ดาราศาสตร์

ว่าด้วยการกระจายตัวของแกนก๊าซยักษ์ในซองของยักษ์แดง

ว่าด้วยการกระจายตัวของแกนก๊าซยักษ์ในซองของยักษ์แดง


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.

เรารู้ว่าก๊าซยักษ์ขนาดใหญ่ เช่น ดาวพฤหัสบดี มีแกนที่เสื่อมสภาพ สมมุติว่ามีดาวพฤหัสบดีร้อนอยู่ ($5M_J$) ที่โคจรรอบดาวประเภท F เมื่อดาวฤกษ์ขยายเป็นดาวยักษ์แดง ซองก๊าซของดาวพฤหัสบดีที่ร้อนจะระเหยกลายเป็นไอ หากแกนกลางที่เสื่อมสภาพ (ที่ทำจากโลหะไฮโดรเจนและวัสดุจากพื้นดินบางส่วน) แตกออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อยระหว่างระยะดาวยักษ์แดงของดาว และดาวยักษ์แดงจะกลายเป็นดาวแคระขาวอย่างรวดเร็วหลังจากนั้น เราก็จะได้ระบบสุริยะอย่างเคปเลอร์-70 แต่แล้วดาวเคราะห์ที่เสื่อมโทรมเหล่านั้นที่ทำจากโลหะไฮโดรเจนที่มีโลหะเจือปนล่ะ? พวกมันจะยังคงเสื่อมโทรมหรือจะค่อยๆ/สูญเสียไฮโดรเจนไปอย่างรวดเร็วเพื่อให้กลายเป็นวัตถุมวลซุปเปอร์เอิร์ธ?


ยักษ์ก๊าซที่ผิดปกติในระบบดาวแคระแดง

ก๊าซยักษ์ GJ 3512 b ไม่โดดเด่นเป็นพิเศษในแวบแรก ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 30 ปีแสง โคจรรอบดาวฤกษ์แม่ใน 204 วัน ค้นพบโดยวิธีความเร็วในแนวรัศมีโดยความร่วมมือของ CARMENES ซึ่งเกี่ยวกับการค้นหาดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์ขนาดเล็ก แต่มองให้ลึกกว่านั้นแล้วคุณจะค้นพบสิ่งที่ทำให้สิ่งนี้ดูเร้าใจ GJ 3512 b กลายเป็นก๊าซยักษ์ที่มีมวลประมาณครึ่งหนึ่งของดาวพฤหัสบดี และดาวแคระแดงขนาดเล็กแบบนี้ไม่ควรเป็นเจ้าภาพในโลกดังกล่าว

ในความเป็นจริง GJ 3512 b อย่างน้อยก็มีลำดับความสำคัญมากกว่าที่เราคาดหวังจากแบบจำลองทางทฤษฎีในปัจจุบัน ทำให้เป็นกรณีทดสอบที่น่าสนใจสำหรับการก่อตัวดาวเคราะห์ แบบจำลองการสะสมแกนจะถือว่าการรวมตัวกันของวัสดุอย่างค่อยเป็นค่อยไปในจานวงแหวนรอบดาว โดยมีวัตถุขนาดเล็กกระแทกเข้าหากันและเติบโตเมื่อเวลาผ่านไปจนกว่าแรงโน้มถ่วงของพวกมันจะเพียงพอที่จะดึงบรรยากาศจากก๊าซที่อยู่รอบ ๆ เข้ามาในชั้นบรรยากาศ ก๊าซยักษ์ตัวนี้ท้าทายโมเดลนี้ เห็นได้ชัดว่าก่อตัวขึ้นโดยตรงจากดิสก์ผ่านการยุบตัวของแรงโน้มถ่วง

ภาพ: เปรียบเทียบ GJ 3512 กับระบบสุริยะและระบบดาวเคราะห์แคระแดงอื่นๆ ในบริเวณใกล้เคียง ดาวเคราะห์รอบๆ ดาวฤกษ์ที่มีมวลสุริยะสามารถเติบโตได้จนกว่าพวกมันจะเริ่มสะสมก๊าซและกลายเป็นดาวเคราะห์ขนาดยักษ์ เช่น ดาวพฤหัสบดี ในอีกไม่กี่ล้านปี อย่างไรก็ตาม จนถึงตอนนี้ นักดาราศาสตร์สงสัยว่ายกเว้นข้อยกเว้นที่หายากบางอย่างเช่น GJ 876 ดาวขนาดเล็ก เช่น Proxima, TRAPPIST-1, ดาวของ Teegardern และ GJ 3512 ไม่สามารถสร้างดาวเคราะห์มวลรวมของดาวพฤหัสบดีได้ เครดิต: Guillem Anglada-Escude – IEEC/Science Wave โดยใช้ SpaceEngine.org (Creative Commons Attribution 4.0 International CC BY 4.0)

สำหรับดาวฤกษ์แม่ GJ 3512 มีมวลประมาณ 12 เปอร์เซ็นต์ของดวงอาทิตย์ ดิสก์ของก๊าซและฝุ่นที่ล้อมรอบดาวมวลต่ำดังกล่าวจะถือว่ามีวัสดุไม่เพียงพอที่จะก่อตัวเป็นดาวเคราะห์เช่นนี้ พิจารณา: ดวงอาทิตย์หนักกว่าดาวพฤหัสบดี 1,050 เท่า ในขณะที่อัตราส่วนมวลระหว่าง GJ 3512 และ GJ 3512 b คือ 270 ดิสก์เศษซากที่มีขนาดใหญ่กว่ามากจะมีความจำเป็นในการสร้างดาวเคราะห์ดวงนี้ตามวิถีปกติ แต่ถ้าดิสก์ที่มีขนาดมากกว่า a หนึ่งในสิบของมวลดาวฤกษ์ที่มีอยู่ แรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ไม่สามารถรักษาดิสก์ให้คงที่ได้ การยุบตัวของแรงโน้มถ่วงสามารถเกิดขึ้นได้ เช่นเดียวกับการก่อตัวดาวฤกษ์ แต่ไม่พบจานมวลสูงนี้รอบๆ ดาวแคระแดงอายุน้อย ดาวเคราะห์นอกระบบใหม่นี้มีหลักฐานว่าดิสก์ดังกล่าวสามารถก่อตัวและให้ผลผลิตได้จริงหรือ?

สิ่งต่างๆ จะยิ่งยากขึ้นเมื่อเราพิจารณาดาวเคราะห์ดวงอื่นในระบบเดียวกัน มีดาวเคราะห์ดวงอื่นอย่างน้อยหนึ่งดวงที่คิดว่ามีอยู่จริง และวงโคจรวงรีของ GJ 3512 b ให้หลักฐานสำหรับผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ดวงที่สามที่เป็นไปได้ซึ่งมีมวลพอๆ กัน ดาวเคราะห์ดวงหนึ่งที่อาจถูกขับออกมา ตอนนี้เรามีดาวสีแดงดวงเล็กๆ ที่จำเป็นต้องสร้างดาวเคราะห์มวลสูงหลายดวง ทำให้เราก้าวไปไกลกว่าแบบจำลองปัจจุบัน ในบทความเกี่ยวกับงานนี้จากนักวิจัยจากสถาบัน Max Planck สำหรับดาราศาสตร์ มหาวิทยาลัยลุนด์ในสวีเดน และมหาวิทยาลัยเบิร์น ผู้เขียนโต้แย้งว่าการยุบตัวของจานโน้มถ่วงเป็นวิธีการเดียวที่ก่อตัวได้

Hubert Klahr หัวหน้าคณะทำงานเกี่ยวกับทฤษฎีการก่อตัวดาวเคราะห์ที่ เอ็มพีเอ “ด้วย GJ 3512 b ตอนนี้เรามีผู้สมัครที่ไม่ธรรมดาสำหรับดาวเคราะห์ที่อาจเกิดจากความไม่แน่นอนของดิสก์รอบดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยมาก การค้นพบนี้กระตุ้นให้เราตรวจสอบแบบจำลองของเรา”

ภาพ: ภาพแสดงอนุกรมเวลาของการวัดความเร็วในแนวรัศมี (RV) และค่าคงเหลือที่ได้รับจาก CARMENES แผง a แสดงให้เห็นว่า RV ของ GJ 3512 (แกนแนวตั้ง) เปลี่ยนแปลงอย่างไรตามเวลาที่ระบุเป็นวันตั้งแต่ 8 ธันวาคม 2014 เวลา 12:00 น. UT (เวลาสากล, แกนนอน). HJD ย่อมาจาก Heliocentric Julian Day ทั้งช่องสัญญาณภาพ (สัญลักษณ์สีน้ำเงิน) และช่องอินฟราเรด (สัญลักษณ์สีแดง) เข้ากันได้ดี เส้นโค้งทึบสีดำเป็นวงโคจรที่เหมาะสมที่สุดกับข้อมูล หลังจากลบการมีส่วนร่วมของ GJ 3512 b แผง b แสดงส่วนที่เหลือ ซึ่งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของช่วงเวลาระยะยาวที่บ่งบอกถึงดาวเคราะห์ดวงที่สอง แผง c และ d แสดงถึงส่วนที่เหลือของการโคจรโดยรวมที่ดีที่สุดสำหรับช่องสัญญาณ CARMENES สองช่อง เครดิต: โมราเลสและคณะ (2019)/MPIA.

เมื่อพิจารณาจากการรวมตัวของกรวดกับความไม่แน่นอนของแรงโน้มถ่วงของจานรอบดาวฤกษ์นี้ นักวิทยาศาสตร์จะต้องดูช่วงเวลาตั้งแต่แรกเริ่มของการก่อตัวเมื่อดิสก์ยังคงมีมวลมากเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ ผู้เขียนไม่สามารถจำลองกระบวนการเพิ่มจำนวนที่จะอธิบายระบบนี้ได้ แต่รูปแบบการแข่งขันของความไม่แน่นอนของแรงโน้มถ่วงส่งผลให้จานที่มีแรงโน้มถ่วงไม่คงที่ในช่วงของความหนืดและความหนาแน่นของพื้นผิวที่ระยะทางต่ำกว่า 100 AU จากกระดาษ:

มวลโดยประมาณของชิ้นส่วนที่ก่อตัวขึ้นจะน้อยกว่ามวลของดาวพฤหัสบดี ซึ่งสอดคล้องกับมวลของ GJ 3512 b ยกเว้นค่า low ที่ต่ำเกินจริง [ความหนืดของดิสก์] การกระจัดกระจายของดิสก์เกิดขึ้นที่รัศมี ≳10 au ดังนั้นดาวเคราะห์จะต้องอพยพเป็นระยะทางไกลจากตำแหน่งการก่อตัวไปยังตำแหน่งปัจจุบัน สิ่งนี้เป็นไปได้เมื่อพิจารณาจากมวลมากของดิสก์เมื่อเทียบกับดาวเคราะห์ และมักพบเห็นได้ในการจำลองเชิงตัวเลขของการแตกแฟรกเมนต์ดิสก์ สำหรับความหนืดจริง a > 0.01 โดยทั่วไปการกระจายตัวของดิสก์จะเกิดขึ้นที่รัศมีไม่กี่สิบ au และมวลดิสก์ทั้งหมดภายในรัศมีนี้คือ

30 ล้านเจ. ดิสก์ไม่สามารถขยายเกินรัศมีการแตกแฟรกเมนต์นี้มากเกินไป เนื่องจากมวลดิสก์ทั้งหมดจะมีขนาดใหญ่มาก (สูงสุด 1 M ภายใน 100 au) ดังนั้น ระบบดาวเคราะห์รอบๆ GJ 3512 จึงสนับสนุนสถานการณ์ความไม่แน่นอนของแรงโน้มถ่วงเป็นช่องทางการก่อตัวสำหรับดาวเคราะห์ยักษ์รอบดาวฤกษ์มวลต่ำ

หากคุณกำลังมองหาการเปรียบเทียบ ลองพิจารณา TRAPPIST-1 ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่มีคุณสมบัติหลายอย่างของ GJ 3512 ในที่นี้ เรามีดาวเคราะห์เจ็ดดวงที่มีมวลเท่ากับหรือน้อยกว่ามวลของโลก และมวลรวม 'จากล่างขึ้นบน' รุ่นที่เหมาะกับการสังเกต แต่ GJ 3512 b ล้วนแต่บังคับให้เราดูแบบจำลองที่ดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นโดยตรงจากการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงในดิสก์ เรายังต้องการทราบว่าเหตุใด GJ 3512 b จึงไม่เคลื่อนเข้าใกล้ดาวฤกษ์ของมันมากขึ้น ซึ่งเป็นข้อบ่งชี้ว่าความลึกลับของระบบนี้อาจพิสูจน์ได้ว่าเป็นอาหารสัตว์สำหรับการวิเคราะห์ในอนาคตอย่างมาก

กระดาษคือโมราเลสและอื่น ๆ “ดาวเคราะห์นอกระบบขนาดยักษ์ที่โคจรรอบดาวฤกษ์มวลต่ำท้าทายแบบจำลองการก่อตัวของดาวเคราะห์”, วิทยาศาสตร์ 27 กันยายน 2562 (นามธรรม).

ความคิดเห็นเกี่ยวกับรายการนี้ถูกปิด

ดาวแคระน้ำตาลไบนารีและดาวแคระแดงนั้นค่อนข้างธรรมดา และกระบวนการเดียวกันก็ควรสร้างระบบประเภทนี้ด้วย ความเป็นไปได้อีกอย่างหนึ่งคือการจับภาพดาวเคราะห์ที่หยาบ แต่ฉันคิดว่าเราพึ่งพาแบบจำลองมากเกินไปและเช่นเดียวกับทุกสิ่งในกฎแห่งความโกลาหลของธรรมชาติ ดังที่วิศวกรกล่าวว่า แมลงภู่ไม่สามารถบินได้ ระบบที่ไม่เชิงเส้นมีความสามารถในการกระโดดไปยังรัฐอื่น และเราจะพบว่าการก่อตัวของดาวเคราะห์ และดาวเคราะห์เองจะมีความหลากหลายมากที่สุดเท่าที่มนุษย์เคยพบมา ตอกหมุดสี่เหลี่ยมแค่ไหนก็ไม่เข้ารูกลม!

ปวดหัวมากขึ้นสำหรับนักทฤษฎีการก่อตัวดาวเคราะห์: องค์ประกอบของ ArXiv:1909.11246 “ดาวพฤหัสบดี’s ชี้ให้เห็นว่าแกนกลางของมันประกอบขึ้นจากภายนอกกับเส้นหิมะ N2” โดย ไอ คาริน, โรบิน แวดส์เวิร์ธ โอเบิร์ก.

แม้ว่ามวลของดาวเคราะห์นอกระบบจะมีขนาดใหญ่เมื่อเทียบกับมวลปฐมภูมิ ดูเหมือนว่าทฤษฎีการเพิ่มมวลของแกนกลางนั้น “สมเหตุสมผล” และไม่น่าจะมีความเสี่ยงที่จะถูกโยนออกไปนอกหน้าต่างดาราศาสตร์ฟิสิกส์ ดังนั้น ดูเหมือนว่าเราอาจมองหาเหตุผลในการเผชิญหน้ากับสิ่งผิดปกติ โดยเฉพาะอย่างยิ่งเนื่องจากมันมีเส้นทางที่ผิดปกติ

การเผชิญหน้าเป็นคำสำคัญ ลางสังหรณ์เป็นไปได้ว่าระบบนี้เคยเป็นส่วนหนึ่งของดาวคู่และเมื่อมันสลายตัว GJ 3512 ได้สืบทอดดาวเคราะห์ขนาดใหญ่จากดาวฤกษ์ที่ใหญ่กว่า แต่เมื่อฉันเริ่มดูรายละเอียดของโลก (e= 0.4356 และ a = 0.3380 AU) ฉันเชื่อว่าฉันเห็นความคลาดเคลื่อนบางอย่างกับภาพประกอบด้านบน หรือฉันกำลังอนุมานว่าดาวเคราะห์นั้นปรากฎที่เพเรียสทรอนมากกว่าที่รัศมีกึ่งแกนหลัก
แต่ด้วยความเยื้องศูนย์จากบทความ Science มันจะเข้ามาที่ 0.1907 AU และออกไปที่ 0.4852AU ความเป็นไปได้อย่างหนึ่ง: บางที GJ 3512 อาจมีดาวเคราะห์ขนาดปกติกำลังไปในทิศทางหนึ่ง และ b กำลังเคลื่อนไปอีกทางหนึ่ง ซึ่งเป็นเส้นทางของพวกมัน
ข้าม, แลกเปลี่ยนโมเมนตัม, ต้นฉบับถูกดีดออกและ B หล่นลงมา การคาดเดาร่างกายสามหรือสี่ตัวรออยู่ที่ปีกเพื่อแก้ปัญหาทุกประเภท

ดาวแปรผันบางดวงแลกเปลี่ยนมวลระหว่างดาวทั้งสองดวง ซึ่งอาจเป็นแกนกลางของดาวแคระแดงหรือดาวแคระน้ำตาลที่โคจรรอบวงโคจรกว้างขึ้นหลังจากแลกเปลี่ยนมวลส่วนใหญ่กับดาวฤกษ์ปฐมฤกษ์

ฉันไม่คิดว่าความไม่เสถียรของดิสก์จะจำกัดการเพิ่มของกรวด เนื่องจากเราไม่รู้ว่าก้อนกรวดถูกสร้างขึ้นมาอย่างไร พวกมันอาจไม่ได้เกิดจากการแตกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย แต่สร้างขึ้นจากผงธุลี ถ้าเป็นเช่นนั้น บางทีทั้งการเพิ่มก้อนกรวดและความไม่เสถียรของดิสก์มีส่วนทำให้เกิดก๊าซยักษ์ แบบจำลองการเพิ่มก้อนกรวดควรจะทำนายการเกิดอย่างรวดเร็วของก๊าซยักษ์จากดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์ เช่น ความไม่เสถียรของดิสก์ ฉันชอบแนวคิดเรื่องความไม่เสถียรของดิสก์โน้มถ่วงเพราะมันจะอธิบายได้ว่าดาวเคราะห์นอกระบบก๊าซขนาดยักษ์กำลังก่อตัวขึ้นอย่างรวดเร็วโดยไม่มีการกระจัดกระจายและการอพยพไปยังจุดใกล้ดาวของพวกมัน มันตัดเอาโมเดลการรวมตัวของแกนกลางออกซึ่งต้องใช้เวลามากขึ้นกับการชนกันของวัตถุเพื่อสร้างดาวเคราะห์เช่นดาวเคราะห์ชั้นในที่เป็นหินของเรา

สิ่งที่ฉันชอบในปีนี้คือ:
1) DUET และ MOST เครื่องเลี้ยวเบนผิดปกติของ Ditto วิดีโอยาวและมีรายละเอียดเพิ่มเติมเกี่ยวกับแนวคิดที่เกี่ยวข้องกับส่วนหลังที่นี่ :
https://www.youtube.com/watch?v=ollpNYOrbcc&t=1514s
2) KST : กล้องโทรทรรศน์แบบเป่าลมขนาด 1 กม. และ/หรือกล้องโทรทรรศน์แบบเป่าลมขนาด 40 ม. ที่มีระยะทาง 1,000 กม. ซึ่งมีความแม่นยำต่ำกว่า โดยใช้กล้องส่องทางไกลแบบมีมิติ (Intensity Interferometry)
3) PuFF ระบบขับเคลื่อนที่ใช้และพัลส์แม่เหล็กไฟฟ้าเพื่อระเบิดเม็ดยูเรเนียม/ดิวเทอเรียมและทำให้เกิดฟิชชัน/ฟิวชั่น

เนื่องจากเราเคยคุยเรื่องแบบนี้มาก่อน ฉันคิดว่าฉันตามคุณ
หรือสามารถจินตนาการถึงเหตุการณ์ที่เป็นไปได้ โดยที่ดาวแคระแดงนั้นเป็นผลมาจากการรวมตัวกันของดาวแคระน้ำตาลย่อยไฮโดรเจนฟิวชันสองดวงก่อนหน้านี้

แต่ฉันไม่แน่ใจว่าจะแก้ปัญหาอะไรได้ เว้นแต่จะบอกว่ามีวัตถุมวลน้อยกว่าดาวพฤหัสบดีอีกชิ้นหนึ่งเกิดขึ้นในบริเวณใกล้เคียง
นี่จะถือว่ามีดาวแคระน้ำตาลจำนวนมากออกไปที่นั่นและมีส่วนร่วมในปฏิสัมพันธ์ที่ซับซ้อน รวมถึงบางส่วนในละแวกของเราด้วย แต่การพิสูจน์หรือหักล้างความคิดนั้นเป็นเรื่องยากเนื่องจากความมัวหมองที่แท้จริง หากดาวแคระน้ำตาลรวมตัวกันและบางส่วนได้รับสถานะลำดับหลัก จะส่งผลให้เกิดแสงแฟลร์ที่สังเกตได้หรือไม่

เมื่อคิดถึงรูปแบบอื่นของการแลกเปลี่ยนมวล สมมติว่าดาวแคระแดงถูกแยกชั้นนอกออก ดูเหมือนว่าความใกล้ชิดของดาวฤกษ์ที่ใหญ่กว่าจะต้องอยู่ใกล้กันมาก และฉันสงสัยว่ากระบวนการนี้จะสลายพลังงานและดาวฤกษ์ที่เล็กกว่าจะถูกดึงเข้าไปใกล้ดาวที่ใหญ่กว่า แล้วทำไมมันถึงหายไปจากที่เกิดเหตุและยังคงมีดาวเคราะห์ขนาด Jovian อยู่?

ดาวเคราะห์ที่ถอยหลังเข้าคลองด้วยความเคารพซึ่งกันและกันจะเป็นไปได้ถ้ามีดาวดวงอื่นอยู่ในระบบดาวคู่หรือทางผ่านใกล้ เหตุการณ์นี้ยังขาดหลักฐานยืนยัน แต่การระบุแหล่งที่มาง่ายกว่า

นี่จะเป็นเลขฐานสองติดต่อ ซึ่งมักพบในระบบดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า

แต่พบว่าดาวแคระ M นี้ติดต่อกับบทความไบนารีที่อาจเป็นสิ่งที่ได้เกิดขึ้นจริงในระบบดาวแคระ M ก๊าซยักษ์!

SDSS J001641-000925: ไบนารีผู้ติดต่อดาวแคระแดงที่เสถียรครั้งแรกพร้อมเพื่อนร่วมทางที่สนิทสนม

บทคัดย่อ
SDSS J001641-000925 เป็นดาวคู่ดาวแคระแดงดวงแรกที่มีคาบการโคจร 0.19856 วัน ซึ่งเป็นคาบที่สั้นที่สุดช่วงหนึ่งในบรรดาระบบดาวคู่ M-dwarf ตรวจพบคาบการโคจรลดลงอย่างรวดเร็วในอัตรา $dot

sim <8>,< m s>,< m yr>^<-1>$. สิ่งนี้บ่งชี้ว่า SDSS J001641-000925 กำลังอยู่ระหว่างการรวมตัวผ่านการถ่ายโอนมวลแบบไดนามิกหรือการสูญเสีย ดังนั้นเลขฐานสองสัมผัสดาวแคระแดงนี้จึงไม่เสถียรแบบไดนามิก เพื่อให้เข้าใจถึงคุณสมบัติของการเปลี่ยนแปลงของช่วงเวลา เราได้ตรวจสอบระบบเลขฐานสองแบบโฟโตเมตริกตั้งแต่วันที่ 2 กันยายน ถึง 1 ตุลาคม พ.ศ. 2557 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์หลายตัวในโลกและกำหนดเวลาสุริยุปราคา 25 ครั้ง พบว่าการลดลงอย่างรวดเร็วของคาบการโคจรไม่เป็นความจริง ซึ่งตรงกันข้ามกับการคาดการณ์ว่าระบบกำลังรวมเข้าด้วยกันโดยขับเคลื่อนด้วยการถ่ายโอนหรือการสูญเสียมวลอย่างรวดเร็ว การวิเคราะห์เบื้องต้นของเราแนะนำว่าแผนภาพที่คำนวณได้ลบด้วยการคำนวณ (O–C) แสดงการแกว่งของวัฏจักรด้วยแอมพลิจูด 0.00255 วันและระยะเวลา 5.7 ปี ความแปรผันของวัฏจักรสามารถอธิบายได้ด้วยเอฟเฟกต์เวลาการเดินทางของแสงผ่านการมีอยู่ของดาวคู่หูสุดเท่ที่มีมวล M 3sin i’

0.14 M ☉. การแยกวงโคจรระหว่างวัตถุที่สามกับเลขฐานสองกลางอยู่ที่ประมาณ 2.8 AU ผลลัพธ์เหล่านี้เผยให้เห็นว่าความหายากของคู่แฝดที่สัมผัสดาวแคระแดงไม่สามารถอธิบายได้ด้วยการทำลายแบบไดนามิกอย่างรวดเร็ว และการมีอยู่ของวัตถุที่สามช่วยสร้างไบนารีที่สัมผัสกับดาวแคระแดง

ใครจะไปคิด! ฉันยังไม่เข้าใจรายละเอียดทั้งหมด แต่ดูเหมือนว่าการไตร่ตรองของเราอาจจะเกี่ยวกับบางสิ่งบางอย่าง อย่างน้อยที่สุด ในขณะที่มีการตรวจสอบกลไกดิสก์รอบดาวในที่อื่นๆ มันอาจจะคุ้มค่าที่จะดูผลกระทบที่เกี่ยวข้องกับไบนารีที่ใกล้เคียงเช่นกัน

ในบทความที่คุณอ้างถึง หากฉันเข้าใจถูกต้อง การมีอยู่ของดาวเคราะห์ Jovian ดูเหมือนจะทำให้กระบวนการควบรวมกิจการช้าลง ดีที่สุดที่ฉันสามารถนึกภาพได้ว่าน่าจะเป็นถ้าจุดศูนย์กลางมวลของระบบร่างกายทั้ง 3 ตัวจะขยับ (เช่นดวงอาทิตย์และดาวพฤหัสบดี) ทำให้ชัยชนะจากการควบรวมกิจการเสร็จสิ้น ในทางตรงกันข้าม GJ3512 ยังไม่ได้รับการรายงานว่าเป็นไบนารีการติดต่อ เท่าที่ฉันรู้ และไม่คิดว่ามีการแนะนำ ในเอกสารต้นฉบับอาจมีการประมาณอายุของดาวฤกษ์ แต่ถ้ามี เราอาจจะต้องตรวจสอบความหมายของเหตุการณ์ควบรวมกิจการ ดาวแคระน้ำตาลสองดวงที่ก่อตัวล่วงหน้าสามารถนั่งบนปริมาณโลหะดั้งเดิมของพวกมันอย่างไม่สิ้นสุด จากนั้นจึงเริ่มผลิตฮีเลียมและนิวเคลียสอื่นๆ หลังจากเปิดกระบวนการหลอมรวม หากระบบมีความเกี่ยวข้องกับคลัสเตอร์ที่เหนียวแน่นที่รู้จัก บางทีนั่นอาจเป็นเงื่อนงำเช่นกัน

ฉันจะพยายามตรวจสอบโอกาสในการขายเหล่านี้

น่าสนใจมาก ฉันดีใจที่คุณมีเวลาเขียนเรื่องนี้
ดูเหมือนว่าดาวเคราะห์ที่น่าสนใจมาก ฉันมีปัญหาในการติดตามลิงก์ไปยังบทความหรือไม่

ขออภัยเกี่ยวกับลิงก์ที่เสีย แต่ฉันคิดว่าฉัน & # 8217 ได้แก้ไขแล้วในขณะนี้

ฉันพบลิงค์กระดาษที่มีขนาดประมาณ 16MB! แต่มีเพียงไม่กี่หน้าในออฟฟิศที่ฉันกำลังจะอ่าน

ชอบโพสต์ล่าสุดในเรื่องด้วย

แล้วระบบดาวเคราะห์ Gliese 876 ล่ะ? มันผิดปกติมากกว่าและไม่ได้พูดถึงเรื่องนี้มากนัก

Gliese 876 เป็นดาวฤกษ์ประเภท M รุ่นแรก (M0-M4) (M3) ในขณะที่ Gliese 3512 เป็นดาวประเภท M รุ่นปลาย (M5-M10) (M5.5 เช่นเดียวกับ Proxima Centauri) ทฤษฎีปัจจุบันสามารถใช้อธิบายการก่อตัวของก๊าซยักษ์รอบๆ ดาวแคระประเภท M ยุคแรกได้ แต่ไม่สามารถใช้อธิบายเกี่ยวกับดาวแคระประเภท M ระยะสุดท้ายได้

ฉันยังไม่ชัดเจนนักว่าดาวเคราะห์ดวงนี้ผิดปกติเพียงใด GJ 3512 b อยู่ในระบอบการปกครองที่คล้ายคลึงกันกับดาวเคราะห์หลายดวงที่ถูกค้นพบโดยไมโครเลนส์โน้มถ่วง แม้ว่าอย่างหลังจะมีความไม่แน่นอนมากกว่ามากในคุณสมบัติของดาวเคราะห์และดาวฤกษ์แม่


ดาวเคราะห์ 'ซุปเปอร์พัฟ' ที่ไม่เหมือนใคร

มวลแกนกลางของดาวเคราะห์นอกระบบขนาดยักษ์ WASP-107b นั้นต่ำกว่าที่คิดว่าจำเป็นมากในการสร้างเปลือกก๊าซขนาดมหึมาที่ล้อมรอบดาวเคราะห์ยักษ์อย่างดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ นักดาราศาสตร์จาก Université de Montréal พบ

การค้นพบที่น่าสนใจนี้โดยปริญญาเอก Caroline Piaulet นักศึกษาจากสถาบันวิจัยดาวเคราะห์นอกระบบของ UdeM (iREx) ของ UdeM ชี้ให้เห็นว่าดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์ก่อตัวได้ง่ายกว่าที่เคยเชื่อกันมาก

Piaulet เป็นส่วนหนึ่งของทีมวิจัยที่ก้าวล้ำของ UdeM ศาสตราจารย์ด้านดาราศาสตร์ฟิสิกส์ Björn Benneke ซึ่งในปี 2019 ได้ประกาศการค้นพบน้ำครั้งแรกบนดาวเคราะห์นอกระบบที่ตั้งอยู่ในเขตที่อยู่อาศัยของดาวฤกษ์ของมัน

เผยแพร่วันนี้ใน วารสารดาราศาสตร์ กับเพื่อนร่วมงานในแคนาดา สหรัฐอเมริกา เยอรมนี และญี่ปุ่น การวิเคราะห์โครงสร้างภายในของ WASP-107b ใหม่ "มีนัยยะสำคัญ" Benneke กล่าว

"งานนี้กล่าวถึงรากฐานของการที่ดาวเคราะห์ยักษ์สามารถก่อตัวและเติบโตได้" เขากล่าว "นี่เป็นข้อพิสูจน์ที่เป็นรูปธรรมว่าการรวมตัวของซองก๊าซจำนวนมากสามารถกระตุ้นสำหรับแกนที่มีมวลน้อยกว่าที่เคยคิดไว้มาก"

ใหญ่เท่าดาวพฤหัสแต่เบากว่า 10 เท่า

WASP-107b ตรวจพบครั้งแรกในปี 2560 รอบ WASP-107 ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างจากโลกประมาณ 212 ปีแสงในกลุ่มดาวราศีกันย์ ดาวเคราะห์ดวงนี้อยู่ใกล้ดาวฤกษ์มาก โดยอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าโลกถึง 16 เท่า WASP-107b มีขนาดใหญ่เท่ากับดาวพฤหัสแต่เบากว่าถึง 10 เท่า เป็นหนึ่งในดาวเคราะห์นอกระบบที่มีความหนาแน่นน้อยที่สุดที่รู้จัก: ประเภทที่นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ได้ขนานนามว่าดาวเคราะห์ "ซุปเปอร์พัฟฟ์" หรือ "ลูกกวาดฝ้าย"

Piaulet และทีมของเธอใช้การสังเกต WASP-107b ที่ได้รับจากหอดูดาว Keck ในฮาวายเป็นครั้งแรกเพื่อประเมินมวลของมันได้แม่นยำยิ่งขึ้น พวกเขาใช้วิธีความเร็วในแนวรัศมี ซึ่งช่วยให้นักวิทยาศาสตร์สามารถกำหนดมวลของดาวเคราะห์ได้โดยการสังเกตการเคลื่อนที่ที่โคลงของดาวฤกษ์แม่เนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ พวกเขาสรุปว่ามวลของ WASP-107b มีมวลประมาณหนึ่งในสิบของดาวพฤหัสบดี หรือประมาณ 30 เท่าของมวลโลก

ทีมงานได้ทำการวิเคราะห์เพื่อกำหนดโครงสร้างภายในที่มีแนวโน้มมากที่สุดของดาวเคราะห์ พวกเขาได้ข้อสรุปที่น่าประหลาดใจ: ด้วยความหนาแน่นต่ำเช่นนี้ ดาวเคราะห์จะต้องมีแกนกลางที่เป็นของแข็งไม่เกินสี่เท่าของมวลโลก ซึ่งหมายความว่ามวลมากกว่า 85 เปอร์เซ็นต์รวมอยู่ในชั้นก๊าซหนาที่ล้อมรอบแกนนี้ เมื่อเปรียบเทียบแล้ว ดาวเนปจูนซึ่งมีมวลใกล้เคียงกับ WASP-107b มีมวลเพียง 5 ถึง 15 เปอร์เซ็นต์ในชั้นก๊าซเท่านั้น

"เรามีคำถามมากมายเกี่ยวกับ WASP-107b" Piaulet กล่าว "ดาวเคราะห์ที่มีความหนาแน่นต่ำเช่นนี้สามารถก่อตัวได้อย่างไร และมันป้องกันชั้นก๊าซขนาดใหญ่จากการหลบหนีได้อย่างไร โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อดาวเคราะห์อยู่ใกล้กับดาวฤกษ์ของมันมาก

"สิ่งนี้กระตุ้นให้เราทำการวิเคราะห์อย่างละเอียดเพื่อกำหนดประวัติการก่อตัวของมัน"

ยักษ์ใหญ่ก๊าซกำลังสร้าง

ดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นในจานฝุ่นและก๊าซที่ล้อมรอบดาวอายุน้อยที่เรียกว่าจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ แบบจำลองคลาสสิกของการก่อตัวของดาวเคราะห์ก๊าซขนาดใหญ่มีพื้นฐานมาจากดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ ในสิ่งเหล่านี้ จำเป็นต้องมีแกนที่เป็นของแข็งซึ่งมีมวลมากกว่าโลกอย่างน้อย 10 เท่า เพื่อสะสมก๊าซจำนวนมากก่อนที่แผ่นดิสก์จะสลายไป

หากไม่มีแกนกลางขนาดใหญ่ ดาวเคราะห์ก๊าซยักษ์ก็ไม่สามารถข้ามธรณีประตูวิกฤติที่จำเป็นต่อการสร้างและรักษาซองก๊าซขนาดใหญ่ของพวกมันได้

แล้วจะอธิบายการมีอยู่ของ WASP-107b ซึ่งมีแกนกลางที่มีมวลน้อยกว่ามากได้อย่างไร ศาสตราจารย์มหาวิทยาลัยแมคกิลล์และสมาชิก iREx อีฟ ลี ผู้เชี่ยวชาญที่มีชื่อเสียงระดับโลกเกี่ยวกับดาวเคราะห์ซุปเปอร์พัฟอย่าง WASP-107b มีสมมติฐานหลายประการ

"สำหรับ WASP-107b สถานการณ์ที่เป็นไปได้มากที่สุดคือดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นไกลจากดาวฤกษ์ ซึ่งก๊าซในจานนั้นเย็นพอที่ก๊าซจะก่อตัวขึ้นอย่างรวดเร็ว" เธอกล่าว "ในเวลาต่อมา ดาวเคราะห์สามารถอพยพไปยังตำแหน่งปัจจุบัน ไม่ว่าจะผ่านการโต้ตอบกับจานหรือกับดาวเคราะห์ดวงอื่นในระบบ"

การค้นพบดาวเคราะห์ดวงที่สอง WASP-107c

การสังเกตการณ์ของระบบ WASP-107 ของ Keck ครอบคลุมระยะเวลานานกว่าการศึกษาก่อนหน้านี้มาก ทำให้ทีมวิจัยที่นำโดย UdeM สามารถค้นพบเพิ่มเติมได้ นั่นคือ การมีอยู่ของดาวเคราะห์ดวงที่สอง WASP-107c โดยมีมวลประมาณ หนึ่งในสามของดาวพฤหัสบดี มากกว่า WASP-107b มาก

WASP-107c อยู่ห่างจากดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางมากเช่นกัน โดยใช้เวลาสามปีกว่าจะโคจรรอบมันครบหนึ่งรอบ เมื่อเทียบกับ WASP-107b เพียง 5.7 วันเท่านั้น ที่น่าสนใจอีกอย่างคือ ความเยื้องศูนย์กลางของดาวเคราะห์ดวงที่สองนี้สูง หมายความว่าโคจรรอบดาวฤกษ์นั้นจะเป็นวงรีมากกว่าวงกลม

"WASP-107c ได้เก็บความทรงจำเกี่ยวกับสิ่งที่เกิดขึ้นในระบบไว้บ้าง" Piaulet กล่าว "ความเยื้องศูนย์กลางที่ยิ่งใหญ่ของมันบ่งบอกถึงอดีตที่ค่อนข้างวุ่นวาย โดยมีปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวเคราะห์ที่อาจนำไปสู่การกระจัดกระจายที่สำคัญ เช่นเดียวกับที่สงสัยใน WASP-107b"

อีกหลายคำถาม

นอกเหนือจากประวัติการก่อตัวของมัน ยังมีความลึกลับมากมายที่อยู่รายล้อม WASP-107b การศึกษาชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลที่ตีพิมพ์ในปี 2561 เผยให้เห็นความประหลาดใจอย่างหนึ่ง: มันมีเธนน้อยมาก

"แปลกมาก เพราะสำหรับดาวเคราะห์ประเภทนี้ ก๊าซมีเทนน่าจะมีอยู่มาก" ปิโอเล็ตกล่าว "ตอนนี้เรากำลังวิเคราะห์การสังเกตการณ์ของฮับเบิลอีกครั้งด้วยมวลใหม่ของดาวเคราะห์เพื่อดูว่ามันจะส่งผลต่อผลลัพธ์อย่างไร และเพื่อตรวจสอบว่ากลไกใดที่อาจอธิบายการสลายตัวของก๊าซมีเทนได้"

นักวิจัยหนุ่มวางแผนที่จะศึกษา WASP-107b ต่อไป โดยหวังว่ากล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เว็บบ์ จะเปิดตัวในปี พ.ศ. 2564 ซึ่งจะให้แนวคิดที่แม่นยำยิ่งขึ้นเกี่ยวกับองค์ประกอบของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์

"ดาวเคราะห์นอกระบบเช่น WASP-107b ที่ไม่มีอะนาล็อกในระบบสุริยะของเราช่วยให้เราเข้าใจกลไกการก่อตัวดาวเคราะห์โดยทั่วไปและความหลากหลายของดาวเคราะห์นอกระบบมากขึ้น" เธอกล่าว "มันกระตุ้นให้เราศึกษารายละเอียดเหล่านี้"


สารบัญ

คำว่า ก๊าซยักษ์ ได้รับการประกาศเกียรติคุณในปี 2495 โดยนักเขียนนิยายวิทยาศาสตร์ James Blish [6] และเดิมใช้เพื่ออ้างถึงดาวเคราะห์ยักษ์ทั้งหมด อาจเป็นที่เข้าใจกันว่าเป็นการเรียกชื่อผิดเพราะในปริมาตรส่วนใหญ่ของดาวเคราะห์ยักษ์ทั้งหมด ความดันนั้นสูงมากจนสสารไม่ได้อยู่ในรูปก๊าซ [7] นอกจากของแข็งในแกนกลางและชั้นบนของบรรยากาศ สสารทั้งหมดอยู่เหนือจุดวิกฤต ซึ่งไม่มีความแตกต่างระหว่างของเหลวและก๊าซ [8] อย่างไรก็ตาม คำนี้ยังคงติดอยู่บน เนื่องจากนักวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์มักใช้ "หิน" "แก๊ส" และ "น้ำแข็ง" เป็นชวเลขสำหรับคลาสของธาตุและสารประกอบที่มักพบเป็นองค์ประกอบของดาวเคราะห์ โดยไม่คำนึงถึงระยะที่สสารอาจปรากฏขึ้น ในระบบสุริยะชั้นนอก ไฮโดรเจนและฮีเลียมเรียกว่า "แก๊ส" น้ำ มีเทน และแอมโมเนียว่า "น้ำแข็ง" และซิลิเกตกับโลหะเรียกว่า "หิน" เนื่องจากดาวยูเรนัสและเนปจูนประกอบด้วยน้ำแข็งเป็นหลัก ในคำศัพท์นี้ ไม่ใช่ก๊าซ พวกมันจึงถูกเรียกว่ายักษ์น้ำแข็งและแยกออกจากยักษ์ก๊าซ

ตามทฤษฎีแล้วก๊าซยักษ์สามารถแบ่งออกเป็นห้าประเภทที่แตกต่างกันตามคุณสมบัติทางกายภาพของบรรยากาศแบบจำลองและด้วยเหตุนี้การปรากฏตัวของพวกมัน: เมฆแอมโมเนีย (I), เมฆน้ำ (II), ไม่มีเมฆ (III), เมฆโลหะอัลคาไล (IV), และเมฆซิลิเกต (V) ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เป็นทั้งชั้น I ส่วนดาวพฤหัสบดีร้อนเป็นชั้น IV หรือ V

ยักษ์ใหญ่ก๊าซเย็น Edit

ก๊าซยักษ์ที่อุดมด้วยไฮโดรเจนเย็นมีมวลมากกว่าดาวพฤหัสบดี แต่น้อยกว่า 500 M ( 1.6 ล้าน เจ) จะมีปริมาตรมากกว่าดาวพฤหัสบดีเพียงเล็กน้อยเท่านั้น [9] สำหรับมวลที่มากกว่า 500 M , แรงโน้มถ่วงจะทำให้ดาวเคราะห์หดตัว (ดูเรื่องความเสื่อม) [9]

ความร้อนของเคลวิน–เฮล์มโฮลทซ์อาจทำให้ก๊าซยักษ์แผ่พลังงานมากกว่าที่ได้รับจากดาวฤกษ์แม่ของมัน [10] [11]

ดาวแคระแก๊ส Edit

แม้ว่าคำว่า "ก๊าซ" และ "ยักษ์" มักจะรวมกันอยู่ด้วย แต่ดาวเคราะห์ไฮโดรเจนไม่จำเป็นต้องมีขนาดใหญ่เท่ากับยักษ์ก๊าซที่คุ้นเคยจากระบบสุริยะ อย่างไรก็ตาม ดาวเคราะห์ก๊าซขนาดเล็กและดาวเคราะห์ที่อยู่ใกล้กับดาวของพวกมันจะสูญเสียมวลบรรยากาศได้เร็วกว่าผ่านการหลบหนีจากอุทกพลศาสตร์มากกว่าดาวเคราะห์และดาวเคราะห์ที่อยู่ไกลออกไป [12] [13]

ดาวแคระก๊าซสามารถนิยามได้ว่าเป็นดาวเคราะห์ที่มีแกนหินที่สะสมไฮโดรเจน ฮีเลียม และสารระเหยอื่นๆ ไว้หนาแน่น ส่งผลให้รัศมีรวมระหว่าง 1.7 ถึง 3.9 รัศมีโลก [14] [15]

ดาวเคราะห์นอกระบบที่เล็กที่สุดที่รู้จักกันซึ่งน่าจะเป็น "ดาวเคราะห์ก๊าซ" คือ Kepler-138d ซึ่งมีมวลเท่ากันกับโลก แต่มีขนาดใหญ่กว่า 60% และมีความหนาแน่นที่บ่งบอกถึงซองก๊าซหนา [16]

ดาวเคราะห์ก๊าซมวลเบายังคงมีรัศมีที่คล้ายกับดาวก๊าซยักษ์หากมีอุณหภูมิที่เหมาะสม [17]


ลายเซ็นบรรยากาศที่สำคัญสำหรับการระบุแหล่งอ่างเก็บน้ำของสารระเหยในดาวยูเรนัสและดาวเนปจูน

เราตรวจสอบรูปแบบการเสริมสมรรถนะของสถานการณ์การส่งสารระเหยไปยังชั้นบรรยากาศของยักษ์น้ำแข็ง โดยคำนึงว่าการตรวจวัดที่มีข้อจำกัดที่ดีเพียงอย่างเดียวที่ทำได้จากระยะไกล กล่าวคือ การวัดปริมาณคาร์บอน แสดงให้เห็นว่าซองจดหมายของพวกมันมีความเป็นโลหะที่มีแสงอาทิตย์สูง กล่าวคือ ใกล้กับ สองลำดับความสำคัญเหนือเนบิวลาโปรโตโซลาร์ ในกรอบของแบบจำลองการเพิ่มกำลังแกน มีเพียงการส่งสารระเหยในรูปของแข็ง (น้ำแข็งอสัณฐาน, คลาเทรต, คอนเดนเสทบริสุทธิ์) ไปยังดาวเคราะห์เหล่านี้เท่านั้นที่สามารถอธิบายความเป็นโลหะเหนือสุริยะของซองจดหมายได้ ในทางตรงกันข้าม เนื่องจากอนุภาคน้ำแข็งที่เคลื่อนเข้าด้านในผ่านเส้นหิมะต่างๆ กลไกทั้งหมดที่เรียกการระเหยของสารระเหยในรูปแบบไอทำนายปริมาณสุริยะใต้ชั้นในซองจดหมายของดาวยูเรนัสและดาวเนปจูน อีกทางหนึ่ง แม้ว่ากลไกความไม่เสถียรของดิสก์ยังคงเป็นที่น่าสงสัยในระบบสุริยะของเรา แต่ก็อาจสอดคล้องกับเมทัลลิกเหนือสุริยะที่สังเกตพบในดาวยูเรนัสและเนปจูน สมมติว่าดาวเคราะห์ทั้งสองได้รับผลกระทบจากการพังทลายของซองจดหมาย H-He ในเวลาต่อมา รูปแบบการตกแต่งที่ได้รับสำหรับสถานการณ์การจัดส่งแต่ละรายการที่พิจารณาควรเป็นประโยชน์ในการตีความการตรวจวัดในแหล่งกำเนิดในอนาคตโดยโพรบเข้าสู่บรรยากาศ

นี่คือตัวอย่างเนื้อหาการสมัครสมาชิก เข้าถึงผ่านสถาบันของคุณ


ด้านในของยักษ์: การถ่ายเทความร้อนใน Hot-Start, Core-Accring Gas Giants

หากคุณเคยค้นหารูปภาพของดาวพฤหัสบดีบนเว็บ ’ และหากคุณยังไม่เคยค้นหา ’t คุณควรทำ! – คุณอาจเจอภาพที่งดงามของพื้นผิวที่หมุนวนของดาวเคราะห์ยักษ์ และจุดสีแดงที่มีพายุอันเป็นสัญลักษณ์ ลึกลับ และน่าพิศวง

รูปที่ 1: ดาวพฤหัสบดี – มหึมา งดงาม ลึกลับ เครดิตภาพ: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstädt /Seán Doran

แต่มีบางอย่างที่ภาพที่สวยงามน่าทึ่งเหล่านี้ไม่แสดงให้เห็น: เกิดอะไรขึ้นใต้พื้นผิว?

ยังคงเป็นปริศนาว่าเกิดอะไรขึ้นภายในแกนก๊าซยักษ์อย่างดาวพฤหัสบดี แต่ผู้เขียนแอสโทรไบท์ในปัจจุบันนี้ ตั้งใจที่จะวางอีกชิ้นหนึ่งในปริศนาของการก่อตัวก๊าซยักษ์ พวกเขาพิจารณาการถ่ายเทความร้อน (หมายถึงการถ่ายเทความร้อนอย่างแท้จริง) ภายในก๊าซยักษ์ – โดยเฉพาะการถ่ายเทความร้อนที่เกิดขึ้นจากแบบจำลองการเพิ่มกำลังหลักด้วย “hot start” Core accretion หมายถึงกระบวนการของวัตถุบางอย่างดึงวัสดุโดยรอบและเติบโตจากมัน เหมือนกับก้อนหิมะที่ใหญ่ขึ้นเมื่อกลิ้งลงเนิน และก๊าซยักษ์ที่กำลังเติบโตซึ่งมี “hot start” มีขอบด้านนอกที่ร้อนและส่องสว่างมาก

ก่อนที่เราจะดูสิ่งที่ผู้เขียนค้นพบ มาดูแนวคิดเบื้องหลังการถ่ายเทความร้อนกันก่อน

เอนโทรปี (และสิ่งอื่น ๆ ) อยู่เหนือเตาอบของคุณ

คำศัพท์สำคัญประการหนึ่งที่เกี่ยวข้องกับการถ่ายเทความร้อนคือคำว่าเอนโทรปี เอนโทรปีมีคำจำกัดความและการใช้งานมากกว่าหนึ่งรายการ แต่ที่นี่เราสามารถนึกถึงความร้อนได้ เอนโทรปีของระบบบ่งชี้ว่ามันเป็นไปไม่ได้ (แม้ว่าแน่นอน ไม่มีอะไรที่เป็นไปไม่ได้) ที่ระบบจะเปลี่ยนพลังงานความร้อน (หรือที่เรียกว่าความร้อน) ให้กลายเป็นงานทางกล งานเครื่องกลเกี่ยวข้องกับการเคลื่อนย้ายบางสิ่งผ่านแรงที่มีเอนโทรปีที่สูงขึ้น หมายความว่าระบบจะพบว่ามันยากขึ้นที่จะบังคับให้สิ่งต่าง ๆ เคลื่อนที่โดยใช้พลังงานความร้อน

สองกระบวนการที่ดีในการถ่ายเทความร้อนที่เกิดขึ้นในแอสโทรไบท์ในปัจจุบันคือการพาความร้อนและการแผ่รังสี ทั้งสองวิธีเป็นวิธีการถ่ายเทความร้อน แต่ใช้สื่อต่างกัน การพาความร้อนคือการถ่ายเทความร้อนผ่านการเคลื่อนที่ของของเหลว ในขณะที่การแผ่รังสีคือการถ่ายเทความร้อนผ่านคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (เช่นแสงที่คุณเห็น)

หากคุณเคยต้มน้ำบนเตาแก๊ส คุณเคยเห็นการหมุนเวียนความร้อนทั้งสองแบบ และ รังสี! การพาความร้อนเกิดขึ้นสำหรับน้ำ น้ำที่ด้านล่างของหม้อจะถูกทำให้ร้อนจากเตาตั้งพื้น ความร้อนนั้นทำให้น้ำที่อยู่ด้านล่างขยายตัวและมีความหนาแน่นน้อยกว่าน้ำที่อยู่ด้านบน ดังนั้นน้ำด้านล่างที่มีความหนาแน่นน้อยกว่าจะลอยขึ้นไปบนหม้อและนำความร้อนนั้นไปด้วย

รังสีมาจากตัวเตาเอง ไฟจากเตาจะปล่อยรังสีความร้อน ซึ่งเป็นความร้อนในรูปของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า หากคุณวางมือเหนือเตาบนเตา (เด็กๆ อย่าลองทำที่บ้าน!) คุณจะสัมผัสได้ถึงความร้อนที่แผ่ออกมาจากพื้นผิว เหมือนกับความร้อนที่คุณรู้สึกได้เมื่อยืนอยู่ใต้แสงอุ่นของดวงอาทิตย์ วันที่แดดจ้า

(ต้องการเรียนรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับเอนโทรปีและการทำงานหรือไม่ ลองดูที่ลิงค์นี้และลิงค์อื่น ๆ นี้ และถ้าคุณต้องการอ่านเพิ่มเติมเกี่ยวกับการพาความร้อน การแผ่รังสี และการนำลูกพี่ลูกน้องของพวกเขา ลองดูตัวอย่างและกราฟิกสุดเก๋ที่ลิงค์นี้)

จำลองการเติบโตของยักษ์

ดังนั้นเราสามารถอนุมานได้ว่าถ้าภายในของก๊าซยักษ์มีการพาความร้อนเต็มที่ สิ่งของในแกน – เช่น น้ำในหม้อ – จะปะปนกันไป ในทางกลับกัน หากแกนกลางแผ่รังสีเต็มที่ วัสดุในแกนจะไม่ผสมกัน เนื่องจากความร้อนจะถูกถ่ายเทผ่านคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเท่านั้น

การศึกษาก่อนหน้านี้มักสันนิษฐานว่าก๊าซยักษ์ที่สตาร์ทด้วยความร้อนสูงและมีแกนภายในมีการหมุนเวียนภายในอย่างเต็มที่ ผู้เขียนวันนี้ได้ทดสอบสมมติฐานทั่วไปนั้น พวกเขาใช้สมการและการสร้างแบบจำลอง รวมถึงรหัสที่เรียกว่า Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (aka, MESA) เพื่อคำนวณและจำลองอวัยวะภายในของก๊าซยักษ์ที่กำลังเติบโตเหล่านี้

รูปที่ 2: พล็อตตารางที่มีสีสันนี้แสดงให้เห็นถึงเอนโทรปีต่ำสุดที่ขอบของซองจดหมายที่เพิ่มมวลของดาวเคราะห์ โดยเป็นฟังก์ชันของมวลและอุณหภูมิขอบ ดาวเคราะห์ดวงนี้มีรัศมีเป็นสองเท่าของดาวพฤหัสบดี และเพิ่มมวลในอัตรา 0.001 มวลโลกต่อปี มวล (ในหน่วยของจำนวนมวลดาวพฤหัสบดี) เพิ่มขึ้นจากซ้ายไปขวาบนตาราง ในขณะที่อุณหภูมิ (ในหน่วยของเคลวิน) เพิ่มขึ้นจากล่างขึ้นบน สีที่จุดใดจุดหนึ่งในตาราง (ตามแถบสีทางด้านขวา) ระบุจำนวนเอนโทรปีขั้นต่ำสำหรับมวลและอุณหภูมินั้น เส้นสีดำติดตามรูปร่างของเอนโทรปีต่ำสุด ดังนั้นตามเส้นสีดำที่มีข้อความว่า 𔃹’ ตัวอย่างเช่น เอนโทรปีต่ำสุดมีค่า 9 (ในหน่วยของค่าคงที่โบลต์ซมันน์ k ส่วนมวลของโปรตอน m ). สุดท้าย เส้นสีส้มติดตามเส้นทางของเอนโทรปีต่ำสุดของก๊าซยักษ์ที่กำลังเติบโต ซึ่งผู้เขียนจำลองเมื่อเวลาผ่านไป ในทิศทางของลูกศรสีดำ รูปที่ 1 ในกระดาษ

รูปที่ 2 เป็นผลลัพธ์ที่ดีอย่างหนึ่งของการคำนวณ มันแสดงให้เห็นเอนโทรปีต่ำสุดที่ขอบของซองจดหมายขนาดยักษ์ที่กำลังเติบโต ซึ่งเป็นหน้าที่ของมวลและอุณหภูมิขอบของดาวเคราะห์ As the giant grows, it adds on more layers (like the growing snowball), each with their own minimum entropy. The difference in entropy between the newer, outer layers and the older, inner layers will affect how those layers transfer heat. Remember – มากกว่า entropy means that it’s harder for the system to turn thermal energy into mechanical work!

The authors pointed out that if a giant’s minimum entropy ลดลง with time, then the outer layers will have lower levels of entropy than the inner layers. Such a configuration would be able to move layers and transfer heat through convection. On the other hand, if a giant’s minimum entropy เพิ่มขึ้น with time, then the outer layers would have higher levels of entropy than the inner layers. This configuration wouldn’t be able to move layers and heat through convection, and would transfer heat through radiation instead.

The orange line in Figure 2 carves out the pathway of the minimum entropy measured from one of the giants that the authors simulated. As the black arrow shows, the simulated giant’s minimum entropy เพิ่มขึ้น with time. From this, and other, calculations, the authors concluded that hot start, core-accretion gas giants form with radiative interiors, and may switch to convection หลังจาก they finish accreting and begin to cool down.

This calculation has some mighty implications for the compositions of these giants. For one, it implies that, without convection, these giants wouldn’t continuously mix the material (again, like the boiling water in the pot on your stove) between their inner and outer layers. As such, heavier elements could be trapped during formation within the giants’ cores! Heavier elements that are deposited onto the outer layers by colliding objects, like planetesimals, also won’t mix through convection towards the planet’s inner layers. The authors warn that the unmixed layers of the gas giant, then, could later affect how the planet cools after accretion – and this, in turn, could affect the masses we estimate from directly-imaged gas giants.

Figure 3: Artist’s awesome impression of a gas giant forming in a ring of dust. Image credit: https://svs.gsfc.nasa.gov/11541.

Their findings help us tell another story in the grand tale of gas giants, and with it, fill in another gap in the puzzle of their formation. Now, when we look at the thick clouds shrouding gas giants like Jupiter, we know a little bit more about the cores hidden far beneath the surface. And even though we can’t ดู those cores, we can say a little bit more in the story of how they might have come to be.


First exposed planetary core discovered allows glimpse inside other worlds

Artist's impression showing a Neptune-sized planet in the Neptunian Desert. It is extremely rare to find an object of this size and density so close to its star. Credit: University of Warwick/Mark Garlick

The surviving core of a gas giant has been discovered orbiting a distant star by University of Warwick astronomers, offering an unprecedented glimpse into the interior of a planet.

The core, which is the same size as Neptune in our own solar system, is believed to be a gas giant that was either stripped of its gaseous atmosphere or that failed to form one in its early life.

The team from the University of Warwick's Department of Physics reports the discovery today in the journal ธรรมชาติ, and is thought to be the first time the exposed core of a planet has been observed.

It offers the unique opportunity to peer inside the interior of a planet and learn about its composition.

Located around a star much like our own approximately 730 light years away, the core, named TOI 849 b orbits so close to its host star that a year is a mere 18 hours and its surface temperature is around 1800K.

TOI 849 b was found in a survey of stars by NASA's Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), using the transit method: observing stars for the tell-tale dip in brightness that indicates that a planet has passed in front of them. It was located in the 'Neptunian desert' - a term used by astronomers for a region close to stars where we rarely see planets of Neptune's mass or larger.

The object was then analyzed using the HARPS instrument, on a program led by the University of Warwick, at the European Southern Observatory's La Silla Observatory in Chile. This utilizes the Doppler effect to measure the mass of exoplanets by measuring their 'wobble' - small movements towards and away from us that register as tiny shifts in the star's spectrum of light.

The team determined that the object's mass is 2-3 times higher than Neptune but it is also incredibly dense, with all the material that makes up that mass squashed into an object the same size.

The red line shows the evolutionary track of a simulated planet that finally has similar properties as the actual planet TOI-849b, as found in the Bern Model of planet formation and evolution. The track is shown in the plane of semimajor axis in astronomical units (AU), that is the orbital distance from the star, on the x-axis, and the radius of the planet in units of jovian radii on the y-axis. The blue-red points show other planets predicted by the model. The Earth and Jupiter are shown at their positions for comparison. The planet starts to form at the initial time t=0 years as a small planetary embryo at about 6 AU. The protoplanet grows in mass in the following 1 million year which increases its radius. In this phase, the radius of the planet is still very large, as it is embedded in the protoplanetary disk in which it forms. The increasing mass of the protoplanet causes it to migrate inwards, towards the star. This reduces again the size of the planet. After 3.5 million years, the planet has migrated to the inner edge of the disk. There, it suffers a very energetic giant impact with another protoplanet in its planetary system. The enormous heat liberated in the collision strongly inflates the gaseous envelope of the planet. The envelope is lost via Roche-lobe overflow, and an exposed planetary core comes into existence. In the following billions of years, the exposed core slowly spirals towards its host star because of tidal interactions. The simulate planet now has properties like a mass, radius, and orbital distance which are very similar the observed properties of TOI-849b that is shown by a black-yellow symbol. In the end, after about 9.5 billion years, the planet falls into its host star. Credit: © University of Bern

Lead author Dr. David Armstrong from the University of Warwick Department of Physics said: "While this is an unusually massive planet, it's a long way from the most massive we know. But it is the most massive we know for its size, and extremely dense for something the size of Neptune, which tells us this planet has a very unusual history. The fact that it's in a strange location for its mass also helps—we don't see planets with this mass at these short orbital periods.

"TOI 849 b is the most massive terrestrial planet—that has an earth like density—discovered. We would expect a planet this massive to have accreted large quantities of hydrogen and helium when it formed, growing into something similar to Jupiter. The fact that we don't see those gases lets us know this is an exposed planetary core.

"This is the first time that we've discovered an intact exposed core of a gas giant around a star."

There are two theories as to why we are seeing the planet's core, rather than a typical gas giant. The first is that it was once similar to Jupiter but lost nearly all of its outer gas through a variety of methods. These could include tidal disruption, where the planet is ripped apart from orbiting too close to its star, or even a collision with another planet. Large-scale photoevaporation of the atmosphere could also play a role, but can't account for all the gas that has been lost.

Alternatively, it could be a 'failed' gas giant. The scientists believe that once the core of the gas giant formed then something could have gone wrong and it never formed an atmosphere. This could have occurred if there was a gap in the disk of dust that the planet formed from, or if it formed late and the disk ran out of material.

Dr. Armstrong adds: "One way or another, TOI 849 b either used to be a gas giant or is a 'failed' gas giant.

"It's a first, telling us that planets like this exist and can be found. We have the opportunity to look at the core of a planet in a way that we can't do in our own solar system. There are still big open questions about the nature of Jupiter's core, for example, so strange and unusual exoplanets like this give us a window into planet formation that we have no other way to explore.

"Although we don't have any information on its chemical composition yet, we can follow it up with other telescopes. Because TOI 849 b is so close to the star, any remaining atmosphere around the planet has to be constantly replenished from the core. So if we can measure that atmosphere then we can get an insight into the composition of the core itself."


Are there super giant exoplanets?

Hello all. Just wondering if SUPER GIANT exoplanets exist in our galaxy? I mean, stars come in many different sizes from small to super large.

If you go to Nasa's sunspot page it shows our sun and the earth and Jupiter next to it for size comparison, that made me think can planets get as large as the sun? Maybe those super giant stars would have super large planets as well?

#2 jfrech14

From what I understand, the theoretical limit is around 15x the mass of Jupiter. After that, it essentially has a mass large enough to ignite Deuterium and reach brown dwarf status. Now for rocky planets, I think it is somewhere around 8 Earth masses before it starts to not really be considered a rocky planet. Now as for observed planets. I know we have observed brown dwarfs and large Jupiter-like planets, but I don't know if we have observationally determined this 15x the mass of Jupiter limit.

#3 Rigel_10

ใช่. thanks, I'm focusing more on the rocky giant planets out there. It comes to mind if a rocky planet many times the size of earth, would not the gravity be many times as strong, thereby crushing any human that might land on it's surface?

#4 jfrech14

I think the criterion of 8 earth masses is more of having a small enough mass so that the gravity doesn't render the planet's atmosphere too thick. But when it comes to a human.. I agree that it would be really uncomfortable or impossible to be on one of those planets. But if there is life. maybe they are super-strong

#5 Rick Woods

#6 Ptkacik

ขวา. I think once a planet gets large enough, the atmosphere collects due to gravity and not swept away. Then at some greater size, much larger than Jupiter, it spontaneously combusts into a star. So I guess the answer is no, there are no sun sized rocky planets out there.

OTOH, a report came out recently that scientists had determined that there was probably an undiscovered planet in our solar system bigger than Uranus and about twice as far out and at a **** eyed angle to the ecliptic.

This doesn't follow the question of the post but does respond to its title though.

#7 davidmclifton

It helps to stop thinking of designations - they are just words we slap on objects which frankly come from mistakes about what they were in the first place ages ago, and there is even controversy about many of them.

Essentially everything in space is a bunch of dust. Some of that dust is "light" materials like Hydrogen, Helium etc, and some of that dust is heavier things like lead and iron.

When you get enough dust together the force of gravity causes fusion to occur, at which point we call it a star. before that, it is a planet. Some dust balls are hanging out on their own, some are in giant pairs, some orbit other dust balls (planets around stars) and some orbit those dust balls (moons around planets) - but at the end of the day it is just a bunch of crap that fell in together into a ball.

There are many situations where one star orbits around another, or the two stars orbit around a gravitational point between them. In such a case, is the orbiting star a big planet or a star? We call it star because it happens to be big enough to light up fusion. If it wasn't, then we'd call it a planet. Either way it is just a hunk of junk floating around out there.

#8 Tony Flanders

ใช่. thanks, I'm focusing more on the rocky giant planets out there. It comes to mind if a rocky planet many times the size of earth, would not the gravity be many times as strong, thereby crushing any human that might land on it's surface?

It's hard to imagine a rocky planet that's much more massive than Earth. Hydrogen is by far the most abundant element in the universe everywhere that we see elements and molecules that solidify at terrestrial temperatures, they're accompanied by far larger amounts of hydrogen.

The reason that Earth has only a modest amount of hydrogen is that our gravity isn't strong enough to hold on to it. But a planet ten times our mass would hold onto hydrogen easily, even if it was quite close to a star. So it's hard to imagine any mechanism by which a rocky planet much bigger than Earth could form without being surrounded by a vast envelope of hydrogen.

Having said that, the universe is full of things that are hard to explain.

But there's are two more fundamental limits to the diameter of a rocky planet. First, rock (and iron) compress under the force of gravity. That's a major reason why the solar-system planets smaller than Earth are less dense than Earth. Once you get more massive than Earth, the core compresses more, and the planet ends up not being much bigger. At some point, in fact, adding mass actually makes it smaller.

Stars would be minuscule if not for the fact that fusion is going on. The heat of the fusion puffs them out and prevents them from contracting. Once the fusion's done, they do indeed shrink down to tiny size -- called white dwarfs.

Last of all, if a planet without fusion becomes too massive, it collapses to form a black hole.

Edited by Tony Flanders, 11 February 2016 - 02:27 PM.

#9 2LiveAndDieInLA

Barring the physics, I always thought it would be cool to live on an Earth like planet that was the size of Jupiter. Imagine the exploration that could occur.

Edited by 2LiveAndDieInLA, 11 February 2016 - 02:59 PM.

#10 Classic8

I think the criterion of 8 earth masses is more of having a small enough mass so that the gravity doesn't render the planet's atmosphere too thick. But when it comes to a human.. I agree that it would be really uncomfortable or impossible to be on one of those planets. But if there is life. maybe they are super-strong

So, more of a place to use a grab and go refractor instead of a 10" newt on an equatorial mount?

#11 russell23

From what I understand, the theoretical limit is around 15x the mass of Jupiter. After that, it essentially has a mass large enough to ignite Deuterium and reach brown dwarf status. Now for rocky planets, I think it is somewhere around 8 Earth masses before it starts to not really be considered a rocky planet. Now as for observed planets. I know we have observed brown dwarfs and large Jupiter-like planets, but I don't know if we have observationally determined this 15x the mass of Jupiter limit.

This is a surprisingly complicated issue that planetary scientists have yet to agree upon. The IAU working group definition for a brown dwarf is any object with a mass of 13 Jupiter masses or larger that is not engaged in hydrogen burning (star). Bodies less than 13 Jupiter masses are planets and here is the key that makes this definition controversial - regardless of formation mechanism.

So to explain further on this issue. 13 Jupiter masses is the approximate deuterium burning limit. At about this mass limit a body will be able to burn deuterium. So the IAU's definition chooses this as a boundary between planets and brown dwarfs.

However, this issue of definition gets tied up in theories of formation. Giant planets such as Jupiter are thought to form by the "core accretion" mechanism. A 10 Earth mass rocky core forms and then the planet sweeps up a massive hydrogen envelope around the rocky core. The resulting planet would be a "gas giant". One important aspect of this process is that it occurs in a "proto-planetary disk". Stars form by mechanisms that result from gas cloud fragmentation and collapse. As the gas collapses onto a forming star a flattened proto-planetary disk forms around the star from which planets form.

Another line of thought is that brown dwarfs are objects formed by gas collapse mechanisms (like a star) that do not acquire sufficient mass to engage in hydrogen burning in the core.

So here is where the problem comes in: the mass regime for objects formed by gas collapse overlaps with the mass regime for objects formed in a proto-planetary disk. In other words the 13 Jupiter mass limit might separate deuterium burners from non-deuterium burners but it does not separate giant planets from brown dwarfs.

Gas collapse is well established to form objects as small as

5-6 Jupiter masses - well below the deuterium burning limit whereas formation in a proto-planetary disk may result in objects as large as

So the IAU's 13 Jupiter mass limit for defining the difference between a brown dwarf and a giant planet is not particularly useful in the view of many planetary scientists. And there is reason for considering formation mechanism as more important than deuterium burning in defining objects as brown dwarfs or planets. Objects that form in a proto-planetary disk will have heavy element enrichment relative to the parent star. "Heavy" elements are everything heavier than helium in this context (Z>2 elements where "Z" is the atomic number for those that remember their chemistry).

I'm in agreement with the researchers that think 13 Jupiter masses should not be used to define the difference between giant planets and brown dwarfs. If formation mechanism is adopted then the objects formed by gas collapse that are not deuterium burners are still brown dwarfs while those that form in a proto-planetary disk that are >13 Jupiter masses would be called "deuterium burning planets".

Finally, it is worth noting that 13 Jupiter masses is not some magical mass. The actual deuterium burning limit is more of a window from 11-16 Jupiter masses that depends upon the composition of the body and . believe it or not . how we define deuterium burning. Do we say something is a deuterium burner when it burns 10%? 50%? 90%? of its deuterium? That is part of the range as well.


Author information

สังกัด

School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University, Zhuhai, China

Department of Physics and Astronomy, Rice University, Houston, TX, USA

Shang-Fei Liu & Andrea Isella

Astrobiology Center, Tokyo, Japan

National Astronomical Observatory of Japan, Tokyo, Japan

Institute for Computational Science, Center for Theoretical Astrophysics and Cosmology, University of Zurich, Zurich, Switzerland

Simon Müller & Ravit Helled

Department of Astronomy, Tsinghua University, Beijing, China

Department of Physics, Tsinghua University, Beijing, China

Department of Astronomy and Astrophysics, University of California, Santa Cruz, Santa Cruz, CA, USA

Institute for Advanced Study, Tsinghua University, Beijing, China

คุณยังสามารถค้นหาผู้เขียนคนนี้ใน PubMed Google Scholar

คุณยังสามารถค้นหาผู้เขียนคนนี้ใน PubMed Google Scholar

คุณยังสามารถค้นหาผู้เขียนคนนี้ใน PubMed Google Scholar

คุณยังสามารถค้นหาผู้เขียนคนนี้ใน PubMed Google Scholar

คุณยังสามารถค้นหาผู้เขียนคนนี้ใน PubMed Google Scholar

คุณยังสามารถค้นหาผู้เขียนคนนี้ใน PubMed Google Scholar

คุณยังสามารถค้นหาผู้เขียนคนนี้ใน PubMed Google Scholar

ผลงาน

ดีแอล had the idea of the impact scenario. S.-F.L. and A.I. examined its feasibility. S.-F.L. coordinated this study. S.-F.L. and Y.H. designed and analysed the hydrodynamic simulations. X.Z. and S.-F.L. performed and analysed the นู๋-body simulations. S.M. and R.H. designed the long-term thermal evolution study. All authors contributed to discussions, as well as to editing and revising the manuscript.

ผู้เขียนที่สอดคล้องกัน


How to See Aldebaran

Aldebaran shines in this sky scene. The Orion and Pleiades can be good guides to find Aldebaran (Venus and Jupiter, of course, would move from night to night).
Daniel Johnson

As it’s about the 14th-brightest star in the night sky, Aldebaran is easy to find once you’re in the right region of the sky. The obvious reddish hue is also a great clue. But perhaps the best aid to help you locate Aldebaran is its proximity halfway between two major and recognizable objects: the constellation Orion and the Pleiades star cluster. The three-star line of Orion’s belt also points roughly in Aldebaran’s direction, although the alignment isn’t exact.

Aldebaran is also something of an honorary member of the Hyades star cluster, as it appears to sit in the middle from our point of view. But it’s only a line-of-sight effect since Aldebaran is actually closer than halfway to the Hyades.

If you’re looking for a deep-sky jaunt, a short jump from Aldebaran will bring your telescope to the famous Crab Nebula, the remains of a supernova that exploded in 1054 AD.

As Aldebaran is located near the ecliptic, the star enjoys frequent (in astronomical terms) conjunctions and occultations with the Moon and planets. When it pairs up with a solar system world, the scene makes for an excellent photo opportunity. And where should you point your camera? Just aim for that big red “bull’s eye!”


ดูวิดีโอ: Splošna plinska enačba naloga (กุมภาพันธ์ 2023).