국제 천문학 자 팀은 지금까지 알려진 가장 작은 코어 버닝 스타의 반경과 질량을 정확하게 결정했습니다.
관측은 2004 년 3 월 ESO Paranal Observatory (칠레)에서 8.2m VLT Kueyen 망원경의 FLAMES 다중 섬유 분광기로 수행되었습니다. OGLE 측량 중에 일시적인 밝기 "딥"이 감지 된 60 개의 별에 대한 정확한 방사 속도를 측정하기위한 대규모 프로그램의 일부입니다.
천문학 자들은 OGLE-TR-122로 알려진 별의 빛 곡선에서 나타나는 딥은 매우 작은 별 동반자에 의해 발생하며이 7.3 일마다이 태양 같은 별을 일으킨다는 것을 발견했습니다.
이 동반자는 목성보다 96 배 무겁지만 16 % 더 큽니다. 직접적인 관측으로 태양 질량의 1/10보다 작은 질량은 거대한 행성과 거의 같은 크기라는 것이 처음 관측되었습니다. 이 사실은 현행 외계 행성에 대한 현재의 탐색 중에 분명히 고려되어야 할 것이다.
또한, 매우 큰 망원경으로 관측 한 결과, 천문학 자에게는 진정한 보난자 인 태양의 1/3 이하의 질량을 가진 별이있는 7 개의 새로운 이진 바이너리가 발견되었습니다.
OGLE 설문 조사
지구에서 보았을 때, 행성이 부모의 별 앞에서지나 가면 우리의 관점에서 별의 작은 빛을 차단합니다 [1].
이“평행 이동”은 천문학 자들이 외계 행성의 질량과 반경을 독특한 방식으로 측정 할 수있게 해주기 때문에 큰 관심을 끌고 있습니다. 따라서 다른 세계의 희미한 서명을 찾으려는 몇 가지 조사가 진행 중입니다.
이러한 프로그램 중 하나는 오랜 시간 동안 매우 많은 별의 밝기를 모니터링하여 마이크로 렌즈 이벤트를 감지하기 위해 원래 고안된 OGLE 측량입니다. 또한 지난 몇 년간 작은 궤도 물체 (작은 별, 갈색 왜성 [2] 또는 목성 크기의 행성)의 규칙적인 이동으로 인해 별의 밝기에주기적인 매우 얕은 "딥"에 대한 검색도 포함되었습니다. OGLE 팀은 이후 3 개의 남쪽 하늘 밭에서 은하 중심 방향으로, 다른 하나는 카리나 별자리 내에서, 다른 하나는 센타 우 루스 / 무스카 별자리 내에서 수십만 개의 별을 조사한 결과 177 개의“행성 통과 후보”를 발표했습니다.
그러나 통과 물체의 특성은 부모 별의 후속 방사 속도로 관찰함으로써 만 확립 될 수있다. 속도 변화의 크기 (진폭)는 수반되는 물체의 질량과 직접적으로 관련되어 있으므로 관측 된 밝기 "dip"의 원인으로 별과 행성을 구별 할 수 있습니다.
저 질량 별의 보난자
국제 천문학 자 팀 [3]은이 작업에 8.2m VLT Kueyen 망원경을 사용했습니다. 최대 8 개 물체의 고해상도 스펙트럼을 동시에 얻을 수있는 FLAMES / UVES 시설의 멀티 플렉스 용량을 활용하여 60 개의 OGLE 통과 후보 별을보고 약 50m / s의 정확도로 방사 속도를 측정했습니다. 4].
이 야심 찬 프로그램은 지금까지 5 개의 새로운 외계 행성 비행기를 발견하게되었습니다 (예를 들어, 두 가지 발표에 대해서는 ESO PR 11/04 참조).
OGLE에 의해 식별 된 대부분의 다른 환승 후보는 일식 이진, 즉 대부분의 경우 태양과 같은 별을 지나는 일반적으로 작고 질량이 작은 별인 것으로 밝혀졌습니다. 작고 밝은 별들에 대한이 추가의 풍부한 데이터는 천문학 자에게는 진정한 보난자입니다.
질량과 반경의 관계 제한
저 질량 별은 매우 흥미로운 물체입니다. 또한 내부의 물리적 조건은 태양계의 목성과 같은 거대한 행성의 조건과 공통점이 많기 때문입니다. 또한 가장 작은 별의 크기를 결정하면 극한 조건에서 물질의 거동에 대한 간접적이고 중요한 정보가 제공됩니다 [5].
최근까지는 관측이 거의 없었으며 질량이 적은 별에 대해서는 알려진 바가 거의 없었습니다. 이 시점에서 반지름의 정확한 값은 질량이 태양 질량의 3 분의 1 미만인 별 4 개에 대해서만 알려져 있으며 (매우 큰 망원경 간섭계로 측정 한 경우 ESO PR 22/02 참조) 태양 질량의 1/8 미만의 질량.
이 상황은 현재 극적으로 변화하고 있습니다. 실제로, 매우 큰 망원경으로 관측 한 결과 지금까지 7 개의 새로운 이진 바이너리가 발견되어 별의 질량이 태양 질량의 1/3 이하입니다.
따라서이 새로운 관측 세트는 정확한 반지름과 질량이 알려진 저 질량 별의 수의 거의 3 배입니다. 그리고 더 나은 – 이제이 별들 중 하나가 가장 작은 것으로 밝혀졌습니다!
행성 크기의 별
새로 발견 된 항성 그놈은 은하계 은하계의 별이 아닌 OGLE-TR-122의 동반자이며 남쪽 별자리 카리나 방향으로 보입니다.
OGLE 프로그램은 OGLE-TR-122가 7 일마다 6 시간 27 분마다 1.5 %의 밝기 감소를 경험하며, 매번 3 시간 이상 지속되는 것으로 나타났습니다 (약 188 분). 2004 년 3 월 6 박 동안 FLAMES / UVES 측정은 약 20km / s의 진폭으로이주기의 반경 방향 속도 변화를 나타냅니다. 이것은 OGLE-TR-122를 도는 수소 연소 한계에 가까운 매우 낮은 질량의 별의 분명한 신호입니다. 이 동반자는 OGLE-TR-122b라는 이름을 받았습니다.
Observatoire Astronomique Marseille Provence (프랑스)의 Fran? ois Bouchy (프랑스)는 다음과 같이 설명합니다. 처럼".
그런 다음이 정보를 사용하여 훨씬 작은 컴패니언 OGLE-TR-122b의 질량과 반경을 결정할 수 있습니다. 실제로, 환승의 깊이 (밝기 감소)는 두 별의 반지름 사이의 비율을 직접 추정하고 분광 궤도는 큰 별의 질량을 알면 동반자의 질량의 고유 한 값을 제공합니다. .
천문학 자들은 OGLE-TR-122b의 무게가 태양 질량의 1/10이며 태양의 1/8에 불과한 직경을 가지고 있음을 발견했습니다. 따라서 별은 여전히 목성보다 96 배나 크지 만이 거대한 행성보다 16 % 더 큽니다!
조밀 한 별
ESO의 클라우디오 멜로 (Claurio Melo)와 연구를 한 천문학 자 팀원은“목성에 95 배의 질량을 목성에 추가하고 그럼에도 불구하고 약간 더 큰별로 끝났다고 상상해보십시오. "추가 물질을위한 공간을 만들기 위해 물체가 줄어들면서 점점 더 조밀 해졌습니다."
그러한 별의 밀도는 태양 밀도의 50 배 이상입니다.
“이 결과는 근처 에서조차도 행성처럼 눈에 띄게 보이는 별의 존재를 보여줍니다.”라고 스위스 제네바 천문대의 프레데릭 폰이 강조합니다. "우리는 가까운 우주에서 그러한 물체에 접근하는 미래의 우주 탐사선으로부터 이미지를 수신하더라도 별이나 행성인지 여부를 식별하기가 쉽지 않다고 상상하는 것이 이상하지 않습니까?"
모든 스타와 마찬가지로 OGLE-TR-122b는 핵 반응을 통해 내부에서 실제로 에너지를 생산합니다. 그러나 질량이 적기 때문에이 내부 에너지 생산량은 매우 적으며, 특히 태양과 비슷한 동반자 별이 생산 한 에너지와 비교할 때 매우 작습니다.
덜 주목할만한 것은 소위“핫 목성 (hot Jupiters)”이라는 호스트 스타와 매우 가까운 궤도를 도는 외계 행성이 새로 발견 된 스타보다 큰 반지름을 가지고 있다는 사실입니다. 예를 들어, 외계 행성 HD209458b의 반경은 목성의 반경보다 약 30 % 더 큽니다. 따라서 OGLE-TR-122b보다 상당히 큽니다!
가장 무도회
이 발견은 또한 외계 행성에 대한 지속적인 탐색에 깊은 영향을 미친다. 이러한 관측은 일부 항성 물체가 목성과 같은 행성을 통과하는 것과 정확히 동일한 광도 신호 (밝기 변화)를 생성 할 수 있음을 분명히 보여줍니다 [6]. 또한, 본 연구에 따르면 그러한 별은 드물지 않습니다.
따라서 OGLE-TR-122b와 같은 별은 거대한 외계 행성 중 가장 마스 커 레이더이며, 행성의 사촌과 구별하기 위해 최 외곽의주의가 필요합니다. 이러한 작은 별을 발견하는 것은 가장 큰 망원경으로 후속 고해상도 스펙트럼 측정을 통해서만 수행 할 수 있습니다. 매우 큰 망원경에는 더 많은 연구가 진행되고 있습니다!
추가 정보
이 보도 자료에 포함 된 정보는 F의 주요 연구 저널 인“천문학 및 천체 물리학”(“OGLE-TR-122 주변의 행성 크기의 통과 별”)에서 편집자에게 보내는 서신으로 곧 발표 될 연구 기사를 기반으로합니다. Pont et al.). 이 용지는 A & A 웹 사이트에서 PDF 형식으로 제공됩니다.
노트
[1] : 갈색 왜성 또는“실패한 별”은 목성보다 최대 75 배 더 큰 물체입니다. 핵융합 과정이 시작 되기에는 너무 작습니다.
[2] : 목성 행성의 반지름은 태양계 별의 반지름보다 약 10 배 작습니다. 즉, 별의 표면의 약 1/100을 덮고 있기 때문에 별빛의 약 1 %를 차단합니다. 운송 중.
[3] : 팀은 스위스 제네바 천문대의 프레드릭 퐁, 미셸 시장, 디디에 퀘 로즈, 세인트 판드 우드리, 프랑스의 천문대 천문대 마르 소유 프로방스의 ESO- 칠레의 클라우디오 멜로, 프란 치아 부치로 구성되어 있습니다. , 포르투갈 리스본 천문대의 Nuno Santos.
[4] : 속도는 180km / h입니다. 이에 비해 목성에 의한 태양의 운동은 약 13m / s 또는 47km / h입니다. 이 운동은 행성의 질량에 비례하고 별과의 거리의 제곱근에 반비례합니다.
[5] : 물질이 완벽한 가스처럼 행동하는 태양과 같은 정상적인 별의 경우, 별의 크기는 질량에 비례합니다. 그러나 질량이 적은 별의 경우 양자 효과가 중요 해지고 별의 물질은“퇴화”되어 완전한 가스보다 압축에 훨씬 더 저항합니다. 목성 질량, 즉 갈색 왜성 질량의 75 배 미만인 물체의 경우, 물질은 완전히 퇴화되고 그 크기는 질량에 의존하지 않습니다.
[6] : 별이나 행성과 같은 멀리 떨어져있는 통과하는 물체는 항상 밝기 "딥"을 생성하지만 그 자체는 밝습니다. 이동 전과 후에 기록 된 밝기는 중심 별의 밝기와 궤도 물체의 밝기의 합과 같습니다. 이동하는 동안 기록 된 밝기는이 합계에서 가려진 중심 별 부분에서 방출 된 빛을 뺀 값입니다.
원본 출처 : ESO 뉴스 릴리스
