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क्या एक द्विआधारी तारा वैकल्पिक रूप से किसी ग्रह की "कक्षा" कर सकता है?

क्या एक द्विआधारी तारा वैकल्पिक रूप से किसी ग्रह की


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मैं 70 के दशक के मध्य से एक साइंस फिक्शन एनीमे देख रहा था। इसमें एक तारा किसी ग्रह की परिक्रमा कर रहा था। चूंकि यह असंभव लग रहा था, और मैंने इसके बारे में कभी नहीं सुना था, मैंने इंटरनेट पर यह देखने के लिए देखा कि क्या यह बहुत ही असंभावित स्थिति में या सिद्धांत रूप में संभव हो सकता है।

इसी तरह के एक प्रश्न पर Quora, कई के बाद नहीं, नहीं, नहीं, खगोलविदों / खगोल भौतिकीविदों से कोई जवाब नहीं, उनमें से कुछ बहुत विस्तृत मॉडल और विभिन्न परिदृश्यों और समीकरणों के साथ सिद्धांतों के साथ, एक उत्तर पढ़ा,

पूर्ण रूप से।

यदि समान द्रव्यमान के दो तारे संतुलन में एक-दूसरे की परिक्रमा कर रहे हों, तो आप किसी भी आकार के ग्रह को दो तारों के मध्य केंद्र पर फेंक सकते हैं। तब वैकल्पिक रूप से आपके पास एक ग्रह की परिक्रमा करने वाले केवल एक नहीं, बल्कि दो तारे होंगे। ग्रह हर समय दो सितारों से समान दूरी पर होगा, और दो विपरीत दिशाओं में समान गुरुत्वाकर्षण खिंचाव का अनुभव करेगा और इसलिए कभी भी बैरीसेंटर से विचलित नहीं होगा। हालांकि यह प्रणाली एक स्थिर संतुलन में नहीं होगी, और किसी भी द्रव्यमान की एक गुजरती खगोलीय वस्तु इस प्रणाली को बाधित कर सकती है। इसलिए, यह शायद कुछ ऐसा है जिसे देखे जाने की संभावना नहीं है।

क्या यह संभव है?


ग्रह सितारों की परिक्रमा नहीं करते हैं। तारे ग्रहों की परिक्रमा नहीं करते हैं।

जब भी दो पिंड गुरुत्वाकर्षण से बंधे होते हैं, तो वे दोनों अपने सामान्य द्रव्यमान केंद्र की परिक्रमा कर रहे होते हैं। उदाहरण के लिए, पृथ्वी और चंद्रमा दोनों अपने द्रव्यमान के सामान्य केंद्र की परिक्रमा करते हैं - लेकिन यह वास्तव में पृथ्वी के केंद्र के बहुत करीब है, इसलिए ऐसा लगता है कि चंद्रमा पृथ्वी की परिक्रमा करता है।

ऐसा प्रतीत होता है कि कोई तारा किसी ग्रह की परिक्रमा कर रहा है, तो इसका अर्थ यह होगा कि ग्रह तारे से कहीं अधिक भारी है। जहाँ तक हम जानते हैं, यह असंभव है। उनका सामान्य द्रव्यमान केंद्र तारे के बहुत करीब होगा, इसलिए ऐसा प्रतीत होगा कि ग्रह हमेशा की तरह तारे की परिक्रमा कर रहा है।


यदि आपके पास दो तारे एक-दूसरे की परिक्रमा कर रहे हैं (वास्तव में, उनके द्रव्यमान के सामान्य केंद्र की परिक्रमा कर रहे हैं), तो आप दोनों के चारों ओर एक ग्रह का चक्कर लगा सकते हैं। यदि ग्रह बहुत करीब से चक्कर लगा रहा है, तो उसकी कक्षा स्थिर नहीं होगी।

लेकिन अगर ग्रह की कक्षा सितारों की जोड़ी से काफी दूर है, तो कक्षा बहुत लंबे समय तक स्थिर रह सकती है। न्यूनतम दूरी यह कम से कम 2x… 4x सितारों के बीच की दूरी, आदर्श रूप से बहुत बड़ी है। हमने ऐसे ग्रहों की खोज की है। केप्लर-४७सी केप्लर-४७ प्रणाली के परिभ्रमणीय रहने योग्य क्षेत्र में एक गैस विशाल है।

इस विकी पृष्ठ में अधिक विवरण हैं:

https://en.wikipedia.org/wiki/Habitability_of_binary_star_systems


संपादित करें: यदि आपके पास दो सितारों के बैरीसेंटर में, उनके बीच में एक ग्रह के साथ एक निकट-बाध्य बाइनरी स्टार है, तो यह एक स्थिर प्रणाली नहीं है। कोई भी मामूली गड़बड़ी ग्रह को वहां से खींच लेगी, और फिर शुद्ध बल उसे और बाहर खींच रहा होगा। यह अंततः सितारों में से एक में गिर जाएगा। यह आत्म-स्थिर नहीं है।

मैं किसी भी कल्पनीय तंत्र की कल्पना भी नहीं कर सकता जो ग्रह को वहां से शुरू करने के लिए रखेगा।


ग्रहण बाइनरी सितारे

सबसे विशाल सितारों का अध्ययन इस सदी से संबंधित एक खगोलीय समस्या है, जिसने सबसे पहले उनके अस्तित्व को पहचाना था।

तारकीय द्रव्यमान का मापन बाइनरी सितारों के ग्रहण की खोज और तारकीय वर्णक्रमीय प्रकारों के निर्धारण के साथ शुरू हुआ। पिछली शताब्दी के मध्य तक यह महसूस किया गया था कि तारे बड़े पैमाने पर द्रव्यमान में आते हैं, जो सूर्य के द्रव्यमान के लगभग 10% से लेकर 50 से अधिक तक होते हैं। . सबसे विशाल तारा जिसके लिए द्रव्यमान का प्रत्यक्ष निर्धारण संभव है, प्लास्केट के तारे में दो मुख्य अनुक्रम वाली वस्तुएं होती हैं जिनमें लगभग ५० . अलग किए गए बायनेरिज़ के अवलोकन के माध्यम से, मुख्य अनुक्रम के लिए द्रव्यमान चमक संबंध की उचित समझ प्राप्त करना संभव हो गया है, कोर हाइड्रोजन बर्निंग के अनुरूप स्थिर तारकीय विकास का पहला चरण।

विस्तारित तारकीय वायुमंडल पहली बार मजबूत उत्सर्जन लाइन वुल्फ-रेयेट सितारों में, बी सितारों में, और पी सिग्नी में 1 9वीं शताब्दी के अंत में देखे गए थे। बड़े पैमाने पर बहिर्वाह के संदर्भ में पहला स्पष्टीकरण 1930 के दशक में सी. बील्स द्वारा प्रस्तावित किया गया था। हालांकि, 1960 के दशक के अंत तक रॉकेट पराबैंगनी स्पेक्ट्रोस्कोपी ने दिखाया कि सभी बड़े सितारे तारकीय हवाओं के माध्यम से द्रव्यमान खो देते हैं। यहां तक ​​कि तारे जो मजबूत ऑप्टिकल उत्सर्जन लाइनें नहीं दिखाते हैं, वे C IV, Si IV और N V लाइनों के प्रोफाइल पर पराबैंगनी में बहिर्वाह के हस्ताक्षर दिखाते हैं। 1970 के दशक की शुरुआत में तारकीय विकास मॉडल में इस जानकारी को शामिल करने से एक विशाल तारे के जीवन चक्र की तस्वीर नाटकीय रूप से बदल गई।

1953 में, हबल और सैंडेज ने उन चरों के वर्ग की खोज की जो अब उनके नाम रखते हैं। ये तारे आकाशगंगा के सबसे चमकीले तारे हैं और स्थानीय समूह के दोनों सदस्यों, पास के सर्पिल एम 31 और एम 33 में सबसे अच्छे रूप से देखे जाते हैं। इन सितारों में आमतौर पर 10 5 . से अधिक चमक होती है ली और दशकों के समय के पैमाने पर अनियमित रूप से भिन्न होते हैं, जिससे उनका पालन करना बेहद मुश्किल हो जाता है। क्योंकि वे आम तौर पर वैकल्पिक रूप से बेहोश होते हैं, ठोस-राज्य डिटेक्टरों के आगमन तक उनका अध्ययन करना मुश्किल हो गया है, जो उनके स्पेक्ट्रा को उच्च परिशुद्धता के साथ मापने की अनुमति देते हैं। 1970 की शुरुआत में, बड़े पैमाने पर सुपरजायंट्स के मॉडल ने दिखाया कि विकिरण दबाव ने कंपन अस्थिरता पैदा की जिससे बड़े पैमाने पर निष्कासन हो सकता है। कंप्यूटर क्षमताओं में अत्यधिक तेजी से वृद्धि ने इन गणनाओं में महत्वपूर्ण प्रगति की है।

विकिरण तारकीय हवाओं का सिद्धांत भी तेजी से विकसित हुआ है। बड़े पैमाने पर बहिर्वाह के रेडिएटिव ड्राइविंग का सुझाव पहली बार 1920 के दशक में ई। मिलू द्वारा दिया गया था, हालांकि 1960 के दशक में ई। पार्कर और अन्य द्वारा तारकीय पवन सिद्धांत के विकास के बाद तक यह हाइड्रोडायनामिक्स के लिए तैयार नहीं था। पहला विश्लेषणात्मक सिद्धांत 1970 के दशक की शुरुआत में एल. लुसी, जे. कैस्टर और उनके सहयोगियों द्वारा विकसित किया गया था। इन्हें संख्यात्मक मॉडल के उपयोग के माध्यम से काफी हद तक बढ़ाया गया है, जिसमें विकिरण दबाव की गणना में सैकड़ों हजारों परमाणु संक्रमण शामिल हैं। बड़े पैमाने पर तारकीय लिफाफों के लिए समय-निर्भर गणना अब संभव हो रही है।

लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में एसएन 1987ए के विस्फोट ने अचानक और नाटकीय रूप से इस क्षेत्र को एक तेज फोकस में ला दिया है। मल्टीवेवलेंथ लाइट कर्व्स से प्राप्त जानकारी, यह तथ्य कि विस्फोट के समय तारा एक नीला सुपरजायंट था, और यह तथ्य कि न्यूक्लियोसिंथेसिस का वास्तव में इजेक्टा में अध्ययन किया जा सकता है, इसका मतलब यह है कि मॉडल पहले से कहीं बेहतर विवश हो सकते हैं। तारकीय विकास के अध्ययन के इतिहास में किसी भी एक घटना से अधिक, इस सुपरनोवा ने बड़े सितारों की उत्पत्ति और विकास के बारे में सिद्धांतकारों द्वारा पूछे गए प्रश्नों को फिर से परिभाषित किया है।


युवा बाइनरी स्टार सिस्टम अजीब और जंगली कक्षाओं वाले ग्रह बना सकता है

छवि: यह हबल इन्फ्रारेड और ऑप्टिकल डेटा के साथ एक समग्र छवि में दिखाया गया एचके ताऊ का एएलएमए डेटा है। और देखें

श्रेय: बी. सैक्सटन (एनआरएओ/एयूआई/एनएसएफ) के. स्टेपेलफेल्ड एट अल। (नासा/ईएसए हबल)

हमारे एकान्त सूर्य के विपरीत, अधिकांश तारे द्विआधारी जोड़े में बनते हैं - दो तारे जो द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र की परिक्रमा करते हैं। हालांकि उल्लेखनीय रूप से बहुतायत से, बायनेरिज़ ऐसे जटिल वातावरण में ग्रह कैसे और कहाँ बनते हैं, सहित कई प्रश्न प्रस्तुत करते हैं।

अटाकामा लार्ज मिलीमीटर/सबमिलिमीटर एरे (एएलएमए) के साथ बाइनरी सितारों की एक श्रृंखला का सर्वेक्षण करते समय, खगोलविदों ने युवा बाइनरी स्टार सिस्टम एचके ताऊ में बेतहाशा गलत तरीके से ग्रह बनाने वाली डिस्क की एक हड़ताली जोड़ी का खुलासा किया। ये परिणाम एक दोहरे तारे के चारों ओर प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क की अब तक की सबसे स्पष्ट तस्वीर प्रदान करते हैं और एक बहु तारा प्रणाली में ग्रहों के जन्म और अंतिम कक्षा के बारे में महत्वपूर्ण विवरण प्रकट कर सकते हैं।

पेन्सिलवेनिया के स्वार्थमोर कॉलेज के एक खगोलशास्त्री एरिक जेन्सेन ने कहा, "एएलएमए ने हमें एक मुख्य तारे और उसके द्विआधारी साथी को परस्पर गलत तरीके से लगाए गए प्रोटोप्लानेटरी डिस्क के खेल का अभूतपूर्व दृश्य दिया है।" "वास्तव में, हम एक सौर मंडल के गठन को देख रहे होंगे जो शायद कभी नहीं बसेगा।"

इस प्रणाली में दो तारे, जो पृथ्वी से वृष राशि में लगभग 450 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित हैं, 5 मिलियन वर्ष से कम पुराने हैं और लगभग 58 बिलियन किलोमीटर, या सूर्य से नेपच्यून की दूरी से 13 गुना अलग हैं।

इस प्रणाली का साथी तारा, जिसे एचके ताऊ बी कहा जाता है, पृथ्वी पर खगोलविदों के लिए बेहोश दिखाई देता है क्योंकि इसकी धूल और गैस की डिस्क अधिकांश तारों को अवरुद्ध कर देती है। हालाँकि, डिस्क को आसानी से स्टारलाइट द्वारा देखा जा सकता है कि यह ऑप्टिकल और निकट-अवरक्त तरंग दैर्ध्य पर बिखरता है।

मुख्य तारे, एचके ताऊ ए के चारों ओर डिस्क इस तरह से झुकी हुई है कि इसके मेजबान तारे से प्रकाश बिना ढके चमकता है, जिससे खगोलविदों के लिए डिस्क को वैकल्पिक रूप से देखना मुश्किल हो जाता है। हालांकि, यह ALMA के लिए कोई समस्या नहीं है, जो डिस्क में शामिल धूल और गैस द्वारा उत्सर्जित मिलीमीटर-तरंग दैर्ध्य प्रकाश का आसानी से पता लगा सकता है।

अपने अभूतपूर्व संकल्प और संवेदनशीलता के साथ, एएलएमए पहली बार एचके ताऊ ए की डिस्क के रोटेशन को पूरी तरह से हल करने में सक्षम था। इस स्पष्ट तस्वीर ने खगोलविदों को यह गणना करने में सक्षम किया कि डिस्क को गलत तरीके से संरेखित किया गया था - जिसका अर्थ है कि वे अपने मेजबान सितारों की कक्षा के साथ सिंक से बाहर थे - जितना कि 60 डिग्री या उससे अधिक।

"इस स्पष्ट मिसलिग्न्मेंट ने हमें एक युवा बाइनरी स्टार सिस्टम पर एक उल्लेखनीय रूप दिया है," कैलिफोर्निया के पासाडेना में कैलिफोर्निया इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी में नासा एक्सोप्लैनेट साइंस इंस्टीट्यूट के राहेल एक्सन ने कहा। "हालांकि पहले संकेत मिले हैं कि इस प्रकार की गलत संरेखित प्रणाली मौजूद है, यह सबसे साफ और सबसे आकर्षक उदाहरण है।"

तारे और ग्रह धूल और गैस के विशाल बादलों से बनते हैं। चूंकि इन बादलों में सामग्री गुरुत्वाकर्षण के तहत सिकुड़ती है, यह तब तक घूमना शुरू कर देती है जब तक कि अधिकांश धूल और गैस एक बढ़ते हुए केंद्रीय प्रोटोस्टार के चारों ओर घूमती हुई एक चपटी प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क में गिर नहीं जाती। एक सपाट, नियमित डिस्क से बनने के बावजूद, ग्रह अत्यधिक विलक्षण कक्षाओं में समाप्त हो सकते हैं, और तारे के भूमध्य रेखा के साथ गलत संरेखित हो सकते हैं। इन असामान्य कक्षाओं में ग्रह कैसे प्रवास कर सकते हैं, इसके लिए एक सिद्धांत यह है कि एक द्विआधारी साथी तारा उन्हें प्रभावित कर सकता है - लेकिन केवल तभी जब इसकी कक्षा शुरू में ग्रहों के साथ गलत हो।

जेन्सेन ने कहा, "हमारे नतीजे दर्शाते हैं कि ग्रहों की कक्षाओं को संशोधित करने के लिए आवश्यक स्थितियां मौजूद हैं और ये स्थितियां ग्रह निर्माण के समय मौजूद हैं, जाहिर तौर पर बाइनरी गठन प्रक्रिया के कारण।" "हम अन्य सिद्धांतों को खारिज नहीं कर सकते हैं, लेकिन हम निश्चित रूप से इस पर शासन कर सकते हैं कि दूसरा सितारा काम करेगा।"

चूंकि एएलएमए प्रोटोप्लानेटरी डिस्क की अदृश्य धूल और गैस को देख सकता है, इसने इस युवा बाइनरी सिस्टम के पहले कभी नहीं देखे गए विचारों की अनुमति दी। "क्योंकि हम इसे प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क के साथ गठन के शुरुआती चरणों में अभी भी देख रहे हैं, हम बेहतर तरीके से देख सकते हैं कि चीजें कैसे उन्मुख होती हैं," एक्सन ने कहा। "आप ग्रहों को देखने से बेहतर गैस देख सकते हैं।"

आगे देखते हुए, शोधकर्ता यह निर्धारित करना चाहते हैं कि इस प्रकार की प्रणाली विशिष्ट है या नहीं। वे ध्यान देते हैं कि यह एक उल्लेखनीय व्यक्तिगत मामला है, लेकिन यह निर्धारित करने के लिए अतिरिक्त सर्वेक्षणों की आवश्यकता है कि क्या इस तरह की व्यवस्था हमारी गैलेक्सी में आम है।

परिणाम पत्रिका में दिखाई देंगे प्रकृति 31 जुलाई 2014 को।

नेशनल रेडियो एस्ट्रोनॉमी ऑब्जर्वेटरी नेशनल साइंस फाउंडेशन की एक सुविधा है, जो एसोसिएटेड यूनिवर्सिटीज, इंक। द्वारा सहकारी समझौते के तहत संचालित है।

अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलीमीटर एरे (एएलएमए), एक अंतरराष्ट्रीय खगोल विज्ञान सुविधा, चिली गणराज्य के सहयोग से यूरोप, उत्तरी अमेरिका और पूर्वी एशिया की साझेदारी है। ALMA को यूरोप में यूरोपियन सदर्न ऑब्जर्वेटरी (ESO) द्वारा, उत्तरी अमेरिका में US नेशनल साइंस फ़ाउंडेशन (NSF) द्वारा नेशनल रिसर्च काउंसिल ऑफ़ कनाडा (NRC) और नेशनल साइंस काउंसिल ऑफ़ ताइवान (NSC) के सहयोग से और में वित्त पोषित किया जाता है। ताइवान में एकेडेमिया सिनिका (एएस) के सहयोग से जापान के राष्ट्रीय प्राकृतिक विज्ञान संस्थान (एनआईएनएस) द्वारा पूर्वी एशिया। ALMA निर्माण और संचालन यूरोप की ओर से ESO द्वारा, उत्तरी अमेरिका की ओर से नेशनल रेडियो एस्ट्रोनॉमी ऑब्जर्वेटरी (NRAO) द्वारा किया जाता है, जिसका प्रबंधन एसोसिएटेड यूनिवर्सिटीज, Inc. (AUI) द्वारा और पूर्वी एशिया की ओर से नेशनल एस्ट्रोनॉमिकल द्वारा किया जाता है। जापान की वेधशाला (NAOJ)। संयुक्त ALMA वेधशाला (JAO) ALMA के निर्माण, कमीशन और संचालन का एकीकृत नेतृत्व और प्रबंधन प्रदान करती है।

अस्वीकरण: एएएएस और यूरेकअलर्ट! यूरेकअलर्ट पर पोस्ट की गई समाचार विज्ञप्ति की सटीकता के लिए जिम्मेदार नहीं हैं! यूरेकअलर्ट सिस्टम के माध्यम से संस्थानों को योगदान देकर या किसी भी जानकारी के उपयोग के लिए।


रहस्यमय ब्लू रिंग नेबुला बाइनरी सितारों के रहस्यों का खुलासा करता है

2004 में, गैलेक्सी इवोल्यूशन एक्सप्लोरर, एक परिक्रमा करने वाली अंतरिक्ष दूरबीन, आकाशगंगाओं के दूर के समूहों को स्कैन करती है, को एक विचित्र वस्तु मिली। अन्य विषमताओं के बीच, कोई दृश्य प्रकाश नहीं देने के बावजूद, यह शरीर नीला दिखाई देता था। सावधानीपूर्वक अवलोकनों ने शरीर के भीतर अंगूठियों की एक जोड़ी की उपस्थिति को दिखाया, जिससे इसे ब्लू रिंग नेबुला का उपनाम मिला।

इस दुर्लभ वस्तु का अध्ययन करने के सोलह वर्षों के बाद पाया गया कि यह हाइड्रोजन गैस का एक वलय है, जो एक साधारण तारे की तरह दिखता है। हालाँकि, इस वस्तु के गुणों का सुझाव है कि इस वस्तु के केंद्र में स्थित तारा, स्वयं, सितारों की एक जोड़ी के विलय का उत्पाद है। TYC 2597-735-1 की यह खोज बाइनरी स्टार सिस्टम की प्रकृति को समझने के एक नए युग की शुरुआत कर सकती है।

"हम एक रात को देखने के बीच में थे, एक नए स्पेक्ट्रोग्राफ के साथ जिसे हमने हाल ही में बनाया था, जब हमें अपने सहयोगियों से एक अजीब वस्तु के बारे में एक संदेश प्राप्त हुआ जो एक नेबुलस गैस से बना था जो एक केंद्रीय स्टार से तेजी से फैल रहा था। यह कैसे बना? केंद्रीय तारे के गुण क्या हैं? हम रहस्य को सुलझाने में मदद करने के लिए तुरंत उत्साहित थे!" प्रिंसटन विश्वविद्यालय के गुमुंडुर स्टीफंसन ने कहा।

यह टैंगो के लिए दो लेता है

ब्लू रिंग नेबुला कैसे बनता है, इस पर एक नज़र। विस्फोट के दो प्रमुख किनारों में से एक को मैजेंटा में दिखाया गया है, जबकि गैस और अन्य सामग्री को नीले रंग के रूप में देखा जाता है। गैस केवल वहीं दिखाई देती है जहां परतें ओवरलैप होती हैं। वीडियो क्रेडिट: NASA/JPL-Caltech/R-Hurt

हमारे अपने सूर्य के विपरीत, मिल्की वे में अधिकांश तारे बाइनरी सिस्टम में पाए जाते हैं, जो अपने सामान्य गुरुत्वाकर्षण केंद्र के चारों ओर किसी अन्य तारे के साथ नृत्य करते हैं।

"तारकीय विलय बाइनरी स्टार सिस्टम के विकास में एक संक्षिप्त लेकिन सामान्य चरण है। इन घटनाओं के कई ज्योतिषीय निहितार्थ हैं, उदाहरण के लिए, वे असामान्य सितारों के निर्माण की ओर ले जा सकते हैं ... हालांकि कुछ हद तक तारकीय विलय सीधे देखे गए हैं, इन घटनाओं के केंद्रीय अवशेष धूल और अणुओं के एक अपारदर्शी खोल से ढके हुए थे, जिससे यह असंभव हो गया। उनकी अंतिम स्थिति का निरीक्षण करने के लिए, "शोधकर्ताओं ने नेचर में एक लेख में लिखा है अध्ययन का विवरण देना।

उन प्रणालियों में जहां तारे काफी करीब होते हैं, इसके परिणामस्वरूप तारों के बीच टकराव हो सकता है, पिंडों को एक विशाल तारे में मिला दिया जा सकता है।

"बैंगनी धुंध मेरे दिमाग में है ... हाल ही में चीजें, वे समान नहीं लगती हैं
अजीब मुझे अभिनय, लेकिन मैं पता नहीं क्यों ... 'Scuse जब मैं आकाश चुंबन "- बैंगनी धुंध, जिमी हेंड्रिक्स

पूर्व के तारों में एक बार मौजूद कक्षीय ऊर्जा के परिणामस्वरूप नवगठित पिंड से बड़ी मात्रा में सामग्री का निष्कासन होता है।

"जब न्यूट्रॉन तारे टकराते हैं, तो सारा नरक टूट जाता है। वे दृश्य प्रकाश की एक जबरदस्त मात्रा का उत्पादन शुरू करते हैं, और गामा किरणें, एक्स-रे, रेडियो तरंगें भी, "प्रिंसटन में भौतिकी के प्रोफेसर फ्रैंस प्रीटोरियस का वर्णन करते हैं।

तीन आंखें दो से बेहतर हैं

ब्लू रिंग नेबुला से संबंधित हमारी खोजों के लिए जिम्मेदार दूरबीनों की तिकड़ी: (एल-आर) केक टेलीस्कोप, गैलेक्सी इवोल्यूशन एक्सप्लोरर, और हॉबी-एबर्ली टेलीस्कोप। छवि क्रेडिट: (एल-आर) केक वेधशाला, नासा/गैलेक्स टीम, मैकडॉनल्ड्स वेधशाला।

खगोलविद ब्लू रिंग नेबुला का अध्ययन करने के लिए 10-मीटर दूरबीनों की एक जोड़ी का उपयोग करते हुए काम पर गए - हवाई में केक टेलीस्कोप में HIRES ऑप्टिकल स्पेक्ट्रोग्राफ, और टेक्सास में हॉबी-एबर्ली टेलीस्कोप से जुड़े निकट-अवरक्त रहने योग्य-क्षेत्र ग्रह खोजक।

विश्लेषण से पता चला कि टीवाईसी २५९७-७३५-१ एक तारकीय विलय का उत्पाद है जो हजारों साल पहले हुआ था।

ब्लू रिंग नेबुला खगोलविदों को अध्ययन के लिए एक अनूठा लक्ष्य प्रदान करता है - एक संयुक्त तारा अभी भी एक कैथर्टिक तारकीय विलय में अपने जन्म से बस रहा है।

जेम्स मेनार्ड

जेम्स मेनार्ड द कॉस्मिक कंपेनियन के संस्थापक और प्रकाशक हैं। वह टक्सन में एक न्यू इंग्लैंड मूल निवासी रेगिस्तानी चूहा है, जहां वह अपनी प्यारी पत्नी निकोल और मैक्स द कैट के साथ रहता है।

ब्लैक होल के साथ बहस में न पड़ें

OSIRIS-REx TAGs Bennu को NASA में सबसे पहले

आकाशगंगा के गठन पर पुनर्विचार

3 विचार “ मिस्टीरियस ब्लू रिंग नेबुला ने बाइनरी स्टार्स के रहस्यों का खुलासा किया &rdquo

बढ़िया डिविवरी। ठोस तर्क। अच्छे काम में लग जाओ।

आने वाले मेहमान

२९ जून (एस४/ई२६): एलिसा मिल्स, जेपीएल में ग्रेजुएट इंटर्न, सौर मंडल के सबसे बड़े चंद्रमा गैनीमेड के बारे में बात करती है।

6 जुलाई (एस5/ई1): सीजन फाइव प्रीमियर! न्यूयॉर्क टाइम्स के बेस्टसेलिंग लेखक अर्ल स्विफ्ट, के लेखक वायुहीन जंगलों के पार, नासा के चंद्र बग्गी का पहला बड़ा इतिहास।

जुलाई १३ (एस५/ई२):

द अमेरिकन एसोसिएशन ऑफ वेरिएबल स्टार ऑब्जर्वर की सीईओ स्टेला काफ्का, बेटेलज्यूज के बारे में बात करते हुए।

20 जुलाई (एस5/ई3):

ज्योफ नोटकिन, के मेजबान उल्कापिंड पुरुष साइंस चैनल पर और नेशनल स्पेस सोसाइटी के अध्यक्ष, उल्कापिंडों से बात करते हैं।

जुलाई २७ (एस५/ई४):

CHIME सदस्य कैटिलिन शिन, MIT स्नातक छात्र, फास्ट रेडियो बर्स्ट (FRBs) बताते हैं

अगस्त ३ (s5/e5):

स्टेफ़नी रयान के साथ बच्चों को विज्ञान पढ़ाना, “लेट्स लर्न केमिस्ट्री” की लेखिका

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प्रशंसा

”कोई भी खगोल विज्ञान से प्यार नहीं करता है, और आप उसके बीच में हैं, इसलिए इसे जारी रखें।” – नील डेग्रसे टायसन

“यह शो अंतरिक्ष विज्ञान में नई खोजों को बनाए रखने का एक शानदार तरीका है। एक आसान भाषा में वैज्ञानिकों से सीधे सुनने को मिलता है। ”- डॉ दिमित्रा अत्री, एनवाईयू अबू धाबी

“आपकी साइट बहुत अच्छी है, और मुझे लगता है कि आपके वीडियो अद्भुत हैं।” – डॉ. जैक ह्यूजेस, रटगर्स विश्वविद्यालय


बाइनरी सितारे

भले ही हमारे ब्रह्मांड में आधे से अधिक तारे द्विआधारी तारे हैं, हम में से अधिकांश लोग इन सितारों के पीछे की गहरी समझ और अर्थ को अनदेखा करते हैं। वास्तव में, हम में से अधिकांश लोग स्टार वार्स से 'टैटूइन' ग्रह पर स्टार सिस्टम से बाइनरी सितारों के बारे में अपना ज्ञान प्राप्त करते हैं। खैर, बाइनरी सितारों के अलावा और भी बहुत कुछ है!

द्विआधारी तारे दो तारे हैं जो एक दूसरे के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव में बंद हैं। तो, बाइनरी स्टार इतनी बड़ी बात क्यों हैं? बाइनरी स्टार हमारे सूर्य के अलावा अन्य सितारों के तारकीय द्रव्यमान को सीधे निर्धारित करने का एकमात्र साधन हैं। खगोलविदों के लिए, तारकीय द्रव्यमान एक प्रमुख संपत्ति है जो उन्हें किसी तारे के जीवन चक्र और भाग्य का निर्धारण करने में मदद करती है। बाइनरी स्टार्स के इस अनुप्रयोग को समझने के लिए, हमें शुरुआत से ही शुरुआत करनी होगी।

बाइनरी स्टार कैसे बनते हैं? अक्सर, बाइनरी सितारे माता-पिता नेबुला से पैदा होते हैं। मूल नीहारिका में दो घटक तारे होते हैं जो अलग-अलग बनाए जाते हैं। उनके बनने के बाद, सौर हवाएं (किसी तारे के ऊपरी वायुमंडल से निकलने वाले आवेशित कणों की एक धारा) शेष नेबुलर सामग्री से छुटकारा पाती हैं। यह दो सितारों को इतनी निकटता में छोड़ देता है कि वे एक-दूसरे के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव से बच नहीं सकते। कुछ मौकों पर, एक मुक्त तारा भी दूसरे तारे के गुरुत्वाकर्षण खिंचाव में गिर सकता है और एक अपरिहार्य कक्षा में बंद हो सकता है और एक बाइनरी स्टार सिस्टम बना सकता है।

बाइनरी सितारों का वर्गीकरण या तो हम उनका पता कैसे लगाते हैं या एक वास्तविक प्रक्रिया पर आधारित है। हम उन्हें कैसे देखते हैं, इसके आधार पर पाँच प्रमुख प्रकार के द्विआधारी तारे हैं। ये ऑप्टिकल बायनेरिज़, विजुअल बायनेरिज़, एस्ट्रोमेट्रिक बायनेरिज़, स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़ और कॉन्टैक्ट बायनेरिज़ हैं।

शुरू करने के लिए, हमारे पास ऑप्टिकल बाइनरी सिस्टम है, जो एक भ्रम के अलावा और कुछ नहीं है (क्षमा करें, मिस्टीरियो! ब्रह्मांड एक बेहतर भ्रम है!)। इस प्रकार के तारा तंत्रों में, हमारे पास दो तारे होते हैं जो पृथ्वी पर हमारे लिए एक ही दृष्टि रेखा में स्थित होते हैं, लेकिन वास्तव में, दो तारे बहुत दूर होते हैं। हालाँकि, पृथ्वी से एक साथ देखे जाने वाले सभी तारों को ऑप्टिकल बायनेरिज़ होना आवश्यक नहीं है। विज़ुअल बायनेरिज़ वास्तविक बाइनरी स्टार सिस्टम से संबंधित हैं और इसे टेलीस्कोप की मदद से आसानी से देखा जा सकता है।

Fig1: एक ऑप्टिकल बाइनरी स्टार सिस्टम।

एक बाइनरी स्टार सिस्टम एक एस्ट्रोमेट्रिक बाइनरी सिस्टम भी हो सकता है, जहां हम केवल एक बाइनरी स्टार देखते हैं। दूसरे 'शर्मीली' तारे को तब तक नहीं देखा जा सकता जब तक कि दृश्यमान बाइनरी स्टार की गति का विश्लेषण नहीं किया जाता है। यदि दृश्यमान तारे में दोलन गति होती है, तो हम यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि यह एक द्विआधारी तारा प्रणाली है। यह दोलन गति अदृश्य तारे के दृश्य पर गुरुत्वाकर्षण खिंचाव का परिणाम है। इसके अलावा, हमारे पास स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़ भी हैं, जहाँ प्रकाश का केवल एक स्रोत देखा जाता है। यदि तारे का स्पेक्ट्रम समय-समय पर डॉपलर को लाल-शिफ्ट से नीली-शिफ्ट में बदलता है, तो यह एक द्विआधारी तारा प्रणाली है।

चित्र 2: एक स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी स्टार सिस्टम।

इस लेख में हम जिस अंतिम प्रकार के बाइनरी स्टार सिस्टम को कवर करेंगे, वह मेरा पसंदीदा है, इसकी विदेशी प्रकृति के कारण। यह संपर्क बाइनरी सिस्टम है। उनके घटक तारे एक-दूसरे के इतने करीब हैं कि वे सचमुच एक-दूसरे को छूते हैं या एक विशाल लिफाफे में विलीन हो जाते हैं।

चित्र 3: बाइनरी स्टार सिस्टम फॉर्मेशन से संपर्क करें।

उपरोक्त संपर्क बाइनरी स्टार सिस्टम में, हम उल्लेखित 'लाग्रेंज पॉइंट' शब्द देख सकते हैं, जो मूल रूप से वह बिंदु है जहां दो निकायों के गुरुत्वाकर्षण बल आकर्षण और प्रतिकर्षण का एक बढ़ा हुआ क्षेत्र उत्पन्न करते हैं। 'रोश लोब' शब्द का भी उल्लेख किया गया है। यह एक बाइनरी सिस्टम में एक तारे के चारों ओर एक क्षेत्र है, जहां परिक्रमा सामग्री उस तारे से गुरुत्वाकर्षण से बंधी होती है।

इससे पहले कि हम अंत में बाइनरी सितारों के द्रव्यमान को खोजने के बारे में जानें, हमें तीन केप्लर कानूनों से खुद को परिचित करना होगा:

1) सभी ग्रह अपने तारे के चारों ओर अण्डाकार कक्षाओं में घूमते हैं, जिसमें तारा एक नाभि के रूप में कार्य करता है।

2) किसी भी ग्रह को उसके तारे से मिलाने वाला त्रिज्या सदिश समान समयावधि में समान क्षेत्रफलों को पार कर जाता है।

चित्र 4: केप्लर का दूसरा नियम second

3. ग्रहों की परिक्रमण कालावधि के वर्ग उनके तारे से उनकी माध्य दूरी के घनों के अनुक्रमानुपाती होते हैं।

यदि हम मानते हैं कि बाइनरी स्टार सिस्टम में घटक सितारों का द्रव्यमान समान है, तो हम केप्लर के नियम को अपना सकते हैं, और इसे संशोधित कर सकते हैं:

  1. तारे एक दूसरे की परिक्रमा अण्डाकार कक्षाओं में करते हैं, जिसमें द्रव्यमान का केंद्र (या बैरीसेंटर) एक सामान्य फोकस के रूप में होता है।
  2. तारों के बीच की रेखा (त्रिज्या सदिश) समान समयावधि में समान क्षेत्रफलों को पार करती है।
  3. किसी तारे के आवर्त का वर्ग निकाय के द्रव्यमान के केंद्र से उसकी औसत दूरी के घन के समानुपाती होता है।

इन तीन नियमों का उपयोग करते हुए, वैज्ञानिक इस समीकरण पर पहुंचे हैं:

कहां है स्टार ए और का द्रव्यमान है स्टार बी का द्रव्यमान है। इस प्रकार, इस समीकरण का उपयोग बाइनरी सितारों के द्रव्यमान को खोजने के लिए किया जा सकता है।

निष्कर्ष निकालने के लिए, हमारी आकाशगंगा के अधिकांश तारे द्विआधारी तारे हैं, और वे हमारे लिए सूर्य के अलावा अन्य सितारों के द्रव्यमान को मापने का एकमात्र तरीका हैं। हालाँकि, द्रव्यमान की गणना बाइनरी सितारों के महत्व का सिर्फ एक पहलू है। इन सितारों का और क्या महत्व है? बाइनरी सितारे परिवर्तनीय सितारों से कैसे संबंधित हैं? इन सभी सवालों के जवाब जल्द ही मिलेंगे! तो पढ़ते रहिये। और अटकलें लगाते रहें, नया करते रहें, जब तक आपको कब्ज़ न हो जाए!


खगोल भौतिकी में प्रयोग करें

दूर के तारे के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए बायनेरिज़ खगोलविदों के लिए सबसे अच्छी विधि प्रदान करते हैं। उनके बीच गुरुत्वाकर्षण खिंचाव के कारण वे अपने सामान्य द्रव्यमान केंद्र के चारों ओर परिक्रमा करते हैं। एक दृश्य बाइनरी के कक्षीय पैटर्न से, या स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी के स्पेक्ट्रम के समय भिन्नता से, इसके सितारों का द्रव्यमान निर्धारित किया जा सकता है। इस तरह, एक तारे की उपस्थिति (तापमान और त्रिज्या) और उसके द्रव्यमान के बीच संबंध पाया जा सकता है, जो गैर-द्विआधारी के द्रव्यमान के निर्धारण की अनुमति देता है।

चूंकि बाइनरी सिस्टम में सितारों का एक बड़ा हिस्सा मौजूद होता है, इसलिए बायनेरिज़ उन प्रक्रियाओं की हमारी समझ के लिए विशेष रूप से महत्वपूर्ण हैं जिनके द्वारा तारे बनते हैं। विशेष रूप से, बाइनरी की अवधि और द्रव्यमान हमें सिस्टम में कोणीय गति की मात्रा के बारे में बताते हैं। क्योंकि यह भौतिकी में एक संरक्षित मात्रा है, बायनेरिज़ हमें उन परिस्थितियों के बारे में महत्वपूर्ण सुराग देते हैं जिनके तहत सितारों का निर्माण हुआ था।

एक द्विआधारी प्रणाली में, अधिक विशाल तारे को आमतौर पर 'A', और उसके साथी 'B' नामित किया जाता है। इस प्रकार सीरियस प्रणाली का चमकीला मुख्य अनुक्रम तारा सीरियस ए है, जबकि छोटा सफेद बौना सदस्य सीरियस बी है। हालांकि, यदि जोड़ी बहुत व्यापक रूप से अलग है, तो उन्हें सुपरस्क्रिप्ट के साथ नामित किया जा सकता है जैसे कि ज़ेटा रेटिकुली (&zeta 1 रेट और &zeta 2 सेवानिवृत्त)।

शोध के निष्कर्ष

यह माना जाता है कि सभी सितारों में से एक चौथाई से आधे बाइनरी सिस्टम में हैं, इनमें से 10% सिस्टम में दो से अधिक सितारे (ट्रिपल, चौगुनी, आदि) होते हैं।

एक बाइनरी स्टार की क्रांति की अवधि और उसकी कक्षा की विलक्षणता के बीच एक सीधा संबंध है, जिसमें छोटी अवधि की प्रणालियों में छोटी विलक्षणता होती है। बाइनरी सितारों को किसी भी बोधगम्य अलगाव के साथ पाया जा सकता है, जोड़े से इतनी बारीकी से परिक्रमा करते हुए कि वे व्यावहारिक रूप से एक-दूसरे के संपर्क में हैं, जोड़े को इतनी दूर से अलग किया जाता है कि उनका कनेक्शन केवल अंतरिक्ष के माध्यम से उनकी सामान्य उचित गति द्वारा इंगित किया जाता है। गुरुत्वाकर्षण से बंधे बाइनरी स्टार सिस्टम में, अवधियों का एक तथाकथित लॉग सामान्य वितरण मौजूद है, इनमें से अधिकांश सिस्टम लगभग 100 वर्षों की अवधि के साथ परिक्रमा करते हैं। यह इस सिद्धांत के लिए सबूत का समर्थन कर रहा है कि स्टार गठन के दौरान बाइनरी सिस्टम बनते हैं।

जोड़े में जहां दो तारे समान चमक के होते हैं, वे भी समान वर्णक्रमीय प्रकार के होते हैं। उन प्रणालियों में जहां चमक अलग होती है, यदि चमकीला तारा एक विशाल तारा है, तो हल्का तारा नीला होता है, और यदि चमकीला तारा मुख्य अनुक्रम से संबंधित है, तो लाल होता है।

चूंकि द्रव्यमान केवल गुरुत्वाकर्षण आकर्षण से निर्धारित किया जा सकता है, और केवल तारे (सूर्य के अपवाद के साथ, और गुरुत्वाकर्षण-लेंस वाले सितारे), जिसके लिए यह निर्धारित किया जा सकता है, बाइनरी सितारे हैं, ये सितारों का एक विशिष्ट महत्वपूर्ण वर्ग हैं। एक दृश्य बाइनरी स्टार के मामले में, कक्षा निर्धारित होने के बाद और सिस्टम के तारकीय लंबन को निर्धारित करने के बाद, दो सितारों का संयुक्त द्रव्यमान केप्लरियन हार्मोनिक कानून के प्रत्यक्ष आवेदन द्वारा प्राप्त किया जा सकता है।

दुर्भाग्य से, स्पेक्ट्रोस्कोपिक बाइनरी की पूरी कक्षा प्राप्त करना असंभव है जब तक कि यह एक दृश्य या ग्रहण बाइनरी भी न हो, इसलिए इन वस्तुओं से केवल द्रव्यमान के संयुक्त उत्पाद का निर्धारण और रेखा के सापेक्ष झुकाव के कोण की साइन दृष्टि से संभव है। ग्रहण बायनेरिज़ के मामले में जो स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़ भी हैं, सिस्टम के दोनों सदस्यों के विनिर्देशों (द्रव्यमान, घनत्व, आकार, चमक और अनुमानित आकार) के लिए एक पूर्ण समाधान खोजना संभव है।

साइंस फिक्शन में अक्सर बाइनरी या टर्नरी सितारों के ग्रहों को एक सेटिंग के रूप में चित्रित किया गया है। वास्तव में, कुछ कक्षीय श्रेणियां गतिशील कारणों से असंभव हैं (ग्रह को अपनी कक्षा से अपेक्षाकृत तेज़ी से निष्कासित कर दिया जाएगा, या तो सिस्टम से पूरी तरह से निकाल दिया जाएगा या अधिक आंतरिक या बाहरी कक्षीय श्रेणी में स्थानांतरित कर दिया जाएगा), जबकि अन्य कक्षाएँ गंभीर चुनौतियों का सामना करती हैं। कक्षा के विभिन्न भागों के दौरान सतह के तापमान में संभावित अत्यधिक भिन्नता के कारण जीवमंडल। कई स्टार सिस्टम के आसपास ग्रहों का पता लगाने से अतिरिक्त तकनीकी कठिनाइयां आती हैं, यही वजह है कि वे शायद ही कभी पाए जाते हैं। उदाहरणों में PSR B1620-26c और HD 188753 Ab शामिल हैं, बाद वाला 2006 तक टर्नरी सिस्टम में एकमात्र ज्ञात ग्रह है।


चित्तीदार: एक बाइनरी स्टार सिस्टम के आसपास प्रारंभिक ग्रहों का निर्माण

हमारे सौर मंडल से परे तारों की परिक्रमा करने वाले ग्रहों की खोज पहले से कहीं अधिक तेज गति से हो रही है, लेकिन इससे प्रत्येक नया ग्रह कम रोमांचकारी नहीं पाया जाता है। 450 प्रकाश-वर्ष दूर से आने वाली नई छवियां एक ग्रह - या एक ग्रह प्रणाली को प्रकट कर सकती हैं - जो एक बाइनरी स्टार सिस्टम के चारों ओर बनने लगती है।

राइस विश्वविद्यालय में भौतिकी और खगोल विज्ञान के सहायक प्रोफेसर एंड्रिया इसेला, ग्रहों के निर्माण का अध्ययन करते हैं। उन्होंने युवा सितारों के स्कॉर्पियस-सेंटॉरस क्लस्टर में स्थित एचडी 142527 नामक बाइनरी स्टार का विश्लेषण किया। यह लंबे समय से ज्ञात है कि तारा - वास्तव में दो तारे आंतरिक रूप से जुड़े हुए हैं - ग्रहों की क्षमता के एक बादल में डूबा हुआ है: धूल, गैस और बर्फ का एक अर्धचंद्राकार कोरोना।

एचडी 142527 के आसपास की अधिकांश रिंग कार्बन मोनोऑक्साइड गैस है, लेकिन इसका लगभग एक तिहाई - लाल रंग में रेंडरिंग में चित्रित - धूल और बर्फ है। सिद्धांत यह है कि बादल में कार्बन मोनोऑक्साइड के अणु धूल में जम जाते हैं, और एक ग्रह बनाने के लिए लाखों वर्षों में एक साथ टकराते हैं।

"तापमान इतना कम है कि गैस बर्फ में बदल जाती है और अनाज से चिपक जाती है," इसेला ने कहा। "यह ग्रह निर्माण के लिए महत्वपूर्ण है। ठोस धूल को एक बड़ा पिंड बनाने के लिए आपस में चिपकना पड़ता है जो अंततः अधिक चट्टान और गैस को गुरुत्वाकर्षण के रूप में आकर्षित करेगा।"

"यदि आप चट्टानों को एक साथ तोड़ने की कोशिश करते हैं, तो वे एक साथ अच्छी तरह से नहीं चिपकते हैं," उन्होंने कहा। "यदि आप एक साथ स्नोबॉल को तोड़ते हैं, तो वे करते हैं। इसलिए जब आप अनाज के चारों ओर एक बर्फ का आवरण बनाते हैं, तो आप उनकी एक साथ रहने की क्षमता बढ़ाते हैं।"

वैज्ञानिकों ने एक बार माना था कि एक बाइनरी स्टार सिस्टम का वातावरण ग्रह का समर्थन करने के लिए बहुत अस्थिर होगा, लेकिन पिछले एक दशक में एक संख्या की खोज की गई है।

इसला और उनकी टीम ने ऑप्टिकल टेलीस्कोप के लिए अदृश्य जानकारी का पता लगाने के लिए चिली में नए अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलीमीटर एरे (एएलएमए) रेडियो टेलीस्कोप का इस्तेमाल किया। उन्होंने अमेरिकन एसोसिएशन फॉर द एडवांसमेंट ऑफ साइंस की वार्षिक बैठक में अपने निष्कर्ष दिए।

इस बाइनरी स्टार के चारों ओर दिखाई देने वाली अंगूठी के प्रकार को अभिवृद्धि डिस्क कहा जाता है, और यह उसी तरह की घटना है जिसका उपयोग ब्लैक होल को देखने के लिए भी किया जाता है।


खगोलविदों ने बाइनरी स्टार सिस्टम में कोल्ड टेरेस्ट्रियल एक्सोप्लैनेट की खोज की

गुरुत्वाकर्षण माइक्रोलेंसिंग का उपयोग करते हुए, ओहियो स्टेट यूनिवर्सिटी के प्रोफेसर एंड्रयू गोल्ड के नेतृत्व में खगोलविदों की एक टीम ने बाइनरी स्टार सिस्टम OGLE-2013-BLG-0341 के एक सदस्य की परिक्रमा करते हुए एक ठंडे स्थलीय एक्सोप्लैनेट का पता लगाया है।

एक्सोप्लैनेट OGLE-2013-BLG-0341LBb और उसके दो मूल सितारों का कलात्मक प्रतिनिधित्व। छवि क्रेडिट: चेओंघो हान / चुंगबुक नेशनल यूनिवर्सिटी।

OGLE-2013-BLG-0341LBb लेबल वाला नया खोजा गया विदेशी शब्द, लगभग 3,000 प्रकाश-वर्ष दूर नक्षत्र धनु में स्थित है।

यह पृथ्वी के द्रव्यमान का दोगुना है, और बाइनरी सिस्टम में तारों में से एक की परिक्रमा लगभग उसी दूरी पर करता है, जहाँ से पृथ्वी सूर्य की परिक्रमा करती है।

लेकिन इसका तारा हमारे सूर्य से 400 गुना मंद है, इसलिए एक्सोप्लैनेट बहुत ठंडा है - माइनस 213 डिग्री सेल्सियस के आसपास।

तारा मंडल में दूसरा तारा पहले तारे से उतना ही दूर है जितना शनि हमारे सूर्य से है। लेकिन यह द्विआधारी साथी भी बहुत धुंधला है।

OGLE-2013-BLG-0341LBb पहली बार 11 अप्रैल, 2013 को ऑप्टिकल ग्रेविटेशनल लेंसिंग एक्सपेरिमेंट (OGLE) टेलीस्कोप द्वारा लिए गए ब्राइटनेस डेटा को ट्रेस करने वाली लाइन में एक डुबकी के रूप में दिखाई दिया।

एक्सोप्लैनेट ने उस तारे द्वारा बनाई गई छवियों में से एक को संक्षिप्त रूप से बाधित कर दिया, जब यह प्रणाली 20,000 प्रकाश-वर्ष दूर एक बहुत अधिक दूर के तारे के सामने पार हो गई।

"बाइनरी सिस्टम के भीतर ग्रहों की खोज करना अधिकांश तकनीकों के लिए मुश्किल है, क्योंकि दूसरे स्टार से प्रकाश डेटा की व्याख्या को जटिल बनाता है। लेकिन गुरुत्वाकर्षण माइक्रोलेंसिंग में हम तारा-ग्रह प्रणाली के प्रकाश को भी नहीं देखते हैं। हम सिर्फ यह देखते हैं कि इसका गुरुत्वाकर्षण अधिक दूर, असंबंधित, तारे से प्रकाश को कैसे प्रभावित करता है। यह हमें बाइनरी स्टार सिस्टम में ग्रहों की खोज करने के लिए एक नया टूल देता है, ”प्रोफेसर गोल्ड ने समझाया, जिन्होंने जर्नल में डिस्कवरी पेपर के सह-लेखक थे। विज्ञान.

Although OGLE-2013-BLG-0341LBb is too cold to be habitable, the same exoplanet orbiting a Sun-like star in such a binary system would be in the so-called habitable zone.

Binary star systems composed of dim stars like in OGLE-2013-BLG-0341 are the most common type of star system in our Milky Way Galaxy. So this discovery suggests that there may be many more terrestrial exoplanets out there – some possibly warmer, and possibly harboring life.

“This greatly expands the potential locations to discover habitable planets in the future. We had no idea if Earth-like planets in Earth-like orbits could even form in these systems,” concluded co-author Prof Scott Gaudi of Ohio State University.

A. Gould et al. 2014. A terrestrial planet in a

1-AU orbit around one member of a ∼15-AU binary. विज्ञान, वॉल्यूम। 345, no. 6192, pp. 46-49 doi: 10.1126/science.1251527


The weirdest binary: Planet and not-a-star barely orbit each other

Astronomers have found a pretty weird binary system about 450 light years from Earth: Neither of its components is a star. Instead, one is a brown dwarf, and the other appears to be a planet orbiting it! Even then, the brown dwarf is on the lower end of things. If it were any less massive it would be a planet itself.

The system is called CFHTWIR-Oph 98, but we'll call it Oph 98 for short. It was found a few years ago in ground-based observations using the Canada-France-Hawaii Telescope's infrared WIRCAM camera (hence the first part of the object's name) in a region of the galaxy where stars are being born which we see in the constellation of Ophiuchus (hence the second name part). It was observed in 2006 and 2012, and identified as a brown dwarf — an object more massive than a planet but too lightweight to ignite sustained nuclear fusion in its core like a star.

अधिक खराब खगोल विज्ञान

Astronomers re-observed it in 2013 with Hubble, and then again in 2020 with the United Kingdom Infrared Telescope. In all three telescope images, a fainter object can be seen very close to the primary (brighter) object, the brown dwarf. Right away they suspected it could be a companion, but how to be sure?

CFHT (left), Hubble (middle) and UKIRT (right) observations of the extremely low-mass object Oph 98 AB (indicated in the middle panel), what is likely a brown dwarf /planet system. Credit: Fontanive et al.

One way is to observe them over several years and track their motion through space. If they move together, they're likely to be connected, but if they don't the faint one is likely to be a background star or galaxy. That's why I mentioned all those observations and their dates: Sure enough, the two are moving together through space, and appear to be physically associated with one another. Therefore we call the primary Oph 98 A and the secondary Oph 98 B (to be honest I think the should be since it's a planet, but the naming convention isn't clear in this case since the primary is a brown dwarf).

But that's weird! Given their distance from Earth and their apparent separation in the sky, they must be at least 30 एक अरब kilometers apart. That's a long way over six times farther than Neptune is from the Sun.

The new observations allowed the astronomers to get a mass estimate for the two objects, and that's where it gets even more fun. Oph 98 A appears to have a mass of about 15 times Jupiter's mass. That's at the very lowest end of the brown dwarf mass range. It likely is able to fuse deuterium (an isotope of hydrogen) in its core, but not for terribly long. After that it will not generate any new energy and just cool off for the next, oh, trillion years or so.

Oph 98 B has a mass of about 8 Jupiters, so it's pretty firmly in the planetary mass range. These numbers are based on the ages of the objects, which the astronomers tag at 3 million years very young. They may be anywhere from 1–7 million years old, in which case their masses might be somewhat higher or lower. So it's possible that the primary actually is a planet and not a brown dwarf.

A rather fanciful piece of art showing the brown dwarf Oph 98A (upper left) orbited by a planetary-mass companion. Separated by 30 billion km, they would each appear as dots from the other. Credit: Thibaut Roger / University of Bern

Either way, it's a very low-mass system even added together they are far less massive than the least massive true star. And that's why this is so odd: At a separation of 30 billion kilometers (at least!) they're barely holding on to each other gravitationally. They have what's called the lowest binding energy of any system known it would only take a small input of energy to unbind them and flung them apart.

Which also raises the question on how they formed at all. Brown dwarfs form in a similar way to stars, where a dense, cold cloud of gas and dust collapses. This creates a swirling disk with the object forming in the center. Planets, though, form from the disk and not from the direct collapse of the cloud.

That can't be the case for Oph 98 B. For one thing, the disk of a brown dwarf doesn't have enough stuff in it to make a planet 8 times Jupiter's mass. For another, the disk is too small to form a planet that far out. It's possible they formed closer together and the secondary got flung out, maybe by an encounter with a passing star, but that seems unlikely in the short time they've been around. Also, they are just barely bound together by gravity, and it's unlikely an encounter would give the planet just that much energy to barely not escape. It's too big a coincidence to swallow.

So it looks like they both formed from direct cloud collapse, and that's a surprise. Scientists love surprises. It means we've learned something, and that there's more to learn.

There are a handful of extremely low-mass binary systems known, but this one has the lowest binding energy known. It's also odd that the primary is about twice the mass of the secondary in general the two objects tend to have similar masses (that has to do with the formation mechanism which tends to even out the masses).

All of this means there's a lot more to understand about systems like these. They're really faint, which is why we haven't seen many. It helps that this one is so close to us, and so young. That means the two objects are blazing away with the heat of their formation and therefore brighter.

We don't know how they formed, exactly, but we have a decent idea of what their future is. It's very likely they won't last long as a couple any star that passes reasonably close will yank them apart, and they'll each spend the rest of eternity orbiting the galaxy alone.

Such is the fate of many objects in our Milky Way, including, I'll note, the Sun. But it makes me wonder just how many rogue planets there are out in the black cold, faint objects essentially invisible to us. There's a lot going on in the galaxy, and we're just now starting to see how much we don't see.


Why buy a refractor?

For high-quality lunar, planetary, globular cluster, and binary star observing - as well as for surprisingly good views of the brighter Messier, NGC, and IC catalog galaxies and nebulas - many amateur astronomers prefer the crisp, high-contrast, diffraction-free images of a good refractor.

Under average seeing conditions, a useful rule of thumb in astronomy is that a good quality 3" to 4" refractor can often outperform an average quality 6" to 8" reflector or catadioptric telescope for seeing details on the Moon and planets, splitting binary stars, and resolving globular clusters.

क्यों? Unlike reflectors and catadioptrics (Schmidt-Cassegrains, Maksutov-Cassegrains, etc.), refractors do not have a secondary mirror obstruction or multiple-reflection optical path to introduce light-scattering diffraction and internal reflections that brighten the sky background, reduce contrast, and smear images.

Refractors also have the highest light transmission - the percentage of the light gathered by the scope that actually reaches your eye. Refractors typically transmit 90% or more of the light they collect, compared with the 77% to 80% transmission of reflectors and 64% to 75% of catadioptrics. (The reflector and catadioptric percentages only concern the reflectivity of standard aluminum mirror coatings. They do not take into account the light blocked by a reflector or catadioptric's diagonal or secondary mirror, which can reach a hefty 15% to 20% additional light loss in some scopes.)

Unlike reflectors and catadioptrics, which can lose 1% to 1.5% of their reflectivity per mirror surface per year as their aluminum coatings gradually oxidize, the light transmission of a low-maintenance refractor rarely deteriorates significantly with age. Century-old refractors are still used, and highly prized, by discerning amateurs, and the world's largest refractor - the Yerkes Observatory's massive 40" - has been in professional use since 1897.

The result of a refractor's lower diffraction and higher light transmission? Given favorable seeing conditions, a modestly-sized refractor can often show you subtle lunar and planetary features with a wider and more easily observed contrast range, and with more sharply etched detail, than is possible with the light-scattering optics of larger reflectors and catadioptrics.

This is especially true on nights of less-than-perfect seeing, when the details visible in a larger scope are often blurred by turbulence in our atmosphere. A smaller refractor looks through less of our unstable atmosphere and its images are consequently less affected by this turbulence. A good 80mm refractor, for example, can reveal more lunar detail than you can sketch in a lifetime of observing.

Diffraction spikes on a reflector's star images, caused by its diagonal mirror's spider vanes, are absent in an unobstructed refractor. With no diffraction spikes to hide faint binary star components or smear globular clusters, refractors can often resolve close-spaced stars more precisely than the typical reflector.

Since the Moon and planets are all brightly lit by the Sun, a large light-gathering capacity is not as important as high magnification within the solar system. The relatively small aperture of a refractor therefore often has an advantage over a larger reflector-type scope for this kind of observing, as there is less glare from a larger scope's brightly lit planetary surfaces to wash out faint detail.

For purely visual lunar, planetary, binary and star cluster observing, an altazimuth refractor with manual slow motion controls may be perfectly adequate. If a family shares the telescope, however, an equatorial mount with a motor drive will keep objects centered in the field of view so all can share the same view. Close-up lunar and planetary photography generally requires such a mount and motor drive. Thanks to the increasing availability of economically-priced high-sensitivity DSLR and CCD cameras for astrophotography, moderate-aperture short focal length refractors are becoming increasingly popular for wide-field deep space nebula and galaxy photography.

The drawbacks of a refractor? Except for very expensive apochromatic designs, all refractors suffer from chromatic aberration (or "spurious color"). This is an optical defect that produces a faint, and normally unobjectionable, pale violet halo around bright stars, the limb of the Moon, and the planets. Chromatic aberration becomes more visible as the aperture increases and the focal ratio decreases, although modern optical systems minimize the problem in two-element achromatic refractors - and virtually eliminate it in three to four lens apochromatic systems.

While they are light in weight and economical in smaller sizes, even the go-to computerized models, refractors become bulkier and considerably more expensive than reflectors or catadioptric scopes as apertures hit 4" (102mm) and above. A premium 4" apochromatic refractor can cost and weigh four to eight times as much as a 4.5" reflector or 3.5" Maksutov-Cassegrain.

But these drawbacks aside, and if sheer light grasp is not essential - for hunting very faint galaxies, for example, where a larger reflector would have the light-gathering edge - the clarity, contrast, and sheer image quality of a good refractor is well worth your consideration.

REFRACTOR REPORT CARDS FOR VISUAL OBSERVING
(used in excellent seeing conditions and with no light pollution adapted from Astronomy Magazine):

E = excellent VG = very good G = good F = fair P = poor.

Small aperture (2" to 3") "toy store/bargain" refractors:
Price range: $100-$200
Portability: E
Ease of setup: E
Ease of use: F
Performance on the Moon: F
Performance on comets: P
Performance on double stars: P
Performance on galaxies and nebulas: P
Performance on planets: P

Small aperture (3" to 4") achromatic refractors:
Price range: $200-$800
Portability: E
Ease of setup: G
Ease of use: G
Performance on the Moon: E
Performance on comets: F
Performance on double stars: VG
Performance on galaxies and nebulas: F
Performance on planets: VG

Medium aperture (4" to 5") apochromatic refractors:
Price range: $700-$10,000
Portability: VG
Ease of setup: E
Ease of use: VG
Performance on the Moon: E
Performance on comets: VG
Performance on double stars: VG
Performance on galaxies and nebulas: G
Performance on planets: VG

Large aperture (5" to 8") achromatic refractors:
Price range: $800-$3200
Portability: F to VG
Ease of setup: G+
Ease of use: VG
Performance on the Moon: E
Performance on comets: VG
Performance on double stars: E
Performance on galaxies and nebulas: G
Performance on planets: E

Large aperture (6" to 8") apochromatic refractors:
Price range: $5000-$27,000 and up
Portability: F
Ease of setup: F
Ease of use: VG
Performance on the Moon: E
Performance on comets: VG
Performance on double stars: E
Performance on galaxies and nebulas: G
Performance on planets: E


वीडियो देखना: टरक!!बइनर नबर हद म खज 30 सकड (दिसंबर 2022).