Astronomiya

Qonşu ulduzların baryenterlərinin ətrafında titrəməsini aşkar edə bilərikmi?

Qonşu ulduzların baryenterlərinin ətrafında titrəməsini aşkar edə bilərikmi?

Baryer mərkəzinin ətrafında bir ulduzun titrəməsi maraqlıdır (günəş sisteminin qalan hissəsinin günəş üzərində çəkilməsindən qaynaqlanan sarsıntı).

Bu sual niyə bu sarsıntıları öz günəş sistemimizdə görmədiyimizi izah edir (çünki günəş sistemimizin baryer mərkəzini yox, əksər günəşin ətrafında dövr edirik): Dünya əslində hansı nöqtəni dövr edir?

Bəs yer üzündə qonşu günəş sistemlərinin dalğalanmasını, günəş sistemimizin dalğalanmasına nisbətən buradan aşkar etmək mümkündürmü?


Bəli, elədir. Gaia astrometrik peyki bunu edir və edəcəkdir. Bir hədəf ulduzunun hər hansı bir orbitə planetinə görə fotosentrinin incə hərəkəti, Günəş ətrafında hərəkət etdiyimizə görə müvafiq hərəkətdən və illik paralaksdan ayrıla bilər.

Texnika, Günəşə yaxın olan və özləri aşağı kütlələrə sahib olan ana ulduzlardan geniş şəkildə ayrılan kütləvi planetlərə ən həssasdır, çünki bunlar ulduzun baryentrə nisbətən ən böyük açısal dəyişməsini təmin edir. Bununla birlikdə, ayrılmalar çox geniş ola bilməz və ya ulduz / planet sisteminin orbital dövrü, hərəkətin missiyanın zaman şkalalarında aşkarlanması üçün çox uzun olacaq. Buna görə praktikada Gaia, orbital dövrləri 1-10 il olan planetlərə (və ya 1-5 au ayrılmalarına) ən həssas olacaqdır. Simulyasiyalar on minlərlə ekzoplanetin bu şəkildə aşkar oluna biləcəyini göstərir (Perryman et al. 2014).

ESA necə işlədiyini göstərmək üçün kiçik bir animasiya da təqdim etdi.


Astronomlar yeni planetləri necə kəşf edirlər?

Kəşfi üçün qaşıntı olanlar üçün Yer üzündə araşdırılmamış bir neçə bölgə qaldıqda, digər ulduzların ətrafındakı planetlər yeni terra incognita. Kosmosun misilsiz sərinliyindən kənarda ekzoplanetlərin təsəvvürü özündə cəmləşdirən özünəməxsus cazibəsi var - yad bir dünya necə görünür? Orada yeni bir ev qura bilərikmi? Filmlər, kitablar, TV və hətta Twitter botları bu suallara və potensial cavablarına heyran qaldı. İlk açılış yad torpağa dəyməzdən əvvəl, bu çox müxtəlif dünyalar əvvəlcə müəyyənləşdirilməli və kataloqlaşdırılmalıdır. Şükürlər olsun ki, astronomlar bunları tapmaq üçün bir çox təsirli metod hazırladılar, buna görə Samanyolu xəritənizi açın və bəzi xarici planetləri ovlamağa hazır olun.

Radial sürət metodu

Həm radial sürət metodu, həm də daha qədim sələfi astrometriya, bir planetin ev sahibi ulduzuna bir cazibə qüvvəsi tətbiq etməsinə və sarsılmasına səbəb olan həqiqətdən istifadə edən strategiyalardır. Öz Günəş Sistemimizdəki planetlər Günəşə eyni təsiri göstərir.

Günəş sisteminin baryer mərkəzinin ətrafında Günəşin orbitinin diaqramı.

Bu sarsıntı ya ulduzun səmadakı dəqiq yerindəki fərqləri dəqiq qeyd etməklə (astrometriya), ya da ulduzun işığının dalğa uzunluğundakı və ya rəngindəki dəyişiklikləri ölçməklə (radial sürət metodu) ölçülə bilər. Doppler dəyişikliyi adlanan hərəkət səbəbiylə dalğa uzunluğundakı bu dəyişikliklər çox kiçik ola bilər ki, bu da bu metodun aşkar edə biləcəyi planet sistemlərinin növlərini məhdudlaşdırır. Eynilə, planetin orbitinin görmə xəttimizə meylli olması və hətta orbitin üzü açıq olduğu təqdirdə tamamilə yox olması halında Doppler sürüşmələrini müşahidə etmək daha da çətinləşir. Bunun əksinə olaraq, bu metod planetin cazibə qüvvəsinin artması səbəbindən xarakterik sarsıntı daha çox nəzərə çarpdığından kiçik ev sahibi ulduzlara çox yaxın orbitdə olan böyük planetləri tapmaqda üstündür.

Ekzoplanetlərin aşkarlanması üçün radial sürət metodunun müsbət və mənfi cəhətləri

Hal-hazırda radial sürət metoduna üstünlük verilməsinə baxmayaraq, astrometriya, əsasən bir milyard ulduzu müşahidə edən Avropa Kosmik Agentliyinin Gaia missiyası sayəsində geri dönür. Planetləri tapmaq üçün astrometriyadan istifadə edərək bu metod daha uzaq orbitlərə sahib olan planetləri tapa bilər və yüksək dəqiqliyi daha kiçik planetlərin də tapılmasına imkan yaradır və bu, yaşayış üçün əlverişli, Yerə bənzər bir planet axtarmağın əsas vasitədir.

Bu illüstrasiya 15 Noyabr 2017 Çərşənbə günü Avropa Cənubi Rəsədxanası tərəfindən təqdim edildi. [+], Yerdən 11 işıq ili qırmızı cırtdan ulduzun ətrafında dövr edən Ross 128 b planetini göstərir. Ekzoplanet, günəş sistemimizin xaricində, səth istiliyi ilə potensial olaraq bizimki ilə oxşar olan, aşkar edilən ən yaxın ikinci yerdir. (M. Kornmesser / ESO AP vasitəsilə)

Tranzit metodu

Tranzit metodu ekzoplanetlərin tapılmasında ən çox istifadə olunan strategiyadır və NASA-nın Transit Exoplanet Survey Peykini (TESS) bu yaxınlarda başlaması bu metodun uğurunun birbaşa nəticəsidir. Konsepsiya nisbətən sadədir: astronomlar ekzoplanetin ulduzla Yer arasından keçməsi nəticəsində bir ulduzun parlaqlığının periyodik olaraq qaralmasını müşahidə edə bilərlər.

Bir ekzoplanetin bir ulduz üzərindən keçməsinin işıq əyrisində necə bir dip yaratdığının təsviri.

NASA’nın Kepler və K2 missiyalarının saysız-hesabsız müşahidələri sayəsində təhlil ediləcək astronomların sayından daha çox işıq əyriləri var. Planetləri tapmaq üçün astronom olmaq və ya heç bir astronomiya təcrübəsi yaşamağa ehtiyac yoxdur. Zooniverse layihəsi, Kepler müşahidələrinin bolluğundan istifadə etdi və Planet Hunters layihəsində hər hansı bir insanın işıq əyrisini analiz etməyi və ekzoplanetləri kəşf etməyi öyrənməsini təmin edən məlumatları (təlimatlarla) ictimaiyyətə təqdim etdi.

Müxtəlif ekzoplanet aşkarlama metodlarının nəticələrini göstərən qrafik. Rəng açarı: radial sürət. [+] (tünd mavi) tranzit (yaşıl) zamanlama (tünd sarı) birbaşa görüntüləmə (tünd qırmızı) mikrolensiya (tünd narıncı)

Tranzit metodunun ən faydalı tərəflərindən biri astronomların bir ekzoplanet atmosferini öyrənmək üçün işıq əyrisindəki məlumatları istifadə etməsidir. Giriş zamanı, planet ulduz tutulmağa başladığında, atmosfer əvvəlcə keçəcəkdir. Eynilə, hava çıxışı zamanı atmosfer planetin ulduzun qarşısından keçən son hissəsi olacaqdır. Astronomlar giriş və çıxma zamanı işıq əyrisinin dalğa uzunluğunun təfərrüatlarına baxaraq ekzoplanet atmosferinin kimyəvi tərkibini müəyyənləşdirə bilərlər.

Təəssüf ki, bu metodun ən böyük çatışmazlığı, yalan aşkarlamaların yüksək dərəcəsidir. 2012-ci ildə aparılan bir araşdırma səhv aşkarlanan planetlərin nisbətinin% 35-ə qədər ola biləcəyini irəli sürdü. Bu böyük səhv dərəcəsini azaltmaq üçün tranzit müşahidələri digər metodlardan birini istifadə edərək təsdiqlənmiş aşkarlama ilə ən yaxşı şəkildə cütləşdirilir.

Ekzoplanetlərin aşkarlanması üçün tranzit metodunun müsbət və mənfi cəhətləri

Birbaşa görüntü

Ümumiyyətlə qeyri-mümkün olsa da, bəzən astronomlar ekzoplaneti birbaşa görüntüləyə bilirlər - əgər planet böyükdürsə, isti, böyük bir orbitə malikdirsə və sahibindən kifayət qədər uzaqdırsa, işığı daha parlaq ulduzla sıxılmır. Nə qədər çətin və nadir olsa da, astronomlar bir neçə dəfə ekzoplanetləri uğurla təsəvvür etdilər.

HR 8799 ulduzunun ətrafında dövr edən dörd ekzoplaneti göstərən bir gif.

2008-ci ildə Fomalhaut ulduzunun ətrafında fırlanan bir ekzoplanet Hubble Kosmik Teleskopu ilə birbaşa görüntüləndi. Yupiterdən biraz daha böyük və qeyri-adi parlaq bu ekzoplanet, Fomalhautu əhatə edən sıx qaz və toz diskindən bir cığır oyma prosesindədir.

Ekzoplanetin görüntüsü, Fomalhaut b, ulduzun ətrafında fırlanan Fomalhaut.

Kredit: NASA, ESA və Z. Levay (STScI)

Ekzoplanetləri birbaşa görüntüləmək hazırda qeyri-adi hal olsa da, teleskopun dəqiqliyi və dərinliyindəki gələcək inkişaflar bunu ekzoplanetləri müşahidə etmək üçün daha etibarlı və təsirli bir metod halına gətirə bilər. Yaxın vaxtlarda James Webb Space Teleskopu (JWST) kimi yeni missiyaların istifadəyə verilməsi ilə birbaşa görüntüləmə yolu ilə daha çox ekzoplanetlərin tapılması yalnız zaman məsələsidir.

Ekzoplanetlərin aşkarlanması üçün birbaşa görüntüləmə metodunun müsbət və mənfi cəhətləri

Qravitasiya Mikrolensiyası

Ekzoplanetlərin tapılması üçün başqa bir metod, cazibə mikrolensiyası adlanan bir fenomenə əsaslanır. Bu, ön plandakı bir ulduzun cazibə sahəsi uzaq bir fon ulduzunun işığında bir lens kimi çıxış etdikdə meydana gəlir. Əslində, daha yaxın olan ulduzun cazibə qüvvəsi böyüdücü bir şüşə kimi hərəkət edir və astronomlara əks halda çox uzaq və ya çox kiçik olan cisimləri görməyə imkan verir. Lens ulduzunda (böyüdücü şüşə) onun ətrafında fırlanan bir planet varsa, bu, ölçülən bir şəkildə lens effektini narahat edə bilər. Bununla birlikdə, obyektiv hadisəsinin baş verməsi üçün iki ulduz və planetin dəqiq və inanılmaz dərəcədə hizalanması, bu üsulla aşkar edilən ekzoplanetlərin daha çox yayılmasıdır.

Qravitasiya mikrolensiyalaşdırma şəklini göstərən bir diaqram

Ən çox istifadə olunan metodlardan fərqli olaraq, cazibə mikrolensiyası uzaq ulduzların ətrafında daha böyük orbitləri olan kiçik planetləri tapmaqda üstündür, buna görə lazımi uyğunlaşma nadir hallarda olsa da, bu metod astronomların əksinə qaçırılacaq planetlərin yerini tapmasına imkan verir. Təəssüf ki, mikrolensinq müşahidələri təkrar oluna bilməz, buna görə astronomların bu nadir, qısa hadisə zamanı bir planet aşkarlamaq üçün tək bir şansı var.

Ekzoplanetlərin aşkarlanması üçün bir texnika kimi cazibə mikro mikroensiyalaşdırmanın müsbət və mənfi cəhətləri

İstər ulduz dalğaları, istərsə də şanslı bir obyektiv effekti sayəsində ekzoplanet təsbitləri həcmdə sürətlə artır və xüsusən üfüqdə TESS kimi missiyaların məlumatları ilə daha çox yayılmağa davam edəcəkdir. Hələ də mükəmməl bir dünya əkizi tapılmasa da, kəşf edilən planet sistemlərinin dəyişkənliyi və bolluğu, planetlərin ilk düşünüləndən daha çox yayılmış olduğunu ortaya qoyur. Bu əlamətdar kəşf edilənə qədər sadəcə qalaktikamızda müşahidə olunan planetlərin nəhəng müxtəlifliyindən zövq almaq və yeni, yaşana bilən bir dünya üçün ovu davam etdirməkdir.


Günəş ən yaxın qonşularıdır

London Kraliça Mary Universitetindən Dr Anglada Escudé əlavə etdi: & quot; Günəş Sistemində sahib ola biləcəyimiz ən yaxın analoq, Titan adında Saturnun da ola bilər; bu da atmosferi çox qalın və karbohidrogenlərdən ibarətdir. Yağış və metandan hazırlanmış göllər var. & Quot;

Planet, Barnard & # x27s Star b, Merkür Günəşdən olduğu qədər ulduzundan da uzaqdır. Kəşfi 2016-cı ildə elan olunduğu Proxima Centauri b-dən sonra Dünyaya ikinci ən yaxın ekzoplanetdir.

Planet, suyun səthində maye qala biləcəyi ənənəvi yaşayış zonasından kənarda & quotsnow line & quot adlı bir sərhədi keçib.

Yalnız məsafədə, temperaturun planetin səthində təqribən -150C olacağını təxmin etmişlər. Bununla birlikdə, kütləvi bir atmosfer planeti potensial olaraq istiləşdirə bilər və şərtləri həyat üçün daha qonaqpərvər edir.

Tədqiqatçılar onların aşkarlanması üçün radial sürət metodundan istifadə etdilər. Bu texnika, orbitdəki bir planetin cazibə qüvvəsindən qaynaqlanan bir ulduzda & quotwobbles & quot aşkar edə bilər.

Bu dalğalar ulduzdan gələn işığı da təsir edir. Yerə doğru irəlilədikdə, işığı spektrin mavi hissəsinə doğru dəyişmiş kimi görünür və uzaqlaşdıqda qırmızıya doğru dəyişmiş kimi görünür.

& quotBu planet xüsusilə mürəkkəbdir, çünki orbital dövr (ev sahibi ulduzun bir tam orbitini tamamlama vaxtı) 233 gündür. Bir ildə, dövrünün yalnız bir hissəsini görürsən və bunun təkrarlandığından əmin olmaq üçün uzun illər əhatə etməlisən, & quot Dr Anglada Escudé mənə dedi.

Komanda 20 illik bir müddət ərzində iki astronomik tədqiqatdan əldə edilən arxivləşdirilmiş məlumatları yenidən araşdırdı. Ayrıca İspaniyanın Almeriya şəhərindəki Carmenes spektrometri, Çilidəki Eso / Harps aləti və Kanar adalarındakı Harps-N aləti ilə yeni müşahidələr əlavə etdilər.

Radial sürət texnikasından ilk dəfə ev sahibi ulduzdan bu qədər kiçik bir planet aşkar etmək üçün istifadə olunur.

& quotBunu birmənalı şəkildə aşkar edəcək bir sınaq keçirə bilmədik, bu səbəbdən bütün məlumatları çox diqqətlə birləşdirməli olduq & quot; - London Kraliçası Mary Universitetinin astronomu dedi.

& quot; & quotghost siqnalları & quot istehsal edən alətlərdən bir neçəsindən çox sistematik səhv tapdıq. Yalnız yeni məlumatlar əldə etməklə deyil, həm də sistematik effektləri anlamaqdan ibarət idi. Yalnız bunu etdikdən sonra siqnal çox aydın və aydın oldu. & Quot

Növbəti teleskoplar onlayn olduqda, elm adamları planetin xüsusiyyətlərini xarakterizə edə biləcəklər. Buraya, ehtimal ki, biologiya üçün işarələr ola biləcək planetdəki oksigen və metan kimi qazların axtarışı da daxil olacaqdır.

& quotBu vəziyyətdə James Webb Space Teleskopu kömək edə bilməz, çünki yüksək kontrastlı görüntüləmə dedikləri üçün dizayn edilməmişdir. Ancaq ABŞ-da, WFirst-i inkişaf etdirirlər - & # x27-lərin kosmologiya üçün də istifadə etdiyi kiçik bir teleskop, & quot; Dr Anglada Escudé dedi.

& quotBunun necə yerinə yetirilməsinə dair xüsusiyyətləri götürsəniz, asanlıqla bu planeti təsvir etməlidir. Təsəvvürə sahib olduqda, spektroskopiya etməyə başlaya bilərik - fərqli dalğa uzunluqlarına, optik, infraqırmızıya baxaraq, işığın müxtəlif rənglərə hopub-tutulmadığına baxaraq atmosferdə fərqli şeylər var. & Quot;

Barnard & # x27s Star ətrafında bir planet iddiaları ilk dəfə deyil. 1960-cı illərdə ABŞ-da işləyən Hollandiyalı astronom Peter van de Kamp, ulduzun hərəkətindəki narahatlıqlara əsaslanan bir planetar yoldaşına dair dəlillərini yayımladı.

Bununla birlikdə, van de Kamp & # x27s iddiaları mübahisəli oldu, çünki digər elm adamları onun tapıntılarını təkrarlaya bilmədilər.

& quotPetan van de Kampın aşkar etdiyi yeni planetin olması qeyri-mümkündür. Siqnal istifadə etdiyi texnika üçün çox kiçik olardı & quot; dedi Quillem Anglada Escudé.

Bununla birlikdə, yeni məlumatlar, Barnard & # x27s Star-ı Super-Earth-dən daha da kənarda dönən ikinci bir planetin təxmini göstərişlərini ehtiva edir.

& quotYeni məlumatlar uzun müddətli bir obyekt üçün dəlil göstərir. O obyekt. van de Kamp planetinin olma ehtimalı çox azdır. Anglada Escudé isə uzun bir vuruş etdi.

Təbiətdə nəşr olunan, Argentinanın Buenos Ayresdəki Astronomiya və Kosmik Fizika İnstitutundan Rodrigo Diaz'ın araşdırmada iştirak etməyən ayrı bir məqaləsində, kəşfin bizə planetar formasiya və təkamül tapmacasında açar söz olduğunu söylədi, və atmosferi ətraflı araşdırılan ilk aşağı kütləli ekzoplanetlərdən biri ola bilər & quot;

Əlavə etdi: & Bu kimi çətin təsbitlər müstəqil metodlar və tədqiqat qrupları tərəfindən təsdiqlənməsini təmin edir. planet üçün bir siqnal astrometrik məlumatlarda - ulduz mövqelərinin dəqiq ölçülərində - 2020-ci illərdə buraxılması gözlənilən Gaia kosmik rəsədxanasından aşkar edilə bilər. & quot;

Ulduz 1916-cı ildə hərəkət xüsusiyyətlərini ölçən Amerikalı astronom E E Barnardın adını daşıyır.


Galaxy & # 8217s adamyeyən qəlyanaltı vərdişləri ortaya çıxardı

Qalaktikalar ətrafdakı boş qazları yeni ulduzlara çevirərək və ya qonşu qalaktikaları tamamilə udaraq böyüyür. Bununla birlikdə, normal olaraq adamyeyən vərdişlərindən çox az iz qoyurlar.

20 Mayda Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişlərində (MNRAS) nəşr olunan bir araşdırma, yalnız yaxınlıqdakı yığcam cırtdan qalaktikanı yeyən spiral qalaktikanı ortaya qoymur, eyni zamanda keçmiş qalaktik qəlyanaltıların görünməmiş təfərrüatlarına dair dəlillər göstərir.

Avstraliya Astronomiya Rəsədxanası (AAO) və Macquarie Universitetinin astrofiziki Ángel R. López-Sánchez və onun əməkdaşları NGC 1512 qalaktikasını kimyəvi hekayəsinin fiziki görünüşünə uyğun olub olmadığını öyrənməkdədirlər.

Tədqiqatçılar qrupu, Yeni Cənubi Uelsdəki Coonabarabran yaxınlığında, 3.9 metrlik Anglo-Avstraliya Teleskopunun (AAT) misilsiz imkanlarından istifadə edərək NGC 1512-nin bütün üzündə qazdakı kimyəvi zənginlik səviyyəsini ölçdü.

Kimyəvi zənginləşmə, ulduzlar Böyük Partlayışdakı hidrogen və helyumu nüvəli reaksiyalarla daha ağır elementlərə çevirəndə meydana gəlir. Bu yeni elementlər ulduzlar öldükdə yenidən kosmosa atılır və ətrafdakı qazı qrupun ölçdüyü oksigen kimi kimyəvi maddələrlə zənginləşdirir.

& # 8220Galaktikanın istehlak edildiyi ilə eyni səviyyədə zənginləşdirilmiş təzə qaz və ya qaz tapacağını gözləyirdik, amma qazların əslində əvvəllər yutulmuş qalaktikaların qalıqları olduğunu təəccübləndirdik və & # 8221 Dr. López-Sánchez dedi.

& # 8220NGC 1512-nin xarici bölgələrindəki dağınıq qaz, Böyük Partlayışda yaradılan təmiz qaz deyil, əvvəlki nəsil nəsillər tərəfindən işlənmiş qazdır. & # 8221

CSIRO & # 8217s Australia Teleskop Compact Array, Şərqi Avstraliyada yerləşən 6 kilometrlik güclü bir radio interferometri, spiral qalaktika NGC 1512-nin ulduz diskindən kənara çıxan çox miqdarda soyuq hidrogen qazını aşkar etmək üçün istifadə edildi.

NGC 1512-nin xarici diskindəki hidrogen qazının sıx cibləri, aktiv ulduz meydana gəlməsinin dəqiq nöqtə nöqtələri olduğunu söylədi və tədqiqat iş birliyinin üzvü olan CSIRO Dr. Baerbel Koribalski dedi. İki qalaktikanın ətrafındakı ulduz əmələ gətirən bölgələrdə oksigen qazının miqdarını göstərən NGC 1512 və NGC 1510 qalaktika sisteminin kimyəvi zənginləşdirmə xəritəsi. Şəkil krediti: Angel Lopez-Sanchez (AAO / MQU) və Baerbel Koribalski (CSIRO). Ade Ashford tərəfindən hazırlanmış bir animasiya. Bu tapıntı radio və ultrabənövşəyi müşahidələrlə birlikdə araşdırıldıqda, elm adamları yeni ulduzlara çevrilən zəngin qazın qalaktikanın daxili bölgələrindən də gəlmədiyi qənaətinə gəldilər. Bunun əvəzinə, qaz, ehtimal ki, NGC 1512 ətrafındakı digər kiçik qalaktikaları yığdıqca ömrü boyu qalaktika tərəfindən mənimsənilmişdir.

Perthdəki Beynəlxalq Radio Astronomiya Tədqiqat Mərkəzindən Dr. Tobias Westmeier, qalaktika yamyamlığının uzun illərdir bilinsə də, ilk dəfə bu cür incə detallarda müşahidə edildiyini söylədi.

Həm yerdəki həm də kosmik teleskopların müşahidələrindən istifadə edərək bu qalaktikanın detallı bir tarixini bir araya gətirə bildik və digər qalaktikalarla qarşılıqlı təsirlərin və birləşmələrin onun təkamülünü və ulduzları meydana gətirmə sürətini necə təsir etdiyini daha yaxşı başa düşdük. # 8221 dedi.

Komandanın qalaktikaların necə böyüdüyünü araşdırmaq üçün uğurlu və yeni bir yanaşma, ən yaxşı qalaktika modellərini daha da incələşdirmək üçün yeni bir proqramda istifadə olunur.

Bu iş üçün astronomlar, Qalaktikalar ətrafında kimyəvi paylanmanı ölçmək üçün Avstraliyadakı Siding Spring Rəsədxanasındakı AAT-dan alınan spektroskopik məlumatlardan istifadə etdilər. Avstraliya Teleskop Kompakt Array (ATCA) radio müşahidələrindən istifadə edərək cüt qalaktika sisteminin ətrafındakı dağınıq qazı müəyyən etdilər.Bundan əlavə, Galaxy Evolution Explorer (GALEX) kosmik teleskopunun məlumatları ilə yeni ulduz meydana gəlməsinin bölgələrini təyin etdilər.

& # 8220Bu məlumatların bənzərsiz birləşməsi, qalaktikaların təbiətini və təkamülünü ayırmaq üçün çox güclü bir vasitədir & # 8221, Dr. López-Sánchez dedi. & # 8220Biz yerli kainatdakı qalaktikaların keçmiş davranışları haqqında anlayışımızı yaxşılaşdırmaq üçün eyni sübut edilmiş texnikalardan istifadə edərək daha çox qalaktikaları müşahidə edəcəyik. & # 8221


Saysız-hesabsız aləmlər

Əvvəlki bir yazıda bir planetin və onun ulduzunun ortaq bir mərkəzin (baryenter) necə dövran etdiyini müzakirə etdik. Bu, planetin ətrafında fırlanarkən və çəkildiyi zaman ulduzun kosmosda tərpənməsinə səbəb olur. Əksər hallarda qürbətdən kənar planetləri axtaran astronomlar bu sarsıntıdan planetin özünü birbaşa görmək əvəzinə başqa bir dünyanın varlığını çıxarmaq üçün istifadə edirlər.

Bir neçə həftə əvvəl bir kağıza rast gəldim: & # 8220Exoplanets & # 8211 axtarış metodları, kəşflər və astrobiologiya perspektivləri & # 8221 (B.W. Jones, 2008). Sənəd astrobioloqlar, fizika, astronomiya, biologiya, geologiya, okeanoqrafiya, kimya və s.-in kəsişməsində çalışan alimlər üçün yazılmış ekzoplanet aşkarlama metodlarının xülasəsidir ki, həyatın kosmik köklərini və başqa yerlərdə həyatın inkişaf perspektivlərini anlasınlar. Kainatda. Məqalədə istifadə etdiyi rəqəmlərdən birini bu blogdakı son bir neçə yazı ilə maraqlı və uyğun hesab etdim:

Bu rəqəm, Günəşimizin 30 işıq ili uzaqlıqda göründüyü 50 illik bir müddət ərzində sarsıntılarını göstərir. Günəşimizin sarsıntısı çətindir, əsasən səkkiz dünyadan rəqabət edən cazibə qüvvələri ilə idarə olunur! Nöqtələr Günəşin müxtəlif illərdə (1975-ci ildən başlayaraq) yerini göstərir, möhkəm xətt isə tərpəniş yolunu izləyir. Kesikli xətt, Yupiter günəş sistemimizdəki yeganə planet olsaydı, Günəşin titrəyəcəyini göstərir. Gördüyünüz kimi, Yupiter Günəşin və səmada görünən ekskursiyanın çox hissəsindən məsuldur. Bunun səbəbi, Yupiterin Günəş Sistemindəki ən kütləvi planet olmasıdır; Yer kürəsinin kütləsindən təxminən 300 dəfə çoxdur və bir araya gətirilən bütün digər planetlərdən 2,5 dəfə çoxdur! Bu kütlənin hamısı, Yupiterin Günəş hərəkətimizdəki ən təsirli planet olduğu və digər yeddi böyük aləmlə birlikdə hərəkətin üstündə müxtəlif miqdarda narahatlıq yaratdığını göstərir.

Sağ üstdəki disk Günəşin bu miqyasda nə qədər böyük olacağını göstərir. Maraqlıdır ki, Günəşin 50 il ərzində hərəkət etdiyi miqdarın təxminən Günəşin ölçüsüdür.

Yan və alt tərəfdəki rəqəmlər səmadakı açısal tərəzini göstərir, bu qutu bir tərəfdə 2 milyard saniyəyə bərabərdir. Bu, bir yay saniyəsinin 2 milyondan biri və ya yarısının mindən biri milyardıncı dərəcənin milyonda biri! Bu olduqca kiçikdir. 140 km-dən və ya 80 mildən bir az aralıda görünən bir qəpik qalınlığına təxminən bərabərdir!

Xatırlamaq da vacib olan budur ki, bu, yalnız 30 işıq ili uzaqlıqda görünür. Nə qədər uzaqlaşsanız, titrəyiş o qədər kiçik görünəcək. 30 işıq ili, yalnız yerli qonşuluğumuzu əhatə edir Samanyolu qalaktikası təxminən 100.000 işıq ilindədir! Uzaqda olan bir ulduza baxmaq Galaxy’nizin uzunluğu boyunca yüzdə yüzdə yüzdə birini seyr edir !!

Aydındır ki, Günəşimizdən 30 işıq ili içində ulduzların dalğalanmalarını aşkar etməyə başladığımızda, orada ola biləcək şeyin üstünü çətinliklə cızmış olacağıq!

4/22 redaktə edin: Çünki metrik sistemin necə işlədiyini unutmuşam. (Təşəkkür edirəm GaryC bu tutmaq üçün!)


Ekzoplanetin dolayı kəşfi

Ekzoplanetləri, günəşdən başqa bir ulduzun ətrafında dövr edən göy cisimlərini, mövcud texnologiyalardan istifadə edərək tapmaq olduqca çətindir. Bir ulduzdan kifayət qədər uzaq olmalılar, beləliklə parıltıda itməyəcəklər. Məlum ekzoplanetlərin əksəriyyəti dolayı yollarla aşkar edilmişdir. Məsələn, elm adamları potensial bir ekzoplanetin bir ulduza cazibə qüvvəsi tətbiq edib etmədiyini görmək üçün & # 8220wobble & # 8221 məlumatlara baxırlar.

Planetlər ətrafında fırlanarkən Ulduzlar hərəkətsiz oturmur. Bütün planetlərin yanında & # 8220; öz orbitində & # 8221; bariyenter olaraq bilinən ortaq bir kütlə mərkəzi ətrafında fırlanırlar. Baryer mərkəz ən çox kütləyə sahib olan obyektə yaxındır, bu səbəbdən də günəş, yumşaldıcı genişliyi ilə, ümumiyyətlə Yer və qalan planetlərin ətrafında dövr etdiyi Günəş sisteminin mərkəzi olduğu düşünülür.

Ulduzlar ümumiyyətlə baryenter mərkəzinə çox yaxın olduğundan (günəş sistemində, günəşin tam xaricindədir), hərəkətlərinin çox vaxt dalğalı olduğu qəbul edilir. Elm adamları adətən onların sarsıntılarını müşahidə edirlər və ekzoplanetlər axtarmaq üçün baryenterləri araşdırırlar. Həqiqətən, B Pic c bir il əvvəl necə aşkar edilmişdir.

Fransadakı Grenoble Rəsədxanasından olan Astrofizik Anne-Marie Lagrange, həmkarları ilə birlikdə 16 illik müşahidə məlumatlarını araşdırarkən, Beta Pictoris ətrafında dövr etdiyi bilinən ilk planet olan Beta Pictoris b ilə uyğunsuz görünən bir sarsıntı gördü. Anormallıq sanki başqa bir ekzoplanetin mövcudluğunu göstərirdi. (Əlaqəli: Sübut etmək 10 il çəkdi: İlk ekzoplanet nəhayət təsdiqləndi.)

B Pic c əlamətlərini aşkar edə bilsələr də, aşkarlama dolayı tədbirlərə əsaslanırdı, bu səbəbdən ekzoplanetin yeri, parlaqlığı və kütləsi ilə hesablamalar mövcud deyildi.


Cavablar və cavablar

Kimsə Günəşimi, Yupiterimi, Pluton mübahisəsini / baricenter & quotwobble & quot nümunəsini təkzib edənə qədər 1-ci yazının son sitatında dilə gətirdiyim görüşü tutacağam.

İndi də ilk dəfə qeyd edirəm ki, əhəmiyyət xəttinin (qara dəliklərin cazibə obyektivinin təsiri Yer kürəsindəki müşahidələrini götürsək) dəyişən işıq əyrisi olan ulduz ilə Yer arasındadır, barisenter deyil, bu incə fərqin heç bir əhəmiyyət kəsb etməməsi deyil. fərq, bu səbəbdən orijinal mövzuda qeyd etmədim, amma bu & quot; təmiz bir başlanğıcdır & quot; buna görə ən azından qeyd etmək lazımdır.

Kimsə Günəşimi, Yupiterimi, Pluton mübahisəsini / baricenter & quotwobble & quot nümunəsini təkzib edənə qədər 1-ci yazının son sitatında dilə gətirdiyim görüşü tutacağam.

İndi də ilk dəfə qeyd edirəm ki, əhəmiyyət xəttinin (qara dəliklərin cazibə obyektivinin təsiri Yer kürəsindəki müşahidələrini götürsək) dəyişən işıq əyrisi olan ulduz ilə Yer arasındadır, barisenter deyil, bu incə fərqin heç bir əhəmiyyət kəsb etməməsi deyil. fərq, bu səbəbdən orijinal mövzuda qeyd etmədim, amma bu & quot; təmiz bir başlanğıcdır & quot; buna görə ən azından qeyd etmək lazımdır.

'Baricentre'yi bütün kometlər, asteroidlər və Kuiper kəmər cisimləri daxil olmaqla bütün günəş sisteminin kütlə mərkəzi kimi təyin edirsinizsə, o zaman günəş sisteminə bir zamandan asılı bir qüvvə tətbiq edilmədikcə sarsıla bilməz. bütövdür, bu belə deyil. Ancaq bir-birinin ətrafında olan (məsələn, günəş / yer) iki günəş sistemi cisimlərinin barisentri, digər günəş sistemi kütlələrinin cazibə qüvvəsi təsirindən 'titrəyə' bilər.

Nereid bunu mənim üçün belə müəyyənləşdirdi, ancaq təxminən üç cisim olan Günəş, Yupiter və Pluton adlandırmaqda davam edəcəyim bir günəş sistemini təsəvvür edək ki, təxminən kütlələrdəki eyni böyük fərqləri var, amma işi daha həddindən artıq vəziyyətə gətirsinlər, bu & quotPluto & quot-nin Yupiterin ekliptikasına dik olan bir orbit təyyarəsinə (istəsən Plutonun ekliptikası) sahib olduğunu düşünək.

(1) Bu üç cisim günəş sistemində barisenterin ilk təqribən Yupiterin ekliptikasında olmasına razısınızmı?

(2) Tam olaraq, bütün sifarişlərə görə, Pluton da Yupiterin ekliptikasında olarkən, lakin Pluton Yupiterin ekliptikasının üstündən daha yüksək və yuxarıya qalxdıqda, növbəti nizamın yaxınlaşması barisenterin Yupiterin ekliptikasının üstünə və daha da irəlilədiyini göstərir? (Hərəkət nisbi olduğu üçün baricenterin sabit olduğu və Yupiterin ekliptikasının hərəkət etdiyi & quot; və təklif etdiyiniz kimi ola bilər.)

Əgər bu ikisinə razı olsanız (və düşünürsünüzsə) və barisenterin hərəkət etmədiyini düşünməyə davam edirsinizsə, onda Plutonun üstünə getdikcə daha yüksək qalxdıqca Yupiterin ekliptikasının barisenterin altına daha da aşağı düşməsi olmalıdır.

Başa düşmədiyim budur ki, niyə sabit barisentrə nisbətən Yupiterin ekliptiki Plutonun cazibə cazibəsinə baxmayaraq sabit barisenterin altında hərəkət etməlidir, nə qədər zəif olsa da, Yupiterin ekliptik müstəvisini qaldırmağa meyllidir.

Barisenterin sabit olduğu ilə razılaşmaq üçün güclü bir meyli olduğumu qəbul edirəm, amma bu üç obyekt Günəş sistemini anlamağa çalışdığımda qarışıq qaldım.

Həm də qeyd etmək istərdim ki, orijinal yazımda günəş sisteminə bütövlükdə tətbiq olunan & quottime asılı gücünüzü & quot; keçən bir ulduzdan bəhs edərək tam olaraq qeyd etdim. (və ya qara dəlik - yeni mövzuya baxın Yerli bir qara dəlik aşkarlanmamış ola bilərmi?)


Gəliş vaxtı analizindən istifadə edərək pulsar planetlərin ətrafında dönən meylli orbitlərlə ekzomonların aşkarlanması imkanı.

Günəş sistemimizin xaricindəki planetlərin mövcudluğuna dair araşdırmalar astronomiyada uzun müddətdir çox diqqət çəkmişdir.

1991-ci ildə Bailes et al. Manchester Universiteti Jodrell Bank Rəsədxanasının, Pulsarın PSR1829-10 ətrafında dövr etdiyi ilk pulsar planetin olduğunu elan etdi [1]. Lakin sonradan bu kəşf geri çəkildi [2], ilk pulsar planetlərin həqiqi aşkarlanmasından bir müddət əvvəl. Əslində, 1992-ci ildə Wolszczan və Frail milisaniyəli pulsar PSR 1257 + 12 ətrafında dövr edən ilk ekzoplanetar sistemin (iki fərqli planet tərəfindən hazırlandığını) elan etdilər [3]. Bu pulsar planetlər, kəşf olunan ilk iki planet xaricində planet və planet olaraq təsdiqlənmiş ilk çox planetli ekstrasolar sistemdir (və əlbəttə ki, ilk pulsar planetlər aşkar edilmişdir). Əvvəlki pulsar planetinin geri çəkilməsi səbəbi ilə elmi ictimaiyyət bu kəşflə bağlı bir neçə şübhə doğurdu və pulsarların planetlərə necə sahib ola biləcəyi ilə bağlı bir çox sual ortaya çıxdı. Əslində, pulsarlar (və ya bərabər şəkildə neytron ulduzları) bir supernovanın partlaması ilə əmələ gəlmiş və supernova partlamış ulduzun ətrafında dövr edən planetlərin partlamanın özündə məhv ediləcəyi düşünülürdü. Ancaq bu pulsar planetlərin varlığı real olduğu sübut edildi. Sonra, onların meydana gəlməsinin izahı problemini (hələ mübahisələr altındadır) açdı.

Bu planetlər Wolszczan və Frail tərəfindən müşahidə edildikdən sonra, sonrakı illərdə alimlər pulsarlar ətrafında dövr edən digər planetləri və ya kiçik cisimləri müşahidə edə bildilər. Daha sonra eyni pulsar ətrafında dövr edən daha aşağı kütləli başqa bir planet tapıldı.

2000-ci ildə milisaniyədəki pulsar PSR B1620-26 həm özünün həm də yoldaşı ağ cırtdan olan WD B1620-26 ətrafında dövr edən bir planet planetinə (yəni PSR B1620-26 b) sahib olduğu aşkar edildi [4]. Bu, 12,6 milyard yaşında olduğu üçün indiyə qədər kəşf edilən ən qədim planet olaraq elan edildi. Hal-hazırda bir dairə planetinə çevrilmədən əvvəl WD B1620-26 planetinin olduğuna inanılır və bu səbəbdən zamanlama metodu ilə kəşf edilərkən, PSR B1257 + 12 planetlərinin sahib olduğuna inandığı şəkildə meydana gəlməmişdir.

2006-cı ildə, maqnitarı əhatə edən bir dairə ucu disk (yəni, maqnit sahəsi normal impulslardan daha yüksək olan bir pulsar) 4U 0142 + 61 tapıldı, bu da Yer kürəsindən təqribən 13.000 işıq ili uzaqdır [5]. Bu diskin, supernovadan qalan pulsarın əmələ gəlməsinə səbəb olan metalla zəngin qırıntılardan əmələ gəldiyinə inanılır və Günəşə bənzər ulduzların ətrafındakılara bənzəyir ki, bu da planetlərin meydana gəlməsinin mümkünlüyünü şiddətlə göstərir. oxşar yol.

2011-ci ildə bir pulsar ətrafında dövrə vuran və milisaniyəli pulsar PSR J1719-1438 ətrafında dövr edən bir ulduzun qalan nüvəsi olduğu düşünülən bir planet elan edildi [6]. Bu obyekt bir ulduzun buxarlanması ilə planetar statusa gedən yolu göstərir. Suyun sıxlığının ən azı 23 qat, diametri 55.000 km, Yupiterin kütləsi yaxınlığında və 600.000 km məsafədə olduqda 2 saat 10 dəqiqə bir orbital dövrü olduğu təxmin edilir. pulsar. Təxmini çəkisi [10.sup.31] karat olan buxarlanmış ağ cırtdandan qalan almaz kristal nüvəsi olduğuna inanılır.

PSR B1257 + 12D, Yer kürəsindən 980 işıq ili Qız bürcündə yerləşən pulsar PSR B1257 + 12 ətrafında dövr edən bir ekstrasolar cisimdir. Bu cismin, orbital dövrü təxminən 3,5 il olan 2,6 AU pulsardan orta məsafədə yerləşən böyük bir asteroid və ya bir kometa olduğuna inanılır. Bu cəsədin yaratdığı narahatlıqlar Saturna bənzər bir kütləvi planet, yəni təxminən 100 AU kütləsi olaraq adlandırıldı, təxminən 40 AU pulsardan orta məsafədə dövr etdi, lakin bu kəşf qəbul edilmədi və daha sonra geri çəkildi. Beləliklə, müşahidə edilən narahatlıqların bir asteroid və ya bir kometanın eyni sıra kütləsi bir cisim tərəfindən meydana gəldiyinə inanılır. Pulsar ətrafında dövr edən bu kiçik cismin varlığı təsdiqlənərsə, günəş sisteminin xaricində tapılan ilk asteroid və ya kometa nümunəsi olacaqdır. Bəzi elm adamları, bu obyektin ana pulsarın ətrafında asteroid qurşağı meydana gətirən bir sıra cisimlərin ilk və ən böyüyü ola biləcəyinə inanırlar.

Daha sonra, hazırda üç müxtəlif pulsar ətrafında dövr edən beş ekzoplanet kəşf edildi, bunlardan üçü PSR 1257 + 12, biri PSR B1620-26 və biri PSR 1719-1438 ətrafında. Bu beş planetə, kütləsi 0,02 Yer kütləsinə bərabər olan, bilinən ən aşağı kütləsi olan ekzoplaneti təmsil edən bir planet daxildir.

Burada ayrıca vurğulanmalıdır ki, pulsar planetlərin, bildiyimiz kimi həyatı qoruya biləcəyi, çünki pulsar tərəfindən yayılan yüksək səviyyəli ionlaşdırıcı radiasiya həyatın əmələ gəlməsini maneə törədə bilər və pulsarlar tərəfindən istehsal olunan görünən işıq nisbətən aşağıdır. Pulsar planetlərin ətrafında dövr edən aylar üçün vəziyyət fərqli ola bilər, çünki aylar planetlərin özləri tərəfindən pulsarın yaratdığı radiasiyadan qorunur.

İlk ekzoplanetin kəşfindən bəri, mindən çox ekzoplanet kəşf edildi (veb sayt http://exoplanet.eu/ bu günə qədər müşahidə olunan ekstolyer planetlərlə əlaqəli məlumatların davamlı bir yeniləməsini verir). Onların əksəriyyətinin Günəş Sisteminin ən kütləvi planeti olan Yupiterdən daha böyük kütlələri var. Yeni nəsil teleskoplar sayəsində əldə edilən məlumatlarla təkcə Dünyaya bənzər planetləri deyil, eyni zamanda ekzoplanetlərin ətrafında dövr edən ekzomoanları da tapmaq mümkün olacaq. Nəticə etibarı ilə ekzomoonların aşkar edilə bilməsi, planetlərin mikrolensiyalaşdırma və tranzit işıq əyriləri üzərində yarada bildikləri təsirlər baxımından araşdırılmağa başlayır [8,9]. Artıq HD 189733 b [10], HD 209458 b [11] və OGLE-TR-113 b [12] planetlərinin ətrafında dövr edən ayların kütləsi və radiusuna yuxarı hədlər qoyulmuşdur. Exomoons ilə əlaqəli bəzi digər müvafiq əsərlərə 13-25-də rast gəlinir].

Bir pulsar ətrafında ilk planetin aşkarlanması, müəyyən bir zamanlama modeli istifadə edərək pulsar tərəfindən yayılan radio impulslarının gəliş vaxtında (TOA) dövri dəyişikliklərin araşdırılması sayəsində əldə edilmişdir. Əslində bir pulsarın ətrafında dövr edən cisimlər, pulsasiyasında müntəzəm olaraq dəyişikliklər meydana gətirəcək ki, bu da Yerdən asanlıqla müşahidə edilə bilər. Pulsarlar ümumiyyətlə sabit dövrlə döndüyündən, dövrün özündə digər cisimlər tərəfindən meydana gələn dəyişikliklər dəqiq vaxt ölçmələri sayəsində asanlıqla aşkar edilə bilər. Bir pulsar ətrafında dövr edən ilk planetlərin kəşfindən bəri yuxarıda göstərilən 5 planetin ümumi kəşfinin nəticələri ilə bir çox milisaniyəli pulsarların davranışlarını öyrənən daha çox pulsar planet tapmaq üçün bir çox səy göstərilmişdir. Xüsusilə, Puls 1257 + 12 ətrafında dövr edən planet sisteminin birdən çox planetə sahib olan tək pulsar planet sistemini təmsil etdiyinə sahibik. Milisaniyədəki pulsarların zaman sabitliyini və TOA metodunun dəqiqliyini nəzərə alsaq, çoxsaylı sistemlərin və az sayda pulsar planetin əlavə kəşfinin olmaması metod həssaslığının yalnız bir əsəri ola bilməz. Miller və Hamilton [26], milisaniyədəki pulsarlar ətrafında fırlanan planetlərin qıtlığının təkrar emal fərziyyəsindən istifadə edərək izah edilə biləcəyini, yəni bir donor ulduzdan maddənin toplanmasını pulsarı fırladaraq son dərəcə sabit bir radio siqnalının yayılmasına səbəb olduğunu irəli sürdülər. Bu cür yığılma mexanizmi, ana pulsarın ətrafında dövr edən mümkün planetlərin buxarlanması üçün kifayət edən bir rentgen parlaqlığı yaradır. Bu səbəbdən Miller və Hamilton [26], PSR 1257 + 12'nin yüksək bir ilkin spinin nadir bir nümunəsini təmsil etməsi lazım olduğunu irəli sürdülər. Elm adamları üçün daha problemli olan, pulsar planetlərinin meydana gəlməsini və həyatda qalmalarını, ya da pulsarı yaradan supernova partlayışının sağ qalması yolu ilə, diskdən çıxma nəticəsində diskdə yığılma yolu ilə izah edə bilən ağlabatan bir fiziki mexanizm inkişaf etdirməkdir. bir yoldaş və ya başqa bir əsas ardıcıllıq ulduzu tutaraq [27]. Bu səbəbdən pulsar planetlərinin nadir halının pulsar planetlərinin istehsalının ümumi qayda deyil, bir istisna olduğuna işarə etdiyi nəticəsinə gələ bilərik.

Planetin pulsar ətrafında orbitinin dairəvi olduğu hal üçün zamanlama modelinə bir nümunə verilmişdir

([t.sub.N] - [t.sub.0]) = ([T.sub.N] - [T.sub.0]) + [DELTA] [T.sub.corr] + [TOA. alt.pert, p] ([M.sub.s], [M.sub.p], R, I, [[phi] .sub.b] (0)),

burada [t.sub.0] və [t.sub.N], müvafiq olaraq, pulsarın istinad çərçivəsindəki başlanğıc və N-ci impulsların buraxılma vaxtlarıdır [T.sub.0] və [T.sub. N], uyğun olaraq, müşahidəçinin istinad çərçivəsində başlanğıc və N-ci impulsların qəbul edildiyi vaxtlardır və [T.sub.corr] termini Yerdəki müşahidəçidən pulsar sisteminin baryenterinə dəyişmə funksiyasını yerinə yetirir. ([DELTA] [T.sub.corr) meydana gətirən komponentlər haqqında daha ətraflı məlumat üçün [28] -ə baxın. (1) bəndindəki son müddət bir planetin pulsarın hərəkəti üzərində yaratdığı təsiri əks etdirir. Bizdə var ki, bu son dövrdə R pulsar ilə planet arasındakı məsafəni göstərir, I planetin pulsar orbitinin normal ilə görmə xətti arasındakı bucaqdır və [[phi] .sub.b ] (0), x oxundan ölçülən planetin başlanğıc açısal vəziyyətidir. Üstəlik, [M.sub.s] və [M.sub.p] sırasıyla pulsarın və planetin kütləsidir.

Pulsarlar ətrafında aşağı kütləli planetlərin aşkarlanması, PSR 1257 + 12c və PSR 1257 + 12d 29 planetləri arasındakı 2: 3 orbital rezonansı kimi orbital narahatlıqların ölçülməsinə əlavə olaraq TOA texnikasının əldə edə biləcəyi böyük həssaslığı göstərir. onu artıq ay aşkarlamaq üçün ən yaxşı texnika halına gətirir. Bundan əlavə, milisaniyəli pulsarlar yüksək fırlanma dərəcəsi (çox sayda nümunə alınan impulsları nəzərdə tutur) və səs-küy aktivliyinin aşağı olması səbəbindən yüksək dəqiqlikli TOA müşahidələri üçün optimal hədəflərdir [30].

Cədvəl 1-də əsas məlumatları (yəni Yupiter kütlələrindəki kütlə [M.sub.J], astronomik vahidlərdəki yarı böyük ox a (AU), günlərdəki P dövrü və kəşf) bu günə qədər bilinən beş pulsar planetin. Pulsar planetləri haqqında daha ətraflı məlumatı 31-43-də tapa bilərsiniz].

Kağız aşağıdakı şəkildə təşkil edilmişdir. Bölmə 2-də bir impuls planetini meylli bir orbitdə dövr edən hipotetik bir ekzomonun yaratdığı TOA ifadəsini əldə edirik. Bölmə 3-də, ekzomonların yaratdığı siqnalları hansı şəraitdə aşkar etmək mümkün olduğunu başa düşmək üçün bəzi mülahizələr aparırıq. Nəhayət, Bölmə 4-də bu işin nəticələrini yazırıq.

2. Bir meylli orbitdə bir aya səbəb olan TOA perturbasiyasının hesablanması

Lewis et al. Tərəfindən edilən eyni prosedurdan sonra. [44], indi planet-ay sisteminin pulsar ətrafındakı orbitini ehtiva edən müstəviyə görə a bucağı ilə meylli bir planet orbitinin yaratdığı təsiri nəzərdən keçirmək istəyirik. Hələ hər iki orbiti dairəvi hesab edirik. Bu məqsədlə (1) -də verilmiş zamanlama modeli, ayın varlığı və ay orbitinin meylinə görə təsirləri daxil etmək üçün yenilənməlidir. Bu fərziyyələri nəzərə alan bir nümunə model verilmişdir

[ASCII-də MƏHMƏTİ İFADƏ TƏMİN OLUNMAZ]. (2)

[TOA.sub.pert, p] -nin funksional forması birləşdirilmiş planet-ay kütləsindən asılı olduğunu açıq şəkildə göstərmək üçün dəyişdirilmiş və [TOA.sub.pert, pm] terminini qəbul etmək üçün daxil edilmişdir planet-ay ikitərəfli hesab. [M.sub.m] ayın kütləsini təmsil edir, r - planetlə ay arasındakı ayrılma və [[phi] .sub.p] (0) - planetin planetdən ölçülən başlanğıc açısal vəziyyətidir. - ay baryenter. a, planetin ekzomoon orbiti ilə görmə xətti arasındakı bucaq olan ay orbitinin meyl bucağını təmsil edir. Üstəlik, R miqdarı bu vəziyyətdə pulsar ilə planet-ay cütlüyü arasındakı məsafəni təmsil edir. Digər kəmiyyətlər (1) -də olduğu kimi müəyyən edilir. [TOA.sub.pert, pm] ifadəsi, sistemin baryenter mərkəzi ilə pulsar arasındakı vektor olan [R.sub.s] -dən aşağıdakı əlaqəni istifadə edərək əldə edilə bilər:

[1 / c] [[integral] .sup.t.sub.0] [[integral] .sup.t'.sub.0] [[??]. Sub.s] xn dt 'dt = [TOA. alt.pert, p] + [TOA.sub.pert, pm], (3)

burada c işığın sürətini göstərir və n, kəmiyyətlərin ölçülməsi mümkün olan yeganə istiqamət olan görmə xətti istiqamətində işləyən vahid bir vektordur.

Tənlik (3), [TOA.sub.pert, p] tərəfindən verilən siqnala və gelgit şərtlərinə verilən töhfəni təsvir edən sıfır sifariş müddətinin cəmi olaraq yenidən yazıla bilər [TOA.sub .pert, pm]:

[ASCII-də MƏLUMAT İFADƏSİ TƏLİM EDİLMƏZ], (4)

burada [R.sub.s], [r.sub.p] və [r.sub.m] aşağıdakı kimi müəyyən edilir:

R = [[[M.sub.m] + [M.sub.P]] / [[M.sub.p] + [M.sub.m] + [M.sub.s]]] R, [ r.sub.p] = - [[M.sub.m] / [[M.sub.p] + [M.sub.m]]] r, [r.sub.m] = [[M.sub .p] / [[M.sub.p] + [M.sub.m]]] r. (5)

[R.sub.s], R, [r.sub.p], [r.sub.m] və r vektorları Şəkil 1-də göstərilmişdir. Kvadrat mötərizədəki terminlər gelgit şərtlərindən gələn töhfəni təmsil edir.

[ASCII-də MƏLUMAT İFADƏSİ TƏLİM EDİLMƏZ], (6)

burada i, j və k, x, y və z istiqamətlərini təyin edən unitar versorlardır. Xüsusilə, i, pulsarın orbitinin müstəvisinə proqnozlaşdırılan görmə xətti boyunca istiqaməti təmsil edir.

Dairəvi orbitlər üçün [[phi] .sub.p] (t) = [n.sub.p] t + [[phi] .sub.p] (0) və [[phi] .sub. b] (t) = [n.sub.b] t + [[phi] .sub.b] (0), burada [n.sub.b] və [n.sub.p] sabit orta hərəkətlərdir iki müvafiq orbit. R [R-dən çox az] şərtin etibarlı olduğunu (adətən hörmət olunur) qəbul edərək binomial genişlənməni [r.sup] sırasına uyğun olaraq (4) -ün son iki müddətinin əmsallarına (6) qoyuruq. .2] / [R.sup.2], aşağıdakı kəmiyyətləri əldə edirik:

[ASCII-də MƏHMƏTİ İFADƏ TƏMİN OLUNMAZ]. (7)

Bəzi cəbri sadələşdirmələrdən sonra (6) və (7) -i (4) -ə əvəz etmək, məhsul verir

[ASCII-də MƏHMƏTİ İFADƏ TƏMİN OLUNMAZ]. (28)

N vektoru belə ifadə edilə bilər

(8) və 9) -ın 3) yerinə qoyulması məhsul verir

[ASCII-də MƏHMƏTİ İFADƏ TƏMİN OLUNMAZ]. (10)

İ boyunca yönəldilmiş mənzərə xəttini nəzərdən keçirdiyimiz üçün (10) yalnız bu ox boyunca yaranan töhvəni verir. K boyunca istehsal olunan töhfə burada nəzərə alınmır, çünki göstərilə bilər ki, i-dəki töhfə ilə əlaqəli olaraq aşkarlanmayan və ya laqeyd olmayan şərtlərlə edilir.

(10) dakı cos [[phi] .sub.b] termini tək bir planetin siqnalı ilə eyni tezliyə malikdir və bunun [M.sub.p] + ölçülmüş dəyərini artırmaq üçün fəaliyyət göstərdiyini göstərmək mümkündür. [M.sub.m] [TOA.sub.pertp] -dən faktorla (3 [r.sup.2] / 4 [R.sup.2]) əldə edilmişdir ([M.sub.p] [M.sub .m] ([sin.sup.2] [alfa] - 2 sin [alfa] + 2) / ([M.sub.p] + [M.sub.m])). Bu səbəbdən, bu müddət ayrı bir siqnal olaraq aşkarlanması mümkün olmayacağına görə laqeyd qalacaqdır. Üstəlik, yüksək kütləli ikili aşağı kütləli komponentin proqrad peyki üçün sabitlik bölgəsinin kənarı dairəvi orbitlər üçün 0.36 [r.sub.H] ilə yaxınlaşdırıla bilər, burada [r.sub.H ] = R [[Mp / 3 [M.sub.s]]. Sup.1 / 3], planet və Ay arasındakı r ayrılması bu maksimum sabit radiusa bərabər olduqda, ikincilin Hill radiusudur [45]. alt.p] [təxminən bərabər] 8 [n.sub.b]. Məhdudlaşdırıcı hal [n.sub.b] [ndən daha az] [n.sub.p] -dən çox güman ki, əldə etdiyimiz terminlərin məxrəcləri heç vaxt sıfıra yaxınlaşmayacaqdır. Bu həqiqət, dairəvi orbit fərziyyəsinə əlavə olaraq (yəni, eksantriklik e sıfıra bərabərdir) rezonans təsirlərinin etibarlı şəkildə laqeyd edilə biləcəyi deməkdir. Nəticədə, (10) məhsul verən məxrəclərdə [n.sub.b] laqeyd edilərək sadələşdirilə bilər.

[ASCII-də MƏHMƏTİ İFADƏ TƏMİN OLUNMAZ]. (11)

[N.sub.p] Kepler qanunundan istifadə edərək r baxımından yazmaq, (11) aşağıdakı formanı alır:

[ASCII-də MƏHMƏTİ İFADƏ TƏMİN OLUNMAZ], (12)

bir pulsar planetin ətrafında dövr edən bir ekzomonun varlığı ilə meydana gələn narahatlığın son ifadəsidir.

3. Planet Pulsarlarının ətrafında dövr edən Ayların aşkarlanması imkanı

Pulsar planetlərin ətrafında dövrə vuran hipotetik ayların aşkarlanmasının ən əlverişli şərtlərinin hansı olduğunu araşdırmaq üçün, sinusoidlərin amplitüdlərini cəm edərək (TOA.sub.pert, pm] üçün aşağıdakı ifadəni əldə edərək (12) sadələşdiririk:

max ([TOA.sub.pert, pm) = [9 sin I / 16] [[M.sub.m] [M.sub.p] / [([M.sub.m] + [M.sub. p]). sup.2]] [R / c] [(r / R) .sup.5] x ([5 [sin.sup.2] [alfa] / 3] = [2 sin [alfa] / 3] - [2 [cos.sup.2] [alfa] / 9]). (13)

Sonra r / R nisbətinin sabit bir dəyəri üçün [TOA.sub.pert, pm] maksimum amplitüdünün dəyəri, ana pulsar ilə planet-ay cütlüyü arasındakı R məsafəsi ilə xətti olaraq artır, bu da aşkarlanması, ana pulsarlardan mümkün qədər uzaq olan planet-ay cütlükləri üçün daha çox ehtimal olunur.

A = 90 [dərəcə] ilə uyğunlaşan məhdudlaşdırıcı vəziyyətdə (yəni, iki planlı orbitlər üçün) asanlıqla görə bilərik.

([5 [sin.sup.2] [alfa] / 3] - [2 sin [alfa] / 3] - [2 [cos.sup.2] [alfa] / 9]) = 1. (14)

Sonra [alfa] = 90 [dərəcə] üçün 13) -ə enir

max ([TOA.sub.pert, pm) = [9 sin I / 16] [[M.sub.m] [M.sub.p] / [([M.sub.m] + [M.sub. p]). sup.2]] [R / c] [(r / R) .sup.5] x ([5 [sin.sup.2] [alfa] / 3] = [2 sin [alfa] / 3] - [2 [cos.sup.2] [alfa] / 9]). (15)

bu da Lewis et al. [44]. Lewis et al. [44] öz işlərində ekzomonun planet-ay cütlüyünün ayrılmasının ən azı əllidən birinin planetdən ayrılması halında pulsar PSR B1610-26 planetinin ətrafında dövr edən sabit bir ekzumonun hipotetik olaraq aşkar edilə biləcəyini də tapdılar. ana pulsar və planetə təxminən 5% və ya daha böyük bir kütlə nisbəti.

Burada Lewis et al. [44] (yazımızda [alfa] = 90 [dərəcə] məhdudlaşdırıcı vəziyyət üçün deyildiyi kimi bərpa edilmişdir) bu yaxınlarda radyal sürət pozğunluqlarını hesablayan Schneider və Cabrera [46] tərəfindən edilən oxşar bir iş ilə uyğundur. Xüsusi halda ikili ulduz sisteminin bir komponentində istehsal olunan digər komponent həll olunmamış bir cütdən ibarətdir. Lewis et al. Arasındakı oxşar nəticələr. və Schneider və Cabrera'nın işində alınan radial sürət pozğunluğu zamanlama narahatlığına çevrilirsə və Schneider və Cabrera tərəfindən araşdırıldığı kimi planet və ayın kütlələri bərabər sayılırsa Schneider və Cabrera əldə edilir [46] ( Lewis və digərlərinin əsərlərindəki r-in Schneider və Cabrera əsərlərindəki 2 [a.sub.A] ilə bərabər olduğu da nəzərə alınmalıdır. Bundan əlavə, bu işdə əldə etdiyimiz nəticələrin [alfa] = 90 [dərəcə] həddində Schneider və Cabrera'nın nəticələri ilə uyğun olduğu qənaətinə gələ bilərik.

Pulsar PSR B1620-26 (ağ cırtdan ilə ikili bir sistem yaradan) xüsusi vəziyyətində, narahatlıq siqnalının (13) və (15) istifadə edərək alınan siqnallarla tam uyğun olmadığını da nəzərə almalıyıq. həm də [TOA.sub.pert, p] və [TOA.sub.pert, pm] üzərində əlavə narahatlıqlar gətirən ağ cırtdan yoldaşın yaratdığı effektlər. Bu səbəblə, modelimizlə istehsal olunan siqnal bir exomoon tərəfindən istehsal olunan minimum aşkar olunan siqnalın böyüklüyünü təmsil edir.

İndi valideyn pulsarların ətrafında dövrə vuran hipotetik pulsar-ay cütlərinin istehsal etdikləri siqnallar barədə bəzi fikirlər söyləmək istəyirik.

Lewis et al. [44], müəlliflərin əldə etdikləri TOA modelindən istifadə edərək, iki planetin 0.1 AU ayrılması ilə eyni kütləyə (Yupiterin kütləsinə ekvivalent olaraq seçilmiş) iki sistem tərəfindən qurulduğu əldə edildi [M.sub.J ]) ana pulsardan 5.2 AU məsafədə yerləşən, 960 ns amplituda bir [TOA.sub.pert, pm] istehsal edə bilər.

Nümunə olaraq, indi (13) -də tapdığımız [TOA.sub.pert, pm] ifadəsini nəzərə alaraq Cədvəl 1-də sadalanan pulsar planetlərin ətrafında dövr edən ekzomonların yaratdığı siqnalları hesablamaq istəyirik. R məsafəsinin dəyərləri olaraq, planetar orbitlərin a yarı böyük oxu a dəyərlərini nəzərdən keçirdik (R yaxınlıqlı bir orbit, a eliptik bir orbit olaraq adlandırıldığı üçün bir yaxınlıq olsa belə). Ay orbitinin a meyl bucağı olaraq [alfa] = 80 [dərəcə] dəyərini seçdik. Üstəlik, planetlə ay və ay kütləsi arasındakı r məsafəsi üçün iki fərqli vəziyyəti nəzərdən keçirdik [M.sub.m]. Birincisində, planet ilə Ay arasında ayrılma olaraq, r = R / 35 və planet kütləsinin onda biri olan bir ay kütləsi [M.sub.m] seçdik. İkinci halda, r = R / 30 və planetin kütləsindən 0,15 dəfə çox olan bir ay kütləsini nəzərdən keçirdik. Pulsar planetləri üçün [TOA.sub.pert, pm] əldə etmək üçün aparılan hesablamalar zamanı nəzərə alınan bəzi məqamları da burada vurğulamalıyıq. Açılar i və digər pulsar planetlərin məlumatları http://exoplanet.eu/catalog/ veb saytından əldə edilir. Pulsar planet məlumatları olan səhifədə görmək mümkün olduğu kimi, pulsar planetlər üçün bütün meyllər mövcud deyil (daha dəqiq desək, yalnız PSR B1257 + 12c və PSR B1257 + 12d meylləri müşahidələr sayəsində əldə edilmişdir). Bütün digər planetlərdə i = 50 [dərəcə] dəyərini düşündük. Burada vurğulamalıyıq ki, ekzoplanet məlumatları olan veb saytda və bu sahə ilə əlaqəli digər işlərdə planetin pulsar orbitinin normal ilə xətti arasındakı bucağı göstərmək üçün i hərfi tez-tez istifadə olunur. işimizdə I istifadə etdik. Görülən iki nümunənin bilinən beş pulsar planeti üçün nanosaniyələrdə [TOA.sub.pert, pm] dəyərləri Cədvəl 2-nin son iki sütununda verilmişdir (xüsusilə, birinci sütun r = R / 35, ikinci sütun r = R / 30 olan hala uyğundur). Alınan nəticələrdən açıq şəkildə görüldüyü kimi, [TOA.sub.pert, pm] R dəyərinin artması ilə artaraq yuxarıda müzakirə olunan nəticəni, yəni r / R nisbətinin müəyyən bir dəyəri üçün təsdiqləyirik. , [TOA.sub.pert, pm] ifadəsi R dəyəri ilə xətti olaraq artır.

Həm də (13) -də alınmış [TOA.sub.pert, pm] ifadəsini aid parametrlərin fərqli dəyərləri üçün qurduq. Pulsarın ətrafında planetin orbitini əhatə edən təyyarənin kənar vəziyyətdə olduğunu ifadə edən sin I = 1 seçdik (bu fərziyyə (13) uyğun olaraq ən güclü siqnal istehsal edən vəziyyəti və sonra siqnalın aşkarlanması daha asan) , planetin kütləsi (0.5 / 3) [M.sub.J], planet kütləsinin onda biri olan ayın kütləsi və aralıqdakı ayın a meyl bucağı ( 50 [dərəcə] / 90 [dərəcə]). R üçün iki fərqli işi nəzərdən keçirdik: birincisində R = 5.2 AU, ikincisində isə PSR planetinin yarı böyük oxunun dəyəri olan R = 23 AU seçdik B1620-26b . Hər iki halda da r = R / 40-ı nəzərdən keçirdik. Şəkil 2-də R = 5.2 AU-ya uyğun vəziyyət qurduq. [TOA.sub.pert, pm] səviyyəsinin təxminən yarım mikrosaniyədən təqribən bir mikrosaniyə və ya bir mikrosaniyədən bir qədər yüksək bir dəyərə keçdiyini açıq şəkildə görə bilərik. Bunun əvəzinə, Şəkil 3-də R = 23 AU-ya uyğun vəziyyət təsvir edilmişdir. Bu rəqəmdən [TOA.sub.pert, pm] səviyyəsinin bir neçə mikrosaniyədəki əmrini əldə edə bilərik. Hər iki Şəkil 2 və 3-də siqnalın intensivliyi [alfa] açısının artması ilə artır və [alfa] = 90 [dərəcə] üçün maksimum dəyərə çatır ki, bu da yuxarıda oxuduğumuz modelə uyğun olaraq məhdudlaşdıran haldır. Lewis et al. [44].

Nümunələrimizdə tapdığımız exomoons siqnallarının gücünü daha yaxşı təsəvvür etmək üçün pulsar planetlərin mikrosaniyələrdən milisaniyəyə qədər (ana pulsardan məsafələrinə və kütlələrinə görə) qədər siqnal istehsal etdiyini də unutmamalıyıq. exomoons ilə müqayisədə Cədvəl 2-də və Şəkil 2 və 3-də tapdığımızdan daha böyükdür.

İndi ortaq bir ağırlıq mərkəzi ətrafında dövrə vuran və eyni kütlə ilə eyni eyni iki planetar cisim sistemini təmsil edən [M.sub.m] = [M.sub.p] -ə uyğun vəziyyət barədə bəzi fərziyyələr edə bilərik. ana pulsarın ətrafında. Belə bir sistem indiyədək heç vaxt müşahidə edilməmişdir, eyni zamanda ekzoplanetlərin bir çox təəccüblü xüsusiyyətlərinə sahib olduğunu bilirik (məsələn, ana ulduzların Günəşimizdən daha yüksək metallıq və Merid və Günəş arasındakı məsafədən az olan valideyn ulduzlardan uzaqlığı) bu sistemlərin mövcud ola biləcəyini əvvəlcədən istisna edə bilməz. [M.sub.p] = [M.sub.m] həddində, cisimlərdən birini ay adlandırmaq düzgün olmadığını vurğulamalıyıq, əksinə, ikili bir sistemin ekvivalent kütlədən iki planet Həm də vurğulamalıyıq ki, bu iki planetin öz kütlə mərkəzi ətrafındakı dairələrini dairəvi hesab etmək tamamilə doğru deyil, amma uyğun vəziyyət eliptik orbitləri nəzərdən keçirməkdir. Hər halda, bu məqalənin əsas məqsədi öyrəndiyimiz sistemin yaratdığı təsirin böyüklüyünün bir qaydasını verməkdir və dairəvi orbitləri nəzərə alsaq, tamamilə düzgün olmasa da, hipotetik ekzomonların yaratdığı siqnal haqqında bəzi faydalı məlumatlar verə bilər. Bundan əlavə, ekzoplanetlər və ekzomoonlarla əlaqəli bir çox əsər müəllifi, eyni kütləli cisimlər olan ikili sistemlər üçün dairəvi orbitləri tez-tez Lewis et al. [44] (bu işdə də göstərilmişdir) və həmçinin Schneider və Cabrera tərəfindən həyata keçirilmişdir [46]. Ana pulsarın güclü cazibə sahəsi, gelgit qüvvələri və orbitlərin ekssentrikliyi ilə meydana gələn planet-planet qarşılıqlı təsirləri kimi digər fiziki təsirlər, ekzomonların yaratdığı siqnalları necə təsir etdiklərini anlamaq üçün gələcək əsərlərdə müzakirə edilə bilər.

Bizdə (13), [M.sub.m] = [M.sub.p] məhdudlaşdıran halda, azalır

max ([TOA.sub.pert, pm) = [9 sin I / 64] [R / c] [(r / R) .sup.5] x ([5 [sin.sup.2] [alfa] / 3] = [2 sin [alfa] / 3] - [2 [cos.sup.2] [alfa] / 9]). (16)

burada [M.sub.m] = [M.sub.p] üçün [M.sub.m] [M.sub.p] / [([M.sub.m] + [) üçün istifadə etdik M.sub.p]). Sup.2] = 1/4.

Bunun əvəzinə, (15), [M.sub.m] = [M.sub.p] ilə uyğun gələn məhdudlaşdırıcı vəziyyətdə, azalır

max ([TOA.sub.pert, pm) = [9 sin I / 64] [R / c] [(r / R) .sup.5]. (17)

Digər bir məhdudlaşdırıcı işi nəzərdən keçirə bilərik. Əslində, bir bucaq üçün təqribən 47 [dərəcə] 2428, kəmiyyət (5 [sin.sup.2] [alfa] / 3 - 2 sin [alfa] / 3- 2 [cos.sup.2] [ alfa] / 9) sıfıra bərabərdir və sonra (13) -də verilən maksimum [TOA.sub.pert, pm] ifadəsi də sıfır olur, yəni ekzomonun varlığından pozucu bir töhfə yoxdur yalnız planetin yaratdığı siqnalları aşkar edə bilirlər.

Təəssüf ki, bir exomoon aşkarlanması üçün TOA texnikasında bəzi praktik məhdudiyyətlər var. Hər şeydən əvvəl, oxşar siqnallar istehsal edə bilən digər sistemlərin ekzomonların yaratdığı siqnaldan fərqləndirilməsi üçün daha ətraflı araşdırılması lazımdır. Mümkün proseslər arasında planetlər arasında modellenmemiş qarşılıqlı təsirlər [47], cazibə dalğaları emissiyası [48], ulduzlararası mühitdəki dövri dəyişiklik [49], digər kiçik planetlərin və ya kiçik cisimlərin hipotetik varlığı və pulsar prekresiya vardır [50]. İşimizin gələcək inkişafları planet və / və ya ay orbitləri üçün eliptik orbitlər nəzərə alınmaqla edilə bilər.

İkincisi, pulsarların siqnal aşkarlanması üçün uyğunluğu iki əsas səs mənbəyi, yəni faz sarsıntısı və qırmızı zamanlama səs-küyü səbəbindən məhduddur (daha ətraflı məlumat üçün bax [30]). Faza titrəməsi, TOA ölçmələrində statistik cəhətdən müstəqil səhvlərə səbəb olan nəbzdən nəbz dəyişikliyinə görə bir səhvdir.Hər bir inteqrasiyada nümunə alınan impulsların sayının artması ilə əlaqədar olaraq, fırlanma sürətinin artması ilə (yəni pulsarın azalma dövrü P) faz sarsıntısı azalır. Bunun əvəzinə, qırmızı zamanlama səsləri qonşu TOA qalıqlarının əlaqələndirildiyi səs-küyə aiddir. Pulsar [??] dövrünün zaman törəməsindən çox asılı olan qırmızı zamanlama səs-küyü tarixən faza, tezliyə və ya tezliyə görə təsadüfi gəzinti kimi modelləşdirilmişdir (daha çox məlumat üçün [51-54] bax). Yuxarıda təsvir olunan iki səs-küy mənbəyinin TOA üsulu dəqiqliyinə təsirlərini göstərmək üçün, pulsarın pulsar dövrü P və pulsar dövrünün zaman türevinin funksiyası kimi birləşmiş qalıqların qiymətləndirilməsi [??] Lewis et al. sənədinin Şəkil 3-də göstərilmişdir. Cordes (30) sənədinin Şəkil 9-a əsaslanan [44]. Lewis et al. Sənədinin Şəkil 3-dən. [44], səs-küy səviyyəsinin pulsar dövrü P-nin artması ilə artdığı, milisaniyədəki pulsarlar üçün bəzi nanosaniyələrdən bir neçə milisaniyəyə, bir saniyənin və ya bir azdan az olan pulsarların üçün bir neçə nan saniyədən keçdiyi aydın şəkildə əldə edilə bilər. ikinci. Hər bir fərdi pulsar üçün ölçülmüş əlaqəli zamanlama səs-küyü Lewis və digərlərinin Şəkil 3-də göstərilən proqnozlaşdırılan dəyərlərdən fərqlənə bildiyindən. iki böyüklüyündə bir kağız da (daha çox məlumata sahib olmaq üçün Arzoumanian və digərlərinin əsərinə baxın. [55]), pulsar səs-küyünə dair əldə edilən nəticələr ümumi pulsar səs-küy xüsusiyyətlərini nümayiş etdirmək üçün əsas məqsəddir. fərdi pulsar səs-küyünün fiziki xüsusiyyətlərini və davranışını dəqiq proqnozlaşdırmaq. Lewis və digərlərinin Şəkil 3-də göstərilən nəticələr. ekzomonun aşkarlanması üçün mümkün hədəflər olaraq milisaniyədəki pulsarların seçilməsini də əsaslandırın, çünki səs-küy ekzomonun hipotetik varlığı nəticəsində əmələ gələn siqnaldan daha az olduğundan düşündüyümüz nümunə sayəsində əldə etdik. Üst dövrlərə gedərkən səs səviyyəsi daha aktual olur, bu da ekzomonun aşkarlanmasını daha çətin və çətinləşdirir (və uzun müddətli pulsarlar vəziyyətində demək olar ki, mümkün deyil). O zaman TOA texnikasının əsas məhdudiyyətlərindən birinin təsvir etdiyimiz mexanizmin yaratdığı səs səviyyəsi ilə təmsil olunduğunu da asanlıqla anlaya bilərik: səs səviyyəsi azdır, edə biləcəyimiz müşahidələr daha yaxşıdır və bu səbəbdən daha çox səmərəli TOA texnika.

Üçüncüsü, ayların aşkarlanması ehtimalı, onların formalaşma tarixindən və orbital stabilliyindən asılı olan müəyyən konfiqurasiyalarda olub-olmamasından asılıdır. Son tədqiqatlar həm qaz nəhənglərinin [56] həm də yerdəki planetlərin [57] peykləri üçün fiziki kütlə məhdudiyyətlərinin olduğunu göstərir. Həm də gelgit və üç bədən təsiri ekzomonların sabitliyinə və ömrünə güclü təsir göstərə bilər [58-60].

Unutulmamalıdır ki, bu metod xüsusi bir pulsar planetin vəziyyəti üçün araşdırıldığı halda, TOA üsulu, digər saat bənzər ev sahiblərini dövr edən planetlərə, məsələn, nəbz nəhəng ulduzlar [61] və ağ cırtdanlar [62] üçün də tətbiq oluna bilər. .

Bu işdə, bir pulsar planetin ətrafında dövr edən bir ekzomonun planetin pulsarın ətrafındakı orbitinə nisbətən a bucağına meylli orbitini nəzərə alaraq yaratdığı effekti hesabladıq. Bu əsər Lewis et al. [44] ayın və planetin pulsar koplanarının ətrafındakı orbitini düşündükləri üçün. Hər iki orbiti dairəvi hesab etdik. Ayın yaratdığı narahatlıq çarpan bir faktorun mövcudluğunu nəzərdə tutduğunu gördük (5 [sin.sup.2] [alfa] / 3 - 2 sin [alfa] / 3 - 2 [cos.sup.2] [alfa] / 9) Lewis et al. [Alfa] = 90 [dərəcə], yəni koplanar yörüngələrin məhdudlaşdırıcı vəziyyətində, vurma əmsalının birinə bərabər olduğunu və Lewis və digərlərinin nəticəsini əldə edirik. bərpa olunur.

Exomoons tərəfindən yaradılan siqnalların hansı səviyyədə olduğunu və onları aşkarlamaq mümkün olub olmadığını anlamaq üçün bəzi nümunələrə də baxdıq. Lewis et al. [44], ekzomonun planetdən ana pulsardan məsafəsinin ən azı əllidən biri və planetin məsafəsi olduğu halda, PSR B1610-26b planetinin ətrafında dövr edən sabit bir exomoon aşkar edilə biləcəyini söylədi. ay planet kütləsinin təxminən 5% -ni və ya daha böyük hissəsini təşkil edir.

Lewis et al. [44], 0.1 AU ayrılığında və eyni kütləsi olan (Yupiter kütləsinə bərabər olan [M.sub.J]) iki planetin ana pulsardan 5.2 AU məsafədə yerləşdiyi ikili sistemin mövcudluğuna sahibik. 960 ns amplituda olan bir siqnal istehsal edə bilir.

Üstəlik, planetin kütləsinə bərabər olan bir ay kütləsinə uyğun olan, hələ müşahidə olunmayan, ancaq apriori istisna olunmayan bir hal olan bir vəziyyətə də baxdıq. Bundan əlavə, təxminən 47 [dərəcə] 24,28 "bir meyl açısı üçün [TOA.sub.pert, pm] = [dərəcə] bəri ayın varlığından yaranan heç bir töhfə olmadığını gördük.

(13) -də əldə etdiyimiz [TOA.sub.pert, pm] modelini bilinən beş pulsar planetinə tətbiq edərək, müvafiq pulsar planetin ətrafında dövr edən hipotetik bir ekzomunun istehsal edə biləcəyi siqnal səviyyəsini əldə etdik. Gözlənildiyi kimi, sabit r / R dəyərləri üçün [TOA.sub.pert, pm] amplitüdünün R ilə artdığını, xüsusən də PSRR 1719-14b planetləri üçün PSR B1257 + olduğunu gördük. 12b və PSR B1257 + 12c, ekzomonların yaratdığı siqnalın səs-küy səviyyəsiylə eyni və ya daha aşağı olduğu üçün aşkarlanması çətindir. PSR B1257 + 12d üçün bunun əvəzinə R kifayət qədər böyük olduqda bir siqnal aşkar edə bilərik. Ən güclü siqnal, daha yüksək R, yəni 23 astronomik vahiddə olduğu üçün PSR B1620-26 orbitində olan exomoon tərəfindən istehsal olunur.

R = 5.2 AU və R = 23 AU-ya (PSR planet B1620-26 planetin ana məsafəsi olan) uyğun iki hadisəni nəzərə alaraq (13) -də alınan [TOA.sub.pert, pm] ifadəsini də qurduq. pulsar) aralığında bir meyl bucağı [alfa] ilə birlikdə (50 [dərəcə / 90 [dərəcə)), planetin kütləsi (0.5 / 3) [M.sub.J] və kütləsi planetin kütləsinin onda biri olan ay: R = 5.2 AU üçün mikrosaniyə (və ya bir qədər az) qaydasında bir siqnal və R = 23 AU olduqda bir neçə mikrosaniyədəki bir siqnal əldə etdik.

Müzakirə olunduğu kimi, əldə etdiyimiz siqnal, ekzomonlar tərəfindən yaradılan mümkün siqnalların yalnız bir əmridir, çünki daha dəqiq olmaq üçün nəzərə alınması lazım olan bir çox fiziki amil var.

Bu işin gələcək inkişafları daha dəqiq detallar nəzərə alınmaqla edilə bilər, məsələn, ana pulsar ətrafında planetin eliptik orbitləri və / və planetin ətrafında dövr edən ay.

Müəlliflər bildirirlər ki, bu məqalənin nəşri ilə bağlı heç bir maraq çatışmazlığı yoxdur.

[1] M. Bailes, A. G. Lyne və S. L. Shemar, "Neytron ulduzu PSR1829-10 ətrafında dövr edən bir planet", Nature, c. 352, yox. 6333, s. 311-313, 1991.

[2] A. G. Lyne və M. Bailes, "PS R1829-10 ətrafında dövr edən planet yoxdur", Nature, c. 355, yox. 6357, s. 213, 1992.

[3] A. Wolszczan və D. A. Frail, "Milisaniyədə pulsar ətrafında bir planet sistemi PSR1257 + 12," Təbiət, c. 355, yox. 6356, s. 145-147, 1992.

[4] D. C. Backer, R. S. Fostert və S. Sallmen, "Milisaniyəlik pulsarın ikinci bir yoldaşı 1620-26", Nature, c. 365, yox. 6449, s. 817-819, 1993.

[5] Z. Wang, D. Chakrabarty və D. L. Kaplan, "Təcrid olunmuş bir gənc neytron ulduzunun ətrafındakı dağıntı disk", Nature, c. 440, yox. 7085, s. 772-775, 2006.

[6] M. Bailes, S. D. Bates, V Bhalerao et al., "Ulduzun milisaniyəli pulsar ikili olaraq bir planetə çevrilməsi", Elm, c. 333, yox. 6050, s. 1717-1720, 2011.

[7] C. Han və W. Han, "Mikrosensləşdirmə yolu ilə ekstolyar planetlərin peyklərinin aşkar edilməsinin mümkünlüyü haqqında", Astrofizika Jurnalı, c. 580, yox. 1, s. 490, 2002.

[8] P. Sartoretti və J. Schneider, "Keçid metodu ilə extrasolar planetlərin peyklərinin aşkarlanması haqqında", Astronomiya və Astrofizika Əlavələr Seriyası, c. 134, yox. 3, s. 553-560, 1999.

[9] G. M. Szabo, K. Szatmary, Z. Diveki ve A. Simon, "Exomoons'un fotometrik aşkarlanması ehtimalı", Astronomiya & amp Astrofizika, c. 450, yox. 1, s. 395-398, 2006.

[10] F. Pont, R. L. Gilliland, C. Moutou et al., "HD 189733-cü ildə planetlərin keçidinin Hubble Space Teleskopu zaman seriyası fotometriyası: ay yox, üzüklər, ulduz ləkələri," Astronomy & amp Astrophysics, c. 476, yox. 3, s. 1347-1355, 2007.

[11] T. M. Brown, D. Charbonneau, R. L. Gilliland, R. W. Noyes və A. Burrows, "Hubble kosmik teleskopu, HD 209458 keçid planetinin zaman seriyası fotometriyası," Astrofizik Jurnal Məktubları, c. 552, yox. 2, s. 699-709, 2001.

[12] M. Gillon, F. Pont, C. Moutou et al., "OGLE-TR-113b planetinin yeni dekonvolyusiya əsaslı bir metodla yüksək dəqiqlikli tranzit fotometriyası", Astronomiya & amp Astrophysics, c. 459, yox. 1, s. 249-255, 2006.

[13] S. Awiphan və E. Kerins, "Kepler ilə yaşana bilən ekzomonların aşkarlanması", Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, c. 432, yox. 3, s. 2549-2561, 2013.

[14] T Sasaki, J. W. Barnes və D. P. O'Brien, "Ulduz-planet-ay sistemindəki gelgit təkamülünün nəticələri və müddəti", Astrophysical Journal, c. 754, yox. 1, s. 51, 2012.

[15] A. E. Simon, G. M. Szabo, L. L. Kiss və K. Szatmary, "Ekzoplanetlərin ortalama işıq əyrilərindəki ekzomonların siqnalları", Amerikan Astronomiya Cəmiyyəti, c. 419, yox. 1, s. 164-171, 2012.

[16] D. M. Kipping, Ekzolular Planetlərin Atmosferlərindəki Molekulların Tədqiqatında "Exomoons axtarışı", c. Sakit Okean Astronomik Cəmiyyətinin 450 Konfrans Seriyası, s. 47, 2011.

[17] K. M. Lewis, Günəşdən kənar planetlərin aylarının aşkarlanması [Ph.D. tezis], 2011.

[18] D. M. Kipping, "Dinamik planet-ay keçidlərinin yaradılması üçün bir alqoritm", Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, c. 416, yox. 1, s. 689-709, 2011.

[19] DM Kipping, SJ Fossey, G. Campanella, J. Schneider və G. Tinetti, "Yaşana bilən planetlərə gedən yollar", İspaniyanın Milli Tədqiqat Şurası, CDF Vincent, DM Gelino, tərəfindən təşkil edilmiş Beynəlxalq Konfransın Projelerində. I. Ribas, Eds., Pasifik Konfransı Seriyası Astronomik Cəmiyyəti, s. 139, Pasifik Astronomik Cəmiyyəti, Barselona, ​​İspaniya, sentyabr 2009.

[20] C. Liebig və J. Wambsganss, "Yerdən kənar ayların qravitasiya mikrolensləri kimi aşkarlanması", Astronomiya & amp Astrophysics, c. 520, məqalə A68, 2010.

[21] A. E. Simon, G. M. Szabo, K. Szatmary, L. L. Kiss və R. M. Not, "Ekzomon xarakteristikası metodları: tranzit fotometriyanın və Rossiter-McLaughlin effektinin birləşdirilməsi", Astronomiya Cəmiyyəti, c. 406, yox. 3, s. 2038-2046, 2010.

[22] J. R. Donnison, "Xarici planetlərin mümkün aylarının təpə sabitliyi", Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, c. 406, s. 1918-1934, 2010.

[23] L. Kaltenegger, "Yaşanabilir ekzomonları xarakterizə etmək", Astrophysical Journal Letters, c. 712, yox. 2, s. L125-L130, 2010.

[24] D. M. Kipping, S. J. Fossey və G. Campanella, "Kepler sinif fotometriyası ilə yaşana bilən ekzomonların aşkarlanmasına dair", Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, c. 400, yox. 1, s.398-405, 2009.

[25] A. E. Simon, G. M. Szabo ve K. Szatmary, "Exomoon simülasyonları", Earth Moon and Planets, c. 105, yox. 2-4, s. 385-389, 2009.

[26] M. C. Miller və D. P. Hamilton, "İzole edilmiş milisaniyəli pulsarlar üçün PSR 1257 + 12 planet sisteminin təsirləri", Astrophysical Journal, c. 550, yox. 2, s. 863, 2001.

[27] S. Sigurdsson, "Messier 4-də bir planetin yaranması", Astrophysical Journal Letter, c. 415, yox. 1, s. L43-L46, 1993.

[28] D. C. Backer, "Pulsar zamanlama təlimatı və PSR 1257 + 12-nin NRAO Yaşıl Bank müşahidələri", Pulsars ətrafındakı Konfrans Planetləri, s. 11-18, Kaliforniya Texnologiya İnstitutu, May 1992.

[29] M. Konacki və A. Wolszczan, "PSR B1257 + 12 Sistemindəki planetlərin kütlələri və orbital meylləri", Astrophysical Journal Letters, c. 591, yox. 2, s. L147-L150, 2003.

[30] J. M. Cordes, "Planet yoldaşlarının radio pulsarlarına qarşı aşkarlığı", Pulsars ətrafındakı Konferans Planetlərinin Projektoru, s. 43-60, Kaliforniya Texnologiya İnstitutu, May 1992.

[31] A. Wolszczan, Pulsar Zamanlaması, Ümumi Nisbilik və Neytron Ulduzlarının Daxili Quruluşu, c. 101, 1999.

[32] A. Wolszczan, "İkili ikili kompakt ulduzlar", Progress of Compact Stars in Binaries, J. van Paradijs, E. P. J. van den Heuvel, and E. Kuulkers, Eds., C. IAU Simpoziumunun 165, səh. 187, Kluwer Academic, Avqust 1994, Hollandiyanın Haaqa'daki IAU'nun 22-ci Baş Assambleyasının bir hissəsi olaraq.

[33] A. Wolszczan, "Pulsar zamanlamasının tətbiqləri", Acta Cosmologica, c. 23, s. 127-130, 1997.

[34] A. Wolszczan, Günəş Sisteminin Ardınca Planetlər və Yeni Nəsil Kosmik Nümunələr, c. 119, 1997.

[35] A. Wolszczan, "Milisekund pulsar ətrafında iki planetin kəşfi", LPI Contributions, cilddə 781, s. 53, Ay və Planet İnstitutu, Houston, Tex, ABŞ, Mart 1992, İyirmi üçüncü Ay və Planet Elm Konfransı üçün Mətbuat Özetleri.

[36] A. Wolszczan, Ay və Planet İnstitutu Elm Konfransının Abstraktları, c. 23, 1992.

[37] A. Wolszczan, Pulsars Ətrafındakı Planetlər, c. 36, 1993.

[38] A. Wolszczan, Millisecond Pulsars. Sürprizin on ili, cild 72, 1995.

[39] A. Wolszczan, "Pulsar planetləri: müşahidələr və anlayışların vəziyyəti", Amerikan Astronomiya Cəmiyyətinin Toplantı Abstraktları, c. 221, s. 424.01, 2013.

[40] A. Wolszczan, "Pulsar planetlərin kəşfi", Yeni Astronomiya Rəyləri, c. 56, yox. 1, s. 2-8, 2012.

[41] A. Wolszczan, "Milisaniyədəki pulsar PSR B1257 +12 ətrafında dövr edən dünya kütləsi planetlərinin təsdiqi", Elm, c. 264, yox. 5158, s. 538-542, 1994.

[42] S. Sigurdsson, H. B. Richer, B. M. Hansen, I. H. Merdivenler və S. E. Thorsett, "B1620-26 pulsarına gənc bir cırtdan yoldaş: erkən planet meydana gəlməsinə dair dəlillər", Elm, c. 301, yox. 5630, s. 193-196, 2003.

[43] M. Bailes, S. D. Bates, V. Bhalerao et al., "Ulduzun milisaniyəli pulsar ikili olaraq bir planetə çevrilməsi", Elm, c. 333, yox. 6050, s. 1717-1720, 2011.

[44] K. M. Lewis, P. D. Sackett və R. A. Mardling, "Varış vaxtı təhlili yolu ilə pulsar planetlərinin aylarını aşkar etmək imkanı", Astrofizik Jurnal Məktubları, c. 685, yox. 2, s. L153, ​​2008.

[45] M. J. Holman və P. A. Wiegert, "İkili sistemlərdə planetlərin uzunmüddətli stabilliyi", Astronomical Journal, c. 117, yox. 1, s. 621-628, 1999.

[46] J. Schneider və J. Cabrera, "Üçlü sistemlərdə ulduz titrəməsi bir planeti təqlid edə bilərmi?" Astronomiya & amp Astrofizika, cild. 445, yox. 3, s. 1159-1163, 2006.

[47] G. Laughlin və J. E. Chambers, "Xaricdəki planetlər arasındakı qısamüddətli dinamik qarşılıqlı təsirlər", Astrophysical Journal Letters, c. 551, yox. 1, s. L109, 2001.

[48] ​​S. Detweiler, "Pulsar zamanlama ölçmələri və cazibə dalğalarının axtarışı", Astrophysical Journal, c. 234, s. 1100-1104, 1979.

[49] K. Scherer, H. Fichtner, J. D. Anderson və E. L. Lau, "Bir pulsar, heliosfer və pioner 10: ehtimal ki, PSR B1257 + 12 planetinin günəş fırlanışı ilə təqlidi," Elm, c. 278, yox. 5345, s. 1919-1921, 1997.

[50] T. Akgun, B. Link və I. Wasserman, "İzole edilmiş neytron ulduzu PSR B1828-11-in Precession", Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, c. 365, yox. 2, s. 653-672, 2006.

[51] P. E. Boynton, E. J. Groth, D. P. Hutchinson et al., "Crab pulsar'ın optik zamanlaması, NP 0532," Astrophysical Journal, c. 175, s. 217, 1972.

[52] J. M. Cordes, "Pulsar timing. II - təsadüfi gəzinti vaxtı səs-küyünün analizi - Crab pulsar-a tətbiq", Astrophysical Journal, c. 237, yox. 1, s. 216-226, 1980.

[53] S. M. Kopeikin, "Milisaniyəli və ikili pulsarlar təbiətin tezlik standartları olaraq - I. Aşağı tezlikli zamanlama səs-küyünün ümumiləşdirilmiş statistik modeli", Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, c. 288, yox. 1, s. 129-137, 1997.

[54] E. J. Groth, "Crab pular II-nin Zamanlaması. Analiz metodu", Astrophysical Journal Letters, c. 29, s. 443, 1975.

[55] Z. Arzoumanian, "İkili pulsarların radio müşahidələri", Amerika Astronomiya Cəmiyyətinin Bülleteni, c. 26, s. 888, 1994.

[56] R. M. Canup və W. R. Ward, "Qazlı planetlərin peyk sistemləri üçün ümumi bir kütləvi miqyaslandırma", Nature, c. 441, yox. 7095, s. 834-839, 2006.

[57] K. Wada, E. Kokubo və J. Makino, "Ay əmələ gətirən təsir və postimpakt təkamülün yüksək qətnamə simulyasiyaları", Astrofizik Jurnal Məktubları, c. 638, yox. 2, s. 1180-1186, 2006.

[58] J. W. Barnes və D. P. O'Brien, "Yaxınlıqdakı nəhəng planetlərin ətrafındakı peyklərin sabitliyi", Astrofizik Jurnal Məktubları, c. 575, yox. 2, s. 1087-1093, 2002.

[59] R. C. Domingos, O. C. Winter və T. Yokoyama, "Ekstrasolar nəhəng planetlərin ətrafındakı sabit peyklər", Kral Astronomiya Cəmiyyətinin Aylıq Bildirişləri, c. 373, yox. 3, s. 1227-1234, 2006.

[60] K. Atobe və S. Ida, "Yerdən kənar planetlərin obliklik təkamülü", Icarus, c. 188, yox. 1, s. 1-17, 2007.

[61] R. Silvotti, S. Schnh, R. Janulis et al. "" Həddindən artıq üfüqi budaq "ulduzu V 391 Pegasi ətrafında dövr edən nəhəng bir planet," Nature, c. 449, yox. 7159, s. 189-191, 2007.

[62] F. Mullally, D. E. Winget və S. O. Kepler, "Çırpınan ağ cırtdan ulduzların ətrafında planetlərin axtarışı", Astronomiyada New Horizons: Frank N. Bash Simpoziumu, c. 352, s. 265, Austin, Tex, ABŞ, 2006.

Antonio Pasqua (1) və Xudhair A. Assaf (2)

(1) Fizika Bölümü, Trieste Universiteti, Via Valerio 2, 34127 Trieste, İtaliya

(2) Vasit Universitetinin Fen Fakültəsi Fizika Bölümü, Vasit, İraq

Yazışmalar Antonio Pasqua [email protected] ünvanına ünvanlanmalıdır

31 Avqust 2013 tarixində qəbul edildi 27 Noyabr 2013 tarixində qəbul edildi 25 Noyabr 2014 tarixində nəşr olundu


Ekzoplanetin dolayı kəşfi

Ekzoplanetlərin, günəşdən başqa bir ulduzun ətrafında dövr edən göy cisimlərini, mövcud texnologiyalardan istifadə edərək tapmaq olduqca çətindir. Bir ulduzdan kifayət qədər uzaq olmalıdılar, beləliklə parıltıda itməyəcəklər. Məlum ekzoplanetlərin əksəriyyəti dolayı yollarla aşkar edilmişdir.Məsələn, elm adamları potensial bir ekzoplanetin bir ulduza cazibə qüvvəsi tətbiq edib-etmədiyini görmək üçün & # 8220wobble & # 8221 məlumatlara baxırlar.

Planetlər ətrafında fırlanarkən Ulduzlar hərəkətsiz oturmur. Bütün planetlərin yanında & # 8220; öz orbitində & # 8221; bariyenter olaraq bilinən ortaq bir kütlə mərkəzi ətrafında fırlanırlar. Baryer mərkəz ən çox kütləsi olan obyektə ən yaxındır, bu səbəbdən də günəş, yumruq böyüyənliyi ilə dünyanın və planetlərin qalan hissəsinin ətrafında dövr etdiyi Günəş sisteminin mərkəzi olduğu düşünülür.

Ulduzlar ümumiyyətlə baryenter mərkəzinə çox yaxın olduğundan (günəş sistemində, günəşin tam xaricindədir), hərəkətlərinin çox vaxt tərpənici olduğu qəbul edilir. Elm adamları adətən titrəmələrini müşahidə edirlər və ekzoplanetlər axtarmaq üçün baryenterləri araşdırırlar. Həqiqətən, B Pic c bir il əvvəl necə aşkar edilmişdir.

Fransadakı Grenoble Rəsədxanasından olan Astrofizik Anne-Marie Lagrange, həmkarları ilə birlikdə 16 illik müşahidə məlumatlarını araşdırarkən, Beta Pictoris ətrafında dövr etdiyi bilinən ilk planet olan Beta Pictoris b ilə uyğunsuz görünən bir sarsıntı gördü. Anormallıq sanki başqa bir ekzoplanetin mövcudluğunu göstərirdi. (Əlaqəli: Sübut etmək 10 il çəkdi: İlk ekzoplanet nəhayət təsdiqləndi.)

B Pic c əlamətlərini aşkar edə bilsələr də, tapılma dolayı tədbirlərə əsaslanırdı, bu səbəbdən ekzoplanetin yeri, parlaqlığı və kütləsi ilə hesablamalar mövcud deyildi.


Astronomlar, yaşana bilən aləmlərin kəşfini sürətləndirmək üçün güclərini birləşdirirlər

Gemini Planet Imager’in Beta Pictoris ulduzunun ətrafında dövr edən bir planet olan Beta Pictoris b (mərkəzin sağından aşağıda) ilk işıq görüntüsü. Ulduzdan gələn işıq bu görüntüdə planetin işığına müdaxilə etməməsi üçün bir maska ​​ilə bloklanır. Kredit: Christian Marois, NRC Kanada tərəfindən işlənir

UC Berkeley astronomları, NASA tərəfindən maliyyələşdirilən 16 yeni layihədən birinə rəhbərlik edəcəklər ki, digər ulduzlar ətrafında yaşayış planeti və bəlkə də yerdən kənar həyatı daha səmərəli tapmaq üçün müxtəlif ekzoplanet axtarışlarını əlaqələndirsin.

UC Berkeley astronomiya professoru James Graham'ın rəhbərlik etdiyi layihə, UC Berkeley və Stanford Universitetindəki tədqiqatçıları bir araya gətirəcək və səylərini ABŞ-dakı digər tədqiqatçılarla əlaqələndirəcəkdir. Dörd illik layihənin büdcəsi 3,25 milyon dollardır.

Berkeley və Stanford komandaları iki böyük ekzoplanet axtarışında iştirak edirlər: bir ulduzun hərəkətində istehsal etdikləri sarsıntıya və ya bir ulduzun qarşısından keçərkən yarandıqları qaranlığa və İkizlər tərəfindən yeni başladılan bir anketə əsaslanan ekzoplanetlər üçün olduqca uğurlu bir axtarış. Planet Imager, verdikləri istiliyi tutaraq birbaşa planetlərin şəkillərini çəkir.

Graham, "Planetlərin necə meydana gəldikləri, xüsusiyyətlərinin çeşidi və hansı növ planetlərin ən çox yayıldığı barədə yeni məlumatları tapmaq üçün texnikaları birləşdiririk. Son nəticədə yer üzündə planetləri və kainatdakı həyat üçün yerləri tapmaq istəyirik" dedi.

UC Berkeley-in "Exoplanets Açıldı" layihəsi, NASA-nın mətbuat şərhinə görə, "ən yaxşı və ən parlaq" nı bir araya gətirmək üçün NASA tərəfindən 21 aprel tarixində elan edilmiş NExSS (Nexus for Exoplanet System Science) təşəbbüsünün bir hissəsidir. NExSS, ekzoplanetin müxtəlif komponentlərini, eləcə də ana ulduzların və qonşu planetlərin həyatı dəstəkləmək üçün necə qarşılıqlı əlaqədə olduğunu daha yaxşı anlamaq üçün 10 universitetin, üç NASA mərkəzinin və iki tədqiqat institutunun təcrübəsini toplayan bir virtual institut kimi düşünülür.

UC Berkeley-in rəhbərlik etdiyi layihənin özünəməxsus cəhəti, Graham-ın layihə alimi olduğu İkizlər Planet Görüntüləyicisinin (GPI) iştirakıdır. GPI-nin əsas müstəntiqi Bruce Macintosh da NASA komandasının üzvüdür. GPI, İkizlər Rəsədxanası üçün yeni bir alətdir və 2014-cü ilin Noyabr ayında İkizlər Cənubi Teleskopunda ekzoplanet araşdırmasına başladı. GPI, əvvəllər bilinən iki ekzoplanet və planetlərin bu yaxınlarda meydana gəldiyi gənc ulduzların ətrafında dövr edən planet qalıqlarının disklərini təsvir etdi.

Macintosh, "GPI ilə, planetləri ay-ay ulduzları ətrafında hərəkət etdikdə görə biləcəyimizi göstərdik" dedi. "Bu yeni iş birliyimizlə, görüntüləmə, Doppler və keçidin güclü tərəflərini birləşdirərək planetləri və onların orbitlərini xarakterizə edəcəyik."

UC Berkeley astronomiya professoru iş birliyi işçisi Geoff Marcy, ulduzların titrəməsini aşkarlayan Doppler texnikasını mükəmməlləşdirdi və ilk bilinən ekzoplanetlərin 100-dən çoxunu kəşf etməyə başladı. Eyni zamanda tranzit metodu ilə təxminən 2000 ekzoplanet kəşf edən Kepler Mission komandasının üzvüdür. Hər iki texnika da ulduzlarının yaxınlığında dövr edən planetləri tapır, eyni zamanda GPI vasitəsilə birbaşa görüntülər ulduzlarından uzaq olan planetlərə ən həssasdır. Yaşana bilən, Yer kürəsinə bənzər planetlər arada gizlənir.

"Əsas məqsəd, planetləri öyrənmək üçün əldə etdiyimiz üç texnikanı da istifadə edə biləcəyimiz üst-üstə düşən bölgəyə diqqət yetirməkdir" dedi.

Marcy, "Planet ovuna çoxsaylı yanaşmaların həm ev sahibi ulduzdan həm yaxın, həm də uzaq olan planetləri aşkar etməyimizə imkan verən ecazkar bir birləşmədir" dedi.

İkizlər Cənubi Teleskopundan başqa, komanda Havaydakı Keck Rəsədxanalarının adaptiv-optik qabiliyyətlərindən istifadə etməyi və nəticədə Mauna Kea üzərindəki Keck ilə bitişik olaraq qurulması planlaşdırılan Otuz Metr Teleskopunu istifadə etməyi planlaşdırır.

Layihə üçün köməkçi astronomiya və co-PI professoru Paul Kalas, Yer ölçüsündə planetlərin görüntülənmə hədəfinin hələ on illər olduğunu söylədi, çünki GPI kimi birbaşa görüntü alətlərinin zəif ulduz işığını aşkar etmək üçün kifayət qədər həssas olmaları lazım olduğunu söylədi. planet. Hal-hazırda, GPI yalnız öz infraqırmızı parıltısı səbəbindən parlaq olan isti, Yupiter ölçülü planetləri görə bilir.

Macintosh, "İkizlər Planet Görüntüleyici üçün inkişaf etdirilən texnika və texnologiyalar, gələcək dünya NASA-nın" super-Earth "planetlərindən yansıyan işığı görə bilən WFIRST teleskopu kimi planet tapma missiyalarında istifadə ediləcək" dedi. Geniş Sahə İnfraqırmızı Tədqiqat Teleskopu (WFIRST) ekzoplanetləri və qaranlıq enerjini araşdırmaq üçün yaxın ərazidə yerləşən infraqırmızı səmanın geniş sahə görüntülərini və spektroskopik tədqiqatlarını aparmaq üçün hazırlanmış NASA rəsədxanasıdır. Təxminən 10 ildən sonra istifadəyə veriləcəyi gözlənilir.

"Yansıyan işığı görə bilsəydiniz, həyatın imzasını görə bilərdiniz" dedi Kalas. "Bu nöqtəyə gəlmək üçün təzə toxum əkirik."


Videoya baxın: Əgər Günəşə qonşu olan ulduzlar sistemimizdəki planetlərin yerində olsaydılar.. (Sentyabr 2021).