Układ planetarny z sześcioma sub-Neptunami w idealnym rezonansie

Zespół naukowców pod kierownictwem astronoma z Uniwersytetu w Chicago Rafaela Luque przeanalizował dane uzyskane zarówno przez należącego do NASA satelitę Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), jak i należącego do ESA satelitę CHaracterising ExOPlanet Satellite (Cheops) i odkrył wyjątkowy układ planetarny. Układ ten, krążący wokół gwiazdy skatalogowanej jako HD110067, zawiera sześć planet typu sub-Neptun. Co niewiarygodne, wszystkie sześć planet krąży w bezpośrednim rezonansie ze sobą. Wyniki pracy zostały opublikowane 29 listopada w Nature.

W 2020 roku dane tranzytowe zebrane przez TESS, które śledzą zmiany jasności gwiazdy, ujawniły co najmniej dwie planety. Ich orbity wynosiły około dziewięciu dni dla bliższego i czternastu dni dla dalszego świata. Ponadto tranzyty dostarczyły wskazówek na temat kilku kolejnych planet. Następnie dane z Cheopsa zidentyfikowały trzecią planetę krążącą po orbicie w ciągu dwudziestu dni.

Na podstawie tych okresów orbitalnych Luque zdał sobie sprawę, że te trzy planety krążyły ze sobą w rezonansie 3/2. Planeta b, najbardziej wewnętrzna, krąży trzy razy w tym samym czasie, co planeta c, następna w kolejności, krąży dwa razy. Planeta c krąży trzy razy, podczas gdy planeta d krąży dwa razy. Następnie przyszła kolej na obliczenia matematyczne.

Pracując nad obliczeniami w celu znalezienia potencjalnych rezonansów, zespół dopasował jeden zestaw tranzytów do planety orbitującej w ciągu 31 dni. Ponownie, orbita była rezonansem 3/2, z planetą d orbitującą trzy razy i planetą e orbitującą dwa razy. W danych znajdowały się jednak prawdopodobnie jeszcze dwa niedopasowane tranzyty. TESS zaobserwował każdy z nich tylko raz, co utrudniało potwierdzenie. Jedna planeta krążyła po orbicie przez 41 dni, a druga przez 55.

Co więcej, dane TESS, które mogłyby potwierdzić dwie zewnętrzne planety, zawierały nadmiar światła z Ziemi i Księżyca. Do akcji wkroczyli naukowcy Joseph Twicken (SETI Institute, NASA Ames Research Center) i David Rapetti (NASA Ames i USRA), którzy pracowali nad kodem umożliwiającym odzyskanie utraconych danych z powodu rozproszonego światła. Rapetti zastosował kod do danych TESS i znalazł dwa tranzyty zgodnie z przewidywaniami.

Podczas gdy systemy wieloplanetarne okazały się powszechne, rezonansowe orbity tego systemu są wyjątkowe. Luque zauważa:

Uważamy, że tylko około jeden procent wszystkich układów pozostaje w rezonansie, a jeszcze mniej pokazuje łańcuch planet w takiej konfiguracji.

Pozostawanie w rezonansie z sześcioma planetami oznacza, że układ ten może odpowiedzieć na pytania dotyczące formowania się planet. Luque wyjaśnia:

Pokazuje nam to dziewiczą konfigurację układu planetarnego, który przetrwał nietknięty.

Oprócz tego, że HD110067 jest gospodarzem “nietkniętego” układu planetarnego, jest najjaśniejszą znaną gwiazdą, na której znajdują się co najmniej cztery planety. Dzięki krótkim, bliskim orbitom, atmosfery tych sub-Neptunów są prawdopodobnie napompowane. To czyni je doskonałymi celami dla przyszłych obserwacji za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba NASA/ESA/CSA. Oczekuje się, że tego typu światy będą miały atmosferę opartą na wodorze, a do tej pory potwierdzono niewiele przykładów.

Luque podsumowuje:

To odkrycie stanie się systemem wzorcowym do badania, w jaki sposób sub-Neptuny, najczęstszy typ planet poza Układem Słonecznym, tworzą się, ewoluują, z czego są zbudowane i czy mają odpowiednie warunki do wspierania istnienia ciekłej wody na ich powierzchniach.

System ten zapewnia naukowcom bogactwo potencjalnych odkryć, od odpowiedzi na pytania dotyczące formowania się planet i ewolucji systemu po scharakteryzowanie składu atmosfery sub-Neptunów. Potencjalnie daje nam też kilka dodatkowych miejsc do poszukiwania życia poza Ziemią.

Gwiazda Polarna jest najbliższą i najjaśniejszą cefeidą. Niedawno coś się zmieniło

Kiedy patrzysz w nocne niebo i znajdujesz drogę do Gwiazdy Północnej, patrzysz na Gwiazdę Polarną. Jest to nie tylko najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Małej Niedźwiedzicy, ale jej położenie względem północnego bieguna nieba (mniej niż 1°) czyni ją użyteczną do orientacji i nawigacji. Od czasów współczesnej astronomii naukowcy rozumieli, że gwiazda jest układem podwójnym składającym się z żółtego nadolbrzyma typu widmowego F (Polaris Aa) i mniejszego żółtego karła ciągu głównego (Polaris B). Dalsze obserwacje ujawniły, że Polaris Aa jest klasyczną cefeidą, klasą gwiazd, która pulsuje regularnie.

Przez większość 20 wieku zapisy wskazują, że okres pulsacji wzrastał, podczas gdy amplituda pulsacji spadała. Ale ostatnio to się zmieniło, ponieważ okres pulsacji zaczął się skracać, podczas gdy amplituda zmian prędkości przestała wzrastać. Według nowych badań Guillermo Torresa, astronoma z Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), zachowania te można przypisać długoterminowym zmianom związanym z podwójną naturą układu, w którym dwie gwiazdy zbliżają się do siebie, a wtórne zaburzają atmosferę pierwotną.

Cefeidy to gwiazdy, które pulsują radialnie, powodując ich zmianę średnicy i temperatury. Pulsacje te są bezpośrednio związane ze zmianami ich jasności, co czyni je użytecznym narzędziem do pomiaru odległości galaktycznych i pozagalaktycznych. Zmienna natura gwiazdy polarnej została potwierdzona w 1911 roku przez duńskiego astronoma Ejnara HertzsDaprunga, od którego częściowo nazwano diagram Hertzsprunga-Russella. Obserwacje prowadzone w 20 wieku wykazały, że Gwiazda Polarna ma stały okres tętna wynoszący około czterech dni, który stale rośnie z każdym rokiem.

Gwiazda Polarna (Alfa Ursae Minoris) widziana przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Źródło: NASA/HST

Jak wyjaśnił dr Torres Universe Today za pośrednictwem poczty elektronicznej, ostatnio zaczęło się to zmieniać, prowadząc wielu astronomów do pytania, co napędza pulsacje Gwiazdy Polarnej.

Przez ponad 150 lat, aż do około 2010 roku, okres ten wydłużał się o około 4 lub 5 sekund każdego roku” – powiedział. “Współczesne obserwacje pokazały, że ten trend się odwrócił, a okres pulsacji staje się coraz krótszy. To nieoczekiwana zmiana, pokazująca, że wciąż jest wiele rzeczy, których nie rozumiemy na temat Gwiazdy Polarnej i innych podobnych gwiazd.

Aby dowiedzieć się więcej o okresie pulsacji Gwiazdy Polarnej, Torres skonsultował się z pomiarami prędkości radialnej (RV) sięgającymi 1888 roku. Technika ta polega na pomiarze widm z odległej gwiazdy i poszukiwaniu przesunięcia ku czerwieni i przesunięcia ku błękitowi, które wskazują, że gwiazda porusza się tam i z powrotem (technika ta daje również dokładne oszacowanie jej prędkości). Próbka Torresa obejmowała ponad 3 600 pomiarów RV, w tym prawie 1 200 obserwacji spektroskopowych przeprowadzonych przez Obserwatorium Licka w ciągu ponad 60 lat.

Pozwoliło to Torresowi prześledzić ewolucję właściwości pulsacyjnych Gwiazdy Polarnej, która pokazała, jak często występują impulsy, a także ich amplitudę. Torres powiedział:

Na początku lat 1990-tych amplituda stała się tak mała, że sądzono, iż pulsacje wkrótce ustaną. Jednak Gwiazda Polarna zdecydowała inaczej, a pod koniec 1990 roku amplituda zaczęła ponownie wzrastać, co trwało do około 2015 roku. Najnowsze obserwacje wskazują, że amplituda już nie wzrasta i może zacząć ponownie spadać. Dodatkowo, RV wykazały, że to zachowanie może być związane z faktem, że wokół Gwiazdy Polarnej okrąża inna gwiazda, która zbliża się do niej co 30 lat i może zaburzać zewnętrzne warstwy cefeid, gdzie zachodzą pulsacje.

Krótko mówiąc, zmiany w okresie pulsacji Gwiazdy Polarnej mogą wynikać z tego, że jej towarzysz przeszkadza jej za każdym razem, gdy przechodzą najbliżej siebie. Po uwzględnieniu tego Torres był w stanie uzyskać ulepszoną orbitę spektroskopową dla układu podwójnego, coś, co astronomowie próbowali rozwiązać od pokoleń. Może to również prowadzić do dokładniejszych szacunków dynamicznych mas każdego gwiezdnego towarzysza, które również były obarczone niepewnością. Jak podsumował Torres:

Koncepcja artysty przedstawia Polaris A z bliskim towarzyszem, znanym jako Polaris Ab. Jeszcze inna gwiazda towarzysząca, Gwiazda Polarna B, może być widoczna jako plamka w tle po prawej. Źródło: STScI

Teraz wiemy, że Gwiazda Polarna zachowuje się w sposób nieregularny i nieprzewidywalny. Jeśli potwierdzi się, że ma to związek z obecnością jej towarzysza, może to rzucić światło na zachowanie innych pulsujących gwiazd o podobnych właściwościach i pomóc nam zrozumieć naturę oscylacji. Dlatego ważne jest, aby mieć go na oku, ponieważ może on nadal zawierać dla nas niespodzianki.

Kolejny nowy sposób pomiaru odległości we Wszechświecie: barionowe oscylacje akustyczne

Pomiar kosmicznych odległości jest dużym wyzwaniem dzięki temu, że żyjemy w relatywistycznym Wszechświecie. Kiedy astronomowie obserwują odległe obiekty, patrzą nie tylko w przestrzeni, ale także w czasie. Ponadto kosmos rozszerza się od czasu, gdy narodził się w Wielkim Wybuchu, a ekspansja ta przyspiesza. Astronomowie zazwyczaj polegają na jednej z dwóch metod pomiaru kosmicznych odległości (znanej jako Kosmiczna Drabina Odległości). Z jednej strony astronomowie polegają na pomiarach przesunięcia ku czerwieni kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła (CMB) w celu określenia odległości kosmologicznych.

I odwrotnie, będą opierać się na lokalnych obserwacjach za pomocą pomiarów paralaksy, gwiazd zmiennych i supernowych. Niestety, istnieje rozbieżność między pomiarami przesunięcia ku czerwieni CMB a pomiarami lokalnymi, co prowadzi do tak zwanego napięcia Hubble’a. Aby rozwiązać ten problem, zespół astronomów z kilku chińskich uniwersytetów i Uniwersytetu w Kordobie przeprowadził dwuletnią analizę statystyczną miliona galaktyk. Na tej podstawie opracowali nową technikę, która opiera się na barionowych oscylacjach akustycznych (BAO) w celu określenia odległości z większą precyzją.

W skład zespołu weszli: Kun Xu, podyplomowy badacz na Uniwersytecie Jiao Tong w Szanghaju (SJTU) i w Instytucie Kosmologii Obliczeniowej (ICC) na Uniwersytecie w Durham; Yipeng Jing, profesor w Instytucie Tsung-Dao Lee i Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology w SJTU; oraz Gong-Bo Zhao, zastępca dyrektora National Astronomy Observatories (NAO-CAS), Uniwersytetu Chińskiej Akademii Nauk (UCAS) oraz Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics (IFAA). Dołączył do nich Antonio J. Cuesta, profesor fizyki na Uniwersytecie w Kordobie. Artykuł opisujący ich odkrycia ukazał się niedawno w czasopiśmie Nature Astronomy.

Barionowe Oscylacje Akustyczne, po raz pierwszy zademonstrowane w 2005 roku, są jednym z niewielu śladów Wielkiego Wybuchu, które wciąż można wykryć w kosmosie (podobnie jak CMB). Przez pierwsze 380 000 lat po Wielkim Wybuchu fale te rozchodziły się przez materię tak gorącą, że zachowywała się jak ciecz, jak fale w stawie. Gdy Wszechświat rozszerzał się i ochładzał w ciągu następnych 500 milionów lat, fale te zostały skutecznie “zamrożone w czasie”. Ponieważ dokładny czas trwania tych fal jest znany, są one bardzo przydatne do pomiaru odległości kosmologicznych w oparciu o separację między galaktykami.

Ilustracja koncepcji BAO, które są odciśnięte we wczesnym Wszechświecie i nadal można je zobaczyć dzisiaj w ankietach takich jak BOSS. Źródło: Chris Blake/Sam Moorfield

Wykrywanie BAO i określanie ich rozmiarów jest niezbędne do dokładnego mapowania Wszechświata na obiekty oddalone o miliardy lat świetlnych (odległości kosmologiczne). W swoich badaniach zespół wykorzystał metody statystyczne do zbadania blisko miliona galaktyk zawartych w dwunastej publikacji danych (DR12) z próbek CMASS Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS), w połączeniu z Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) Legacy Imaging Surveys. Pozwoliło im to uzyskać dokładne informacje na temat eliptyczności galaktyk i gęstości wokół nich.

Było to ważne, ponieważ siła grawitacji sąsiednich galaktyk zazwyczaj rozciąga galaktyki do punktu, w którym znajdują się one we względnej odległości od siebie. Ale w niektórych miejscach we Wszechświecie efekt ten nie jest tak intensywny. Po przeanalizowaniu wszystkich połączonych danych odkryli, że ich metoda pokazała, gdzie można znaleźć BAO. Jak stwierdził prof. Cuesta w komunikacie prasowym Uniwersytetu w Kordobie:

To właśnie w tych punktach, gdzie galaktyki nie wskazują tam, gdzie powinny, statystyki mówią nam, że znajdują się barionowe oscylacje akustyczne, ponieważ fale te działają również jako punkty przyciągania grawitacyjnego. Pierwszym praktycznym zastosowaniem, jakie mogą mieć te badania, jest dokładniejsze ustalenie, gdzie znajdują się galaktyki i oddzielenie ich od Ziemi, ale w pewnym sensie patrzymy również w przeszłość.

W połączeniu z innymi metodami z Kosmicznej Drabiny, ta niezależna technika może pomóc rozwiązać jeden z bardziej kłopotliwych problemów współczesnej kosmologii. Uzyskanie dokładnych szacunków kosmicznych odległości otworzy nowe drzwi w astronomii, w tym w tym, jak Wszechświat rozszerzał się w czasie. Może to doprowadzić do rewolucyjnego wglądu w fizykę rządzącą kosmosem, potencjalnie rozwiązując pytania o istnienie i rolę ciemnej materii i ciemnej energii – dwóch największych tajemnic współczesnej astronomii.

Mogą również ujawnić, że nasze wyobrażenia o tym, jak grawitacja zachowuje się w największej skali (opisanej przez Ogólną Teorię Względności) wymagają pewnej rewizji, być może prowadzącej do przyjęcia alternatywnych modeli, takich jak zmodyfikowana dynamika Newtona (MOND).

Migoczące gwiazdy dostarczają pyłu, który prowadzi do życia

Kiedy gwiazdy o małej i średniej masie wyczerpują zapasy wodoru, opuszczają fazę ciągu głównego i rozszerzają się, stając się czerwonymi olbrzymami – tak zwaną fazą Asymptotic Giant Branch (AGB). Gwiazdy w tej fazie ewolucji stają się zmienne (doświadczają zmian jasności), aby zrzucić swoje zewnętrzne położenia, rozprzestrzeniając pył w ośrodku międzygwiazdowym (ISM), który jest kluczowy dla rozwoju mgławic planetarnych i układów protoplanetarnych. Przez dziesięciolecia astronomowie starali się lepiej zrozumieć rolę, jaką odgrywają czerwone olbrzymy.

Badanie pyłu międzygwiazdowego i protoplanetarnego jest trudne, ponieważ jest on tak słaby w świetle widzialnym. Na szczęście pył ten pochłania światło i promieniuje jasno w podczerwieni (IR), dzięki czemu jest widoczny dla teleskopów IR. Korzystając z danych archiwalnych z wycofanych już misji Akari i Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), zespół japońskich astronomów przeprowadził pierwszy długookresowy przegląd pyłowych AGB i zaobserwował, że zmienna intensywność tych gwiazd pokrywa się z ilością pyłu, który produkują. Ponieważ pył ten odgrywa ważną rolę w powstawaniu planet, badania te mogą rzucić światło na pochodzenie życia.

Badania zostały przeprowadzone przez doktoranta Kengo Tachibana i jego kolegów z Instytutu Astronomii Uniwersytetu Tokijskiego. Dołączyli do nich astronomowie z University of Kagoshima, University of Tohoku oraz Institute of Space and Astronautical Science (ISAS) w Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA). Ich artykuł “Investigation of mid-infrared long-term variability of dusty AGB stars using multi-epoch scan data of AKARI and WISE” ukazał się niedawno w Publications of the Astronomical Society of Japan.

Zdjęcie cykl życia gwiazdy podobnej do Słońca, od jej narodzin po lewej stronie zdjęcia do jej ewolucji w czerwonego olbrzyma po prawej. Źródło: ESO/M. Kornmesser

Astronomia w podczerwieni otworzyła nowy wgląd we Wszechświat, co zademonstrował Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST). JWST dostarczył najbardziej szczegółowych obrazów kosmosu, jakie kiedykolwiek widziano dzięki dużemu zwierciadłu głównemu, instrumentom IR i osłonie przeciwsłonecznej (która utrzymuje ją w temperaturach kriogenicznych). Należy jednak zauważyć, że Webb jest najnowszym z długiej listy obserwatoriów podczerwieni, które obejmują AKARI (pierwszy japoński teleskop kosmiczny IR), Kosmiczne Obserwatorium Herschela oraz kosmiczne teleskopy NASA WISE i Spitzer.

Jak wyjaśnił Tachibana w niedawnym komunikacie prasowym UTokyo, większość przeglądów w podczerwieni była krótkotrwała, co ma ograniczone możliwości dowiedzenia się więcej o słabszych gwiazdach i tych, które zbliżają się do końca swojego cyklu życia:

Badamy gwiazdy, a światło podczerwone z nich jest kluczowym źródłem informacji, które pomaga nam odkryć ich tajemnice. Do niedawna większość danych IR pochodziła z bardzo krótkich badań ze względu na brak zaawansowanych platform dedykowanych. Ale misje takie jak AKARI i WISE pozwoliły nam na dłuższe badania rzeczy. Oznacza to, że możemy zobaczyć, jak rzeczy mogą się zmieniać w dłuższych okresach czasu i co te zmiany mogą oznaczać. Ostatnio zwróciliśmy naszą uwagę na pewną klasę gwiazd znaną jako asymptotyczne olbrzymie gałęzie, które są interesujące, ponieważ są głównymi producentami pyłu międzygwiazdowego.

Pył międzygwiazdowy składa się z cięższych pierwiastków (węgla, tlenu, żelaza itp.) powstałych w wyniku fuzji jądrowej we wnętrzu gwiazdy. Pierwiastki te zostały pierwotnie utworzone przez pierwsze gwiazdy w naszym Wszechświecie (gwiazdy III populacji) i zgromadzone w ich zewnętrznych warstwach. Kiedy osiągnęły potrzebę swojej żywotności, te zewnętrzne warstwy zostały zdmuchnięte przez supernowe i rozproszone w całym kosmosie. Pierwiastki te stały się następnie częścią mgławic, z których powstały nowe populacje (populacja II i I), stopniowo zwiększając zawartość metali (“metaliczność”) gwiazd.

Wnętrze olbrzymiej gwiazdy tuż przed jej wybuchem. Warstwy elementów piętrzyły się jeden na drugim, wszystkie się łączyły, wszystkie szalone. Zdjęcie: R. J. Hall

Z czasem gwiazdy te weszły w fazę AGB i stały się głównym źródłem kosmicznego pyłu. Ale w przeciwieństwie do gwiazd III populacji, AGB produkują i rozprowadzają cięższe pierwiastki stopniowo do ISM, wyrzucając je z ich zewnętrznych warstw, zamiast zdmuchnąć je w masywnych eksplozjach. Podczas gdy astronomowie rozumieją to od dziesięcioleci, główne czynniki tego procesu są słabo rozumiane, co prowadzi ich do zastanowienia się, gdzie powinni szukać, aby dowiedzieć się więcej na ten temat. Powiedział Tachibana:

Nasze najnowsze badanie wskazało nam właściwy kierunek. Dzięki długookresowym obserwacjom w podczerwieni odkryliśmy, że światło z pyłowych AGB zmienia się w okresach dłuższych niż kilkaset dni. Odkryliśmy również, że sferyczne powłoki pyłu wytwarzane przez te gwiazdy, a następnie przez nie wyrzucane, mają koncentrację pyłu, która zmienia się wraz ze zmianami jasności gwiazd. Spośród 169 badanych pyłowych AGB, bez względu na okres ich zmienności, stężenia pyłu wokół nich pokrywałyby się. Jesteśmy więc pewni, że są one ze sobą powiązane.

Badania te dostarczyły cennego pierwszego kroku, demonstrując związek między stężeniem pyłu a zmiennością jasności gwiazdy. W następnym kroku zespół ma nadzieję zbadać możliwe fizyczne mechanizmy stojące za produkcją tego pyłu. W tym celu zespół planuje wykorzystać 6,5-metrowy teleskop w Obserwatorium Atacama Uniwersytetu Tokijskiego (TAO) w Chile. TAO zbliża się do ukończenia kamery MIMIZUKU w średniej podczerwieni i spektrografu, która ma rozdzielczość przestrzenną porównywalną z instrumentem średniej podczerwieni (MIRI) JWST.

Korzystając z tego instrumentu, zespół zamierza monitorować różne gwiazdy AGB nieprzerwanie przez wiele lat. Wraz z Webbem i innymi obserwatoriami podczerwieni nowej generacji, badania te ujawnią wiele o niewidocznych aspektach naszego Wszechświata.