w którym zmienia się jego jasność. Ma również krótszy 125-dniowy cykl, kolejny 230-dniowy cykl i imponujący cykl 2200-dniowy, wszystkie określone przez pulsacje. Wszystkie te cykle mogą sprawić, że gwiazda będzie trudna do zrozumienia.

Kilka lat temu Betelgeza przygasła, a ludzie zastanawiali się, co to znaczy. Okazuje się, że jasność gwiazdy tak naprawdę się nie zmieniła. Zamiast tego gwiazda wyrzuciła ze swojej powierzchni materię, która ochłodziła się w obłok pyłu i zablokowała światło. Odcinek nosi tytuł “The Great Dimming”.

Teraz, gdy się rozjaśnia, ponownie przyciąga uwagę naukowców. Chcą wiedzieć, na jakim etapie ewolucyjnym jest i co oznacza cała ta aktywność. Nowe badania pokazują, że może eksplodować jako supernowa wcześniej niż ktokolwiek się spodziewał. Nowy artykuł nosi tytuł “Ewolucyjne stadium Betelgezy wywnioskowane z jej okresów pulsacji”. Pierwszym autorem jest Hideyuki Saio z Instytutu Astronomicznego, Graduate School of Science na Uniwersytecie Tohoku w Japonii. Monthly Notices of the Royal Astronomy Society zaakceptowało artykuł do publikacji.

W swoim artykule autorzy twierdzą, że Betelgeza może być kolejną supernową Drogi Mlecznej, niezależnie od tego, który z ich wyników może okazać się prawdziwy.

Doszliśmy do wniosku, że Betelgeza znajduje się w późnym stadium spalania węgla w jądrze i jest dobrym kandydatem na następną galaktyczną supernową.piszą.

Jako czerwony nadolbrzym Betelgeza opuściła ciąg główny. W całej swojej długiej 8-8,5-milionowej historii zużywał ogromne ilości wodoru, łącząc go z helem i uwalniając utraconą masę z tej fuzji jako energię. Oznacza to, że nie łączy już wodoru w hel, tak jak Słońce. Kiedy gwiazdy takie jak Betelgeza tracą masę, ich grawitacja nie może już dłużej powstrzymywać ciśnienia na zewnątrz i rozszerzają się w bardziej obszerną otoczkę. Więc pomimo utraty masy, rosną w rozmiarze. Po tym, jak gwiazdy takie jak Betelgeza opuszczają ciąg główny i nie łączą już wodoru w hel w swoich jądrach, sytuacja zmienia się dramatycznie. Podczas następującego po tym etapie fuzji helu węgiel gromadzi się w ich rdzeniach. Następnie rozpoczynają okres spalania węgla rdzenia, który wytwarza inne pierwiastki. Autorzy nowego artykułu twierdzą, że Betelgeza znajduje się w późnym stadium tego okresu.

Pomimo stosunkowo niewielkiej odległości od Ziemi, a w pewnym sensie z tego powodu, trudno było uzyskać ścisłe ograniczenia dotyczące odległości, jasności, promienia, prądu i mas ciągu głównego zerowego wieku (ZAMS) oraz informacje o wewnętrznym stanie rotacji i związanym z nim mieszaniu, a tym samym o ewolucyjnym stanie Betelgezy i kiedy może eksplodować.piszą autorzy nowej recenzji Betelgezy.

ZAMS jest szczególnie ważny dla zrozumienia stadium ewolucyjnego poszczególnych gwiazd. To fundamentalne, choć nie wyłącznie odpowiedzialne. Ale badanie przedstawia pewne solidne możliwości.

Praca jest kombinacją obserwacji i modeli, z których każdy pasuje do obserwacji na różne sposoby. To trudny biznes, dlatego nagłówki lub tweety twierdzące, że może eksplodować za dziesiątki lat, są trochę mylące. Niuanse rzadko przyciągają uwagę.

Okres spalania węgla w rdzeniu ma kilka etapów. Trudność w określeniu, kiedy Betelgeza stanie się supernową, wynika częściowo z określenia, w którym z tych etapów się znajduje. Betelgeza pulsuje, wyrzuca materię, obraca się, a na dodatek znajduje się uciekająca gwiazda pędząca przez przestrzeń kosmiczną. Jego odległość od nas jest również przedmiotem dyskusji. “Chociaż znajduje się zaledwie ~200 parseków od Ziemi, a zatem może być przestrzennie rozwiązana za pomocą odpowiedniego oprzyrządowania, niepewność w jej odległości pozostaje krytyczną przeszkodą w głębszym zrozumieniu” wyjaśnia przegląd Betelgeuse.

To, co przyciągnęło uwagę wszystkich, to dwa zdania z badań:

Według tej liczby rdzeń zapadnie się w ciągu kilkudziesięciu lat po wyczerpaniu węgla. Wskazuje to, że Betelgeza jest bardzo dobrym kandydatem na następną galaktyczną supernową, która ma miejsce bardzo blisko nas.

W rzeczywistości nie jest możliwe określenie dokładnego etapu ewolucyjnego, ponieważ warunki powierzchniowe prawie nie zmieniają się w późnym stadium w pobliżu wyczerpania węgla i poza nim.piszą naukowcy.

Astronomowie widzą tylko powierzchnię, ale to, co dzieje się głęboko wewnątrz gwiazdy, opowiada tę historię.

 

Autorzy artykułu twierdzą, że zgodnie z obserwacjami, danymi i modelowaniem, Betelgeza może eksplodować szybciej niż sądzono. Ale – i to jest krytyczne – nie wiedzą, na jakim etapie spalania węgla w jądrze znajduje się gwiazda. Spalanie węgla może trwać przez długi czas, zgodnie z niektórymi modelami, które pasują do danych.

Ale nie wszyscy zgadzają się, że Betelgeza jest nawet w fazie spalania węgla. Autorzy przeglądu Betelgeuse twierdzą, że gwiazda wciąż znajduje się w fazie helu.

Ponieważ spalanie helu w rdzeniu jest znacznie dłuższe niż kolejne fazy spalania, Betelgeza najprawdopodobniej jest spalana w rdzeniu helu. Okres pulsacji prawdopodobnie ogranicza promień i odległość oraz stan ewolucyjny do spalania helu w rdzeniu.piszą, przyznając, że istnieją 'argumenty przeciwne'.

Innym sposobem, w jaki naukowcy próbowali określić czas wybuchu supernowej Betelgezy, jest dopasowanie jej okresowych pulsacji do modeli tego samego. Do tego właśnie odnosi się Jonathan McDowell w powyższym tweecie.

Kiedy w końcu eksploduje – a nikt nie kwestionuje jej ewentualnej eksplozji jako supernowej – prawdopodobnie nie wytworzy śmiertelnego rozbłysku gamma, jak to robią niektóre supernowe. I chociaż wyrzuca materiał i wytwarza silne promieniowanie rentgenowskie i UV, jesteśmy zbyt daleko, aby mieć na to wpływ. Zamiast tego będzie to pokaz świetlny widoczny dla całej ludzkości, który na zawsze zmieni konstelację Oriona. Naukowcy twierdzą, że prawdopodobnie pozostawi po sobie gwiazdę neutronową, być może pulsar, który będzie widoczny przez miliony lat. Całe wydarzenie, od początku do końca, będzie bezprecedensową okazją do zbadania ewolucji gwiazd, supernowych i pozostałości po gwiazdach. Naukowcy będą mogli cofnąć się od eksplozji do wszystkich przeprowadzonych badań i wszystkich obserwacji i danych oraz wskazać, gdzie były poprawne, a gdzie błędne. Stara Betelgeza wiele ich nauczy.

Fala uderzeniowa z supernowej nadejdzie za około 100 000 lat i będzie łatwo odchylana przez słoneczną magnetosferę naszego Słońca. Największy wpływ na Ziemię będzie wzrost promieniowania kosmicznego uderzającego w nasze górne warstwy atmosfery.

Mamy nadzieję, że większość z nas zobaczy tę katastrofalną eksplozję i będzie siedzieć w zachwycie dla mocy natury, podczas gdy inni zdegenerują się w dziwne teorie spiskowe lub quasi-religijny, pseudonaukowy, kultowy szacunek.

Teleskopy ESO pokazują ukryte widoki olbrzymich gwiezdnych żłobków

Radosław B. AMBROŻY

Przy pomocy Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA) astronomowie utworzyli wielki atlas w podczerwieni dla pięciu pobliskich gwiezdnych żłobków, łącząc razem ponad milion zdjęć. Te wielkie mozaiki zdjęć ukazują młode gwiazdy w trakcie ich powstawania, osadzone w grubych obłokach pyłu. Dzięki wspomnianym obserwacjom, astronomowie mają unikalne narzędzie do rozszyfrowania skomplikowanej zagadki gwiezdnych narodzin.

Na tych zdjęciach możemy wykryć nawet najsłabsze źródła światła, takie jak gwiazdy znacznie mniej masywne niż Słońce, ujawniając obiekty, których nikt nigdy wcześniej nie widział. Pozwoli nam to zrozumieć procesy transformacji gazu i pyłu w gwiazdy.mówi Stefan Meingast, astronom z Uniwersytetu Wiedeńskiego w Austrii, pierwszy nowych opublikowanych dzisiaj w „Astronomy & Astrophysics”.

Gwiazdy tworzą się, gdy obłoki gazu i pyłu zapadają się pod wpływem własnej grawitacji. Jednak szczegóły, jak to się dzieje, nie są w pełni zrozumiane. Ile gwiazd rodzi się z obłoku? Jak masywne są? Ile gwiazd będzie miało także planety?

Aby odpowiedzieć na te pytania, zespół Meingasta dokonał przeglądu pięciu pobliskich obszarów gwiazdotwórczych, korzystając z teleskopu VISTA w Obserwatorium Paranal w Chile. Przy pomocy kamery podczerwonej VIRCAM na teleskopie VISTA, grupa badawcza zarejestrowała światło pochodzące z głębokiego wnętrza obłoku pyłu.

Pył przesłania młode gwiazdy, czyniąc je wirtualnie niewidocznymi dla naszych oczu. Jedynie fale podczerwone pozwalają na zajrzenie głębiej w takie obłoki, aby badać gwiazdy w trakcie ich powstawania.wyjaśnia Alena Rottensteiner, doktorantka na Uniwersytecie Wiedeńskim, współautorka badań.

Przegląd, który nazwano VISIONS, obserwował rejony gwiazdotwórcze w gwiazdozbiorach Oriona, Wężownika, Kameleona, Korony Południowej i Wilka. Rejony te znajdują się mniej niż1500 lat świetlnych od nas są tak duże, że rozciągają się na olbrzymim obszarze nieba. Średnica pola widzenia VIRCAM ma szerokość trzech tarcz Księżyca w pełni, co czyni go unikatowym zestawem do wykonywania map tych niezwykle dużych obszarów.

Zespół badawczy uzyskał ponad milion zdjęć w okresie pięciu lat. Poszczególne zdjęcia zostały połączone razem w wielkie mozaiki, które teraz opublikowano, ukazując gigantyczne kosmiczne krajobrazy. Szczegółowe panoramy pokazują ciemne pasma pyłu, świecące obłoki, nowo narodzone gwiazdy i odległe gwiazdy tła z Drogi Mlecznej.

Ponieważ dane obszary były obserwowane wielokrotnie, dane VISIONS pozwolą astronomom na zbadanie, jak poruszają się młode gwiazdy.

Dzięki VISIONS monitorujemy niemowlęce gwiazdy przez kilka lat, co pozwoli nam na zmierzenie ich ruchu i dowiedzenie się, w jaki sposób opuszczają swoje rodzime obłoki.wyjaśnia João Alves, astronom z Uniwersytetu Wiedeńskiego, kierownik naukowy VISIONS.

Nie jest to przesunięcie tych gwiazd widziane z Ziemi jest tak małe, jak grubość ludzkiego włosa widziana z dystansu 10 kilometrów. Pomiary ruchów gwiazd uzupełnią te uzyskane przy pomocy misji Gaia, prowadzonej przez Europejską Agencję Kosmiczną. Dane z misji Gaia są z zakres uwidzialnego, w którym młode gwiazdy są ukryte za grubymi zasłonami pyłu.

Atlas VISIONS da astronomom wiele pracy na kolejne lata. „Jest tutaj ogromna, długotrwała wartość dla społeczności astronomicznej, dlatego ESO prowadzi publiczne przeglądy, takie jak VISIONS,” mówi Monika Petr-Gotzens, astronom z ESO w Garching (Niemcy), współautorka badań. Co więcej, VISIONS położy podwaliny pod przyszłe obserwacje przy pomocy teleskopów takich, jak Ekstremalnie Wielki Teleskop (ELT), budowany obecnie przez ESO w Chile, z planet rozpoczęcia działania jeszcze w tej dekadzie.

ELT pozwoli na powiększenie konkretnych rejonów z niebywałymi szczegółami, dając nam nie widziane dotąd zbliżenie na pojedyncze gwiazdy, które obecnie się tam tworzą.podsumowuje Meingast.

info: ESO.org

Jedna na dziesięć gwiazd zjadała Jowisza (lub jeszcze większą planetę)

Radosław B. AMBROŻY

W kosmosie kataklizmiczne wydarzenia zdarzają się gwiazdom przez cały czas. Niektóre eksplodują jako supernowe, niektóre zostają rozerwane przez czarne dziury, a niektóre cierpią z powodu innego losu. Ale jeśli chodzi o planety, gwiazdy odwracają losy wydarzeń. Gwiazdy regularnie dokonują zniszczenia. Rozszerzające się czerwone olbrzymy pochłaniają i niszczą planety, które znajdują się zbyt blisko, a nowe badania dokładniej przyglądają się procesowi pochłaniania gwiazd.

Gwiazdy takie jak nasze Słońce w końcu staną się czerwonymi olbrzymami. Poprzez fuzję jądrową przekształcają masę w energię. W ciągu swojego życia zrzucają tyle masy i energii, że w końcu rozszerzają się i zmieniają kolor na czerwony. Dla planet, które znajdują się zbyt blisko tych spuchniętych sfer, oznacza to koniec. W końcu zostają pochłonięte i całkowicie zniszczone. Wiele badań zagłębiło się w proces pochłaniania planet, a nowe badania obliczyły, że jedna na dziesięć wyewoluowanych gwiazd w Drodze Mlecznej pochłonie planety o masie Jowisza.

Badanie nosi tytuł “Giant planet engulfment by evolved giant gas: light curves, asteroseismology, and survivability”. Pierwszym autorem jest Christopher O’Connor. O’Connor jest doktorantem na Wydziale Astronomii Cornell University. Badanie nie zostało jeszcze zrecenzowane.

Badania koncentrują się na dwóch typach wyewoluowanych gwiazd, które są ze sobą ściśle powiązane: gwiazdach czerwonego olbrzyma (RGB) i gwiazdach Asymptotic Giant Branch (AGB). Oba są bardzo podobne, a w rzeczywistości gwiazdy RGB mogą stać się gwiazdami AGB. Termin “gwiazda wyewoluowana” jest wystarczająco opisowy, aby objąć oba, a w tej pracy ważne jest to, że gwiazdy RGB i gwiazdy AGB opuściły ciąg główny.

Gdy te wyewoluowane gwiazdy tracą masę, rozszerzają się, a na tym etapie wszelkie planety znajdujące się blisko są w niebezpieczeństwie. Otoczka konwekcyjna gwiazdy pęcznieje i usidla planetę. Powoduje to opór, który powoduje, że planeta spiralnie kieruje się do wewnątrz w kierunku gwiazdy. Astronomowie wiedzą o tym i w tej pracy autorzy zbadali częstotliwość tych zdarzeń i reakcję gwiazd. Opisują gwiazdę podobną do Słońca jako gwiazdę o masie od 1 do 2 mas Słońca. Około 10% tych gwiazd pochłonie planetę o masie od 1 do 10 mas Jowisza. Dla tych relacji masowych spirala zajmie od 10 do 100 lat lub od 100 do 1000 orbit.

 

Aby określić te zakresy i jak reaguje gwiazda, naukowcy wykorzystali otwarte oprogramowanie astronomiczne o nazwie MESA (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics). “Używamy oprogramowania Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA) do śledzenia reakcji gwiazdy na depozycję energii, jednocześnie ewoluując orbitę planety” – wyjaśniają. MESA ujawniła, w jaki sposób różne wyewoluowane gwiazdy reagowały na pochłaniające planety o różnych masach.

Podczas gdy wiele wydarzeń astrofizycznych rozgrywa się na przestrzeni tysięcy, milionów, a nawet setek milionów lat, pochłonięcie planety jest znacznie szybszym procesem. Ale zanim planeta i gwiazda wejdą w kontakt, dwie rzeczy przyciągają je do siebie: ekspansja gwiazd i rozpad orbity. Jest to pierwsza faza pochłonięcia, w której tarcie pływowe powoduje rozpad orbity planety. Autorzy wyjaśniają, że tarcie pływowe jest “najprawdopodobniej spowodowane turbulentnym rozpraszaniem w otoczce konwekcyjnej gwiazdy”. W tym momencie procesu opór z korony gwiazdowej i wiatru gwiazdowego jest minimalny.

Gdy gwiazda i planeta zaczynają się ze sobą stykać, wszystko się zmienia. Tarcie pływowe schodzi na dalszy plan, aby pociągnąć za sobą siły. Autorzy nazywają to fazą “wypasu”. “Hydrodynamiczna interakcja gwiazdy i planety jest złożona i trójwymiarowa” – piszą. Złożoność fazy wypasu może obejmować zjawiska takie jak wyrzucanie materii z gwiazdy oraz optyczne i rentgenowskie stany przejściowe wywołane wstrząsami. Ale to badanie na razie pozostawia te zjawiska na boku.

Ten rysunek z artykułu pokazuje ciepło zdeponowane w gwiazdach w późniejszej fazie wdechu. RGB i AGB w legendzie są modelowanymi gwiazdami macierzystymi o różnych masach. Oś x pokazuje masę planety, a oś y pokazuje ilość zdeponowanego ciepła. Oczywiście, im masywniejsza planeta, tym więcej ciepła jest zdeponowane. Zdjęcie: O’Connor. 2023.

Skupiamy się na późniejszej” inspirującej “fazie pochłonięcia, kiedy planeta jest całkowicie zanurzona w otoczce.piszą.

Kiedy planeta znajduje się w fazie wdechu, odkłada ciepło na gwiazdę. Druga część tej fazy nazywana jest późną fazą wdechową, a ciepło dodawane do gwiazdy podczas tej fazy jest w dużej mierze odpowiedzialne za reakcję gwiazdy. Masa planety jest czynnikiem decydującym o tym, ile ciepła jest zdeponowane. Ogólne wyniki naukowców pokazują, że dla obu typów wyewoluowanych gwiazd pochłaniających planetę po niskiej stronie zakresu, do trzech mas Jowisza, zmiany w strukturze gwiazdy są łagodne do umiarkowanych. Jasność gwiazdy wzrasta nawet o jedną wielkość w ciągu zaledwie kilku lat. Jaśniejsze gwiazdy mogą doświadczyć podwójnego szczytu.

W przypadku gwiazd w późniejszych stadiach AGB, pochłonięta planeta może spowodować poważne zakłócenia w zewnętrznych warstwach gwiazdy. Może wywołać naddźwiękową ekspansję zewnętrznych warstw gwiazdy. W tym przypadku gwiazdy mogą przypominać Luminous Red Novae (LRN), ponieważ wytwarzają jasne, czerwone, pyłowe erupcje.

Ten rysunek z badań pokazuje zmiany promienia i wielkości gwiazdowej dla jednej z gwiazd macierzystych modelowanych w badaniach. Górny panel pokazuje, w jaki sposób gwiazda może rozszerzać się i kurczyć wielokrotnie podczas pochłaniania. Dolny panel pokazuje, jak zmienia się wielkość gwiazdy. Zdjęcie: O’Connor 2023.

Niezależnie od rodzaju gwiazdy, masy planety i tego, jak gwiazda reaguje na pochłonięcie, los planety jest zawsze taki sam: rozerwanie pływowe.

Badanie to ma ograniczone zastosowanie do naszego Układu Słonecznego. Nasze Słońce stanie się czerwonym olbrzymem za kilka miliardów lat, ale jeśli wcześniej nie wydarzy się coś ekstremalnie destrukcyjnego, Jowisz jest poza zasięgiem. Zamiast tego wewnętrzne skaliste planety stoją w obliczu pochłonięcia.

Badanie to opiera się na symulacjach, a nie obserwacjach, ale symulacje mogą pomóc astronomom zidentyfikować rzeczywistą rzecz, kiedy to się dzieje. Pochłonięcia są zdarzeniami przejściowymi, a niektóre istniejące i przyszłe teleskopy i obserwatoria koncentrują się wyłącznie na zjawiskach przejściowych i astronomii w dziedzinie czasu. Kiedy Obserwatorium Vera Rubin zostanie uruchomione około sierpnia 2024 roku, dostrzeże wiele przejściowych zdarzeń, z których niektóre będą wyewoluowanymi gwiazdami pochłaniającymi planety o masie Jowisza.

Niewidoczne nowo powstałe planety mieszają pył wokół młodej gwiazdy

Radosław B. AMBROŻY

W 2017 roku astronomowie poinformowali o odkryciu cienia przetaczającego się przez powierzchnię ogromnego dysku gazowo-pyłowego w kształcie naleśnika otaczającego czerwonego karła. Cień nie pochodzi z planety, ale z wewnętrznego dysku lekko nachylonego w stosunku do znacznie większego dysku zewnętrznego – powodując rzucanie cienia. Jednym z wyjaśnień jest to, że grawitacja niewidocznej planety przyciąga pył i gaz na nachyloną orbitę planety.

Teraz drugi cień pojawił się w ciągu zaledwie kilku lat między obserwacjami przechowywanymi w Hubble’u Archiwum MAST. Może to pochodzić z jeszcze jednego dysku umieszczonego wewnątrz systemu. Dwa dyski są prawdopodobnie dowodem na istnienie pary planet w budowie. TW Hydrae ma mniej niż 10 milionów lat i znajduje się około 200 lat świetlnych od Ziemi. We wczesnych swoich latach nasz Układ Słoneczny mógł przypominać system TW Hydrae, około 4,6 miliarda lat temu. Ponieważ system TW Hydrae jest nachylony prawie twarzą do naszego widoku z Ziemi, jest to optymalny cel do uzyskania widoku z lotu ptaka na planetarny plac budowy.

Drugi cień został odkryty w obserwacjach uzyskanych 6 czerwca 2021 roku w ramach wieloletniego programu mającego na celu śledzenie cieni w dyskach okołogwiazdowych. John Debes z AURA/STScI dla Europejskiej Agencji Kosmicznej w Space Telescope Science Institute w Baltimore w stanie Maryland porównał dysk TW Hydrae do obserwacji Hubble’a wykonanych kilka lat temu.

Odkryliśmy, że cień zrobił coś zupełnie innego. Kiedy po raz pierwszy spojrzałem na dane, pomyślałem, że coś poszło nie tak z obserwacją, ponieważ nie było to to, czego się spodziewałem. Na początku byłem zdenerwowany, a wszyscy moi współpracownicy pytali: co się dzieje? Naprawdę musieliśmy podrapać się po głowach i zajęło nam trochę czasu, aby znaleźć wyjaśnienie. powiedział Debes, który jest głównym badaczem i głównym autorem studiować opublikowano w Dziennik Astrofizyczny.

Najlepszym rozwiązaniem, jakie wymyślił zespół, jest to, że istnieją dwa niewyrównane dyski rzucające cienie. Byli tak blisko siebie we wcześniejszej obserwacji, że zostali pominięci. Z czasem rozdzielili się i podzielili na dwa cienie.

Nigdy wcześniej nie widzieliśmy tego na dysku protoplanetarnym. To sprawia, że system jest znacznie bardziej złożony, niż początkowo sądziliśmy.powiedział.

Najprostszym wyjaśnieniem jest to, że niewyrównane dyski są prawdopodobnie spowodowane przyciąganiem grawitacyjnym dwóch planet w nieco różnych płaszczyznach orbity. Hubble składa całościowe spojrzenie na architekturę systemu.

Dyski mogą być serwerami proxy dla planet, które okrążają się nawzajem, wirując wokół gwiazdy. To trochę jak kręcenie dwóch płyt gramofonowych z nieco inną prędkością. Czasami etykiety będą pasować, ale potem jedna wyprzedza drugą.

Sugeruje to, że obie planety muszą być dość blisko siebie. Gdyby jeden poruszał się znacznie szybciej niż drugi, zostałoby to zauważone we wcześniejszych obserwacjach. To jak dwa samochody wyścigowe, które są blisko siebie, ale jeden powoli wyprzedza i okrąża drugi.powiedział Debes.

Podejrzewane planety znajdują się w obszarze mniej więcej w odległości Jowisza od Słońca. A cienie wykonują jeden obrót wokół gwiazdy co około 15 lat – okres orbitalny, który byłby oczekiwany w tej odległości od gwiazdy. Ponadto te dwa wewnętrzne dyski są nachylone o około pięć do siedmiu stopni w stosunku do płaszczyzny dysku zewnętrznego. Jest to porównywalne z zakresem nachyleń orbitalnych wewnątrz naszego Układu Słonecznego.

Jest to zgodne z typową architekturą w stylu Układu Słonecznego.powiedział Debes.

Zewnętrzny dysk, na który padają cienie, może rozciągać się nawet kilka razy dalej niż promień pasa Kuipera w naszym Układzie Słonecznym. Ten większy dysk ma ciekawą przerwę w odległości dwukrotnie większej od Plutona od Słońca. To może być dowód na istnienie trzeciej planety w układzie.

Wszelkie planety wewnętrzne byłyby trudne do wykrycia, ponieważ ich światło zostałoby utracone w blasku gwiazdy. Ponadto pył w systemie przyciemniałby ich odbite światło. Obserwatorium kosmiczne Gaia może być w stanie zmierzyć wahania gwiazdy, jeśli planety o masie Jowisza będą ją szarpać, ale zajęłoby to lata, biorąc pod uwagę długie okresy orbitalne.

Dane TW Hydrae pochodzą ze spektrografu obrazowania Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Obraz w podczerwieni Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba może również być w stanie pokazać cienie bardziej szczegółowo.

info: Hubblesite