الفلك

كيف تحدد ما هي الأشياء المصوّرة مباشرة؟

كيف تحدد ما هي الأشياء المصوّرة مباشرة؟


We are searching data for your request:

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

هل يمكن أن يكون جسم مصور مباشرة بالقرب من نجم معين نجمًا آخر في الخلفية أو كوكبًا مصاحبًا؟

كيف يمكن للمرء أن يميز بين الاثنين؟ أيضا هل نعرف أنه يعمل؟


حقا بسيط. أنت تلاحظ مرة أخرى وترى ما إذا كان الزوج يتحرك معًا. إذا كان النجم بالإضافة إلى "الكوكب" مفصولين على نطاق واسع (على سبيل المثال عشرات من au أو أكثر) ، عندئذٍ تتوقع حركة مدارية ضئيلة على مدار عام واحد ، ويجب أن يظل موقعها النسبي ثابتًا تمامًا.

من ناحية أخرى ، إذا كان "الكوكب" نجمًا بعيدًا جدًا ، فمن المحتمل جدًا أن يكون له حركة مناسبة مختلفة جدًا في السماء عن النجم الأمامي ، وبالتالي سيظهر اختلافًا ملحوظًا في مواقعهم النسبية في المرة الثانية. .

قد تكون هناك حاجة إلى أكثر من ملاحظتين للتأكد. كلما كانت الحركة المناسبة للنجم الأمامي أكبر ، كان الاختبار أكثر حسماً.


ثلاث صور كوكب طفل جديد

خبر رائع جدًا: تم التقاط صور لثلاثة كواكب جديدة تدور حول نجوم أخرى - كواكب خارجية - مباشرة!

رؤية الكواكب حول النجوم الأخرى الصعب. الكواكب خافتة والنجوم لامعة: من مسافة ، على سبيل المثال ، الشمس هي مليار مرات أكثر إشراقًا من كوكب المشتري. في معظم الأوقات ، عندما ننظر إلى النجوم الأخرى ، تضيع الكواكب تمامًا عن الوهج.

في بعض الأحيان ، يمكننا تسهيل الأمور. الكواكب دافئة ، لذا فإن النظر في الأشعة تحت الحمراء يساعد. يساعد النظر إلى الكواكب الأصغر سنًا أيضًا ، لأنها لا تزال تتوهج بالحرارة المتبقية من تكوينها. النجوم الأكثر برودة وأكثر احمرارًا تكون باهتة ، مما يجعل رؤية الكواكب من حولها أسهل أيضًا. أخيرًا ، يعد التحقق من النجوم القريبة ميزة كبيرة ، لأن هذا يعني أنه يمكننا بسهولة فصل الكوكب ونجمه (مثل النظر إلى سيارة بعيدة يطمس المصابيح الأمامية في وهج واحد ، ولكن عندما يقترب يمكنك فصلها).

بعد كل هذه السنوات ، تم تصوير حوالي اثني عشر كوكبًا فقط بشكل مباشر ، وحتى في ذلك الوقت كان البعض مثيرًا للجدل ، فإن أعمارهم غير معروفة جيدًا ، وهذا يؤثر على كتلتها المقاسة. قد يكون بعضها أقزامًا بنية ، وهي أجسام متوسطة الكتلة بين الكواكب والنجوم.

ولكن لدينا الآن ثلاث صور أخرى لأطفال الكواكب الخارجية! إليك ما نعرفه عنهم.

ربما يكون FW Tau هو الأكثر إثارة للاهتمام من بين الأنظمة الثلاثة. النجم هو في الواقع ثنائي ، نجمان يدوران حول بعضهما البعض. كلا النجمين عبارة عن أقزام حمراء باردة ، وكتلة كل منهما ربع كتلة الشمس ، وتدور كل منهما على مسافة 1.6 مليار كيلومتر (مليار ميل) ، أي تقريبًا مسافة زحل إلى الشمس. يبلغ عمر النجوم أقل قليلاً من مليوني سنة ، وتبعد 470 سنة ضوئية عن الأرض.

لوحظ الكوكب لأول مرة في عام 2001 ، ولكن لم يتم تأكيده ككوكب حتى وقت قريب. تم تحديد ذلك من خلال ما يسمى بالحركة المناسبة: يمكن رؤية الحركة الفيزيائية للنجوم عبر المجرة بمرور الوقت ، ومن الواضح أن الكوكب يتحرك معها.

يدور الكوكب ، FW Tau b ، حول كلا النجمين على مسافة مذهلة تبلغ 50 مليار كيلومتر ، أي ما يزيد 300 مرة عن نجومه من الأرض عن الشمس. للمقارنة ، يبعد نبتون 30 ضعف مسافة الأرض عن الشمس ، لذا فإن هذا النظام الجديد أكبر بعشر مرات من نظامنا. من تلك المسافة ، سيكون النجمان مجتمعين فقط بنفس سطوع البدر كما يُرى من الأرض.

تبلغ كتلة كوكب المشتري عشرة أضعاف كتلة كوكب المشتري ، ولا يزال ساخنًا نظرًا لعمره ، على الأرجح حوالي 1700 درجة مئوية (3000 درجة فهرنهايت) ، لذلك فهو غير صالح للسكن بأي حال من الأحوال. لكنها موجودة ، ولدينا الصورة التي تثبت ذلك.

ROXs 42B هو أيضًا نجم ثنائي ، مع كلا النجمين أصغر وأكثر برودة من الشمس. هم أقل بقليل من سبعة ملايين سنة ، و 390 سنة ضوئية من الأرض. تبلغ كتلة الكوكب أيضًا حوالي 11 ضعف كتلة المشتري ، ولكنه أقرب إلى نجومه ، على بعد حوالي 22 مليار كيلومتر (14 مليار ميل) منهم. لا يزال ذلك بعيدًا عن الشمس بعدة مرات مما يبعد نبتون عن الشمس.

مثل FW Tau b ، إنه يتحرك عبر الفضاء مرتبطًا بهذين النجمين ، وهذه الحركة هي التي أعطته بعيدًا ككوكب يدور حولهما. كما أنها شديدة الحرارة ، حوالي 1900 درجة مئوية (3400 درجة فهرنهايت).

تصوير كوري وآخرون ، من ورقتهم

يصعب تحديد الكتلة لهذا الجسم إلى حد ما ، وقد تكون في أي مكان من 6 إلى 15 ضعف كتلة كوكب المشتري. في الطرف السفلي ، إنه كوكب بالتأكيد ، ولكن في الطرف الأعلى يكون أشبه بقزم بني. يعتمد بعض هذا على مسافة النجم من الأرض إذا كان بعيدًا ، يجب أن يكون الكوكب أكبر حجمًا حتى يكون ساطعًا كما هو. مؤلفو دراسة أخرى عن ROXs 42B b (نُشرت قبل أسبوعين فقط من الدراسة الأخرى ، والتي تم الإعلان عنها في أكتوبر) هم متحفزون بعض الشيء في كتلة الكوكب ، ولكن يبدو لي أنه من المحتمل أن يكون جزءًا من معروف وقريب مجموعة من النجوم الفتية ، مما يعني أن الكوكب يقع في الطرف السفلي من مقياس الكتلة.

ROXs 12 هو أيضًا قزم أحمر رائع ، وأيضًا على مسافة قريبة من ROXs 42B من الأرض ، 390 سنة ضوئية. الكوكب أكبر ، حوالي 16 ± 4 أضعاف كتلة كوكب المشتري. كما يحدث ، فإن أي شيء أكبر من حوالي 13 ضعف كتلة المشتري يكون أكثر في فئة القزم البني مع عدم اليقين في كتلة هذا الجسم ، فليس من الواضح تمامًا ما إذا كان كوكبًا أم لا. لكنها قريبة ، وفي الوقت الحالي (حتى يتم إجراء قياسات أفضل) سأمنحها ، في ضوء التحذير. في كلتا الحالتين ، يدور حول النجم على مسافة حوالي 31 مليار كيلومتر (20 مليار ميل).

ومن المثير للاهتمام ، أن كلاً من FW Tau b و ROXs 12 b قد يحتويان على قرص من المواد حولهما ، مما يعني أنهما لا يزالان في طور التكوين. تظهر الملاحظات أنهما يتوهجان في ضوء الهيدروجين الدافئ - مع كواكب صغيرة جدًا ، وهذا يدل بشكل عام على وجود قرص. إذا كان الأمر كذلك ، فقد ضبطناهم أثناء قيامهم بجمع المواد ، وبناء أنفسهم أكثر. هذا رائع جدًا (حتى لو كان ذلك يعني أن ROXs 12 b قد يتم إخراجها من فئة الكوكب أثناء اكتسابها للكتلة).


محتويات

تم اكتشاف الكواكب الخارجية باستخدام عدة طرق مختلفة لجمع أو دمج الصور المباشرة لعزل الكواكب عن ضوء الخلفية لنجمها. قياس التداخل بإخفاء الفتحة غير المتكررة هو طريقة لدمج مناظر التلسكوبات المتعددة في صورة واحدة ، في حين أن الطرق الأخرى عبارة عن خوارزميات لدمج عدة صور مباشرة مأخوذة من نفس التلسكوب.

  • ADI = التصوير التفاضلي الزاوي
  • KLIP = Karhunen – Loève Image Processing
  • LOCI = مزيج محسن محليًا من الصور
  • NRM = قياس التداخل اخفاء الفتحة غير الزائدة
  • RSDI = التصوير التفاضلي النجمي المرجعي
  • SDI = التصوير التفاضلي الطيفي
  • TLOCI = نموذج مجموعة محسّنة محليًا من الصور

على الرغم من أنه مدرج في الجدول أدناه ، إلا أن هوية فم الحوت ب متنازع عليها. قد لا يكون في الواقع كوكبًا خارج المجموعة الشمسية حقيقيًا.

† لا يوجد إجماع حول ما إذا كان يجب اعتبار رفاق النجوم هؤلاء أقزامًا أو كواكب شبه بنية


كوكب خارج المجموعة الشمسية أولاً: تم تصوير كوكبين عملاقين مباشرة حول نجم شاب يشبه الشمس

يُطلق على النجم اسم TYC 8998-760-1 (بعد رقم تعريفه في كتالوج Tycho) ، ويبعد حوالي 310 سنة ضوئية في كوكبة Musca. إنه جزء من مجموعة من النجوم ولدوا جميعًا معًا تسمى جمعية Scorpius-Centaurus Association ، وهي سهلة الاستخدام لأننا نعلم أن جميع هؤلاء النجوم صغيرون جدًا وعمر هذا النجم لا يتجاوز 17 مليون سنة. يبلغ عمر الشمس 4.6 مليار سنة ، أي أكثر من 250 ضعف عمر هذا النجم.

المزيد من علم الفلك السيئ

كما يسمح لعلماء الفلك بحساب كتلة النجم ، والتي - احصل على هذا - 1.00 ± 0.02 ضعف كتلة الشمس ، مما يعني أنها تقريبًا بالضبط نفس كتلة الشمس. هذا يعني أنها توأم افتراضي للشمس ، إذا كانت أصغر سنًا ، ودراستها تعطينا تلميحات حول ما كانت تبدو عليه الشمس عندما كانت طفلة.

في وقت سابق من عام 2020 ، اكتشف علماء الفلك كوكبًا عملاقًا يدور حول النجم (يسمى TYC 8998-760-1b ، لذلك دعونا نطلق عليه اسم "الكوكب ب"). إنه حقًا بعيد ، أكثر من 24 مليار كيلومتر ، أو 162 ضعف المسافة بين الأرض والشمس ، وتبلغ كتلته 14 ضعف كتلة المشتري. ثم وجد العديد من نفس علماء الفلك كوكبًا ثانيًا حول النجم ("الكوكب ج") ، أبعد من ذلك: حوالي 50 مليار كيلومتر ، و 320 ضعف المسافة بين الأرض والشمس ، وكتلة حوالي 6 أضعاف كتلة المشتري.

إنهم بعيدون لدرجة أن الوهج المنبعث من النجم قد انخفض بشكل كبير ، وهذا يعني كلاهما يظهر في صورة حقيقية مأخوذة من النجم:

صورة فعلية لكوكبين (سهمين) يدوران حول نجم شبيه جدًا بالشمس ، TYC 8998-760-1 (أعلى اليسار) ، يتم تقليل وهجهما عن طريق حجب ضوءه. النظام شاب ، عمره 17 مليون سنة فقط ، وحوالي 310 سنة ضوئية. الائتمان: ESO / Bohn et al.

كووووول. تم تصوير اثنين فقط من أنظمة النجوم متعددة الكواكب بشكل مباشر - HR 8799 و PDS 70 - لكن الأول أكبر قليلاً من الشمس ، والأخير أقل بكثير ، مما يجعل هذا النظام الجديد مناسبًا للدراسة ، خاصة منذ الكواكب وتكوينها مختلف تمامًا عن تكويننا.

يحجب النجم نفسه معظم ضوءه بواسطة فقرة ، وهي عبارة عن قرص من المعدن في منتصف مجال رؤية الكاميرا ، مما يقلل من وهجها بشكل كبير ، مما يسمح برؤية الكواكب الأكثر خفوتًا.

في هذا العصر ، لا تزال الكواكب تتوهج بسبب الحرارة الناتجة عن تكوينها ، مما يجعلها ساطعة في الأشعة تحت الحمراء ، حيث تم التقاط هذه الصور. الكوكب ب أكثر ضخامة ، لذا فهو أكثر سخونة ويزداد سطوعًا.

فكيف يعرفون أن هذه كواكب وليست نجوم خلفية أو مجرات بعيدة جدًا؟ للتحقق ، قارنوا ملاحظات النجم التي تفصل بينها ثلاث سنوات. يتحرك النجم في الواقع عبر الفضاء بسرعة كافية بحيث يمكن خلال هذا الوقت اكتشاف حركته بسهولة بالنسبة إلى أجسام الخلفية. إذا كان الجسمان عبارة عن كواكب ، فسيتحركان مع النجم ، وإذا كانا نجمين في الخلفية ، فسنرى النجم يتحرك قليلاً بالنسبة لهما.

الأشياء في الواقع تتحرك مع النجم! هذا يعني أنها كواكب حقيقية وحقيقية.

من المثير للاهتمام حقًا أن الكواكب بعيدة جدًا عن نجمها. يبعد نبتون حوالي 6 مليارات كيلومتر عن الشمس ، أي ما يقرب من 30 ضعف المسافة بين الأرض والشمس ، لذلك فإن هذين الكواكب حقا بعيد. ليس من الواضح كيف يمكن أن تتكون مثل هذه الكواكب الضخمة بعيدًا عن النجم.

تُظهر هذه الرسوم المتحركة مدارات الكواكب الغازية العملاقة حول TYC 8998-760-1 (بافتراض أنها دائرية) مقارنةً بمتوسط ​​حجم مدار بلوتو (الدائرة الصفراء الداخلية) ، مع التركيز على بُعدها عن نجمها. الائتمان: ESO / L.Calçada / spaceengine.org

نظر علماء الفلك في محاكاة المدار ووجدوا أنه إذا كان للاثنين مدارات دائرية تقريبًا ، فإنهما سيكونان مستقرين لمقياس زمني يبلغ مليار سنة على الأقل ، وفي هذه الحالة يكونان قد شكلا بعيدًا عن النجم. إذا كانت بدلاً من ذلك أكثر بيضاوية ، فإن المدارات تكون كذلك ليس مستقرة خلال ذلك الوقت. في هذه الحالة ، لا يزال من الممكن أن يكونوا قد تشكلوا هناك ، ولكن من الممكن أيضًا أن يكونوا قد اعتادوا أن يدوروا عن قرب ويصادفوا كوكبًا أكثر ضخامة ، وهذا تسبب في قذفهم إلى مسافات بعيدة ، حيث نراهم اليوم.

هذا جدا مثير للإعجاب. هناك فكرة أنه كان هناك خمسة عمالقة غازية في نظامنا الشمسي (كوكب المشتري ، وزحل ، وأورانوس ، ونبتون ، وخامس). في وقت مبكر من اليوم الخامس اقترب جدًا من كوكب المشتري وقذفته الجاذبية من الكوكب الهائل. تشرح هذه الفكرة بعض الميزات الغريبة في تكوين أنظمتنا الشمسية ، ولم يتم إثباتها ولكن هناك دليل غير مباشر يدعمها. لا يمكننا إثبات ذلك لأن البندقية النارية - الكوكب الخامس - قد ولت. لكن هنا نرى نظامًا آخر به نجم يشبه الشمس تمامًا تقريبًا ، وكوكبان بعيدان حقًا ، ومن المحتمل أن يكونا مقذوفين. هذا يجعل فكرة الكوكب الخامس المحلي أكثر إقناعًا.

هذه التكنولوجيا لتصوير الكواكب الخارجية جديدة تمامًا ، وكما تظهر هذه الملاحظات ، عليك أحيانًا الانتظار بضع سنوات للتأكد من أنك ترى كواكب. لكن هذا يظهر أننا نستطيع ، وهذا يعني أننا سنجد المزيد.

نرى الكواكب في كل مكان ، ومع مجموعة متنوعة محيرة من الخصائص ، ولكن سرعان ما أراهن أننا سنرى أنظمة تشبه إلى حد كبير أنظمتنا أيضًا. سواء كانوا يفعلون ذلك ، أو يبدون غريبين تمامًا ، ما زلنا نتعلم أشياء مهمة عن منزلنا. أنا جيد في كلتا الحالتين.


3. نمذجة الخصائص الممتازة

3.1. نموذج نجمة مفلطح

بسبب κ والدوران السريع لـ A (الخامس الخطيئة أنا = 161.6 ± 22.2 كم ثانية −1 Glebocki & amp Gnacinski 2005 Royer et al. 2007) ، فإن القرص المظلمة الأطراف المستخدم تقليديًا لنمذجة بيانات قياس التداخل غير كافٍ. يؤدي الدوران السريع إلى أن يكون للنجم نصف قطر عند خط الاستواء أكبر من نصف قطره عند القطب. يمكن أن تصل النسبة بين نصف القطر الاستوائي والقطبي إلى 1.5 عندما يدور النجم بسرعة تفككه (فان بيل 2012). ينتج عن الانتفاخ الاستوائي الأكثر سمكًا للدوار السريع أن يكون خط الاستواء أبرد وأكثر خفوتًا من القطب. هذا التأثير ، المعروف باسم سواد الجاذبية ، مرتبط بجاذبية السطح المحلية (von Zeipel 1924a ، 1924b).

نحن نأخذ في الحسبان كلاً من الغموض والظلام الناتج عن الجاذبية κ و A باستخدام نموذج J15 ، الذي يقارن القياس الضوئي المرصود ورؤى قياس التداخل بالقيم المتولدة عن نجم نموذج يتضمن تأثيرات دوران الجسم الصلب ، والمعروف باسم "نموذج روش" (فان بيل 2012 روش 1873). يتم حساب القياس الضوئي النموذجي من خلال دمج نماذج ATLAS SEDs (Castelli & amp Kurucz 2004) على السطح المرئي للنجم ، وتحويل SED المتكامل مع ممرات التصفية المناسبة ، وتحويل التدفقات الناتجة إلى مقادير. لحساب رؤى النموذج ، نقوم بإنشاء صورة للنموذج في ممرات النطاق المرصودة. تُحسب رؤى النموذج بأخذ تحويل فورييه لهذه الصورة وأخذ عينات من التحويل عند الترددات المكانية المرصودة.

تم وصف النموذج والمعلمات المحسوبة بواسطة النموذج بالتفصيل في J15 ، لكننا نلاحظ ثلاثة اختلافات طفيفة هنا. أحد هذه الاختلافات هو أننا نستخدم نموذج ATLAS SEDs لهذا العمل بدلاً من نموذج PHOENIX SEDs المستخدم في J15 (Husser et al. 2013) ، نظرًا لأنها تمتد إلى درجات حرارة فعالة أعلى من 12000 كلفن ، وهناك اختلاف آخر هو أننا نستخدم الجاذبية فقط - قانون التعتيم لـ Espinosa Lara & amp Rieutord (2011) لأن البيانات ليست حساسة للاختلافات في قوانين التعتيم بالجاذبية وهذا القانون مدعوم بملاحظات قياس التداخل السابقة.

يكمن الاختلاف الأخير في كيفية حساب حالات عدم اليقين. في ظل افتراض أن أوجه عدم اليقين في المعلمات المجانية هي Gaussian وأن معلمات النموذج خطية ، فإننا نستخدم الوصفة التالية لتحديد أوجه عدم اليقين في المعلمات المجانية: لأن χ قيمتان تحددهما النماذج أكبر من 1 ، لكل مجموعة بيانات (قياس الضوء والرؤية) ، نقوم بتوسيع نطاق χ 2 (كلاهما مخفض وغير مخفض) بحيث يتم تقليله χ 2 هي 1. ثم يتم تغيير المعلمات المجانية بشكل فردي حتى يتم تحجيمها وغير مخفضة χ 2 يزيد بمقدار 1. هذا يعطي مجموعتين من عدم اليقين للمعلمات الحرة - واحدة للقياس الضوئي والأخرى للرؤية ، باستثناء زاوية الموضع ، والتي يتم فحصها فقط من خلال الرؤى. يتم تحديد عدم اليقين النهائي في كل معلمة حرة عن طريق إضافة شكلي عدم اليقين في التربيع على افتراض أن الرؤية والقياس الضوئي مستقلان. يتم تحديد عدم اليقين في زاوية الموقف فقط من خلال المقارنة مع الرؤى. ثم يتم نشر حالات عدم اليقين هذه لتحديد أوجه عدم اليقين في المعلمات المشتقة. نحذر القارئ من أن أوجه عدم اليقين هذه إحصائية ولا تأخذ في الحسبان شكوكًا منهجية مثل الأخطاء في أطياف النموذج ، وقانون تعتيم الجاذبية ، وما إلى ذلك. (J15) ، يشير إلى أن أوجه عدم اليقين المنهجية هذه لا تهيمن على الأخطاء.

يوضح الشكل 1 النموذج الأنسب من خلال إظهار الرؤية النموذجية والقياس الضوئي بالإضافة إلى الغلاف الضوئي النموذجي المغطى بقياسات نصف قطر تقريبية في اتجاهات مختلفة. باستخدام أربعة معادن مختلفة (تم تبريرها أدناه) ، يتم سرد أفضل الخصائص النموذجية الملائمة في الصفوف من 3 إلى 7 من الجدول 2 ، والخصائص المشتقة منها في الصفوف 8-20 من الجدول 2.

شكل 1. أعلى الصفحة: الملحوظة (الدوائر الحمراء) وأفضل رؤية للنموذج (المربعات الزرقاء) مقابل الترددات المكانية لنموذج الفلزية الشمسية. الوسط: التدفقات المرصودة (الدوائر الحمراء) والنموذج الأنسب (المربعات الزرقاء) التدفقات الضوئية مقابل الطول الموجي لنموذج الفلزية الشمسية. يظهر نموذج SED باللون الرمادي. الجزء السفلي: الغلاف الضوئي لأفضل نموذج مناسب لـ κ و A. تمثل النقاط السوداء شبكة من خطوط الطول وخطوط التلاحم على الجانب القريب من النموذج. تمثل الدوائر الزرقاء نصف قطر مناسب لكل رؤية فردية في اتجاه خط الأساس المناسب الذي تمت ملاحظته. يتم تكرار البيانات في اتجاه 180 درجة.

الجدول 2. نتائج النموذج

خصائص κ و أ
داخلي [M / H] +0.14 0.00 أ −0.14 −0.28
داخلي ض 0.0211 0.0153 0.0111 0.0080
خصائص منمذجة
نصف القطر الاستوائي صه (ص)
السرعة الاستوائية الخامسه (كم ث −1)
ميل نجمي أنا (°)
درجة الحرارة القطبية ، تيص (ك)
زاوية الموضع القطبي ψ (°)
خصائص مشتقة من Oblate Star Model
سواد الجاذبية ، β
معدل الدوران الزاوي ، ω
نصف القطر القطبي صص (ص)
متوسط ​​نصف القطر ، صمتوسط (ص) ب
متوسط ​​القطر الزاوي ، (ماس) ج
درجة الحرارة الاستوائية ، تيه (ك)
معدل الحرارة، تيمتوسط (ك) ب
الجاذبية السطحية القطبية (CGS)
متوسط ​​الجاذبية السطحية (cgs) ب
الجاذبية السطحية الاستوائية (CGS)
(كم ث −1)
اللمعان الكلي ، إلتوت ( )
اللمعان الظاهر إلبرنامج ( )
الرؤية 12.99 13.23 13.01 12.85
قياس الضوء χ 2 9.68 8.92 8.74 8.75
مجموع χ 2 22.67 22.15 21.75 21.60
خصائص مشتقة من نماذج MESA Evolution
العمر (Myr) أدناه ZAMS
كتلة (م) أدناه ZAMS
خصائص κ وب
تيإف(ك) د 2040 ± 60
كتلة (مجوب) غير متاح
خصائص النظام المعتمدة باستخدام [M / H] = 0.00
العمر (Myr)
كتلة من A (م)
كتلة ب (مي)

(أ) نعتمد نتائجنا النهائية النتائج المأخوذة من نماذج الفلزية الشمسية. (ب) تم حساب متوسط ​​الكميات المعروضة هنا عبر كامل سطح نجم النموذج. ج يُحدد متوسط ​​القطر الزاوي باستخدام متوسط ​​نصف القطر والمسافة. د من H13.

3.2 نماذج التطور النجمي

نأخذ متوسط ​​نصف القطر (صمتوسط) ، اللمعان البوليومتري الكلي (إلبول) ، وسرعة الدوران الاستوائي (الخامسه) الموضحة في الجدول 2 واستخدام نماذج تطور MESA (Paxton et al. 2011 ، 2013) لتحديد عمر وكتلة κ و A بمقارنة القيم المنمذجة بتنبؤات MESA لكتل ​​وأعمار ومعدلات دوران أولية معينة. تُستخدم نماذج MESA لأنها يمكن أن تمثل الدوران السريع لـ κ و A. تستند حالات عدم اليقين في الكتلة والعمر إلى أوجه عدم اليقين المنتشرة في الخصائص النجمية (J15).

أحد المصادر المنهجية لعدم اليقين التي يصعب تفسيرها في هذا التحليل هو فلزية نموذج التطور. هناك عدة أسباب للاشتباه في أن وفرة السطح تحت الشمسي κ و A (على سبيل المثال ، [M / H] = −0.32 ± 0.15 Wu et al. 2011) لا يتتبع وفرتها الداخلية. أولاً ، يُعتقد أن الوفرة السطحية للنجوم A و B داخل التجمعات السكانية متجانسة كيميائيًا تمتد على نطاق واسع. علاوة على ذلك ، هناك دليل على أن وفرة الغلاف الضوئي غير مرتبطة بالسرعة الدورانية المتوقعة (الخامس الخطيئة أنا) ، لتصبح مميزة تحت القطب (على سبيل المثال ، 0.30) عندما تتجاوز سرعات الدوران المتوقعة

150 كم / ثانية (على سبيل المثال ، Takeda & amp Sadakane 1997 Varenne & amp Monier 1999). وبالتالي ، هناك سبب للشك في أن وفرة الداخلية κ و A أكثر ثراءً بالمعادن مما لوحظ في الغلاف الضوئي الخاص به. أخيرًا ، كما أكد H13 ، لم ينتج المجرة مؤخرًا العديد من النجوم الفقيرة بالمعادن. لتقدير هذا ، فإننا ننظر في عينة من العناقيد المفتوحة بقياسات معدنية مجمعة في Chen et al. (2003). تحتوي هذه المجموعات البالغ عددها 77 على متوسط ​​معدني قدره 0.00 dex وانحراف معياري قدره 0.14 dex ، وتحتوي المجموعة الأكثر فقراً من المعادن فيما بينها على معادن −0.34 dex. بالنظر إلى هذه الاعتبارات ، نعتمد الفلزية الشمسية ([M / H] = 0.00 dex ، ض = 0.0153 ، كافاو وآخرون. 2011) من أجل κ و A مع عدم التيقن من 0.14 dex. ومع ذلك ، فإننا نعتبر أيضًا فلزية [M / H] = −0.28 dex كـ 2σ المتطرفة في تحليلنا. يوضح الشكل 2 متوسط ​​نصف القطر ودرجة الحرارة لـ κ ومغطاة بمسارات جماعية ومتوازيات زمنية من نماذج التطور MESA للفلزية الشمسية التي تم إقحامها لسرعة الدوران النموذجية.

الشكل 2. تُظهر الخطوط الصلبة التطور في نصف القطر ودرجة الحرارة الفعالة وفقًا لمسارات الكتلة لنماذج تطور MESA للكتل التي تتراوح من 2.7 إلى 3.1 م. الخطوط المتقطعة عبارة عن خطوط متوازنة توضح نصف قطر النجوم ودرجات الحرارة الفعالة مع هذا النطاق من الكتل في أعمار تتراوح من 7 إلى 200 Myr. تم حساب كل من مسارات الكتلة و isochrones للمعادن الشمسية وإقحامها لسرعة الدوران النموذجية للنجم.


كيف تحدد ما هي الأشياء المصوّرة مباشرة؟ - الفلك




أول تصوير مباشرة
أكد الكوكب
الدكتورة إميلي بالدوين
علم الفلك الآن
تاريخ النشر: 30 يونيو 2010

تم الإبلاغ لأول مرة في عام 2008 ، عن اكتشاف نظام كوكب خارج المجموعة الشمسية يدور حول نجم شبيه بالشمس عن طريق التصوير المباشر ، وقد تأكد أنه يستضيف ثمانية كوكب كتلته كوكب المشتري يدور حول نجمه على بعد 300 مرة من الأرض عن شمسنا.

تم تقديم أول صورة مباشرة لـ 1RXS J160929.1-210524 ورفيقته الثمانية في كتلة المشتري في سبتمبر 2008. أكدت ملاحظات المتابعة الآن الاكتشاف. الصورة: مرصد الجوزاء.

& # 8220 في عام 2008 ، ما كنا نعرفه على وجه اليقين هو أنه كان هناك هذا الجسم الكوكبي الشاب يجلس بجوار نجم شاب يشبه الشمس في السماء ، & # 8221 يقول David Lafreniere ، الذي أبلغ عن ملاحظة 1RXS J160929. نظام 1-210524 (1RXS 1609 للاختصار) منذ حوالي عامين. ولكن نظرًا للقرب النسبي من الكوكب والنجم ، كانت هناك حاجة إلى مزيد من الملاحظات لاستبعاد فرصة محاذاة الجسمين في السماء عن طريق الصدفة. & # 8220 ملاحظاتنا الجديدة تستبعد إمكانية اصطفاف هذه الفرصة ، وبالتالي تؤكد أن الكوكب والنجم مرتبطان ببعضهما البعض. & # 8221

جاء هذا الاكتشاف بفضل إعداد البصريات التكيفية عالية الدقة في مرصد الجوزاء ، والتي مكنت فريق Lafreniere من التقاط صور مباشرة وجمع أطياف النظام الذي أظهر ميزات الامتصاص بسبب بخار الماء وأول أكسيد الكربون والهيدروجين الجزيئي في الكوكب & # 8217s جو. & # 8220 في الماضي ، هذا يجعل بياناتنا الأولية هي أول طيف لكوكب خارجي مؤكد على الإطلاق! & # 8221 يقول لافرينيير.

صور جديدة لنظام IRXS 1609 باستخدام Gemini Near Infrared Imager (NIRI) مع نظام البصريات التكيفي Altair ، عند 3.05 ميكرون (يسار) و 3.8 ميكرون (يمين). الصورة: مرصد الجوزاء / AURA / David Lafreni & egravere (جامعة مونتريال) ، و Ray Jayawardhana (جامعة تورنتو) ، و Marten van Kerkwijk (جامعة تورنتو).

أكد التأكيد أيضًا أنه لا توجد كواكب أخرى ذات كتل تتراوح بين كتلة واحدة وثمانية كوكب المشتري في مدار أقرب من 1RXS 1609 بالنسبة للشمس. ستساعد الملاحظات الإضافية التي ستمتد خلال السنوات القليلة المقبلة علماء الفلك على معرفة المزيد عن مدار الكوكب ، وتفاعل الكوكب مع الشمس. يضيف المؤلف المشارك مارتين فان كيركويك Marten van Kerkwijk أنه على الرغم من أن أسرع فترة مدارية ممكنة للكوكب تزيد عن ألف عام ، فإن استخدام الأدوات في الجوزاء يجب أن ينتج سرعة دقيقة للكوكب بالنسبة لمضيفه. في المقابل ، سيسمح هذا لعلماء الفلك بتحديد ما إذا كان الكوكب يدور في مدار دائري ، مما قد يشير إلى أن الكوكب قد تشكل بعيدًا عن نجمه ، أو إذا كان له مدار غريب الأطوار ، مما قد يشير إلى أنه تشكل بالقرب من الشمس ولكنه كان كذلك منذ ذلك الحين تم طرده من خلال مواجهة قريبة مع كوكب آخر.

& # 8220 الموقع غير المحتمل لهذا العالم الغريب قد يخبرنا أن الطبيعة لديها أكثر من طريقة واحدة لصنع الكواكب ، & # 8221 يقول عضو الفريق راي جاياواردهانا. & # 8220 أو ، قد يكون هذا تلميحًا إلى شاب عنيف عندما تؤدي المواجهات القريبة بين كواكب حديثة الولادة إلى طرد بعض الأشقاء إلى المناطق النائية. & # 8221

على الرغم من موقعه البعيد ، فإن الكوكب يتمتع بدرجات حرارة تبلغ 1500 درجة مئوية ، إلا أن النجم المضيف تبلغ كتلته حوالي 85 بالمائة من كتلة شمسنا. يقول العلماء إن ارتفاع درجة حرارة الكوكب يمكن تفسيره بصغر سن النظام & # 8211 الذي يبلغ من العمر خمسة ملايين عام فقط. تقلص كوكب تم تشكيله مؤخرًا تحت تأثير الجاذبية الذاتية ، وسوف يشع حرارته بعيدًا في مليارات السنين ، ومن المرجح أن يبرد إلى درجة حرارة تشبه كوكب المشتري عند -110 درجة مئوية فقط.

سيتم نشر النتائج الكاملة في عدد قادم من مجلة الفيزياء الفلكية.


نظام متعدد الكواكب مصور مباشرة حول نجم شبيه بالشمس

في هذه المرحلة من البحث عن الكواكب خارج المجموعة الشمسية ، فإن الصور الفعلية لمقلعنا غير شائعة ، ولكنها قليلة أكثر من صورة اليوم ، التي تم إنشاؤها باستخدام التلسكوب الكبير جدًا التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي. يُعتبر هذا أول صورة يتم التقاطها على الإطلاق لنجم شاب يشبه الشمس مصحوبًا بكواكب متعددة ، في هذه الحالة اثنان من عمالقة الغاز. وأقصد الشباب: في عمر 17 مليون سنة ، أنتج هذا النجم كواكب مؤخرًا بما يكفي لجعل توهجها الساخن الصورة ممكنة.

صورة: أول صورة من أي وقت مضى لنظام متعدد الكواكب حول نجم يشبه الشمس. تشير الأسهم إلى الكواكب بينما الأشياء الساطعة الأخرى هي نجوم الخلفية. الائتمان: المرصد الأوروبي الجنوبي.

يقع النجم المضيف ، المعين TYC 8998-760-1 ، على بعد حوالي 300 سنة ضوئية في كوكبة موسكا الجنوبية (الذبابة) ، مع كتلة قريبة من كتلة الشمس ، الموصوفة في الورقة البحثية حول هذا العمل كنظير شمسي. يدور العملاقان الغازيان حول النجم عند 160 و 320 وحدة فلكية ، وكلاهما أكبر كتلة من كوكب المشتري وزحل ، حيث تبلغ كتلة الكوكب الداخلي 14 ضعف كتلة المشتري وكتلة الكوكب الخارجي ستة أضعاف كتلة المشتري. يشير شباب النظام إلى الشكل الذي ربما كان عليه نظامنا الشمسي في وقت مبكر من تكوينه. هل هاجرت عمالقة الغاز هذه إلى مواقعها الحالية ، أم أنها تشكلت في مكانها؟

تعتمد الإجابة على القيم المختلفة لانحرافات مداراتهم ، والتي يمكن للمؤلفين أن يغيروا في حساباتهم لإنتاج مدارات مستقرة على نطاقات زمنية تبلغ مليار سنة إذا كان الانحراف منخفضًا (مدارات شبه دائرية) ، ونظام فوضوي مع احتمال التفاعلات المستقبلية بين الكواكب إذا كان الانحراف مرتفعًا. سوف يستغرق الأمر المزيد من الملاحظات لإجراء المكالمة. يجب أن تكون الأنظمة الشابة مثل هذه مفيدة في تحليل كلا السيناريوهين حول النجوم الأخرى ، كما لاحظ المؤلفون ، مع الإشارة أيضًا إلى فرص المراقبة المستقبلية من الفضاء:

TYC 8998-760-1 هو نظام رئيسي لمزيد من الدراسة للخصائص الديناميكية والكيميائية لكوكبين عملاقين غازيين مترابطين جاذبيًا. ستعمل المراقبة المستمرة للقياس الفلكي على تقييد الحلول المدارية لكل من الرفيق وبالتالي تمكين اختبار سيناريوهات التكوين المحتملة. نظرًا للفصل الواسع بين كلا الرفيقين ، فإن التدفق الملوث من المرحلة الأولية لا يكاد يذكر ، لذلك يمكن الوصول بسهولة إلى التوصيف الطيفي بدقة عالية لتحديد فترات الدوران والوفرة الجزيئية في الغلاف الجوي للكواكب ... مراقبة التباين الضوئي متعدد الأطوال الموجية باستخدام المراصد الفضائية مثل حيث سيسهل HST و JWST & # 8230 دراسات الهياكل السحابية العمودية في رفقاء جوفيان. حتى التحليل الطيفي للأشعة تحت الحمراء المتوسطة باستخدام JWST / MIRI سيكون ممكنًا لتوفير أطياف معيارية لنماذج الغلاف الجوي النظرية للمرافقين الشباب شبه النجميين بأطوال موجية أطول من 5 ميكرون.

لقد رأينا تزايد عدد العوالم المصوَّرة بشكل مباشر بسبب أجهزة التصوير التي تستخدم البصريات التكيفية ، مثل Gemini Planet Imager (GPI) وأداة البحث عن الكواكب الخارجية الطيفية عالية التباين (SPHERE). الصورة أعلاه مأخوذة من SPHERE ، المركب على VLT في تشيلي ، والذي يعمل بأعلى تباين في الأطوال الموجية الضوئية والأشعة تحت الحمراء القريبة.

صورة: موقع TYC 8998-760-1 في كوكبة موسكا. الائتمان: ESO.

نظاما الكواكب الخارجية الأخرى الموجودة حاليًا في الكتالوج الخاص بنا مع اثنين أو أكثر من الكواكب المصوَّرة بشكل مباشر يشتمل كلاهما على نجوم مختلفة بشكل كبير عن الشمس. تم العثور على أحدهم في HR 8799 ، نجم عمره 30 مليون عام في فئة طيفية A5 ، مع أربعة كواكب عملاقة تدور بين 15 و 70 وحدة فلكية من مضيفها. الآخر ، في PDS 70 ، هو نجم من فئة K7 أصغر من ذلك ، ويقدر عمره بـ 5.4 مليون سنة واثنان من الكواكب الأولية المتزايدة داخل القرص المحيط.

الورقة البحثية هي Bohn et al. ، "اثنان من الكواكب العملاقة ذات المدار الواسع المصور مباشرة حول النجم الشمسي الصغير ، TYC 8998-760-1 ،" رسائل مجلة الفيزياء الفلكية المجلد 898 ، العدد 1 (22 يوليو 2020). الملخص.

التعليقات مغلقة على هذا الدخول.

عمل / إنجاز مذهل! لدي بضعة أسئلة:

1). نظرًا للانفصال المداري عن نجمهم الأساسي وعدم الكفاءة المعروفة لتراكم النواة عند هذه المسافات ، فقد يكون سيناريو التكوين الذي يتضمن ما يسمى "انهيار الجاذبية" أكثر احتمالًا من تراكم النواة (بافتراض أن هذه الكواكب لم تتشكل بالقرب منها ثم تهاجر إلى مواقعهم الحالية)؟

2). أحد الكواكب ضخم جدًا. هل من الممكن أن يكون

14 Mj "كوكب" هو في الواقع قزم بني صغير مقابل كوكب عملاق؟

3). كيف يمكن أن يختلف قلب كوكب عملاق يتكون من خلال تراكم النواة في خواصه الفيزيائية / الكيميائية عن كوكب عملاق يتكون من انهيار الجاذبية؟

قزم بني هذا الشاب سيكون أكثر سخونة ، أعتقد أنه لا يزال صهر الديوتيريوم.

صورة مذهلة! من النظرة الأولى ، ينجذب المرء إلى نجوم الخلفية على مسافة أبعد ، ولكن بعد ذلك يتم اكتشاف نجم شبيه بالشمس بنظام كوكبي مبني على هذا النطاق! قد تكون الملاحظة ضعيفة للغاية في هذه المرحلة ، مع الإشارة إلى أن الكواكب الداخلية هي الأكبر حجمًا ، وبحسب التعريف فهي ضمن عالم الأقزام البنية. هذه حالة اختبار تقريبًا للمناقشات التي أجريناها في مقالة سابقة. هل من المحتمل أن يكون الكوكب الداخلي قد اشتعل بالفعل من أجل اندماج الديوتيريوم؟ يشير اللون والسطوع إلى لمعان ودرجة حرارة أكثر بكثير من الجسم في الخارج. ستكون حرارة التكوين مهمة لكل من درجات حرارة التوازن عند مئات الوحدات الفلكية من المرحلة الابتدائية ستكون أقل من 35 كلفن ، مع الأخذ في الاعتبار بلوتو أو تريتون كتوضيح هنا. بالتفكير في المسافة التي تفصلهم عن المرحلة الابتدائية ، أتساءل عن نوع حملة قياس الفلك التي شاركت فيها؟
المدار في مثل هذه المسافات على بعد 100 فرسخ فلكي لا يحدث ملي فرسخ في أي فترة زمنية قصيرة. بعض دوبلر هناك؟

التذبذب والانحدار مقنعان بالمعنى الفكري ، ولكن لا يوجد شيء مثل التأثير الحشوي لصورة كوكب خارج المجموعة الشمسية.

لذا ، فإن عمالقة الغاز الأصغر سنا / الأكثر سخونة هم أسهل محاجر للأدوات الحالية في حين أن عمالقة الغاز الأقدم / الأكثر برودة لا يمكن اكتشافهم بعد عبر التلسكوبات الحالية. ومع ذلك ، هل هناك أي تلسكوبات أرضية مخططة لإطلاق الضوء الأول في عشرينيات القرن الحادي والعشرين يمكنها تصوير نسخة نظام نجمي آخر من كوكب المشتري وزحل عند 50-100 سنة ضوئية ، على سبيل المثال؟

هذا هو التلسكوب المطلوب لاستكشاف كواكب الصور وتوجيهها إلى أكثر من 40 سنة ضوئية. سيخبرنا التلسكوب الذي يبلغ طوله 15 مترًا في الفضاء ما إذا كانت الحياة موجودة خارج الأرض وقد تجد بصمات تقنية على الكواكب القريبة! حان الوقت للدفع من أجل هذا المشروع ، التكنولوجيا في متناول اليد بالفعل وفرق ناسا / وكالة الفضاء الأوروبية متاحة بالفعل ، نحتاج إلى بدء حملة لتمويل هذا التلسكوب.

التقرير النهائي لدراسة مفهوم مهمة LUVOIR.
https://arxiv.org/abs/1912.06219

هذا بعيد قليلاً عن الموضوع ولكنه قراءة جيدة جدًا وقد يتعلق بالنظر في الأشعة تحت الحمراء لنطاقات الأشعة السينية و Dysonian SETI لـ ET.

تعد قابلية استيطان الأقزام M مشكلة بالنسبة لمعيار SETI التقليدي.

“We consider some implications of the much-discussed circumstellar habitable zones around M-dwarf stars for the conventionally understood radio SETI. We argue that the flaring nature of these stars would further adversely impact local development of radio communication and that, therefore, their circumstellar habitable zones should be preferentially studied by other methods. This is a clear example how diversity of astrobiological habitats is introducing contingency into the cultural evolution, thus undermining the universality of cultural convergence as one of the major premises of the traditional SETI. This is yet another example of how specifics of the physical environment strongly shape cultural evolution taken in the broadest, most inclusive sense.”
https://arxiv.org/abs/2007.12645

My own thoughts on this subject is that we look at communications in the sense of how much data can be sent and received when long lived alien cultures may look at long low level communications over years for a message. Think giant whales singing their long deep songs thru the huge big oceans or tortuously long Vogon poetry!

On a similar subject, here’s an interesting preprint that showed up on the arXiv this week:

DH Tau B has a projected separation of

330 AU from its host star and has a mass estimate close to the deuterium-burning limit. The companion (if it exists) would be a

It seems like over the years there have brown dwarf “planets” directly observed in orbit about visible main sequence stars.

For Beta Pictoris b, the data obtained in 2003 took another 5 years for determination of a lower boundary brown dwarf. That was also preceded by the 1997 image of GL-229 b. It sticks in my memory on account of a conference that year where it was discussed. But the six
Jupiter mass outside orbiter – if the mass assessment remains that’ s observation of a planet – perpendicular to the orbital plane.

Just like with paintings in a museum, looking at the tints of those two bodies suggests something like what you might experience looking at Jupiter with a backyard telescope – but yet it is not. Those disks simply can’t be resolved any tighter. After all, brown dwarfs and Jupiters are roughly the size of Jupiter and these objects are more than a hundred AUs from their prime. But saying that, and these objects are very young, could they be distended due to their significant internal heat?


Title: MAPPING DIRECTLY IMAGED GIANT EXOPLANETS

With the increasing number of directly imaged giant exoplanets, the current atmosphere models are often not capable of fully explaining the spectra and luminosity of the sources. A particularly challenging component of the atmosphere models is the formation and properties of condensate cloud layers, which fundamentally impact the energetics, opacity, and evolution of the planets. Here we present a suite of techniques that can be used to estimate the level of rotational modulations these planets may show. We propose that the time-resolved observations of such periodic photometric and spectroscopic variations of extrasolar planets due to their rotation can be used as a powerful tool to probe the heterogeneity of their optical surfaces. In this paper, we develop simulations to explore the capabilities of current and next-generation ground- and space-based instruments for this technique. We address and discuss the following questions: (1) what planet properties can be deduced from the light curve and/or spectra, and in particular can we determine rotation periods, spot coverage, spot colors, and spot spectra? (2) what is the optimal configuration of instrument/wavelength/temporal sampling required for these measurements? and (3) can principal component analysis be used to invert the light curve and deduce the surface map ofmore » the planet? Our simulations describe the expected spectral differences between homogeneous (clear or cloudy) and patchy atmospheres, outline the significance of the dominant absorption features of HO ، CH, and CO, and provide a method to distinguish these two types of atmospheres. Assuming surfaces with and without clouds for most currently imaged planets the current models predict the largest variations in the J band. Simulated photometry from current and future instruments is used to estimate the level of detectable photometric variations. We conclude that future instruments will be able to recover not only the rotation periods, cloud cover, cloud colors, and spectra but even cloud evolution. We also show that a longitudinal map of the planet's atmosphere can be deduced from its disk-integrated light curves. وقوو أقل


Components of a microscope

A microscope is a simple magnifier. Several components lend it the ability to magnify.

The two major parts of a microscope are- Objective and Eyepiece. For better understanding, let’s throw some light on each.

Microscope Objective

The objective of a microscope is the most complex component of the system. Without the objective, magnification remains redundant.

Objectives offer magnifications ranging in between 2X to 200X. They come as two variants- the Refractive type and the Reflective type.

Both reflective and refractive objectives into two categories. The finite conjugate and the infinite conjugate are further classifications.

Since our goal is magnification, let’s discuss a bit more about traditional Objectives.

Refractive objectives

Refractive objectives are most commonly used in a microscope. The light passing through is bent or refracted.

Each optical element has an anti-reflection coating. This eliminates back reflection and improves output. Refractive objectives are of use in machines requiring extreme resolution.

Reflective Objectives

Reflective objectives use a mirror-based design. They are equipped with primary and secondary systems. Both the mirror systems enhance the magnification.

Metallic surfaces reflect light, whereas glass surfaces don’t. In line with this principle, reflective objectives don’t cause aberrations. This is not entirely true for reflective type objectives.

Microscope Eyepiece

Eyepieces play an essential role in a microscope. Traditionally eyepieces were the only channel for viewing the image.

A microscope’s eyepiece consists of a field and eye lens. Modern designs on eyepieces have enabled a better field of vision.

Image Quality and the Lenses

Microscope lenses differ primarily in terms of quality. The quality of the glass used, and the shapes are the factors affecting image quality.

If the lens is not correctly aligned it will affect the magnification. All these factors are essential for maintaining image integrity.


How to determine what directly imaged objects are? - الفلك

Context. Radial velocity and transit methods are effective for the study of short orbital period exoplanets but they hardly probe objects at large separations for which direct imaging can be used.
Aims: We carried out the international deep planet survey of 292 young nearby stars to search for giant exoplanets and determine their frequency.
Methods: We developed a pipeline for a uniform processing of all the data that we have recorded with NIRC2/Keck II, NIRI/Gemini North, NICI/Gemini South, and NACO/VLT for 14 yr. The pipeline first applies cosmetic corrections and then reduces the speckle intensity to enhance the contrast in the images.
Results: The main result of the international deep planet survey is the discovery of the HR 8799 exoplanets. We also detected 59 visual multiple systems including 16 new binary stars and 2 new triple stellar systems, as well as 2279 point-like sources. We used Monte Carlo simulations and the Bayesian theorem to determine that 1.05 +2.80 -0.70 % of stars harbor at least one giant planet between 0.5 and 14 M J and between 20 and 300 AU. This result is obtained assuming uniform distributions of planet masses and semi-major axes. If we consider power law distributions as measured for close-in planets instead, the derived frequency is 2.30 +5.95 -1.55 %, recalling the strong impact of assumptions on Monte Carlo output distributions. We also find no evidence that the derived frequency depends on the mass of the hosting star, whereas it does for close-in planets. Conclusions: The international deep planet survey provides a database of confirmed background sources that may be useful for other exoplanet direct imaging surveys. It also puts new constraints on the number of stars with at least one giant planet reducing by a factor of two the frequencies derived by almost all previous works.


شاهد الفيديو: أشياء خارقة للطبيعة حدثت على الهواء مباشرة. صدمت المشاهدين!! (كانون الثاني 2023).