Потребителски вход

Запомни ме | Регистрация
Постинг
30.05.2016 01:22 - Астрономия, статия на деня: откриването на планета около младата звезда CI Tau или приказка за силата на невидимата светлина
Автор: valio98 Категория: Технологии   
Прочетен: 1045 Коментари: 0 Гласове:
3


Постингът е бил сред най-популярни в категория в Blog.bg Постингът е бил сред най-популярни в Blog.bg

През 1781 година Уйлям Хершел (https://en.wikipedia.org/wiki/William_Herschel) открива планетата Уран и с това обезсмъртява името си в съвременната наука. През 1800 година той прави още едно, по-малко известно, но не по-малко важно откритие – на инфрачервената светлина.

На пръв поглед откритието станало случайно. Хершел се опитвал да измери колко слънчева топлина „преминава“ през филтри с различни цветове. Той имал няколко термометра – един непосредствено зад измервания филтър, който се нагрявал от слънчевата светлина, преминаваща през филтъра, и два контролни термометра, разположени на сянка, в непосредствена близост – за да наблюдава околната температура. Термометърът зад филтрите винги показвал по-висока температура от контролните термометри и разликата се увеличавала от синьото към червеното.

И тук идва стъпката, която може да направи само велик учен и талантлив експериментаор. Хершел се запитал дали след червеното, което било последната част от спектъра, видима за човешкото око, няма и друга, невидима част, но също тъй способна да пренася слънчевата топлина до неговия термометър.

Хершел разложил слънчевата светлилна н спектър и поставил термоментър след червената област. Разултатът бил положителен – термометърът показал повишаване на температурата. Инфрачервената светлина била открита

Дефиницията на инфрачервения диапазон не е физична, няма нищо различно в процесите, които управляват светлината с дължина на вълната половин микрон (където е най-чувствитлено човешкото око) и с дължина на вълнната между 1 и 2.5 микрона (диапазонът, традиционно наричан „близко инфрачервено“) или между 3 и 20 микрона („средно инфрачервено) или диапазона с по-голяма дължина на вълната („далечно инфрачервено“).

Границите между тези диапазони имат не физични, а историчеки и технологични причини. Например 1 микрон е приблизителната граница където класическите силициевите детектори на видима светлина престават да бъдат чувствителни, защото електормагните фотони с по-голяма дължина на вълната нямат достатъчно енергия за да преодолеят потенциалната бариера в силиция. Границите са свързани и с прозрачността на атмосферата – например след 2.5 микрона тя е практически непрозрачна и това поставя горната граница на близкото инфрачервено – до построяването на астрономически обсерватории във високопланинските пустини като Атакама, където влавността на въздуха е осоебно ниска, средното инфрачервено практиески не беше достъпно за наземни наблюдения. А далечното инфрачервено с малки изключения и днес остава достъпно практически само от космоса.

След това пространно въведение остава да отговоря на въпроса каква е връзката между инфрачервената светлина и планетата около протозвездата CI Tau. Преди всичко връзката произлиза от факта, че протозвездите са студени, поне по „звездните“ стандарти – тяхтата ефективна температура обикновено е 1500-3000 градуса по скалата на Келвин (за сравнение ефективната температура на Слънцето е около 6000 градуса по същата скала). Това означава, те те излъчват най-много енергия именно в инфрачервената област – около 1-2 микрона (според закона на Виен: https://en.wikipedia.org/wiki/Wien%27s_displacement_law). Следователно, най-оптимално е подобни обекти да се наблюдават именно в диапазона на „невидимата“ инфрачервена светлина.

Втората причина се крие в бурния младежки “характер“ на протозвездите и отново е свързана с нискта им температура – заради нея вътре в протозвездите има много източници на поглъщане и енергията, която се произвезда в ядрата им не може свободно да ги напусне – тя се поглъща и презилъчва многократно и се задържа дълбоко под повърхността на звездата. Алтернативата е подобни звезди да изхвърлят от вътрешността си цели „клетки“ от горещ материал, които постепенно да „изплуват“ нагоре, пренасяйки енергията към повърхността. Като резултат от подобен пренос на материя външната част на звездата е „неспокойна“ и повърхността й е покрита с петна. Подобни петна, но много по-малки, има и на повърхостта на Слънцето, и те се появяват много по-рядко, отколото при протозвездите. Понякога в моделите на протозвездите е трудно да се реши кое е петно и къде е „нормалната“ повърхност на звездата.

Петната имат две последици: протозвездите са променливи, потокът, с други думи светмостта им се модулира от петната (който са по-тъмни от околната повърхност) и това се използва да определяне на периодите им на въртене, които от своя страна са свързани с възрастта на звездите и това е един от редките случай, когато възрастта на отделна звезда може да се определи сравнително лесно (трудният начин е астросеизмология https://en.wikipedia.org/wiki/Asteroseismology, но той изисква свръхточни и продължителни наблюдения; ако звездата не е отделна, а член на звезден куп, възрастта й може да се определи по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел на целия куп: https://en.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung%E2%80%93Russell_diagram).

Важноо следствие от наличието на петна, е че те променят лъчевата скорост на звездата (която се измерва със спектри с високо спектрално разрешение). Това нямаше да е проблем, ако лъчевата скорост не беше един от методите да се откриват екзопланети (https://en.wikipedia.org/wiki/Doppler_spectroscopy). За съжаление петната позволяват въртенето на звездата да имитира наличие на планета. Има начини това да се провери – например по изменнеие в профилите на спектралните линии, но той е труден и изисква наблюдения в особенно високо качество, а както може да си представите, най-интересни открития в астрономията обикновено се правят на границата на възможностите на най-модерните съвременни инструменти.

За щастие контрастът между петната и на останалата част от звездата намалява с дължината на вълната, и ако наблюдаваме в инфрачервената област на петната ще им бъде по-трудно да се „престорят“ на планета. Това вече се е случвало – моята колежка и колабораторка Нурия Уеламо преди време „закри“ една планета около протозвездата TW Hydrae (http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...489L...9H; понеже статията е от преди няколко ггодини, допстъпът до PDF е свободен) на базата на инфрачервени наблюдения.

CI Tau e druga протозвезда и не е чудно, че Кристофър Джонс-Крал от университета в Остин, Тексас и неговите колеги са избрали именно инфрачервената спектроскопия за да търсят планети около протозвездата CI Tau (статията в свободен достъп може да се намери на: http://arxiv.org/abs/1605.07917). Това е продължение на работата, която същата група публикува по-рано: http://adsabs.harvard.edu/abs/2012ApJ...761..164C.

CI Tau е класичска протозвезда от клас, наречен на името на прототипа T Tau, на възраст само 2 милиона години. Тя е обкръжена от протопланеттен диск, материал от който пада върху повърхността на звездата. Тя се намира в област на активно звездообразуване в съзвездиеята Бик-Колар, на около 140 парсека (456 светлинни години) от нас.

Търсенето на планети по метода на радиалните скорости не е нова идея, така беше открита първата планета около звезда от слънчев тип – 51 Peg b, в далечната (сега) 1995 година. Инфрачервената спектроскопия също е използвана и преди – освен споменатата работа на Нурия, има и други, които сега няма да изреждам.

Забележитното в работата на Джонс-Крал и колегите му е огромният наблюдателен материал, покриващ периода между 2009 и 2014 година – 71 инфрачервени спектъра от четири различни телескопа, допълнени с 26 оптични, покриващи деветгодишен период и четири нощи с непрекъсната фотометрия за определяне на периода на въртене на звездата. Самият аз се занимавам с инфрачервена спектроскопия и си давам сметка за какви усилия са необходими за да се получа, обработи и анализира подобен наблюдателен ред. Неопределеностите в измерванията на радиалните скорости, измерени с инфрачервените спектри са от порядъка на 70-500 метра в секунда, което е по-добро от типичното за подобни измервания; тук на авторите е по-могната и яркостта на CI Tau.

Усилията им са се отплатили с откриването на планета с период около9 дни, 8-11 пъти по-масивна от Юпитер. Вероятно този резултат ще стимулира появата на нови програми за търсене на планети около червени звезди, а също и около кафеви джуджета, които си приличат с червените звезди по ниските си температури.


 




Гласувай:
3
0



Няма коментари
Търсене

За този блог
Автор: valio98
Категория: Технологии
Прочетен: 263328
Постинги: 145
Коментари: 0
Гласове: 90
Календар
«  Октомври, 2017  
ПВСЧПСН
1
2345678
9101112131415
16171819202122
23242526272829
3031