mitä Jupiterille tapahtuu, kun aurinko kuolee?

Title: A Jovian analogic orbiting a white dwarf star

Authors: J. W. Blackman, J. P. Beaulieu, D. P. Bennett, C. Danielski, C. Alard, A. A. Cole, A. Vandorou, C. Ranc, S. K. Terry, A. Bhattacharya, I. Bond, E. Bachelet, D. Veras, N. Koshimoto, V. Batista & J. B. Marquette

first author ’ s institution: School of Natural Sciences, University of Tasmania, Hobart, Australia

Status: Julkaistu Nature

Oletko koskaan miettinyt maapallon kohtaloa? Ihmiset ovat olleet olemassa vain murto-osan maapallon elinajasta sen muodostuttua. Vaikka emme voikaan ennustaa, mitä maan pinnalla tapahtuu, planeetta kokonaisuudessaan selviää todennäköisesti miljardien vuosien päähän tulevaisuuteen. Maan kohtalo riippuu auringon kohtalosta, mikä tuo meidät tähtien evoluution tutkimiseen. Pääjaksovaiheessaan aurinko fuusioi ytimessään vetyä heliumiksi. Kun vety loppuu, auringosta tulee punainen jättiläinen. Sen ydin supistuu painovoiman vaikutuksesta ja uloimmat kerrokset laajenevat Merkuriuksen kiertoradan ohi. Aurinko nielaisee maan hyvin todennäköisesti noin 8 miljardin vuoden kuluttua. Lopulta aurinko karistaa uloimmat kerroksensa ja jäljelle jäävä ydin on valkoinen kääpiö, mutta maa olisi silloin jo kaukana. On hieman surullista ajatella, että planeettamme ei selviä ikääntyvästä auringosta, mutta entä muut planeetat kauempana aurinkokunnassa? Entä Jupiter tai sen ulkopuoliset planeetat?

koska emme voi pikakelata auringon evoluutiota eteenpäin, voimme etsiä muita planeettoja muiden elämänsä loppuvaiheessa olevien tähtien ympäriltä. Jos on eksoplaneettoja, jotka kiertävät punaista jättiläistä tai valkoista kääpiötä, se antaa meille kurkistuksen omaan tulevaisuuteemme.

Miten löytää planeettoja, joiden mikrolinssi on

kolme suosituinta menetelmää eksoplaneettojen havaitsemiseksi ovat säteisnopeus, transitio ja suora kuvantaminen. Kahdella ensimmäisellä menetelmällä tähtitieteilijät etsivät planeetan aiheuttamaa jaksollista vaihtelua emotähden nopeudessa tai kirkkaudessa. Vaikutus on huomattavampi, jos planeetat ovat suurempia, massiivisempia ja jos ne kiertävät lähempänä emotähteään. Suora kuvantamismenetelmä toimii parhaiten silloin, kun planeetta on suuri ja kiertää hyvin kaukana emotähdestä. Nämä havaintoharhat eivät ole ihanteellisia, kun haluamme löytää planeettajärjestelmiä kuten omamme. Tästä syystä tämän päivän lehden kirjoittajat kääntyvät gravitaatiomikrolensaatioon.

mikrolinssitekniikka havaitsee taustatähden suurenemisen sen edessä kulkevan lensing-kappaleen painovoiman vuoksi (katso tästä astrobiitista eksoplaneettatutkimus tällä tekniikalla). Kun yksi tähti (linssi) kulkee toisen (lähteen) edessä, gravitaatiolinssi vahvistaa lähteestä tulevaa valoa. Jos linssitähteä kiertää planeetta, ja planeetta sijaitsee lähellä tähden Einstein-rengasta, sen painovoima aiheuttaa ylimääräisen piikin lähteestä mitattuun intensiteettiin.

Lensing-tapahtumat ovat harvinaisia, mutta niiden esiintyminen on vähemmän riippuvainen planeetan ominaisuuksista, minkä vuoksi eksoplaneettojen populaatioista on puolueettomampi luotain. Lisäksi lensing-tekniikka on herkkä maan kaltaisille planeetoille viileiden tähtien ympärillä. Tämä oli ensimmäinen menetelmä, jolla pystyttiin havaitsemaan Maan kaltaista massaa olevia planeettoja tavallisten pääsarjatähtien ympäriltä.

planeetta, jolla on puuttuva isäntä

päivän lehden kirjoittajat havaitsivat planeetan mikrolinssillä, mutta he eivät havainneet valoa pääsarjan tähti-isännästä. Kyseinen mikrolensaatiotapahtuma, MOA-2010-BLG-477Lb, löydettiin Astrophysics Collaborationin Microlensing Observations-tutkimuksessa vuonna 2010. Tutkijat sovittivat mikrolinssivalokäyrään malleja olettaen, että emotähti on pääsarjatähti ja havaitsivat, että paras istuvuus on 0,15-0,93 Auringon massaa. Parhaiten sopiva ratkaisu on myös 0,5-2,1 Jupiterin massainen planeetta. Kun otetaan huomioon arviot linssitähden oikeasta liikkeestä, ryhmä pystyi ennustamaan, missä se liikkuisi suhteessa lähdetähteen mikrolinssitapahtuman jälkeen. He käyttivät Keck II-teleskooppia seurantakuvien saamiseksi, jotka on esitetty kuvassa 2. C-paneelin ääriviivat näyttävät mahdollisen pääjuontajan odotetun sijainnin, mutta tähteä ei löydy! Jos pääjaksotähteä ei ole havaittu, mutta tähden massa tiedetään, mikä isäntä voisi mahdollisesti olla?

isäntä voi olla vain valkoinen kääpiö

lensing-analyysi rajoittaa linssitähden ennustettua kirkkautta, joka riippuu tuntemattomasta linssien etäisyydestä. Kuva. 3 osoittaa, että tapahtuman mahdollisten pääjaksolinssien valikoima olisi kaikki kirkkaampi kuin Keck-tunnistusraja. Koska tällaista tähteä ei havaita, linssi ei voi olla pääsarjatähti. Linssitähti ei myöskään voi olla ruskea kääpiö, koska linssistö on vähintään 0,15 Auringon massaa. Samoin massan yläraja 0,78 Auringon massaa sulkee pois neutronitähdet ja mustat aukot emotähtinä. Koska pääsarjan tähdet, ruskeat kääpiöt, neutronitähdet ja mustat aukot on suljettu pois, kirjoittajat päättelevät, että linssin täytyy olla valkoinen kääpiö.

mitä tämä tarkoittaa?

pääsarjan tähdet kuten Aurinkomme kehittyvät rajusti valkoisiksi kääpiöiksi. Maapallomme ei todennäköisesti selviä auringon punaisesta jättiläisvaiheesta, mutta simulaatiot ennustavat Jupiterin kaltaisilla radoilla olevien planeettojen selviävän. Tämä järjestelmä on ensimmäinen havaittu Jupiter analoginen kiertää valkoista kääpiötä, todiste siitä, että planeetat ympärillä valkoiset kääpiöt voivat selviytyä jättiläinen vaiheet isäntänsä evoluution. Tämä systeemi edustaa auringon ja Jupiterin mahdollista loppuvaihetta omassa aurinkokunnassamme.

Astrobite edited by Macy Huston

Featured image credit: J. W. Blackman