الفلك

ما هو أروع قزم أبيض معروف؟

ما هو أروع قزم أبيض معروف؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

حسنًا ، في تقرير ArXiv هذا لعام 2014 ، اكتشف العلماء أروع قزم أبيض ، بدرجة حرارة أقل من 3000 كلفن ، ومع ذلك ، نظرًا لأن هذا التقرير منذ أكثر من 6 سنوات ، أعتقد أن هذه المعلومات قد تكون قديمة. حتى الآن ، ما هو أروع قزم أبيض ، وأين يمكنني العثور على مزيد من المعلومات حول هذا؟


لا يزال النموذج من عام 2014 هو صاحب الرقم القياسي - بمعنى أنه من المقنع بشكل معقول أن الرفيق غير المرئي للنجم النابض PSR 2227-0137 يتوافق مع كونه قزمًا أبيض بدرجة حرارة سطحه أقل من 3000 كلفن.

يجدر النظر في سبب صعوبة العثور على مثل هذه الأشياء.

(1) إنها فقط أكبر الأقزام البيضاء الكتلة التي كان لديها الوقت لتبرد إلى أقل من 3000 كلفن في عمر مجرتنا. والسبب في ذلك هو أن الأقزام البيضاء الأكثر ضخامة تكون أصغر حجمًا ولها كثافة أعلى بكثير. وهذا يمكّنهم من التبلور في الأجزاء الداخلية في درجات حرارة عالية وتصبح السعة الحرارية للمادة الصلبة البلورية أقل بكثير من الغاز عند نفس درجة الحرارة ، مما يعني أن الحرارة المتبقية لديهم أقل للإشعاع. الأقزام البيضاء عالية الكتلة نادر؛ هم نقاط النهاية لتطور 6-8$ M odot $ النجوم ، وهي أقل شيوعًا من 1-6$ M_ odot $ النجوم التي تنتج معظم الأقزام البيضاء ذات الكتلة الأقل في المجرة.

(2) يكاد يكون غير مرئي. درجات الحرارة التي تقل عن 3000 كلفن تنخفض إلى منطقة القزم البني. لقد وجدنا الآن الآلاف من الأقزام البنية ، ولكن من المحتمل أن تكون هذه (أ) أكثر شيوعًا من الأقزام البيضاء الضخمة (حوالي 1 لكل 5 نجوم) و (ب) سيكون نصف قطرها حوالي 20 ضعف نصف قطر قزم أبيض ضخم وبالتالي تنبعث منها 400 ضعف التدفق عند نفس درجة الحرارة. وبالتالي سيكون من الصعب جدًا العثور على أقزام بيضاء باردة حرة الطفو ، خاصةً إذا كانت نادرة في جوهرها.

(3) لكن ألا يمكننا العثور عليها في الأنظمة الثنائية؟ إذا كان النجم المصاحب $> 1 M_ odot $ عندها سيكون قد عاش ومات في الوقت الذي استغرقه القزم الأبيض الضخم ليبرد وسيتعين أن يكون النظام مزدوج الانحطاط. أي نجم نيوتروني + قزم أبيض أو قزمان أبيضان. العديد من هذه الأنظمة معروفة ، لكنني أعتقد أننا نعود إلى حقيقة أن الأقزام البيضاء الضخمة نادرة ، وإذا كانت أضخم مما نقول 1.15 مليون دولار_ odot $ يصبح من الصعب تمييزها عن النجوم النيوترونية إذا كان كل ما لديك هو ديناميكيات النظام. سيكون خط الهجوم الواعد أكثر هو البحث عنهم كرفاق ثنائيين للأقزام القديمة K و M. ولكن هذا يعني أن النظام الثنائي الأصلي كان سيحتوي على نسبة كتلة عالية جدًا - فقد أصبح جزء معقول من هذه الأنظمة غير منضم لأن سلف القزم الأبيض فقد كتلته (ومعظم النظام) ، ونسبة كتلة عالية جدًا الأنظمة الثنائية ليست شائعة. أعتقد أن المسح الفلكي Gaia قد يكون مصدرًا جيدًا للأقزام البيضاء الباردة المرشحة لأنه سيحدد الحركات الثنائية والكتل الثانوية (في الحقيقة ، الأولية غير المرئية) للعديد من النجوم K و M. أي نجم K / M مع رفيق غير مرئي يكون أكبر من 1 مليون دولار odot $ ستكون ذات فائدة.


اكتشف علماء الفلك أبرد قزم أبيض على الإطلاق - ألماسة قديمة بحجم الأرض

حدد علماء الفلك ما يمكن أن يكون أحد أغرب النجوم في مجرتنا: قزم أبيض قديم وباهت وبارد بشكل لا يصدق ، تبلور إلى ماسة بحجم الأرض.

قال البروفيسور ديفيد كابلان من جامعة ويسكونسن ميلووكي في بيان صحفي: "إنه شيء رائع حقًا". "يجب أن تكون هذه الأشياء موجودة ، ولكن نظرًا لأنها قاتمة جدًا ، يصعب العثور عليها."

الأقزام البيضاء عبارة عن نجوم في نهاية عمرها الافتراضي عندما يتوقف تفاعل الاندماج الذي يضخ الحرارة والطاقة أثناءه تقريبًا ، تاركًا الكربون والأكسجين المتبقيين للاندماج في حالة كثيفة وباردة بشكل لا يصدق.

في حالة هذا القزم الأبيض الذي تم اكتشافه مؤخرًا ، يعتقد علماء الفلك أنه قد تبرد وتبلور على طول الطريق إلى الماس ، ويقدر أن النجم الناري يبلغ عمره 11 مليار سنة - مما يجعله في نفس عمر مجرة ​​درب التبانة.

1/12 وكالة ناسا: الفضاء في صور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

ناسا: الفضاء في الصور

نجوم مثل هذه ليست نادرة (يُعتقد أن حوالي 97 في المائة من النجوم تتحول إلى أقزام بيضاء وقد اكتشفنا حتى كواكب مصنوعة من الماس) ولكن من الصعب جدًا العثور عليها - وذلك ببساطة لأن ضوءها خافت جدًا لدرجة يصعب معها تحقيقه الطريق عبر الكون إلى التلسكوبات على الأرض.

لحسن الحظ ، كان لهذا القزم الأبيض بالذات شريك تخلى عن وجوده لعلماء الفلك على الأرض: نجم نجم نابض يُدعى PSR J2222-0137.

موصى به

النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية فائقة الكثافة تدور بسرعة مذهلة ، وتطلق حزمًا من موجات الراديو في الكون مثل المنارات فائقة الشحن. ومع ذلك ، مع PSR J2222-0137 ، لاحظ علماء الفلك أن الحزم الراديوية يتم إعاقتها بانتظام بواسطة جسم غير معروف.

اشتبه فريق من المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي في الولايات المتحدة أنه قزم أبيض ، لكنهم لم يتمكنوا من رؤية الجسم بعد مزيد من المراقبة. تفسيرهم؟ أن هذا هو واحد من أبرد قزم أبيض تم اكتشافه على الإطلاق.

قال بارت ، طالب الدراسات العليا بجامعة نورث كارولينا ، "صورتنا النهائية يجب أن تُظهر لنا رفيقًا أضعف 100 مرة من أي قزم أبيض آخر يدور حول نجم نيوتروني وأضعف بحوالي 10 مرات من أي قزم أبيض معروف ، لكننا لا نرى شيئًا". دنلاب. "إذا كان هناك قزم أبيض هناك ، وهناك شبه مؤكد ، فلا بد أنه شديد البرودة."

ومع ذلك ، فإن هذا بارد بالمعنى الفلكي ، وعلى الرغم من كونه أبرد بـ 5000 مرة من مركز الشمس ، إلا أنه لا يزال يُعتقد أن القزم الأبيض الماسي يبلغ 2700 درجة مئوية (أو 4892 درجة فهرنهايت).


أصغر قزم أبيض معروف في الكون هو ماسة بحجم الأرض

عندما نموت ، في حالة عدم وجود تدخل فني متخصص في دفن الجثث ، & # xA0 & aposll سرعان ما نصبح بركة من الوحل الكيميائي الإجمالي & # xA0 وكومة & # xA0 من العظام. هذا & aposs كيف & # xA0- تدمير الذات. & # xA0It & aposs الطبيعة وطريقة aposs لقول نهائي & # xA0اللعنة عليك& # xA0 في أكثر إبداعاتها تقدمًا ، والطريقة الأكثر براقة التي قد ينتهي بها المطاف بالجثة هي إما أن تكون مغطاة بالرماد أو ربما يأكلها بعض الذئاب المهيبة (ضع ذلك في إرادتك). من ناحية أخرى ، فإن متوسط ​​نجمة التسلسل الرئيسي يخرج بأسلوب أعلى. سوف تموت شمس الحي الودود عندما ينفد وقودها حيث أن النجم & # xA0burns من آخر & # xA0 مخازن الهيدروجين كما & # xA0a عملاق أحمر يدمر النظام الشمسي ، ستنهار أحشائه على نفسها ، مكونة نواة ساخنة من الكربون

بعد انتهاء مرحلة العملاق الأحمر لموت النجوم بأزيز ناري أخير من الرياح الشمسية ، غادرنا تلك القطعة البيضاء الصغيرة شديدة الكثافة. قزم أبيض. ستبقى جثة النجم القزم الأبيض تبرد إلى الأبد. النتيجة النهائية & # xA0 ، التي أظهرتها ملاحظات الأقزام البيضاء التي تم إصدارها للتو من المرصد الفلكي الراديوي الوطني ، هي راحة دائمة كما يمكن أن يطلق عليها بشكل معقول اسم الماس: الكربون المتبلور. يجب ألا تكون النجوم التي وصلت إلى هذه الحالة نادرة في الكون ، لكن اكتشاف NRAO & aposs لواحد ، أصغر وأروع قزم أبيض تمت ملاحظته حتى الآن ، يعد إنجازًا مثيرًا للإعجاب نظرًا لصغر النجم وبرودة وظلمة النجم. يبدو الأمر أشبه بمحاولة العثور على مكعب جليدي على نهر جليدي.

القزم الأبيض لا يزال لديه كتلة ، وكتلة aposs تساعدنا في العثور على أي جسم صغير مظلم في الكون البعيد نسبيًا ، مثل كوكب خارج المجموعة الشمسية. وبشكل أكثر تحديدًا ، نبحث عن تأثير الجسم الضخم على الأشياء من حوله. عندما يحدد علماء الفلك كوكبًا خارج المجموعة الشمسية بدقة ، فإنه غالبًا ما يرجع الفضل في ذلك إلى عدسة الجاذبية ، حيث توجد الكائنات من خلال الاهتزاز الذي يؤثر على جسم آخر.

تم التعرف على القزم الأبيض الموصوف حديثًا لأول مرة بفضل نجم نابض قريب ، & # xA0PSR J2222-0137. هذا النجم النابض ، أول كائن تم تحديده في النظام النجمي المعني ، & # xA0 يدور حوالي 300 مرة في الثانية & # xA0 وكان واضحًا منذ البداية أنه كان لديه شريك من نوع ما ، ربما نجم نيوتروني أو قزم أبيض ميت جدًا . النجوم النابضة ، بحد ذاتها ، رائعة مثل & # xA0tiny مذبذبات الراديو (المنارات الكونية ، علماء الفلك مغرمون بالقول) ، لكن دورانها هو أدوات مثالية أو يكتشف الأجسام الأخرى. احتفظ آدم ديلر ، عالم الفلك في التلسكوب الراديوي ذو صفيف طويل جدًا ، بعلامات تبويب على & # xA0PSR J2222-0137 لمدة عامين ، وجمع البيانات اللازمة لتحديد موقعه الدقيق بالنسبة إلى الأرض. باستخدام هذه المعلومات ، كان من الممكن بعد ذلك استهداف النجم النابض باستخدام NRAO & aposs Green Bank Telescope ، في ولاية فرجينيا الغربية.

باستخدام نبضات النيران السريعة لـ & # xA0PSR J2222-0137 ، تمكن باحثو جرين بانك بقيادة طالب تخرج وقتها يدعى جيسون بويلز من مشاهدة النجم النابض والشريك القزم الأبيض وهو يلتف حول الفضاء نفسه بينما يدور الاثنان حول بعضهما البعض. تأخيرات طفيفة في إشارات & # xA0pulsar & aposs أثناء سفرهم من هناك إلى هنا & # xA0 أبعد القزم الأبيض لأنه مر خلف -0137 ، وهو أمر يحدث كل يومين. أعطت هذه التأخيرات كتلة كلا الجسمين ، حيث يزن النجم النابض (يتكتل بالفعل) حوالي 12 ضعف كتلة شمسنا ، والقزم الأبيض حوالي 1.2 مرة من الكتلة.

الشيء الغريب في ملاحظات الفريق هو أنه ، بالنظر إلى المسافة وكتلة القزم الأبيض ، يجب أن يكون مرئيًا باستخدام الضوء البصري أو الأشعة تحت الحمراء. ليس الأمر كذلك: & # xA0 كل من تلسكوب أبحاث الفيزياء الفلكية الجنوبية (SOAR) في تشيلي وتلسكوب & # xA0Keck في هاواي قد جفوا. لا يمكن العثور على جمرة محترقة لنجم سابق & # x2014 فقط بارد ، & # xA0black ، وضخم. قديم أيضًا: يُقدر أن القزم الأبيض كان موجودًا منذ ما يقرب من 11 مليار سنة ، مما يجعله تقريبًا نفس عمر مجرة ​​درب التبانة.

& # x201CO يجب أن تظهر لنا صورتنا النهائية رفيقًا أضعف 100 مرة من أي قزم أبيض آخر يدور حول نجم نيوتروني وحوالي 10 مرات أكثر خفوتًا من أي قزم أبيض معروف ، لكننا لا نرى شيئًا ، & # x201D قال بارت دونلاب ، أحد من أعضاء الفريق ، في بيان NRAO. & # x201CIf هناك & # x2019s قزم أبيض هناك ، ويكاد يكون هناك بالتأكيد ، يجب أن يكون باردًا للغاية. & # x201D

ولكي تكون بهذا البرودة ، فإن الكربون المكون للنجم والكربون قد يبرد بدرجة كافية ليتبلور ، مما يمنحنا الماس. ومع ذلك ، فإن القزم الأبيض & # xA0 لا يزال على بعد 900 سنة ضوئية. & # xA0 لذلك نحن نمضي قدمًا ونواصل تمزيق شمال كندا من أجل صخورنا الجميلة. أم لا.

إعداد التقارير الأصلية عن كل ما هو مهم في صندوق الوارد الخاص بك.

من خلال الاشتراك في نشرة VICE الإخبارية ، فإنك توافق على تلقي اتصالات إلكترونية من VICE قد تتضمن أحيانًا إعلانات أو محتوى برعاية.


2. الملاحظات والتحليل

2.1. ملاحظات الراديو

حدثت الملاحظات الراديوية لـ PSR J2222 لقياس تأخير Shapiro في الأسبوع الأخير من عام 2011 في مايو مع 100 متر Robert C. Byrd GBT. 10 لقد حصلنا على ملاحظة مدتها 6 ساعات تم أخذها حول الاقتران الفائق للنظام الثنائي معززًا بخمس ملاحظات مدتها ساعتان في كل واحد من خمسة Shapiro القصوى الأخرى ، وكلها تستخدم أداة معالجة Green Bank Ultimate Pulsar (GUPPI DuPlain et al. تم فصل عرض النطاق الترددي 800 ميجاهرتز المتمركز عند 1500 ميجاهرتز في استقطابين متعامدين إلى 512 قناة ترددية بأخذ عينات من نيكويست بعرض 1.5625 ميجاهرتز عبر بنك مرشح متعدد الأطوار. قدمت هذه القنوات ، التي تم أخذ عينات منها عند 8 بتات ، معلومات استقطاب كاملة ودقة زمنية فعالة تبلغ 0.64 μs. تم فصل كل قناة بشكل متماسك عند مقياس التشتت الاسمي للنجم النابض (3.27761 قطعة سم −3 في ذلك الوقت ، على الرغم من أننا قمنا بتحسين هذا القياس لاحقًا). تم تقسيم كل جلسة مراقبة إلى 30 دقيقة من الملاحظات PSR J2222 مفصولة بمسح معايرة 60 ثانية لمصدر الراديو خارج المجرة 3C 190. تم أخذ فحوصات المعايرة في نفس الوضع مثل ملاحظات النجوم النابضة ، ولكنها تضمنت أيضًا ديود ضوضاء 25 هرتز تم إدخاله في المستقبل.

تم إجراء تقليل البيانات باستخدام PSRCHIVE الحزمة (Hotan et al. 2004). استخدمت معايرة التدفق عمليات المسح داخل وخارج المصدر لـ 3C 190. وأعقب ذلك إزالة تداخل التردد اللاسلكي بواسطة psrzap خدمة. يوضح الشكل 1. ملف تعريف النبض المُعاير المحدد من اقتران تغطية الملاحظة الطويلة. تمت محاذاة البيانات في الوقت المناسب باستخدام أفضل التقويم الفلكي (أدناه) ، ومقسمة إلى 16 قناة تردد ، وإعادة تركيبها لقياس التشتت وقياس الدوران باستخدام تحليل خطأ التمهيد . لقد وجدنا أن كثافة التدفق متوسط ​​الفترة تباينت بعامل قليل على مدار الملاحظات الطويلة بسبب التلألؤ ، بمتوسط ​​1-2 مللي جول عند 1500 ميجا هرتز. تم قياس أوقات الوصول الفردية (TOAs) من ملفات تعريف الكثافة الإجمالية المطوية باستخدام خوارزمية مجال التردد في PSRCHIVE (تايلور 1992). تم إنشاء قالب عن طريق تركيب ثلاثة غاوسيين في ملف تعريف النبض المجمع. من هذه المكونات الغوسية ، أنشأنا قالبًا خاليًا من الضوضاء مع تدوير طور المكون الأساسي في مجال التردد إلى الصفر. تم تقسيم الملاحظات إلى مقاطع مدتها دقيقتان ، مع قياس TOA واحد لكل مقطع. لاحظ أنه نظرًا لأن التلألؤ بين النجوم تسبب في اختلاف التدفق بشكل كبير ، فقد كان هناك تغيير نسبي في دقة TOA التي تباينت عبر مجموعة البيانات.

شكل 1. ملف النبض لـ PSR J2222 من مراقبة GUPPI التي تغطي الاقتران. في اللوحة السفلية ، الأسود هو الكثافة الكلية ، والأحمر هو الاستقطاب الخطي ، والأزرق هو الاستقطاب الدائري (ستوكس الخامس). زاوية موضع الاستقطاب الخطي معطاة في اللوحة العلوية. كما هو الحال مع معظم MSPs ، لا تسمح تغيرات زاوية موضع الاستقطاب بنموذج متجه دوار ، لذلك لا يمكننا تقييد هندسة الانبعاث.

تم دمج هذه البيانات مع البيانات السابقة المأخوذة لملاحظات اكتشاف PSR J2222 (Boyles et al. 2013) لإنتاج نموذج توقيت. استخدمنا نموذج "DD" (Damour & amp Deruelle 1985 ، 1986) في TEMPO، 11 الذي يتضمن تأخير Shapiro. تم أخذ البيانات الفلكية لهذا النموذج من Deller et al. (2013) ، واستخدمنا التقويم الفلكي DE421 JPL (Folkner et al.2009). كان التوقيت المناسب بدون تأخير Shapiro غير مقبول إحصائيًا ، مع وجود جذر متوسط ​​التربيع متبقي قدره 9.3 ميكرو ثانية (χ 2 = 4539.4 لـ 931 درجة من الحرية) ، وكان توقيع تأخير Shapiro واضحًا واضحًا في البقايا (الشكل 2). مع تأخير Shapiro المتضمن في الملاءمة ، كان rms المتبقي 4.2 μs (χ 2 = 930 لـ 929 درجة من الحرية) ، مع عدم وجود بنية متبقية واضحة في البقايا (تغيير المعلمات الفلكية ضمن أوجه عدم اليقين من Deller et al. 2013 غيرت نتائج التوقيت بمقدار 1σ). يحدد تأخير شابيرو ميل المدار والكتلة المصاحبة ، ثم يتم دمجها مع وظيفة الكتلة الثنائية لتحديد كتلة النجم النابض. نظرًا للجمع بين العديد من أوضاع المراقبة المختلفة والأقل دقة بكثير من المراقبة السابقة مع حملة تأخير Shapiro عالية الدقة ، فقد قدرنا معلمات التوقيت بتحليل خطأ التمهيد. نعطي نتائج التوقيت الكاملة ، مع تقديرات خطأ 1σ من تحليل التمهيد ، في الجدول 1.

الشكل 2. توقيت المخلفات لـ PSR J2222 ، باستخدام البيانات الجديدة من هذه الورقة (الأزرق: MJD 55600–55921) والبيانات الأقدم (باللون الرمادي) ، كدالة للطور المداري (الشذوذ الحقيقي زائد خط طول الحضيض). أعلى: القيم المتبقية المحسوبة من النموذج الأفضل ملاءمة دون تأخير Shapiro (جذر متوسط ​​التربيع المتبقية هي 9.3 ميكرو ثانية). الوسط: القيم المتبقية محسوبة بما في ذلك تأخير شابيرو. المنحنى الأحمر هو أفضل ملف تعريف تأخير Shapiro. أسفل: القيم المتبقية المحسوبة بالنسبة إلى النموذج الأكثر ملاءمة بما في ذلك تأخير Shapiro (جذر متوسط ​​التربيع المتبقية 4.2 ميكرو ثانية). اقتران في مرحلة 0.25. في كل اللوحات ، يُظهر المحور الأيسر البقايا في μs ، بينما يُظهر المحور الأيمن البقايا في فترات زمنية بالميلي. لاحظ الاختلاف ذ- موازين المحور.

الجدول 1. معلمات التوقيت المجهزة والمشتقة لـ PSR J2222−0137

المعلمات قيمة
معلمات التوقيت
فترة (فترات) العصر 0.032817859053065(3)
مشتق الفترة (s −1) 5.865(7) & # x00d7 10 −20
قياس التشتت (كمبيوتر سم −3) 3.2842(6)
قياس الدوران (rad m −2) +2.6(1)
الحقبة المرجعية (MJD) 55743
الصعود الأيمن ب (J2000) 22:22:05.969101(1)
الانحراف ب (J2000) −01:37:15.72441(4)
أ. الحركة الصحيحة b (mas yr 1) 44.73(4)
ديكل. الحركة الصحيحة b (mas yr 1) −5.68(6)
المنظر ب (ماس)
المركز الحقبة ب (MJD) 55743
مدى توقيت ساتا (MJD) 55005–55922
عدد TOAs أ 943
جذر متوسط ​​التربيع المتبقية (μs) 4.2
المعلمات الثنائية د
الفترة المدارية (أيام) 2.4457599929(3)
المحور شبه الرئيسي المتوقع (LT-s) 10.8480276(12)
عصر البيريسترون (MJD) 55742.13242(0)
الانحراف المداري 3.8086(15) & # x00d7 10 −4
خط طول الحضيض (deg) 119.778(12)
وظيفة الكتلة (م) 0.22907971(8)
الخطيئة أنا 0.9985(3)
الكتلة المصاحبة (م) 1.05(6)
المعلمات المشتقة
المسافة ب (الكمبيوتر) 267.3
السرعة المستعرضة ب (كم ث −1) 57.1
الميل المداري أنا (درجة) 86.8(4)
مشتق فترة شكلوفسكي (ق −1) 4.33(5) & # x00d7 10 −20
مشتق الفترة الجوهرية c (s −1) 1.54(5) & # x00d7 10 −20
المجال المغناطيسي للسطح ج (10 9 جم) 0.719
اللمعان الدوراني c (10 31 erg s −1) 1.72
العمر المميز ج (جير) 33.8
كتلة النجم النابض (م) 1.20(14)
كثافة التدفق عند 1500 ميجاهرتز (mJy) 1–2

ملاحظات. القيم الموجودة بين قوسين هي شكوك في الرقم الأخير. بالنسبة لبيانات التوقيت المشتقة هنا ، تم اشتقاق حالات عدم اليقين من تحليل التمهيد وتم نقلها عند المستوى 1σ. أ خلال ملاحظات التوقيت الأولية ، قمنا بحساب TOA كل 10 دقائق. خلال الملاحظات الجديدة الموضحة هنا ، قمنا بحساب TOA كل دقيقتين. (ب) القيم مأخوذة من Deller et al. (2013) وتم عقده ثابتًا للتوقيت المناسب. ج تم تصحيح القيم لتأثير شكلوفسكي. د استخدمنا نموذج "DD" (Damour & amp Deruelle 1985 ، 1986).

تتكون بياناتنا من بيانات عالية الجودة ومتناسقة ومتناسقة من حملة مكثفة لمدة أسبوع واحد وعدد قليل من العصور الأخرى. كانت بقية البيانات أقل دقة وأقل انتظامًا ، مع نطاق أوسع من تردد المراقبة وإعداد الأدوات. هذا يجعل من الصعب (إن لم يكن مستحيلًا) تقييد التغييرات العلمانية طويلة المدى بقوة مثل حركة محيط الحضيض (Lorimer & amp Kramer 2012). ومع ذلك ، فقد جربنا التوافق مع القيمة التي تنبأت بها النسبية العامة (≈008 سنة -1). كان التوافق الناتج جيدًا ، مع انخفاض جذر متوسط ​​التربيع إلى 3.8 ميكرو ثانية. زاد كل من النجم النابض والكتل المصاحبة بحوالي 1 درجة مئوية مقارنة بالقيم الواردة في الجدول 1. وبالنظر إلى الانحراف الصغير ومجموعة البيانات غير المتجانسة مع وجود فجوات كبيرة ، لا نعتقد أن الملاءمة قابلة للتطبيق في هذا الوقت ، ولكننا نشجع المزيد من المراقبة طويلة المدى لـ هذا النظام لتأسيس سلوكه العلماني.

2.2. المراقبة البصرية / الأشعة تحت الحمراء

لاحظنا موضع PSR J2222 عند الأطوال الموجية البصرية والأشعة تحت الحمراء القريبة ، كما هو مذكور في الجدول 2. استخدمت ملاحظات Keck الأعمق الجانب الأحمر من مطياف التصوير منخفض الدقة (LRIS Oke et al. 1995) على 10 أمتار Keck I تلسكوب. تم تقليل البيانات باستخدام الإجراءات القياسية في IRAF، وطرح التحيز ، والقسمة على الحقول المسطحة ، والجمع بين التعريضات الفردية. كانت الرؤية حوالي 08 في المجموعة ص الصورة و 07 في المجموعة أنا صورة. قمنا بحساب حل قياس فلكي مناسب للتحول وفصل المقاييس والدوران على طول كل محور (على سبيل المثال ، ملاءمة ستة معلمات) باستخدام 100 نجمة غير مشبعة تم تحديدها من إصدار البيانات 10 من مسح Sloan الرقمي للسماء (SDSS) (DR10 Ahn et al. 2014) ، مع إعطاء جذر متوسط ​​التربيع بقايا 02 في كل إحداثي. أجرينا معايرة ضوئية بالنسبة إلى القياس الضوئي لـ SDSS ، وحددنا 23 نجمًا تم اكتشافها جيدًا ، ومنفصلة جيدًا ، وغير مشبعة ، وتحولنا من مرشح SDSS إلى Johnson-Cousins ​​باستخدام معادلات التحويل المناسبة. 12 كان عدم اليقين عند نقطة الصفر هو & lt0.01 mag ، على الرغم من وجود شكوك منهجية قادمة من تحويلات المرشح لدينا. لا نرى أي جسم في موضع النجم النابض (الشكل 3) ، أقرب كائن على بعد حوالي 2 بوصة من موضع النجم النابض (على بعد 10 درجات تقريبًا) ويبدو ممتدًا (ص = 23.1 ± 0.1 وعدم اليقين في الموقع الإحصائي بمقدار ± 03 في كل إحداثي). حددنا الحدود العليا بـ 3 درجات باستخدام مستخرج (Bertin & amp Arnouts 1996) لتحديد الحجم الذي أعطى 0.3 ماج عدم يقين (تم التحقق منه باختبارات النجوم المزيفة) ، والتي قدمناها في الجدول 2.

الشكل 3. صور بصرية لمجال PSR J2222: LRIS ص الفرقة (يسار) ، LRIS أنا الفرقة (وسط) ، و SOAR ص الفرقة (يمين). يشار إلى موضع PSR J2222 بالعلامات في المركز ، والتي تبدأ من 05 من النجم النابض (أكبر من عدم اليقين في موضع النجم النابض مع عدم اليقين الفلكي للصورة). الشمال للأعلى والشرق لليسار والصورة بحجم 1 '. على ال ص-صورة النطاق الترددي ، نشير أيضًا إلى مجال الرؤية الذي تغطيه صورة NIRC2 الخاصة بنا ، مع ظهور المنطقة المقنعة في أسفل اليمين.

الجدول 2. الأرصاد البصرية / القريبة من الأشعة تحت الحمراء والحد من الأبعاد

أداة تاريخ منقي تعرض تحديد الحجم
(س) الظاهر أ المطلق ب
SOAR / غودمان 2013 2 يوليو ص 300 + 3 & # x00d7 600 26.4 ج 19.2
SOAR / غودمان 2013 3 يوليو ص 18 & # x00d7 400
Keck I / LRIS (أحمر) 2013 4 أغسطس ص 2 & # x00d7 300 26.3 19.1
Keck I / LRIS (أحمر) 2013 4 أغسطس أنا 2 & # x00d7 300 26.0 18.9
كيك II / NIRC2 2013 12 أكتوبر ك' 60 + 5 & # x00d7 120 21.0 13.9

ملاحظات. أ 3σ مقادير محددة في موضع النجم النابض. (ب) حدود المقدار المطلق المحسوبة لمسافة 267 قطعة وانقراض بمقدار أالخامس = 0.12 ماج. ج تم الجمع بين ملاحظتي SOAR.

لاحظنا PSR J2222 في ص- النطاق مع Goodman Spectrograph (Clemens et al. 2004) على تلسكوب أبحاث الفيزياء الفلكية الجنوبية (SOAR) بطول 4.1 متر على مدار ليلتين في يوليو 2013. تم تذبذب جميع التعريضات الضوئية وتثبيتها بمعامل اثنين في كلا البعدين. تم طرح الإطارات بشكل متحيز وتسويتها بقبة مسطحة. استخدمنا بعد ذلك متوسط ​​البيانات (بعد إخفاء هالات الضوء المتناثرة لثلاثة نجوم مشبعة) من الليلة الثانية التي تم إنشاؤها بدون تسجيل لإنشاء شقة سماء ، والتي قمنا بتنعيمها بـ 20 & # x00d7 20 بكسل مربع مرشح. هذا يصحح اختلافات السطوع على نطاق واسع. تم إقحام الأشعة الكونية على التعريضات الفردية باستخدام لاكوزمي روتين (فان دوكوم 2001). تباينت الرؤية بشكل كبير على مدار الملاحظات ، من 11 إلى 2 ''. قمنا بعد ذلك بإزاحة كل تعرض بعدد صحيح من البكسل للتسجيل وقمنا بتلخيصها. الصورة النهائية التي تم جمعها لها رؤية فعالة تبلغ 13 ووقت تعريض إجمالي يبلغ 2.6 ساعة. تم حساب نقطة الصفر الضوئية مرة أخرى بالنسبة إلى بيانات SDSS DR10 ، باستخدام 31 نجمة. تم إجراء المحلول الفلكي باستخدام ستة تعريضات لمدة 30 ثانية من خلال http://astrometry.net (Lang et al. 2010). كما هو الحال مع بيانات Keck ، لا نرى أي جسم في موضع النجم النابض (الشكل 3) ونعطي حدًا أعلى بمقدار 3 درجات في الجدول 2.

بينما تم أخذهم من خلال مرشحات مختلفة وبأدوات / قرارات مختلفة جدًا ، حاولنا الجمع بين Keck ص-باند و SOAR ص-باند الصور باستخدام شارب (بيرتين وآخرون ، 2002). ما زلنا لا نرى أي مصدر في موقع النجم النابض. تختلف البيانات بدرجة كافية بحيث يصعب حساب التدفق المحدود ، ولكن يمكن أن يكون أقل بمقدار 0.3 ماج من الحدود الموضحة في الجدول 2.

تأتي عمليات رصد الأشعة تحت الحمراء القريبة من كاميرا NIRC2 13 على تلسكوب Keck II 10 أمتار ، واستخدمت نظام Laser Guide Star Adaptive Optics (AO) (van Dam et al.2006). تم أخذ البيانات من خلال السحب الرقيقة ولم تكن تصحيحات AO مثالية ، مما أدى إلى جودة صورة تم تسليمها تبلغ 02 FWHM. تم تقليل الصور باستخدام خط أنابيب مخصص تم تنفيذه باستخدام الثعبان و بيراف باستخدام إطارات داكنة وشقق قبة. تم إنشاء إطار هامش السماء من خلال الجمع بين الصور المبعثرة لأهداف متعددة مع النجوم الساطعة المقنعة. كنا مستخرج (Bertin & amp Arnouts 1996) للكشف الأولي عن النجوم وإخفائها. تم طرح الإطار الهامشي من البيانات ذات المجال المسطح بعد تغيير مقياسه إلى مستوى خلفية السماء المناسب. قبل تحميل الإطارات ، تم تصحيح كل إطار للتشويه البصري باستخدام محلول تشويه تم قياسه لـ NIRC2. 14 ظهر وهج خافت في الزاوية اليمنى السفلية (الجنوبية الغربية) من صور الكاميرا العريضة NIRC2 بدءًا من أغسطس 2009. يختلف شكل وسعة الوهج باختلاف اتجاه التلسكوب ، ومقاومة التصحيح من خلال تركيب السطح أو النمذجة. بدلاً من ذلك ، قمنا بإخفاء الوهج باستخدام منطقة مثلثة. لم تكن هناك معايرة قياس ضوئي مستقلة في تلك الليلة ، ولم يظهر سوى نجم واحد على الصورة المضافة المشتركة. لتحديد نقطة الصفر الضوئية ، استخدمنا القياس الضوئي لهذا النجم من SDSS DR10. ثم استخدمنا علاقات الألوان التجريبية الرئيسية التسلسل من Covey et al. (2007) ، استنتاج ضكس لون من الملاحظة زأنا اللون (نتجاهل الاختلافات بين كس و كمرشحات). لهذا النجم (SDSS J222204.76.7013658.9) نستنتج نوعًا طيفيًا من K2.5 ونتوقع كس = 16.9. نتوقع عدم يقين نقطة الصفر بمقدار ± 0.2 ماج أو نحو ذلك بناءً على مقارنة ألوان SDSS الأخرى بتلك المتوقعة باستخدام Covey et al. (2007). مرة أخرى ، لا نرى أي جسم في موضع النجم النابض ، ونعطي 3 درجات أعلى في الجدول 2.


أروع نجم قزم هو في الواقع ألماس بحجم الكوكب

حدد الباحثون أروع وأضعف نجم قزم أبيض تمت ملاحظته على الإطلاق.

أفاد نشرة إخبارية للمرصد البصري الفلكي الوطني أن القزم الأبيض ، الموجود في كوكبة الدلو ، بارد جدًا لدرجة أن الكربون الخاص به قد تبلور وهذا يعني أنه يشبه ماسة بحجم الشمس. الأقزام البيضاء نجوم كثيفة للغاية في المراحل الأخيرة من حياتهم. بعد أن استنفدت هذه الأقزام كل وقودها ، فإنها تنهار من حجم نجم إلى حجم الأرض تقريبًا.

حدد الباحثون نجمًا نابضًا مليئًا بالثانية (نجم نيوتروني دوار) ، أُطلق عليه اسم PSR J2222-0137 ، يدور أكثر من 30 مرة في الثانية. بينما يدور قطبها المغناطيسي يكتسح الأرض ، مما يعطي إشارات موجات الراديو ، هكذا اكتشف الباحثون الجسم.

كشفت الملاحظة أيضًا أن PSR J2222-0137 كان مرتبطًا جاذبيًا بنجم مرافق ، والذي من المحتمل أن يكون قزمًا فائق البرودة.

"هذه الملاحظات نفسها حددت أيضًا موقع النجم النابض بدقة بالغة. وبهذه الطريقة يمكننا أن نكون على يقين من أن جميع النجوم الأخرى في هذا المجال ليست نجمًا نابضًا. يمكنك القول إننا نعرف موقع النجم النابض أفضل من واحد بكسل. " وقال البروفيسور ديفيد كابلان في البيان الصحفي إن هذا أصبح مهمًا للغاية عندما بحثوا عن الدليل البصري للرفيق القزم الأبيض ".

لتحديد كتلتي الجسمين ، استخدم الباحثون نظرية أينشتاين للنسبية العامة ، والتي تنبأت بأن موجات الضوء والراديو تبطئ في قوة الجاذبية للأجسام الضخمة. من خلال قياس شعاع الراديو من النجم النابض (مع مراعاة قانون الجاذبية) ، حدد الفريق أن النجم النابض له كتلة 1.2 مرة من كتلة الشمس ، وأن مرافقه كانت كتلته 1.05 مرة من كتلة الشمس.

مع الأخذ في الاعتبار مسافة النجم النابض ، تمكن الفريق أيضًا من حساب مدى ضعف رفيقه.

"بسبب الملاحظات الراديوية ، نعرف بالضبط أين ننظر ، لذلك وجهنا SOAR هناك وجمعنا الضوء لمدة ساعتين ونصف الساعة. يجب أن تظهر لنا صورتنا النهائية رفيقًا أضعف 100 مرة من أي قزم أبيض آخر يدور حول نجم نيوتروني و أخف بعشر مرات من أي قزم أبيض معروف ، لكننا لا نرى شيئًا. إذا كان هناك قزم أبيض هناك ، ومن شبه المؤكد أنه سيكون شديد البرودة ، "بارت دنلاب ، طالب دراسات عليا في جامعة الشمال قال كارولينا في تشابل هيل وأحد أعضاء الفريق في البيان الصحفي.

يُعتقد أن هذا النوع من النجوم يتكون في الغالب من الكربون والأكسجين ، مما يعني أنه يشبه الماس العملاق. نظرًا لكون الجو باردًا وخافتًا ، يعتقد الفريق أن النجم "الرائع" ولد في الأيام الأولى لمجرة درب التبانة.


معلومات الكاتب

الانتماءات

قسم الفيزياء ، جامعة وارويك ، كوفنتري ، المملكة المتحدة

هولاندز ، بيير إيمانويل تريمبلاي ، بوريس تي جينسيك

مركز الكواكب الخارجية والسكنية ، جامعة وارويك ، كوفنتري ، المملكة المتحدة

Institut für Theoretische Physik und Astrophysik ، جامعة كيل ، كيل ، ألمانيا

المرصد الأوروبي الجنوبي ، جارشينج ، ألمانيا

Nicola Pietro Gentile-Fusillo

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

مساهمات

م. قام بتقليل البيانات وتحليلها وتفسيرها وكتب غالبية النص. حيوان اليف. و بي تي جي. ساهم في تفسير البيانات وكتابة المقال. د. طور كود الغلاف الجوي النموذجي المستخدم في التحليل. N.P.G.-F. ساهم في تقليل البيانات وتحليل البيانات الضوئية.

المؤلف المراسل


أقدم وأبرد قزم أبيض تم العثور عليه على الإطلاق لديه حلقات غبار غريبة حوله

عندما تستنفد النجوم مثل شمسنا وقودها الهيدروجين ، فإنها تدخل ما يعرف بمرحلة الفرع الأحمر العملاق (RGB). يتميز هذا النجم بتمدده إلى عدة أضعاف حجمه الأصلي ، وبعد ذلك يتخلص من طبقاته الخارجية ويتحول إلى أقزام بيضاء مضغوطة. على مدار المليارات القليلة القادمة ، يُعتقد أن هذه النجوم ستستهلك ببطء أي أجسام وستظل حلقات الغبار قريبة بما يكفي لتتأثر بجاذبيتها.

ومع ذلك ، قام عالِم مواطن يُدعى ميلينا ثيفينوت مؤخرًا باكتشاف مفاجئ عند مراقبة نظام قزم أبيض. استنادًا إلى البيانات المأخوذة من مهمة مستكشف مسح الأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WISE) ، كان هذا النجم قزمًا أبيض لمليارات السنين ، ولكن لا يزال لديه حلقات متعددة من الغبار حوله. قد يجبر هذا الاكتشاف ، المعروف باسم LSPM J0207 + 3331 (أو J0207) ، الباحثين على إعادة النظر في نماذج أنظمة الكواكب.

تم الاكتشاف من خلال Backyard Worlds: Planet 9 ، وهو مشروع بقيادة مارك كوشنر (عالم فيزياء فلكية في مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا) والذي يعتمد على متطوعين لفرز بيانات وايز لاكتشافات جديدة. يقع على بعد حوالي 145 سنة ضوئية في كوكبة الجدي ، يعتقد علماء الفلك أن J0207 قد يكون أول مثال معروف لقزم أبيض مع حلقات غبار متعددة ، والأقدم.

كان الاكتشاف أيضًا موضوع دراسة حديثة نُشرت في مجلة الفيزياء الفلكية (& # 8220A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust المكتشف عبر عوالم الفناء الخلفي: Planet 9 Citizen Science Project & # 8220). كما كشف جون ديبس ، عالم الفلك في معهد علوم تلسكوب الفضاء في بالتيمور والمؤلف الرئيسي للورقة ، في بيان صحفي حديث لوكالة ناسا:

"هذا القزم الأبيض قديم جدًا لدرجة أنه مهما كانت العملية التي تغذي المواد في حلقاته ، يجب أن تعمل على فترات زمنية تبلغ مليار سنة. معظم النماذج التي ابتكرها العلماء لشرح الحلقات حول الأقزام البيضاء تعمل بشكل جيد حتى حوالي 100 مليون سنة ، لذا فإن هذا النجم يتحدى افتراضاتنا حول كيفية تطور أنظمة الكواكب ".

تم اكتشاف النجم بواسطة بعثة ناسا واسعة النطاق لاستكشاف الأشعة تحت الحمراء (WISE) التي التقطت إشارة قوية من الأشعة تحت الحمراء ، مما يشير إلى وجود الغبار. استنادًا إلى المعدل الذي تبرد به النجوم القزمة البيضاء بمرور الوقت ، حسب فريق ديبيس من درجات حرارة سطحه & # 8211 التي تزيد قليلاً عن 5800° ج (10500° F) & # 8211 أن J0207 كانت في طور القزم الأبيض منذ حوالي 3 مليارات سنة.

تتناقض هذه الاكتشافات الجديدة مع ما اشتبه به علماء الفلك لبعض الوقت حول تطور أنظمة النجوم. في الماضي ، لاحظ علماء الفلك كيف أن الكواكب والكويكبات التي نجت من طور RGB للنجم # 8217s ستتحرك بعيدًا بعد أن تدخل طور القزم الأبيض. هذا يرجع إلى أن النجم فقد الكثير من كتلته ، وبالتالي تأثير جاذبيته على الأجسام المحيطة.

يتوقع علماء الفلك أن هذا هو ما سيحدث لنظامنا الشمسي في حوالي 5 مليارات سنة. After expanding to encompass Venus, Mercury, and Earth, our Sun will lose its outer layers and become a white dwarf. At this point, the remaining planets and objects (which will likely include the Main Asteroid Belt, the gas giants and the Kuiper Belt) will all drift outwards.

However, in 1 to 4% of cases, white dwarfs have shown infrared emissions that indicate that they are surrounded by dust disks or rings. Scientists theorize that this may be the result of asteroids and comets being kicked from their belts through gravitational interaction with displaced planets and sent towards the star. As these bodies approach the white dwarf, they are torn apart by tidal disruption caused by the star’s strong gravity.

The resulting debris would then form a dusty ring that slowly falls inward and is accreted onto the surface of the star. However, in all previous cases, dust disks and rings have only been observed around white dwarfs that were about one billion years old. This seemed consistent with the notion that older white dwarfs had effectively depleted their supply of asteroids and the resulting dust rings.

This latest discovery effectively makes J0207 the oldest and coldest white dwarf with dust ever to be observed. When she first noticed J0207’s infrared signals, Melina Thévenot thought it was bad data. At the time, she had been searching through the European Space Agency’s جايا mission archives for brown dwarfs, which are barely detectable beyond their infrared emissions.

Artist’s concept of the Wide-field Infrared Survey Explorer as its orbit around Earth. الائتمان: ناسا / مختبر الدفع النفاث

After consulting WISE infrared data, she realized that it was too bright and distant to be a brown dwarf. Thévenot relayed these findings to the Backyard Worlds: Planet 9 team, which then obtained follow-up observations from the W. M. Keck Observatory in Hawaii. As Thévenot explained:

“That is a really motivating aspect of the search. The researchers will move their telescopes to look at worlds you have discovered. What I especially enjoy, though, is the interaction with the awesome research team. Everyone is very kind, and they are always trying to make the best out of our discoveries.”

What’s more, Debes and his colleagues suspect that J0207 may even have a system of rings. They suggest in their study that this would consist of two distinct components: a thin outer ring where the white dwarf’s gravity breaks up the asteroids, and a wider ring closer to the star. These new observations are likely to force astronomers to reconsider their models for how planetary systems evolve.

“We built Backyard Worlds: Planet 9 mostly to search for brown dwarfs and new planets in the Solar System,” Kuchner said. “But working with citizen scientists always leads to surprises. They are voracious – the project just celebrated its second birthday, and they’ve already discovered more than 1,000 likely brown dwarfs. Now that we’ve rebooted the website with double the amount of WISE data, we’re looking forward to even more exciting discoveries.”

The life-cycle of a Sun-like star from protostar (left side) to red giant (near the right side) to white dwarf (far right). الائتمان: ESO / M. Kornmesser

In addition to forcing a rethink of how planetary system evolve over time, this research could provide clues about the future of our own Solar System. Once our Sun become a white dwarf, it is likely to spend the next few billion years consuming asteroids and KBOs that are kicked out of their belts by the surviving gas giants. According to this latest study, it could also have a ring of dust around several billion years later.

And while this discovery was a boon for astronomers, it also demonstrates what is possible thanks to collaborations between scientific organizations and citizen scientists. In the age of exoplanet research and advanced astronomy, the sheer volume of data makes such collaborations not only necessary, but highly lucrative.


The cataclysmic variable

When stars like the sun die, they heave off their outer atmospheres into space. After the fury dies down, only the core — a white-hot ball of carbon and oxygen — is left behind. That ball, no bigger than planet Earth, is supported not by the normal nuclear fusion inside living stars, but by the exotic quantum force known as degeneracy pressure.

But most stars do not live alone most have siblings. And those stars can orbit in silent watchfulness as their companion ends its life in a blaze, leaving behind the corpse that is a white dwarf. Over time, that companion can either begin the final stages of its life itself, or spiral in too closely — close enough to begin a destructive dance.

When that happens, material from the white dwarf's companion can wind up on the surface of the white dwarf, building a thick layer of hydrogen around its carbon-oxygen body. In this situation and with enough time and enough material, a cataclysm can occur: a flash of nuclear fusion created by the intense pressures in the atmosphere. This flash of energy releases in a blast of radiation, visible from light-years away.

These events used to be called "novas," but nowadays astronomers prefer the lengthy term "cataclysmic variable star," because it encompasses a broader class of phenomena (and it sounds cooler.)


Coolest White Dwarf Is a Glimpse of What Happens Long After Our Sun Dies

[NASA’s Goddard Space Flight Center/Scott Wiessinger]

“So, what do أنت think happens after أنت die?”

The question was more of an accusation. The lady asking was sitting across from me at a Christmas dinner a friend of mine was hosting and the previous query was one about my religion. She wasn’t impressed by my response.

Granted, it probably wasn’t the ideal setting to say that I was an atheist, but I wasn’t going to lie either.

“Um, well…” I remember feeling vulnerable when I responded, especially as I’d only just met half the dozen people in the room, including the lady opposite, but I remember thinking: stick with what you know, Ian. So, I continued: “When I’m dead, all the elements from my body will remain on Earth,” — I didn’t want to go into much detail about my حقيقة plan of having my remains blended up into a jar and then launched into space (more on that in a future post, possibly) — “and those elements will get cycled through the biosphere through various biological, chemical and physical processes for billions of years. Eventually, however, all good things must come to an end and the sun will run out of fuel, ballooning into a huge red giant star, leaving what is known as a white dwarf in its wake.” (By her glazed look, I could tell she regretted asking, but I continued.) “If, and it’s a big إذا, the Earth survives this phase of stellar death, our planet might be hurled out of the solar system. Or, and this is my favorite scenario,” — I’d hit my stride and everyone else seemed to be entertained — “it might careen inward, toward the now tiny white dwarf sun, where Earth will be ripped to sheds under powerful tidal forces, sending all the rocks, dust, and the elements that used to be my body, raining down onto the white dwarf.”

This is an abridged version. I also went into some white dwarf science, why planetary nebulae are cool, and how our sun as a white dwarf would stand as a monument to the once great solar system that will be gone five billion years from now. The recycled elements from my long-gone body could eventually rain down onto the atmosphere of a newborn white dwarf star — pretty cool if you ask me. This might be more of a cautionary tail about inviting an atheist astrophysicist to religious celebrations, but I feel my tabletop TED talk was good value for money. And besides, by turning that inevitable “what religion are you?” question into a scientific one, I hadn’t gotten bogged down with justifying لماذا I’m an atheist — a conversation that, in my experience, never works out well over dinner.

So, why am I remembering that fun evening many years ago? Well, today, there’s some cool white dwarf news. And I love white dwarf news, especially if it’s about dusty white dwarfs. Because dusty white dwarfs are a reminder that nothing lasts forever, not even our beautiful 5-billion-year-old solar system.

One Cool Dwarf

A citizen scientist working on the NASA-led “Backyard Worlds: Planet 9” project has discovered the coldest and oldest white dwarf ever found. The project’s aim is to seek out as-yet-to-be-discovered worlds beyond the orbit of Neptune (re: “Planet Nine” and beyond). Through the analysis of infrared data collected by NASA’s Wide-field Infrared Survey Explorer, or WISE (inspired by data from the European Gaia mission), Melina Thévenot was looking for local brown dwarfs — failed stars that lack the mass to sustain nuclear fusion in their cores, but pump out enough infrared radiation to be detected. In the observations, Thévenot spied what she thought was bad data, but with the help of WISE, she found not a nearby brown dwarf, but a white dwarf that was brighter and further away. After sharing her discovery with the Backyard Worlds team, astronomers at the W. M. Keck Observatory confirmed that not only was that white dwarf lowest temperature specimen yet found, it was also very dusty. In fact, it’s thought that the white dwarf, designated LSPM J0207+3331, has multiple dusty rings. Its discovery, however, is something of a conundrum and the researchers think it may challenge planetary models.

“This white dwarf is so old that whatever process is feeding material into its rings must operate on billion-year timescales,” said astronomer John Debes, at the Space Telescope Science Institute in Baltimore, in a NASA statement. “Most of the models scientists have created to explain rings around white dwarfs only work well up to around 100 million years, so this star is really challenging our assumptions of how planetary systems evolve.”

Interesting side note: It was Debes who first got me excited about dusty white dwarfs when I met him at the 2009 American Astronomical Society (AAS) meeting in Long Beach, Calif. You can read my enthusiastic Universe Today article I wrote on the topic here.

After deducing the tiny Earth-sized star’s cool temperature — 10,500 degrees Fahrenheit (5,800 degrees Celsius) — the researchers estimate that the white dwarf is approximately 3-billion years old. The infrared signal suggests a copious quantity of dust is present, which is a bit weird. As I alluded to in my tabletop TED talk, after a sun-like star runs out of fuel and puffs up into a red giant, it will leave a shiny white dwarf surrounded by a planetary nebula in its wake. Should any mangled planet, asteroid or comet that survived the red giant phase stray too close to that white dwarf, it’ll get shredded. So, it’s poignant when astronomers find dusty white dwarfs it means those star systems used to have some kind of planetary system, but the white dwarf is in the process of destroying it. That is the inevitable demise of our solar system in 5 billion years time. But to find a 3-billion-year-old specimen with a ring system doesn’t make a whole lot of sense — the white dwarf had plenty of time to consume all that dusty debris by now, a process, according to Debes, that should only take 100 million years to complete.

Debes, who led the study published in The Astrophysical Journal on Feb. 19, and his team, including discoverer and co-author Thévenot, has some idea as to what might be going on, but more research is needed. One hypothesis is that J0207’s dusty ring is composed of multiple rings with two distinct components, one thin ring just at the edge of where the star is breaking up a belt of asteroids and a wider ring closer to the white dwarf. It’s hoped that follow-up observations by the next generation of space telescopes, such as NASA’s James Webb Space Telescope (JWST), will be able to deduce what those rings are made of, thus helping astronomers understand the evolution of these ancient star systems.

Besides being the ultimate way to gain perspective on our tiny existence (and an excellent topic for an awkward dinner conversation), this research underpins a powerful way in which citizen scientists are shaping space science, particularly projects that require many human brains to process vast datasets.

“That is a really motivating aspect of the search,” said Thévenot, who is one of more than 150,000 volunteers who works on Backyard Worlds. “The researchers will move their telescopes to look at worlds you have discovered. What I especially enjoy, though, is the interaction with the awesome research team. Everyone is very kind, and they are always trying to make the best out of our discoveries.”


Astronomers identify 12-billion-year-old white dwarf stars

A University of Oklahoma assistant professor and colleagues have identified two white dwarf stars considered the oldest and closest known to man. Astronomers identified these 11- to 12-billion-year-old white dwarf stars only 100 light years away from Earth. These stars are the closest known examples of the oldest stars in the Universe forming soon after the Big Bang, according to the OU researcher.

Mukremin Kilic, assistant professor of physics and astronomy in the OU College of Arts and Sciences and lead author on a recently published paper, announced the discovery. Kilic says, "A white dwarf is like a hot stove once the stove is off, it cools slowly over time. By measuring how cool the stove is, we can tell how long it has been off. The two stars we identified have been cooling for billions of years."

Kilic explains that white dwarf stars are the burned out cores of stars similar to the Sun. In about 5 billion years, the Sun also will burn out and turn into a white dwarf star. It will lose its outer layers as it dies and turn into an incredibly dense star the size of Earth.

Known as WD 0346+246 and SDSS J110217, 48+411315.4 (J1102), these stars are located in the constellations Taurus and Ursa Major, respectively. Kilic and colleagues obtained infrared images using NASA's Spitzer Space Telescope to measure the temperature of the stars. And, over a three-year period, they measured J1102's distance by tracking its motion using the MDM Observatory's 2.4m telescope near Tucson, Arizona.

"Most stars stay almost perfectly fixed in the sky, but J1102 is moving at a speed of 600,000 miles per hour and is a little more than 100 light years from Earth," remarks co-author John Thorstensen of Dartmouth College. "We found its distance by measuring a tiny wiggle in its path caused by the Earth's motion—it's the size of a dime viewed from 80 miles away."

"Based on the optical and infrared observations of these stars and our analysis, these stars are about 3700 and 3800 degrees on the surface," said co-author Piotr Kowalski of Helmholtz Centre Potsdam in Germany. Kowalski modeled the atmospheric parameters of these stars. Based on these temperature measurements, Kilic and his colleagues were able to estimate the ages of the stars.

"It is like a crime scene investigation," added Kilic. "We measure the temperature of the dead body—in our case a dead star, then determine the time of the crime. These two white dwarf stars have been dead and cooling off almost for the entire history of the Universe."

Kilic was the lead author on the paper accepted for publication in the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Kilic's co-authors include John Thorstensen, Dartmouth College Piotr Kowalski, Helmholtz Centre Potsdam, Germany and Jeff Andrews, Columbia University.


شاهد الفيديو: الزواج الغير تقليدي والغير منطقي الذي أثار الجدل على المواقع التواصل. فما قصته (شهر نوفمبر 2022).