Эй, у тебя между зубов застряла планета…

А вы знали, что звезды тоже голодают? Нам повезло, что наше солнце еще не попробовало планеты. Круговые и относительно стабильные орбиты, на которых лежат планеты нашей Солнечной системы, означают, что они (мы) в безопасности от (пока) голодного солнца. Но другим планетарным системам не так повезло. Звездные системы с турбулентными начальными условиями могут создавать планеты на динамически нестабильных и эксцентричных орбитах, из-за чего планета тонет в звезде-хозяине.

Как часто на самом деле случается этот огненный, скалистый праздник? И наоборот, насколько часто можно найти звезду, подобную нашему Солнцу, способную вместить такую ​​динамично мирную систему? Эти вопросы важны не только для теории образования планет, но и для поиска жизни за пределами нашей Солнечной системы. Сегодняшние авторы решили ответить на эти важные вопросы, ища химические признаки планетарного размаха в солнцеподобных звездах.

что ты ешь

Насколько мы понимаем, планеты формируются в протопланетном диске, окружающем молодую звезду. Этот диск, состоящий из газа, пыли и льда, содержит почти такое же количество элементов, как и центральная звезда. С течением времени, термостойкий материал Элементы первыми уплотняются и слипаются, образуя маленькие каменистые планеты и, в конечном итоге, планеты. Переменная Элементы имеют тенденцию оставаться в газообразной форме в течение более длительного времени. Тугоплавкие элементы — это элементы с высокой температурой конденсации, а летучие элементы — с низкой температурой конденсации. Это означает, что при температурах от 500 до 1500 К внутреннего планетарного диска тугоплавкие элементы смогут конденсироваться и образовывать планеты, тогда как летучие элементы останутся в основном в газообразной форме. Это приводит к каменистым планетам и газообразным ядрам планет, состоящим в основном из тугоплавких элементов. Оставшийся газ, богатый летучими элементами, рассеивается из протопланетного диска, который не был захвачен новообразованной планетой.

Теперь, когда мы знаем, что такое планеты, мы можем сделать вывод о химических изменениях, происходящих в звезде, которая только что поела. Когда звезда поедает планету, звезда-хозяин становится химически богаче тугоплавкими элементами, чем она была до еды, благодаря попаданию в ее систему богатого теплом скалистого материала. Это означает, что мы можем сказать, когда у звезды планетарное пиршество, сравнив наблюдаемую в настоящее время химию с химией перед едой! Но откуда мы знаем, каков был его химический состав до еды? Современные авторы остроумно решают этот вопрос, используя широкие двоичные файлы.

Обширные диоды помогают расшифровать состав перед едой

Широкие двойные звезды — это пары звезд, которые гравитационно связаны и, таким образом, вращаются вокруг общего центра масс. Широкий Сегмент означает, что большие полуоси орбит достаточно велики, чтобы разрешить каждого члена, поэтому мы можем изучать каждую звезду в паре отдельно. Понятно, что двойные звезды рождаются вместе, в одно и то же время, из одного и того же молекулярного облака. Поскольку они родились вместе, мы ожидаем, что они будут выглядеть одинаково химически. Это связано с тем, что молекулярные облака турбулентны по своей природе, и их содержимое смешивается задолго до того, как звезды начинают формироваться, поэтому звезды, рожденные в одной и той же области облака, должны быть химически очень похожи. Следовательно, любые различия в наблюдаемых звездных составах в двойной паре обусловлены либо различиями в звездных параметрах (например, эффективной температурой, гравитацией на поверхности и массой конвективной оболочки, что не изменяет истинное внутреннее химическое и звездное содержание, а скорее содержание, которое мы наблюдать/выводить) Или из-за события, которое произошло после образования звезды, например, планетарного поглощения. Чтобы ограничить влияние первого и увеличить вероятность того, что любые заметные различия в химическом составе вызваны последним, современные авторы выбирают широкие двойные системы, в которых оба члена имеют одинаковые звездные параметры.

С учетом всего вышесказанного мы теперь понимаем, почему сегодняшние авторы статей выбирают широкие двойные системы: если предположить, что только одна звезда в двойных системах поглощает планету, мы можем использовать другую звезду в качестве калибровочного инструмента для отслеживания начального формирования голодающей звезды. Для этого исследования авторы отобрали 107 широких двойных пар, состоящих из звезд с эффективными температурами и гравитацией на поверхности, подобными солнечному. Затем они изучили, насколько химически похожи звезды в каждой паре друг на друга. Авторы использовали железо в качестве предпочтительного элемента для исследования химического сходства между звездами в каждой двойной системе. Железо — отличный выбор, потому что 1) содержание железа может быть измерено с высокой точностью из-за множества линий поглощения этого элемента в звездных спектрах, и 2) железо является термостойкий материал Таким образом, его можно использовать в качестве заменителя каменистых планетарных материалов.

30% звезд в наблюдаемых широких двойных системах съели планетарную трапезу.

Авторы обнаружили, что примерно одна треть из 107 исследованных ими бинарных пар демонстрирует значительные химические различия (>2 сигма) между их членами (см. рисунок 1 и соответствующий комментарий). Кроме того, они обнаружили, что самые горячие бинарные пары (близкие к 6000 К) с большей вероятностью демонстрируют химические различия между членами пары.

Фигура 1: Вероятность наблюдения химически асимметричной двойной пары (ось y, где P_anom = 0 означает, что пара химически однородна, а P_anom = 1 означает, что она химически асимметрична) в зависимости от эффективных температур звезд в двойной системе (x ось). Красные и синие точки представляют наблюдаемые данные, состоящие из 107 широких бинарных пар. Пунктирные линии представляют результаты моделирования, в котором 27% солнцеподобных звезд в воображаемой двойной выборке съели планету. Важно отметить, что более горячие звезды не обязательно поглощают планеты с большей скоростью, но их легче съесть. быть увиденным Признаки того, что планеты поглощают горячие звезды из-за их тонкой тепловой оболочки (см. основной текст). Рисунок 1 в статье.

Откуда мы знаем, что эти химические различия вызваны тем, что член пары проглотил планету? Ну, во-первых, температурная зависимость на рисунке 1 — это хороший знак. Авторы предполагают, что эта температурная зависимость может быть связана с физикой строения звезд. Звезды с массой от 0,4 до 1,3 массы Солнца (то есть звезды в этом исследовании) имеют конвективные оболочки, которые постоянно перемешивают содержимое своих оболочек, как миксер. Толщина этой термосферы обратно пропорциональна массе звезды (и, следовательно, ее температуре). Другими словами, более холодные звезды с меньшей массой имеют более толстые конвективные оболочки, которые более эффективно смешивают газ на звездной поверхности, чем их братья и сестры с большей массой, которые имеют более тонкие конвективные оболочки. Это означает, что если мы бросим планету на поверхность более холодной звезды, химическая сигнатура планеты, увеличение содержания тугоплавких элементов, таких как железо, эффективно смешается глубоко в недрах звезды, и химическое вещество значительно ослабит признаки планетарное заглатывание. Однако, если бы мы повторили это с более горячей звездой, имеющей более тонкую конвективную оболочку, мы смогли бы увидеть химические признаки поглощения более легко и, возможно, дольше, из-за более тонкой оболочки, которая не смешивает планетарное содержимое вглубь. звезда. Это может объяснить связь между температурой и вероятностью обнаружения химически различных пар двойных звезд. Для дальнейшего изучения этой взаимосвязи авторы смоделировали фиктивный образец диодов с диапазоном температур и, следовательно, с диапазоном толщин термосферы. Если они предполагают 27-процентную вероятность проглотить планету, что они получают из своих наблюдений, они могут восстановить взаимосвязь между температурой и вероятностью обнаружения химически асимметричной бинарной пары с помощью своих смоделированных данных (пунктирные линии на рис. 1). ).

Фигура 2: Графики, представляющие относительное распределение [Fe/C] Содержание относительно ожидаемых значений с учетом металличности звезды в наблюдаемой широкой двойной выборке. По оси x количественно определяется степень обогащения Fe (тепловой элемент) по отношению к C (летучему элементу) по сравнению с тем, что звезда ожидает от звезды с ее металличностью. Авторы разделили звезды в каждой паре на наиболее богатую минералами (красную) и наименее минеральную (синюю). Авторы обнаружили, что более богатый минералами член каждой пары имеет тенденцию демонстрировать признаки планетарного глотания. Это подтверждает идею о том, что химические различия между широкими диодами в этом образце, вероятно, связаны с поглощением планет. Рисунок 2 в статье.

Для дальнейшего изучения возможности того, что химические различия в их бинарных парах вызваны планетарными событиями поглощения, авторы отмечают соотношение [Fe/C] В каждом члене химически разные бинарные пары. Они выбрали это специальное соотношение из начального содержания, потому что оно проверяет соотношение содержания тугоплавких элементов (железа) к летучим элементам (углерод). увеличить [Fe/C] Ожидаемое значение у солнцеподобных звезд с такой же металличностью может быть вызвано поглощением планеты, богатой тугоплавкими элементами. Авторы обнаружили, что в большинстве химически различных бинарных пар компонент, богатый минералами, имеет тенденцию к увеличению. [Fe/C] изобилие (см. рис. 2). Это убедительно свидетельствует о том, что влажный каменный материал ответственен за химическое различие между членами пар.

В целом, авторы сегодняшней статьи обнаружили, что 27% солнцеподобных звезд в широких двойных системах имеют признаки планетарной оккупации. Кроме того, изучая эти химические различия, они обнаружили, что богатая минералами составляющая бинарной системы, вероятно, участвует в планетарном поглощении. Наконец, они обнаружили, что легче всего обнаружить звезду, пожирающую планеты, когда она находится на самой горячей стороне, около 6000 К, плюс-минус 500 К. Эти результаты подчеркивают силу звездной химии в изучении экзопланет. Кроме того, авторы делают первый шаг к наблюдательному изучению возможности обнаружения динамически мирных солнечных систем, подобных нашей, что играет важную роль в наших поисках внеземной жизни. Эти результаты открывают двери для будущих исследований, посвященных скорости поглощения планет звездами-хозяевами. Было бы интересно определить, является ли четверть каждый Звезды содержат динамически нестабильные планетные системы, или это открытие уникально для звезд в двойных системах. Кроме того, было бы интересно распространить это исследование на неразрешенные двойные системы и выяснить, влияет ли разделение двойных систем на вероятность проглатывания планет.

Монтажер: Элисон Крисп

Избранные изображения предоставлены: Земная обсерватория НАСА / Роберт Саймон / Изображения НПП Суоми VIIRS / Лаборатория визуализации окружающей среды NOAA / Кристофель / Кэтрин Маня

О Екатерине Мане

Кэтрин учится на третьем курсе Техасского университета в Остине. Ее исследования связаны с галактической археологией, которая представляет собой практику использования динамической и химической информации отдельных звезд для изучения эволюции нашего Млечного Пути. Она особенно заинтересована в продвижении химической маркировки, практики отслеживания звезд до места их рождения, до новых рубежей.

Leave a Comment