Astronomiya

Ulduz qranulyasiyasının bir ulduz spektrinin kimyəvi analizinə təsiri necədir?

Ulduz qranulyasiyasının bir ulduz spektrinin kimyəvi analizinə təsiri necədir?

Ulduz qranullardan alınan spektr daha isti qaz üçün, aralarındakı zolaqlardakı spektr daha soyuq qaz üçün olacaq.

  • Orta temperatur paylanmasının metallıq analizi üçün istifadə edilə bilməsi üçün bu "ortalama" olurmu?
  • Spektroskopik təsirlər bütün xətlər üçün eyni olacaqmı?

Bu suallara sadə bir cavab yoxdur - baxmayaraq ki, qısaca danışa bilərəm və (i) Xeyr deyil və (ii) yox deyə bilmərəm.

Sadə iki komponentli bir atmosfer qurarsanız, müşahidə olunan spektr iki spektrin axını ağırlığında birləşməsi olacaqdır. $$ S _ { rm obs} = frac {A_1 T_1 ^ 4 S_1 + A_2 T_2 ^ 4 S_2} {A_1 T_1 ^ 4 + A_2 T_2 ^ 4} , $$ harada $ A_1, T_1, S_1 $ olan material, sahə, temperatur və spektrdir $ T_1 $ və alt yazısı 2 olan kəmiyyətlər istilikdəki bölgələr üçündür $ T_2 $.

İndi hər hansı bir spektral xüsusiyyətin temperatur dəyişikliyinə verdiyi cavabdan asılı olaraq, bu xüsusiyyətin ekvivalent genişliyini axın ağırlığındakı orta spektrdə daha güclü və ya zəiflədə bilər. Əgər o spektri tək bir temperatur olduğunu fərz etsəniz, o xüsusiyyətə əsaslanan bir bolluq üçün əldə etdiyiniz şey daha böyük və ya kiçik ola bilər.

Məsələn, neytral növlərin əksəriyyəti (məsələn Fe I, Li I) daha sərin atmosferdə güclənir. Bir ulduza sərin ulduz ləkələri qoysanız, bu sətirlərin ekvivalent eni daha da güclənəcəkdir. Ulduzun orta temperaturu çox az azalacaq. Xalis effekt o ulduzdakı dəmir və ya lityum bolluğunun daha böyük olduğunu təxmin etməkdir.

Digər tərəfdən, xətt böyümə əyrisinin doymuş hissəsində olacağı qədər güclü olsaydı, daha soyuq bir atmosferdə daha da güclənməz və hətta daha aşağı bir orta temperatur qəbul edərək belə ola bilər. sətir ekvivalentində əhəmiyyətli bir artım olmaması, azaldılmış bolluqdan nəticə çıxarmağa səbəb olar.

Daha aydın bir vəziyyət, ionlaşmış Fe II xətləri ola bilər. Bunlar daha sərin bir atmosferdə zəifləyəcək, beləliklə axını ağırlıqlı orta spektrdən daha az dəmir bolluğu çıxardacaqsınız.

Sonra sadə iki temperaturlu bir modelin tətbiq etdiyi həddindən artıq sadələşdirmə məsələsi var. Həqiqi qranulyasiya, plazmanın hərəkətini, nəticədə mikro və makro turbulentliyə təsirlərinin və bunların xətt əmələ gəlməsinə və yerli termodinamik tarazlığın qəbuluna necə təsir etdiyini əhatə edir. Bunlar yalnız bahalı 3D ulduz atmosferi modellərindən istifadə edilərək həll edilə bilər. Bu modellər mövcuddur və 1D LTE atmosfer analizlərindən istifadə edərək təyin olunan bolluqlara 3B NLTE düzəlişləri təklif edir. Düzəlişlər xətlərin gücünə və ulduzun daxili parametrlərinə görə hər iki istiqamətə gedə bilər. Bir nümunə olaraq, Wang et al. (2021) xüsusi maraqlandığım Li I optik / NIR xətləri üçün düzəlişlər şəbəkəsini təqdim edir.


Ulduz Təkamül

Ulduz təkamülünün astrofizik modelləri zamanla günəş radiasiyasının intensivliyindəki yavaş artımı yenidən qurur. Bununla birlikdə, Günəş 4.6-3.0 milyard il əvvəl (Ga)% 25-30 nisbətində daha zəif idi və bu da temperaturu 0 dərəcədən aşağı tutacaqdı. Yenə də Avstraliya zirkonlarındakı və 4.3-4.4 Ga tarixinə qədər olan Arxeya meta-çökmə süxurlarındakı oksigen izotopları maye suyun olduğunu göstərir (Mojzsis et al., 2001). Bundan əlavə, Günəşdən Yerdən daha uzaq bir planet olan Marsın geoloji, kimyəvi və mineralogik məlumatları, ən azı fasilələrlə 4.1 ilə 3.7 Ga arasında (Ramirez və Craddock, 2018) yaş və indikindən daha isti bir iqlim aşkar etdi.

Zəif Gənc Günəş Paradoksuna təklif olunan həll yolları erkən, daha kütləvi, işıqlı bir Günəşi (və bu səbəbdən daha isti Dünyanı), günəş kütləsi itkiləri ilə əlaqəli orbital dəyişiklikləri və ya bulud örtüyündə, qar və buzda və ya quru-okean bölgüsündə səth albedo dəyişikliklərini çağırır. Daha çox ehtimal ki, CO tərəfindən istehsal olunan istixana qazı effekti2 və ya CH4 istilikləri bərabər səviyyələrə qaldırdı (məsələn, Catling və Zahnle, 2020).


1. GİRİŞ

Üçbucaqlı-Andromeda (TriAnd) ulduz buludu, Rocha-Pinto və digərlərinin İki Mikron Bütün Səma Tədqiqatında (2MASS) M nəhəng ulduzların aşağı enlikli həddindən artıq sıxlığı kimi təsbit edildi. (2004, bundan sonra RP04) və Majewski və digərlərinin əsas ardıcıllıq dövriyyəsi (MSTO) ulduzlarının güclü bir ardıcıllığı kimi. (2004b, bundan sonra M04). RP04 və M04, quruluşun ən az 50 ° boyunca uzanmasını tapdı & # x00d7 15-30 kpc bir heliosentrik məsafədə halo 20 °. Quruluşun orta helyosentrik radial sürəti

−119 ± 9.6 km s −1 və ortalama [Fe / H]

P1.2 dex, RP04 ilə kalsium infraqırmızı üçqat ölçülərinə əsaslanır. Bu göy bölgəsindəki MSTO ulduzlarının sonrakı bir MegaCam sorğusu (Martin və digərləri 2007) təsdiqlədi

Bu ulduz quruluşu üçün 20 kpc məsafədə, bu günə qədər TriAnd-a xüsusiyyətlərinin, strukturun mənşəyinin müəyyənləşdirilməsi üçün faydalı hər hansı bir detal səviyyəsində müəyyənləşdirilməsinə az əlavə diqqət yetirilmişdir.

Bunun əksinə olaraq, TriAnd'dan iki il əvvəl kəşf edilmiş MSTO ulduzlarının bir neçə həddindən artıq sıxlığı kimi aşkarlanan "Monoceros Stream" və ya "Monoceros Ring" olaraq da adlandırılan Galactic Anticenter Ulduz Yapısına (GASS) daha çox diqqət göstərilmişdir (Newberg et. 2002), Galaktik mərkəzin eyni ümumi bölgəsində TriAnd 8 ilə, lakin daha yaxın bir ortada

11 kpc heliosentrik məsafə. Isaac Newton Teleskop Geniş Sahə Kamerası (Ibata və ark. 2003 Conn və ark. 2005), Sloan Digital Sky Survey spektroskopiyası və fotometri (Yanny və digərləri, 2003, bundan sonra Y03) ilə bu üzük bənzər bir quruluşun sonrakı tədqiqi. 2MASS M nəhəngləri tərəfindən (Crane et al. 2003, bundan sonra C03 Majewski et al. 2003, bundan sonra M03 Rocha-Pinto et al. 2003, bundan sonra RP03) aşağı enli GASS halqasının ən az ikinci və üçüncü qalaktik kvadrantları əhatə etdiyini göstərmişdir. və [Fe / H] = −1,6 ± 0,3 (Y03) - −0,4 ± 0,3 (C03) arasında geniş bir metallik yayılmasına malikdir. Buna baxmayaraq, GASS-ın mənşəyi mübahisəli olaraq qalır. Əsas ssenarilər arasında GASS-ın Galaktik diskin bir parçası / çözgüsü olduğu (Momany et al. 2006 Kazantzidis et al. 2008 Younger et al. 2008) Samanyolu (MW) peykinin pozulmasından gələn gelgit zibilini təmsil etdiyi ilə müqayisə edilir. qalaktika (Ibata at al. 2003 Y03 C03 RP03 Helmi et al. 2003 Frinchaboy vd. 2004 Martin vd. 2004 Peñarrubia vd. 2005 Conn vd. 2005 Rocha-Pinto vd. 2006) GASS və digər cırtdan sferoid (dSph) qalaktikalar arasında kimyəvi nümunələrin müqayisəsi bu yaxınlarda Chou et al. (2010b, bundan sonra C10b). GASS nümunələrində Oxatan (Sgr) cırtdan + axın sistemi və digər peyk qalaktikalarında olduğu kimi Ti, Y və La üçün oxşar bolluq nümunələri ortaya çıxır və bu da GASS-dəki ulduzların cırtdan qalaktikaya bənzər bir mühitdə meydana gəldiyini göstərir. Lakin bu kimyəvi müşahidə öz-özlüyündə mübahisəni qəti şəkildə həll etmir dinamik nəzəri modellər qalaktik disklərin cırtdan qalaktikaların yığılması ilə xaricə böyüdüyünü (məsələn, Abadi və ark. 2003 Yong və ark. 2005) və GASS-ın əvvəllər hiyerarşik olaraq yaranan bəzi digər Galaktika quruluşuna qarşı bütöv bir gelgit axını təmsil etdiyini göstərir. xarici disk bu kimya ilə aydınlaşdırılmamışdır.

GASS üçün qəti bir mənşəli modelin olmaması, TriAnd kəşfindən qısa müddət sonra Peñarrubia et al. (2005) bu quruluşun sadəcə bir kənar GASS / Mon parçası ola biləcəyini, bu müəlliflərin bir MW peyk qalaktikasının əriməsindən yaranan bir quruluş olduğunu fərz etdiklərini söylədi. Hər iki quruluş da oxşar Galaktik enliklərdədir və Peñarrubia et al. bir tapa bildik N-TriAnd-ı, bu atanın mövqeyinin Canis Major’da olduğu ehtimalına görə güman edilən Mon progenitor qalaktikasından dinamik olaraq daha yaşlı, daha əvvəl soyulmuş bir parça kimi birləşdirə bilən bədənin simulyasiyası (Canis Major'un həddindən artıq sıxlığının iddiası ilə izah edilən son aspekt Martin və digərləri tərəfindən 2004-cü ili pozan bir dSph-nin özəyi kimi; çox mübahisəli bir mövzuya baxın Rocha-Pinto və digərləri 2006 Mateu və ark. 2009 və burada göstərilənlər). Əgər TriAnd və GASS / Mon eyni cırtdan qalaktika sisteminin parçalarıdırsa, bu iki quruluşdakı ulduzlar ortaq bir kimyəvi zənginləşdirmə tarixçəsini paylaşır və prinsipcə oxşar zənginləşmə nümunələrini göstərməlidir - məsələn, GASS / Mon üçün C10b tərəfindən görülənlər. Əslində TriAnddakı ulduzların GASS / Mon sisteminə aid olub olmadığını müəyyən etmək üçün "kimyəvi barmaq izi" tətbiq edilə bilər.

Bu texnika yaxınlarda Chou və s. (2010a, bundan sonra C10a), Şimali Qalaktik Yarımkürədəki bir qrup M nəhəng ulduzun ("NGC hərəkətli qrupu") Oxatan gelgit axınının daha yaşlı parçaları olduğunu göstərmək üçün. Sgr sistemi ilə müqayisə Mon və TriAnd tədqiqatlarında olduqca aproposdur, çünki Sgr hər üç halda da bir çox oxşar xüsusiyyət nümayiş etdirir, o cümlədən hər üç vəziyyətdə M nəhəng ulduzların iştirakı ilə nisbətən yüksək bir metallik (M03 RP03 RP04). hər üç alt quruluşun əcdad sistemləri bir qədər oxşar ola bilər.

Buna görə halo alt quruluşuna dair əvvəlki kimyəvi tədqiqatlarımızdakı yuxarıdakı nümunələri izləyərək bu Məktubda TriAnd sistemindəki kimyəvi bolluq nümunələrinin ilk yüksək qətnamə spektroskopik qiymətləndirməsini aparırıq və bu bolluq ölçmələrindən TriAnd ilə fərziyyəli əlaqəni araşdırırıq. GASS / Mon sistemləri.


PLANETİN TƏRƏFİNDƏN GÖSTƏRİLDİĞİ BÖLGƏLƏRİN 3 FUX VARİASİYASI

Bu hissədə, planetin gizli olduğu ulduz səthinin parlaqlığının məkan dəyişikliyinə görə tranzit dərinliyindəki dəyişikliyi simulyasiya edirik.

3.1 Keçidlərin simulyasiyası

Keçidləri simulyasiya etmək üçün əvvəlcə tək, statik davamlı intensivlikli bir şəkil seçirik. Sonra əvvəlcə Yerin proqnozlaşdırılan ölçüsünə bərabər bir sintetik ekzoplanet yarataraq və bu dairəvi disk içərisindəki axını cəmləşdirərək bir sıra sıra axınlar yaradırıq. Bundan sonra bu cəmi ümumi günəş diskinin intensivliyindən çıxardırıq. Yerin proqnozlaşdırılan ölçüsü, hər bir görüntü üçün görünən günəş radiusunu piksel vahidində qeyd edən HMI görüntü başlıqlarından hesablanır.

Ayın və ya digər planetlərin Yerin orbitindəki təsirlərini görməməzlikdən gəlirik və sadəlik üçün Yerin orbitinin eksantrikliyini də laqeydliyik. Planeti günəş səthi boyunca tədricən irəliləyirik və dairəvi bir orbit götürərək hər bir inteqrasiyanın vaxtını hesablayırıq Porb = 365,25 d. Şiddət ölçmələrinin amplitüdündə gündəlik dəyişmənin qarşısını almaq üçün bu zaman seriyasını tək, statik bir görüntü üzərində yaradırıq. Bunun foton səs-küyünün təsirlərini aradan qaldırmaq üçün əlavə faydası var (bütün zaman seriyası foton səs-küyünün bir reallaşmasıdır), bu da fotosfer qranulyasiyasının təsirlərini ppm səviyyəsində araşdırmağa imkan verir.

2018-ci ildə ən az maqnit aktivliyini göstərən 282 dekonvolved davamlı intensivlik şəkillərində tranzitləri simulyasiya edirik. Bu keçid ansamblı Şəkil 3-də göstərilmişdir. Biz yalnız keçid parametri ilə tranzitləri simulyasiya edirik b = 0. Seçim b = 0, planetin nadir hallarda günəş ekvatoru yaxınlığında baş verən maqnit cəhətdən aktiv bölgələri ehtimal etməməsini təmin edir və qranulyasiya kontrastını artırır. Bu simulyasiyalar üçün proqram onlayn mövcuddur. 1

Yer ölçüsündə bir planetin 282 süni tranzit işıq əyriləri SDO/ Günəşin HMI şəkilləri (solda: tam tranzit sağ: orta tranzitə yaxınlaşdırın). Axın minimumunda yayılma aktivlik və qranulyasiya səbəbindən günəş səthinin parlaqlığının dəyişməsindən qaynaqlanır.

Yer ölçüsündə bir planetin 282 süni tranzit işıq əyriləri SDO/ Günəşin HMI şəkilləri (solda: tam tranzit sağ: orta tranzitə yaxınlaşdırın). Axın minimumunda yayılma aktivlik və qranulyasiya səbəbindən günəş səthinin parlaqlığının dəyişməsindən qaynaqlanır.

3.2 Tranzit qalıqlarında qranulyasiya və superqranulyasiya səs-küyü

Mandel & amp Agol (2002) tranzit modelini, python paketi batman (Kreidberg 2015) tərəfindən tətbiq olunan simulyasiya edilmiş işıq əyrilərinin hər birinə uyğunlaşdırırıq. Hər bir işıq əyrisi üçün eyni zamanda planetin radiusuna, orta keçid vaxtına, orbital meylinə və dörd qeyri-xətti əza qaralma parametrlərinə uyğunlaşırıq, eyni zamanda orbital dövrü, yarı böyük oxu və ulduzun radiusunu bilinən dəyərlərdə düzəldirik. Yer üçün dairəvi bir orbit. Daha sonra hər bir keçid uyğunluğunun qalıqlarını araşdırırıq (bir nümunə Şəkil 4-də göstərilmişdir) və maqnit elementləri ilə çirklənmiş keçidləri rədd edirik (qalıq axın dəyərləri və gt5 ppm). İşıq əyrisindəki simmetrik meylləri aradan qaldıracağımızdan əmin olmaq üçün buradakı qeyri-xətti ətraf qaranlıq parametrlərindən istifadə etdik. Bölmə 2-də müzakirə etdiyimiz HMI dekonvolved görüntü düz sahəsindəki qüsurları aradan qaldırmaq üçün hər dəfə bütün tranzit qalıqlarının medianı ilə qalıq axını çıxardırıq. Nəticədə tranzit qalıqları ümumiyyətlə 0,5 ppm standart sapmalara malikdir və tipik bir aralıq 2-4 ppm-dir.

Qalıq amplituda showing2 ppm göstərən günəş qranulyasiyasının müəyyən bir həyata keçirilməsinin tranzit qalıqları.

Qalıq amplituda showing2 ppm göstərən günəş qranulyasiyasının müəyyən bir həyata keçirilməsinin tranzit qalıqları.

3.3 Qranulyasiya və superqranulyasiya səbəbindən radius qeyri-müəyyənliyi

Qranulyasiya müxtəlif ölçülü tərəzilərdə baş verir - HMI davamlı intensivlik şəkillərində aydın görünən i0,5 Mm radiuslu qranullar və see16 Mm radiuslu super qranullar. Qranullar və super qranullar zaman keçdikcə stoxastik görünür, lakin uzunluq tərəziləri və dövriyyə müddətləri təxminən sabit qalır. Buna görə 282 tranzit qalıqları ansamblımızı səs-küylə avtomatik əlaqəli bir siqnal olaraq modelləşdirə bilərik.

Ekzoplanet radiusunda tipik bir qeyri-müəyyənlik yüzdə 0,02-dir Rsəh. Sintetik keçiddən qranulyasiya nümunəsini tək, statik bir görüntü boyunca modelləşdirdiyimiz üçün bunu bir səs-küy zəmini və ya daha aşağı bir sərhəd hesab edirik.

3.3.1 Əvvəlki nəticələrlə müqayisə

Chiavassa et al. (2017) Günəşə bənzər ulduzların sarsıdıcı ızgara modellərindən üç ölçülü radiasiya hidrodinamik simulyasiyalarda Yerə bənzər planetlərin süni tranzitləri və qranulyasiya səbəbi ilə tranzitdə qalıq siqnal tapması 7600-777 band , HMI davamlı intensivlik şəkillərindən istifadə etdiyimiz təxminə bənzəyir (2-4 ppm).

3.3.2 Digər ulduzlar üçün gözləntilər

Əsas ardıcıllıqdakı ulduzlar üçün ulduz qranulyasiyasının ədədi simulyasiyaları göstərir ki, qranul ölçüsü tərəzi ilə ulduz səthinin çəkisi ilə tərs tərzdədir (bax: Nordlund et al. 2009 Kupka & amp Muthsam 2017). Nəticədə Günəşdən kiçik ulduzların daha kiçik qranullara sahib olacağını gözləmək olar. Qranullar nə qədər kiçikdirsə, müəyyən bir məruz qalma zamanı Yer ölçülü bir planet tərəfindən daha çox gizli olur və bu səbəbdən işıq əyrisində qranulyasiyanın tranzit siqnalı nə qədər kiçikdir.

Trampedach və digərlərinin spektral tip F7-dən K3 cırtdanlarına qədər olan ulduzlar üçün qranulyasiyanın ədədi simulyasiyaları. (2013) hamısı 1 Mm nizamlı qranulların xarakterik üfüqi tərəzilərinə malikdir. Bu tərəzilər ulduzlar inkişaf etdikcə və kütükləri böyüdükcə böyüyür g azalır (bax: Beeck və digərləri. 2013a, b Trampedach və digərləri. 2017). Bu səbəbdən kiçik miqyaslı qranulyasiya siqnalı inkişaf etmiş ulduzlar üçün ən vacib olmalıdır.

Günəş superqranulyasiyasının, kiçik miqyaslı qranulyasiyadan fərqli olaraq, kiçik amplitüdünə görə ölçülməsi çətindir və geniş fiziki dərəcəsinə görə simulyasiyası çətindir (Rieutord & amp Rincon 2010). Beləliklə, oxucunu bu analizin nəticələrindən yalnız günəş əkizləri üçün istifadə etməsini xəbərdar edirik.


Günəş və Günəş tipli ulduz spektrlərindəki xətlərin asimmetriyası

Günəş axını spektrlərindəki Fe I və Fe II xətlərinin asimmetri üç FTS atlasından və HARPS atlasından istifadə edilərək HARPS spektrografındakı müşahidələrdən istifadə edilərək 13 ulduz spektrində analiz edilmişdir. Hər bir ulduzun fərdi xətt bölücüləri müşahidə səs-küyünü azaltmaq üçün orta hesablanmışdır. Ulduz spektrlərdə alınan ortalama bölücülər Günəş üçün yaxşı bilinən C şəklində az-çox oxşayır. Fırlanma sürəti 5 km / s-dən çox olan ulduzlarda bissektorların forması əyik işarəsinə (/) yaxındır. Bissektorların əyriliyi və aralığı ulduzun istiliyi ilə artır. Nəticələrimiz, fırlanma sürətinin bisektorların aralığına və formasına güclü təsiri barədə bilinən həqiqətləri təsdiqləyir. Orta konvektiv sürət, maddələrin soyuq düşmə sürəti ilə isti yüksələn konvektiv axınları arasındakı ən böyük fərqi göstərən orta bisektorun aralığına əsasən müəyyən edilmişdir. Bir ulduz kimi Günəş üçün –420 m / s-ə bərabərdir. Günəş tipli ulduzlarda, effektiv temperatur 4800-600 K ilə müvafiq olaraq –150 ilə –700 m / s arasında böyüyür. Daha böyük səth cazibə və daha çox metallik olan ulduzlar üçün orta konvektiv sürət azalır. Həm də ulduz yaşı ilə azalır və mikro və makroturbulent hərəkətlərin sürəti ilə əlaqələndirilir. Günəş axını analizinin nəticələri göstərdi ki, Finkle atlaslarındakı mütləq dalğa boyu tərəzi, Hinkle və digərlərinin atlası xaricində, dalğanın uzunluğundan asılı olan atlaslar xaricində təxminən -10 m / s-yə təsadüf edir. 450-650 nm aralığında, bu atlasın miqyas dəyişməsi müvafiq olaraq –100 ilə –330 m / s arasında dəyişir və orta hesabla –240 m / s təşkil edir. Ortaya çıxan orta ulduz bissektorları konvektiv sürət sahələri haqqında məlumat ehtiva edir və səth konveksiyasının xarakterik xüsusiyyətlərini öyrənmək üçün ulduz atmosferlərinin hidrodinamik modelləşdirilməsi üçün faydalı ola bilər.


Təşəkkürlər

Yardım üçün David Yong'a təşəkkür edirik NextGen işləmək üçün modellər moogPeter Hauschildt, əvvəlcədən sərbəst buraxıldığı üçün NextGen istifadəmiz üçün atmosfer və Suzanne Hawley az kütləli subdwarfs haqqında faydalı müzakirələr üçün. Bu tədqiqat, Fransa, Strasburq, CDS-də işləyən SIMBAD məlumat bazasından istifadə etmişdir. Bu tədqiqat NASA-nın Astrofizika Məlumat Sistemi Biblioqrafik Xidmətlərindən istifadə etmişdir. Müəlliflər New York Community Trust-un Kennilworth Fondunun maliyyə dəstəyini minnətdarlıqla qəbul edirlər. Cerro Tololo Amerikalararası Rəsədxanası, Milli Elm Fondu ilə kooperativ razılaşması əsasında Astronomiya Araşdırmaları Universitetləri Birliyi tərəfindən idarə olunur.


Astronomlar Planet Yeyən Ulduzların Kimyəvi İmzasını Müəyyən edirlər

Vanderbilt Universitetinin tədqiqatçıları bir ulduz elementinin kimyəvi imzasını elementə görə göstərən və bu imzanın dünyaya bənzər planetlərin yeyilməsi ilə necə dəyişdirildiyini açıqlayan yeni bir model hazırladılar.

Bəzi Günəşə bənzər ulduzlar ‘Yer yeyənlərdir’. İnkişaf etdikləri müddətdə Yer, Mars və Venera kimi ‘yerüstü’ planetlərin hazırlandığı çoxlu qayalı material yeyirlər.

Vanderbilt Universitetinin astronomiya üzrə aspirantı Trey Mack, belə bir pəhrizin bir ulduzun kimyəvi tərkibinə təsirini qiymətləndirən və hər ikisinin də öz planetlərinə sahib cüt əkiz ulduzları analiz etmək üçün istifadə etdiyi bir model hazırladı.

"Trey göstərdi ki, həqiqətən bir ulduzun kimyəvi imzasını element olaraq elementləşdirə bilərik və bu imzanın dünyaya bənzər planetlərin yeyilməsi ilə necə dəyişdirildiyini təyin edə bilərik" dedi Vanderbilt Astronomiya Professoru Keivan Stassun. iş. "Müəyyən bir ulduz üçün yüksək çözünürlüklü bir spektr əldə etdikdən sonra, əslində bu imzanı elementlər daxilində detallı şəkildə aşkar edə bilərik."

Bu qabiliyyət astronomların planetlərin əmələ gəlməsi prosesi haqqında anlayışına əhəmiyyətli dərəcədə əlavə edəcək və astronomlara görə Yerə bənzər ekzoplanetlərin davamlı axtarışına kömək edəcəkdir.

Birincisi, bəzi fon: Ulduzlar yüzdə 98-dən çox hidrogen və helyumdan ibarətdir. Bütün digər elementlər kütlələrinin yüzdə 2-dən azını təşkil edir. Astronomlar özbaşına hidrogen və helyumdan daha ağır olan bütün elementləri metal olaraq təyin etmiş və bir ulduzun kimyəvi tərkibindəki nisbi dəmir bolluğunun hidrogenlə nisbətinə istinad etmək üçün “metallik” terminini irəli sürmüşlər.

1990-cı illərin ortalarından bəri, astronomlar çoxlu sayda xarici planetləri aşkar etmək qabiliyyətini inkişaf etdirdikdən sonra, ulduz metalikliyini planet meydana gəlməsi ilə əlaqələndirməyə çalışan bir neçə tədqiqat olmuşdur. Belə bir araşdırmada, Los Alamos Milli Laboratoriyasında araşdırma edənlər, yüksək metalikliyi olan ulduzların, az metalikliyi olanlara nisbətən planet sistemlərini inkişaf etdirmə ehtimalı daha yüksək olduğunu iddia etdilər. Başqa bir araşdırmada, isti Yupiter böyüklüyündə olan planetlərin, əsasən metallik dərəcəsi yüksək olan dairəvi ulduzlara rast gəlindiyi, kiçik planetlərin isə metal tərkibindəki geniş çeşidli ulduzların olduğu təsbit edildi.

Ulduzların kimyəvi tərkibinin müayinəsini dəmir tərkibinin xaricində genişləndirən Tampa Universitetindən müəllif müəllif Simon Schuler-in işinə əsaslanan Mack, 15 spesifik elementin bolluğuna baxaraq bu tip analizləri bir addım daha irəli apardı. günəş. Xüsusilə alüminium, silikon, kalsium və dəmir kimi ərimə temperaturu Fahrenheit'in 1200 dərəcəsindən (Selsi 600 dərəcə) daha yüksək olan elementləri ilə maraqlanırdı, çünki bunlar Yerə bənzər planetlər üçün bina daşları rolunu oynayan odadavamlı materialdır.

Mack, Schuler və Stassun bu texnikanı planetlərə ev sahibliyi edən HD 20781 və HD 20782 ikili cütlüyünə tətbiq etmək qərarına gəldilər. Hər iki ulduz eyni toz və qaz buludundan yoğunlaşmalı və hər ikisi eyni kimyəvi kompozisiyalarla başlamalı idi. Bu xüsusi ikili cüt, hər iki ulduzun özlərinə məxsus planetlərinin olduğu ilk kəşfdir.

İkili cütlüyün hər iki ulduzu Günəşə bənzər G sinif cırtdan ulduzlardır. Bir ulduz iki Neptun böyüklüyündə planetlərin ətrafında dolanır. Digəri, olduqca eksantrik bir orbitdən sonra gedən bir Yupiter ölçüsündə bir planetə sahibdir. Planet sistemlərindəki fərq, iki ulduzu ekzoplanetlər və onların ulduz sahiblərinin kimyəvi tərkibi arasındakı əlaqəni öyrənmək üçün ideal edir.

Astronomlar iki ulduzun spektrini analiz etdikdə odadavamlı elementlərin nisbi bolluğunun Günəşinkindən xeyli yüksək olduğunu aşkar etdilər. Ayrıca, müəyyən bir elementin ərimə temperaturu nə qədər yüksəkdirsə, bolluğunun da bir o qədər yüksək olduğunu və Yerə bənzər qayalı bir maddənin qəbul edilməsinin cəlbedici imzası kimi xidmət edən bir meyl olduğunu söylədilər. Əkizlərin hər birinin kimyəvi imzaları istehsal etmək üçün əlavə 10-20 Yer kütləsi qayalı material istehlak etməli olacağını hesabladılar. Xüsusi olaraq, Yupiter böyüklüyündə bir planet olan ulduz əlavə on Yer kütləsini uddu, iki Neptun ölçüsündə planet olan ulduz isə əlavə 20 yerə sarıldı.

Nəticələr bir ulduzun kimyəvi tərkibi ilə planet sisteminin təbiətinin əlaqəli olduğu təklifini dəstəkləyir.

Verilən bir ulduzun işığını təkcə yüksək qətnamə spektrinə ayıraraq analiz edərək özümüzdəki kimi bir planet sisteminə sahib olma ehtimalını müəyyən edə bilsəydik? Yuxarıda Günəşdən alınan bir spektr göstərilmişdir. Qaranlıq zolaqlar, ulduzun xarici təbəqəsindəki hidrogen və ya dəmir kimi spesifik işığın tezliklərini mənimsəyən xüsusi kimyəvi elementlərdən qaynaqlanır. Astronomlar hər qaranlıq zolağın genişliyini diqqətlə ölçərək uzaq bir ulduzda nə qədər hidrogen, dəmir, kalsium və digər elementlərin olduğunu təyin edə bilərlər. Yeni model, alüminium, silikon və dəmir kimi odadavamlı elementləri Günəşdəkindən xeyli yüksək olan G sinifindəki bir ulduzun Yer kürəsinə bənzər bir planetə sahib ola bilməyəcəyini göstərir. (N.A. Sharp, NOAO / NSO / Kitt Peak FTS / AURA / NSF)

“Təsəvvür edin ki, ulduz əvvəlcə Dünya kimi qayalı planetlər yaratdı. Bundan əlavə, təsəvvür edin ki, Yupiter kimi qaz nəhəng planetləri də yaratdı ”dedi Mack. “Qayalı planetlər isti olduğu ulduza yaxın bölgədə və qaz nəhəngləri planetlərin soyuq olduğu xarici hissəsində meydana gəlir. Ancaq qaz nəhəngləri tam formalaşdıqdan sonra içəriyə köç etməyə başlayır və olduğu kimi cazibə qüvvələri də daxili qayalıq planetləri çəkməyə və dartmağa başlayır.

“Doğru miqdarda çəkmə və dartma ilə bir qaz nəhəngi asanlıqla qayalı bir planetin ulduza qərq olmasına məcbur edə bilər. Ulduzun içinə kifayət qədər qayalı planet düşsə, onu aşkarlaya biləcəyimiz müəyyən bir kimyəvi imza ilə möhürləyəcəklər. ”

Bu məntiqdən sonra ikili əkizlərdən hər hansı birinin yer planetinə sahib olması ehtimalı yoxdur. Bir əkizdə, iki Neptun ölçüsündə planet, ulduz ətrafında olduqca yaxından, yəni Yerlə Günəş arasındakı məsafənin üçdə birində dövr edir. Digər əkizdə, Yupiter ölçülü planet planetar sistemin xarici hissəsində çox vaxt keçirir, lakin ekssentrik orbit də onu ulduza son dərəcə yaxınlaşdırır. Astronomlar, iki Neptun böyüklüyündə planetin ulduzun əkizindən daha çox yerüstü maddə qəbul etməsinin səbəbinin, iki planetin Yupiter böyüklüyündə bir planetə nisbətən daha çox maddi öz ulduzlarına itələməsi ilə əlaqəli olduğunu düşünürlər. .

Qayalı planetləri yutan G sinif ulduzlarının kimyəvi imzası ümumbəşəri olduğunu sübut edərsə, “oxşar kimyəvi imzalara sahib ulduzları tapdığımızda, planet sistemlərinin özümüzdən çox fərqli olması və ən çox ehtimal etdikləri qənaətinə gələ bilərik. daxili qayalıq planetlərin olmaması ”dedi Mack. "Və bu imzalardan məhrum olan ulduzları tapdığımız zaman, özlərinə bənzər planetar sistemlərə ev sahibliyi etmək üçün yaxşı namizədlərdir."

Əlavə etdi Stassun: “Bu əsər ulduzların planet qurub-yaratmadığına dair sualın əslində səhv bir sual olduğunu ortaya qoyur. Həqiqi sual, bir ulduzun yaratdığı planetlərin neçə-sinin ana ulduzları tərəfindən yeməyin aqibətindən yayınmasıdır? ”

Tədqiqat Milli Elm Fondunun AAG AST-1009810 və PAARE AST-0849736 qrantları tərəfindən dəstəklənmişdir.

Nəşr: Claude E. Mack III, et al., & # 8220Planet-Hosting Geniş İkili faylların ətraflı bolluğu. I. HD 20782/81 atmosferində Planet Oluşumu İzi Kimyəvi İmza Varmı?, & # 8221 2014, ApJ, 787, 98 doi: 10.1088 / 0004-637X / 787/2/98


Astrokimya

IV molekulyar mühit

IV.A Circumstellar zərfləri

Səth temperaturu təqribən 5000 K-dan az olan qırmızı superqigantların xarici zərflərində molekullara tez-tez rast gəlinir. Bu ulduzlarda güclü ulduz küləkləri vardır, sırası 10 −7 - 10 −6 M arasındadır. yr −1, sürətləri adətən 50 km s −1-dən azdır. 89 Herculis və HD 161796 kimi bir neçə daha isti ulduzun da CO emissiyasını göstərdikləri və bununla əlaqəli ulduzların ağ cırtdan ulduz halına gəlməsi dövründə proto-planetar dumanlıq cisimləri olduğu aşkar edilmişdir. Bəzi yüksək dərəcədə inkişaf etmiş tozlu ulduzlar üçün tozun göstəricisi olan güclü uzaq İQ emissiyası daha cüzi emissiya ilə müşayiət olunur. Bunlar ən çox Mira dəyişkənləri olan OH / IR ulduzlarıdır. Bəzi inkişaf etmiş ulduzlar SiO maserlarını da göstərir. Həddindən artıq supergig IRC + 10216 kimi bir neçə ulduz, kometalarda və sıx ulduzlar arası molekulyar buludlarda müşahidə olunan molekulyar növlərin demək olar ki hamısını əks etdirən həqiqi kimyəvi fabriklərdir.

IV.B Ulduzlararası mühitin mühiti

Ulduzlararası mühit çox homojen olmayan, dengesiz bir yerdir. Diffuz mühitin ionlaşmış fazada 0,01 - 1 sm −3, soyuducu neytral faz üçün təxminən 1 - 10 3 sm −3 sıxlıqları vardır. Mühit supernova ulduz küləyi zərbələri ilə qızdırılır və kifayət qədər uzun bir soyutma müddətinə malikdir və heç vaxt təxminən 10 6 K-dan daha soyuq olmur, çünki atomlar çox təsirsiz bir soyuducu olur. Daha sıx bölgələrdə temperatur təxminən 10 6 K-yə endirilir və neytral hidrogen rekombinasiyası nəticəsində soyutma səmərəli olur. Daha aşağı temperatur üçün soyutma, əvvəlcə temperaturu 10 4 K-yə endirən hidrogen xətti emissiyası və daha sonra temperaturu yüzlərlə dərəcəyə endirən atomik incə quruluş keçidləri sayəsində kəskin şəkildə artır. Bu temperaturu azaltmaq üçün mühitə iki əlavə lazımdır - toz dənələri və molekullar.

Yayılmış bölgələrdə toz, ilk növbədə enerjinin yenidən bölüşdürülməsi üçün mövcud sayının çox olması səbəbindən həmişə qazdan daha soyuq olacaqdır. Əslində, tozun istiliyi və ya ekvivalent olaraq həyəcanı, seyreltilməsindən daha çox üzərinə düşən radiasiya spektrinə həssasdır. Tozun soyudulması qəti şəkildə şüalanır, UB-də effektiv şəkildə əmilir və İQ-də yayılır. Taxılın üstündə olan ultrabənövşəyi şüalanma nə qədər çətindirsə, şüalanmanın intensivliyindən asılı olmayaraq taxıl daha isti olacaqdır. Taxıllar bulud materialının arxa plan radiasiyalı istiləşməsindən kritik qalxandır. Tozun olması, molekulların, xüsusən H-nin meydana gəlməsini təşviq edən səth atomları qarşılıqlı təsirindən qazı da təsirli şəkildə soyudur2. Molekulyar soyutma, bol miqdarda növlərin toqquşma ilə həyəcanlanmasından qaynaqlanır, sonra da enerjilərini dənələrin optik olaraq incə olduğu uzaq IR və millimetr dalğa boylarında yayırlar. Molekulyar buludların dərinliklərində vəziyyət tərsinə çevrilir. Burada dənələr qazdan daha isti və əslində qazı dənəciklərin taxıl səthi ilə toqquşması nəticəsində qızdırırlar. Beləliklə, kimya üçün yanacaq kimi xidmət edirlər. Məsələn, CO ilə molekulyar hidrogenin toqquşması, qaz kinetik enerjisi hesabına enerjisini buluddan yayan sonuncunu həyəcanlandırır. Beləliklə, buludun içinə girən və dənələri qızdıran İK, mürəkkəb molekulyar növlər yaradan reaksiyalara güc verməyə xidmət edərək, mühitin müxtəlif kimyəvi tərkib hissələrinin həyəcanına keçə bilər.


Xülasə

Ulduzların xüsusiyyətlərini anlamaq üçün geniş araşdırmalar aparmalıyıq. Gözlərimizə ən parlaq görünən ulduzları, ilk növbədə bizə ən yaxın olduqları üçün deyil, daxili olaraq çox işıqlı olduqları üçün parlaq görürük. Ən yaxın ulduzların əksəriyyəti daxili cəhətdən o qədər zəifdirlər ki, onları yalnız teleskopun köməyi ilə görmək olar. Kütləsi az və parlaqlığı az olan ulduzlar yüksək kütləsi və parlaqlığı olan ulduzlara nisbətən daha çox yayılmışdır. Yerli qonşuluqdakı qəhvəyi cırtdanların çoxu hələ kəşf edilməyib.

18.2 Ulduz kütlələrinin ölçülməsi

Ulduzların kütlələri ikili ulduzların - ümumi bir kütlə mərkəzinin ətrafında dövr edən iki ulduzun orbitinin analizi ilə müəyyən edilə bilər. Vizual ikili sistemlərdə iki ulduz ayrı-ayrılıqda bir teleskopda görülə bilər, spektroskopik ikili olaraq yalnız spektr iki ulduzun varlığını göstərir. Ulduz kütlələr Günəşin kütləsindən təqribən 1/12 ilə 100 qat arasında dəyişir (nadir hallarda Günəş kütləsindən 250 dəfə çox olur). Kütlələri Günəşin 1/12 ilə 1/100 arasında olan cisimlərə qəhvəyi cırtdanlar deyilir. Heç bir nüvə reaksiyasının baş verə bilməyəcəyi obyektlər planetlərdir. Ən kütləvi ulduzlar, əksər hallarda ən parlaqdır və bu korrelyasiya kütlə-parlaqlıq əlaqəsi olaraq bilinir.

18.3 Ulduzların Çapları

The diameters of stars can be determined by measuring the time it takes an object (the Moon, a planet, or a companion star) to pass in front of it and block its light. 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 The H–R Diagram

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.