Astronomia

Periodo di rotazione degli esopianeti

Periodo di rotazione degli esopianeti

C'è un modo per determinare il periodo di ROTAZIONE di un esopianeta in base ai dati che abbiamo osservato? (dal transito)


Intendi il tempo che impiega l'esopianeta a ruotare attorno al suo asse? Il metodo del transito viene utilizzato per rilevare la presenza di un esopianeta mentre passa davanti alla stella (visto dalla Terra). Dopo diversi transiti puoi ottenere il orbitale periodo, io. e. il tempo impiegato dal pianeta per orbitare intorno alla stella.

Esistono metodi per misurare il periodo di rotazione degli oggetti astronomici (compresi gli esopianeti). Puoi usare l'effetto Doppler per misurare il cambiamento delle lunghezze d'onda della luce del pianeta mentre ruota. Questa tecnica è stata utilizzata per misurare il periodo di rotazione dell'esopianeta Beta Pictoris b.

Supponiamo che il pianeta (come visto dal nostro punto di vista) ruoti da destra a sinistra. Se è così, il bordo destro del disco del pianeta si sposterà verso di noi, mentre il bordo sinistro si allontanerà da noi. Pertanto, la lunghezza d'onda della luce proveniente da destra sarà leggermente più corta (cioè sarà spostato in blu) rispetto a quello proveniente da sinistra (che sarà spostato in rosso). Maggiore è la differenza di lunghezze d'onda, più veloce è la rotazione del pianeta. Il metodo citato nell'articolo sopra sembra essere un po' più complicato, ma questo è l'essenziale.

In alternativa, se riesci a visualizzare il pianeta con una risoluzione sufficiente, potresti essere in grado di individuare diversi terreni o modelli sulla sua superficie e, misurando il tempo necessario affinché tali modelli riappaiano nella stessa posizione apparente, potresti essere in grado di calcolare il periodo di rotazione. Ma questo è probabilmente irrealizzabile per la maggior parte degli esopianeti, almeno con gli strumenti che abbiamo in questo momento.


Gli astronomi rilevano un nuovo esopianeta super-Terra in orbita attorno a una stella vicina

Curva con piegatura di fase della serie temporale RV utilizzando il periodo orbitale GJ 740 b dopo aver sottratto il segnale a lungo termine e il periodo di rotazione. I termini di jitter di ogni spettrografo sono stati aggiunti agli errori RV originali. La linea continua rossa rappresenta il modello planetario. In basso: Residui dopo aver sottratto il modello. Credito: Toledo-Padrón et al., 2021.

Utilizzando la tecnica della velocità radiale (RV), gli astronomi hanno scoperto un nuovo mondo alieno super-Terra come parte dei programmi HADES e CARMENES. Il nuovo esopianeta, designato GJ 740 b, orbita intorno a una stella luminosa a circa 36 anni luce di distanza ed è almeno tre volte più massiccio della Terra. La scoperta è riportata in un articolo pubblicato il 18 febbraio sul server di prestampa arXiv.

Grazie alla tecnica della velocità radiale (RV), finora sono stati rilevati oltre 600 esopianeti e 116 di questi sono stati trovati intorno alle nane M. I progetti HArps-n red Dwarf Exoplanet Survey (HADES) e Calar Alto ad alta risoluzione per M nani con Exoearths with Near-infrared e Echelle Spectrographs (CARMENES) sono stati cruciali nella ricerca di nuovi mondi alieni in orbita attorno a queste stelle più comuni nella nostra galassia.

Ora, un team di astronomi guidato da Borja Toledo-Padrón dell'Università di La Laguna, in Spagna, segnala il rilevamento di un altro esomondo intorno a una nana M vicina nota come GJ 740. Il programma HADES RV ha monitorato GJ 740 utilizzando lo spettrografo HARPS-N installato al Telescopio Nazionale Galileo (TNG) di 3,6 m nell'Osservatorio del Roque de los Muchachos, in Spagna. Inoltre, gli spettri di questa nana M sono stati acquisiti con lo spettrografo CARMENES presso l'Osservatorio di Calar Alto sovrapponendosi all'epoca durante la quale sono state effettuate le osservazioni di HARPS-N.

"La nostra analisi degli spettri 129 HARPS-N, 57 HARPS e 32 CARMENES di GJ 740, effettuata in 11 anni, mostra la presenza di una super-Terra in orbita attorno alla stella", hanno scritto i ricercatori nel documento.

Le osservazioni hanno trovato un pianeta con una massa di almeno 2,96 masse terrestri, in orbita attorno al suo ospite ogni 2,377 giorni, a una distanza di circa 0,029 UA da esso, quindi situato al di fuori della zona abitabile del sistema. La temperatura di equilibrio di GJ 740 b è stata calcolata pari a 829 K.

Dato che il raggio di GJ 740 b è sconosciuto, la composizione di questo pianeta è ancora da determinare. Tuttavia, la sua massa e il breve periodo orbitale suggeriscono che si tratta di un oggetto roccioso.

La stella ospite GJ 740 è una brillante stella ad alto moto proprio di tipo spettrale M1V. Ha un raggio di circa 0,56 raggi solari e una massa di circa 0,58 masse solari. Il periodo di rotazione della stella è stato stimato in circa 35,56 giorni, mentre la sua temperatura effettiva è a un livello di 3.913 K.

I dati suggeriscono che il sistema potrebbe ospitare un altro pianeta, più massiccio e con una separazione più ampia dall'ospite rispetto a GJ 740 b. Gli astronomi presumono che questo potenziale mondo alieno sia circa 100 volte più massiccio della Terra e orbita intorno alla stella madre ogni 9,3 anni.

"La serie temporale RV mostra un segnale possibilmente periodico a lungo termine che potrebbe essere correlato a un pianeta di massa di Saturno di circa 100 masse terrestri", hanno concluso gli autori dell'articolo.


Vincoli sismici sulla rotazione di stelle simili al Sole e massa di esopianeti

Si pensa che la rotazione guidi l'attività magnetica ciclica nel Sole e nelle stelle simili al Sole. Le dinamo stellari, tuttavia, sono poco conosciute a causa della scarsità di osservazioni della rotazione e dei campi magnetici nelle stelle. Qui, vengono tratte inferenze sulla rotazione interna di una lontana stella simile al Sole studiando le sue modalità globali di oscillazione. Riportiamo i vincoli asterosismici imposti alla velocità di rotazione e all'inclinazione dell'asse di rotazione della stella simile al Sole HD 52265, un obiettivo principale osservato dal satellite CoRoT che è noto per ospitare un compagno planetario. Queste inferenze sismiche sono notevolmente coerenti con un'osservazione spettroscopica indipendente (allargamento della linea di rotazione) e con il periodo di rotazione osservato delle macchie stellari. Inoltre, l'asterosismologia vincola la massa dell'esopianeta HD 52265b. Nell'ipotesi standard che l'asse di rotazione stellare e l'asse dell'orbita planetaria coincidano, la massa spettroscopica minima del pianeta può essere convertita in una massa reale di 1,85(-0,42)(+0,52)M(Giove), il che implica che è un pianeta, non una nana bruna.

Parole chiave: pianeti extrasolari oscillazioni stellari rotazione stellare.

Dichiarazione di conflitto di interessi

Gli autori dichiarano assenza di conflitto di interesse.

Cifre

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Spettro di potenza delle oscillazioni acustiche globali di HD 52265. Le modalità p hanno…

Spettro di potenza delle oscillazioni acustiche globali di HD 52265. Le modalità p hanno una potenza misurabile nell'intervallo 1,6–2,6 mHz. Alle basse frequenze la potenza è dovuta alla convezione stellare e all'attività magnetica alle alte frequenze è dominata dal rumore dei fotoni. inserto mostra lo spettro di potenza nell'intervallo 1,97–2,17 mHz, dove i modi acustici sono etichettati con i loro gradi armonici sferici, . Sono indicate le separazioni a grande frequenza tra modi radiali consecutivi, (sensibile alla densità media) e la separazione a bassa frequenza tra modi radiali e quadrupolari adiacenti, (sensibile all'età). L'identificazione della modalità è univoca in virtù dell'analogia con lo spettro solare.

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Spettro di Échelle e confronto con il Sole. ( UN ) Spettro di Echelle di…

Spettro di Échelle e confronto con il Sole. (UN) Spettro Échelle di HD 52265 utilizzando una frequenza di piegatura di 98,5 μHz. Lo spettro di potenza è tagliato in segmenti di frequenza, che sono impilati nella direzione verticale. I numeri interi lungo l'asse destro indicano il numero di segmenti di frequenza, a partire dalla frequenza zero, cioè l'ordine radiale del modalità. Le creste quasi verticali di potenza (etichettate secondo il grado armonico sferico io) indicano che la frequenza di piegatura è vicina alla grande separazione . (B) Per confronto e identificazione della modalità, mostriamo lo spettro échelle del Sole usando 117 d di fotometria SoHO/VIRGO (25) (canale verde) e una frequenza di piegatura di 135,3 μHz.

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Spettri di potenza del radiale (, Sinistra), dipolo (, medio) e modalità quadrupolo (, Giusto) di HD 52265 (curve grigie). Nove ordini radiali consecutivi sono mostrati, con n decrescente da Superiore per Parte inferiore. In ogni pannello, l'asse delle frequenze è spostato dalla frequenza centrale del multipletto, , ottenuto dall'adattamento globale. L'adattamento globale (curve rosse) è una stima del valore atteso dello spettro di potenza e include gli effetti della rotazione sulle oscillazioni. Ogni componente azimutale in un multipletto è modellato da un profilo di linea Lorentziana, che descrive l'oscillazione armonica smorzata.

Influenza della rotazione stellare su...

Influenza della rotazione stellare sulle oscillazioni. Gli spettri di potenza sono mostrati per il radiale...

Influenza della rotazione stellare sulle oscillazioni. Gli spettri di potenza sono mostrati per il radiale (Superiore), dipolo (medio) e modalità quadrupolo (Parte inferiore), dopo aver calcolato la media sui nove ordini radiali consecutivi della Fig. 3. La curva grigia è la densità spettrale di potenza media e quella rossa è la media degli accoppiamenti. Per chiarezza, la risoluzione in frequenza è ridotta di un fattore 3. Sebbene la divisione rotazionale sia troppo piccola per separare le componenti azimutali, un allargamento rotazionale dei profili di linea medi di e è chiaramente visibile. Le linee blu tratteggiate, punteggiate e continue mostrano i componenti azimutali , , e , che contribuiscono alla potenza media. Il frequenze delle componenti azimutali, divise per rotazione , sono contrassegnati da frecce nella parte inferiore di ciascun pannello ed etichettati dall'ordine azimutale m. Le ampiezze di visibilità delle componenti azimutali sono calcolate per l'angolo di inclinazione migliore di .

Vincoli sulla rotazione stellare e...

Vincoli alla rotazione stellare e alla massa dei pianeti. Le regioni rosso scuro e rosso chiaro sono...

Vincoli alla rotazione stellare e alla massa dei pianeti. Le regioni rosso scuro e rosso chiaro sono i vincoli sismici 1-σ e 2-σ sulla rotazione stellare nel piano , dove è la velocità angolare di bulk, μHz è la frequenza di rotazione solare (Carrington), e io è l'inclinazione dell'asse di rotazione della stella rispetto alla linea di vista. Il diamante nero con barre di errore fornisce i valori sismici più adatti, e . Per confronto, le due linee verdi orizzontali indicano la velocità angolare dell'attività stellare (macchie stellari) dedotta da due picchi prominenti nella parte a bassa frequenza dello spettro di potenza. L'ellisse verde piena rappresenta il limite 1-σ dell'angolo di rotazione e inclinazione equatoriale ottenuto dalla modellazione della macchia stellare della serie temporale fotometrica (4, 33). I vincoli spettroscopici sono dati dalle curve blu tratteggiate (osservazioni) e solide (1-σ errori), come espresse attraverso la velocità angolare proiettata nel cielo , dove km⋅s −1 è l'allargamento rotazionale spettroscopico osservato e è il raggio stellare sismico. La massa minima del pianeta dalle misurazioni della velocità radiale (18) è , dove è l'inclinazione della normale dell'orbita planetaria rispetto alla linea di vista. supponendo , il vincolo sismico su può essere convertito in un vincolo (asse superiore e regione grigia “HD 52265b”) sulla vera massa del pianeta, , che è ben al di sotto del limite della nana bruna di .

2 OSSERVAZIONI E METODO

Delle circa 350 stelle che ospitano esopianeti compagni, 57 misurazioni di Ca ii H&K sono state effettuate durante i decenni del progetto Mount Wilson HK (vedi Baliunas et al. 1995 per i dettagli). Più denso, il campionamento intrastagionale sufficiente a rivelare la modulazione rotazionale, iniziato nel 1980, produce un campione di 36 stelle ospiti di esopianeti osservate in più di 50 occasioni. Periodicità di rotazione in molte di queste stelle sono state precedentemente riportate ( Baliunas, Sokoloff e Soon 1996 Donahue, Saar e Baliunas 1996 Henry et al. 2000). Le registrazioni sono state ricalibrate nel 2003 per compensare le variazioni a lungo termine negli strumenti, nelle stelle standard e nella lampada di calibrazione dell'arco. Questo, combinato con un maggiore set di dati, ha permesso la ricerca di periodi di rotazione precedentemente sconosciuti.

Inoltre, le registrazioni fotometriche effettuate utilizzando il telescopio fotometrico automatico ad alta precisione T11 da 0,80 m di Tennessee State HD 130322, il più magneticamente attivo [più alto log(R'HK)] sono state analizzate la stella ospite di un esopianeta senza un periodo di rotazione già determinato. Gli Strömgren b e i dati del filtro sono stati combinati in un'unica misurazione, (b+)/2, per migliorare la precisione a 1 mmag per un'osservazione notturna ea 1-2 mmag nel corso di una stagione (vedi Henry 1995a, b, 1996, 1999 per ulteriori dettagli sulle procedure strumentali e di riduzione dei dati). Tra il 2002 e il 2007 sono state effettuate osservazioni notturne della stella bersaglio e di due stelle di confronto e sono state calcolate le magnitudini differenziali.

Un'analisi del periodogramma Lomb-Scargle modificata (Scargle 1982), con una tecnica delineata da Horne & Baliunas (1986) e adattata per il database HK, è stata utilizzata per determinare le periodicità in entrambi i set di dati. Qualsiasi tendenza stagionale è stata adattata con un polinomio di ordine basso e rimossa dai dati e applicata l'analisi del periodogramma. Il significato dei picchi del periodogramma è stato stimato dalla probabilità di falsi allarmi (FAP Scargle 1982 Horne & Baliunas 1986). Un FAP dello 0,1 per cento equivale a un livello di confidenza del 99,9 per cento che il picco non si presenti per caso ed è il cut-off utilizzato per definire la rilevazione di una periodicità.

I bias possono essere introdotti da fenomeni stellari dipendenti dal tempo come la crescita e il decadimento delle regioni attive. Occasionalmente, questo può interessare parte di una stagione, quindi le sezioni suddivise della curva di luce stagionale sono state analizzate separatamente (in genere metà). La crescita e il decadimento delle regioni attive avvengono su scale temporali di ≃50–300 d, che possono imitare o influenzare l'aspetto di un periodo di rotazione (≃1–100 d) ( Donahue 1993 Donahue et al. 1997). Il numero di cicli contenuti in una stagione è generalmente piccolo e una variazione transitoria potrebbe alterare drasticamente la potenza ad una particolare frequenza. Ciò esemplifica la necessità di determinare la persistenza di un periodo in più di una stagione.

Noyes et al. (1984) hanno trovato una relazione empirica tra l'attività magnetica media di una stella di sequenza principale inferiore, 〈S, e il suo periodo di rotazione, derivante dall'aumento dell'attività magnetica indotta dalla rapida rotazione. Pertanto, da una stima dell'attività magnetica superficiale, il periodo di rotazione Pcalcola di una stella può essere stimato e confrontato con il periodo dedotto osservativamente. Il progetto HK ha monitorato le stelle per un massimo di quattro decenni e, in molti casi, per almeno un ciclo di attività. Pertanto, l'attività magnetica media delle stelle in questo campione è ben nota. Abbiamo rideterminato Pcalcola per queste stelle utilizzando tutti i dati disponibili dai record HK e scoprono che non sono cambiati in modo significativo rispetto ai valori precedentemente determinati dal set di dati (ad es. Henry et al. 2000).

Il significato di un determinato periodo di rotazione si basa su tre criteri:

Il picco del periodogramma in una stagione è significativo (FAP < 0,1 per cento).

Un periodo simile appare in più di una stagione.

Il periodo è conforme alle stime di Pcalcola ed è ampiamente coerente con v peccato io e R* (considerando la sistematica).

La determinazione del periodo di rotazione è qualificata da un grado confermato (le periodicità mostrano un FAP molto basso < 0,0001 e tutti e tre i criteri sono soddisfatti) probabile (FAP da moderato a basso ∼ 0,001 e soddisfa la maggior parte o tutti i criteri) e debole (un FAP più debole ∼ 0,01 ma soddisfa i criteri i e iii).


Importanza e impatto

La stella di Barnard è spesso considerata il Stella standard Doppler per misurazioni RV di nane M. Ciò è dovuto alla sua elevata luminosità apparente, quindi anche piccoli telescopi possono osservarlo, e alla sua posizione equatoriale, il che significa che i telescopi sia nell'emisfero settentrionale che in quello meridionale possono accedervi. Quando mettiamo in servizio nuovi strumenti, utilizziamo spesso la stella di Barnard come una stella standard, tra le altre, perché crediamo di comprendere la stella abbastanza bene da poter ragionevolmente aspettarci di sapere come dovrebbero apparire i dati. Pertanto, se un nuovo strumento restituisce dati diversi, è più probabile che attribuiamo la differenza allo strumento, non alla stella. Questo aiuta gli ingegneri e gli scienziati a perfezionare lo strumento e i metodi di analisi.

Ma la stella di Barnard è stata scelta anche come standard Doppler perché si pensa che sia di natura molto tranquilla, con poca attività stellare. Per decenni questo si è dimostrato vero per strumenti in grado di misurare solo segnali di pochi metri al secondo e più grandi. Stiamo scoprendo ora, con la nuova generazione di spettrografi come HPF, che anche la stella di Barnard è in effetti rumorosa al di sotto di nuove soglie più piccole.

Inoltre, questo nuovo documento rappresenta uno dei primi studi a indagare come l'attività stellare da un lungo periodo di rotazione si svolge su molte stagioni di dati su più strumenti. Il periodo di rotazione della stella di Barnard è di circa 145 giorni, tra i periodi di rotazione più lunghi conosciuti di qualsiasi stella! Ad esempio, il nostro Sole ruota circa una volta ogni 25 giorni e molte stelle ruotano più velocemente di così. Ma questo lungo periodo di rotazione è una parte significativa di un'intera stagione osservativa per la stella di Barnard, che, a seconda della latitudine, è di circa 270 giorni. Questo lungo periodo di rotazione, unito al fatto che le macchie stellari sulle nane M possono vivere attraverso 10+ rotazioni della stella (mentre sul nostro Sole, una macchia stellare potrebbe vivere solo attraverso 3 rotazioni), significa che l'attività dominata dalle macchie sulla stella di Barnard potrebbe mantenere elevata potenza del segnale per migliaia di giorni, in più stagioni di osservazione. Questo è preoccupante quando si tratta di campionamento e aliasing del segnale. I futuri studi sugli esopianeti in cui la stella ospite è una nana M con un lungo periodo di rotazione dovranno prestare particolare attenzione quando si tiene conto dell'attività stellare.

In tutto, la stella di Barnard ha affascinato gli astronomi in tutti i sottocampi per oltre 100 anni e il sottocampo degli esopianeti ha una ricca storia con la stella. È vitale per la comunità dell'astronomia sia per le sue intuizioni astrofisiche che per il suo utilizzo come stella standard tra gli strumenti Doppler. Potremmo escludere questo particolare pianeta come un falso positivo, ma la comunità degli esopianeti non ha ancora finito con questa stella. È elencato negli elenchi degli obiettivi del sondaggio per due nuovi spettrografi ad alta precisione, ESPRESSO e NEID, e il team HPF continuerà a monitorare la stella di Barnard.


Risultati

Adattamento globale dello spettro di potenza.

Stimiamo i parametri dei singoli modi di oscillazione adattando un modello parametrico globale allo spettro di potenza utilizzando una tecnica di massima verosimiglianza (26), considerando che la funzione di densità di probabilità della potenza a una data frequenza è una distribuzione esponenziale. Tutte le modalità con sono montati insieme nella gamma di . Il valore atteso dello spettro di potenza di ogni singolo modo è modellato da un Lorentziano, la cui altezza e larghezza possono variare con la frequenza. Per migliorare la robustezza dell'adattamento, le separazioni di grande e piccola frequenza sono considerate funzioni lisce (polinomiali) dell'ordine radiale. Il rumore di fondo è modellato come la somma di una componente convettiva e di una componente di rumore bianco. Come per il Sole, la componente convettiva è ben approssimata dalla somma di due Lorentziani, che rappresentano le due scale temporali dominanti di convezione, granulazione e supergranulazione (2).

Includiamo gli effetti della rotazione stellare nel modello. Innanzitutto, la rotazione rimuove la degenerazione in frequenza del of componenti azimutali. Supponendo una stella che ruota lentamente, la frequenza della modalità può essere approssimato come segue:

dove Ω è una media radiale adeguata della velocità angolare sulla stella (27). In secondo luogo, la visibilità della modalità dipende dall'angolo io tra l'asse di rotazione e la linea di vista. Assumendo (come per il Sole) l'equipartizione dell'energia in un multipletto tra le componenti azimutali, la potenza modale è proporzionale a:

dove il sono associate le funzioni di Legendre (28). Ad esempio, per le modalità dipolo, e . Quindi, i rapporti di potenza modale tra componenti azimutali ci parlano di io, mentre la suddivisione tra le frequenze di modalità ci parla di Ω.

I multipletti montati sono mostrati in Fig. 3 . I valori di Ω e vengono dedotte contemporaneamente alle frequenze di modalità e ad altri parametri di modalità. Gli errori casuali associati ai parametri di modalità stimati sono dedotti dalle simulazioni Monte Carlo.

Spettri di potenza del radiale (, Sinistra), dipolo (, medio) e modalità quadrupolo (, Giusto) di HD 52265 (curve grigie). Nove ordini radiali consecutivi sono mostrati, con n decrescente da Superiore per Parte inferiore. In ogni pannello, l'asse delle frequenze è spostato dalla frequenza centrale del multipletto, , ottenuto dall'adattamento globale. L'adattamento globale (curve rosse) è una stima del valore atteso dello spettro di potenza e include gli effetti della rotazione sulle oscillazioni. Ogni componente azimutale in un multipletto è modellato da un profilo di linea Lorentziana, che descrive l'oscillazione armonica smorzata.

Modello stellare sismico.

Nella gamma di frequenza di 1.85𠄲.30 mHz, dove la potenza di modo è la più grande, misuriamo una separazione media a grande frequenza di e una separazione media a bassa frequenza di . La separazione a grande frequenza è proporzionale alla radice quadrata della densità stellare media, il che implica che HD 52265 è meno densa del Sole di un fattore di . Questo vincolo sismico sulla densità stellare media è 60 volte più preciso del vincolo spettroscopico.

Abbiamo stimato le proprietà stellari fondamentali di HD 52265 trovando il modello stellare più adatto tra una griglia estesa di modelli stellari calcolati con l'Aarhus Stellar Evolution Code. Utilizzando le separazioni medie di grande e piccola frequenza fornite sopra insieme alla temperatura effettiva osservata della stella e alla sua metallicità ( Tabella 1 ), la procedura di ottimizzazione SEEK (29) restituisce un modello stellare best-fit con un raggio sismico e una massa sismica , dove le barre di errore formali sono molte volte più piccole di quelle classiche ( Tabella 2 ). L'età sismica è Gy, dove citiamo l'errore formale. In confronto, le età stellari dedotte dagli accoppiamenti isocroni portano a errori tipici (30) del 30�%, che sono significativamente peggiori. La modellazione asterosismica dettagliata di HD 52265 non solo pone stretti vincoli sulla massa, sul raggio e sull'età della stella, ma anche sulla sua composizione chimica iniziale (31).

Tavolo 2.

Vincoli asterosismici vs. classici su proprietà e rotazione di HD 52265

Proprietà stellareAsterosismologiaMetodi classici
Raggio1.34 ± 0.02 RSole1.30 ± 0.08 RSole [spettroscopia (4)]
Massa1.27 ± 0.03 MSole1.21 ± 0.05 MSole [adattamenti isocroni (20)]
Età2.37 ± 0.39 × 10 9 anni × 10 9 y [approssimazioni isocrone (20)]
rotazione di massa,
Rotazione del punto stellare, 2.15 e 2.52 [fotometria (4)]
Inclinazione dell'asse di rotazione stellare, sin io [modellazione di punti stellari (4, 33)]
Velocità di rotazione proiettata dal cielo km·s 𢄡 * km·s 𢄡 [spettroscopia (4)] †

Valori di riferimento solare: .

* , dove R e sono stime sismiche. † dall'allargamento rotazionale spettroscopico. Il valore 4.7 ± 0.5 km⋅s 𢄡 citato nel rif. 20 è probabilmente una sopravvalutazione a causa del modello di macroturbolenza utilizzato.

Rotazione Stellare Interna.

L'adattamento globale dello spettro di potenza restituisce una frequenza di divisione rotazionale e l'inclinazione . La scissione rotazionale dedotta di HD 52265 è circa 2,3 volte maggiore di quella del Sole (Tabella 2).

Per testare ulteriormente la nostra metodologia, facciamo la media dello spettro di potenza su multipletti con lo stesso io valore per appianare variazioni casuali di potenza con frequenza dovute al rumore di realizzazione (Fig. 3). Questa media viene calcolata su nove ordini radiali consecutivi , dopo aver spostato i multipletti per le loro frequenze centrali utilizzando l'interpolazione di Fourier. Una procedura di media simile è stata utilizzata nei primi giorni dell'eliosismologia (32) per misurare la piccola separazione di frequenza .

Gli spettri medi di HD 52265 per , , e sono mostrati in Fig. 4 . Le larghezze a metà massima dei profili per e le modalità sono più grandi di quella del canottiera rispettivamente del 20% e 90%. Pertanto, i multipletti non radiali vengono ampliati per rotazione, confermando che la rotazione stellare (Tabella 2) ha un effetto misurabile, come dedotto rigorosamente dall'adattamento del modello di massima verosimiglianza. Tuttavia, l'individuo m componenti non sono risolti a causa della larghezza di linea intrinseca dei modi, che (vicino alla potenza massima) è circa il doppio della situazione di divisione rotazionale paragonabile a quella del Sole.

Influenza della rotazione stellare sulle oscillazioni. Gli spettri di potenza sono mostrati per il radiale (Superiore), dipolo (medio) e modalità quadrupolo (Parte inferiore), dopo aver fatto la media sui nove ordini radiali consecutivi di Fig. 3 . La curva grigia è la densità spettrale di potenza media e il rosso è la media degli adattamenti. Per chiarezza, la risoluzione in frequenza è ridotta di un fattore 3. Sebbene la divisione rotazionale sia troppo piccola per separare le componenti azimutali, un allargamento rotazionale dei profili di linea medi di e è chiaramente visibile. Le linee blu tratteggiate, punteggiate e continue mostrano i componenti azimutali , , e , che contribuiscono alla potenza media. Il frequenze delle componenti azimutali, divise per rotazione , sono contrassegnati da frecce nella parte inferiore di ogni pannello ed etichettati dall'ordine azimutale m. Le ampiezze di visibilità delle componenti azimutali sono calcolate per l'angolo di inclinazione migliore di .

Le nostre stime sismiche di Ω e io sono notevolmente coerenti con misurazioni indipendenti dalla spettroscopia e dalla rotazione del punto stellare, come mostrato in Fig. 5 . La velocità di rotazione spettroscopica osservata (4) km⋅s 𢄡 è pienamente coerente con il valore sismico km⋅s 𢄡 (si prevede che i tassi di rotazione di superficie e di massa delle stelle di tipo solare siano simili, come nel Sole). Inoltre, la serie temporale fotometrica di HD 52265 è modulata dalla rotazione delle macchie stellari in due periodi prominenti di 10,8 e 12,7 d, corrispondenti alle frequenze cicliche e 1.07 μHz, valori coerenti con la sismologia. I due periodi possono essere associati a macchie stellari a latitudini diverse, fornendo così qualche indicazione di rotazione differenziale latitudinale. La modellazione del punto stellare della serie temporale CoRoT inclusa la rotazione differenziale (4, 33) restituisce una frequenza di rotazione all'equatore e (che di nuovo è coerente) (Tabella 2). L'accordo generale tra tutte queste misurazioni indipendenti supporta fortemente la nostra determinazione sismica della rotazione interna media e dell'angolo di inclinazione di HD 52265.

Vincoli alla rotazione stellare e alla massa dei pianeti. Le regioni rosso scuro e rosso chiaro sono i vincoli sismici 1-σ e 2-σ sulla rotazione stellare nel piano , dove Ω è la velocità angolare bulk, μHz è la frequenza di rotazione solare (Carrington) e io è l'inclinazione dell'asse di rotazione della stella rispetto alla linea di vista. Il diamante nero con barre di errore fornisce i valori sismici più adatti, e . Per confronto, le due linee verdi orizzontali indicano la velocità angolare dell'attività stellare (macchie stellari) dedotta da due picchi prominenti nella parte a bassa frequenza dello spettro di potenza. L'ellisse verde piena rappresenta il limite 1-σ della rotazione equatoriale e dell'angolo di inclinazione ottenuti dalla modellazione della macchia stellare della serie temporale fotometrica (4, 33). I vincoli spettroscopici sono dati dalle curve blu tratteggiate (osservazioni) e solide (1-σ errori), come espresse attraverso la velocità angolare proiettata nel cielo , dove km⋅s 𢄡 è l'allargamento rotazionale spettroscopico osservato e è il raggio stellare sismico. La massa minima del pianeta dalle misurazioni della velocità radiale (18) è , dove è l'inclinazione della normale dell'orbita planetaria rispetto alla linea di vista. supponendo , il vincolo sismico su può essere convertito in un vincolo (asse superiore e regione grigia “HD 52265b”) sulla massa reale del pianeta, , che è ben al di sotto del limite della nana bruna di .


La figura di Exoplanet's e il suo interno ☆,

Insieme allo sviluppo della tecnologia di osservazione, l'osservazione e lo studio sull'oblatezza degli esopianeti e sulla precessione absidale hanno raggiunto progressi significativi. L'oblatezza di un esopianeta è determinata dal suo profilo di densità interna e dal periodo di rotazione. Tra il suo numero d'amore K2 e la dimensione del nucleo esiste ovviamente una correlazione negativa. Quindi oblatezza e K2 può ben vincolare la sua struttura interna. Partendo dall'equazione di Lane-Emden, vengono costruiti i modelli planetari basati su diversi indici politropici. Quindi i fattori di appiattimento si ottengono risolvendo l'equazione integro-differenziale di Wavre. Il risultato mostra che più piccolo è l'indice politropico, più veloce è la rotazione e maggiore è l'oblatezza. Abbiamo selezionato 469 esopianeti, che hanno simultaneamente i valori osservati o stimati di raggio, massa e periodo dell'orbita dall'archivio degli esopianeti della NASA (National Aeronautics and Space Administration), e abbiamo calcolato i loro fattori di appiattimento sotto le due ipotesi: blocco delle maree e rotazione fissa periodo di 10,55 ore. Il risultato mostra che i fattori di appiattimento sono troppo piccoli per essere rilevati nell'ipotesi di blocco delle maree e che il 28% degli esopianeti ha fattori di appiattimento maggiori di 0,1 sotto il periodo di rotazione fisso di 10,55 ore. I numeri di Love sotto i diversi modelli politropici sono risolti con l'approccio di Zharkov, e la relazione tra relation K2 e viene discussa la dimensione del nucleo.


Gli astronomi smentiscono il pianeta in orbita vicino alla stella di Barnard

FORT DAVIS, Texas — Gli astronomi annunciano oggi di aver smentito un pianeta annunciato nel 2018 in orbita attorno alla stella di Barnard, la seconda stella più vicina al nostro Sole. I risultati, basati sulle osservazioni con lo strumento Habitable Zone Planet Finder (HPF) sul telescopio Hobby-Eberly da 10 metri presso l'Università del Texas presso l'Osservatorio McDonald di Austin, sono stati accettati per la pubblicazione in Il Giornale Astronomico.

Guidato dall'Università della California, lo studente laureato di Irvine Jack Lubin, il grande team internazionale comprende anche gli astronomi dell'UT Austin Michael Endl e William Cochran.

Il team ha affermato che i dati di archivio e le nuove osservazioni di HPF non mostrano segni di un pianeta nel sistema stellare di Barnard. Invece, gli astronomi suggeriscono che i segnali che inizialmente sembrano provenire da una "super Terra" che misura 3,3 volte la dimensione del nostro pianeta natale sono più probabilmente il risultato di macchie stellari, attività stellari simili alle macchie solari ben note sul nostro Sole.

"Intorno all'annuncio dell'esopianeta del 2018, il nostro team stava effettivamente osservando la stella di Barnard come parte di un'operazione di messa in servizio per il nuovo Habitable Zone Planet Finder", ha detto Lubin. “Ma più dati abbiamo raccolto con HPF e più abbiamo guardato da vicino, più ci siamo convinti che il candidato pianeta proposto sia un falso positivo”.

Il pianeta smentito di oggi non è il primo per la stella di Barnard. "La stella è famosa - o famigerata - nel campo degli esopianeti", ha detto Endl. “Era una delle prime stelle che gli astronomi credevano di aver rilevato un sistema planetario negli anni '70 e '80. Successivamente questi risultati si sono rivelati effetti strumentali”.

L'annuncio del pianeta del 2018 ha attirato molta attenzione a causa della tradizione culturale e del fascino scientifico intorno a Barnard's Star. A causa della sua relativa mancanza di attività magnetica, gli astronomi hanno ritenuto che la stella fosse uno "standard Doppler". The planet finding seemed incontrovertible the international team that announced it based their findings on more than 700 observations over 23 years with seven instruments their results were published in Natura.

But, according to Lubin, the HPF team had some questions about the relationship between the rotation period of Barnard’s Star, which is around 145 days, and the proposed exoplanet’s 233-day orbit. “They are one-year aliases of each other, so what we think has happened is that the rotation of Barnard’s Star was sampled in a way that produced a signal at a different period,” said Lubin. “That signal was ascribed to an exoplanet that we now think is not there.”

Also, features on the surface of stars, such as starspots, can cause signals in astronomical observations that mimic a planet’s orbit, causing a false positive exoplanet detection.

Endl explained that earlier studies hinted at magnetic interference going on with Barnard’s Star. “From precise radial velocity measurements that we collected more than 20 years ago using the UVES spectrograph at the Very Large Telescope in Chile, we were surprised to detect that, even for such an old star, our measurements were affected by the magnetic activity in this star,” he said. “This is typical for younger and faster rotating stars, but it was not really expected for Barnard."

The HPF team drew their conclusions after testing three different models of the Barnard’s system. In the first run, they analyzed for a single planet with the same characteristics as those in the 2018 paper with no stellar activity. Next, they ran the experiment accounting for the planet plus an additional signal of activity of the star. Then they performed on a test with no planet but with stellar activity.

“We found that the model which only accounts for stellar activity fits the data the best,” said Lubin.

The team then conducted a year-by-year analysis of the signaling data from Barnard’s Star. They found that the data suggesting the presence of a planet was strongest around the middle of the dataset but weak at other times.

“Even though Jack’s result demonstrates again that stellar activity can mimic a planet, I am excited about the continued monitoring of this fascinating star with the HPF at the Hobby-Eberly Telescope and other instruments around the world,” Endl said. “I bet eventually we will find planets orbiting Barnard’s Star!”

Notes to editors: The research paper is freely available online at: http://arxiv.org/abs/2105.07005

Media Contact:
Rebecca Johnson, Communications Mgr.
McDonald Observatory
The University of Texas at Austin
512-475-6763

Science Contact:
Dr. Michael Endl
Center for Planetary Systems Habitability
The University of Texas at Austin
512-471-8312


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This graph shows changes in the infrared brightness of 2M1207b as measured by the Hubble Space Telescope. Over the course of the 10-hour observation, the planet showed a change in brightness, suggesting the presence of patchy clouds that influence the amount of infrared radiation observed as the planet rotates. Credit: NASA, ESA, Y. Zhou (University of Arizona), and P. Jeffries (STScI)

Daniel Apai, UA assistant professor of astronomy and planetary sciences, is the lead investigator of this Hubble program. He said, “The result is very exciting. It gives us a new technique to explore the atmospheres of exoplanets.”

According to Apai, this new imaging technique provides a “method to map exoplanets” and is “an important step for understanding and placing our planets in context.” Our Solar System has a relatively limited sampling of planets, and there is no planet as hot or as massive as 2M1207b within it.

Steward Observatory Astronomer Glenn Schneider and Lunar and Planetary Laboratory Professor Adam Showman coauthored the study.

“2M1207b is likely just the first of many exoplanets we will now be able to characterize and map,” said Schneider.

“Do these exotic worlds have banded cloud patterns like Jupiter? How is the weather and climate on these extremely hot worlds similar to or different from that of the colder planets in our own solar system? Observations like these are key to answering these questions,” said Showman.

Zhou and his collaborators began collecting data for this project in 2014. It began as a pilot study to demonstrate that space telescopes like Hubble and the James Webb Space Telescope, which NASA will launch in late 2018, can be used to map clouds on other planets.

The success of this study lead to a new, larger program: Hubble’s Cloud Atlas program for which Apai is also the lead investigator. As one of Hubble’s largest exoplanet-focused programs, Cloud Atlas represents a collaboration between 14 experts from across the globe, who are now creating more time-resolved images of other planets using the space telescope.


Guarda il video: IL PERIODO DI ROTAZIONE DEI PIANETI DEL SISTEMA SOLARE (Dicembre 2021).