Esta imagem da anã marrom de baixa massa GJ 504 B foi tirada por Bowler e sua equipe usando óptica adaptativa com a câmera NIRC2 no Observatório Keck no Havaí. A imagem foi processada para remover a luz da estrela hospedeira (cuja posição está marcada com um "x"). O companheiro está localizado a uma separação de cerca de 40 vezes a distância Terra-Sol e tem um período orbital de cerca de 240 anos. Ao retornar a este e a outros sistemas ano após ano, a equipe é capaz de traçar lentamente parte da órbita do companheiro para restringir sua forma, que fornece pistas sobre sua formação e história. Crédito:Brendan Bowler (UT-Austin) / W. Observatório M. Keck
Uma equipe de astrônomos liderada por Brendan Bowler, da Universidade do Texas em Austin, investigou o processo de formação de exoplanetas gigantes e anãs marrons, uma classe de objetos que são mais massivos do que planetas gigantes, mas não grande o suficiente para iniciar a fusão nuclear em seus núcleos para brilhar como estrelas verdadeiras.
Usando imagens diretas com telescópios terrestres no Havaí — W. Observatório M. Keck e Telescópio Subaru em Maunakea - a equipe estudou as órbitas desses companheiros fracos orbitando estrelas em 27 sistemas. Estes dados, combinado com a modelagem das órbitas, permitiu-lhes determinar que as anãs marrons nestes sistemas se formaram como estrelas, mas os gigantes gasosos se formaram como planetas.
A pesquisa está publicada na edição atual da The Astronomical Journal .
Nas últimas duas décadas, saltos tecnológicos permitiram que os telescópios separassem a luz de uma estrela-mãe e de um objeto orbital muito mais escuro. Em 1995, esta nova capacidade produziu as primeiras imagens diretas de uma anã marrom orbitando uma estrela. A primeira imagem direta de planetas orbitando outra estrela surgiu em 2008.
"Nos últimos 20 anos, temos saltado para baixo e para baixo em massa, "Bowler disse sobre a capacidade de imagem direta, observando que o limite da corrente é de cerca de 1 massa de Júpiter. À medida que a tecnologia melhorou, "Uma das grandes questões que surgiram é 'Qual é a natureza dos companheiros que encontramos?'"
Anãs marrons, conforme definido pelos astrônomos, têm massas entre 13 e 75 massas de Júpiter. Eles têm características em comum com ambos os planetas e estrelas, e Bowler e sua equipe queriam resolver a questão:os planetas gigantes gasosos nas franjas externas dos sistemas planetários são a ponta do iceberg planetário, ou a extremidade de baixa massa das anãs marrons? Pesquisas anteriores mostraram que anãs marrons orbitando estrelas provavelmente se formaram como estrelas de baixa massa, mas está menos claro qual é o companheiro de menor massa que esse mecanismo de formação pode produzir.
"Uma maneira de conseguir isso é estudar a dinâmica do sistema - olhar para as órbitas, "Bowler disse. Suas órbitas hoje são a chave para desbloquear sua evolução.
Observando pacientemente planetas gigantes e anãs marrons orbitando suas estrelas hospedeiras, Bowler e sua equipe conseguiram restringir as formas da órbita, embora apenas uma pequena parte da órbita tenha sido monitorada. Quanto maior a linha de base de tempo, quanto menor o intervalo de órbitas possíveis. Esses gráficos mostram nove dos 27 sistemas de seu estudo. Crédito:Brendan Bowler (UT-Austin)
Usando o sistema de óptica adaptativa (AO) do Observatório Keck com a câmera infravermelha, instrumento de segunda geração (NIRC2) no telescópio Keck II, bem como o telescópio Subaru, A equipe de Bowler tirou imagens de planetas gigantes e anãs marrons enquanto orbitam suas estrelas-mãe.
É um longo processo. Os gigantes gasosos e anãs marrons que estudaram estão tão distantes de suas estrelas-mãe que uma órbita pode levar centenas de anos. Para determinar até mesmo uma pequena porcentagem da órbita, "Você tira uma imagem, voce espera um ano, "para o companheiro fraco viajar um pouco, Bowler disse. Então "você pega outra imagem, você espera mais um ano. "
Esta pesquisa contou com a tecnologia AO, que permite aos astrônomos corrigir as distorções causadas pela atmosfera da Terra. Como os instrumentos AO melhoraram continuamente nas últimas três décadas, mais anãs marrons e planetas gigantes foram fotografados diretamente. Mas como a maioria dessas descobertas foi feita nas últimas duas décadas, a equipe tem apenas imagens correspondentes a uma pequena porcentagem da órbita total de cada objeto. Eles combinaram suas novas observações de 27 sistemas com todas as observações anteriores publicadas por outros astrônomos ou disponíveis em arquivos de telescópios.
Neste ponto, a modelagem por computador entra em ação. Co-autores neste artigo ajudaram a criar um código de ajuste de órbita chamado "Orbitize!" que usa as leis de movimento planetário de Kepler para identificar quais tipos de órbitas são consistentes com as posições medidas, e quais não são.
O código gera um conjunto de órbitas possíveis para cada companheiro. O leve movimento de cada planeta gigante ou anã marrom forma uma "nuvem" de órbitas possíveis. Quanto menor a nuvem, mais os astrônomos estão se aproximando da verdadeira órbita do companheiro. E mais pontos de dados, ou seja, imagens mais diretas de cada objeto em sua órbita - irão refinar a forma da órbita.
"Em vez de esperar décadas ou séculos para um planeta completar uma órbita, podemos compensar a linha de base de tempo mais curta de nossos dados com medições de posição muito precisas, "disse o membro da equipe Eric Nielsen da Universidade de Stanford." Uma parte do Orbitize! que desenvolvemos especificamente para ajustar órbitas parciais, OFTI [órbitas para o impaciente], nos permitiu encontrar órbitas mesmo para os companheiros de período mais longo. "
Encontrar a forma da órbita é a chave:objetos com órbitas mais circulares provavelmente se formaram como planetas. Isso é, quando uma nuvem de gás e poeira colapsou para formar uma estrela, o companheiro distante (e quaisquer outros planetas) se formou a partir de um disco achatado de gás e poeira girando em torno dessa estrela.
Essas duas curvas mostram a distribuição final das formas de órbita para planetas gigantes e anãs marrons. A excentricidade orbital determina o quão alongada é a elipse, com um valor de 0,0 correspondendo a uma órbita circular e um valor alto próximo a 1,0 sendo uma elipse achatada. Planetas gigantes gasosos localizados em grandes separações de suas estrelas hospedeiras têm baixas excentricidades, mas as anãs marrons têm uma ampla gama de excentricidades semelhantes aos sistemas estelares binários. Para referência, os planetas gigantes em nosso sistema solar têm excentricidades menores que 0,1. Crédito:Brendan Bowler (UT-Austin)
Por outro lado, aqueles que têm órbitas mais alongadas provavelmente se formaram como estrelas. Neste cenário, um aglomerado de gás e poeira estava colapsando para formar uma estrela, mas se partiu em dois grupos. Cada aglomeração então desmoronou, um formando uma estrela, e a outra uma anã marrom orbitando ao redor daquela estrela. Este é essencialmente um sistema estelar binário, albeit containing one real star and one "failed star."
"Even though these companions are millions of years old, the memory of how they formed is still encoded in their present-day eccentricity, " Nielsen added. Eccentricity is a measure of how circular or elongated an object's orbit is.
The results of the team's study of 27 distant companions was unambiguous.
"The punchline is, we found that when you divide these objects at this canonical boundary of more than about 15 Jupiter masses, the things that we've been calling planets do indeed have more circular orbits, as a population, compared to the rest, " Bowler said. "And the rest look like binary stars."
The future of this work involves both continuing to monitor these 27 objects, as well as identifying new ones to widen the study. "The sample size is still modest, at the moment, " Bowler said. His team is using the Gaia satellite to look for additional candidates to follow up using direct imaging with even greater sensitivity at the forthcoming Giant Magellan Telescope (GMT) and other facilities. UT-Austin is a founding member of the GMT collaboration.
Bowler's team's results reinforce similar conclusions recently reached by the GPIES direct imaging survey with the Gemini Planet Imager, which found evidence for a different formation channel for brown dwarfs and giant planets based on their statistical properties.
