Confirmări ale exoplanetelor cu orbite foarte înclinate
A existat un interes tot mai mare și cercetări noi privind planetele extrasolare care au orbite foarte înclinate în comparație cu orientarea stelelor lor. Acest lucru a fost menționat pentru prima dată de Spencer în 2010[1] pentru o exoplanetă cunoscută sub numele de WASP-17b (acronimul „WASP” reprezintă un proiect britanic numit „Wide Area Search for Planets”).
În teoriile formării planetelor, steaua se formează mai întâi într-un disc turtit de gaz și praf. Planetele se formează apoi din gazul și praful aflat în discul care se învârte. Deoarece planetele nou formate în acest scenariu și-ar obține mișcarea de la discul care se învârte, orbitele planetei ar fi de așteptat să fie în mod normal aliniate de ecuatorul stelei.
Dar au fost descoperite exoplanete la care înclinația orbitei este foarte diferită de planul ecuatorial al stelei. Acest lucru ridică întrebări cu privire la modul în care aceste sisteme exoplanetare au ajuns în această configurație. Aceste cazuri au fost dificil de explicat pentru oamenii de știință. În propriul nostru sistem solar, acest unghi dintre ecuatorul solar și planul ecliptic al planetelor este de aproximativ 7°.
La mijlocul lui aprilie 2010, la Universitatea din Glasgow a avut loc o conferință pentru astronomi. Acest eveniment a fost Întâlnirea Națională de Astronomie a Societății Regale de Astronomie (RAS). La acest eveniment s-a anunțat că oamenii de știință au descoperit că într-un grup de 27 de cazuri de exoplanete studiate, șase dintre aceste planete păreau să aibă o mișcare retrogradă în comparație cu axa de rotație a stelei lor. Aceasta a fost o surpriză.[2] La conferință, raportul despre cele șase exoplanete retrograde a fost prezentat de Andrew Cameron. El a declarat: „Noile rezultate contestă într-adevăr gândirea convențională conform căreia planetele ar trebui să orbiteze întotdeauna în aceeași direcție în care se rotesc stelele lor.”2
Măsurarea abaterilor
Din 2010, s-au cercetat mai multe cazuri similare, iar oamenii de știință încearcă să perfecționeze metodele de investigare a acestor stele și a orbitelor exoplanetelor acestora. Astăzi, aceste exoplanete sunt denumite de oamenii de știință „nealiniate” atunci când planul orbitei exoplanetei este semnificativ diferit de ecuatorul stelei.
Există mulți factori care complică observațiile exoplanetelor înclinate. Mai multe tipuri de date trebuie combinate pentru a determina în mod corespunzător proprietățile stelei. Odată ce axa de rotație a stelei poate fi determinată cu o oarecare încredere, atunci este posibil să se determine unghiul dintre axa de rotație a stelei și orbita exoplanetei. Unele tehnici cheie implicate în aceste determinări sunt asteroseismologia, măsurătorile prin spectroscopie ale curbei luminii de tranzit și ceea ce este cunoscut sub numele de efectul Rossiter-McLaughlin (figura 1).
Prima cerință în determinarea înclinării orbitei exoplanetelor este ca planeta să tranziteze steaua de-a lungul liniei noastre de observație. (Într-un tranzit, exoplaneta trece prin fața stelei.) Planeta în tranzit provoacă o scădere a curbei luminii de la stea. Apoi, asteroseismologia este folosită pentru a analiza modurile oscilatorii ale stelei pentru a determina o serie de proprietăți, inclusiv axa de rotație a acesteia.[3]
Efectul Rossiter-McLaughlin afectează măsurătorile Doppler ale deplasării spre roșu în timpul unui tranzit. Datorită rotației stelei, o parte a discului stelar se deplasează către observator (și este deplasată spre albastru), în timp ce cealaltă parte a stelei se îndepărtează de observator (deplasată spre roșu). Pe măsură ce planeta trece prin fața discului stelar, ea blochează o parte din lumina deplasată spre albastru și apoi blochează o parte din lumina deplasată spre roșu (figura 1).
Acest lucru produce un efect măsurabil în deplasarea spre roșu de la marginile stelei.[4],[5] Acest lucru face ca deplasarea spre roșu să fie afectată într-un mod care depinde de unghiul dintre orbita planetei și axa de rotație a stelei. Geometria reală este complicată, deoarece, făcând o observație, observatorul vede o proiecție a axei de rotație a stelei (spin) și o proiecție a planului orbital al exoplanetei. Astfel, variațiile stelei și datele de tranzit Doppler sunt examinate pe o perioadă de timp și se construiește un model al mișcării stelei și a planetei pentru a explica variațiile curbei luminii.
Există două unghiuri folosite în aceste cazuri, unul este notat cu litera greacă λ (lambda), care este proiecția unghiului spin-orbită pe planul cerului. Acest unghi este ceea ce se observă, dar unghiul real dorit se află într-un plan diferit. Deci, scopul este de a determina în trei dimensiuni unghiul dintre axa de rotație a stelelor și axa orbitală a planetei, notat cu ψ (psi).3 Unghiul ψ este cunoscut sub numele de oblicitate stelară.
Doar unele exoplanete în tranzit au fost studiate suficient de mult pentru a determina ambele unghiuri. Rezultatele pot varia de la diferite echipe de cercetare care măsoară cele două unghiuri. În 2017, Spencer a enumerat 20 de cazuri de orbite de exoplanete înclinate pentru 16 stele.[6] În acele cazuri, unghiul ψ a variat de la 0 la 145°. (Rețineți că un unghi ψ mai mare de 90° este considerat retrograd, deși cazurile de exoplanete apropiate de 90° sunt adesea descrise ca având „orbite polare”.)
Este util să luăm în considerare câte variații pot rezulta în unghiurile λ și ψ din observațiile și analizele diferite. S-ar putea ridica problema dacă concluziile reies corect din observații. Pot fi reproduse unghiurile mari pentru λ și ψ? Pentru a arăta un exemplu putem lua în considerare exoplaneta HAT-P-7b. Exoplaneta HAT-P-7b poate reprezenta unul dintre cele mai studiate cazuri de exoplanete și astfel mai multe echipe au făcut observații și analize.
Tabelul 1 prezintă patru seturi de valori pentru unghiurile λ și ψ, împreună cu eroarea posibilă sau incertitudinea estimată de diverșii cercetători. În tabelul 1, fiecare nume din coloana „Sursă” reprezintă o echipă de cercetători cu o sursă publicată. Sursele Winn[7] și Narita[8], precum și Albrecht5 și-au făcut propriile observații ale stelei HAT-P-7. Ulterior, echipele Lund3, Benomar,[9] și Campante[10] au reanalizat datele.
Rețineți că incertitudinile din ambele unghiuri sunt semnificative și sunt estimate foarte diferit de diferiți cercetători. Cu toate acestea, rezultatele finale pentru unghiul ψ sunt similare, unghiul estimat fiind de la 94,6° la 116,4°. Astfel, această planetă se află pe o orbită aproximativ polară în jurul stelei sale. Această concluzie este cu siguranță susținută de mai mulți cercetători.
Tabelul 1. Rezultate din măsurători RM pentru tranzitul HAT-P-7b. Referințele din paranteze indică echipele anterioare care au făcut observații ce au fost reanalizate de alții ulterior. ψ este unghiul real estimat dintre vectorii de moment unghiular ai axei de rotație a stelelor și orbita planetei.
| Numele stelei | Sursă | Lambda (λ) în ° | Incertitudine lambda | Psi (ψ) în ° | Incertitudine psi |
| HAT-P-7 | Winn, 20097 | 182,5 | ±9,4 | 94,5 | +5,5; -3 |
| HAT-P-7 | Lund, 20143 [Albrecht, 20125] | 155 | ±16,3 | 97 | ±14 |
| HAT-P-7 | Benomar, 20149 [Narita, 20098] | 220,3 | +8,2; -9,3 | 115 | +19; -16 |
| HAT-P-7 | Campante, 201610 [Albrecht, 20125] | 155 | ±37 | 116,4 | +30,2; -14,7 |
Originile orbitelor înclinate ale exoplanetelor
În scenariile acceptate pentru formarea de stele, discuri și sisteme planetare, acest lucru ridică întrebări interesante. Din perspectiva creației, un Creator ar putea crea o exoplanetă cu orice înclinare a orbitei în jurul stelei sale. Dar dintr-o perspectivă naturalistă sau evolutivă, este nevoie ca oamenii de știință să propună scenarii creative. O abordare comună este de a propune că o planetă din apropierea stelei, pe măsură ce a migrat înăuntru, ar avea orbita modificată pe perioade lungi de timp de o altă planetă (sau, eventual, o a doua stea) pe o orbită mai îndepărtată, dar înclinată. Acest lucru este uneori denumit efectul Kozai.[11],[12]
Mecanismul Kozai se bazează pe faptul că există câteva planete sau obiecte pe orbite care se află în planuri diferite care se pot perturba reciproc în timp. O planetă care migrează spre interior poate fi influențată și de efectele mareice de la stele. Trecerile apropiate dintre planete pot provoca, de asemenea, schimbarea înclinării orbitei. Aceste scenarii tind să necesite miliarde de ani. Scenariile necesită, de asemenea, să existe un al treilea obiect (o planetă sau o stea) în anumite tipuri de orbite eliptice înclinate. În multe sisteme nu există dovezi observaționale ale unui al treilea obiect.
Au fost propuse și alte scenarii care încearcă să ofere un mecanism pentru ca steaua și discul din jurul ei să fie nealiniate timpuriu, în timpul formării stelei. O abordare sugerează că, câmpul magnetic al stelei poate înclina steaua în raport cu discul.[13] O altă propunere este că, în unele sisteme, dacă gazul și praful care cad pe o stea în curs de formare, cad într-o configurație nesimetrică, poate cauza ca steaua să aibă o orientare diferită față de discul rezultat.13
O altă idee sugerează că steaua formată într-un grup de stele multiple proaspăt create și interacțiunea stelelor distorsionează, trunchiază și înclină discul înainte de formarea planetelor.[14] Apoi planeta (sau planetele) se formează din ceea ce rămâne din disc. Aceste tipuri de scenarii ar putea fi descrise ca mecanisme de „înclinare timpurie”. În aceste scenarii de „înclinare timpurie” există mai puțină dependență de migrarea orbitei exoplanetelor.
În schimb, orientarea stelei în comparație cu discul este determinată devreme în timp ce steaua este tânără, iar planetele se formează mai târziu. O problemă potențială cu aceste scenarii este că discurile tind să fie perturbate de procese și, prin urmare, este posibil să nu mai rămână suficient material pentru a forma planete. De asemenea, toate aceste scenarii de înclinare timpurie depind de teorii complexe ale formării stelelor, care sunt total teoretice și nu pot fi verificate prin observații.
Mai mulți cercetători au observat o altă corelație curioasă între temperatura efectivă a stelei și unghiul său de oblicitate ψ. Se pare că stelele mai fierbinți tind să aibă exoplanete cu orbite mai înclinate. Sunt necesare mai multe cercetări cu privire la cauzele potențiale ale acestei corelații.
Unii cercetători susțin că se referă la scenariile de formare a stelelor cu „înclinare timpurie” de mai sus.[15] Cu toate acestea, Winn[16] și Albrecht5 au sugerat că ar putea fi un efect de disipare mareică legat de interacțiunea dintre stea și planetă. Pe măsură ce planeta migrează spre interior, către stea, forțele mareice devin mai puternice. Se crede că o stea fierbinte are mai multe șanse să schimbe înclinarea orbitei unei planete, dar o stea mai rece se poate alinia cu orbita planetei.
Concluzii
Exoplanetele cu orbite nealiniate vor continua să motiveze multe cercetări ale oamenilor de știință. Examinarea critică a teoriilor pe care le motivează este un exercițiu sănătos în știință. Câte exoplanete au aceste orbite „nealiniate”? Există diverse estimări, dar se poate ca aproximativ 40% dintre exoplanetele în tranzit care au fost studiate folosind măsurătorile RM să fie considerate nealiniate. Dintre acestea 40%, probabil doar câteva reprezintă cazuri retrograde reale. Benomar și colab.9 rezumă problema:
Din cele 70 de sisteme planetare în tranzit observate cu efectul RM, mai mult de 30 de sisteme prezintă dezechilibre semnificative cu |λ| > 22,5° … . Această diversitate neașteptată a unghiului spin-orbită nu este încă înțeleasă corect de teoriile existente și rămâne o provocare interesantă.
Faptul că există exoplanete cu orbite foarte înclinate (față de ecuatorul stelelor acestora) nu mai este contestat de oamenii de știință. Această descoperire a provocat teoriile formării exoplanetelor și a condus la teorii noi care încearcă să explice aceste cazuri. Diversitatea exoplanetelor indică creativitatea și puterea lui Dumnezeu.
Deși Scriptura nu menționează planetele în capitolul 1 al Facerii, pare logic să considerăm că, creația supranaturală a planetelor împreună cu a stelelor a avut loc în a patra zi a Săptămânii Creației. Fără a recunoaște creația supranaturală, oamenii de știință sunt forțați să propună scenarii foarte complexe pentru a explica diversitatea exoplanetelor. Varietatea sistemelor planetare create de Dumnezeu continuă să surprindă și să provoace oamenii de știință. Creația supranaturală, așa cum este subliniată în Facerea, încă reprezintă o explicație viabilă.
Autor: Wayne Spencer
Sursa: Creation.com | Confirmations of highly inclined exoplanet orbits
Traducător: Cristian Monea
[1] Spencer, W., The search for Earth-like planets, J. Creation 24(1):72–76, 2010.
[2] Turning planetary theory upside down, eso1016 Science Release, 13 Aprilie 2010, eso.org/public/news/eso1016/, accesat 30 Aprilie 2021.
[3] Lund, M.N. și colab., Asteroseismic inference on the spin-orbit misalignment and stellar parameters of HAT-P-7, Astronomy & Astrophysics 570, A54, 2014.
[4] Bayliss, Daniel D.R. și colab., Confirmation of a retrograde orbit for exoplanet WASP-17b, Astrophysical J. 722.2:L224–L227, 2010 ǀ doi:10.1088/2041-8205/722/2/l224.
[5] Albrecht, S., și colab., Obliquities of hot Jupiter host stars: evidence for tidal interactions and primordial misalignments, Astrophysical J. 757(1), A18, 2012 ǀ doi:10.1088/0004-637X/757/1/18.
[6] Spencer, W., The challenges of extrasolar planets, CRSQ 53:272–285, 2017.
[7] Winn, J.N., și colab., HAT-P-7: A retrograde or polar orbit, and a third body, The Astrophysical J. 703:L99–L103, 2009.
[8] Narita, N. și colab., First evidence of a retrograde orbit of a transiting exoplanet HAT-P-7b, Publications of the Astronomical Society of Japan 61:L35–L40, 2009.
[9] Benomar, O., Masuda, K., Shibahashi, H., și Suto, Y., Determination of the three-dimensional spin-orbit angle with joint analysis of asteroseismology, transit light curve, and the Rossiter-McLaughlin effect: cases of HAT-P-7 and Kepler-25, Publications of the Astronomical Society of Japan 66(5), A94, 2014 ǀ doi:10.1093/pasj/psu069.
[10] Campante, T.L. și colab., Spin-orbit alignment of exoplanet systems: ensemble analysis using asteroseismology, The Astrophysical J. 819(1), A85, 2016 ǀ doi:10.3847/0004-637X/819/1/85.
[11] Fabycky, D. și Tremaine, S., Shrinking binary and planetary orbits by Kozai cycles with tidal friction, The Astrophysical J. 669:1298–1315, 2007; arxiv.org/abs/0705.4285.
[12] Plavchan, P. și Bilinski, C., Stars do not eat their young migrating planets: empirical constraints on planet migration halting mechanisms, The Astrophysical J. 769, A86, 2013 ǀ doi:10.1088/0004-637X/769/2/86.
[13] Lai, D., Foucart, F., și Lin, D.N.C., Evolution of spin direction of accreting magnetic protostars and spin-orbit misalignment in exoplanetary systems, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 412:2790–2798, 2011 ǀ doi:10.1111/j.1365-2966.2010.18127.x.
[14] Bate, M.R., Lodato, G., și Pringle, J.E., Chaotic star formation and the alignment of stellar rotation with disc and planetary orbital axes, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 401:1505–1513, 2010 ǀ doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15773.x.
[15] Louden, E.M. și colab., Hot stars with Kepler planets have high obliquities, The Astronomical J. 161, A68, 2021, arxiv.org/abs/2012.00776.
[16] Winn, J.N., Fabrycky, D., Albrecht, S., și Johnson, J.A., Hot stars with hot Jupiters have high obliquities, The Astrophysical J 718.2: L145–L149, 2010 ǀ doi:10.1088/2041-8205/718/2/l145.
