Sirkulær planet - Circumbinary planet

fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Typisk konfigurasjon av sirkumbinære planetsystemer (ikke i skala), der A og B er den primære og sekundære stjernen, mens ABb betegner sirkumbinære planeten.
Et kunstners inntrykk av den gigantiske planeten som kretser rundt det binære systemet PSR B1620-26 , som inneholder en pulsar og en hvit dvergstjerne og ligger i kulehopen M4 .

En sirkumbinær planet er en planet som går i bane rundt to stjerner i stedet for en. Planeter i stabile baner rundt en av de to stjernene i en binær er kjent. Nye studier viste at det er et sterkt hint om at planeten og stjernene stammer fra en enkelt plate.

Observasjoner og funn

Bekreftede planeter

PSR B1620-26

Den første bekreftede sirkumbinære planeten ble funnet i bane rundt systemet PSR B1620-26 , som inneholder en millisekund pulsar og en hvit dverg og ligger i kulehopen M4 . Eksistensen av det tredje legemet ble først rapportert i 1993, og det ble foreslått å være en planet basert på 5 års observasjonsdata. I 2003 ble planeten karakterisert som 2,5 ganger massen av Jupiter i en bane med lav eksentrisitet med en halvstor akse på 23 AU .

HD 202206

Den første sirkumbinære planeten rundt en hovedsekvensstjerne ble funnet i 2005 i systemet HD 202206 : en planet i Jupiter-størrelse som kretser rundt et system bestående av en sollignende stjerne og en brun dverg .

HW Virginis

Det ble kunngjort i 2008, at det formørkende binære systemet HW Virginis , som består av en subdwarf B -stjerne og en rød dverg , ble hevdet å også være vert for et planetsystem. De påståtte planetene har masser på henholdsvis henholdsvis 8,47 og 19,23 ganger Jupiter, og ble foreslått å ha omløpstider på 9 og 16 år. Den foreslåtte ytre planeten er tilstrekkelig massiv til at den kan anses å være en brun dverg under noen definisjoner av begrepet, men oppdagerne hevdet at banekonfigurasjonen innebærer at den ville ha dannet seg som en planet fra en sirkumbinær plate. Begge planetene kan ha tiltrukket seg ekstra masse da hovedstjernen mistet materiale i løpet av den røde kjempefasen .

Ytterligere arbeid med systemet viste at banene som ble foreslått for kandidatplanetene var katastrofalt ustabile på tidsskalaer som var langt kortere enn systemets alder. Forfatterne fant faktisk ut at systemet var så ustabilt at det rett og slett ikke kan eksistere, med en gjennomsnittlig levetid på mindre enn tusen år på tvers av hele plausible orbitalløsninger. Som andre planetsystemer foreslått rundt lignende utviklede binære stjernesystemer, virker det sannsynlig at en annen mekanisme enn planeter som er hevdet er ansvarlig for den observerte oppførselen til de binære stjernene - og at de påståtte planetene rett og slett ikke eksisterer.

Kepler-16

September 2011 kunngjorde astronomer, som brukte data fra NASAs Kepler-romteleskop , den første delvis-formørkelsesbaserte oppdagelsen av en sirkumbinær planet. Planeten, kalt Kepler-16b , er omtrent 200 lysår fra Jorden, i stjernebildet Cygnus, og antas å være en frossen verden av stein og gass, om Saturn-massen. Den går i bane rundt to stjerner som også sirkler hverandre, den ene omtrent to tredjedeler av størrelsen på solen vår, den andre omtrent en femtedel av solens størrelse. Hver bane av stjernene ved planeten tar 229 dager, mens planeten går i bane rundt systemets massesenter hver 225. dag; stjernene formørker hverandre hver tredje uke eller så.

PH1 (Kepler-64)

I 2012 oppdaget frivillige fra Planet Hunters -prosjektet PH1b (Planet Hunters 1 b), en sirkumbinær planet i et firemannsstjernesystem .

Kepler-453

I 2015 bekreftet astronomer eksistensen av Kepler-453b , en sirkumbinær planet med en omløpstid på 240,5 dager.

Kepler-1647

En ny planet, kalt Kepler-1647b , ble kunngjort 13. juni 2016. Den ble oppdaget ved hjelp av Kepler-teleskopet. Planeten er en gassgigant, omtrent like stor som Jupiter, noe som gjør den til den nest største sirkumbinære planeten som noensinne er oppdaget, ved siden av PSR B1620-26 . Den ligger i stjernenes beboelige sone, og den går i bane rundt stjernesystemet på 1107 dager, noe som gjør den til den lengste perioden på noen bekreftet transittende eksoplanet så langt.

MXB 1658-298

En massiv planet rundt dette Low Mass X-ray Binary (LMXB) -systemet ble funnet ved metoden for periodisk forsinkelse i røntgenformørkelser.

TOI 1338 b

En stor planet kalt TOI 1338 b , rundt 6,9 ganger så stor som jorden og 1300 lysår unna, ble kunngjort 6. januar 2020.

Andre observasjoner

Den sirkumbinære disken rundt AK Scorpii , et ungt system i stjernebildet Scorpius. Bildet av disken ble tatt med ALMA .

Påstander om en planet oppdaget via mikrolinsering , som går i bane rundt det nære binære paret MACHO-1997-BLG-41 , ble kunngjort i 1999. Planeten ble sagt å være i en stor bane rundt de to røde dvergkompisene , men påstandene ble senere trukket tilbake, som det viste seg, kunne deteksjonen bedre forklares av den binære stjernens selve banebevegelse.

Det er gjort flere forsøk på å oppdage planeter rundt det formørkende binære systemet CM Draconis , som selv er en del av trippelsystemet GJ 630.1. Formørkelsen binær har blitt undersøkt for transiterende planeter, men det ble ikke gjort noen avgjørende oppdagelser, og til slutt ble eksistensen av alle kandidatplanetene utelukket. Mer nylig har det blitt gjort forsøk på å oppdage variasjoner i tidspunktet for stjerneformørkelsene forårsaket av refleksbevegelsen knyttet til en kretsende planet, men foreløpig er ingen oppdagelse bekreftet. De binære stjerners bane er eksentrisk, noe som er uventet for en så nær binær som tidevannskrefter burde ha sirkulert bane. Dette kan indikere tilstedeværelsen av en massiv planet eller brun dverg i bane rundt paret hvis gravitasjonseffekter opprettholder eksentrisiteten til det binære.

Sirkulære plater som kan indikere prosesser for planetdannelse har blitt funnet rundt flere stjerner, og er faktisk vanlige rundt binære filer med separasjoner mindre enn 3 AU. Et bemerkelsesverdig eksempel er i HD 98800 -systemet, som består av to par binære stjerner atskilt med rundt 34 AU. Det binære delsystemet HD 98800 B, som består av to stjerner på 0,70 og 0,58 solmasser i en meget eksentrisk bane med en halvakse 0,983 AU, er omgitt av en kompleks støvskive som blir vridd av gravitasjonseffektene av de gjensidig tilbøyelige og eksentriske stjernebaner. Det andre binære undersystemet, HD 98800 A, er ikke forbundet med betydelige mengder støv.

Systemegenskaper

De Kepler Resultatene indikerer circumbinary planetsystemer er relativt vanlig (per oktober 2013 romfartøyet hadde funnet syv planetene ut av omtrent 1000 eclipsing binærfiler søkte).

Stjernekonfigurasjon

Det er et bredt spekter av stjernekonfigurasjoner som sirkumbinære planeter kan eksistere for. Primære stjernemasser varierer fra 0,69 til 1,53 solmasser ( Kepler-16 A & PH1 Aa), stjernemasseforhold fra 1,03 til 3,76 ( Kepler-34 & PH1 ) og binær eksentrisitet fra 0,023 til 0,521 ( Kepler-47 & Kepler-34 ). Fordelingen av planeteksentrisitetene spenner fra nesten sirkulær e = 0,007 til en signifikant e = 0,182 ( Kepler-16 og Kepler-34 ). Det er ikke funnet orbitalresonanser med det binære.

Orbital dynamikk

De binære stjernene Kepler-34 A og B har en svært eksentrisk bane (e = 0,521) rundt hverandre og deres interaksjon med planeten er sterk nok til at et avvik fra Keplers lover er merkbart etter bare en bane.

Co-planarity

Alle Kepler circumbinary planetene som var kjent som i august 2013 bane sine stjerner svært nær planet av binære (i en prograd retning) som antyder en enkelt- disk formasjon. Imidlertid er ikke alle circumbinary planetene er i samme plan som den binære: Kepler-413b er vippet 2,5 grader som kan være på grunn av gravitasjon fra andre planeter eller en tredje stjerne. Tatt i betraktning seleksjonsskjevhetene, er den gjennomsnittlige gjensidige hellingen mellom planetbanene og stjernebinene innenfor ~ 3 grader, i samsvar med planetenes gjensidige tilbøyeligheter i flerplanetsystemer.

Aksial tiltpresesjon

Den aksiale tiltingen av Kepler-413bs spinnakse kan variere med så mye som 30 grader over 11 år, noe som fører til raske og uberegnelige endringer i sesongene.

Migrasjon

Simuleringer viser at det er sannsynlig at alle sirkumbinære planetene som var kjent før en studie fra 2014, migrerte betydelig fra deres dannelsessted med mulig unntak av Kepler-47 (AB) c.

Halvstore akser nær kritisk radius

Den minste stabile separasjonen av stjerne til sirkumbinær planet er omtrent 2-4 ganger den binære stjerneskillingen, eller orbitalperioden omtrent 3-8 ganger den binære perioden. De innerste planetene i alle Kepler sirkumbinære systemer har blitt funnet i bane nær denne radius. Planetene har halvstore akser som ligger mellom 1,09 og 1,46 ganger denne kritiske radius. Årsaken kan være at migrasjon kan bli ineffektiv nær den kritiske radius, og etterlate planeter like utenfor denne radius.

Nylig har det blitt funnet at fordelingen av de innerste planetariske halvstore aksene er i samsvar med en log-uniform fordeling, med tanke på seleksjonsskjevhetene, der nærmere planeter lettere kan oppdages. Dette stiller spørsmål ved stabelen av planeter nær stabilitetsgrensen, så vel som dominansen av planetmigrasjon.

Fravær av planeter rundt binære kortere perioder

De fleste Kepler-formørkelsesbinarier har perioder som er mindre enn 1 dag, men den korteste perioden for en Kepler-formørkelse som er vert for en planet er 7,4 dager ( Kepler-47 ). Det er usannsynlig at kortere binære filer har dannet seg i en så tett bane, og deres mangel på planeter kan være relatert til mekanismen som fjernet vinkelmomentet slik at stjernene kunne bane så tett. Et unntak er planeten rundt en binær røntgen-MXB_1658-298, som har en omløpstid på 7,1 timer.

Planetstørrelsesgrense

Fra juni 2016 er alle unntatt én av de bekreftede Kepler sirkumbinære planetene mindre enn Jupiter. Dette kan ikke være en seleksjonseffekt fordi større planeter er lettere å oppdage. Simuleringer hadde spådd at dette ville være tilfelle.

Beboelighet

Alle Kepler sirkumbinære planeter er enten nær eller faktisk i beboelig sone . Ingen av dem er terrestriske planeter , men store måner av slike planeter kan være beboelige. På grunn av stjernens binæritet vil isolasjonen mottatt av planeten trolig variere på en måte som er ulikt det vanlige sollyset som jorden mottar.

Transittsannsynlighet

Sirkulære planeter er generelt mer sannsynlig å transitere enn planeter rundt en enkelt stjerne. Sannsynligheten for at planetbanen overlapper med den stjernebinære bane er oppnådd. For planeter som går i bane rundt formørkende stjernebinær (for eksempel de oppdagede systemene), er det analytiske uttrykket for transittsannsynligheten i en endelig observasjonstid oppnådd.

Liste over sirkumbinære planeter

Bekreftede sirkumbinære planeter

Nei. Stjernesystem Planet Masse
( M J )
Halvstor akse
( AU )
Orbital periode
( dager )
Parameter

Ref.

Oppdaget Oppdagelsesmetode NASA Exoplanet

Oppdagelsesdato

1 PSR B1620-26 b 2 ± 1 23 ~ 24 820 1993 Pulsar timing Juli 2003
2 HD 202206 c 2.179 2.4832 1397.445 ± 19.056 2005 Radial hastighet September 2005
3 DP Leonis b 6,05 ± 0,47 8,19 ± 0,39 10,220 ± 730 2010 Formørkelse av binær timing Januar 2010
4 NN Serpentis c 6,91 ± 0,54 5,38 ± 0,20 5.657,50 ± 164,25 2010 Formørkelse av binær timing Oktober 2010
5 NN Serpentis b 2,28 ± 0,38 3,39 ± 0,10 2.828,75 ± 127,75 2010 Formørkelse av binær timing Oktober 2010
6 Kepler-16 b 0,333 ± 0,016 0,7048 ± 0,0011 228.776+0.020
−0.037
2011 Gjennomreise September 2011
7 Kepler-34 b 0,220 ± 0,0011 1.0896 ± 0.0009 2012 Gjennomreise Januar 2012
8 Kepler-35 b 0,127 ± 0,02 0,603 ± 0,001 2012 Gjennomreise Januar 2012
9 NY Virginis b 2,85 3.457 3073.3 2012 Formørkelse av binær timing Februar 2012
10 RR Caeli b 4,2 ± 0,4 5,3 ± 0,6 4,343,5 ± 36,5 2012 Formørkelse av binær timing Mai 2012
11 Kepler-38 b <0,384 0,4644 ± 0,0082 2012 Gjennomreise Oktober 2012
12 Kepler-47 b 0,027 ± 0,005 0,2956 ± 0,0047 2012 Gjennomreise September 2012
1. 3 Kepler-47 c 0,07 ± 0,061 0,989 ± 0,016 2012 Gjennomreise September 2012
14 PH1 b <0,532 0,634 ± 0,011 2013 Gjennomreise Mai 2013
15 FW Tau AB b 10 ± 4 330 ± 30 ? 2014 Imaging Januar 2014
16 ROXs 42B b 9 ± 3 140 ± 10 ? 2014 Imaging Januar 2014
17 HD 106906 b 11 ± 2 650 ? 2014 Imaging Januar 2014
18 Kepler-413 b 2014 Gjennomreise Mars 2014
19 Kepler-453 b <0,05 0,7903 ± 0,0028 240,503 ± 0,053 2014 Gjennomreise September 2014
20 Kepler-1647 b 1,52 ± 0,65 2,7205 ± 0,0070 1107,5923 ± 0,0227 2016 Gjennomreise 2016
21 OGLE-2007-BLG-349 b 0,25 ± 0,041 2.59 ? 2016 Mikrolinsering September 2016
22 MXB 1658-298 b 23,5 ± 3,0 1,6 ± 0,1 760 2017 Periodisk forsinkelse i røntgenformørkelser 2017
23 KIC 5095269 b 7,70 ± 0,08 0,795 - 0,805 237,7 ± 0,1 2017 Formørkelse av binær timing 2017

En planet ble oppdaget i 2014, men binæriteten til vertsstjernen ble oppdaget i 2016.

Ubekreftet eller tvilsomt

Stjernesystem Planet Masse
( M J )
Halvstor akse
( AU )
Orbital periode Parameter

Ref.

Oppdaget Oppdagelsesmetode
MACHO-1997-BLG-41 b ~ 3 ~ 7 ? 1999 Mikrolinsering

Orbitalperiodemåling i år ( håndberegnet Fermi -estimat viser dette).

Et par planeter rundt HD 202206 eller en sirkumbinær planet?

HD 202206 er en sollignende stjerne i bane rundt to objekter, en av 17 Mj og en av 2,4 Mj . Klassifiseringen av HD 202206 b som en brun dverg eller "superplanet" er nå klar. HD 202206 b er faktisk en rød dverg med 0,089 solmasser. De to objektene kunne begge ha dannet seg i en protoplanetarisk skive med den indre blitt en superplanet, eller den ytre planeten kunne ha dannet seg i en sirkumbinarisk skive. En dynamisk analyse av systemet viser videre en 5: 1 gjennomsnittlig bevegelsesresonans mellom planeten og den brune dvergen. Disse observasjonene reiser spørsmålet om hvordan dette systemet ble dannet, men numeriske simuleringer viser at en planet dannet i en sirkumbinær disk kan migrere innover til det blir fanget i resonans.

Skjønnlitteratur

Sirkulære planeter er vanlige i mange science fiction -historier:

Se også

Referanser

Videre lesning