Astronomi

Yıldız granülasyonunun bir yıldızın spektrumunun kimyasal analizi üzerinde nasıl bir etkisi olur?

Yıldız granülasyonunun bir yıldızın spektrumunun kimyasal analizi üzerinde nasıl bir etkisi olur?



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Yıldız granüllerinden gelen spektrum açıkça daha sıcak gaz için olacak, aralarındaki şeritlerden gelen spektrum ise daha soğuk gaz için olacaktır.

  • Bu, bir metaliklik analizi için ortalama bir sıcaklık dağılımının kullanılabilmesi için "ortalama çıktı" mı?
  • Spektroskopik etkiler tüm hatlar için aynı mı olacak?

Bu soruların basit bir cevabı yok - kısa olabilir ve (i) Hayır olmaz ve (ii) hayır olmaz diyebilirsem de.

Basit bir iki bileşenli atmosfer yaparsanız, gözlenen spektrum iki spektrumun akı ağırlıklı kombinasyonu olacaktır. $$ S_{ m obs} = frac{A_1 T_1^4 S_1 + A_2 T_2^4 S_2}{A_1 T_1^4 + A_2 T_2^4} , $$ nerede $A_1, T_1, S_1$ malzemenin alanı, sıcaklığı ve spektrumudur. $T_1$ ve alt simge 2 olan miktarlar sıcaklıktaki bölgeler içindir. $T_2$.

Şimdi, herhangi bir spektral özelliğin sıcaklıktaki bir değişikliğe tepkisine bağlı olarak, bu, o özelliğin eşdeğer genişliğini akı ağırlıklı ortalama spektrumda daha güçlü veya daha zayıf hale getirebilir. Daha sonra bu spektrumu tek bir sıcaklık olduğunu varsayarak analiz ederseniz, o özelliğe dayalı olarak bolluk için elde ettiğiniz şey daha büyük veya daha küçük olabilir.

Örneğin, nötr türlerin çoğu çizgisi (örneğin Fe I, Li I) daha soğuk atmosferlerde güçlenir. Bir yıldızın üzerine soğuk yıldız noktaları koyarsanız, bu çizgilerin eşdeğer genişlikleri daha güçlü hale gelir. Yıldızın ortalama sıcaklığı çok az düşecektir. Net etki, o yıldızdaki demir veya lityum bolluğunun daha büyük olduğunu tahmin etmek olacaktır.

Öte yandan, çizgi, büyüme eğrisinin doymuş kısmında olacak kadar çok güçlü olsaydı, daha soğuk bir atmosferde çok daha güçlü olmazdı ve hatta daha düşük bir ortalama sıcaklık benimseyerek bile olabilirdi, hat eşdeğeri genişlikte önemli bir artışın olmaması, kişinin azaltılmış bir bolluk çıkarmasına yol açacaktır.

Daha net bir durum, iyonize Fe II hatları olabilir. Bunlar daha soğuk bir atmosferde daha zayıf hale gelir, bu nedenle akı ağırlıklı ortalama spektrumdan daha düşük bir demir bolluğu çıkarımı yaparsınız.

Sonra basit bir iki sıcaklık modelinin dayattığı aşırı basitleştirme sorunu var. Gerçek granülasyon ayrıca, mikro ve makro türbülans için sonuç çıkarımları ile plazmanın hareketini ve bunların çizgi oluşumunu ve yerel termodinamik denge varsayımını nasıl etkilediğini içerir. Bunlar ancak pahalı 3B yıldız atmosferi modelleri kullanılarak ele alınabilir. Bu tür modeller mevcuttur ve 1D LTE atmosferik analizleri kullanılarak belirlenen bolluklara 3D NLTE düzeltmeleri ızgaraları sunarlar. Düzeltmeler, çizgilerin kuvvetlerine ve yıldızın içsel parametrelerine bağlı olarak her iki yönde de gidebilir. Örnek olarak, Wang ve ark. (2021), özellikle ilgi duyduğum Li I optik/NIR hatları için bir düzeltmeler ızgarası sunuyor.


Yıldız evrimi

Yıldız evriminin astrofizik modelleri, zamanla güneş radyasyonunun yoğunluğundaki yavaş bir artışı yeniden yapılandırır. Ancak, Güneş 4.6-3.0 milyar yıl önce (Ga) ve bugün %25-30 daha sönüktü, bu da sıcaklıkları 0 santigrat derecenin altında tutabilirdi. Yine de, Avustralya zirkonlarındaki oksijen izotopları ve 4.3-4.4 Ga tarihli Archean meta-sedimanter kayaçları, sıvı suyun varlığını gösterir (Mojzsis ve diğerleri, 2001). Ayrıca, Güneş'ten Dünya'dan daha uzak bir gezegen olan Mars'tan alınan jeolojik, kimyasal ve mineralojik veriler, en azından aralıklı olarak 4,1 ila 3,7 Ga arasında daha ıslak, mevcuttan daha sıcak bir iklim ortaya koymaktadır (Ramirez ve Craddock, 2018).

Soluk Genç Güneş Paradoksuna önerilen çözümler, erken, daha büyük, parlak bir Güneş'i (ve dolayısıyla daha sıcak Dünya), güneş kütlesi kayıplarına bağlı yörünge değişikliklerini veya bulut örtüsü, kar ve buz veya kara-okyanus dağılımındaki yüzey albedo değişikliklerini çağırır. Daha büyük olasılıkla, CO tarafından üretilen gelişmiş bir sera gazı etkisi2 veya CH4 sıcaklıkları adil seviyelere yükseltmek (örneğin, Catling ve Zahnle, 2020).


1. GİRİŞ

Triangulum-Andromeda (TriAnd) yıldız bulutu, Rocha-Pinto ve diğerleri tarafından yapılan İki Mikron Tüm Gökyüzü Araştırmasında (2MASS) M dev yıldızlarının düşük enlemdeki aşırı yoğunluğu olarak tanımlandı. (2004, bundan sonra RP04 olarak anılacaktır) ve Majewski ve diğerleri tarafından güçlü bir ana dizi dönüş (MSTO) yıldız dizisi olarak. (2004b, bundan sonra M04). RP04 ve M04, yapının en az 50° boyunca uzandığını buldu × 15–30 kpc'lik bir güneş merkezli mesafede halenin 20°'si. Yapının ortalama güneş merkezli radyal hızı,

-119 ± 9.6 km s -1 ve ortalaması [Fe/H]

−1.2 dex, RP04 ile kalsiyum kızılötesi üçlü ölçümlerine dayalıdır. Bu gökyüzü bölgesindeki MSTO yıldızlarının daha sonraki bir MegaCam araştırması (Martin ve diğerleri, 2007)

Bu yıldız yapı için 20 kpc mesafe, bugüne kadar, yapının kökenini tespit etmek için yararlı olan herhangi bir ayrıntı düzeyinde özelliklerinin belirlenmesi de dahil olmak üzere, TriAnd'a çok az dikkat edildi.

Buna karşılık, TriAnd'dan sadece iki yıl önce keşfedilen ve "Monoceros Akıntısı" veya "Monoceros Halkası" olarak da adlandırılan Galaktik Anticenter Yıldız Yapısına (GASS) önemli ölçüde daha fazla ilgi gösterildi. al. 2002) Galaktik merkez dışının TriAnd 8 ile aynı genel bölgesinde, ancak daha yakın bir ortalamada

11 kpc güneş merkezli mesafe. Bu halka benzeri yapının Isaac Newton Teleskopu Geniş Alan Kamerası (Ibata ve diğerleri 2003 Conn ve diğerleri 2005), Sloan Digital Sky Survey spektroskopisi ve fotometrisi (Yanny ve diğerleri 2003, bundan sonra Y03) ile sonraki çalışması ve izlendiği gibi 2MASS M devleri tarafından (Crane et al. 2003, bundan sonra C03 Majewski et al. 2003, bundan sonra M03 Rocha-Pinto et al. 2003, bundan sonra RP03) düşük enlemli GASS halkasının en azından ikinci ve üçüncü Galaktik kadranları kapsadığını göstermiştir. ve [Fe/H] = −1.6 ± 0.3 (Y03) ila −0.4 ± 0.3 (C03) arasında geniş bir metaliklik yayılımına sahiptir. Bununla birlikte, GASS'ın kökeni tartışmalıdır. Başlıca senaryolar arasında, GASS'ın Galaktik diskin bir parçası/çözgü olduğu senaryolar (Momany ve diğerleri, 2006 Kazantzidis ve diğerleri. 2008 Younger ve diğerleri. 2008) ile bir Samanyolu (MW) uydusunun bozulmasından kaynaklanan gelgit enkazını temsil ettiği senaryolar yer alır. galaksi (Ibata ve diğerleri 2003 Y03 C03 RP03 Helmi ve diğerleri 2003 Frinchaboy ve diğerleri 2004 Martin ve diğerleri 2004 Peñarrubia ve diğerleri 2005 Conn ve diğerleri 2005 Rocha-Pinto ve diğerleri 2006). GASS ve diğer cüce küresel (dSph) galaksiler arasındaki kimyasal modellerin bir karşılaştırması yakın zamanda Chou ve diğerlerinde yapılmıştır. (2010b, bundan sonra C10b olarak anılacaktır). GASS örnekleri, Yay (Sgr) cüce+akım sistemi ve diğer uydu gökadalarında olduğu gibi Ti, Y ve La için benzer bolluk modellerini ortaya koyuyor, bu da GASS'taki yıldızların muhtemelen cüce gökada benzeri bir ortamda oluştuğunu gösteriyor. Bununla birlikte, bu kimyasal gözlem, kendi içinde, kendi içinde, kimyasal madde üzerindeki tartışmayı kesin olarak çözmez. dinamik Çünkü teorik modeller, cüce gökadaların birikmesiyle galaktik disklerin dışa doğru büyüdüğünü (örneğin, Abadi ve diğerleri 2003 Yong ve diğerleri 2005) ve GASS'ın daha önce hiyerarşik olarak oluşturulmuş bir başka Galaktik yapıya karşı bozulmamış bir gelgit akışını temsil edip etmediğini gösterdiği için oluşan, dış disk bu kimya ile açıklığa kavuşturulmamıştır.

GASS için kesin bir köken modeli olmamasına rağmen, TriAnd keşfinden kısa bir süre sonra Peñarrubia ve diğerleri tarafından önerildi. (2005), bu yapının basitçe, bu yazarların bir MW uydu gökadasının çözünmesinden oluşan bir yapı olduğunu varsaydığı GASS/Mon'un uzak bir parçası olabileceğini söyledi. Her iki yapı da benzer Galaktik enlemlerdedir ve Peñarrubia et al. bir bulabildiler N-Bu atasının konumunun Büyük Köpek'te olduğu varsayımı altında, varsayılan Mon ata gökadasından dinamik olarak daha eski, daha önce soyulmuş bir parça olarak TriAnd'ı birleştirebilecek vücut simülasyonu (ikinci yön, bir Büyük Köpekbalığı aşırı yoğunluğu iddiasıyla motive edildi) Martin ve diğerleri tarafından yapılan yıkıcı bir dSph'in çekirdeği olarak 2004 - kendisi de çok tartışılan bir konudur, bkz. Rocha-Pinto ve diğerleri 2006 Mateu ve diğerleri 2009 ve buradaki referanslar). Eğer TriAnd ve GASS/Mon aynı cüce gökada sisteminin parçalarıysa, bu iki yapıdaki yıldızlar ortak bir kimyasal zenginleşme geçmişine sahiptir ve prensipte benzer zenginleşme modelleri göstermelidirler; örneğin, C10b tarafından GASS/Mon için görülenler. Aslında, TriAnd'daki yıldızların GASS/Mon sistemine ait olup olmadığını belirlemek için "kimyasal parmak izi" uygulanabilir.

Bu teknik yakın zamanda Chou ve arkadaşları tarafından uygulanmıştır. (2010a, bundan sonra C10a) Kuzey Galaktik Yarımküre'deki bir grup M dev yıldızının ("NGC hareketli grubu") Yay gelgit akıntısının muhtemelen daha eski parçaları olduğunu göstermek için Sgr sistemiyle bir karşılaştırma, Mon ve TriAnd çalışmasında oldukça uygundur, çünkü Sgr, her üç durumda da (M03 RP03 RP04) M dev yıldızların mevcudiyeti ile nispeten yüksek bir metaliklik dahil olmak üzere her ikisine de benzer özellikler sergiler. üç alt yapının hepsinin progenitör sistemleri biraz benzer olabilir.

Bu nedenle, halo altyapısına ilişkin önceki kimyasal çalışmalarımızdan alınan yukarıdaki emsalleri takip ederek, bu Mektupta TriAnd sistemindeki kimyasal bolluk modellerinin ilk yüksek çözünürlüklü spektroskopik değerlendirmesini yapıyoruz ve bu bolluk ölçümlerini TriAnd ve ile arasındaki varsayımsal bağlantıyı araştırmak için kullanıyoruz. GAZ/Mon sistemleri.


GEZEGENİN ÖRGÜTLEDİĞİ BÖLGELERİN 3 AKI DEĞİŞİMİ

Bu bölümde, gezegen tarafından örtülen yıldız yüzey parlaklığının uzamsal değişimlerinden dolayı geçiş derinliğindeki değişimi simüle ediyoruz.

3.1 Geçişleri simüle etme

Geçişleri simüle etmek için önce tek bir statik sürekli yoğunluk görüntüsü seçiyoruz. Daha sonra, önce Dünya'nın öngörülen boyutuna eşit bir sentetik ötegezegen yaratarak ve bu dairesel disk içindeki akıyı toplayarak bir zaman dizi akı yaratırız. Daha sonra bu toplamı toplam güneş diski yoğunluğundan çıkarırız. Dünya'nın tahmini boyutu, her görüntü için görünen güneş yarıçapını piksel birimlerinde kaydeden HMI görüntü başlıklarından hesaplanır.

Ay'ın veya diğer gezegenlerin Dünya'nın yörüngesi üzerindeki etkilerini görmezden geliyoruz ve ayrıca basitlik için Dünya'nın yörüngesinin eksantrikliğini de ihmal ediyoruz. Gezegeni güneş yüzeyi boyunca aşamalı olarak ilerletiyoruz ve dairesel bir yörünge varsayarak her entegrasyonun zamanını hesaplıyoruz. Pküre = 365,25 gün. Yoğunluk ölçümlerinin amplitüdündeki günlük değişimi önlemek için bu zaman serisini tek bir statik görüntü boyunca oluşturuyoruz. Bu, foton gürültüsünün etkilerini ortadan kaldırmanın ek bir yararına sahiptir (çünkü tüm zaman serisi tek bir foton gürültüsünün gerçekleştirilmesi boyuncadır), bu da fotosferik granülasyonun etkilerini ppm düzeyinde araştırmamıza olanak tanır.

2018'de en az manyetik aktivite gösteren günlerde çekilmiş 282 deconvolved süreklilik yoğunluğu görüntüsünde geçişleri simüle ediyoruz. Bu geçişler topluluğu Şekil 3'te gösterilmektedir. Geçişleri yalnızca darbe parametresi ile simüle ediyoruz. b = 0. Seçme b = 0, gezegenin güneş ekvatorunun yakınında nadiren meydana gelen manyetik olarak aktif bölgeleri örtme olasılığının düşük olmasını sağlar ve granülasyon kontrastını en üst düzeye çıkarır. Bu simülasyonlar için yazılım çevrimiçi olarak mevcuttur. 1

Dünya büyüklüğünde bir gezegenin 282 simüle edilmiş transit ışık eğrisi SDO/HMI Güneş görüntüleri (solda: tam geçiş sağda: geçişin ortasında yakınlaştırın). Akı minimumdaki yayılma, aktivite ve granülasyon nedeniyle güneş yüzeyi parlaklık değişimlerinden kaynaklanmaktadır.

Dünya büyüklüğünde bir gezegenin 282 simüle edilmiş transit ışık eğrisi SDO/HMI Güneş görüntüleri (solda: tam geçiş sağda: geçişin ortasında yakınlaştırın). Akı minimumdaki yayılma, aktivite ve granülasyon nedeniyle güneş yüzeyi parlaklık değişimlerinden kaynaklanmaktadır.

3.2 Geçiş artıklarında granülasyon ve süpergranülasyon gürültüsü

Mandel & Agol (2002) geçiş modelini, python paketi batman (Kreidberg 2015) tarafından uygulanan simüle edilmiş ışık eğrilerinin her birine uydurduk. Her bir ışık eğrisi için, yıldızın yörünge periyodunu, yarı ana eksenini ve yarıçapını bilinen değerlerde sabitlerken, aynı anda gezegen yarıçapı, geçiş ortası süresi, yörünge eğimi ve doğrusal olmayan dört uzuv karartma parametresine uyuyoruz. Dünya için dairesel bir yörünge. Daha sonra her geçiş uyumunun kalıntılarını inceleriz (bir örnek Şekil 4'te gösterilmiştir) ve manyetik elemanlar tarafından kirlenmiş tüm geçişleri reddederiz (artık akı değerleri >5 ppm içeren geçişler). Işık eğrisindeki simetrik eğilimleri ortadan kaldırmak için burada doğrusal olmayan uzuv karartma parametreleri kullandık. Bölüm 2'de tartıştığımız HMI çözülmüş görüntü düz alanındaki kusurları gidermek için, artık akıyı her seferinde tüm geçiş artıklarının medyanı ile çıkarırız. Ortaya çıkan geçiş artıkları tipik olarak 0,5 ppm standart sapmalara sahiptir ve tipik bir aralık 2-4 ppm'dir.

Güneş granülasyonunun belirli bir gerçekleştirmesinin geçiş artıkları, artık genliği ∼2 ppm gösterir.

Güneş granülasyonunun belirli bir gerçekleştirmesinin geçiş artıkları, artık genliği ∼2 ppm gösterir.

3.3 Granülasyon ve süpergranülasyondan kaynaklanan yarıçap belirsizliği

Granülasyon, çeşitli boyut ölçeklerinde meydana gelir - HMI sürekli yoğunluk görüntülerinde açıkça görülebilen ∼0.5 Mm yarıçaplı granüller (bkz. Şekil 1) ve yarıçapı ∼16 Mm olan süpergranüller. Granüller ve süpergranüller zamanla stokastik olarak görünür, ancak uzunluk ölçekleri ve devir süreleri kabaca sabit kalır. Bu nedenle, 282 geçiş kalıntısı topluluğumuzu gürültü ile otokorelasyonlu bir sinyal olarak modelleyebiliriz.

Dış gezegen yarıçapında tipik bir belirsizliğin yüzde 0,02 olduğunu bulduk. $p. Granülasyon modelini tek bir statik görüntü boyunca sentetik bir geçişten modellediğimiz için bunu bir gürültü tabanı veya alt sınır olarak kabul ediyoruz.

3.3.1 Önceki sonuçlarla karşılaştırma

Chiavassa et al. (2017), Güneş benzeri yıldızların kademeli ızgara modellerinden üç boyutlu ışınımlı hidrodinamik simülasyonlar üzerinde Dünya benzeri gezegenlerin geçişlerini simüle etti ve 7600-7700 Å bant geçişinde granülasyon nedeniyle geçişte kalan sinyalin rms genliği 3.5 ppm olduğunu buldu. HMI sürekli yoğunluk görüntülerini (2-4 ppm) kullanan tahminimize benzer.

3.3.2 Diğer yıldızlar için beklentiler

Ana dizi boyunca yıldızlar için yıldız granülasyonunun sayısal simülasyonları, granül boyutunun yıldız yüzeyi yerçekimi ile ters orantılı olarak ölçeklendiğini göstermektedir (bkz. Nordlund ve diğerleri, 2009 Kupka & Muthsam 2017 tarafından yapılan inceleme). Sonuç olarak, Güneş'ten daha küçük yıldızların daha küçük granüllere sahip olması beklenebilir. Granüller ne kadar küçükse, belirli bir maruziyette Dünya boyutundaki bir gezegen tarafından o kadar fazla granül örtülür ve bu nedenle ışık eğrisi üzerindeki geçiş halindeki granülasyon sinyali o kadar küçük olur.

Trampedach ve diğerleri tarafından spektral tip F7'den K3 cücelerine kadar yıldızlar için granülasyonun sayısal simülasyonları. (2013), hepsinin karakteristik yatay granül ölçekleri 1 Mm mertebesindedir. Bu ölçekler, yıldızlar geliştikçe büyür ve günlükleri g azalır (ayrıca bkz. Beeck ve diğerleri 2013a, b Trampedach ve diğerleri 2017). Bu nedenle, küçük ölçekli granülasyon sinyali, evrimleşmiş yıldızlar için en önemli olmalıdır.

Güneş süpergranülasyonu, küçük ölçekli granülasyonun aksine, küçük genliği nedeniyle ölçülmesi zordur ve geniş fiziksel boyutu nedeniyle simülasyonu zordur (Rieutord & Rincon 2010). Bu nedenle okuyucuyu bu analizin sonuçlarını yalnızca güneş ikizleri için kullanmaya uyarıyoruz.


Güneş ve Güneş Tipi Yıldızların Spektrumlarındaki Çizgilerin Asimetrisi

Güneş akısı spektrumundaki Fe I ve Fe II çizgilerinin asimetrisi, üç FTS atlası ve HARPS atlası kullanılarak analiz edilmiştir ve ayrıca HARPS spektrografı üzerindeki gözlemler kullanılarak 13 yıldızın tayfında analiz edilmiştir. Gözlem gürültüsünü azaltmak için her yıldızın bireysel çizgi açıortaylarının ortalaması alınmıştır. Yıldız tayflarında elde edilen ortalama açıortaylar, Güneş için iyi bilinen C-şekline az çok benzer. Dönme hızları 5 km/s'den büyük olan yıldızlarda açıortayların şekli eğik çizgi sembolüne (/) daha yakındır. Bisektörlerin eğriliği ve açıklığı yıldızın sıcaklığıyla artar. Sonuçlarımız, açıortayların açıklığı ve şekli üzerindeki dönme hızının güçlü etkisi hakkında bilinen gerçekleri doğrulamaktadır. Ortalama konvektif hız, soğuk düşen ve sıcak yükselen konvektif madde akışları arasındaki en büyük farkı gösteren ortalama bisektörün açıklığına göre belirlendi. Bir yıldız olarak Güneş için –420 m/s'ye eşittir. Güneş tipi yıldızlarda, sırasıyla 4800 ila 6200 K etkin sıcaklıkla –150 ila –700 m/s arasında büyür. Yüzey ağırlığı ve metalliği daha fazla olan yıldızlar için ortalama konvektif hız azalır. Ayrıca yıldız yaşıyla birlikte azalır ve mikro ve makro türbülanslı hareketlerin hızıyla ilişkilidir. Güneş akısı analizinin sonuçları, FTS atlaslarındaki mutlak dalga boyu ölçeklerinin, ölçeği kaydırılmış ve dalga boyuna bağlı olan Hinkle ve diğerlerinin atlası dışında, yaklaşık olarak –10 m/s'ye denk geldiğini göstermiştir. 450 ila 650 nm aralığında, bu atlasın ölçek kayması sırasıyla –100 ila –330 m/s arasında değişir ve ortalama olarak –240 m/s'ye eşittir. Ortaya çıkan ortalama yıldız açıortayı, konvektif hız alanları hakkında bilgi içerir ve yüzey taşınımının karakteristik özelliklerini incelemek için yıldız atmosferlerinin hidrodinamik modellemesi için faydalı olabilir.


Teşekkür

Yardım almak için David Yong'a teşekkür ederiz. Gelecek nesil çalışacak modeller gevezelik, Peter Hauschildt bir ön yayın sağladığı için Gelecek nesil bizim kullanımımız için atmosfer ve düşük kütleli alt cüceler hakkında faydalı tartışmalar için Suzanne Hawley. Bu araştırma, CDS, Strasbourg, Fransa'da işletilen SIMBAD veri tabanından yararlanmıştır. Bu araştırma, NASA'nın Astrofizik Veri Sistemi Bibliyografik Servislerinden yararlanmıştır. Yazarlar, New York Community Trust'ın Kennilworth Fonu'nun mali desteğini minnetle kabul ederler. Cerro Tololo Amerikalar Arası Gözlemevi, Ulusal Bilim Vakfı ile işbirliği anlaşması kapsamında Astronomi Araştırma Üniversiteleri Birliği tarafından işletilmektedir.


Gökbilimciler Gezegen Yiyen Yıldızların Kimyasal İmzasını Belirlediler

Vanderbilt Üniversitesi'ndeki araştırmacılar, bir yıldız elementinin kimyasal imzasını element bazında gösteren ve bu imzanın Dünya benzeri gezegenlerin yutulmasıyla nasıl değiştiğini ortaya çıkaran yeni bir model geliştirdiler.

Bazı Güneş benzeri yıldızlar 'Dünya Yiyenler'dir. Gelişimleri sırasında Dünya, Mars ve Venüs gibi 'karasal' gezegenlerin yapıldığı kayalık materyalin büyük bir kısmını yutarlar.

Vanderbilt Üniversitesi'nde astronomi alanında yüksek lisans öğrencisi olan Trey Mack, böyle bir diyetin bir yıldızın kimyasal bileşimi üzerindeki etkisini tahmin eden bir model geliştirdi ve bunu her ikisinin de kendi gezegeni olan bir çift ikiz yıldızı analiz etmek için kullandı.

Vanderbilt Astronomi Profesörü Keivan Stassun, "Trey aslında bir yıldızın kimyasal imzasını ayrıntılı olarak, element element modelleyebileceğimizi ve bu imzanın Dünya benzeri gezegenlerin yutulmasıyla nasıl değiştiğini belirleyebileceğimizi gösterdi" dedi. ders çalışma. "Belirli bir yıldız için yüksek çözünürlüklü bir tayf elde ettikten sonra, o imzayı ayrıntılı olarak, element element tespit edebiliriz."

Gökbilimcilere göre, bu yetenek, gökbilimcilerin gezegen oluşum sürecini anlamalarına büyük ölçüde katkıda bulunacak ve ayrıca Dünya benzeri ötegezegenler için devam eden araştırmalarına yardımcı olacak.

İlk olarak, biraz arka plan: Yıldızlar yüzde 98'den fazla hidrojen ve helyumdan oluşur. Diğer tüm elementler kütlelerinin yüzde 2'sinden daha azını oluşturur. Gökbilimciler, hidrojen ve helyumdan daha ağır olan tüm elementleri keyfi olarak metal olarak tanımladılar ve bir yıldızın kimyasal yapısındaki göreceli demir bolluğunun hidrojene oranını ifade etmek için "metallik" terimini türettiler.

1990'ların ortalarından beri, gökbilimciler çok sayıda güneş dışı gezegenleri tespit etme yeteneğini geliştirdiklerinde, yıldız metalikliğini gezegen oluşumuyla ilişkilendirmeye çalışan birkaç çalışma yapıldı. Böyle bir çalışmada, Los Alamos Ulusal Laboratuvarı'ndaki araştırmacılar, yüksek metalikliğe sahip yıldızların, düşük metalikliğe sahip olanlara göre gezegen sistemleri geliştirme olasılığının daha yüksek olduğunu savundu. Başka bir çalışma, Jüpiter boyutundaki sıcak gezegenlerin ağırlıklı olarak yüksek metal içeriğine sahip yıldızların etrafında döndüğü, daha küçük gezegenlerin ise geniş bir metal içeriğine sahip yıldızların etrafında döndüğü sonucuna varmıştır.

Mack, yıldızların kimyasal bileşiminin incelemesini demir içeriğinin ötesine taşıyan Tampa Üniversitesi'nden ortak yazar Simon Schuler'in çalışmasına dayanarak, bu tür analizi, 15 spesifik elementin bolluğuna bakarak bir adım daha ileri götürdü. Güneş. Özellikle alüminyum, silikon, kalsiyum ve demir gibi erime noktaları 1.200 derece Fahrenheit'ten (600 santigrat derece) daha yüksek olan elementlerle ilgilendi çünkü bunlar Dünya benzeri gezegenler için yapı taşları görevi gören refrakter malzemeler.

Mack, Schuler ve Stassun bu tekniği HD 20781 ve HD 20782 olarak adlandırılan gezegen barındıran ikili çifte uygulamaya karar verdiler. Her iki yıldız da aynı toz ve gaz bulutundan yoğunlaşmış olmalı ve bu nedenle her ikisi de aynı kimyasal bileşimle başlamış olmalıdır. Bu özel ikili çift, her iki yıldızın da kendi gezegenlerine sahip olduğu keşfedilen ilk çifttir.

İkili çiftteki yıldızların her ikisi de Güneş'e benzer G sınıfı cüce yıldızlardır. Bir yıldız, iki Neptün boyutundaki gezegen tarafından yakın bir yörüngede dolanır. Diğeri ise oldukça eksantrik bir yörüngeyi takip eden Jüpiter büyüklüğünde tek bir gezegene sahip. Gezegen sistemlerindeki fark, iki yıldızı, ötegezegenler ve yıldız ev sahiplerinin kimyasal bileşimi arasındaki bağlantıyı incelemek için ideal kılar.

Gökbilimciler, iki yıldızın spektrumunu analiz ettiklerinde, refrakter elementlerin göreceli bolluğunun Güneş'inkinden önemli ölçüde daha yüksek olduğunu buldular. Ayrıca, belirli bir elementin erime sıcaklığı ne kadar yüksek olursa, bolluğunun o kadar yüksek olduğunu buldular; bu, Dünya benzeri kayalık malzemenin yutulmasının zorlayıcı bir imzası olarak hizmet eden bir eğilim. İkizlerin her birinin kimyasal işaretler üretmek için ek olarak 10-20 Dünya kütlesinde kayalık malzeme tüketmesi gerektiğini hesapladılar. Spesifik olarak, Jüpiter boyutundaki gezegene sahip yıldız, fazladan on Dünya kütlesi yutmuş gibi görünürken, iki Neptün boyutundaki gezegene sahip yıldız, ek 20 Dünya kütlesini yutmuş gibi görünüyor.

Sonuçlar, bir yıldızın kimyasal bileşimi ile gezegen sisteminin doğasının bağlantılı olduğu önermesini desteklemektedir.

Ya belirli bir yıldızın ışığını tek bir yüksek çözünürlüklü spektruma bölüp analiz ederek bizimki gibi bir gezegen sistemine ev sahipliği yapıp yapmayacağını belirleyebilirsek? Yukarıda Güneş'ten alınan bir spektrum gösterilmiştir. Karanlık bantlar, yıldızın dış katmanındaki hidrojen veya demir gibi belirli ışık frekanslarını emen belirli kimyasal elementlerden kaynaklanır. Gökbilimciler, her bir karanlık bandın genişliğini dikkatlice ölçerek, uzak bir yıldızda ne kadar hidrojen, demir, kalsiyum ve diğer elementlerin bulunduğunu belirleyebilirler. Yeni model, alüminyum, silikon ve demir gibi refrakter element seviyeleri Güneş'tekilerden önemli ölçüde daha yüksek olan G sınıfı bir yıldızın, onları yuttuğu için Dünya benzeri gezegenlere sahip olmayabileceğini öne sürüyor. (NASharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF)

“Yıldızın başlangıçta Dünya gibi kayalık gezegenler oluşturduğunu hayal edin. Ayrıca, Jüpiter gibi gaz devi gezegenleri de oluşturduğunu hayal edin,” dedi Mack. “Yıldızın sıcak olduğu bölgede kayalık gezegenler, soğuk olduğu gezegen sisteminin dış kısmında ise gaz devleri oluşur. Bununla birlikte, gaz devleri tamamen oluştuktan sonra içe doğru göç etmeye başlarlar ve yaptıkları gibi, yerçekimleri iç kayalık gezegenleri çekip çekmeye başlar.

“Doğru miktarda çekme ve çekme ile bir gaz devi, kayalık bir gezegeni yıldızın içine dalmaya kolayca zorlayabilir. Yıldızın içine yeterince kayalık gezegen düşerse, onu tespit edebileceğimiz belirli bir kimyasal imzayla damgalayacaklar.”

Bu mantığa göre, ikili ikizlerden herhangi birinin karasal gezegenlere sahip olması olası değildir. Bir ikizde, iki Neptün büyüklüğündeki gezegen, Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin üçte birinde, yıldızın oldukça yakın çevresinde dönüyor. Diğer ikizde, Jüpiter büyüklüğündeki gezegen, gezegen sisteminin dış erişimlerinde çok zaman harcar, ancak eksantrik yörüngesi onu yıldıza son derece yakınlaştırır. Gökbilimciler, Neptün büyüklüğünde iki gezegene sahip olan yıldızın, ikizinden daha fazla karasal malzeme yutmasının nedeninin, iki gezegenin, Jüpiter büyüklüğündeki tek gezegenin, yıldızına malzeme itmekten daha verimli olması nedeniyle, yıldızlarına malzeme itmede daha etkili olduğunu tahmin ediyorlar. .

Kayalık gezegenleri yutan G sınıfı yıldızların kimyasal imzalarının evrensel olduğu kanıtlanırsa, “benzer kimyasal imzalara sahip yıldızlar bulduğumuzda, onların gezegen sistemlerinin bizimkinden çok farklı olması gerektiği ve büyük olasılıkla onların gezegen sistemlerinin çok farklı olduğu sonucuna varabiliriz. iç kayalık gezegenlerden yoksun," dedi Mack. "Ve bu imzalardan yoksun yıldızlar bulduğumuzda, bizimkine benzer gezegen sistemlerine ev sahipliği yapmak için iyi adaylar."

Stassun ekledi: “Bu çalışma, yıldızların gezegenleri oluşturup oluşturmadığı ve nasıl oluşturduğu sorusunun aslında sorulması gereken yanlış bir şey olduğunu ortaya koyuyor. Asıl soru, bir yıldızın kaç gezegenin ana yıldızları tarafından yenme kaderinden kaçınması gibi görünüyor?”

Araştırma, Ulusal Bilim Vakfı hibeleri AAG AST-1009810 ve PAARE AST-0849736 tarafından desteklenmiştir.

yayın: Claude E. Mack III, ve diğerleri, “Gezegen Barındıran Geniş İkili Dosyaların Ayrıntılı Bolluğu. I. Gezegen Oluşumu HD 20782/81'in Atmosferlerinde Kimyasal İmzalar mı Bastı?,” 2014, ApJ, 787, 98 doi:10.1088/0004-637X/787/2/98


Astrokimya

IV Moleküler Ortamlar

IV.A Çevresel Zarflar

Moleküller, yüzey sıcaklıkları yaklaşık 5000 K'nin altında olan kırmızı üstdevlerin dış zarflarında sıklıkla gözlenir. Bu yıldızlar, 10 −7 ila 10 −6 M mertebesinde güçlü yıldız rüzgarlarına sahiptir. y -1 , hızları tipik olarak 50 km s -1'den daha azdır . 89 Herculis ve HD 161796 gibi birkaç sıcak yıldızın da CO emisyonu gösterdiği bulunmuştur. Çok yüksek düzeyde evrimleşmiş bazı tozlu yıldızlar için, tozun göstergesi olan güçlü uzak-IR emisyonuna maser emisyonu eşlik eder. Bunlar, en sık Mira değişkenleri olan OH/IR yıldızlarıdır. Bazı evrimleşmiş yıldızlar da SiO ustalarını gösterir. Aşırı üstdev IRC + 10216 gibi birkaç yıldız, kuyruklu yıldızlarda ve yoğun yıldızlararası moleküler bulutlarda gözlenen moleküler türlerin neredeyse tamamını sergileyen gerçek kimyasal fabrikalardır.

IV.B Yıldızlararası Ortamın Çevresi

Yıldızlararası ortam çok homojen olmayan, dengesiz bir yerdir. Yayılan ortamın yoğunluğu iyonize fazda 0,01 ila 1 cm-3 ve daha soğuk nötr faz için yaklaşık 1 ila 103 cm-3 arasındadır. Ortam, süpernova yıldız rüzgar şoklarıyla ısıtılır ve yeterince uzun bir soğuma süresine sahiptir ve hiçbir zaman yaklaşık 106 K'dan daha fazla soğumaz. Bunun nedeni, atomların çok verimsiz soğutucular olmasıdır. Daha yoğun bölgelerde, sıcaklık yaklaşık 106 K'ye düşürülür ve nötr hidrojen rekombinasyonundan kaynaklanan soğutma verimli hale gelir. Daha düşük sıcaklık için, önce sıcaklığı 104 K'ye düşüren hidrojen hattı emisyonu ve ardından sıcaklığı birkaç yüz dereceye düşüren atomik ince yapı geçişlerinden dolayı soğutma önemli ölçüde artar. Bu sıcaklığı düşürmek için ortama iki ilave daha gerekir: toz tanecikleri ve moleküller.

Dağınık bölgelerde, öncelikle enerjinin yeniden dağıtımı için çok sayıda mod mevcut olduğundan, toz her zaman gazdan daha soğuk olacaktır. Aslında, tozun sıcaklığı veya buna eşdeğer olarak uyarılması, üzerine gelen radyasyonun spektrumuna seyrelmeden daha duyarlıdır. Tozun soğutulması kesinlikle ışınımlıdır, UV'yi verimli bir şekilde emer ve IR'de yayılır. Tahıl üzerine gelen UV radyasyonu ne kadar sert olursa, radyasyonun yoğunluğundan bağımsız olarak tahıl o kadar sıcak olacaktır. Taneler, arka plan radyasyonlu ısıtmadan bulut malzemesi için kritik kalkandır. Tozun varlığı, moleküllerin, özellikle de H'nin oluşumunu destekleyen yüzey atom etkileşimleri nedeniyle gazı etkili bir şekilde soğutur.2. Moleküler soğuma, daha sonra enerjilerini uzak IR ve milimetre dalga boylarında yeniden yayan, tanelerin optik olarak ince olduğu, bol türlerin çarpışma uyarımından kaynaklanır. Moleküler bulutların çekirdeklerinin derinliklerinde durum tersine çevrilir. Burada taneler gazdan daha sıcaktır ve aslında taneciklerin tane yüzeyi ile çarpışmaları yoluyla gazı ısıtır. Bu nedenle, kimya için yakıt görevi görürler. Moleküler hidrojenin örneğin CO ile çarpışmaları, gazın kinetik enerjisi pahasına enerjisini buluttan yayan ikincisini uyarır. Böylece, buluta nüfuz eden ve taneleri ısıtan IR, ortamın çeşitli kimyasal bileşenlerinin uyarılmasına etkin bir şekilde aktarılabilir ve karmaşık moleküler türler oluşturan reaksiyonlara güç sağlamaya hizmet eder.


Özet

Yıldızların özelliklerini anlamak için geniş kapsamlı araştırmalar yapmalıyız. Gözümüze en parlak görünen yıldızları, bize en yakın oldukları için değil, esasen, özünde çok parlak oldukları için parlak buluyoruz. En yakın yıldızların çoğu, doğası gereği o kadar soluktur ki, ancak bir teleskop yardımıyla görülebilirler. Düşük kütleli ve düşük parlaklığa sahip yıldızlar, yüksek kütleli ve yüksek parlaklığa sahip yıldızlardan çok daha yaygındır. Yerel mahalledeki kahverengi cücelerin çoğu henüz keşfedilmedi.

18.2 Yıldız Kütlelerinin Ölçülmesi

Yıldızların kütleleri, ortak bir kütle merkezinin yörüngesinde dönen iki yıldız olan ikili yıldızların yörüngesinin analiziyle belirlenebilir. Görsel ikili dosyalarda, iki yıldız bir teleskopta ayrı ayrı görülebilirken, spektroskopik bir ikili dosyada, yalnızca tayf iki yıldızın varlığını ortaya çıkarır. Yıldız kütleleri, Güneş'in kütlesinin yaklaşık 1/12'sinden 100 katına kadar değişir (nadir durumlarda, Güneş'in kütlesinin 250 katına kadar çıkar). Kütleleri Güneş'inkinin 1/12 ile 1/100'ü arasında olan nesnelere kahverengi cüce denir. Nükleer reaksiyonların gerçekleşemeyeceği nesneler gezegenlerdir. En büyük kütleli yıldızlar çoğu durumda aynı zamanda en parlak olanlardır ve bu bağıntı kütle-parlaklık ilişkisi olarak bilinir.

18.3 Yıldızların Çapları

Yıldızların çapları, bir cismin (Ay, gezegen veya bir yıldız) önünden geçip ışığını engellemesi için geçen süre ölçülerek belirlenebilir. Diameters of members of eclipsing binary systems (where the stars pass in front of each other) can be determined through analysis of their orbital motions.

18.4 H–R Diyagramı

The Hertzsprung–Russell diagram, or H–R diagram, is a plot of stellar luminosity against surface temperature. Most stars lie on the main sequence, which extends diagonally across the H–R diagram from high temperature and high luminosity to low temperature and low luminosity. The position of a star along the main sequence is determined by its mass. High-mass stars emit more energy and are hotter than low-mass stars on the main sequence. Main-sequence stars derive their energy from the fusion of protons to helium. About 90% of the stars lie on the main sequence. Only about 10% of the stars are white dwarfs, and fewer than 1% are giants or supergiants.


Spectroscopic binaries

Spectroscopic binary stars are found from observations of radial velocity. At least the brighter member of such a binary can be seen to have a continuously changing periodic velocity that alters the wavelengths of its spectral lines in a rhythmic way the velocity curve repeats itself exactly from one cycle to the next, and the motion can be interpreted as orbital motion. In some cases, rhythmic changes in the lines of both members can be measured. Unlike visual binaries, the semimajor axes or the individual masses cannot be found for most spectroscopic binaries, since the angle between the orbit plane and the plane of the sky cannot be determined. If spectra from both members are observed, mass ratios can be found. If one spectrum alone is observed, only a quantity called the mass function can be derived, from which is calculated a lower limit to the stellar masses. If a spectroscopic binary is also observed to be an eclipsing system, the inclination of the orbit and often the values of the individual masses can be ascertained.


Videoyu izle: TRUQUE PARA BRANQUEAR E DESENCARDIR TOALHAS E ROUPAS BRANCAS #165 (Eylül 2022).