Astronomie

Warum kann unsere Sonne kein Doppelstern mit Jupiter als T- oder Y-Zwerg sein?

Warum kann unsere Sonne kein Doppelstern mit Jupiter als T- oder Y-Zwerg sein?


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Ich habe gerade von Braunen Zwergen erfahren, sie sind "gescheiterte" Sterne, sie haben die stellare Massenmarke nur knapp verfehlt. Ich habe gelernt, dass Y-Zwerge eine Temperatur von nur 80 Fahrenheit haben (der erste vom WISE-Observatorium gefundene). Warum werden diese nicht als jupiterähnliche Planeten ohne Wirtsstern bezeichnet? Warum nennen wir sie einen Stern und geben ihnen eine eigene Kategorie (T oder Y)?

Angenommen, es geht den T- und Y-Zwergen gut, lassen wir sie in Ruhe. Aber warum kann Jupiter kein Y-Zwerg sein, der in der binären Beziehung zur Sonne steht? Das Baryzentrum von Sun-Jupiter befindet sich direkt außerhalb der Sonne, wir könnten sie in einer Umlaufbahn zueinander nennen, richtig?


Aber warum kann Jupiter kein Y-Zwerg sein, der in der binären Beziehung zur Sonne steht?

Dafür gibt es zwei Gründe: Einer ist, dass Jupiter zu klein ist, um jemals eine Fusion durchgemacht zu haben. Um sich als Brauner Zwerg zu qualifizieren, muss ein Objekt groß genug sein, um in seinem Kern eine Deuteriumfusion durchlaufen zu haben. Dies erfordert eine Masse von mindestens 13 Jupitermassen. Der andere ist, dass Jupiter eher durch Planetenbildungsmechanismen als durch Gravitationskollaps gebildet wurde.

Es gibt Debatten darüber, wie man Objekte mit weniger als 13 Jupitermassen nennt, die durch den Gravitationskollaps entstanden sind. Sind diese subbraunen Zwerge oder frei schwebende Gasriesen, und spielt das überhaupt eine Rolle? Es gibt auch Debatten darüber, wie man Objekte über 13 Jupitermassen nennt, die durch Planetenbildungsmechanismen im Gegensatz zu einem gravitativen Kollaps entstanden sind. Sind das Braune Zwerge oder Hyperplaneten, und noch einmal, spielt das überhaupt eine Rolle?

Jupiter ist jedenfalls kein Brauner Zwerg.


Ein seltener Fund: Ein verdunkelnder binärer Brauner Zwerg in einem Dreifach-Braun-Zwerg-System

Eine der schwierigeren Aufgaben in der Astronomie besteht darin, genaue physikalische Messungen von Sternen zu erhalten. Die grundlegendsten Eigenschaften eines Sterns sind seine Masse, sein Radius und sein Alter – diese sagen viel über sein Verhalten und seine Funktionsweise aus. Einige davon können wir anhand anderer Eigenschaften bestimmen, zum Beispiel ist die Temperatur eines Sterns im Allgemeinen direkt messbar, indem man ein Spektrum davon nimmt, und bei Sternen wie der Sonne hängt die Temperatur von der Masse ab (massereichere Sterne sind heißer). Es ist also möglich, einige davon herauszufinden.

Aber wir verlassen uns sehr auf Modelle, um dies zu tun. Wir verstehen die Physik der Funktionsweise von Sternen und können das Alter anhand verschiedener Eigenschaften bestimmen. Das Problem ist, dass wir nicht immer wissen können, ob wir die richtige Physik haben! Der beste Weg, diese drei grundlegenden Eigenschaften zu erhalten, besteht also darin, sie direkt zu beobachten.

Aber das ist hart! Es ist schwierig, wenn nicht unmöglich, die Masse eines einzelnen Sterns allein im Weltraum zu erhalten. Gleiches gilt für seinen Radius.

Trotzdem ist die Natur manchmal großzügig. Wenn sich zwei Sterne umkreisen, hängt ihre Umlaufbahn auf sehr einfache Weise von ihrer Schwerkraft ab, und wir können auf diese Weise ihre kombinierten Massen bestimmen. Und wenn wir diese Umlaufbahn von der Kante her sehen, dann passiert jede halbe Umlaufbahn ein Stern aus unserer Sicht direkt vor dem anderen, erzeugt Finsternisse, und daraus können die Radien der Sterne gefunden werden.

All dies ist für Braune Zwerge noch schwieriger, Objekte, die massereicher sind als Planeten, aber weniger als Sterne. Sie haben nicht genug Masse, um die Kernfusion in ihren Kernen zu zünden, wodurch sie sich von echten Sternen wie der Sonne unterscheiden. Diese Graubereichsobjekte haben seltsame Eigenschaften, die es schwieriger machen, sie zu studieren, zum Beispiel sind sie viel schwächer als Sterne, daher ist es schwierig, gute Daten über sie zu erhalten. Selbst wenn wir ein Paar finden, das sich umkreist, kann es schwierig sein, viel über sie herauszufinden.

Und deshalb ist das neu entdeckte System 2M1510 so wichtig: Es hat nicht nur ein Paar Brauner Zwerge, die sich gegenseitig umkreisen, sondern es gibt auch eine Sonnenfinsternis auf jeder Umlaufbahn! Sobald Astronomen wussten, was sie hatten, stürzten sie sich darauf.

2M1510 (Pfeil) ist ein Dreifach-Braun-Zwerg-System, das selbst in diesem Infrarot-Übersichtsbild schwach ist. Bildnachweis: ALADIN / 2MASS

2M1510 wurde erstmals in einer Infrarot-Durchmusterung des Himmels namens 2MASS (der 2-Mikron-All-Sky-Durchmusterung) gefunden, bei der es sich um zwei separate schwache Objekte mit leicht ungleicher Helligkeit handelte. Die europäische weltraumgestützte Untersuchung von Gaia ergab, dass 2M1510 etwa 120 Lichtjahre von der Erde entfernt ist, was bedeutet, dass die beiden Komponenten 37 Milliarden km voneinander entfernt sind, aber immer noch nah genug beieinander liegen, um ein Doppelstern zu sein.

Zuerst dachte man, es wären Sterne mit sehr geringer Masse, wie die Sonne, aber viel dunkler und kühler. Aber ihre Bewegung durch den Weltraum deutete darauf hin, dass sie Teil eines losen Sternhaufens waren, der Argus Association genannt wurde. Dies war eine kritische Entdeckung, denn diese Sterne in der Assoziation sind sehr jung, etwa 45 Millionen Jahre alt. Wenn ein Star jung ist, ist es sehr heiß, und das macht ihn aus aussehen wie ein massereicherer Stern, als er wirklich ist. Als Astronomen das Alter der Sterne berechneten, erkannten sie, dass 2M1510 aus zwei Braunen Zwergen bestehen muss und nicht aus echten Sternen.

Aber das wird besser. Ein Team von Astronomen nutzte ein Observatorium namens SPECULOOS (ein schreckliches Akronym für Search for habitable Planets Eclipsing ULtra-cOOl Stars), eine Sammlung von vier 1-Meter-Teleskopen in Chile, um das System zu beobachten. Sie fanden heraus, dass die etwas hellere Komponente des Systems, 2M1510A, war selbst ein binäres aus zwei braunen zwergen. Dies konnten sie auch mit dem Keck-Teleskop auf Hawaii bestätigen, wo Spektren die Bewegung der beiden Sterne umeinander zeigten.

Dies machte 2M1510 a verdreifachen Brauner-Zwerg-System, bei dem sich zwei in einem Doppelstern umkreisen und das dritte, 2M1510B, weiter draußen umkreist. Dies wird als hierarchisches Tripelsystem bezeichnet. Cool.

Links: Während der Sonnenfinsternis blockiert der primäre Braune Zwerg etwa 4% des Lichts des sekundären Braunen Zwergs. Rechts: Während sich die beiden umeinander drehen, scheinen sie sich mit maximal etwa 18 km/s auf uns zu und von uns weg zu bewegen, wodurch ihre Massen und die Form ihrer Umlaufbahn preisgegeben werden. Quelle: Triaud et al.

Und das wird noch besser. Die beiden Braunen Zwerge im Doppelstern befinden sich in einer sehr engen Umlaufbahn und brauchen nur 21 Tage, um sich zu umrunden. Die Umlaufbahn ist leicht elliptisch und beträgt etwa 19 Millionen Kilometer entlang ihrer Längsachse, sodass die beiden sehr nahe beieinander liegen (die Erde umkreist die Sonne zum Vergleich 150 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt). Durch die Aufnahme von Spektren und sorgfältige Beobachtung können die Massen der beiden Objekte gefunden werden, und sie sind tatsächlich winzig: Das eine hat die 0,038-fache Masse der Sonne (oder, wenn Sie es vorziehen, das 40-fache der Masse des Jupiter) und das andere ist das 0,0375-fache der Sonnenmasse (39,3 Jupiter). Dies macht sie sehr dicht in der Masse.

Einmal pro Umlauf bewegt sich der etwas massereichere (genannt Primär, in diesem Fall speziell 2M1510Aa) zwischen uns und der etwas weniger massiven (genannt der Sekundär, 2M1510Ab). Es ist eine streifende Sonnenfinsternis – wie eine partielle Sonnenfinsternis –, bei der sie 90 Minuten lang 4% des Sterns blockiert. Das ist nicht ideal, reicht aber aus, um die kombinierten Radien der beiden Braunen Zwerge zu erhalten: 0,315-facher Sonnenradius oder 3,15-facher Jupiterradius. Da sie fast genau die gleiche Masse haben, kann man davon ausgehen, dass sie den gleichen Radius haben, was sie jeweils etwa 1,57 mal so groß wie Jupiter macht.

Das klingt ungefähr richtig. Braune Zwerge sind seltsam, sobald Sie ein Objekt von der Masse des Jupiter erhalten. Wenn Masse hinzukommt, erhöht sich seine Dichte, sodass es tatsächlich kleiner und nicht größer wird. In diesem Fall sind diese Objekte von ihrer Entstehung immer noch sehr heiß, und die übrige Wärme bläst sie auf, sodass sie viel massiver als Jupiter sein können, aber nur ein bisschen größer. Seltsamerweise macht das sie äußerst dicht, fast doppelt so dicht wie Eisen!

Wie gesagt, Braune Zwerge sind komisch.

Kunstwerk, das ein binäres Brauner Zwergsystem darstellt. Bildnachweis: Janella Williams, Penn State University

Aber das Schöne an all dem ist, dass es uns wirklich hilft, diese seltsamen Objekte zu verstehen. Es ist nur ein anderes verdunkelndes binäres braunes System bekannt, aber es ist viel jünger (ungefähr eine Million Jahre), so dass es immer noch von den Launen der Jugend beeinflusst wird (starke Magnetfelder, Material, das immer noch auf die Objekte fällt usw.). 2M1510 ist älter und besser etabliert und hat weniger wahrscheinlich äußere Auswirkungen, die die Dinge vermasseln. Es wird ein neuer Maßstab für Braune Zwerge werden, der es Astronomen ermöglicht, ihre Modelle zu testen, wie sie sich bilden und sich entwickeln – und tatsächlich geht das Papier ein wenig darauf ein und zeigt, wie die Modelle bei einigen Dingen gut abschneiden, aber zum Beispiel überschätzen die Helligkeit der Braunen Zwerge um etwa 50 %. Das wiederum kann dazu führen, dass die Massenschätzungen falsch sind – und das ist kritisch wenn ein Brauner Zwerg nahe der Massengrenze ist, um ein Stern zu werden. Wenn Sie die Masse überschätzen, könnten Sie denken, dass es ein Stern sein sollte (massiv genug, um Wasserstoff in Helium in seinem Kern zu verschmelzen), wenn dies nicht der Fall ist.


Könnte Jupiter ein Stern werden?

Die Galileo-Raumsonde der NASA erreichte Jupiter am 7. Dezember 1995 und untersuchte den Riesenplaneten fast 8 Jahre lang. Es sendete eine enorme Menge wissenschaftlicher Informationen zurück, die unser Verständnis des Jupitersystems revolutionierten. Am Ende seiner Mission war Galileo erschöpft. Instrumente versagten und Wissenschaftler machten sich Sorgen, dass sie in Zukunft nicht mehr mit dem Raumschiff kommunizieren könnten. Wenn sie den Kontakt verloren, würde Galileo weiterhin den Jupiter umkreisen und möglicherweise auf einen seiner eisigen Monde stürzen.

Galileo würde sicherlich Erdbakterien an Bord haben, die die unberührte Umgebung der Jupitermonde kontaminieren könnten, und so entschied die NASA, dass es am besten wäre, Galileo auf Jupiter zu stürzen, um das Risiko vollständig zu beseitigen. Obwohl sich alle in der wissenschaftlichen Gemeinschaft sicher waren, dass dies die sichere und weise Vorgehensweise war, gab es eine kleine Gruppe von Leuten, die befürchteten, dass der Absturz von Galileo auf Jupiter mit seinem thermischen Plutonium-Reaktor eine Kaskadenreaktion auslösen könnte, die Jupiter in Sekundenschnelle entzünden würde Stern im Sonnensystem.

Wasserstoffbomben werden durch detonierendes Plutonium gezündet, und Jupiter hat viel Wasserstoff. Da wir keinen zweiten Stern haben, werden Sie froh sein zu wissen, dass dies nicht passiert ist. Könnte es passiert sein? Könnte es jemals passieren? Die Antwort ist natürlich eine Reihe von Neins. Nein, es kann nicht passiert sein. Es kann auf keinen Fall passieren ... oder doch?

Jupiter besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, um ihn in einen riesigen Feuerball zu verwandeln, benötigen Sie Sauerstoff, um ihn zu verbrennen. Wasser sagt uns, was das Rezept ist. Es gibt zwei Atome Wasserstoff zu einem Atom Sauerstoff. Wenn Sie die beiden Elemente in diesen Mengen zusammenbringen können, erhalten Sie Wasser.

Mit anderen Worten, wenn Sie Jupiter mit der Hälfte mehr Sauerstoff von Jupiter umgeben könnten, erhalten Sie einen Jupiter plus einen halbgroßen Feuerball. Es würde sich in Wasser verwandeln und Energie freisetzen. Aber so viel Sauerstoff ist nicht praktisch, und obwohl es ein riesiger Feuerball ist, ist das sowieso kein Star. Tatsächlich „brennen“ Sterne überhaupt nicht, zumindest nicht im Sinne der Verbrennung.

Jupiter, aufgenommen von Michael Phillips am 25. Juli 2009.

Unsere Sonne produziert ihre Energie durch Fusion. Die enorme Schwerkraft komprimiert Wasserstoff so weit, dass hoher Druck und hohe Temperaturen Wasserstoffatome in Helium quetschen. Dies ist eine Fusionsreaktion. Es erzeugt überschüssige Energie, und so ist die Sonne hell. Und die einzige Möglichkeit, eine solche Reaktion zu erzielen, besteht darin, eine riesige Menge Wasserstoff zusammenzubringen. Tatsächlich ... Sie benötigen Wasserstoff im Wert eines Sterns. Jupiter ist tausendmal weniger massiv als die Sonne. Tausendmal weniger massiv. Mit anderen Worten, wenn Sie 1000 Jupiter zusammen zum Absturz bringen würden, hätten wir eine zweite echte Sonne in unserem Sonnensystem.

Aber die Sonne ist nicht der kleinste mögliche Stern, den man haben kann. In der Tat, wenn Sie etwa 7,5% der Masse des gesammelten Wasserstoffs der Sonne haben, erhalten Sie einen Roten Zwergstern. Der kleinste Rote Zwergstern hat also immer noch etwa die 80-fache Masse des Jupiter. Sie kennen den Bohrer, finden 79 weitere Jupiter, stürzen sie in Jupiter, und wir hätten einen zweiten Stern im Sonnensystem.

Es gibt ein anderes Objekt, das weniger massiv ist als ein Roter Zwerg, aber immer noch eine Art Stern ist: ein Brauner Zwerg. Dies ist ein Objekt, das nicht massiv genug ist, um sich bei einer echten Fusion zu entzünden, aber es ist immer noch massiv genug, dass Deuterium, eine Variante von Wasserstoff, fusioniert. Sie können einen Braunen Zwerg mit nur der 13-fachen Masse des Jupiter bekommen. Das ist doch nicht so schwer, oder? 13 weitere Jupiter finden, sie auf den Planeten stürzen?

Wie mit Galileo gezeigt wurde, ist die Zündung von Jupiter oder seinem Wasserstoff keine einfache Sache.
Wir werden keinen zweiten Stern bekommen, es sei denn, es gibt eine Reihe katastrophaler Kollisionen im Sonnensystem.
Und wenn das passiert, werden wir andere Probleme haben.


Warum kann unsere Sonne kein Doppelstern mit Jupiter als T- oder Y-Zwerg sein? - Astronomie

Ich bin Lehrerin in einer Kindertagesstätte. Jede Woche haben wir ein Thema für unser Programm. Letzte Woche waren es die Sterne am Himmel. Dieser kleine Junge fragte mich: "Warum leuchten Sterne nachts und nicht tagsüber?" Ich wusste nicht, was ich antworten sollte, also könnt ihr mir vielleicht helfen, diese Frage für den kleinen Jungen zu beantworten.

Sterne leuchten tagsüber, aber wir können sie wegen des grellen Sonnenlichts nicht sehen. Wenn die Sonne aufgeht, wird die blaue Farbe des Sonnenlichts über die gesamte Atmosphäre gestreut und verleiht dem Himmel die vertraute leuchtend blaue Farbe. Dieses blaue Licht ist viel heller als das schwache Licht der Sterne, sodass wir sie nicht sehen können.

Wenn Sie zum Beispiel auf dem Mond stehen würden, wo es keine Atmosphäre gibt, würden Sie die Sterne Tag und Nacht sehen.

Diese Seite wurde am 27. Juni 2015 aktualisiert

Über den Autor

Dave Kornreich

Dave war der Gründer von Ask an Astronomer. 2001 promovierte er an der Cornell University und ist heute Assistenzprofessor am Department of Physics and Physical Science der Humboldt State University in Kalifornien. Dort betreibt er seine eigene Version von Ask the Astronomer. Er hilft uns auch bei der ein oder anderen kosmologischen Frage.


Discovery erweitert Suche nach erdähnlichen Planeten: Neu entdeckte gefrorene Weltbahnen in einem Doppelsternsystem

Ein neu entdeckter Planet in einem Doppelsternsystem, das sich 3.000 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet, erweitert die Vorstellungen der Astronomen darüber, wo erdähnliche – und sogar potenziell bewohnbare – Planeten entstehen können und wie man sie findet.

Mit der doppelten Masse der Erde umkreist der Planet einen der Sterne im Doppelsternsystem in fast genau der gleichen Entfernung, von der die Erde die Sonne umkreist. Da der Wirtsstern des Planeten jedoch viel dunkler ist als die Sonne, ist der Planet viel kälter als die Erde – tatsächlich ein wenig kälter als Jupiters eisiger Mond Europa.

Vier internationale Forschungsteams unter der Leitung von Professor Andrew Gould von der Ohio State University veröffentlichten ihre Entdeckung in der Ausgabe der Zeitschrift vom 4. Juli July Wissenschaft.

Die Studie liefert den ersten Beweis dafür, dass sich terrestrische Planeten in erdähnlichen Umlaufbahnen bilden können, selbst in einem Doppelsternsystem, in dem die Sterne nicht sehr weit voneinander entfernt sind. Obwohl dieser Planet selbst zu kalt ist, um bewohnbar zu sein, würde sich derselbe Planet, der in einem solchen Doppelsternsystem einen sonnenähnlichen Stern umkreist, in der sogenannten "habitablen Zone" befinden - der Region, in der die Bedingungen für das Leben geeignet sein könnten.

"Dies erweitert die potenziellen Standorte, um in Zukunft bewohnbare Planeten zu entdecken, erheblich", sagte Scott Gaudi, Professor für Astronomie an der Ohio State. „Die Hälfte der Sterne in der Galaxie befinden sich in Doppelsystemen. Wir hatten keine Ahnung, ob sich in diesen Systemen überhaupt erdähnliche Planeten in erdähnlichen Umlaufbahnen bilden könnten.“

Sehr selten bündelt die Schwerkraft eines Sterns das Licht eines weiter entfernten Sterns und vergrößert es wie eine Linse. Noch seltener erscheint die Signatur eines Planeten in diesem vergrößerten Lichtsignal. Die Technik, die Astronomen verwenden, um solche Planeten zu finden, wird als Gravitations-Mikrolinsen bezeichnet, und die Computermodellierung dieser Ereignisse ist kompliziert genug, wenn nur ein Stern und sein Planet als Linse fungieren, geschweige denn zwei Sterne.

Die Suche nach Planeten in Doppelsternsystemen ist für die meisten Techniken schwierig, da das Licht des zweiten Sterns die Interpretation der Daten erschwert. „Aber bei der gravitativen Mikrolinse“, erklärte Gould, „sehen wir nicht einmal auf das Licht des Stern-Planeten-Systems. Wir beobachten nur, wie seine Schwerkraft das Licht eines weiter entfernten, nicht verwandten Sterns beeinflusst. Dies gibt uns ein neues Werkzeug nach Planeten in Doppelsternsystemen zu suchen."

Als es den Astronomen gelang, diesen neuen Planeten zu entdecken, konnten sie dokumentieren, dass er zwei separate Signaturen erzeugte – die primäre, die sie normalerweise verwenden, um Planeten zu entdecken, und eine sekundäre, von der zuvor nur angenommen wurde, dass sie existiert.

Die erste war ein kurzes Abdunkeln des Lichts, als die Schwerkraft des Planeten eines der vergrößerten Bilder des Quellsterns störte. Aber der zweite Effekt war eine Gesamtverzerrung des Lichtsignals.

„Selbst wenn wir die ursprüngliche Signatur des Planeten nicht gesehen hätten, hätten wir sie allein durch die Verzerrung erkennen können“, sagte Gould und zeigte auf eine Grafik des Lichtsignals. "Der Effekt ist nicht offensichtlich. Mit dem Auge kann man ihn nicht sehen, aber das Signal ist in der Computermodellierung unverkennbar."

Gaudi erklärte die Auswirkungen.

„Jetzt wissen wir, dass es mit Gravitationsmikrolinsen tatsächlich möglich ist, auf die Existenz eines Planeten zu schließen – und seine Masse und seine Entfernung von einem Stern zu kennen – ohne die Verdunkelung aufgrund des Planeten direkt zu erkennen“, sagte er. "Wir dachten, wir könnten das im Prinzip schaffen, aber jetzt, da wir empirische Beweise haben, können wir mit dieser Methode in Zukunft Planeten finden."

Die Natur dieser Verzerrungen ist immer noch ein Rätsel, gab er zu.

"Wir haben kein intuitives Verständnis dafür, warum es funktioniert. Wir haben eine Idee, aber an diesem Punkt denke ich, dass es fair ist, zu sagen, dass es an der Grenze unserer theoretischen Arbeit steht."

Der Planet mit dem Namen OGLE-2013-BLG-0341LBb erschien erstmals als "Einbruch" in der Linie, die die Helligkeitsdaten des OGLE-Teleskops (Optical Gravitational Lensing Experiment) am 11. April 2013 verfolgte Bilder von dem Stern, den es umkreist, als das System vor einem viel weiter entfernten, 20.000 Lichtjahre entfernten Stern im Sternbild Schütze kreuzte.

"Vor dem Einbruch war dies nur ein weiteres Mikrolinsen-Ereignis", sagte Gould. Es war eines von etwa 2.000, das jedes Jahr von OGLE entdeckt wurde, mit seiner neuen Großformatkamera, die 100 Millionen Sterne pro Nacht auf der Suche nach solchen Ereignissen mehrmals überwacht.

"Es ist wirklich die neue OGLE-IV-Umfrage, die diese Entdeckung möglich gemacht hat", fügte er hinzu. "Sie haben ein halbes Dutzend Messungen von diesem Dip gemacht und es wirklich geschafft." An der Form der Senke, deren "Flügel" in MOA-Daten (Microlensing Observations in Astrophysics) verfolgt wurden, konnten sie sehen, dass die Quelle direkt auf den Zentralstern zusteuerte.

Dann beobachteten Astronomen zwei Wochen lang, wie das vergrößerte Licht von Teleskopen in Chile, Neuseeland, Israel und Australien weiter heller wurde. Zu den Teams gehörten OGLE, MOA, MicroFUN (das Microlensing Follow Up Network) und das Wise Observatory.

Selbst damals wussten sie noch nicht, dass der Wirtsstern des Planeten einen anderen Begleiter hatte – einen zweiten Stern, der mit ihm in die Umlaufbahn gesperrt wurde. Aber weil sie das Signal bereits genau beobachteten, bemerkten die Astronomen, als der binäre Begleiter unerwartet eine riesige Lichteruption auslöste, die als Caustic Crossing bezeichnet wird.

Als sie erkannten, dass das Objektiv nicht ein Stern war, sondern zwei, hatten sie eine beträchtliche Datenmenge erfasst – und eine überraschende Entdeckung gemacht: die Verzerrung.

Wochen nachdem alle Zeichen des Planeten verblasst waren, wurde das Licht der kaustischen Kreuzung der Doppellinse verzerrt, als ob es eine Art Echo des ursprünglichen Planetensignals gäbe.

Eine intensive Computeranalyse von Professor Cheongho Han von der Chungbuk National University in Korea ergab, dass die Verzerrung Informationen über den Planeten enthielt – seine Masse, Trennung von seinem Stern und Ausrichtung – und diese Informationen perfekt mit dem übereinstimmten, was Astronomen bei ihrer direkten Beobachtung von der Dip aufgrund des Planeten. Dieselben Informationen können also allein aus der Verzerrung erfasst werden.

Diese detaillierte Analyse zeigte, dass der Planet die doppelte Masse der Erde hat und seinen Stern aus einer erdähnlichen Entfernung von etwa 90 Millionen Meilen umkreist. Aber sein Stern ist 400-mal dunkler als unsere Sonne, daher ist der Planet sehr kalt - etwa 60 Kelvin (-352 Grad Fahrenheit oder -213 Celsius), was ihn etwas kälter macht als Jupiters Mond Europa. Der zweite Stern im Sternensystem ist nur so weit vom ersten Stern entfernt wie Saturn von unserer Sonne. Aber auch dieser binäre Begleiter ist sehr dunkel.

Dennoch sind Doppelsternsysteme, die aus schwachen Sternen wie diesen bestehen, die häufigste Art von Sternensystem in unserer Galaxie, sagten die Astronomen. Diese Entdeckung legt also nahe, dass es noch viel mehr terrestrische Planeten da draußen geben könnte – einige möglicherweise wärmer und möglicherweise beherbergen Leben.

Drei weitere Planeten wurden in Doppelsternsystemen entdeckt, die ähnliche Trennungen aufweisen, jedoch mit einer anderen Technik. Dies ist die erste erdähnliche Größe, die einer erdähnlichen Umlaufbahn folgt, und ihre Entdeckung innerhalb eines Doppelsternsystems durch Gravitationsmikrolinsen war zufällig.

"Normalerweise hören wir auf, sobald wir sehen, dass wir ein Binärsystem haben. Der einzige Grund, warum wir dieses Binärsystem so intensiv beobachtet haben, ist, dass wir bereits wussten, dass es einen Planeten gibt", sagte Gould. "In Zukunft werden wir unsere Strategie ändern."

Gould hob insbesondere die Arbeit des Amateurastronomen und häufigen Mitarbeiters Ian Porritt aus Palmerston North, Neuseeland hervor, der in der Nacht des 24. April nach Wolkenlücken Ausschau hielt, um die ersten kritischen Messungen des Sprungs im Lichtsignal zu erhalten Das zeigte, dass der Planet in einem binären System war. Sechs weitere Amateure aus Neuseeland und Australien trugen ebenfalls dazu bei.

Weitere Projektmitarbeiter kamen von der Ohio State, dem Warschauer Universitäts-Observatorium, der Chungbuk National University, dem Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, der University of Cambridge, der Universidad de Concepción, dem Auckland Observatory, der Auckland University of Technology, der University of Canterbury, der Texas A&M University, der Korea Astronomy und Space Science Institute, Solar-Terrestrial Environment Laboratory, University of Notre Dame, Massey University, University of Auckland, National Astronomical Observatory of Japan, Osaka University, Nagano National College of Technology, Tokyo Metropolitan College of Aeronautics, Victoria University, Mt. John University Observatory, Kyoto Sangyo University, Tel-Aviv University und University of British Columbia.


Die nächsten sterbenden Weißen Zwerge beherbergen wahrscheinlich immer noch Planeten

Mehr als zwei Dutzend in der Nähe befindliche stellare Weiße Zwerge – die ausgebrannten Überreste von sonnenähnlichen Sternen in ihrem letzten Todeskampf – zeigen Beweise für relikte Planetensysteme.

Einige könnten sogar felsige Planeten in voller Größe beherbergen, sagt Edward Sion, ein Astronom an der Villanova University, der diese exotischen Objekte seit fast vier Jahrzehnten untersucht.

Sion ist derzeit Hauptautor eines Artikels, der in erscheinen wird Das astronomische Journal die detaillierte Analyse von etwa 229 Weißen Zwergen --- die alle innerhalb von 82 Lichtjahren von der Sonne liegen. Er und seine Kollegen untersuchten Daten aus früheren Infrarot-Weltraum- und bodengestützten All-Sky-Stern-Surveys, um nach Überschüssen an Infrarotstrahlung zu suchen, die auf relikte planetare Trümmerscheiben hinweisen würden.

Das Team fand spektroskopische Hinweise darauf, dass etwa 26 dieser Weißen Zwerge zirkumstellare Trümmerscheiben haben, die wahrscheinlich durch die Gravitationsstörung von Asteroiden, Kometen und/oder Reliktplaneten entstanden sind.

Künstlerische Darstellung von Sirius A und Sirius B. Der kleinere Sirius B ist einer der am nächsten bekannten . [+] Weiße Zwerge. (Bildnachweis: Wikipedia)

Wie Sion erklärt, dehnt sich ein Stern vom Sonnentyp, sobald er sein Endspiel des Roten Riesen erreicht, seine äußere Gashülle nach außen aus und der Riese verliert mit rasender Geschwindigkeit Masse und hinterlässt einen heißen, dichten Kern des Weißen Zwergs in seinem nuklearen Brennzentrum.

„Es war also eine große Überraschung, dass diese Trümmerscheiben und sogar Planetensysteme die Phase des Roten Riesen überleben konnten“, sagte Sion. "Diese Trümmerscheiben um Weiße Zwerge zeigen einige Hinweise auf Wasser und extrem reichlich Sauerstoff im Vergleich zu Kohlenstoff."

Sion sagt, ihre Ergebnisse „zerstören die Idee“, dass diese Weißen Zwerge irgendwie metallreiches Material ansammeln, während sie durch die Fülle von interstellaren Staubwolken der Galaxie wandern. Wahrscheinlicher ist, dass die Quelle einer solchen zirkumstellaren Kontamination zermahlene Asteroiden oder asteroidale Trümmer sind.

Er stellt jedoch fest, dass, obwohl diese Weißen-Zwerg-Systeme einst erdähnliche Planeten beherbergten, wenn sich um sie herum Leben entwickelt hätte, es längst zerstört wäre.

Eine der Herausforderungen bei der Charakterisierung von Weißen Zwergen besteht darin, dass sie von Natur aus so schwach sind. Obwohl es in unserer eigenen Milchstraße bereits etwa 14.000 bekannte Weiße Zwerge gibt, sagt Sion, dass etwa 98 Prozent der geschätzten 200 Milliarden Sterne der Galaxie als solche dichten Kerne ihr Leben enden werden.

„Mit dem Hubble-Weltraumteleskop“, sagte Sion, „können wir Weiße Zwerge bis weit unter ein Zehntausendstel der Leuchtkraft der Sonne nachweisen.“

Diese ausgebrannten Kerne sind so dunkel, dass sie selbst aus der Entfernung Erde-Sonne mit bloßem Auge wie ein weiterer schwacher Stern erscheinen würden.

Um die White Dwarf-Studien voranzutreiben, benötigt die astronomische Gemeinschaft laut Sion daher die nächste Generation von bodengestützten optischen 30-Meter-Teleskopen sowie das von der NASA geplante James Webb Space Telescope (JWST).

„Aber wenn wir recht haben“, sagte Sion, „wird das JWST keine dunkleren Weißen Zwerge in der Scheibe der Milchstraße finden. Das liegt daran, dass wir glauben, dass das Alter unserer galaktischen Scheibe nicht alt genug ist, um Weiße Zwerge unter etwa 2500 Grad Kelvin abzukühlen.“

Weiße Zwerge befinden sich in einem so langsamen Verblassen, dass ihre endgültige Lebensdauer wahrscheinlich mit der des Universums selbst konkurrieren wird. Wie ausgebrannte Asche geben diese Kerne immer noch Wärme in den Weltraum ab.

Tatsächlich sagt Sion, dass die Abkühlzeit eines Weißen Zwergs von 10.000 Grad auf den absoluten Nullpunkt – ein Schwarzer Zwerg, der keinerlei Strahlung aussendet – normalerweise Billionen von Jahren dauern würde.

„Weiße Zwerge sind Nachkommen der ersten sonnenähnlichen Sterne, die sich in der Galaxie gebildet haben“, sagte Sion, „aber ohne Kernbrennstoff und Massen gleich einer Sonne, die in ein Volumen eines erdähnlichen Planeten zerquetscht wurde.“

Astronom Edward Sion. Bildnachweis: Barbara Johnston

Daher wird unsere eigene Sonne wahrscheinlich ihr Leben als Weißer Zwerg mit 0,6 Sonnenmasse beenden, der während seiner Endtage als expandierender Roter Riese etwa vierzig Prozent seiner aktuellen Masse verloren hat.

In einem solchen zukünftigen Szenario des Roten Riesen sagt Sion, dass Jupiter genug Masse ansammeln könnte, um sich in einen Deuterium- oder sogar Wasserstoff-brennenden Stern zu verwandeln.

„Angenommen, Merkur, Venus und Erde werden von der Roten Riesenphase der Sonne verschlungen und ihr Wind fegt an Jupiter vorbei“, sagte Sion. "Das starke Magnetfeld des Jupiter würde das ausströmende Gas wahrscheinlich auf seine magnetischen Pole lenken."

Unser eigener Jupiter besteht ohnehin größtenteils aus Wasserstoff. Sion sagt also, dass, wenn unser größter Gasriese Planet das Zehnfache seiner gegenwärtigen Masse erreicht, er reif wäre, die thermonukleare Fusion zu beginnen.

„Selbst wenn Jupiter etwas weniger als das Zehnfache seiner Masse zunimmt“, sagte Sion, „könnten kernkernige Reaktionen, die nicht von der Temperatur, sondern von der Dichte abhängen, Wärme erzeugen, die Deuteriumverbrennung im Jupiter entzünden, die zu einem Wasserstoff brennenden Stern führt. ”

Es ist also möglich, sagt Sion, dass der Planet Jupiter und unsere zukünftige Sonne des Roten Riesen ein Doppelsternsystem bilden. Das heißt, ein Weißer Zwerg in binärer Bewegung mit Jupiter als seinem eigenen ganz neuen stellaren Begleiter.


Astronomen finden jupiterähnliche Wolkenbänder auf dem nächsten Braunen Zwerg

Luhman 16A ist Teil eines binären Systems, das einen zweiten Braunen Zwerg enthält, Luhman 16B.

Ein Team von Astronomen hat entdeckt, dass der nächste bekannte Braune Zwerg, Luhman 16A, Anzeichen von Wolkenbändern aufweist, die denen auf Jupiter und Saturn ähneln.

Ein Team von Astronomen hat entdeckt, dass der nächste bekannte Braune Zwerg, Luhman 16A, Anzeichen von Wolkenbändern aufweist, die denen auf Jupiter und Saturn ähneln.

Braune Zwerge sind Objekte, die schwerer als Planeten, aber leichter als Sterne sind und typischerweise die 13- bis 80-fache Masse von Jupiter haben.

Luhman 16A ist Teil eines binären Systems, das einen zweiten Braunen Zwerg enthält, Luhman 16B. Mit einer Entfernung von 6,5 Lichtjahren ist es nach Alpha Centauri und Barnards Stern das drittnächste System unserer Sonne. Beide Braunen Zwerge wiegen etwa 30-mal so viel wie Jupiter.

Trotz der Tatsache, dass Luhman 16A und 16B ähnliche Massen und Temperaturen (etwa 1.900 ° F oder 1.000 ° C) haben und vermutlich gleichzeitig gebildet wurden, zeigen sie deutlich unterschiedliche Wetterbedingungen. Luhman 16B zeigt keine Anzeichen von stationären Wolkenbändern, anstatt Anzeichen von unregelmäßigeren, fleckigen Wolken zu zeigen. Luhman 16B weist daher im Gegensatz zu Luhman 16A aufgrund seiner bewölkten Eigenschaften merkliche Helligkeitsschwankungen auf.

"Wie Erde und Venus sind diese Objekte Zwillinge mit sehr unterschiedlichem Wetter", sagte Julien Girard vom Space Telescope Science Institute in Baltimore, Maryland, ein Mitglied des Entdeckungsteams.

"Es kann Dinge wie Silikate oder Ammoniak regnen. Es ist eigentlich ziemlich schreckliches Wetter", fügte Girard hinzu.

Die Forscher verwendeten ein Instrument am Very Large Telescope in Chile, um polarisiertes Licht des Luhman-16-Systems zu untersuchen. Polarisation ist eine Eigenschaft des Lichts, die die Richtung darstellt, in der die Lichtwelle schwingt. Polarisierte Sonnenbrillen blockieren eine Polarisationsrichtung, um Blendung zu reduzieren und den Kontrast zu verbessern.

„Anstatt zu versuchen, diese Blendung auszublenden, versuchen wir, sie zu messen“, erklärte Hauptautor Max Millar-Blanchaer vom California Institute of Technology (Caltech) in Pasadena, Kalifornien.

Wenn Licht von Partikeln wie Wolkentröpfchen reflektiert wird, kann dies einen bestimmten Polarisationswinkel begünstigen. Durch die Messung der bevorzugten Polarisation des Lichts eines entfernten Systems können Astronomen auf das Vorhandensein von Wolken schließen, ohne die Wolkenstruktur der Braunen Zwerge direkt aufzulösen.

"Selbst aus Lichtjahren Entfernung können wir anhand der Polarisation bestimmen, was das Licht auf seinem Weg trifft", fügte Girard hinzu.

„Um herauszufinden, was das Licht auf seinem Weg traf, haben wir Beobachtungen mit Modellen mit unterschiedlichen Eigenschaften verglichen – Atmosphären von Braunen Zwergen mit festen Wolkendecken, gestreiften Wolkenbändern und sogar Braunen Zwergen, die aufgrund ihrer schnellen Rotation abgeflacht sind. Wir fanden heraus, dass nur Modelle von Atmosphären mit Wolkenbändern könnten mit unseren Beobachtungen von Luhman 16A übereinstimmen", erklärte Theodora Karalidi von der University of Central Florida in Orlando, Florida, ein Mitglied des Entdeckungsteams.

Die Polarimetrietechnik ist nicht auf Braune Zwerge beschränkt. Es kann auch auf Exoplaneten angewendet werden, die weit entfernte Sterne umkreisen. Die Atmosphären heißer Gasriesen-Exoplaneten ähneln denen von Braunen Zwergen. Obwohl die Messung eines Polarisationssignals von Exoplaneten aufgrund ihrer relativen Helligkeit und Nähe zu ihrem Stern schwieriger sein wird, können die von Braunen Zwergen gewonnenen Informationen möglicherweise diese zukünftigen Studien beeinflussen.

Das kommende James Webb-Weltraumteleskop der NASA könnte Systeme wie Luhman 16 untersuchen, um nach Anzeichen von Helligkeitsschwankungen im Infrarotlicht zu suchen, die auf Wolkenmerkmale hinweisen. NASA's Wide-Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) will be equipped with a coronagraph instrument that can conduct polarimetry and may be able to detect giant exoplanets in reflected light and eventual signs of clouds in their atmospheres.

This study has been accepted for publication in The Astrophysical Journal.

The Space Telescope Science Institute (STScI) is expanding the frontiers of space astronomy by hosting the science operations centre of the Hubble Space Telescope, the science and operations centre for the James Webb Space Telescope, and the science operations centre for the future Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST).

STScI also houses the Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST) which is a NASA-funded project to support and provide to the astronomical community a variety of astronomical data archives and is the data repository for the Hubble, Webb, Kepler, K2, TESS missions and more.


Not Quite a Star, Not Quite a Planet: A Planetary-Mass Object in AB Dor

Figure 1. A comparison of the sizes of Sun-like and low-mass stars to brown dwarfs, gas giants, and terrestrial planets. Though brown dwarfs have only slightly larger radii than Jupiter, they contain more than ten times the mass. Image courtesy of NASA/JPL-Caltech/UCB.

Stars dutifully fuse hydrogen into helium throughout their main-sequence lifetimes, while planets quietly fuse nothing at all. In between these two extremes—large and hot enough to fuse deuterium but too small and cool to process its lighter cousin, hydrogen—lie brown dwarfs (see Figure 1). Like giant planets, they have cloudy atmospheres and sport polar aurorae. Like stars, they are powered by nuclear fusion, but unlike stars, they cool as they age, which could have interesting implications for the development of life on planets orbiting around them.

Astronomers have discovered over a thousand brown dwarfs, ranging in spectral type from the barely-sub-stellar late M-dwarfs to the ultra-cool Y-dwarfs, but questions about their formation, interior goings-on, and early lives remain. Of particular interest is the lower end of the mass range: Where do we draw the line between brown dwarfs and planets? And where do the transitions between brown dwarf spectral types lie?

A Curious Brown Dwarf in AB Doradus

Figure 2. The spectral energy distribution of 2M1324+6358 (black line) compared to two other T2-dwarfs. 2M1324+6358 is much brighter at long wavelengths than either of the other T2-dwarfs, which could mean that it’s an unresolved binary. Figure 1 from the paper.

In this paper, the authors investigate an object that has defied past classification attempts: 2MASS J13243553+6358281, or 2M1324+6358 for short. Other than being the top baby name for 2018, this unwieldy name tells us where to find the object in the sky and that it was cataloged by the Two Micron All-Sky Survey. Previous observations of this object (see Figure 2) indicated that it might be a single, very young brown dwarf oder an unresolved binary system composed of two brown dwarf flavors: one L-dwarf and one T-dwarf.

In order to learn more about 2M1324+6358, the authors first determine whether or not it belongs to AB Doradus, a young (

150 million years old), nearby (

20 parsecs away) moving group. A moving group is a collection of stars, traveling together through the Galaxy, that formed at the same time from the same cloud of gas and dust. It’s much easier to figure out the age of a group of stars than an individual star, and since all stars in a moving group formed at the same time, figuring out if an object belongs to a moving group tells us its approximate age. Combining luminosity and color measurements with distance and age gives modelers the information they need to determine the brown dwarf’s radius, temperature, and surface gravity—critical info for exploring the muddy waters between small stars and giant planets.

First, the authors use parallax to determine the distance to 2M1324+6358. The parallax measurements hint that 2M1324+6358 belongs to the moving group because it’s at the same distance from the Earth. It’s not enough to just be at the right distance, though stars are constantly in motion, and it’s common for a star to escape its natal cluster and mosey through neighboring clusters. However, a star that’s just passing through will tend to have a different velocity from stars that belong to the cluster, so if 2M1324+6358’s distance and velocity both match AB Doradus’, it’s very likely to belong . The authors pass the object’s velocity and location to a Bayesian statistical framework and find a cluster membership probability of 98%—bingo!

2M1324+6358: One Brown Dwarf or Two?

Figure 3 shows that 2M1324+6358 is fainter than other objects of similar spectral type, which means it’s unlikely to be a binary system. As a member of the AB Doradus moving group, it must also be young—just about 150 million years old. Young brown dwarfs are thought to be highly variable, due to both stellar activity and clouds drifting through their atmospheres, which could explain the unusual spectral features that led past studies to conclude it was a binary.

Figure 3. Color-magnitude diagram showing 2M1324+6358 (J-K

1.6) in relation to other likely AB Doradus moving group members and field stars. 2M1324+6358 is slightly fainter in J-band than other T-dwarfs. Figure 4 from the paper.

With the potential binary reduced to a single object, it’s also possible to estimate its radius and mass: just 20% larger than Jupiter and 11-12 times as massive, making 2M1324+6358 one of the nearest known planetary-mass brown dwarfs! While there is still much we don’t know about young brown dwarfs, studying nearby objects like 2M1324+6358 can help us understand what fills the gap between small stars and large planets.

Featured Image: Artist’s conception of a brown dwarf streaked with clouds. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech


Q: How close is Jupiter to being a star? What would happen to us if it were?

The original question was: I have heard Jupiter referred to as a failed star. That if the cosmic chaos of the early solar system had worked out a little different, and Jupiter had gotten a bit more mass, it might have been able to light the fusion engine and become a star.

How close was Jupiter to becoming a star?

If something really big slammed into Jupiter today, could it trigger nuclear fusion?

Ok and a third question. If Jupiter did in fact get slammed with something big enough to trigger nuclear fusion, and it became a star, how long would it take to substantially alter the ability for earth to sustain life as we know it?

Physiker: That is a really cool question!

I heard the same thing a while ago, but Jupiter is a long way from being a star. That estimate was based on some old nuclear physics (like 1980’s old). By being awesome, and building neutrino detectors and big computers, we’ve managed to refine our understanding of stellar fusion a lot in the last few decades.

Although the material involved (how much hydrogen, how much helium, etc.) can change the details, most physicists (who work on this stuff) estimate that you’d need at least 75-85 Jupiter masses to get fusion started. By the time a planet is that large the lines between planet, brown dwarf (failed star), and star get a little fuzzy.

So, for Jupiter to become a star you’d need to slam so much additional mass into it, that it would be more like Jupiter slamming into the additional mass.

If you were to replace Jupiter with the smallest possible star it would have very little impact here on Earth.

There’s some debate over which star is the smallest star (seen so far). OGLE-TR-122b, Gliese 623b, and AB Doradus C are among the top contenders (why is every other culture better at naming stars?), and all weigh in around 100 Jupiters. They are estimated to be no more than 1/300th, 1/60,000th, and 1/1,000th as bright as the Sun respectively. So, lets say that Jupiter suddenly became “OGLupiter” (replaced by OGLE-TR-122b, the brightest of the bunch, and then given the worst possible name). It would be a hundred times more massive, 20% bigger, a hell of a lot denser, and about 0.3% as bright as the Sun.

At it’s closest Jupiter is still about 4 times farther away from us than the Sun, so OGLupiter would increase the total energy we receive by no more than about 1 part in 5 thousand (about 0.02%). This, by the way, is much smaller than the 6.5% yearly variation we get because of the eccentricity of Earth’s orbit (moving closer and farther away from the Sun over the course of a year). There would be effectively zero impact on Earth’s life.

There are examples of creatures on Earth that use the moon for navigation, so maybe things would eventually evolve to use OGLupiter for navigation or timing or something. But it’s very unlikely that anything would die.

OGLupiter would be around 80 times brighter than a full moon at its brightest, so for a good chunk of every year, you’d be able to read clearly at night. It would be very distinctively red (being substantially colder than the Sun), and it would be clearly visible even during the day.


If Stars Are Born in Pairs, Why Is Ours Single?

A new study changes the way we think our solar system formed.

Our planet was born as a ball of rock orbiting a single star. Or was it? New research from UC Berkeley and Harvard University suggests that almost all stars are born in pairs, including our own.

While our star is traveling alone through the galaxy, most stars come in pairs. Sometimes these binary pairs can form when two stranger stars meet and stick together. But there are so many binary stars out there that most scientists suspected there was another way for them to form.

The best way to find out how stars form is to watch them forming, but that's really hard to do. Most star formation happens in so-called "molecular clouds," which are hot, dense clouds of gas that most of our telescopes can't see through. In order to peer into these regions, astronomers would need to use a radio telescope.

Recently, a group of astronomers recently did just that, pointing the Very Large Array radio telescope at the Perseus molecular cloud to complete a survey of all the young stars inside. One of those astronomers, along with a physicist from UC Berkeley, used that survey data to investigate how the stars formed.

The finding: Almost all the binary stars they saw were very young, less than a few hundred thousand years old. Most of the older stars were single, and those that were in binaries were closer together. The pair ran several simulations and found the only way this could happen is if most stars are born in pairs, loosely orbiting each other, and that they either separate early on or spiral closer together as they age.

It's likely our own sun was born as part of a pair, too. Because we're not part of a binary system anymore that means our sun's twin disappeared early in our solar system's history. It's likely in a completely different part of the galaxy from us, traveling all by itself. Maybe someday we'll be reunited.