PSR B1620−26 b - PSR B1620−26 b

PSR B1620-26 b
Sanatçının pulsar gezegeni izlenimi B1620-26c.jpg
Bir sanatçının PSR B1620-26 izlenimi b. Ana yıldızları arka planda görülebilir.
keşif
Tarafından keşfedildi Backer et al.
keşif sitesi  Amerika Birleşik Devletleri
keşif tarihi 30 Mayıs 1993
(10 Temmuz 2003'te onaylandı)
pulsar zamanlaması
yörünge özellikleri
23 AU (3,4 × 10 9  km)
eksantriklik düşük
36.525 gün
~100 yıl
Eğim 55
Star PSR B1620-26 AB
Fiziksel özellikler
kitle 2.5 (± 1) M J
Sıcaklık 72 K (−201,2 °C; −330,1 °F)

PSR B1620-26 B bir olan ötegezegen yaklaşık 12,400 bulunan ışık yılı mesafede Dünya'nın içinde takımyıldızı arasında Akrep . Aşırı yaşı nedeniyle resmi olmayan " Methuselah " ve " Genesis gezegeni " (İncil'e göre dünyanın en yaşlı insanı olarak yaşamış olan İncil karakterinden almıştır) takma adlarını taşır ve birkaç popüler kaynak bu nesneye atıfta bulunur. "PSR B1620-26 c" olarak (tartışma için aşağıya bakınız). Gezegen, PSR B1620-26'nın iki yıldızı (bir pulsar ( PSR B1620-26 A ) ve bir beyaz cüce ( WD B1620-26 )) etrafında dairesel bir yörüngededir ve şimdiye kadar doğrulanan ilk dairesel gezegendir. Aynı zamanda küresel bir kümede bulunan ilk gezegendir. Gezegen, yaklaşık 12,7 milyar yaşında olduğuna inanılan bilinen en eski güneş dışı gezegenlerden biridir.

özellikleri

Kütle, yörünge ve yaş

PSR B1620-26 b, Jüpiter'in 2.627 katı kütleye sahiptir ve 23 AU (3.4 milyar km) uzaklıkta, Uranüs ile Güneş arasındaki mesafeden biraz daha büyük bir yörüngede döner . Gezegenin her bir yörüngesi yaklaşık 100 yıl sürer.

Üçlü sistem, Messier 4 küresel kümesinin çekirdeğinin hemen dışındadır . Kümenin yaşının yaklaşık 12.7 milyar yıl olduğu tahmin edilmektedir ve bir kümedeki tüm yıldızlar yaklaşık olarak aynı zamanda oluştuğundan ve gezegenler de ev sahibi yıldızlarıyla birlikte oluştuğundan, muhtemelen PSR B1620-26 b'nin de yaklaşık olarak 12.7 milyar yaşında. Bu, bilinen herhangi bir gezegenden çok daha yaşlı ve Dünya'nın neredeyse üç katı. Yaşamı boyunca birçok aşamadan geçmiştir.

Ev sahibi yıldızlar

PSR B1620-26 B yörüngeleri bir çifti arasında yıldızlı . Birincil yıldız, PSR B1620-26, a, Pulsar , bir nötron yıldız 1.34 kütleli saniyede 100 devir de iplik, M ☉ , yaklaşık 20 olası bir yarıçap kilometre (0.00003 R ☉ ) ve olası bir sıcaklıkta daha az ya da 300.000 K'ye eşittir . İkincisi, 0,34 M ☉ kütleye , 0,01 R ☉ civarında olası bir yarıçapa ve 25,200 K'ye eşit veya daha az olası bir sıcaklığa sahip beyaz bir cücedir . Bu yıldızlar, yaklaşık her altıda bir 1 AU mesafede birbirlerinin yörüngesinde dönerler. aylar. Sistemin yaşı 12,7 ila 13 milyar yaşındadır ve bu onu bilinen en eski ikili yıldızlardan biri yapar. Karşılaştırıldığında, Güneş'in yaşı 4,6 milyar yıldır.

İkili sistemin görünür büyüklüğü veya Dünya'nın perspektifinden ne kadar parlak göründüğü 24'tür. Çıplak gözle görülemeyecek kadar loştur.

evrimsel tarih

PSR B1620-26 sisteminin evrimi .

Bu pulsar gezegenin kökeni hala belirsizdir, ancak muhtemelen bugün bulunduğu yerde oluşmamıştır. Yıldızın çekirdeği bir nötron yıldızına çöktüğünde ve bir süpernova patlamasında kütlesinin çoğunu dışarı attığında azalan yerçekimi kuvveti nedeniyle, böyle bir olaydan sonra bir gezegenin yörüngede kalması olası değildir. Gezegenin, şimdi beyaz cüceye dönüşen yıldızın etrafında yörüngede oluşmuş olması ve yıldız ile gezegenin ancak daha sonra nötron yıldızının yörüngesine alınmış olması daha olasıdır.

Yıldız karşılaşmaları , Güneş'in bulunduğu Samanyolu diskinde çok yaygın değildir , ancak küresel kümelerin yoğun çekirdeğinde sık sık meydana gelirler. 10 milyar yıl boyunca bir noktada, nötron yıldızının gezegenin ev sahibi yıldızıyla karşılaştığı ve onu sıkı bir yörüngeye soktuğu ve muhtemelen bu süreçte önceki bir yoldaş yıldızını kaybettiği düşünülüyor. Yaklaşık yarım milyar yıl önce, yeni yakalanan yıldız bir kırmızı deve dönüşmeye başladı (bkz. yıldız evrimi ).

Genç pulsarlar için tipik pulsar periyotları bir saniye mertebesindedir ve zamanla artar; milisaniyelik pulsarlar tarafından sergilenen çok kısa periyotlar , ikili bir yoldaştan malzeme transferinden kaynaklanmaktadır. PSR B1620-26'nın darbe periyodu birkaç milisaniyedir ve madde aktarımı için güçlü kanıtlar sağlar. Pulsarın kırmızı dev yoldaşı genişledikçe, Roche lobunu doldurduğuna ve daha sonra aştığına ve böylece yüzey katmanlarının nötron yıldızına aktarılmaya başladığına inanılıyor .

Yağan madde karmaşık ve muhteşem etkiler yarattı. Düşen madde, açısal momentum aktarımı nedeniyle nötron yıldızını 'döndürdü' ve birkaç yüz milyon yıl boyunca, düşen madde yeterince yüksek sıcaklıklara ısıtıldığından , yıldızlar düşük kütleli bir X-ışını ikilisi oluşturdu. X-ışınlarında parlama .

Kütle kaybeden yıldızın yüzey katmanları tükendiğinde ve çekirdek yavaş yavaş beyaz bir cüceye küçüldüğünde kütle transferi sona erdi. Şimdi yıldızlar barışçıl bir şekilde birbirlerinin etrafında dönüyorlar. Yine de PSR B1620-26 b için uzun vadeli beklentiler zayıf. M4'teki tipik bir izole yıldızdan çok daha büyük olan üçlü sistem, yıldız yoğunluğunun çok yüksek olduğu kümenin çekirdeğine doğru yavaş yavaş sürükleniyor. Yaklaşık bir milyar yıl sonra, üçlü muhtemelen yakındaki bir yıldızla tekrar yakın bir karşılaşma yaşayacak. Bu tür karşılaşmaların en yaygın sonucu, en hafif yoldaşın çoklu yıldız sisteminden atılmasıdır. Bu olursa, PSR B1620-26 b büyük olasılıkla M4'ten tamamen fırlatılacak ve varlığının geri kalanını yıldızlararası bir gezegen olarak yıldızlararası uzayda tek başına dolaşarak geçirecek .

Tespit ve keşif

Sistemin konumu (yeşil daire içine alınmış).
Sistem, Messier 4 (M4) küresel kümesinde yer almaktadır .

2008'den önce keşfedilen neredeyse tüm güneş dışı gezegenler gibi , PSR B1620-26 b de orijinal olarak Doppler'in yörüngesini kaydırdığı ve yörüngesindeki yıldızdan gelen radyasyona bağlı olarak tespit edildi (bu durumda, pulsarın görünen titreşim periyodundaki değişiklikler). 1990'ların başında, ikili bir pulsar olduğunu düşündükleri şeyi inceleyen Donald Backer liderliğindeki bir grup gökbilimci , gözlemlenen Doppler kaymalarını açıklamak için üçüncü bir nesneye ihtiyaç olduğunu belirledi. Birkaç yıl içinde, gezegenin pulsar ve beyaz cücenin yörüngesi üzerindeki yerçekimi etkileri ölçüldü ve yıldız olamayacak kadar küçük olan üçüncü cismin kütlesi hakkında bir tahminde bulundu. Üçüncü nesnenin bir gezegen olduğu sonucu , 1993 yılında Stephen Thorsett ve işbirlikçileri tarafından açıklandı .

Gezegen yörüngesinin incelenmesi, beyaz cüce yıldızın kütlesinin de tahmin edilmesini sağladı ve gezegenin oluşumuna ilişkin teoriler, beyaz cücenin genç ve sıcak olması gerektiğini öne sürdü. 10 Temmuz 2003'te Steinn Sigurdsson liderliğindeki bir ekip , Hubble Uzay Teleskobu'ndaki gözlemleri kullanarak beyaz cücenin saptandığını ve tahmin edilen özelliklerinin doğrulandığını duyurdu . Methuselah adının tanıtılması, dünya çapında basının dikkatini çeken bir NASA basın brifingindeydi.

isim

PSR B1620-26 b tanımı hiçbir bilimsel makalede kullanılmazken, gezegen SIMBAD veritabanında PSR B1620-26 b olarak listelenmiştir . Bazı popüler kaynaklar, üçlü bir sistemin (gezegen ve iki yıldızdan oluşan) üçüncü üyesi olarak tanımlandığı için gezegene atıfta bulunmak için PSR B1620-26 c adını kullanır. Bu atama SIMBAD veritabanında görünmez ve daha modern adlandırma kuralları, küçük harflerin gezegenleri ve büyük harflerin yıldızları belirtmek için kullanıldığı ayrı bir harf sistemi kullanır (örn. Gliese 667C c, yörüngedeki 'd' gezegendir). Üçlü bir sistemin 'D' yıldızı olan Gliese 667C), PSR B1620-26 b'yi PSR B1620-26 sisteminin her iki yıldızının yörüngesinde dönen bir gezegenin tanımı yapar. Bilimsel literatürde PSR B1620-26 gezegeni ile ilgili olarak her iki kullanım da kullanılmamaktadır.

Resmi olarak tanınmamasına rağmen, "Methuselah" adı popüler makalelerde gezegen için yaygın olarak kullanılmaktadır. Bu isim genellikle güneş sistemindeki gezegenlere olan benzerlikleri göstermek için gayri resmi isim olarak kullanılırken , "ikinci isim" astronomik olarak kullanılır. Methuselah, diğer üç güneş dışı gezegenin resmi olmayan mitolojik takma adlar (tıpkı Güneş Sistemi'nde olduğu gibi) olmasına rağmen, İncil'de geçen bir ad veya takma ad alan tek gezegendir, bu gezegenler Dimidium , orijinal olarak "Bellerophon" olarak adlandırılır; Gliese 581 g , bazen "Zarmina" veya daha nadiren "Zarmina'nın Dünyası" veya "Zarmina'nın Gezegeni" olarak adlandırılır; ve HD 209458 b , bazen "Osiris" olarak anılır.

Ayrıca bakınız

Referanslar

Dış bağlantılar

Koordinatlar : Gökyüzü haritası 16 sa 23 m 38 s , −26° 31′ 53″