Астрономы впервые измерили плотность молодой экзопланеты
Астрономы впервые с большой точностью определили объемную плотность молодой экзопланеты, которая находится в системе звезды AU Микроскопа. Оказалось, что ее можно классифицировать как горячий нептун, который обладает массивным ядром и может постепенно терять свою атмосферу. Статьи (1, 2) опубликованы в журналах Monthly Notices of the Royal Astronomical Society и Astronomy & Astrophysics.
AU Микроскопа — вторая по близости к нам звезда до главной последовательности, которая находится в 31,9 световых года от Солнца. Этот молодой (22 миллиона лет) красный карлик относится к группе Беты Живописца, имеет массу 0,5 масс Солнца и радиус 0,75 радиуса Солнца. Интерес к звезде возник после открытия у нее обширного остаточного диска, видимого с ребра на расстоянии от 35 до 210 астрономических единиц от светила, и экзопланеты AU Mic b, которая находится на расстоянии 0,07 астрономических единиц от звезды и совершает один оборот вокруг нее за 8,46 земных дня. Исследования подобных систем важны для астрономов с точки зрения проверки моделей формирования и эволюции планет, в частности ученым необходимо знать орбитальные параметры молодых экзопланет, примерный состав их газовых оболочек и объемную плотность.
Группа астрономов во главе с Батистом Кляйном (Baptiste Klein) из Исследовательского института астрофизики и планетологии в Тулузе и Эдером Мартиоли (Eder Martioli) из Национальной астрофизической лаборатории в Бразилии опубликовала результаты анализа данных наблюдений за системой AU Микроскопа, полученных в 2019 году в ближнем инфракрасном диапазоне при помощи инструмента SPIRou, установленного на наземного 3,6-метровом телескопе CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope). Целью ученых было с большой точностью определить массу планеты при помощи метода радиальных скоростей, задача осложнялась тем, что сама звезда проявляет сильную активность и имеет пятна.
В итоге ученые получили значение массы экзопланеты равным 17,1 масс Земли. Если учесть, что ее радиус, определенный ранее при помощи телескопа TESS, составляет примерно 0,4 радиуса Юпитера, то значение объемной плотности составляет 1,3±0,4 грамма на кубический сантиметр. Это сравнимо с плотностью Нептуна и предполагает, что AU Mic b содержит много тяжелых элементов. Если исходить из моделей, то экзопланету можно считать горячим нептуном, состоящим из массивного ядра и водородно-гелиевой оболочки, масса которой будет составлять примерно 20 или более процентов от общей массы планеты. Равновесная температура экзопланеты была оценена в 600 кельвинов, таким образом она может постепенно терять свою атмосферу, как хорошо известный испаряющийся субнептун GJ 436b.
Астрономы также отмечают, что AU Mic b находится на проградной орбите, которая выровнена относительно оси вращения звезды, что говорит о том, что она сформировалась в протопланетном диске. Учитывая яркость звезды-хозяина, исследователи признали эту экзопланету отличным кандидатом для будущих наблюдений за ее атмосферой как при помощи наземных телескопов, так и космического телескопа «Джеймс Уэбб».
Ранее мы рассказывали о том, как астрономы увидели зарождающуюся экзопланету у звезды AB Возничего и подтвердили открытие двух протопланет у близкой к Солнцу молодой звезды.
Александр Войтюк
Они находятся в маломассивных рентгеновских двойных системах
Астрономы на основе наблюдений за пульсаром PSR J1023+0038 определили механизм переключения переходных миллисекундных пульсаров между режимами активности. Предполагается, что он связан с взаимодействием между пульсарным ветром и внутренней частью аккреционного диска, а также с выбросами вещества. Статья опубликована в журнале Astronomy&Astrophysics. После рождения нейтронные звезды обладают очень высокой скоростью вращения, которая постепенно уменьшается со временем. Однако астрономам известны миллисекундные пульсары, представляющие собой быстровращающиеся нейтронные звезды, которые находятся в маломассивных рентгеновских двойных системах и раскручиваются до миллисекундных периодов вращения за счет аккреции вещества звезды-компаньона. Этот эволюционный путь состоит из нескольких стадий, одна из которых представлена переходными миллисекундными пульсарами — очень редкими и плохо изученными объектами. Они могут находиться в двух состояниях: радиопульсар (объект порождает импульсы радиоволн) и активный режим (нейтронная звезда ярко излучает в рентгеновском диапазоне, аккрецируя вещество из диска вокруг нее). В активном режиме ученые выделяют два состояния — высокий уровень активности, который возникает чаще всего и характеризуется пульсациями рентгеновского, ультрафиолетового и оптического излучения от пульсара, и низкий уровень активности, когда пульсаций нет. Астрофизиков очень интересует, каким образом эти режимы возникают и почему непредсказуемо меняются. Группа астрономов во главе с Марией Кристиной Бальо (Maria Cristina Baglio) из Нью-Йоркского университета в Абу-Даби опубликовала результаты мультиволновых наблюдений за переходным миллисекундным пульсаром PSR J1023+0038, проведенных в июне 2021 года при помощи наземных и космических телескопов, таких как NuSTAR, XMM-Newton, «Хаббл», VLT, ALMA, VLA, NTT и FAST. PSR J1023+0038 был обнаружен в 2007 году как пульсар с периодом вращения 1,69 миллисекунды, обращающийся вокруг маломассивной звезды-компаньона (около 0,2 массы Солнца) за 4,75 часа. В 2013 году он перешел в режим высокого уровня активности, демонстрируя признаки формирования аккреционного диска. Данные наблюдений позволили астрономам построить физическую модель переключения миллисекундного пульсара между режимами активности. Во время высокого уровня активности существует ударная волна между ветром от пульсара и внутренним аккреционным потоком, где возникает большая часть рентгеновского излучения, а также рентгеновские, ультрафиолетовые и оптические пульсации. При этом самая внутренняя область усеченного, геометрически тонкого аккреционного диска, заменяется радиационно неэффективным, геометрически толстым потоком, а падающее на пульсар вещество втягивается в магнитное поле и ускоряется, образуя компактный джет из плазмы, которая выбрасывается наружу. Переход в режим низкого уровня активности инициируется дискретными выбросами вещества поверх джета вдоль оси вращения пульсара, что приводит к угасанию пульсаций. В таком состоянии пульсарный ветер все еще способен проникнуть в аккреционный диск и инициировать возникновение джета. Затем поток вещества из аккреционного диска может вновь заполнить область вблизи пульсара и он перейдет высокий режим активности. Ранее мы рассказывали о том, как ученые впервые увидели гамма-затмения пульсаров-«черных вдов» и напрямую измерили скорость собственного движения пульсара.