Минимальная масса
Справа : в этом случае никакое движение звезды не происходит вдоль луча зрения наблюдателя, и метод доплеровской спектроскопии вообще не обнаружит планету.
В астрономии наблюдаемых объектов , минимальная масса — это нижняя граница расчетной массы таких как планеты , звезды , двойные системы , [ 1 ] туманности , [ 2 ] и черные дыры .
Минимальная масса — это широко цитируемая статистика для внесолнечных планет, обнаруженная методом лучевых скоростей или доплеровской спектроскопией, и определяется с использованием функции двойной массы . Этот метод обнаруживает планеты путем измерения изменений в движении звезд на луче зрения , поэтому реальные наклоны орбит и истинные массы планет обычно неизвестны. [ 3 ] Это результат греха и вырождения .
Если наклон i можно определить, истинную массу можно получить из рассчитанной минимальной массы, используя следующее соотношение:
Экзопланеты
[ редактировать ]Ориентация транзита на Землю
[ редактировать ]
Планеты большинства звезд не выстроены и не ориентированы так, чтобы они затмевались над центром звезды и давали зрителю на Земле идеальный транзит. Именно по этой причине мы часто можем экстраполировать только минимальную массу при наблюдении за колебанием звезды, потому что мы не знаем наклона и, следовательно, можем вычислить только ту часть, которая тянет звезду на плоскости небесной сферы.
Для тел, вращающихся во внесолнечных планетных системах , наклонение 0° или 180° соответствует орбите, обращенной лицом (которую нельзя наблюдать по лучевой скорости), тогда как наклонение 90° соответствует орбите, обращенной с ребра (для которой истинная масса равна минимальной массе). [ 4 ]
Планеты с орбитами, сильно наклоненными к лучу зрения Земли, производят меньшие видимые колебания, и поэтому их труднее обнаружить. Одним из преимуществ метода лучевых скоростей является то, что эксцентриситет орбиты планеты можно измерить напрямую. Одним из основных недостатков метода лучевых скоростей является то, что он может оценить только минимальную массу планеты ( ). Это называется грехом и вырождением . Заднее распределение угла наклона i зависит от истинного распределения масс планет. [ 5 ]
Метод радиальных скоростей
[ редактировать ]Однако, когда в системе есть несколько планет, которые вращаются относительно близко друг к другу и имеют достаточную массу, анализ орбитальной стабильности позволяет ограничить максимальную массу этих планет. Метод лучевых скоростей можно использовать для подтверждения результатов, полученных методом транзита . планеты истинную массу Когда оба метода используются в сочетании, можно оценить .
Хотя лучевая скорость звезды дает только минимальную массу планеты, если спектральные линии планеты можно отличить от спектральных линий звезды, то можно найти лучевую скорость самой планеты, и это дает наклонение орбиты планеты. Это позволяет измерить фактическую массу планеты. Это также исключает ложные срабатывания, а также дает данные о составе планеты. Основная проблема заключается в том, что такое обнаружение возможно только в том случае, если планета вращается вокруг относительно яркой звезды и если планета отражает или излучает много света. [ 6 ]
Термин «истинная масса» является синонимом термина « масса» , но используется в астрономии, чтобы отличить измеренную массу планеты от минимальной массы, обычно получаемой с помощью методов лучевых скоростей. [ 7 ] Методы, используемые для определения истинной массы планеты, включают измерение расстояния и периода одного из ее спутников . [ 8 ] передовые методы астрометрии , использующие движения других планет в той же звездной системе , [ 7 ] сочетание методов лучевых скоростей с наблюдениями за транзитом (которые указывают на очень низкие наклонения орбиты), [ 9 ] и объединение методов лучевой скорости с измерениями звездного параллакса (которые также определяют наклон орбит). [ 10 ]
Использование функции синуса
[ редактировать ]
В тригонометрии единичный круг — это круг радиуса один с центром в начале координат (0, 0) в декартовой системе координат .
Пусть линия, проходящая через начало координат и образующая угол θ с положительной половиной оси x , пересекает единичную окружность. Координаты x и y этой точки пересечения равны cos( θ ) и sin( θ ) соответственно. Расстояние точки от начала координат всегда равно 1.
Звезды
[ редактировать ]имеет массу всего в 93 раза больше Юпитера ( MJ является самой маленькой из известных звезд, подвергающихся ядерному синтезу в своем ядре. ), или 0,09 M ☉ , и AB Doradus C , компаньон AB Doradus A, [ 11 ] как у Солнца, теоретическая минимальная масса, которую звезда может иметь и при этом подвергаться термоядерному синтезу в ядре, оценивается примерно в 75 МДж Для звезд с такой же металличностью , . [ 12 ] [ 13 ] , когда металличность очень низкая, недавнее исследование самых тусклых звезд показало, что минимальный размер звезды составляет около 8,3% солнечной массы, или около 87 МДж Однако . [ 13 ] [ 14 ] Меньшие тела называются коричневыми карликами и занимают плохо очерченную серую область между звездами и газовыми гигантами .
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Кушнер, Марк Дж. (сентябрь 2004 г.). «Внесолнечная туманность минимальной массы». Астрофизический журнал . 612 (2). Американское астрономическое общество: 1147–1151. arXiv : astro-ph/0405536 . Бибкод : 2004ApJ...612.1147K . дои : 10.1086/422577 .
- ^ Б. Арбутина (июнь 2007 г.). «Минимальное соотношение масс двойных систем типа W UMa» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 377 (4): 1635–1637. Бибкод : 2007MNRAS.377.1635A . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.11723.x .
- ^ Ротери, Дэвид А.; Гилмор, Иэн; Сефтон, Марк А. (март 2018 г.). Введение в астробиологию . Издательство Кембриджского университета. стр. 234–236. ISBN 9781108430838 .
- ^ Флейш, Дэниел; Крегенов, Юлия (29 августа 2013 г.). Руководство для студентов по математике астрономии . Издательство Кембриджского университета. стр. 97–101. ISBN 9781107610217 .
- ^ Стивенс, Дэниел Дж.; Гауди, Б. Скотт (2013). «Апостериорные вероятности транзита». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 125 (930): 933–950. arXiv : 1305.1298 . Бибкод : 2013PASP..125..933S . дои : 10.1086/672572 .
- ^ Родлер, Флориан; Лопес-Моралес, «Мерседес»; Рибас, Игнаси (2012). «Взвешивание нетранзитного горячего Юпитера Тау БУБ б». Астрофизический журнал . 753 (1): Л25. arXiv : 1206.6197 . Бибкод : 2012ApJ...753L..25R . дои : 10.1088/2041-8205/753/1/L25 .
- ^ Jump up to: а б «Астрономы обсерватории Макдональда открыли планету размером с Нептун с помощью телескопа Хобби-Эберли» . Техасский университет в Остине . 31 августа 2004 г. Архивировано из оригинала 13 февраля 2007 г. Проверено 4 сентября 2007 г.
- ^ Браун, Майкл Э .; Шаллер, Эмили Л. (15 июня 2007 г.). «Масса карликовой планеты Эрида» . Наука . 316 (5831): 1585. Бибкод : 2007Sci...316.1585B . дои : 10.1126/science.1139415 . ПМИД 17569855 . S2CID 21468196 .
- ^ «Откуда мы знаем плотность некоторых внесолнечных планет?» . Любопытно об астрономии? Архивировано из оригинала 12 октября 2007 года . Проверено 8 сентября 2007 г.
- ^ Хан, Инву; Блэк, Дэвид С.; Гейтвуд, Джордж (2001). «Предварительные астрометрические массы предполагаемых внесолнечных планет-спутников» . Письма астрофизического журнала . 548 (1): L57–L60. Бибкод : 2001ApJ...548L..57H . дои : 10.1086/318927 . S2CID 120952927 . Архивировано из оригинала 6 ноября 2015 года . Проверено 21 апреля 2019 г.
- ^ «Взвешивание самых маленьких звезд» , Пресс-релиз Европейской южной обсерватории , ESO: 2, 1 января 2005 г., Бибкод : 2005eso..pres....2. , получено 13 августа 2006 г.
- ^ Босс, Алан (3 апреля 2001 г.), Это планеты или что? , Институт Карнеги в Вашингтоне, заархивировано из оригинала 28 сентября 2006 г. , получено 8 июня 2006 г.
- ^ Jump up to: а б Сига, Дэвид (17 августа 2006 г.), Обнаружено массовое разграничение между звездами и коричневыми карликами , New Scientist , заархивировано из оригинала 14 ноября 2006 г. , получено 23 августа 2006 г.
- ^ Хаббл видит самые слабые звезды , BBC , 18 августа 2006 г. , получено 22 августа 2006 г.