Astronomie

Sans utiliser de magnitudes absolues ou d'isochrones, comment pouvons-nous déterminer l'âge et le statut évolutif d'une étoile ?

Sans utiliser de magnitudes absolues ou d'isochrones, comment pouvons-nous déterminer l'âge et le statut évolutif d'une étoile ?


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Les méthodes habituelles d'estimation des âges stellaires impliquent des approximations isochrones. Il peut également aider à estimer le rayon d'une étoile en corrélant sa magnitude absolue avec la température effective et la magnitude apparente. En l'absence de ces mesures ou observations de variabilité révélatrice, comment pourriez-vous deviner l'âge et le statut évolutif d'une étoile ?

Étant donné un seul spectre $(Rgtrsim 50000)$ à haute résolution comme seul point de données, est-il facile de déduire avec précision l'âge et le statut évolutif d'une étoile ? Par exemple, en quoi le spectre différerait-il entre une naine rouge et une géante rouge, toutes deux avec de $T_{mathrm{eff}} = 4000~mathrm{K}$ ? Ou entre deux naines rouges d'âges $2~mathrm{Gyr}$ et $8~mathrm{Gyr}$ ?

Une bonne réponse pourrait décrire comment la gravité de surface $(log g)$ affecte les raies spectrales (et comment cela se rapporte à la masse et au rayon stellaires), quels éléments nous pourrions observer plus fortement à différents stades de l'évolution, et quelques résultats d'observation de la gyrochronologie.


En bref : vous ne pouvez pas.

En longueur : le mieux que vous puissiez faire est de faire correspondre votre spectre avec une bibliothèque de spectres connus et de trouver la meilleure correspondance. Mais pour que ces spectres soient utiles, vous devez avoir déterminé leurs âges, masses, Y (teneurs en Hélium) et Z (teneurs en métaux, c'est-à-dire tout au-delà de l'Hélium). Et leurs âges viennent de… oui, des isochrones, donc vous utiliseriez des isochrones indirectement.

Donc, en bref encore, oui, vous pouvez déterminer la masse, l'âge et Y et Z d'une étoile avec son spectre et sans sa propre isochrone, peut-être jusqu'à 5% de sa durée de vie de séquence principale pendant l'état de la séquence principale (par exemple 0,5 Gyr pour une étoile à durée de vie principale de 10 Gyr comme notre Soleil).

Et oui encore, cette correspondance de spectres donne des informations supplémentaires comme la gravité de surface, qui n'est pas utile en soi mais nécessite une connaissance préalable de la masse et du rayon.


Pour certaines géantes rouges très grandes (et donc relativement froides), vous pourrez peut-être déterminer quelque chose à partir de leurs spectres, car des raies d'émission sont parfois observées - ce sont généralement des taches centrales plus lumineuses vues au milieu des raies spectrales d'absorption (sombres) plus typiques - causé par la grande taille des (vraiment !) nuages ​​de gaz chauds qui entourent les géants. Mais ce ne serait pas une méthode fiable de détection des géantes rouges.


Je ne suis pas un expert des atmosphères stellaires, donc j'ai une idée limitée de la façon dont des choses comme $log g$ affectent les lignes. Mais je travaille avec des modèles stellaires, donc je peux essayer cette partie.

Le principe général est que le calcul des âges des modèles stellaires est une sorte de problème d'optimisation. Nous modélisons la structure des intérieurs stellaires en construisant un système d'équations différentielles basé sur quelques hypothèses simples. (Quand j'enseigne la structure et l'évolution stellaires, je recommande généralement les notes de cours exceptionnelles et gratuites d'Onno Pols et de Jørgen Christensen-Dalsgaard.) Ces modèles dépendent de nombreux paramètres. Certains sont familiers : la masse, la composition et l'âge. Certains moins : il y a généralement au moins un paramètre pour la façon dont la convection est paramétrée. par exemple. les longueur de mélange. Certaines sont discrètes : quelles données d'opacité sont utilisées, quelles abondances solaires sont choisies. Et certains sont relativement insignifiants : il existe des dizaines (voire des centaines !) de paramètres numériques utilisés pour résoudre les équations.

Disons simplement que nous avons une boîte noire magique qui prend cinq paramètres - masse, métallicité initiale, abondance initiale d'hélium, âge et longueur de mélange - et produit $T_ ext{eff}$ et $log g$. Ce que nous devons faire, c'est sélectionner les valeurs des paramètres pour correspondre aux observations, ce qui est un problème standard d'optimisation, d'inférence, d'estimation de paramètres, ou peu importe comment vous voulez l'appeler.

Gardez à l'esprit que l'âge est un paramètre spécial. Il existe des moyens de mesurer des choses comme la masse, le rayon ou la luminosité de manière relativement directe. Mais le choix de la séquence de modèles qui produit l'étoile appropriée dépend toujours des modèles stellaires que vous utilisez en premier lieu. Les âges sont incertains à la fois en raison des incertitudes dans les observations, mais aussi en raison de l'incertitude intrinsèque des modèles. Bien que quelque chose comme l'interférométrie puisse potentiellement donner un rayon indépendant, nous ne pouvons obtenir que des mesures indirectes de l'âge, et la conversion de ces mesures indirectes à l'âge introduit également de l'incertitude.

L'astuce maintenant est de savoir combien de données vous avez…

Étant donné qu'un seul spectre à haute résolution (R≳50000) est votre seul point de données, est-il facile de déduire avec précision l'âge et l'état évolutif d'une étoile ?

je dirais que c'est très difficile d'obtenir un âge précis (ou même précis) avec un seul spectre. Actuellement, le spectre serait probablement d'abord utilisé pour déterminer $T_ ext{eff}$ et $log g$, et donc les valeurs seraient ensuite utilisées comme entrées dans le modèle stellaire. N'oubliez pas : je parle de modèles d'intérieur, ils ne produisent donc généralement pas une atmosphère de modèle à comparer. Vous avez alors déjà le problème qu'il y a plus de paramètres que d'observables. Ceci est résolu en supposant que le paramètre de longueur de mélange est le même que les valeurs les mieux adaptées pour le Soleil (pour lesquelles nous avons beaucoup plus de données) et que les abondances d'hélium et de métaux sont corrélées. (Nous appelons cela un loi sur l'enrichissement.) Cela rend le problème résolu, car le spectre à haute résolution devrait également nous indiquer la teneur en métal.

Connaître l'état évolutif est plus facile, je pense, car la gravité de surface devrait vous aider à faire la distinction, surtout compte tenu d'un spectre à haute résolution. Comme dit, je ne suis pas un expert ici, et je suis conscient qu'une mauvaise classification peut se produire avec la photométrie multicolore, mais je ne m'attends pas à ce que cela se produise avec des spectres haute résolution.

Si vous souhaitez en savoir plus, voici quelques ressources rapides qui pourraient vous intéresser. Tout d'abord, quelques notes de cours sur la détermination des âges stellaires sont récemment apparues sur arXiv :

Deuxièmement, vous pouvez jouer avec des profils de lignes synthétiques et d'autres données atmosphériques avec GrayStar, une application Web qui calcule les données atmosphériques de base. (Je n'ai pas d'expérience avec ça, donc je ne sais pas exactement comment ça marche, mais vous pouvez jouer pour obtenir les informations que vous voulez, par exemple la différence entre les profils de ligne chez les géants et les nains, je pense.)


Les spectres d'une géante rouge et d'une naine rouge sont complètement différent, il n'y a donc pas grand-chose à dire à ce sujet et distinguer les géants des nains est simple. Par exemple, les raies alcalines sont presque inexistantes chez les géantes rouges, mais fortes chez les naines rouges. La théorie expliquant pourquoi cela se produit est liée à l'élargissement de la gravité et de la pression à la surface; c'est l'étoffe d'un cours standard d'études supérieures / de premier cycle sur les atmosphères stellaires, pas une réponse SE.

Le fait est qu'un spectre R = 50 000 avec un rapport signal sur bruit décent vous donnera assez facilement la température (à 100K), la gravité de surface (à 0,1 dex) et la métallicité (à 0,05 dex), ainsi qu'une foule d'autres abondances élémentaires ( y compris Li) avec des précisions d'environ 0,1 dex.

Que pouvez-vous faire avec ceci :

Vous pouvez tracer l'étoile dans le plan log g vs Teff et la comparer avec des isochrones théoriques appropriés pour la métallicité de l'étoile. Cette est la meilleure façon d'estimer l'âge d'une étoile de type solaire (ou plus massive), même si vous n'avez pas de distance et c'est la méthode la plus utilisée. À quel point cela fonctionne bien et à quel point cela dépend sans ambiguïté du stade évolutif de l'étoile. Pour des étoiles comme le Soleil, vous obtenez une précision d'âge de peut-être 2 Gyr. Pour les étoiles de masse inférieure, elles bougent à peine pendant la séquence principale de 10Gyr, vous ne pouvez donc pas estimer l'âge comme celui-ci à moins de savoir que l'objet est une étoile pré-séquence principale (voir ci-dessous).

Vous pouvez regarder l'abondance de Li. L'abondance de Li diminue avec l'âge pour les étoiles de masse solaire et en dessous. Cela fonctionnerait assez bien pour les étoiles semblables au soleil d'âge compris entre 0,3 et 2 Gyr et pour les étoiles de type K de 0,1 à 0,5 Gyr et pour les naines M entre 0,02 et 0,1 Gyr - c'est-à-dire dans la plage à partir de laquelle Li commence à s'épuiser en la photosphère jusqu'à l'âge où tout est parti. La précision typique peut être un facteur de deux. Une abondance élevée de Li dans les naines K et M indique généralement un état pré-séquence principale.

La gyrochronologie n'est pas d'une grande aide - cela nécessite une période de rotation. Cependant, vous pouvez utiliser la relation entre le taux de rotation (mesuré dans votre spectre en tant que vitesse de rotation projetée) et l'âge. Encore une fois, l'applicabilité varie avec la masse, mais à l'inverse de Li. Les nains M maintiennent une rotation rapide plus longtemps que les nains G. Bien sûr, vous avez le problème de l'angle d'inclinaison incertain.

Cela nous amène aux relations activité-âge. Vous pouvez mesurer les niveaux d'activité magnétique chromosphérique dans le spectre. Ensuite, combinez cela avec des relations empiriques entre l'activité et l'âge (par exemple, Mamajek & Hillenbrand 2008). Cela peut vous donner l'âge d'un facteur deux pour les étoiles de plus de quelques centaines de Myr. Il est mal calibré pour des étoiles moins massives que le Soleil. Mais en général, un nain M plus actif est susceptible d'être plus jeune qu'un nain M moins actif. Il faut certainement faire la distinction entre un nain 2Gyr et 8Gyr M.

Si vous mesurez la vitesse de la ligne de visée à partir de votre spectre, cela peut vous donner au moins une idée probabiliste de la population stellaire à laquelle appartient l'étoile. Des vitesses plus élevées auraient tendance à indiquer une étoile plus ancienne. Cela fonctionnerait mieux si vous aviez le bon mouvement (et de préférence la distance aussi, roulez sur les résultats de Gaia).

De même, dans un sens probabiliste, les étoiles à faible métallicité sont plus anciennes que les étoiles à haute métallicité. Si vous parliez d'étoiles aussi vieilles que 8Gyr, celles-ci auraient très probablement une faible métallicité.

En résumé. Si vous parlez de naines G, vous pouvez vieillir à des précisions d'environ 20% en utilisant le log g et le Teff du spectre. Pour les nains M, à moins que vous n'ayez la chance de regarder un jeune objet PMS avec Li, votre précision sera au mieux de quelques Gyr pour un objet individuel, bien que la combinaison simultanée d'estimations probabilistes de l'activité, de la métallicité et de la cinématique puisse se réduire. ça un peu.

En complément, je mentionnerai également la datation par radio-isotope. Si vous pouvez mesurer les abondances des isotopes de U et Th avec de longues demi-vies, puis deviner leurs abondances initiales en utilisant d'autres éléments du processus r comme guide, vous obtenez une estimation de l'âge - "nucléocosmochronologie". Actuellement, ceux-ci sont très imprécis - facteurs de 2 différences pour une même étoile selon les méthodes que vous adoptez.

Lire Soderblom (2013) ; Jeffries (2014).

EDIT : Depuis que j'ai écrit cette réponse, il y a au moins une méthode plus prometteuse qui a émergé. Il s'avère que l'abondance de certains éléments du processus s (par exemple le baryum, l'yttrium) s'enrichit assez lentement au cours de la vie de la Galaxie (par les vents des étoiles géantes asymptotiques en train de mourir), et plus lentement que l'enrichissement en fer et bien plus encore. lentement que les éléments alpha comme Mg et Si. Ainsi une mesure des fractions relatives de ces éléments, comme [Y/Mg] peut donner l'âge à des précisions d'un milliard d'années environ (e.g. Tucci Maia et al. 2016 ; Jofre et al. 2020). Cette méthode est probablement la meilleure pour les étoiles de type solaire plus anciennes qu'un Gyr, mais reste inexplorée/non calibrée pour les étoiles de plus faible masse.


D'après cet article, à mesure que les étoiles vieillissent, elles tournent plus lentement. L'âge des étoiles peut donc être estimé en mesurant la rotation des étoiles : les étoiles à rotation rapide sont jeunes tandis que les étoiles à rotation lente sont vieilles.


À la recherche d'une planète meilleure que la Terre : les principaux candidats pour un monde superhabitable

Groupe d'astrobiologie, Centre d'astronomie et d'astrophysique, Technische Universität Berlin, Berlin, Allemagne.

GFZ Centre de recherche allemand pour les géosciences, section Géomicrobiologie, Potsdam, Allemagne.

Leibniz-Institute of Freshwater Ecology and Inland Fisheries (IGB), Department of Experimental Limnology, Stechlin, Allemagne.

School of the Environment, Washington State University, Pullman, Washington, États-Unis.

Institut Max Planck de recherche sur le système solaire, Göttingen, Allemagne.

Institut d'astrophysique, Université Georg-August, Göttingen, Allemagne.

Département d'astrophysique et des sciences planétaires, Université de Villanova, Villanova, Pennsylvanie, États-Unis.


Abstrait

Le fait que la Terre regorge de vie fait qu'il semble étrange de se demander s'il pourrait y avoir d'autres planètes dans notre galaxie qui pourraient être encore plus propices à la vie. Négliger cette éventuelle classe de planètes « superhabitables » pourrait cependant être considéré comme des biais anthropocentriques et géocentriques. Le plus important du point de vue d'un observateur à la recherche de vie extrasolaire est qu'une telle recherche pourrait être exécutée plus efficacement en mettant l'accent sur les planètes superhabitables au lieu des planètes semblables à la Terre. Nous soutenons qu'il pourrait y avoir des régions de l'espace des paramètres astrophysiques des systèmes étoile-planète qui pourraient permettre aux planètes d'être encore meilleures pour la vie que notre Terre. Nous visons à identifier ces paramètres et leurs plages optimales, dont certains sont motivés par l'astrophysique, tandis que d'autres sont basés sur l'habitabilité variable de l'histoire naturelle de notre planète. Certaines de ces conditions sont loin d'être testables par observation sur des planètes en dehors du système solaire. Néanmoins, nous pouvons distiller une courte liste des 24 meilleurs candidats parmi les >4000 exoplanètes connues aujourd'hui qui pourraient être candidates pour une planète superhabitable. En fait, nous soutenons qu'en ce qui concerne la recherche de vie extrasolaire, les planètes potentiellement superhabitables peuvent mériter une priorité plus élevée pour les observations de suivi que la plupart des planètes semblables à la Terre.


À la recherche des survivants de la supernova

Note de l'éditeur : Astrobites est une organisation dirigée par des étudiants diplômés qui répertorie la littérature astrophysique pour les étudiants de premier cycle. Dans le cadre du partenariat entre l'AAS et les astrobites, nous republions occasionnellement du contenu sur les astrobites ici à AAS Nova. Nous espérons que vous apprécierez ce message d'astrobites, l'original peut être consulté sur astrobites.org.

Titre: Recherche de compagnons survivants de progéniteurs de jeunes restes de supernovae LMC de type Ia
Auteurs: Chuan-Jui Li et al.
Institution du premier auteur : Université nationale de Taiwan
Statut: Accepté à ApJ

Survivants de supernovae ?

Survivre à une supernova (SN) peut sembler fou, car les supernovae (SNe) sont parmi les événements les plus énergétiques de l'espace. Le type Ia SNe résulte des explosions de naines blanches, et un seul de ces événements peut temporairement éclipser un galaxie. Alors, comment quelque chose pourrait-il survivre à une telle explosion ?

Eh bien, il existe deux types de SNe de type Ia, tous deux causés par des naines blanches atteignant la limite de masse de Chandrasekhar - dégénéré simple (SD) et dégénéré double (DD). Les DD de type Ia Sne sont causés par la fusion de deux naines blanches qui, lors de la fusion, s'annihileront l'une l'autre et provoqueront un SN. Cependant, un SD Type Ia SN ne concerne qu'une naine blanche. Dans ce cas, il n'y a pas de fusion à la place, la naine blanche a un compagnon non dégénéré (a.k.a., pas une naine blanche) dont elle a tiré trop de masse, provoquant l'explosion de la naine blanche. Étant donné qu'une seule étoile (appelée le « progéniteur ») explose dans ce scénario SD, peut-être que ce compagnon vivra assez longtemps pour raconter son histoire…

Figure 1 : SN 0519–69.0. Les auteurs adaptent la coque SN en Hα (prise par HST) à une ellipse marquée en blanc, avec la croix blanche en son centre. En faisant la moyenne avec le centre déterminé par une autre publication, les auteurs prennent le « x » rouge comme centre d'explosion. Le cercle pointillé rouge marque la distance d'emballement pour un compagnon MS (0,2 pc) et le cercle cyan marque cette distance pour les compagnons hélium (0,6 pc). Le cercle vert indique le rayon de recherche des étoiles d'arrière-plan pris entre les cercles cyan et vert. Des chiffres similaires pour les autres supernovae sont disponibles dans l'article. [Li et al. 2019]

Recherche d'un compagnon

Les auteurs de l'article d'aujourd'hui se sont mis à chercher des compagnons potentiels dansant autour des restes de SN, les coquilles de matière laissées par les explosions de SN. Les compagnons recherchés, qui pourraient être des étoiles de la séquence principale (MS), des étoiles géantes rouges ou des étoiles à hélium, ont peut-être perdu leurs couches externes dans l'explosion mortelle, mais pourraient vivre comme un noyau dense. Ces noyaux survivants devraient être identifiables - ils se déplacent probablement différemment à la suite de l'explosion, et ils ont probablement une couleur différente.

Sachant que ces noyaux compagnons se démarqueront des étoiles de fond, les auteurs choisissent trois restes de supernovae de type Ia à étudier pour les survivants : SN 0519–69.0, DEML71 et SN 0548–70.4. Parce que les restes de SN dans notre propre galaxie peuvent être difficiles à regarder à travers le plan galactique, ces restes sont tous situés dans le Grand Nuage de Magellan (LMC). Les deux premiers SNe de la liste ont déjà été examinés sans succès, mais les auteurs espèrent que leurs nouvelles données du télescope spatial Hubble apporteront un nouvel éclairage sur ces zones du ciel.

Les auteurs d'aujourd'hui utilisent ces deux méthodes, analysant la couleur et le mouvement des étoiles entourant le SNe choisi pour rechercher des compagnons survivants. Avant de pouvoir le faire, ils doivent déterminer une zone appropriée à rechercher.

Où regarder?

Les restes SNe ont une forme généralement circulaire ou elliptique, car le choc de l'explosion se propage vers l'extérieur dans toutes les directions et interagit avec le milieu interstellaire. En trouvant le centre géométrique de la coquille visible du vestige, les auteurs estiment un site d'explosion (voir Figure 1).

Si une étoile survit à une explosion SN, sa vitesse après la supernova devrait être la somme de sa propre vitesse orbitale et de la vitesse de translation de l'ancêtre. Des études antérieures ont déterminé la vitesse maximale à laquelle une étoile MS ou à hélium pourrait voyager après un SN de type Ia. À l'aide de ces vitesses, les auteurs calculent à quel point un noyau compagnon aurait pu s'éloigner du centre SN depuis l'explosion et limitent leur recherche de survivants à cette zone (appelée « distance d'emballement »). Et bien sûr, il doit y avoir un contrôle - les auteurs déterminent un ensemble d'étoiles de fond auxquelles ils peuvent comparer leurs survivants potentiels (voir les figures 1 et 2).

Figure 2 : SN 0519–69.0. Étoiles avec V mag < 23.0 (seuil très probable pour les compagnons potentiels de Schaefer et al. 2012) qui se trouvent dans les limites de l'emballement. Ceux-ci sont analysés en tant que survivants potentiels dans les parcelles CMD et RV. Rouge pour MS, cyan pour les étoiles à hélium. [Li et al. 2019]

Méthode 1 : Examen de la couleur

Pour examiner la couleur de leurs survivants potentiels, les auteurs tracent les couleurs et les magnitudes absolues des étoiles sur un diagramme très utile appelé diagramme couleur-magnitude (nom intelligent, non?). Tous les compagnons candidats et étoiles d'arrière-plan, ainsi que plusieurs « traces évolutives post-impact » (voir Figure 3) sont inclus sur ces parcelles. Ces traces ne sont que des chemins sur le diagramme qui montrent comment une étoile compagnon MS ou à l'hélium, après une explosion SN, devrait changer de couleur (qui dépend de sa température) et de luminosité en fonction de sa masse initiale. Par conséquent, s'il y a de vrais compagnons survivants, ils devraient s'allonger sur ces pistes.

Vous avez peut-être remarqué que les étoiles géantes rouges, bien qu'elles soient un type potentiel de compagnon, n'ont pas été incluses dans la recherche jusqu'à présent. Les astronomes n'ont malheureusement pas encore de traces évolutives des géantes rouges. Plus sur pourquoi c'est malheureux en une seconde.

Figure 3 : CMD pour les numéros de série 0519–69.0. À gauche : l'équivalent HST d'un CMD V vs B–V. À droite : L'équivalent HST d'un CMD I vs V-I. Les pistes évolutives sont représentées en vert, avec les pistes d'étoiles à hélium situées à gauche de chaque diagramme. [Li et al. 2019]

Méthode 2 : Examiner le mouvement

La deuxième méthode pour identifier les compagnons survivants est d'examiner leur vitesse radiale (RV), la vitesse de leur mouvement s'éloignant ou se dirigeant vers la Terre. Les astronomes ont besoin de données spectrales pour obtenir cela, que les auteurs n'ont que pour SN 0519–69.0 et DEML71. Maintenant, bien que nous n'ayons pas une grande idée de ce que devrait être ce RV, il devrait clairement être différent du RV des étoiles d'arrière-plan non impliquées dans le SNe. Les auteurs examinent les distributions des RV pour les étoiles pertinentes (candidats ou candidats + arrière-plan — Figure 4) pour déterminer quelles étoiles ont des RV anormaux, et celles-ci sont considérées comme des candidats survivants.

Résultats

Figure 4 : RV pour les étoiles avec V mag < 21,6 (magnitude limite pour des ajustements spectraux fiables). Pour SN 0519–69.0, il n'y avait que quelques candidats, les auteurs ont donc inclus les étoiles de fond pour établir une distribution. L'étoile n°5 est l'étrange — elle ne bouge pas avec le reste du groupe ! Encore une fois, les mêmes chiffres pour les autres SNe sont disponibles dans le document. [Li et al. 2019]

SN 0519-69.0: la recherche CMD n'a renvoyé aucun compagnon potentiel. Les étoiles dans les rayons d'emballement ont des couleurs qui ne tombent pas sur l'une des pistes évolutives correspondantes. Cependant, il existe une étoile avec un VR étrange (> à 2,5σ de la moyenne), comme le montre la figure 4. Cette étoile bizarre peut être considérée comme une candidate si elle est également tombée sur les pistes évolutives, mais ce n'est pas le cas. Pourquoi demandes-tu? Eh bien, il semble que cette étoile soit probablement une géante rouge, car elle tombe sur la branche de géante rouge dans les CMD. Ainsi, cette étoile pourrait très bien être une candidate, mais des pistes évolutives de la géante rouge doivent être développées pour que les auteurs confirment de toute façon (c'est la partie malheureuse).

DEML71: Ce SN a une histoire très similaire à SN 0519-69.0. Aucune étoile ne peut être considérée comme candidate des CMD, mais il existe bel et bien une étoile avec un étrange VR. Cependant, comme nous l'avons vu précédemment, il semble qu'il s'agisse d'une géante rouge et ne peut donc pas être considéré comme un candidat en raison du manque de données théoriques. Huer.

SN 0548-70.4: L'inspection des CMDs montre qu'il y a bien une étoile qui tombe sur l'une des pistes évolutives de MS ! Génial! … Mais attendez… il y a plus. Cette étoile n'apparaît pas sur les pistes évolutives pour les deux couleurs, les auteurs restent donc sceptiques - un vrai candidat devrait tomber sur les pistes pour les deux CMD. De plus, la partie de la piste évolutive que le candidat Est-ce que tomber sur indique un âge de seulement

110 ans. Ce vestige SN a environ 10 000 ans, donc évidemment cette étoile n'est pas liée à l'explosion et n'est probablement pas le candidat que les auteurs recherchaient.

Comme pour toute science, les résultats nuls sont toujours des résultats. Même si aucun noyau survivant n'a été identifié, les auteurs ont quand même obtenu des informations précieuses - comme, nous avons vraiment besoin de pistes évolutives post-impact de géantes rouges. Ou peut-être que ces SNe ne sont pas ce qu'ils semblent être si les modèles SD et DD sont des simplifications radicales, alors nos prédictions pour eux ne nous mèneront pas aux étoiles survivantes. De nombreux autres types de supernova de type 1a ont été proposés, tels que les sous-/super-Chandrasekhar ou les spin-up/spin-down. Dans l'ensemble, les astronomes s'appuient assez souvent sur des modèles, car nous ne pouvons pas aller chercher une étoile. Avec la comparaison avec plus de modèles, nous aurons une meilleure image de la réalité.

À propos de l'auteur, Lauren Sgro :

Je suis doctorant à l'Université de Géorgie et, aussi ennuyeux que cela puisse paraître, j'étudie la poussière. Cela inclut les étoiles de disques de débris et d'autres types de systèmes stellaires étranges et poussiéreux. Malgré la nature dévorante des études supérieures, j'aime faire du yoga et parfois faire de la randonnée en montagne.


2. OBSERVATIONS ET RÉDUCTION DES DONNÉES

Les données photométriques utilisées dans ce travail consistent en une série d'images multi-bandes profondes acquises avec le nouveau WFC3 à bord du TVH. Le WFC3 se compose de deux détecteurs, l'un optimisé pour les observations dans la gamme de longueurs d'onde

1000 nm (canal UVIS) et l'autre entre

1,7 µm (canal IR). Le détecteur UVIS se compose de deux 2k × CCD 4k couvrant un champ de vision (FoV) de 162'' × 162'' à une échelle de plaque de 004 pixel -1 . Le détecteur IR est un simple 1k × CCD 1k HgCdTe offrant un FoV total de 123'' × 136'' à une résolution de 013 pixels. Une description plus détaillée du WFC3 et de ses performances actuelles peut être trouvée dans Wong et al. (2010).

Les données utilisées dans ce travail font partie des observations ERS 23 obtenues par le comité de surveillance scientifique WFC3 pour l'étude des régions de formation d'étoiles dans les galaxies proches (numéro d'identification de programme 11360). NGC 3603 a été observé en utilisant à la fois les canaux UVIS et IR. Dans cet article, nous utilisons les images prises à travers le haut débit F555W et F814W et bande étroite F656N filtres pour un temps d'exposition total de 1000 s, 1550 s et 990 s, respectivement. L'ensemble de données IR sera présenté dans un article séparé (L. Spezzi et al. 2010, en préparation).

Trois images avec approximativement les mêmes temps d'exposition ont été prises avec un tramage de quelques pixels afin de permettre l'élimination des rayons cosmiques, des pixels chauds et d'autres défauts du détecteur. Toutes les observations ont été effectuées de manière à ce que le noyau de NGC 3603 soit à peu près au centre du FoV de la caméra. Dans la figure 1, nous montrons une mosaïque des images dans le F555W (panneau de gauche) et F656N (panneau de droite) filtres obtenus avec le package PyRAF/MULTIDRIZZLE.

Figure 1. WFC3 22 × 22 images en mosaïque dans le F555W (panneau de gauche) et F656N (Panneau de droite de la ligne Hα) filtres de la région de formation d'étoiles NGC 3603 obtenus grâce au package PyRAF/MULTIDRIZZLE. Le nord est à 30° à droite de la verticale. L'Est est à gauche du Nord.

L'analyse photométrique de l'ensemble des données a été réalisée sur les images à champ plat (FLT) en adoptant la stratégie suivante. Les images, corrigées pour le biais et le champ plat, ont besoin d'un facteur de correction supplémentaire dépendant du champ pour obtenir l'uniformité dans les comptes mesurés d'un objet à travers le champ. L'application de la correction consiste simplement à multiplier les images FLT par les images de carte de zone de pixels. Un grand nombre d'étoiles isolées et bien exposées ont été sélectionnées dans chaque image sur l'ensemble du FoV afin de modéliser correctement la fonction d'étalement des points (PSF) avec la routine DAOPHOTII/PSF (Stetson 1987). Nous avons utilisé une fonction analytique gaussienne et une table de recherche de second ordre était nécessaire afin de bien tenir compte de la variation spatiale des images.

Une première liste d'étoiles a été générée en recherchant des objets au-dessus de la limite de détection de 3σ dans chaque image individuelle et un essai préliminaire d'ajustement PSF a été effectué à l'aide de DAOPHOTII/ALLSTAR. Nous avons ensuite utilisé DAOMATCH et DAOMASTER pour faire correspondre toutes les étoiles de chaque puce, quel que soit le filtre, afin d'obtenir une transformation de coordonnées précise entre les images. Une liste d'étoiles maîtresse a été créée en utilisant les étoiles détectées dans le F814W (la plus profonde de l'ensemble de données UVIS) avec l'exigence qu'une étoile devait être détectée dans au moins deux des trois images de ce filtre.

Nous avons utilisé les paramètres de netteté (sh) et de chi carré donnés par ALLSTAR afin de supprimer les détections parasites. Il a déjà été montré (voir, par exemple, Cool et al. 1996 Ascenso et al. 2007) que ces paramètres sont de bons traceurs de la qualité photométrique. En utilisant un échantillon d'étoiles réelles, nous avons trouvé que la plage -0,15 < sh < 0,15 était suffisamment sûre pour éliminer la plupart des objets parasites. Le catalogue final a ensuite été obtenu en rejetant toute source parasite résiduelle (principalement associée à des pics d'émission brillants dans la région H ii non dus à des sources ponctuelles) grâce à une inspection visuelle des images de bruine. La liste principale a ensuite été utilisée comme entrée pour ALLFRAME (Stetson 1994), qui détermine simultanément la luminosité des étoiles dans toutes les images tout en appliquant un ensemble de centroïdes et une transformation entre toutes les images. Toutes les magnitudes pour chaque étoile ont été normalisées par rapport à un cadre de référence et moyennées ensemble, et l'erreur photométrique a été dérivée comme l'écart type des mesures répétées. Le catalogue définitif de l'UVIS F555W, F656N, et F814W bandes contient environ 10 000 étoiles.

La calibration photométrique a été réalisée selon Kalirai et al. (2009). Un échantillon d'étoiles isolées brillantes a été utilisé pour transformer les magnitudes instrumentales en une ouverture fixe de 04. Les magnitudes ont ensuite été transformées dans le système VEGAMAG en adoptant les points zéro synthétiques pour les bandes UVIS (voir Tableau 5 de Kalirai et al. 2009) . Ci-après, nous désignerons les grandeurs calibrées par V, je, et Hα pour indiquer mF555W, mF814W, et mF656N, respectivement.

Le canal WFC3/UVIS est affecté par une distorsion géométrique et une correction est nécessaire afin de dériver correctement les positions absolues des étoiles individuelles dans chaque catalogue. Nous avons utilisé les coefficients de distorsion dérivés de Kozhurina-Platais et al. (2009) pour obtenir les positions relatives des étoiles qui sont corrigées de la distorsion. Nous avons ensuite utilisé les étoiles communes entre nos catalogues UVIS et Two Micron All Sky Survey (2MASS) pour dériver une solution astrométrique et obtenir la R.A. absolue. et déc. positions de nos étoiles. On trouve un résidu systématique de

03 par rapport aux coordonnées 2MASS.


Si la séquence convient.

D'accord, nous faisons un article de blog à l'ancienne aujourd'hui, dans lequel je raconte l'un de mes laboratoires récemment terminés. La partie laboratoire des cours de ce semestre provient de mon cours d'astrophysique. Cela peut sembler un peu étrange, car nous n'avons pas tous de télescope sur nos paillasses.

Bonjour Edwin Hubble.
Au lieu de cela, nous recevons des données que nous devons analyser via Matlab. Fait intéressant, c'est probablement un peu plus proche de ce que font les vrais astronomes, car l'astronomie d'aujourd'hui regarde moins à travers un télescope aux petites heures de la nuit et écrit plus de code pour donner un sens aux nombres qui vous sont envoyés depuis un observatoire du Nouveau-Mexique ou du Chili. ou l'espace.

Bonjour, télescope spatial Hubble.
J'ai décidé de bloguer ce laboratoire en particulier parce que je pense qu'il contient les intrigues les plus intéressantes, ce qui pourrait être le genre de déclaration nécessaire pour détourner le peu de lecteurs qui me restent. Plus précisément, nous examinons les diagrammes de Hertzsprung-Russell, qui sont un type de graphique très particulier que les astronomes utilisent pour semer la confusion chez les profanes. Voici à quoi ils ressemblent selon le wiki :

Merci, Wikipédia.
Ainsi, l'axe des x représente la température, et les températures les plus élevées sont à gauche. Sur l'axe des y, nous avons la luminosité, qui augmente au fur et à mesure que vous montez. Ce qui rend ces diagrammes étranges, c'est que ce qu'ils vous disent n'est pas immédiatement clair. Regardez-vous différentes classes d'étoiles ? La même étoile à différents moments de sa vie ? Des étoiles à différentes distances (et donc âges) réparties un peu partout ? La réponse est oui.

Si vous pointez simplement votre télescope vers le ciel, trouvez un tas d'étoiles et tracez-les sur un diagramme H-R, la seule chose que vous saurez avec certitude est qu'elles ne sont pas toutes la même étoile. Pour obtenir des informations utiles à partir de ce diagramme, vous devez être précis sur ce que vous regardez.

Pour ce laboratoire, nous examinions des amas d'étoiles ouverts, qui sont des groupes d'étoiles qui se sont toutes formées à partir du même nuage moléculaire géant (terme réel). Si c'est vrai, alors vous pouvez supposer que toutes les étoiles de l'amas ont à peu près le même âge et à peu près à la même distance de vous. Si vous tracez un cluster sur un diagramme H-R, une caractéristique particulière apparaît soudainement : cette grande ligne diagonale appelée la séquence principale.

D'après les théories astrophysiques, nous savons que les étoiles de la séquence principale sont celles qui brûlent de l'hydrogène dans leur noyau. C'est ce que fait notre étoile, c'est ce que font la plupart des étoiles que nous regardons. Finalement, à mesure qu'une étoile vieillit, elle brûle tout l'hydrogène disponible dans son noyau et s'éloigne de la séquence principale (en haut à droite) et devient une sorte de géant, puis arrête beaucoup plus tard de fusionner et devient a stellar remnant like a white dwarf (bottom left-ish).

What the existence of something like the main sequence means is that if a star is burning hydrogen in its core, and it's at some particular temperature T, then it will also be at some particular luminosity L. One demands the other. There is a pretty concrete relationship--for a main sequence star--between its mass, temperature, luminosity, and lifetime. Bigger stars burn brighter and hotter, go through their fuel more quickly, and thus leave the main sequence sooner.

But as I said earlier, if you just point your telescope at a bunch of stars, it's hard to know what you're looking at. In fact, the only information you get from a telescope about a star is how bright it is, and brightness is a result of a star's intrinsic luminosity as well as its distance from you. The farther a way a star is, the dimmer it is. Because of that, you don't always know if you are looking at a bright star far away or a dim star close to you. So how are we able to figure out a star's luminosity and temperature?

By restricting how we look at the star. Another difference between the popular image of astronomers and the reality is that the telescopes astronomers use today don't just indiscriminately collect all the light that hits them. In fact, some telescopes don't collect visible light at all. Some, like the Arecibo Observatory in Puerto Rico or the Very Large Array in Contact, for example, collect radio waves.

From APOD.
These telescopes look very different from visible light telescopes because light at different wavelengths has different properties that determine how that light moves. This necessitates different equipment. You know this just from looking at a prism. We all know a prism splits white light into a rainbow, but the reason it does this is because different wavelengths of light (different colors) bend at different angles depending on the medium they're moving through.

If this has an effect just between different colors of visible light, imagine the effect between visible light and radio waves and x-rays, for example. But at the visible light level, this discrepancy between how light behaves at different wavelengths means that you can collect more accurate information about an object if you look at it through filters that only pass specific ranges of wavelengths. This way you can calibrate your machinery just for those wavelengths and not worry about anything else.

There are a lot of filters astronomers use to look at stars. For this lab, we looked at stars through B and V filters, which eye-rollingly stand for blue and visible filters. It's enough to know that the B filter looks at bluer (shorter wavelength) light and the V filter looks at redder (longer wavelength) light. If a star is brighter in the B filter than the V filter, this corresponds to a hotter star. That's because stars roughly follow Wien's law, which says that a blackbody's peak wavelength--the wavelength at which it emits the most light--is inversely proportional to its temperature. So the more light at shorter wavelengths, the higher the temperature.

This observation lets us construct a particular H-R diagram called a Color-Magnitude diagram. For boring and annoying reasons (blame Hipparchus), astronomers measure the brightness of objects with the magnitude system, where smaller values represent brighter objects. For our CMD, the y-axis is the magnitude of light coming through the V filter (so higher on the graph is brighter, which means lower magnitudes). The x-axis, which is supposed to be temperature, is instead the quantity B-V.

Recall, if there's more blue light than red light, the star is hotter. More blue light means a lower B magnitude than V magnitude, which means hot stars will have a low B-V. Since temperature is plotted from hot to cold on the H-R diagram, this means we go from low B-V to high B-V on the x-axis.

So now we are plotting the B and V filter magnitudes of stars in the cluster M41, which we're assuming are all roughly the same age and distance from us. Here's the plot:

Hey, that looks kind of similar to wiki's H-R diagram! There's a clearly visible main sequence starting in the top left and moving down and to the right, and then there's a weird branch in the middle. Those are giants of some variety or another that have turned off of the main sequence. We can predict that this is a relatively young star cluster because it doesn't seem to have much in the way of stellar remnants (stars below the main sequence). What else can this CMD tell us?

For the purposes of the lab, we engaged in a process known as main sequence fitting that lets us figure out the age of and distance to a cluster.

As I mentioned earlier, brighter, hotter stars burn faster than dimmer, cooler stars they leave the main sequence more quickly. So if all of the stars in a cluster form at roughly the same time, this means young clusters will have a pretty even spread of hot and cool stars, but old clusters will mostly have cool stars, because the hot stars will have stopped burning long ago. On an H-R diagram, this means that the main sequence of a cluster will slowly shrink over time, beginning with the stars in the top left. So where the main sequence ends, called the turn off point, corresponds to the youngest age a cluster could be. If it were any younger, then you would see hotter, shorter-lived stars farther up the main sequence.

This can be taken a step further. Through stellar evolution models (produced by computer simulations), you can plot the absolute magnitudes of various types of stars at a particular age. These models are called isochrones, because they show you a line of stars at a constant age. If you can match the features of your isochrone (such as the turn off point) to the features of your real cluster, you can date the cluster. In our lab, we had isochrones ranging from 100 million years old to 11 billion years old.

So let's date M41. First, let's compare it to the 11 billion year old isochrone (in red).

As you can see, this clearly doesn't fit. It's way farther to the right and way higher up than M41. But let's think about something for a moment. Being way farther to the right means it only has cold stars, which are old stars. We predicted above, because of the lack of stellar remnants, that M41 was probably young, so this makes sense.

By why is the isochrone so much brighter than M41? Here we can be fooled. We are seeing the cluster as bright as our telescopes see it, but the isochrone is a computer model which plots stars as bright as they would be if they were 10 parsecs (about 32.6 lightyears) away. Something seen at 10 pc is said to be seen at "absolute magnitude" for uninteresting historical reasons. If we were to adjust the magnitude of the isochrone, moving it up and down the y-axis, then we would also be adjusting the distance at which we saw it--the farther down the y-axis, the higher the magnitude, the dimmer the isochrone, the farther away it is.

We won't bother with that here, because this isochrone is obviously too old for our cluster. With some fiddling, we can find an isochrone that does fit. Specifically, the 300 million year isochrone.

This looks to have the right shape but is way too bright. So we know that our cluster is farther away than 10 pc. If we adjust the magnitude of our isochrone, we can get a better fit.

This isn't perfect, but the very nice alignment with the main sequence is encouraging. To get this match, we adjusted the magnitude of the isochrone by 9.2, which doesn't mean anything to anybody not steeped in dreadfully tedious astrometrics.

People steeped in dreadfully tedious astrometrics.
But here's the gist. Magnitude is a logarithmic scale, which in this case means that increasing the magnitude of an object by 5 decreases the brightness by a factor of 100. Because light gets dimmer with the square of your distance from it, an object 100 times dimmer is 10 times farther away. Doing the math, this means a 9.2 magnitude difference works out to the cluster being 69 times farther away than the isochrone, or 690 parsecs from us.

Looking up M41 on wiki (reliable?), it gives a distance of 710 parsecs and and age of 190 to 240 million years old. Not bad.

We then did the same thing for cluster M67. With many more stellar remnants (bottom-left), it looks like M67 is probably older.

After another round of main sequence fitting, this is our closest match.

An isochrone 3.5 billion years old with a distance modulus of 9.7, corresponding to 870 parsecs. Wiki says M67 is 3.2-5 billion years old and 800-900 parsecs away. Again, not bad. In fact, a better fit.

So that's main sequence fitting, one rung in the cosmic distance ladder (real term) astronomers use to show us how insignificant we are (by demonstrating the vast scale of the universe).


Impact of Distance Determinations on Galactic Structure. II. Old Tracers

Here we review the efforts of a number of recent results that use old tracers to understand the build up of the Galaxy. Details that lead directly to using these old tracers to measure distances are discussed. We concentrate on the following: (1) the structure and evolution of the Galactic bulge and inner Galaxy constrained from the dynamics of individual stars residing therein (2) the spatial structure of the old Galactic bulge through photometric observations of RR Lyrae-type stars (3) the three-dimensional structure, stellar density, mass, chemical composition, and age of the Milky Way bulge as traced by its old stellar populations (4) an overview of RR Lyrae stars known in the ultra-faint dwarfs and their relation to the Galactic halo and (5) different approaches for estimating absolute and relative cluster ages.

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Θ Aqr (Ancha)

1 Å FWHMand at an original dispersion of 0.44 Å pixel-1. For885 stars we have complete spectra over the entire 3460 to 9464 Åwavelength region (neglecting small gaps of less than 50 Å), andpartial spectral coverage for the remaining stars. The 1273 stars havebeen selected to provide broad coverage of the atmospheric parametersTeff, logg, and [Fe/H], as well as spectral type. The goal ofthe project is to provide a comprehensive library of stellar spectra foruse in the automated classification of stellar and galaxy spectra and ingalaxy population synthesis. In this paper we discuss thecharacteristics of the spectral library, viz., details of theobservations, data reduction procedures, and selection of stars. We alsopresent a few illustrations of the quality and information available inthe spectra. The first version of the complete spectral library is nowpublicly available from the National Optical Astronomy Observatory(NOAO) via ftp and http.

20 red clump giants in a Baade'swindow field with a mean metallicity of [Fe/H]=-0.17+/-0.09 dex, whichis nearly identical to that of the Hipparcos red clump. Assuming thatthe average (V-I)0 and (V-K)0 colors of these twored clumps are the same, the extinctions in the Baade's window field arefound to be AV=1.56, AI=0.87, andAK=0.15, in agreement with previous estimates. We derive thedistance to the Galactic center: (m-M)0=14.58+/-0.11 mag, orR=8.24+/-0.42 kpc. The uncertainty in this distance measurement isdominated by the small number of Baade's window red clump giantsexamined here.

vrot2 law followed by main-sequence stars. Ourresults are interpreted in terms of a magnetic dynamo whose efficiencydepends on the stellar evolutionary state through the mass-dependentchanges of the stellar internal structure, including the properties ofenvelope convection and the internal rotation profile.

1700 K for thepolar spot, and 1300+/-300(rms) K for the polar-spot appendages. Thelifetime of some of the low-latitude spots was found to be as short asone month or even less. The lifetime of the polar spot and most of itsvery cool appendages must exceed the time of our observations, i.e. 9years or approximately 1000 stellar rotations, and could be as long as12 years since its discovery by Vogt in 1985. Two consecutive Dopplermaps in 1989 show no evidence for differential surface rotation, nor isthere substantial evidence for the existence of active longitudes in anyof our five images. Instead, we suspect that most of the timevariability of the surface features on HD 199178 is short term andpossibly chaotic in origin. We conclude that spot lifetimes estimatedfrom the timing of light-curve minima could lead to grosslyoverestimated lifetimes of individual spots. With the aid of our opticalspectra and the Hipparcos parallax, we redetermine the absolute stellarparameters of HD 199178 and confirm it to be a single G5III-IV star andfind 1.65 M_sun and 11 L_sun with T_eff

5450 K, log g=2.5, and solarabundances.

4000 K, which is better defined for giants than fordwarfs (Tripicchio et al. 1997). The fit of the observed K I equivalentwidths by means of a NLTE spectral line synthesis using conventionalbackground opacity shows that, for dwarf stars, the adopted modelsoverestimate the observed WK for temperatures


Extrasolar Planets

3.2 Planets Around Sun-like Stars: The Success of the Radial Velocity Technique

In fall 1995, the astronomical community, as well as the public, was stunned by the announcement of the discovery of the first extrasolar planet around a Sun-like star. Precise radial velocity measurements of the Sun-like star 51 Pegasi revealed a periodic variation of 4.2 days and an amplitude consistent with an m sin je = 0.5 Jupiter mass companion ( Figure 45.3 ). The minimum mass of the object firmly places this companion into the gas giant planet mass range. The detection was achieved by precise data from a stabilized spectrograph at the Haute-Provence Observatory in France.

FIGURE 45.3 . The radial velocity measurements (dots with error bars) of the solartype star 51 Pegasi phased to the orbital period of its planetary companion. The sinusoidal variation is caused by a companion with m sin je = 0.5 Jupiter masses in a circular orbit with une = 0.05 AU and an orbital period of 4.2 days.

Reproduced with permission from Nature.

The extremely short orbital period and small orbital separation of 0.05 AU of the proposed planet, named 51 Peg b, were surprising in many ways, and alternative explanations for the radial velocity modulation were put forward. Stars more evolved than the Sun show similar variability, which is caused by pulsations rather than by Keplerian motion. But 51 Peg passed every test for this type of variability, and soon the claim of having found the very first planet orbiting a “normal” star was generally accepted.

The planet 51 Peg b represents the prototype of a new class of planets that soon emerged from the results of the radial velocity surveys, the hot Jupiters. Because of their close proximity to the host star, these gas giant planets have estimated upper atmosphere temperatures of more than 1000 K.

In the 2 years following the discovery of 51 Peg, astronomers from the United States announced the discovery of seven more extrasolar planets orbiting Sun-like stars. All these detections were based on years of precise radial velocity measurements of these stars using telescopes and spectrographs at Lick, McDonald, and Whipple Observatories. Table 45.2 lists the first eight extrasolar planets discovered by the radial velocity technique along with their orbital characteristics. In 1999, the teams of Lick and Whipple Observatory Doppler surveys announced the discovery of the first extrasolar multiplanetary system around a Sun-like star. The radial velocities of υ Andromedae deviated progressively from the originally derived, single-planet velocity curve, and with the additional years of data it became apparent that a triple Keplerian model is required to describe the complex reflex motion of this star. In addition to the previously found hot Jupiter, this system contains two more giant planets with m sin je = 1.89 and 3.75 Jupiter masses at separations of 0.8 and 2.53 AU. Also their orbits have significantly nonzero eccentricities (0.28 and 0.27), making this system again quite different from our solar system.

TABLE 45.2 . The First Eight Radial Velocity Planets

Starm sin je (Jupiter mass)Orbital Period, P (days)une (AU)Eccentricity, e
51 Peg0.54.20.050
70 Vir7.41170.480.4
47 UMa2.510892.090.06
ρ 1 Cancri0.8414.70.120.02
τ Boo4.133.30.050.01
υ And0.694.620.060.012
16 Cyg B1.697991.670.67
ρ Crb1.1139.90.230.13

Over the following decade, the radial velocity technique demonstrated its effectiveness in detecting numerous giant planets and nearly a 100 multiplanet systems around nearby stars. At the time of this writing, more than 500 planetary companions in nearly 400 systems were found by the cumulative effort of several radial velocity surveys operating in both hemispheres. The most successful programs were using the 10-m Keck telescope and the High Resolution Echelle Spectrometer (HIRES) spectrograph in Hawaii and the CORALIE and High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) instruments at La Silla Observatory in Chile. Many characteristics of extrasolar planetary systems detected by radial velocity surveys differ significantly from the planets in our solar system.

One of major difference with the giant planets in the solar system is the very small separation where the radial velocity method detected extrasolar planets. These small orbital separations (∼0.04 AU for a hot Jupiter) are difficult to reconcile with current models of the formation of gas giant planets. In the classical “core accretion” model of planet formation, gas giants form most easily near (and beyond) the so-called “ice line” in the protoplanetary nebula. The ice line is the distance from the star where the temperatures in the nebula drop low enough so that ices can condense out of the gas. This leads to an increase in the surface density of condensed material and allows the formation of massive cores (mixed with rocky material and dust grains) onto which nebula gas can accrete. It was therefore commonly expected to find gas giants only at large orbital separations similar to our Jupiter at 5 AU and more. It appears that, in most cases of the observed extrasolar giant planets, moderate to massive orbital migration has occurred, which moved the planets from the place where they formed to their current location close to the star.

Another remarkable difference is the abundance of moderate to high orbital eccentricities (e) of radial velocity planets. Most of them have more elongated orbits than the planets in our solar system. The eccentricities are distributed quite uniformly and are practically indistinguishable from the eccentricity distribution of stellar binaries, especially for planets at larger separations. The hot Jupiters all have e = 0 (or close to 0) because tidal forces between the star and the planet at these small distances tend to circularize the orbit on much shorter timescales than the typical lifetime of the star. The origin of the nonzero eccentricities is not well understood possible explanations are a more dynamic formation history than in the case of the solar system, in which mutual dynamical interaction between planet embryos pumped up their eccentricities. Also, planet/disk interactions and gravitational perturbation by stellar companions and planet–planet scattering are possible causes of high eccentricity.

About a quarter of the planetary systems detected by the radial velocity method are multiple systems. Some of the orbits in these multiple systems show clear evidence for mean-motion resonances. A mean-motion resonance exists if the ratio of the orbital periods of the two objects are commensurable (equal to the ratios of two integers, e.g. 2:1 or 5:3). This could be explained by the early dynamical evolution of these systems where migration captured the planets in resonances, similar to the resonance belt in the Kuiper belt. A certain number of multiple systems were found to have orbits just near mean-motion resonances but exactly in a resonant configuration.

The overall mass function of radial velocity planets showed a steep rise toward masses of 1 Jupiter mass or less. Thus, although less massive planets are much harder (or impossible) to detect by the radial velocity technique, we expected them to be quite frequent. On the other hand, very massive objects with masses of 10–20 Jupiter masses are very easy to detect with the radial velocity method and therefore seem to be quite rare.

About 10% of the stars surveyed by long-term radial velocity programs have detectable giant planets. The majority of these planets orbit stars of similar spectral type (i.e. effective temperature and mass) as the Sun. They usually have orbital separations less than 5 AU in fact, about half of them reside within 1 AU from their host star. But these results also reflect strong observational biases.

As already mentioned, the radial velocity technique is more sensitive to close-in planets, and it takes a monitoring timescale of over a decade to discover planets beyond 5 AU. Also, stars hotter and more massive than the Sun are not suitable for the radial velocity technique because they tend to have higher rotation rates and much fewer spectral features, which can be used to measure the velocity. Stars less massive than the Sun are intrinsically fainter, and large-aperture telescopes are needed to collect enough photons to ensure a sufficient data quality. Therefore, combined with the prior knowledge that at least one solartype star, our Sun, produced a planetary system, early radial velocity surveys traditionally focused on Sun-like stars. As radial velocity programs extend their time baselines and expanded their target samples to fainter and lower as higher mass stars, these initial observational biases became somewhat less important.

Main sequence stars with the spectral classification M (“M dwarfs”) are smaller and fainter than the Sun. They have masses ranging from roughly 55% to about 0.8% solar masses. Despite the fact that M dwarfs comprise the majority of stars in our galaxy, they formed only subsets in the large target samples of radial velocity surveys, due to their faintness. Based on the data accumulated for a few hundred M dwarfs (compared to >1500 solartype stars) it seems that they host fewer giant planets with small orbital separations than Sun-like stars. This could indicate that the formation efficiency of giant planets is really a function of disk mass, as the protoplanetary disks around M dwarfs are presumably less massive than for bigger stars. But a few systems with M dwarf giant planets have been discovered. The star Gliese 876 was found to have a planetary system of two Jupiter-type companions in a 2:1 mean-motion resonance with periods of 30.12 and 61.02 days. More recently, a third lower mass planet with a 120-day orbit was detected in this system. With this additional third planet (which is also in resonance) the Gliese 876 system now resembles the resonance configuration of the Galilean satellites, Io, Europa, and Ganymede. Studies have also shown that this system is dynamically full, which means that no other planet can exist in this system (the same is true for the solar system). Because of its close proximity to the Sun (15 light years), Gliese 876 is an ideal target for astrometric follow-up. In 2002, highly precise measurements obtained with the Fine Guidance Sensors on board the HST successfully revealed the astrometric signature of the 60-day planet. By combining the ground-based radial velocity data with the space-based astrometric data, a true mass of 1.9 Jupiter masses was determined for this planet. Another interesting multiplanet system containing several low-mass planets was discovered orbiting the nearby M dwarf Gliese 581 (this system will be discussed in Section 3.2.1 )

The radial velocity technique was also used to detect many planets orbiting giant stars. Giants stars are more evolved than solartype stars, and their cooler atmospheres have a spectral signature rich in absorption lines. These stars are thus suitable targets for the radial velocity technique. The progenitor stars (i.e. before they evolve into their current giant status) of most giant stars are more massive than the Sun and the successful detection of planetary companions around them is evidence that planet formation can also occur around more massive stars. This is not a big surprise because several dense dust disks have already been observed around progenitor stars. We shall also see later that the first massive planets were imaged around stars more massive than the Sun (Section 3.3.2 ).

Another interesting correlation for solartype stars (with spectral types of F, G and K) emerged from the radial velocity results: their detectability is a strong function of the metallicity of the host star. Astronomers call every element heavier than helium a metal. Stellar metallicity thus means the abundance of all chemical elements in a star besides hydrogen and helium. In general, the element used for the metallicity determination is iron. By measuring the stellar metal content, we can probe the primordial chemical composition of the gas and dust cloud, out of which the star (and presumably its companions) has formed. It was found that the mean value of the metallicity distribution of planet host stars is offset with respect to the mean metallicity of stars in the solar neighborhood. On average, giant planets are more frequently detected around host stars that have a higher iron to hydrogen abundance ratio ([Fe/H]) than the solar neighborhood mean [Fe/H] value. This can be seen as evidence for the core accretion model for the formation of gas giants. The efficiency of this model is sensitive to the abundance of heavier elements in the protoplanetary disk (more heavy elements → more efficient core formation → more gas giants). Alternatively, this might also be regarded as evidence that orbital migration is a function of the metal content of the planet-forming disk, because close-in planets are easier and faster to detect by radial velocity surveys.

3.2.1 Hot Neptunes & Super-Earths

In 2004, the first radial velocity planets with masses below the gas giant range were discovered. These planets have m sin je values comparable to the masses of the icy giants of our solar system, Uranus and Neptune (14 and 17 Earth masses). Their very short orbital periods give detectable radial velocity signals despite their low mass. Thus, they have been dubbed hot Neptunes. One of the very first hot Neptunes that were found orbits the M dwarf star Gliese 436. Although the planet has only a minimum mass of 21 Earth masses, it induces an Radio Velocity (RV) perturbation in its host star because the star is much less massive than a solartype star.

With further improvement of the precision of radial velocity measurements to the submeter per second level, it was just a matter of time that the first planets with minimum masses approaching the mass of Earth were found. Planets that have a minimum mass below 10 Earth masses are called “super-Earths”. Very precise RV programs have detected several of these low-mass planets in the solar neighborhood, most of them with short orbital periods. One of the most interesting systems that was found orbits another M dwarf: Gliese 581. This system consists of one hot Neptune, and at least two, if not three more, super-Earths. The existence of an additional fifth planet in this system is still controversial. In 2012, the detection of a planet with a minimum mass of only 1.1 Earth masses in a 3.2-day orbit around our close neighbor alpha Centauri B was announced. The detection is based on 4 years of radial velocity measurements of this star using the HARPS spectrograph. After a complex procedure to account and compensate for the signals introduced by the star itself, a weak 3.2 residual signal was found that the discovery team attribute to a very low mass planet orbiting our neighboring star. This, of course, would be the nearest exoplanet detected so far, and also one with the lowest mass. This important result clearly needs confirmation by other groups. Indeed, an independent analysis that used the same data set calls this planet into question.


Without using absolute magnitudes or isochrones, how might we tell a star's age and evolutionary status? - Astronomie

Публикации по объекту

2.3dwide in declination that spans

165° in right ascension and lie

60 kpc from the Sun. Away from the major overdensities, thedistribution of these stars is adequately fitted by a smooth halo model,in which the flattening of the halo decreases with increasinggalactocentric distance (as reported by Preston et al.). This model wasused to estimate the ``background'' of RRLSs on which the halooverdensities are overlaid. A procedure was developed for recognizinggroups of stars that constitute significant overdensities with respectto this background. To test this procedure, a Monte Carlo routine wasused to make artificial RRLS surveys that follow the smooth halo modelbut with Poisson-distributed noise in the numbers of RRLSs and, withinlimits, random variations in the positions and magnitudes of theartificial stars. The 104 artificial surveys created by thisroutine were examined for significant groups in exactly the same way asthe QUEST survey. These calculations provided estimates of thefrequencies with which random fluctuations produce significant groups.In the QUEST survey there are six significant overdensities that containsix or more stars and several smaller ones. The small ones and possiblyone or two of the larger ones may be artifacts of statisticalfluctuations, and they need to be confirmed by measurements of radialvelocity and/or proper motion. The most prominent groups are thenorthern stream from the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy and a largegroup in Virgo, formerly known as the ``12.4 hr clump,'' which Duffauand coworkers have recently shown to contain a stellar stream (the Virgostellar stream). Two other groups lie in the direction of the Monocerosstream and at approximately the right distance for membership. Anothergroup is related to the globular cluster Palomar 5.

0.4 mag brighter than the calibrationequation predicts is from the unusually long periods for givenamplitudes at their high metallicities of [Fe/H]

-0.5. Allsecond-parameter clusters are believed to violate the equation, but lessseverely than these two extreme examples. An additional complication inusing RRL stars as distance indicators at the 0.1 mag level is shown bythe difference of ΔlogP=0.029+/-0.007 in the position of theenvelope locus at the shortest periods for the observedperiod-metallicity correlation between the field and cluster variables.The field variables have shorter periods than cluster variables at theenvelope. This requires the cluster RRL stars to be 0.09 mag brighterthan the field variables at the same temperature and mass, or to have atemperature difference of ΔlogTe=0.008 at fixedluminosity and mass. The field and cluster variables also differ in thenear absence of cluster RR Lyrae stars in the -1.7>[Fe/H]>-2.0metallicity interval, whereas the field variables show no such gap. Atest is proposed for different origins for the field and the clustervariables by comparing the morphology of the HBs in the local dwarfspheroidal galaxies with that in the Galactic globular clusters in theinner halo and by relating the differences with the relevantsecond-parameter indicators.

-1.7 dex on the 1997 metallicity scale of Carrettaand Gratton for Carina. The formal FWHM of the metallicity distributionfunction is 0.92 dex, while the full range of metallicities is found tospan approximately -3.0 dex

43 000) abundance analysis of a totalof nine stars in three of the five globular clusters associated with thenearby Fornax dwarf spheroidal galaxy. These three clusters (1, 2 and 3)trace the oldest, most metal-poor stellar populations in Fornax. Wedetermine abundances of O, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni, Zn, Y, Ba, Nd andEu in most of these stars, and for some stars also Mn and La. Wedemonstrate that classical indirect methods (isochrone fitting andintegrated spectra) of metallicity determination lead to values of[Fe/H] which are 0.3 to 0.5 dex too high, and that this is primarily dueto the underlying reference calibration typically used by these studies.We show that Cluster 1, with [Fe /H] = -2.5, now holds the record forthe lowest metallicity globular cluster. We also measure anover-abundance of Eu in Cluster 3 stars that has only been previouslydetected in a subgroup of stars in M 15. We find that the Fornaxglobular cluster properties are a global match to what is found in theirGalactic counterparts including deep mixing abundance patterns in twostars. We conclude that at the epoch of formation of globular clustersboth the Milky Way and the Fornax dwarf spheroidal galaxy shared thesame initial conditions, presumably pre-enriched by the same processes,with identical nucleosynthesis patterns.

130 fundamental-mode (RRab)pulsators, with

75first-overtone (RRc) pulsators, with

=0.300 days.The average periods and the position of the RRab variables withwell-defined light curves in the Bailey diagram both suggest that thecluster is of Oosterhoff type I. However, the morphology of thecluster's horizontal branch (HB) is strikingly similar to that of theOosterhoff type II globular cluster M15 (NGC 7078), with a dominant blueHB component and a very extended blue tail. Since M15 and M62 differ inmetallicity by about 1 dex, we conclude that metallicity, at a fixed HBtype, is a key parameter determining the Oosterhoff status of a globularcluster and the position of its variables in the Bailey diagram.

8%, whichshows that the criteria used by Ivezić and coworkers to select RRLyrae stars from the SDSS two-epoch data are reliable.