Astronomi

Çoklu yıldız sistemlerinin yörüngesi neye benziyor?

Çoklu yıldız sistemlerinin yörüngesi neye benziyor?


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.

Üçlü, 4-nary… vb. yıldız sistemlerinin simülasyonlarını nasıl bulabilirim?

Neye benziyorlar?

Örneğin Alpha Centauri sistemi 3 yıldıza ve olası gezegenlere sahiptir. Bu yörünge neye benziyor?

Burada herhangi bir simülasyon bulamıyorum, 2 Centauri A içeriyor ve B üçüncü cüce yıldız Proxima'yı içermiyor.

Sistemi uzun yıllardır gözlemliyoruz, bulduğumuz her yeni yıldız sisteminden bir sürü simülasyon çıkacağını düşünüyorum yoksa hepsi birbirine çok mu benziyor?


Alpha Centauri A&B ve Proxima Centauri söz konusu olduğunda, A&B eliptik yörüngelerde birbirlerinin yörüngesinde dönerler ve neredeyse Güneş'in Satürn'e ve Güneş'in Neptün'e olduğu kadar yakınlaşırlar. Proxima Centauri yaklaşık 1.000 kat daha uzaktadır ve içteki 2'ye kıyasla çok küçüktür, bu nedenle simülasyon amaçları için, esasen çok uzaktaki bir 3.'nün iç 2'de dolandığı 2 yıldızlı bir sistemdir. 3. yıldız o kadar uzak ve nispeten küçüktür ki, simülasyon üzerinde esasen sıfır etkiye sahiptir.

Fotoğrafın Kaynağı

Şimdi, genel olarak, çoğu 3 veya daha fazla yıldız sistemi, kütle merkezi olarak çalışan 1 veya 2 yıldız alabileceğiniz benzer şekillerde çalışır ve ardından 3. yıldız için oldukça fazla bir mesafe genişletmeniz gerekir. Bir bilgisayarda yaklaşık olarak aynı mesafede ve aynı boyutta 3 yıldız kurulabilir, ancak gerçekte olması olası değildir, çünkü kararsızlıklar artma eğilimindedir.

Güneş-Dünya-Ay, etkili bir şekilde kararlı bir 3 vücut sistemidir ve 3 cisimli kaosa tabi değildir, çünkü Ay, Dünya'nın Tepe Küresinin kararlı bölgesi içinde güvenli bir şekilde bulunur ve bu 3 nesne, yerçekimi etkisi açısından kesin bir hiyerarşiye sahiptir.

Örneğin Plüton, Neptün ve Güneş, muhtemelen uzun vadede kararsızdır. buraya bakın

Bu, Vikipedi'nin 3. cisim simülasyonudur, ancak bu, doğal istikrarsızlık nedeniyle muhtemelen güneş sistemlerinde göreceğiniz bir şey değildir. Böyle bir 3 gövdeli yörünge sisteminde, 3 gövdeden biri muhtemelen fırlatılacak ya da 3 gövdeden 2'si çarpışarak daha kararlı bir 2 gövdeli sistem yaratacaktır. Uzun vadeli istikrarı olmazdı.

https://en.wikipedia.org/wiki/N-body_problem

Potansiyel olarak, 2 dış gövdenin Truva atında olduğu bir 3 gövde sistemi elde edebilirsiniz (yalnızca L4 veya L5). Bunun ne kadar yaygın olduğundan emin değilim ama merkez yıldızın 2 dış yıldızdan önemli ölçüde daha fazla kütleye sahip olması koşuluyla ara sıra olduğunu düşünüyorum.

L4 ve L5 Truva Atları


Gökbilimciler güneş benzeri yıldızın etrafındaki çok gezegenli sistemin ilk görüntülerini yakaladılar

Avrupa Güney Gözlemevi'nin Çok Büyük Teleskopu, tıpkı güneşimiz gibi uzak bir yıldızın yörüngesinde dönen iki dev gezegen buluyor.

TYC 8998-760-1 (sol üstte) ve güneş benzeri yıldızın yörüngesinde dönen iki dev ötegezegen.

Dünya'dan yaklaşık 300 ışıkyılı uzaklıkta, kendi güneşimize benzeyen, bir tür ikiz gibi, ancak yaklaşık dört buçuk milyar yıl sonra doğan bir yıldız olan TYC 8998-760-1 yatıyor. Mayıs ayında, güneş benzeri yıldızı inceleyen bir gökbilimci ekibi, yalnız olmadığını keşfetti - dev bir gaz gezegeni, kozmos boyunca yolculuğunda ona eşlik ediyordu. Konvansiyonun gerektirdiği gibi TYC 8998-760-1 olarak adlandırdılar.

Şimdi, sadece iki ay sonra, aynı ekip keşfetti bir diğeri TYC 8998-760-1 c olarak adlandırılan yıldızdan daha da uzakta olan gezegen.

Çarşamba günü Astrophysical Journal Letters'da yayınlanan keşif, gezegen avcıları için önemli bir keşif: İlk kez birden fazla gezegen var. doğrudan görüntülendi güneşimize benzer bir yıldızın yörüngesinde dolanıyor.

Belçika'daki KU Leuven'de gökbilimci ve çalışmanın ortak yazarı Maddalena Reggiani, "Ekibimiz şimdi genç bir güneş analogunun yörüngesinde dönen iki gaz devi arkadaşının ilk görüntüsünü alabildi" dedi.

Günlük gökyüzü gözlemcisi için bu ne anlama geliyor?

Evrenden gelen kutunuza. Her hafta CNET'ten en son uzay hikayelerini alın.

Her şeyden önce, ötegezegenleri doğrudan görüntülemek zor bir iştir. Bu uzak dünyaların çoğu tespit edildi dolaylı olarak. Gökbilimciler aslında gezegeni görünür ışıkta görmezler, ancak parlak yıldızlar üzerindeki etkilerinden onun orada olduğunu söyleyebilirler. NASA'nın TESS'i gibi bazı teleskoplar, yıldızların parlaklığında düşüşler arar ve bu da bir gezegenin görüş alanını geçtiğini düşündürür. Diğer gezegen avcıları, görünmeyen bir dünyanın yerçekimi etkisinin neden olduğu yıldızların hızlarında belirgin değişiklikler ararlar. Her iki yöntem de gökbilimcilerin devasa bir ötegezegen hazinesini bulmasına yardımcı oldu.

Bununla birlikte, teleskopların kullanıldığı nadir durumlar vardır. Yapabilmek TYC 8998-760-1'in etrafındaki gezegenler bu şekilde tespit edildi. Gezegenleri doğrudan görüntülemek zor çünkü çok fazla ışık yaymıyorlar. Ayrıca, ana güneşlerine ne kadar yakınlarsa, o güneş onları gökyüzünde o kadar çok gizler. Ancak Şili'nin Atacama çölündeki Çok Büyük Teleskopu ve ona bağlı SPHERE aletini kullanarak gezegen avcıları ışığı engelleyebilir ve yakındaki gezegenleri tespit edebilir.

TYC 8998-760-1 c bu şekilde bulundu.

Gökbilimciler bir yıldızın yörüngesinde dönen birden fazla gezegeni ilk kez görmüyorlar. Bu onur HR 8799'a aittir. W.M. Hawaii'deki Mauna Kea'daki Keck Gözlemevi ve İkizler Gözlemevi, 2008'de HR 8799 yörüngesinde dönen üç gezegen tespit etti. Ancak HR 8799, ağır metal içermeyen tuhaf bir yıldız türü -- bizim güneşimiz gibi değil.

Ancak TYC 8998-760-1 güneşimiz gibidir. Kendi güneşimizin çok (çok) genç bir versiyonuna benziyor ve iki gezegen de kendi gaz devlerimiz Jüpiter ve Satürn'ün süper boyutlu versiyonlarına benziyor.

Hollanda'daki Leiden Üniversitesi'nden astronom Alexander Bohn, yaptığı açıklamada, "Bu keşif, Güneş Sistemimize çok benzeyen, ancak evriminin çok daha erken bir aşamasında olan bir ortamın anlık görüntüsüdür" dedi.

Mayıs ayında keşfedilen en yakın gezegen Jüpiter'in yaklaşık 14 katı, TYC 8998-760-1 c ise yaklaşık altı katı büyüklüğünde. Ancak gezegenler, ev sahibi yıldızlarından çok daha uzaktalar. B gezegenine olan uzaklık yaklaşık 160 au veya astronomik birimdir - bu da onu Dünya ile güneş arasındaki mesafeden 160 kat daha büyük yapar. Gezegen c bu mesafenin iki katı.

Güneş sistemimizin ucundaki eski gezegen Plüton, sadece 40 au'de bulunuyor.

Çok Büyük Teleskopu işleten Avrupa Güney Gözlemevi, "Aşırı Büyük Teleskop" hayali adıyla gökyüzüne yepyeni bir göz inşa ediyor. Ciddi anlamda. Yeni teleskopun 2025'te çevrimiçi olması planlanıyor ve gökbilimcilere TYC 8998-760-1'e daha da net bir bakış sağlayacak. Ve sistemde görünmeyen başka gezegenler varsa, onları keşfetmeye yardım edebilecek olan ELT'dir.

Ayrıca, sistemi farklı dalga boylarında araştırabilen ve dev ötegezegenlerin atmosfer türlerini belirlemeye yardımcı olması gereken NASA'nın sonsuz gecikmeli James Webb Teleskobu da var.


Güneş, İkili Bir Yıldız mı?

Yıldızımız, Güneş çok yıldızlı bir sistem olabilirdi, ancak Jüpiter, bir yıldız olmak için nükleer füzyonu başlatmak için yeterli kütle kazanmadı. Ayrıca gezegenleri oluşturan elementlerin, karbonun vb. sadece patlayan bir yıldızın Süpernova'ya dönüşmesinin sonucunda ortaya çıkan enkazdan yaratılmış olabileceği söylenir, bu yüzden Güneş bir çift yıldız sistemi olsaydı, o zaman eşlik eden yıldızın hepsi şimdi gitti.

Güneşimizin, geçmişte bir dizi Kitlesel Yokoluştan sorumlu olan ve nemesis adı verilen kahverengi bir cüce tarafından yörüngede döndüğüne dair bir teori var. Kahverengi bir cüce olduğu için fark edilmesi kolay değildir. Nemesis, Güneş'e yaklaştığında, Oort Bulutu'nda bulunan Kuyruklu Yıldızların totemlerde yol almaya başlamasına neden olur.


Ötegezegenler, yıldızlarının ateşli ölümünden sağ kurtulur. Yoksa ondan mı doğdular.

Diğer yıldızların yörüngesinde dönen yaklaşık 500 gezegen bulunmasına rağmen hala gerçekten tuhaf olanları bulmamız biraz şaşırtıcı. Yıldızlarına o kadar yakın yörüngede dönen devasa gezegenler, neredeyse yıldız atmosferini yarıp geçiyorlar, gezegendeki yıldızlarıyla hizalanmayan sıcak noktalar o kadar uzak yörüngelerde dönüyorlar ki, oraya nasıl geldiklerini anlamak zor. Ve şimdi bu listeye NN Serpentis c ve d gezegenlerini ekleyebiliriz. Dünya'dan yaklaşık 1500 ışıkyılı uzaklıkta yer alan NN Ser, ikili bir yıldızdır - gökyüzündeki çoğu yıldız birden fazla sistemin parçasıdır, bu yüzden kendi içinde o kadar da tuhaf değildir. Ama NN Ser garip: beyaz bir cüceye çok yakın yörüngede dönen çok küçük bir kırmızı cüce. Ve çok yakın derken, gerçekten yakın demek istiyorum: Aralarında sadece 600.000 km (360.000 mil) var, bu da Dünya ve Ay'dan çok daha uzak değil! Gezegenler bir saniye içinde yıldızlara dönecek. Bulunan gezegenler (isimlendirme kurallarına göre iki yıldız a ve b olduğu için c ve d olarak adlandırılırlar), Jüpiter ölçeğindeki canavarlardır, kütleleri Jüpiter'in yaklaşık 6 ve 2 katıdır ve ikili yıldızların etrafında kabaca yaklaşık bir mesafede dolanırlar. 825 ve 450 milyon km (500 milyon ve 270 milyon mil). Bu sayılar çok tuhaf görünmüyor, benzer özelliklere sahip birçok gezegen bulundu. Ancak sisteme daha yakından baktığınızda. Yıldızlar Haydi yıldızlara geri dönelim. Birbirlerinin yörüngesinde çok hızlı dönüyorlar: tam bir yörünge sadece yaklaşık 3 saat sürüyor! Yani bu yıldızlar gerçekten çekiyor. Olduğu gibi, yörünge buradan Dünya'dan neredeyse kenardan görülüyor, bu yüzden yıldızların kelimenin tam anlamıyla yörünge başına iki kez birbirlerinin önünden geçtiğini görüyoruz. Bu oldukça havalı, çünkü kısa bir süre içinde çok sayıda tutulma izleyebileceğimiz ve tutulmaların ne kadar sürdüğü, aralarındaki zaman aralığının ne olduğu vb. hakkında gerçekten iyi istatistikler elde edebileceğimiz anlamına geliyor. Gökbilimcilerin bulduğu şey, tutulma periyodunun çok yavaş değiştiği ve en iyi açıklama, yörüngelerinde dönen iki gezegenin yıldızları çekiştirmesidir. Bu, ölçülmesi inanılmaz derecede zor bir şey olduğu ortaya çıktı, aslında bu sistem için geçen yıl olası bir gezegen rapor edildi, ancak gezegenin parametreleri daha yeni verilere uymuyordu. İki gezegen için bu yeni sonuçlar daha fazla veriye ve analize dayanıyor ve bana oldukça sağlam görünüyor. NN Ser'in tuhaf tarihi İşlerin gerçekten garipleştiği yer, yıldızlara veya daha spesifik olarak beyaz cüceye baktığınızda. Bunlar, Güneş gibi bir yıldız öldüğünde arta kalan yoğun sıkıştırılmış malzeme toplarıdır. Yaşlandıkça, bunun gibi bir yıldız kırmızı bir deve dönüşecek, mevcut boyutunun yüzlerce katına kadar şişecek ve çok miktarda malzemeyi havaya uçuracak. On binlerce yıl veya daha uzun bir süre boyunca, dış katmanlarını dökerek kütlesini kaybeder. Sonunda, geriye kalan tek şey, beyaz cüce dediğimiz, sıcak ve kompakt bir nesne olan yıldızın çekirdeğidir. Yani NN Ser'deki bir yıldız, bir zamanlar Güneş gibi şişmiş, malzemesini patlatmış ve sonra beyaz cüceye dönüşen bir yıldız olmalıydı. Ama bir saniye bekle. kırmızı bir devken, muhtemelen yüz milyon kilometre çapındaydı! Ancak sistemdeki diğer yıldız olan kırmızı cüce sadece birkaç yüz bin kilometre uzakta. Bu nasıl çalışıyor? Neredeyse kesinlikle, kırmızı cüce, birincil yıldızdan milyonlarca kilometre veya daha fazla uzaktaydı. Daha büyük kütleli yıldız bir kırmızı deve dönüştüğünde, kelimenin tam anlamıyla cüceyi yutacaktı. Sürtünme yoluyla kırmızı cüce sarmal bir şekilde dönerek yıldızın çekirdeğine daha da yakınlaşıyordu. Sonunda, daha büyük yıldız dış parçalarını patlattığında, geriye kalan o beyaz cüce ve kırmızı cüce şu anki son derece dar yörüngesindeydi. Kulağa inanılmaz geliyor, ancak bunun daha önce olduğunu gördük ve Evrende nispeten yaygın bir olay olabilir. Ama bir daha dayan! Peki ya bu iki gezegen? Bu onları nasıl etkiledi? Bu biraz yalan oldu. İki senaryo var. Birincisi, yıldızlarla birlikte uzun zaman önce oluştular ve bir şekilde bu felaketten kurtuldular. Ancak, bu bana pek olası görünmüyor. Birincil yıldız kırmızı deve dönüştüğünde ve maddeyi havaya uçurmaya başladığında, kütle kaybediyordu ve bu nedenle yerçekimi zayıfladı. Bu, gezegenler üzerindeki etkisinin daha da zayıflayacağı ve dışa doğru göç edecekleri anlamına gelir. Bu da geçmişte yıldıza çok daha yakın olacakları anlamına geliyor. Ama kırmızı cücenin orada olduğunu biliyoruz ve küçük bir yıldız olsa da, bir gezegenden çok daha büyük kütleli. Gezegenlerin bu kadar büyük bir cisme bu kadar yakın kararlı yörüngelerde nasıl olabildiğini görmek çok zor. Modeller, sistemden nispeten hızlı bir şekilde atıldıklarını gösteriyor. Bu, iki yıldızla oluşmalarını pek olası kılmaz. Geriye ikinci senaryo kalıyor: Birincil yıldızın kırmızı bir deve dönüşmesinden sonra oluştular! Bu da oldukça tuhaf. Ancak bazı modeller, kırmızı cüce, kırmızı devin çekirdeğine spiral olarak girerken, çevresinde büyük bir malzeme diski oluşacağını öne sürüyor. Bu disk daha sonra iki gezegenin oluştuğu hammadde olabilir. Bu bana da harika görünüyor, ama bakın: çok sıkı bir ikili yıldızın yörüngesinde dönen iki gezegenimiz var, burada biri beyaz cüce, diğeri kırmızı cüce. Burada tuhaf bir şey olmuş olmalı! Gerçek seçim, en az tuhaf olanı seçmektir. Görüş Her ne olduysa, elimizde olanı aldık: bu tuhaf ikili sistemin yörüngesinde dönen iki gezegen. Şimdi bu gezegenlerden birinin üzerinde durduğunuzu hayal edin (pekala, onlar neredeyse kesinlikle gaz devleri olduklarına göre, onların uydularından birinin yüzeyinde durduğunuzu hayal edin). Yukarı Bak. Ne göreceksin? İki gezegenin iç kısmından bakıldığında, iki yıldız, dolunayın genişliğinin yaklaşık 1/5'i kadar bir farkla onda birden biraz daha az olacaktır. Onları ayrı yıldızlar olarak görebileceksiniz. Kırmızı cüce, gökyüzünde sadece bir nokta gibi görünmeyecek bir disk olarak kendisini zar zor çözecektir. Yıldız, Güneş'ten çok daha az parlaktır, ancak yine de Dünya'daki Dolunay'dan yaklaşık 20 kat daha parlak olacaktır. Başka bir deyişle, eğer gökyüzündeki tek nesne olsaydı, okuyabilirdiniz ve ona bakmak biraz şaşı yapardı. Beyaz cüce ise küçücüktür: yalnızca yaklaşık 30.000 km (kabaca 20.000 mil) çapındadır. O mesafeden gökyüzünde bir nokta olurdu. Ancak, o kadar sıcaktır ki Güneş'ten daha fazla parlar ve bu iç gezegenden Güneş'in Dünya'dan bize göründüğünün yarısı kadar parlak olur. Gökyüzünde yoğun bir iğne batması, bakması çok acı veren parlak bir nokta olurdu. Aslında, binlerce kez daha parlak bir şekilde parlayarak kırmızı cüceyi tamamen bastırırdı. Ne inanılmaz bir manzara olurdu! Eğer bu dünyalardan birinin uydusunda uzaylı yaşamı geliştiyse, kızıl yıldızın varlığını bilmelerinin tek yolu tutulmalar olacaktır. Her 3 saat ve 7 dakikada bir, daha büyük ama çok daha az kütleli ve parlak yıldız onu engellediği için birincil yıldız birkaç dakikalığına aniden kaybolur. O zaman ve hemen hemen ancak o zaman, soluk kırmızı yıldız hiç görünür olacaktı. Dünyanın her yerindeki kültürler Güneş'e bariz nedenlerle tapıyorlardı: ışık ve ısı getiren, biz ona bağımlıydık ve hala ona bağlıyız. Güneş'in ışığı günde yarım düzine kez tamamen kesilseydi ne tür efsaneler ortaya çıkacaktı? Ve diğer yıldızların yörüngesinde dönen daha fazla gezegen keşfettikçe bizi başka hangi garip şeylerin beklediğini merak etmeliyim. Yıldızların nasıl yaşlanıp öldükleri konusunda oldukça iyi bir fikrimiz var, ancak her zaman uçta olan, anlamakta zorlanacağımız sistemler olacaktır. O zaman hangi yeni şeyleri ortaya çıkaracağız? Ve bu yabancı dünyalardan gökyüzü nasıl görünürdü?

1,99 $ gibi düşük bir fiyata okumaya devam edin!

NASA'nın Ötegezegen-Avcılık Uzay Teleskobu, Yeni Dünyalar Bulması İçin Yardımınıza İhtiyaç Duyuyor


Küresel yıldız kümelerinin karanlık yüzü

Bu devasa eliptik gökada NGC 5128 (Erboğa A olarak da bilinir), yaklaşık 12 milyon ışıkyılı uzaklıkta, Dünya'ya en yakın gökadadır. ESO'nun Şili'deki Çok Büyük Teleskopu ile yapılan gözlemler, bu gökada çevresinde yeni bir "karanlık" küresel yıldız kümeleri sınıfı keşfetti. Bunlar kırmızı ile işaretlenmiştir. Normal küreseller maviyle, cüce gökadalara benzer özellikler gösteren küreseller yeşille işaretlenmiştir. Karanlık küreseller, bu galaksinin etrafındaki diğer küresellere çok benziyor ancak çok daha fazla kütle içeriyor. Resim kredisi: ESO/Digitized Sky Survey. Teşekkür: Davide de Martin. Küresel yıldız kümeleri, çoğu galaksinin yörüngesinde dönen binlerce yıldızdan oluşan devasa toplardır. Evrendeki bilinen en eski yıldız sistemleri arasındadırlar ve neredeyse tüm galaksi büyümesi ve evrimi boyunca hayatta kaldılar.

Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Şili'de doktora öğrencisi ve ESO Studentship sahibi olan Matt Taylor, yeni çalışmanın baş yazarıdır. Sahneyi o hazırlıyor: “Küresel kümeler ve onları oluşturan yıldızlar, galaksilerin oluşumunu ve evrimini anlamanın anahtarıdır. Onlarca yıldır gökbilimciler, belirli bir küresel kümeyi oluşturan yıldızların hepsinin aynı yaşları ve kimyasal bileşimleri paylaştığını düşündüler, ama şimdi onların daha garip ve daha karmaşık yaratıklar olduklarını biliyoruz.

Eliptik gökada Erboğa A (NGC 5128 olarak da bilinir) Samanyolu'na en yakın dev gökadadır ve 2.000 kadar küresel küme barındırdığından şüphelenilmektedir. Bu küresellerin çoğu, Samanyolu'nun yörüngesinde dönen 150'den daha parlak ve daha kütlelidir.

Matt Taylor ve ekibi, kuzey Şili'deki Paranal Gözlemevi'nde bulunan ESO'nun Çok Büyük Teleskopu üzerindeki FLAMES aracını kullanarak Erboğa A çevresindeki 125 küresel yıldız kümesi örneğinin şimdiye kadarki en ayrıntılı çalışmalarını yaptılar.

Bu gözlemleri kümelerin kütlesini çıkarmak ve bu sonucu kümelerin her birinin ne kadar parlak olduğuyla karşılaştırmak için kullandılar.

Yeni anketteki kümelerin çoğu için, daha parlak olanlar beklenen şekilde daha fazla kütleye sahipti ve hatta bir küme daha fazla yıldız içeriyorsa, daha fazla toplam parlaklığa ve daha fazla toplam kütleye sahiptir. Ancak bazı küreseller için garip bir şey ortaya çıktı: göründüklerinden çok daha büyüktüler. Ve daha da tuhafı, bu olağandışı kümeler ne kadar büyükse, malzemelerinin oranı o kadar büyüktü. Bu kümelerdeki bir şey karanlık, gizli ve devasaydı. Ama ne?

Birkaç olasılık vardı. Belki de karanlık kümeler, çekirdeklerinde kara delikler veya diğer karanlık yıldız kalıntıları içeriyor? Bu, gizli kütlenin bir kısmını açıklayan bir faktör olabilir, ancak ekip bunun tüm hikaye olamayacağı sonucuna varıyor. Peki ya karanlık madde? Küresel kümelerin normalde bu gizemli maddeden neredeyse yoksun olduğu düşünülür, ancak belki de bilinmeyen bir nedenden dolayı bazı kümeler çekirdeklerinde önemli karanlık madde kümeleri tutmuştur. Bu, gözlemleri açıklar ama geleneksel teoriye uymaz.

Ortak yazar Thomas Puzia şunları ekliyor: “İçerdikleri yıldız miktarına göre beklenmedik şekilde yüksek kütleli yıldız kümeleri keşfimiz, farklı oluşum tarihlerine sahip birden fazla küresel küme ailesi olabileceğine dair ipuçları veriyor. Görünüşe göre bazı yıldız kümeleri, sıradan küreseller gibi görünüyor, yürüyor ve kokuyor, ancak kelimenin tam anlamıyla, göründüğünden daha fazlası olabilir.

Bu nesneler bir sır olarak kalır. Ekip ayrıca diğer gökadalardaki diğer küresel kümelerin daha geniş bir araştırmasını yürütüyor ve bu tür karanlık kümelerin başka yerlerde de bulunabileceğine dair bazı ilgi çekici ipuçları var.

Matt Taylor durumu şöyle özetliyor: "Yeni ve gizemli bir yıldız kümesi sınıfına rastladık! Bu, küresel küme oluşumunun tüm yönleri hakkında hala öğrenecek çok şeyimiz olduğunu gösteriyor. Bu önemli bir sonuç ve şimdi diğer galaksilerin etrafındaki karanlık kümelere ilişkin başka örnekler bulmamız gerekiyor.


Kaç yıldızın arkadaşı var?

Hiç gökyüzündeki yıldızları saymayı denedin mi? Bunu çocukken yaptığımı ve her zaman yüze gelmeden önce pes ettiğimi hatırlıyorum. Doğru numarayı asla alamayacağımı bilmiyordum. Daha önce burada Astrobites hakkında konuştuğumuz gibi, yıldızlar söz konusu olduğunda bir artı bir her zaman iki değildir. Yıldız oluşum süreci, aynı anda birçok yıldızın oluştuğu yoğun moleküler bulutlarda gerçekleşir. Sonuç olarak, birçoğu birden fazla sistemde (ikili, üçlü vb.) bulunur. Fakat kaç?

Bu naif bir soru gibi görünebilir, ancak astronominin farklı alanlarında etkileri vardır. Çoklu sistemler, X-ışını ikili dosyaları ve afet değişkenleri gibi birçok ilginç astronomik kaynağı barındırır. Etkileşim halindeki ikili dosyalar Tip Ia süpernovaların atalarıdır ve bu da bizi sonunda Evrenin artan bir hızla genişlediği sonucunu çıkarmaya yöneltti. Ayrıca, yerçekimi dalgalarının kaynaklarıdır. Bu nedenle, kaç yıldızın yoldaşı olduğunu sormak için pek çok nedenimiz var ve bugünün makalesinin yazarlarının yaptığı da tam olarak buydu.

Tüm verileri toplayın!

Yıldızların çokluğuna ilişkin önceki çalışmalar, ya güneş komşusu ile sınırlı olan birkaç yüz nesne içeren küçük örneklere dayanıyordu.

1kpc) veya küresel kümelere. Bu, gözlemsel önyargı nedeniyle yıldız çeşitliliğinin kütle veya metaliklik gibi fiziksel parametrelere bağımlılığını incelememizi engeller. Bunun üstesinden gelmek için, yazarlar APOGEE spektroskopik araştırmasından elde edilen verilere güvendiler. APOGEE, 30 kpc'ye kadar olan mesafelerde 150.000'den fazla yıldızı hedefleyerek güneş komşusunun ötesindeki bölgeleri araştırdı. APOGEE boru hattı ayrıca etkin sıcaklık, yüzey yerçekimi (genellikle logaritması, logaritması ile temsil ettiğimiz) için güvenilir ölçümler sağlar. g ), kimyasal bolluklar ve radyal hızlar (RVs). Ve en önemlisi: binlerce hedef için çoklu spektrumlar alındı.

İkiliye mi yoksa ikiliye mi?

Çoklu bir sistemdeki yıldızlar, sistemin kütle merkezinin veya ağırlık merkezinin yörüngesinde dönecektir. Bu, yörüngesi boyunca hareket ederken bize göre hızlarının sürekli değişeceği anlamına gelir. Bu nedenle, yıldızın yörüngesinin farklı noktalarındaki spektrumlarını alırsak, RV'de bir değişiklik gösterecektir. Bir yıldızın birden fazla tayfına sahipsek, hızında bir yörüngeyi tanımladığını düşündürecek değişiklikleri arayabiliriz. İdeal olarak, yörünge parametrelerini tahmin etmek için birden fazla döngüyü kapsayan çoklu spektrumlara ihtiyacımız olacaktır. Bununla birlikte, bunun gibi bir istatistiksel çalışmada, birçok yıldızın iki tayfına sahip olmak yeterlidir ve her iki tayf arasındaki RV varyasyonunun, numune için RV ölçümlerinin istatistiksel belirsizliğinden daha yüksek olup olmadığını kontrol edebiliriz. Eğer öyleyse, bu varyasyon bir veya daha fazla yoldaşın varlığından kaynaklanmalıdır.

Yazarlar, APOGEE'de en az iki tayfı olan ve tahmini fiziksel parametreleri ve RV'leri güvenilir olan tüm yıldızlar için RV varyasyonunu hesapladılar. Örnekteki yıldızlar geniş bir log aralığını kapsar. g, ana diziden (MS) kırmızı dev dala (RGB) ve çok çeşitli metalikliklere kadar. Ayrıca, RGB yıldızlarından biraz daha sıcak olan ve çekirdeklerinde helyum füzyonuna yeni başlamış olan kırmızı kümeden (RC) yıldızları da içeriyorlardı. Bu komik isme sahipler çünkü aslında HR diyagramında (parlaklığı sıcaklığın bir fonksiyonu olarak gösteren) bir küme oluşturuyorlar, bunun sonucunda çekirdek He yanmasının başlangıcındaki oldukça spesifik fiziksel koşulların bir sonucu olarak tüm yıldızların benzer özellikler göstermesini sağlıyor. .

Şekil 1, sonuçlarını iki günlük için iki histogramda gösterir. g aralıklar, MS ve RGB+RC. Belirsizliğin etkisini tahmin etmek için yapılan simülasyonların sonuçları histogramların üzerine bindirilmiştir. Her eğri, tüm yıldızların tek olduğunu ve RV tahminlerinin, σ için farklı değerlere sahip bir Gauss dağılımını takiben belirsizlikler gösterdiğini varsayarak beklenen davranışı gösterir. Düşük RV varyasyonu olan nesneler, bize bu eğrilerden hangisinin örnek için geçerli olduğu hakkında bir fikir verir. Bir yıldızın RV değişimi bu eğri tarafından tahmin edilenin ötesinde olduğunda, belirsizliklerle açıklanamaz - yıldız çoklu bir sistemde olmalıdır. Yazarlar, tek bir eğrinin tüm örneklerinde gözlemlenen belirsizlikleri tanımlayamadığını buldukları için, ΔRV = 10 km/sn'lik muhafazakar bir sınır benimsemeye karar verdiler; bunun üzerinde bir yıldızın çoklu bir sistemin parçası olduğu düşünüldü.

Şekil 1: Örnekteki tüm yıldızlar için tayflar arasındaki RV'deki maksimum varyasyonun histogramı. Sol panel bir günlüğü kapsar g MS yıldızlarının tipik aralığı, sol panel ise RGB+RC yıldızlarını içerir. Siyah histogramlar numunenin tamamını gösterir, kırmızı sadece düşük metalikliğe sahip nesneleri (demir bolluğu, [Fe/H] ile temsil edilir) dikkate alır ve mavi yüksek metaliklik nesneleri içerir. Turuncu grafikler, σ = 0,05 (en açık gölge), 0,1, 0,2, 0,3, 0,5 ve 1,0 (en koyu gölge) km ile Gauss hatalarını varsayarak, RV'deki belirsizlikler göz önüne alındığında, tek bir yıldız popülasyonunun nasıl görüneceğine dair simülasyonlarını temsil eder. /s. Dikey kesikli çizgi, belirsizliklerle açıklanabilen bir RV varyasyonu için muhafazakar limitlerini temsil eder. Kağıtta Şekil 9.

MS yıldızlarının RGB ve RC yıldızlarından daha yüksek RV genlikleri gösterdiği Şekil 1'den açıkça görülmektedir. Bu, yıldız evrimi ile açıklanabilir: yıldızlar çekirdeklerinde H'yi tükettikçe ve MS'yi RGB'ye tırmanırken terk ettikçe, yarıçapları artacak ve log'ları artacaktır. g azalacak. Malzeme, yıldızın yüzeyinde etkili bir şekilde daha gevşek olacaktır - başka bir deyişle, yörünge mesafesini etkili bir şekilde azaltmaya eşdeğer olan Roche lobunu (kütle transferinin başladığı sınır) aşırı doldurmaya yaklaşırlar. Periyot yörünge mesafesi ile ilgili olduğundan, daha düşük bir log g ikili dosyaların sabit kaldığı sürenin daha düşük olmasına neden olur, bu nedenle daha küçük RV genlikleri beklenir.

Şekil 2: Farklı popülasyonlar için düşük metaliklik ve yüksek metaliklik numunelerinde ΔRV > 10 km/s olan yıldızlar arasındaki oran. Semboller her örneğin medyanına yerleştirilir ve yatay çubuklar log g değerlerinin aralığını verir. Gölgeli gri alan, ölçümlerdeki rastgele belirsizliklerden bekleneni verir. Kağıtta Şekil 13.

Şekil 1, aynı zamanda, düşük metalikliğe sahip nesnelerin, yüksek metalikliğe sahip nesnelerden daha yüksek ikili kesre sahip olduğunu öne sürüyor gibi görünmektedir. Bu, farklı çalışmaların farklı sonuçlar elde ettiği uzun süredir devam eden bir tartışmadır. Bazıları metalikliğin çokluk üzerinde hiçbir etkisi olmadığını, bazıları düşük metalikliğe sahip yıldızların bir refakatçiye sahip olma olasılığının daha yüksek olduğunu, bazıları ise karşıt bir eğilim buldu! Bununla birlikte, bu önceki çalışmaların çoğu, APOGEE'den daha düşük çözünürlüklü spektrumlara dayanıyordu, bu da hem metalikliği hem de RV kaymalarını güvenilir bir şekilde ölçmeyi zorlaştırıyor. Şekil 1'deki belirgin eğilimi daha fazla incelemek için yazarlar, Şekil 2'de gösterildiği gibi, düşük ve yüksek metalik örnekler arasındaki ΔRV > 10 km/s olan yıldızların oranını hesapladılar. Düşük metalik numunede 3 kat daha büyük! İstisna, RC yıldızlarıdır. Bununla birlikte, RC'nin varlığı metalikliğe bağlıdır: gözlemler, bunun yalnızca yüksek metalik popülasyonlarda mevcut olduğunu göstermektedir, düşük metalikliğe sahip nesneler küme yerine yatay dalı doldurur. Bu nedenle, RC'nin neden aynı eğilimi göstermediğini açıklamak kolaydır.

Nihai sorunun cevabı

İkili kesri etkin bir şekilde tahmin etmek için yazarlar bir simülasyon yaptılar ve APOGEE örneklemesinin sınırlamaları göz önüne alındığında, farklı ikili kesirlerle gözlemlenen ikili dosya sayısını yeniden üretmeye çalıştılar. Şekil 3'te görülebileceği gibi, gözlemsel verilerden çıkarılan çokluk en iyi şekilde 0.35'lik bir ikili kesir varsayılarak açıklanır. RC daha küçük bir ikili fraksiyon gösterir, bu da RC'den önce gelen RGB kabuğu H yanma aşaması sırasında (yıldızın H'yi çekirdeğinde tükettiği, ancak hala H'yi He çekirdeğinin etrafındaki bir kabukta yaktığı zaman) kısa dönemli yoldaşların kaldırıldığını gösterir. . Benzer günlüğe sahip RGB yıldızları g RC popülasyonu için de, muhtemelen örnekteki RC yıldızlarının kirlenmesinden kaynaklanan eğilimi kırıyor gibi görünüyor. Ayrıca, daha yüksek günlük g nesneler daha yüksek bir ikili kesir gösteriyor gibi görünüyor. Ancak, bu dikkatle yorumlanmalıdır: APOGEE boru hattı, yüksek log için tasarlanmamıştır. g Bu nedenle, takılan yıldız parametreleri sistematik belirsizliklere maruz kalabilir.

Figür 3: Her kütükte ΔRV > 10 km/s gösteren yıldızların oranı g örneklem. Önceki şekilde olduğu gibi, semboller medyan log g'ye yerleştirilir ve yatay çubuk, değer aralığını verir. Monte Carlo (MC) yöntemi kullanılarak çoklu sistemlerin farklı kesirleriyle yapılan üç simülasyon gösterilmektedir. Kağıtta Şekil 10.

Yeni gözlemler olmadan, yalnızca anket verilerini kullanarak, yazarlar bazı aydınlatıcı sonuçlar elde edebildiler. Teoriden beklediğimiz gibi, gözlemlenen RV genlikleri, daha düşük log ile evrimsel faza bağlıdır. g daha küçük genlik gösteren nesneler. Ayrıca, düşük metalikliğe sahip nesnelerin, moleküler bulutların parçalanmasının metaliklikten nasıl etkilendiği hakkında bize bir şeyler söyleyebilecek olan, önemli ölçüde daha yüksek bir ikili kesir gösterdiği görülüyor. Anket verileri, bu tür bir çalışma için ideal sayı istatistiklerini verir. Dalın ve keşfedin!


ESPRESSO cihazı, en yakın yıldız sisteminde Dünya benzeri yıldızın varlığını doğruluyor

28 Mayıs (UPI) -- Gökbilimciler, bizimkine en yakın yıldız sisteminde, Proxima Centauri'de Dünya benzeri bir ötegezegenin varlığını doğruladılar.

Bilim adamları, Avrupa Güney Gözlemevi'nin Şili'deki Çok Büyük Teleskopu üzerine monte edilmiş bir spektrograf olan ESPRESSO'nun yardımıyla Proxima b gezegenini tanımladılar.

Kayalık gezegen, 1.17 Dünya kütlesi kütlesine sahiptir. Proxima Centauri küçük, düşük kütleli bir yıldız olduğu için gezegen, her 11,2 günde bir yörüngesini tamamlayarak ev sahibi yıldızının etrafında yakın bir yörüngeye sahip olsa da, Dünya benzeri dünya yaşanabilir bölge içinde kalır. Proxima b'de su varsa sıvı halde kalabilir.

Proxima b ilk olarak HARPS adlı daha eski bir spektrograf tarafından tespit edildi, ancak son gözlemler araştırmacılara ötegezegenin boyutu ve yörüngesinin zamanlaması hakkında daha kesin veriler sağladı.

ESPRESSO araştırma ekibinin lideri ve İsviçre'deki Cenevre Üniversitesi'nde astronomi profesörü olan Francesco Pepe, "Son 17 yılda yüzlerce ötegezegenin keşfedilmesinden sorumlu olan HARPS'ın performansından zaten çok memnunduk." bir haber bülteninde söyledi. "ESPRESSO'nun daha da iyi ölçümler üretebilmesinden gerçekten memnunuz ve bu, yaklaşık 10 yıl süren ekip çalışması için memnuniyet verici ve sadece bir ödül."

Dış gezegenin boyutunun kesin ölçümlerini güvenceye almak, Proxima b'de yaşam bulma ihtimalini ölçmek için önemli bir ilk adımdır.

ESPRESSO spektrografının tasarımına öncülük eden Nobel Ödüllü Michel Mayor, "ESPRESSO, gezegenin kütlesini Dünya kütlesinin onda birinden fazla bir hassasiyetle ölçmeyi mümkün kıldı" dedi. "Tamamen duyulmamış bir şey."

Ancak bu hafta çevrimiçi olarak yayınlanan en son veriler, Proxima b'deki sıcaklıkların sıvı su için doğru olduğunu doğrularken, yabancı dünya bir atmosfere sahip değilse, ötegezegenin yüzeyindeki koşullar yaşam için çok sert olabilir. Aktif bir kırmızı cüce olan Proxima Centauri, Proxima b'yi ağır dozlarda X-ışınları ile patlatır, Dünya'ya çarpandan 400 kat daha fazla X-radyasyonu.

Bilim adamları, yeni nesil VLT cihazlarının, Proxima b'nin yaşanabilirliğini incelemeye devam etmelerine yardımcı olacağını umuyor.

"Is there an atmosphere that protects the planet from these deadly rays?" said UNIGE researcher Christophe Lovis, who works on ESPRESSO's scientific performance and data processing. "And if this atmosphere exists, does it contain the chemical elements that promote the development of life (oxygen, for example)? How long have these favorable conditions existed? We're going to tackle all these questions, especially with the help of future instruments."


Hot Jupiters Orbit 20 Times Closer to Their Host Stars Than Earth Does to the Sun

New research reveals that Jupiter-like planets quickly move to orbits close around their baby stars, helping astronomers better understand how planetary systems like our own solar system form and evolve into maturity.

Hot Jupiters, giant Jupiter-like exoplanets that orbit 20 times closer to their host stars than the Earth does to the Sun, can form and migrate towards their infant stars in as little as a few million years, researchers at the University of St Andrews have discovered.

An international research team, led by French astronomer Dr Jean-François Donati, and including the University of St Andrews, has secured preliminary evidence that Jupiter-like planets, although probably formed far away, quickly move to orbits close around their baby stars.

Dr Scott Gregory, STFC Ernest Rutherford Fellow in the School of Physics and Astronomy at St Andrews, and co-author of the study said: “These infant stars are the equivalent of one-week-old, if their expected 10-billion-year lifetime is scaled down to the span of a human life.”

In our solar system, rocky planets like Earth, or Mars, are found near the Sun whereas giant planets like Jupiter and Saturn orbit much further out.

In 1995 a giant planet was discovered sitting very close to its host star. Since then, astronomers have demonstrated that such planets must form in the outer regions of the protoplanetary disc – the matrix from which both the central star and surrounding planets are born – then migrate inwards and yet avoid falling into their host star.

This could happen either very early in their lives, when still embedded within their primordial disc, or much later, once multiple planets are formed and mutually interact in a rather unstable choreography – with some being pushed inwards at the immediate vicinity of their stars.

The research team has now discovered preliminary evidence that the first of these two scenarios is occurring.

Professor Moira Jardine, Professor of Astronomy at the University of St Andrews, and co-author, said: “Although more data are required for a definite validation, this first result is quite promising and clearly demonstrates that the technique our team has devised is powerful enough to solve the puzzling question of how hot Jupiters form, and end up close to their host stars.”

The discovery was observed through the Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) on Mauna Kea, a dormant volcano on the island of Hawaii. Looking at newly-born stars in the Taurus stellar nursery about 450 light-years away from us, the team showed that the latest baby star they scrutinized, nicknamed V830 Tau, exhibits signatures that closely resemble those caused by a 1.4 Jupiter mass planet orbiting 15 times closer to its host star than the Earth does to the Sun.

Although potentially very informative about planet formation, young stars are extremely challenging to observe.

To address this issue, the team initiated a survey aimed at mapping the surfaces of baby stars and at looking for the potential presence of hot Jupiters, which, although first detected 20 years ago, are still enigmatic bodies.

In the case of V830 Tau, the authors had to accurately model the magnetic field and spots in order to clean out their polluting effect and discover the much weaker signal from the putative giant planet.


What does the orbit of multiple star systems look like? - Astronomi

The Zeta Reticuli Star System

Robert M. Collins with William Moore

& Rick Doty discusses SERPO

Please Not e : This report was originally published in "Focus" magazine edited by Bill Moore,1991.

REPORTER: "And what planet do the EBENS "aliens" come from?"

INTELLIGENCE SOURCE CODENAMED "FALCON" (Rick Doty in this case): "(From) the Zeta Reticuli star group . (there are) two suns together."

S : "And is this the primary source of the alien visitors here?"

bir : "Ahh, to the best of my knowledge, yes."

S : "How long does the trip from Zeta Reticuli take. "

S : "How big is their home planet?"

bir : "(The) EBEN'S planet is similar to Earth, but the air is a bit thinner and contains a higher proportion of Argon and Helium. Also, the average temperature is a bit cooler especially in the northern part of their planet. They like our high mountain regions where the air is thinner and the temperature is cooler. They can't stand a lot of heat.

S : "Now, can we get into describing the physical conditions and characteristics of the aliens?"

bir : "(They are) creature(s) about 3'4" to 3'8" tall. Their eyes are extremely large, almost insect style (with) a couple of different inner lids. Their skin structure is extremely ahhh. it's a very elastic skin, and hard. Probably hardened from their sun."

T he above was excerpted from interviews conducted with U.S. intelligence agent codenamed "Falcon" in March, 1984 and February, 1987.

E vidence gleaned from both the Betty and Barney Hill abduction case and from intelligence sources (including "Falcon", above) has suggested that the home of at least one group of supposed alien 'visitors" to Earth may well be the Zeta Reticuli system. They are a pair of companion stars (two stars traveling together in the same direction at the same speed as a wide-binary system) located some 39.4 to 39.5 light-years distant.

** For a reported team of United States Military volunteers from 1965 to 1978 under a project named SERPO see, Rick Doty discusses SERPO (pdf). See book review below for the problems.

T he prime source of information about these stars is L. DaSilva and R. Foy's paper "Zeta 1 and Zeta 2 Reticuli: A Puzzling Solar-Type Twin System", which can be found in Astronomy and Astrophysics (177, 204-216 <1987>). See, L. DaSilva and R. Foy .

T he two stars, Zeta 1 and Zeta 2, are located in the southern constellation of retikulum (the net) and are thus never visible to most of the northern hemisphere. Both are classed as old disk population II stars whose age is between six to eight billion years. There is every indication that both had a common origin and are part of a relatively near-by old moving group (or loose cluster) of stars which was first defined in 1958 and is known as the Zeta Hercules group. Zeta 1 Reticuli is separated from Zeta 2 Reticuli by at least 367 billion miles or about 100 times the Sun-Pluto distance. They may be even farther apart but, as just mentioned above, the available observations suggest they are moving through space together and are therefore physically associated. They probably require at least a 100,000 years to orbit around their common center of gravity.

Ö ur own Sun has an estimated age of only five billion years and is classed spectroscopically as a G-0 star (yellow-orange dwarf). Zeta 1 and Zeta 2 are classed as G-2 and G-1 respectively, with luminosities ("L") of 0.8 and 1.02 (the Sun being L=l.O). This means that both Zeta 1 and Zeta 2 are very Sun-like and could well possess solar systems much like our own.

ben n their highly technical paper, DaSilva and Foy offer two very important conclusions about these stars which radically contradict earlier findings. These are that neither star is metal-deficient and that neither is a close binary (or double). Earlier evidence (published by Bonneau et al., 1980) identifying Zeta 2 as a very close binary turns out to have been mistaken (Bonneau and Foy, 1986).

T he puzzling aspects of these "close" stars (One tenth of a light year apart) center around discoveries of higher than expected gravity and ultraviolet output when compared to their apparently normal metal content (i.e. not metal-poor). The ultraviolet excess and kinematic (proper motion and orbit) data suggest that these two stars belong to the old population II stars as mentioned earlier yet the apparent high gravity figure seems more typical of an unevolved, metal-poor condition. Since DaSilva and Foy's work resulted in strong confirmation of a Sun-like (or "normal") metal content for these stars, they began to look elsewhere for an explanation of the gravity paradox. The answer came with the discovery of an apparent overabundance of helium (twice as much as our own Sun) in the stellar photospheres. This, when worked into the calculations, not only explained the high gravity, but also accounted for the observed problem of the stars' high ultraviolet output but relatively low overall luminosity. Another effect of the helium abundance would be to slow the process of stellar evolution across the main sequence.

bir dditionally, it should be noted that Zeta 1 was one of the first stars ever to be used as a solar analog by astronomers. What might these findings signify as far as Zeta 1 and/or Zeta 2 possessing planets with advanced intelligent life? Let's make a list of the strong points which support this idea:

( 1 ) B oth Zeta 1 and Zeta 2 are solar, or Sun-like stars. (If one imagines a spherical section of our galaxy with a radius of 50 light years and centered upon our Sun, only one star out of every eleven contained therein will have Sun-like characteristics.)

( 2 ) T he previous objection that one and perhaps both stars appeared to be close binaries has now been swept away. Stable planetary orbits in the so-called eco-zone (i.e. close enough to the central fire to produce conditions conducive to life) are more probable around single stars than in close binary systems.

( 3 ) B oth Zeta 1 and Zeta 2 have an average age of between six and eight billion years. This makes them from one to three billion years older than our Sun and suggests that any life on planets associated with them could be much further along in its evolutionary process than we are.

( 4 ) ben n many reported UFO abduction cases, the "visitors" have been described as having a thick epidermis and multiple eyelids. This is precisely the sort of adaptation one would expect for creatures who evolved on a planet whose sun had a high ultraviolet output. Curiously enough, these characteristics were also reported by the intelligence source codenamed "Falcon" as early as 1981.

Ö n the negative side, it must be admitted that there is no direct observational evidence of planets around either Zeta 1 or Zeta 2. However, a Canadian group reported that a Jupiter-sized planet appears to exist in orbit around Tau Ceti, a Sun-like star only about 11 light years away. Those readers familiar with the star map developed by Marjorie Fish based upon information from the Barney and Betty Hill UFO abduction case, will recall that Tau Ceti was identified as one of the stars on that map.

S ince the original 1991 publication of this report tremendous strides have been made in the discovery of possible new solar systems and the detection of planets around other stars: With each passing day there is more and more data that appears to strengthen the idea that solar systems are quite common and very abundant.

F or current efforts to find planets around Zeta1 and Zeta2 please see The Anglo-Australian Planet Search. Her ikisi de Zeta1(HD20766) ve Zeta2 (HD20807) are on their planet search list. Thanks to Dr Chris Tinney for this information who is/was the head astronomer at the Anglo-Australian Observatory.

ben n the below report Livio maintains that carbon production didn't peak until about 2 billion years before the sun-earth were formed and that advanced type intelligent life didn't emerge on Earth until

4 million years ago: Of course assuming estimate errors (perhaps large) this more than leaves room for the Zeta Reticuli Star System with a current estimated age of

7 billion years: Or, the Zeta Reticuli Star System was in the formation process when this carbon production peaked according to Livio. See, Extraterrestrial Civilizations: Coming of Age in the Milky Way


Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System

ATLAS is an asteroid impact early warning system being developed by the University of Hawaii and funded by NASA. It consists of two telescopes, 100 miles apart, which automatically scan the whole sky several times every night looking for moving objects.

ATLAS will provide one day's warning for a 30-kiloton "town killer," a week for a 5-megaton "city killer," and three weeks for a 100-megaton "county killer".

konumu ATLAS telescopes


ATLAS 2 on Maunaloa

    • (2021-01-05) Access our new forced photometry server. We have constructed the ATLAS forced photometry server which provides public access to photometric measurements over the full history of ATLAS survey. Users should note that this is an experimental service, and carefully read the documentation on the data products on the web pages. While we provide a web form and API, large volume requests are not encouraged without conatcting us directly.