Astronomie

Warum geht die Lichtkurve nach unten, wenn sich der Planet hinter dem Stern befindet?

Warum geht die Lichtkurve nach unten, wenn sich der Planet hinter dem Stern befindet?



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Es gibt ein Video, das die Lichtkurve des passierenden Exoplaneten erklärt - https://www.youtube.com/watch?v=RrusIZaWDW8

Mir ist klar, warum die Kurve nach unten geht, wenn sich der Planet zwischen dem Beobachter und dem Stern befindet, aber ich verstehe nicht, warum die Kurve ein wenig nach unten geht, wenn sich der Planet hinter dem Stern befindet. Ich hatte erwartet, dass dies die Lichtkurve überhaupt nicht ändern sollte.


Denken Sie daran, wenn der Planet an der "Seite" ist - da scheint ein wenig Licht vom Planeten (dh vom Planeten reflektiert) auf uns zu.

Könnte es an diesem kleinen Licht liegen - wenn der Planet hinter dem Stern steht, reflektiert er nicht mehr in unsere Richtung?

Vielleicht ist das der Effekt, den Sie im Sinn haben?


Astronom bespricht die Wissenschaft hinter diesem mysteriösen Stern, von dem Sie so viel gehört haben

Bildnachweis: NASA / JPL-Caltech

Ein von Yale angeführtes Astronomenteam hat einen besonders hellen Stern im Auge, dessen dramatische Einbrüche in der Energieabgabe das Ergebnis fragmentierter, extrasolarer Kometen sein könnten, die am Stern vorbeirauschen.

Der fragliche Stern, KIC 8462852, war während der Kepler-Weltraummission der NASA eine Quelle vieler Spekulationen. Keplers Hauptziel ist es, erdähnliche Planeten außerhalb unseres Sonnensystems zu finden. Aber die Spekulationen intensivierten sich in den letzten Monaten stark, als Nachrichtenberichte darüber nachdachten, ob das Phänomen eine außerirdische Erklärung habe. Jetzt unterstützen zusätzliche Daten des Spitzer-Weltraumteleskops der NASA die Theorie des "Kometenschwarms".

YaleNews hat sich kürzlich mit der Yale-Postdoktorandin Tabetha Boyajian, der Erstautorin der Originalstudie zu KIC 8462852, getroffen, um darüber zu sprechen, was ihr Team tatsächlich herausgefunden hat.

Bemerkenswert ist auch, dass Boyajians Kollegen es "Tabbys Star" nennen.

Wie weit ist Tabbys Stern entfernt und warum hat er Ihr Interesse geweckt?

Dieser Stern ist etwa 1400 Lichtjahre entfernt. Zum Vergleich: Die Erde ist nur etwa 8½ Lichtminuten von der Sonne entfernt. Proxima Centauri, der sonnennächste Stern, ist 4,22 Lichtjahre entfernt. Die Kepler-Lichtkurve für diesen Stern (KIC 8462852) weckt das Interesse aller – sie ist wirklich einzigartig!

In welcher Beziehung steht das zu Ihrer Arbeit mit Planet Hunters, dem Citizen-Science-Programm?

Planet Hunters ist ein Bürgerwissenschaftsprojekt, das 2010 hier in Yale (Hauptforscherin ist die Astronomieprofessorin Debra Fischer) gestartet wurde. Es ist eine webbasierte Schnittstelle, mit der Benutzer Lichtkurven der Kepler-Mission anzeigen und Signale von Planeten im Transit erkennen können.

Ich bin Mitglied des Wissenschaftsteams von Planet Hunters, was bedeutet, dass ich für die Organisation, Datenanalyse und Veröffentlichung der Entdeckungen von Planet Hunter verantwortlich bin. Darüber hinaus leite ich ein "Gastbeobachter"-Programm, das im Wesentlichen Projekte verwaltet, die nicht direkt mit dem Transit von Exoplaneten in den Kepler-Daten zu tun haben. Solche "Gastbeobachter" -Projekte kommen normalerweise aus dem Back-End-Dienstprogramm der Planet Hunters-Site namens Talk. Im Gespräch können Benutzer alle Aspekte einer Lichtkurve weiter diskutieren. Über die Talk-Schnittstelle wurde KIC 8462852 zum ersten Mal von unseren Freiwilligen identifiziert. Innerhalb von Talk war die Lichtkurve von KIC 8462852 eine sehr beliebte Diskussion, und das Wissenschaftsteam wurde darauf als möglicherweise interessantes Objekt aufmerksam, das weiterverfolgt werden sollte.

Warum sind Ihrer Meinung nach Kometen die Ursache für die ungewöhnlichen Daten von KIC 8462852? Sind Kometen groß genug, um eine so großflächige Verdunkelung zu verursachen?

Exocomets sind das vielversprechendste Szenario, das zu allen uns vorliegenden Daten passt. Kometen selbst sind klein, daher scheint es zunächst unwahrscheinlich, dass die Helligkeit eines Objekts so stark sinkt (um 22%). Das von uns vorgeschlagene Szenario beschwört einen Schwarm von Exokometenfragmenten herauf, die bei einer kürzlichen Kollision aufgebrochen wurden und das Sternenlicht blockieren. Abgesehen von der wahren Größe des Objekts, das die Verdunkelung verursacht, gibt es viele Variablen, einschließlich der Opazität (Transparenz) des umlaufenden Materials und der geometrischen Ausrichtung der Umlaufbahn in unserem Betrachtungswinkel – die alle die Tiefen und Formen des taucht.

Zu diesem Zeitpunkt wurde jedoch noch keine detaillierte Modellierung durchgeführt, um zu versuchen, die einzigartigen Einbrüche in der Kepler-Lichtkurve zu reproduzieren, und wir suchen derzeit nach weiteren Daten über die Möglichkeit eines Exokometen.

Welche Theorien konnten Sie ausschließen?

Das Papier diskutierte viele Szenarien, die nicht mit den Daten übereinstimmten, die wir für diesen Stern haben. Dazu gehören Szenarien, in denen die Variabilität durch etwas sterninhärentes verursacht wird, z. B. Sternflecken, die sich in und aus dem Sichtfeld drehen, sowie sternextrinsische, wie z. B. etwas in der Umlaufbahn um den Stern, das im Weg steht und das zeitweise blockiert Licht des Sterns. Das letztgenannte Szenario wird in der Veröffentlichung ausführlich erläutert, mit mehreren Beispielen wie einem Asteroidengürtel, planetaren Kollisionen und der Anwesenheit eines Transitobjekts mit Ringen.

Was war die größte Herausforderung bei der Entschlüsselung der Daten?

Die größte Herausforderung bestand darin, eine einzige Hypothese zu entwickeln, die alle beobachteten Dimming-Ereignisse erklären könnte. Viele der diskutierten Szenarien würden einem Satz von beobachteten Merkmalen entsprechen, aber keinem der anderen.

Wie spannend ist es auf persönlicher Ebene, Antworten auf Fragen wie die von KIC 8462852 zu finden?

Wissenschaft macht süchtig. Der erste Mensch auf der Erde zu sein, der etwas zu einer kosmischen Frage sagt, ist eine Eile!


Exoplaneten finden

Exoplaneten gehören zu den am schwierigsten zu findenden Objekten im Universum. Sie sind winzig im Vergleich zu ihren Wirtssternen, und sie sind dunkel und geben kein eigenes sichtbares Licht ab. Die Suche nach Exoplaneten um entfernte Sterne ist ein bisschen so, als würde man eine Mücke neben einem Leuchtturm fotografieren.

Astronomen haben eine gute Herausforderung nie ausgelassen und haben mehrere clevere Techniken gefunden, um diese Mücken zu finden. Die meisten von ihnen beinhalten die Suche nach Hinweisen auf Planeten, indem man sieht, wie sie das Licht von Sternen beeinflussen. Während Astronomen mindestens ein halbes Dutzend Techniken verwendet haben, wurde die überwiegende Mehrheit der bestätigten Exoplaneten mit einer von zwei verschiedenen Methoden gefunden, die erkennen, wie ein umkreisender Planet das Licht seines Sterns beeinflussen kann.

Wobble-Methode

Der Fachbegriff dafür ist der Radialgeschwindigkeitsverfahren.

Die ersten Exoplaneten, die normale Sterne umkreisen, wurden gefunden, indem man nach winzigen Wobbles in der Bewegung des Sterns suchte. Das Newtonsche Gravitationsgesetz lehrt uns, dass es für jede Gravitationswirkung zwischen einem Stern und einem umkreisenden Planeten eine gleiche und entgegengesetzte Reaktion auf den Stern gibt. Wenn also die Schwerkraft eines Sterns an einem Planeten zerrt und ihn in eine Umlaufbahn um den Stern zieht, zieht die Schwerkraft des Planeten auch an dem Stern, wodurch er hin und her wackelt, während der Planet ihn umkreist.

Astronomen suchen nach diesen winzigen stellaren Wobbles, indem sie das Spektrum des Sterns untersuchen und nach leichten Verschiebungen der Merkmale im Spektrum suchen. Diese Verschiebungen weisen auf Veränderungen in der Bewegung des Sterns hin und zeigen die Anwesenheit von Planeten im Orbit. Aus diesen Messungen können wir die Länge der Umlaufbahn des Planeten erfahren und eine allgemeine Vorstellung von seiner Masse erhalten.

Transitmethode

Die Transitmethode zeigt die physikalische Größe eines Planeten sowie die Länge seiner Umlaufbahn. Es zeigt jedoch nicht die Masse des Planeten.

Wissenschaftler glauben jetzt, dass die meisten Sterne in unserer Galaxie Planeten haben, die sie umkreisen, aber die Ausrichtung dieser Systeme ist zufällig. Wenn Sie sich vorstellen, dass sich ein Stern in der Mitte eines Tellers befindet und ein Planet am Rand dieses Tellers einen Kreis umkreist, sehen wir einige der Systeme von vorne, als würden wir den Teller von oben betrachten, während andere sehen uns kantig aus, halten zum Beispiel Ihren Teller hoch und schauen auf den Rand. Die meisten Systeme befinden sich irgendwo dazwischen, was so ist, als würden Sie Ihre Platte irgendwo zwischen Face-On und Edge-On anwinkeln. Die Orientierung eines Planetensystems im Vergleich zur Erde wird als seine . bezeichnet Neigung, und dies kann einen großen Einfluss darauf haben, ob wir einen Planeten sehen oder nicht.

Ein kleiner Bruchteil der Planetensysteme da draußen ist von der Kante nach oben ausgerichtet, was bedeutet, dass der Planet, während er seinen Stern umkreist, zwischen dem Stern und uns hindurchgeht und dabei einen Teil des Lichts vom Stern blockiert. Bei diesen Systemen kann jedes Mal, wenn die Planeten an ihrem Stern vorbeiziehen, ein Teleskop, das von Astronomen Transit- und ein Transit-Teleskop genannt wird, diesen winzigen Abfall der Lichtmenge, die wir vom Stern sehen, erkennen.

Durch sorgfältige Beobachtung der Helligkeit eines Sterns über einen langen Zeitraum können Astronomen ein Diagramm namens a called erstellen Lichtkurve. Wenn ein Planet im Orbit den Stern während seiner Umlaufbahn passiert, erzeugt er eine winzige Senke. Dieser Einbruch tritt jedes Mal auf, wenn der Planet seinen Stern umkreist, und sieht daher wie ein sich wiederholendes Muster in der Lichtkurve aus. Die Größe dieser Senke sagt uns die Größe des Planeten (im Verhältnis zur Größe des Sterns). Da Planeten im Vergleich zu ihren Sternen im Allgemeinen winzig sind, beträgt dieser Abfall meist nur wenige Zehntel Prozent. Jupitergroße Welten sind aufgrund ihrer Größe am einfachsten zu erkennen, aber viel kleinere erdgroße Planeten sind besonders schwer zu erkennen.

Die meisten der bekannten Transit-Exoplaneten wurden von der Kepler-Mission der NASA gefunden. Kepler starrt seit Jahren auf einen einzelnen Himmelsfleck und beobachtet die Helligkeit von rund 100.000 Sternen auf der Suche nach Transiten.

Die winzigen Veränderungen in der Lichtkurve, die durch das Leuchten des Planeten verursacht werden, sind im Vergleich zum Transit winzig, aber in seltenen Fällen wurde Infrarotlicht gesehen.

Die folgende Animation zeigt eine simulierte Lichtkurve und wie sie sich auf die Bewegung des Planeten um seinen Stern bezieht. Zusätzlich zu dem Lichteinbruch, der durch den Transit des Planeten durch den Stern verursacht wird, gibt es auch einen viel kleineren Einbruch, wenn sich der Planet hinter den Stern bewegt. Eine leichte Welligkeit der Gesamthelligkeit spiegelt die sich ändernde Helligkeit des Planeten selbst wider, da wir unterschiedliche Ansichten der Tag- und Nachtseite des Planeten während seiner Umlaufbahn sehen.

Sobald ein planetarischer Kandidat durch die Transitmethode entdeckt wurde, treten Infrarotteleskope wie das Spitzer-Weltraumteleskop der NASA und das Keck-Observatorium in Aktion und nehmen weitere Beobachtungen bei ihren längeren Wellenlängen vor, um die Entdeckung zu bestätigen. Durch ihre Zusammenarbeit konnten diese Teleskope und ihre unterschiedlichen Lichtwellenlängen bisher über hundert Planeten bestätigen. Astronomen glauben, dass dies nur die Spitze des Eisbergs ist und denken jetzt, dass die meisten Sterne in unserer Galaxie Planeten beherbergen könnten, was bedeutet, dass es Milliarden von ihnen gibt, die nur darauf warten, gefunden zu werden.


Statistische Methoden für die Physik

12.3.3 Protheroe-Test

Wenn die Lichtkurve eine symmetrische Struktur mit zwei Spitzen hat, ist die Fourier-Amplitude der ersten Harmonischen, G so, kann recht klein sein. Wenn zum Beispiel die beiden Peaks in Abb. 2(a) gleich hoch wären, G so 0 wäre und der Rayleigh-Test würde kein Signal anzeigen. Der Protheroe-Test [ 10 , 11 ] weist diese Schwäche nicht auf und eignet sich auch besonders für Lichtkurven mit scharfer Struktur (schmale Spitzen) und ist frei von den der Epochenfaltung inhärenten Binning-Unsicherheiten. Sein Nachteil ist, dass es rechenintensiv ist und daher nur für Daten mit sehr wenigen Ereignissen (normalerweise weniger als 200) geeignet ist. Es wird am häufigsten in der Ultrahochenergie-Gammastrahlen-Astronomie verwendet.

Die Grundidee lautet wie folgt. Für eine gleichmäßige Verteilung der Phasen werden die Zeiger ungefähr gleichmäßig über einen Einheitskreis verteilt, wie in Abb. 1 dargestellt. Der Rayleigh-Test ermittelt die Tendenz von Zeigern, in die gleiche Richtung zu zeigen. Der Protheroe-Test neigt dazu, Phasen zu erkennen, die paarweise mit anderen Phasen korreliert sind, unabhängig davon, wo sie auf dem Kreis liegen, d. h. klumpige Phasenverteilungen. Die Abweichung, Δ ich, j, zwischen zwei beliebigen Phasen ist definiert als

und die Protheroe-Statistik ist

Ein großer Wert von YNein zeigt ein Signal an.

Die Zeit, die benötigt wird, um Y time zu berechnenNein ist somit proportional zum Quadrat der Anzahl der Datenpunkte. Die Verteilung von YNein für eine gleichmäßige Phasenverteilung muss im Allgemeinen aus Monte-Carlos-Simulationen gefunden werden.


Astronomie Ingram - Test 2

Die Erde ist klein im Vergleich zu anderen Planeten, daher hat sie eine geringe Fluchtgeschwindigkeit
• Die Erde befindet sich in der Nähe der Sonne, daher sind die Geschwindigkeiten der Gase aufgrund der höheren Temperaturen höher
• Die Erde kann sich langsamer bewegende Gase einfangen, jedoch keine sich schnell bewegenden Gase, die die Austrittsgeschwindigkeit der Erde überschreiten

Es gibt mehr zwerggroße Planeten als sonnenähnliche Planeten

Ein kleiner Übergangsplanet hat eine höhere Anziehungskraft auf den Stern, wodurch es einfacher ist, die Dichte des Planeten zu messen

Extreme Gezeiten, die eine Seite der Welt effektiv in der Dunkelheit "sperren", während die andere dem Stern zugewandt ist

Die kontinuierlichen Flares von Proxima Centauri sind härter als die der Sonne

Sich wegbewegendes Objekt ist rotverschoben, energiearm, lange Welle

mit Ton hast du eine hohe Tonhöhe zu dir hin und eine tiefe an dir vorbei. Licht ist zu schnell, um es mit den Augen zu erkennen

Betrag der Verschiebung ist proportional zur Radialgeschwindigkeit

Radialgeschwindigkeit: Abstand ist radiale Kugel im Vergleich zur Erde. Hängt davon ab, ob es seine radiale Linie bricht


Warum geht die Lichtkurve nach unten, wenn sich der Planet hinter dem Stern befindet? - Astronomie

Alle bis auf wenige Sterne erscheinen selbst in den größten Teleskopen als bloße Punkte. Sie sind viel zu weit entfernt, um ihre Durchmesser aus der Messung ihrer Winkeldurchmesser und Abstände abzuleiten. Verfinsterte Binärdateien werden verwendet, um indirekt die Durchmesser von Sternen zu bestimmen. Dies sind zwei Sterne, die sich in einer Ebene parallel zu Ihrer Sichtlinie umkreisen, sodass Sie ihre Umlaufbahnen von der Seite sehen können. Dies bedeutet, dass ein Stern den anderen Stern regelmäßig verdeckt. Während der Sonnenfinsternis nimmt die für das Binärbild gemessene Gesamthelligkeit ab. Das Ausmaß des Helligkeitsabfalls hängt von der Leuchtkraft und der relativen Größe der beiden Sterne ab.

Der Durchmesser eines Sterns ergibt sich aus Geschwindigkeit = (gefahrene Strecke)/(Zeitdauer). Die Geschwindigkeit ergibt sich aus der Dopplerverschiebung und die Zeit ist die Länge der Sonnenfinsternis. Die während der Sonnenfinsternis zurückgelegte Entfernung ist gleich dem Durchmesser des Sterns = 2 × Radius. Das Lichtkurve---Helligkeit vs. Zeit---wird verwendet, um die Sterndurchmesser abzuleiten. Hier ist ein Beispiel für zwei Sterne, die sich in kreisförmigen Umlaufbahnen umkreisen, von der Kante her gesehen, wobei ein Stern klein und heiß und der andere groß und kühl ist:

Wenn sich der kleine Stern von Position 1 zu Position 2 (oder von Position 3 zu Position 4) bewegt, hat er sich um eine Strecke bewegt, die seinem Durchmesser entspricht. Wenn sich der kleine Stern von Position 1 zu Position 3 (oder von Position 2 zu Position 4) bewegt, hat er sich um eine Distanz bewegt, die dem Durchmesser des großen Sterns entspricht.

Sterngrößen lassen sich auch (weniger genau) aus der Leuchtkraft und dem Fluss ermitteln. Erinnern Sie sich an den Magnitudenabschnitt oben, dass die Leuchtkraft = [4 p ×(Sternradius) 2 ] × [×(Sternoberflächentemperatur) 4 ] ist, wobei die Stefan-Boltzmann-Konstante ist. Wenn Sie den Stern mit der Sonne vergleichen, können Sie die Konstanten streichen, um (Sternradius)/(Sonnenradius) = (Sonnentemperatur/Sterntemperatur) 2 × Quadratisch[Leuchtkraft des Sterns/Leuchtkraft der Sonne]. Ein Beispiel finden Sie im Feld ``Wie geht das?'' weiter unten. Die Größen der verschiedenen Arten von Sternen sind in der Tabelle mit den Hauptreihen-Sterneigenschaften unten zusammengefasst.

Wie machst du das?

Probieren Sie andere Szenarien der Sterngrößen und Sternmassen mit dem UNL Astronomy Education-Programm aus Eclipsing Binary Simulator (Link erscheint in einem neuen Fenster). Sie können die Sternmassen, -größen, -temperaturen und -abstände sowie die Bahnneigung und Exzentrizität anpassen, um zu sehen, wie sich die Lichtkurve ändert.


Inhalt

Die Namen "Tabby's Star" und "Boyajian's Star" beziehen sich auf die amerikanische Astronomin Tabetha S. Boyajian, die Hauptautorin der wissenschaftlichen Arbeit war, die die Entdeckung der unregelmäßigen Lichtschwankungen des Sterns im Jahr 2015 ankündigte. [28] [29] Der Spitzname] "WTF Star" ist eine Anspielung auf den Untertitel des Artikels "where's the flux?", der die beobachteten Einbrüche im Strahlungsfluss des Sterns hervorhebt. [30] [31] [32] [33] Der Spitzname ist eine Doppeldeutigkeit für den umgangssprachlichen Ausdruck des Unglaubens, "was zum Teufel" oder "WTF". [34] Der Stern hat auch den Spitznamen "LGM-2" erhalten - eine Hommage an den ersten entdeckten Pulsar, PSR B1919+21, der den Spitznamen "LGM-1" erhielt, als er ursprünglich als Übertragung von galt eine außerirdische Zivilisation. [35] Tabby's Star wurden in verschiedenen Sternkatalogen alternative Bezeichnungen gegeben. Im Kepler Input Catalog, einer Sammlung astronomischer Objekte, die von der Kepler Weltraumteleskop, Tabbys Stern ist als KIC 8462852 bekannt. [1] Im Tycho-2-Katalog, einer erweiterten Sammlung von Sternen, katalogisiert von Hipparcos, der Stern ist als TYC 3162-665-1 bekannt. [1] Im Infrarot-Two Micron All-Sky Survey (2MASS) wird der Stern als 2MASS J20061546+4427248 identifiziert. [1]

Tabbys Stern im Sternbild Cygnus liegt etwa auf halbem Weg zwischen den hellen Sternen Deneb und Delta Cygni als Teil des Nordkreuzes. [37] [38] Tabbys Stern liegt südlich von 31 Cygni und nordöstlich des Sternhaufens NGC 6866. [38] Obwohl er nur wenige Bogenminuten vom Haufen entfernt ist, ist er nicht verwandt und näher an der Sonne als an der Sternhaufen.

Mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,7 ist der Stern mit bloßem Auge nicht zu sehen, aber mit einem 5 Zoll (130 mm) Teleskop [39] an einem dunklen Himmel mit geringer Lichtverschmutzung sichtbar.

Tabbys Stern wurde bereits im Jahr 1890 beobachtet. [40] [41] [42] Der Stern wurde in den astronomischen Katalogen Tycho, 2MASS, UCAC4 und WISE [43] (veröffentlicht 1997, 2003, 2009 und 2012) katalogisiert , beziehungsweise). [44] [45] [46] [47]

Die Hauptinformationsquelle über die Leuchtkraftschwankungen von Tabby's Star ist die Kepler Weltraum-Observatorium. Während seiner primären und erweiterten Mission von 2009 bis 2013 überwachte es kontinuierlich die Lichtkurven von über 100.000 Sternen in einem Himmelsfleck in den Sternbildern Cygnus und Lyra. [48]

Beobachtungen der Leuchtkraft des Sterns durch die Kepler Weltraumteleskop zeigen kleine, häufige, nicht periodische Helligkeitsabfälle, zusammen mit zwei großen aufgezeichneten Helligkeitsabfällen im Abstand von zwei Jahren. Die Amplitude der Helligkeitsänderungen des Sterns und die Aperiodizität der Änderungen machen diesen Stern für Astronomen von besonderem Interesse. Die Helligkeitsänderungen des Sterns stimmen mit vielen kleinen Massen überein, die den Stern in "enger Formation" umkreisen. [17]

Der erste große Einbruch am 5. März 2011 reduzierte die Helligkeit des Sterns um bis zu 15 % und die nächsten 726 Tage später (am 28. Februar 2013) um bis zu 22 %. (Eine dritte Verdunkelung, etwa 8 %, erfolgte 48 Tage später.) Im Vergleich dazu würde ein Planet von der Größe des Jupiter einen Stern dieser Größe nur um 1 % verdunkeln, was darauf hindeutet, dass alles, was das Licht während der großen Einbrüche des Sterns blockiert, nicht a Planeten, sondern etwas, das bis zur Hälfte der Breite des Sterns bedeckt. [16] Aufgrund des Ausfalls von zwei Kepler 's Reaktionsräder wurde der prognostizierte 750-Tage-Einbruch des Sterns um Februar 2015 nicht aufgezeichnet. [1] [49] Die Lichteinbrüche zeigen kein offensichtliches Muster. [50]

Zusätzlich zu den tagelangen Verdunkelungen legt eine Studie von fotografischen Platten eines Jahrhunderts nahe, dass der Stern in 100 Jahren (von ca. 1890 bis ca. 1990) um etwa 20 % verblasst ist, was für jeden F . beispiellos wäre -Typ Hauptreihenstern. [40] [41] Genaue Magnituden aus fotografischen Langzeitarchiven herauszukitzeln ist jedoch ein komplexes Verfahren, das Anpassungen an Ausrüstungsänderungen erfordert und stark von der Wahl der Vergleichssterne abhängt. Eine andere Studie, die dieselben fotografischen Platten untersuchte, kam zu dem Schluss, dass die mögliche jahrhundertelange Verdunkelung wahrscheinlich ein Datenartefakt und kein echtes astrophysikalisches Ereignis war. [42] Eine andere Studie von Platten zwischen 1895 und 1995 fand starke Beweise dafür, dass der Stern nicht abgedunkelt ist, sondern einen konstanten Fluss innerhalb weniger Prozent beibehalten hat, mit Ausnahme eines Rückgangs von 8 % am 24. Oktober 1978, was zu einer Periode des mutmaßlichen Okkulters von . führte 738 Tage. [51]

Eine dritte Studie mit Lichtmessungen des measurements Kepler Observatory über einen Zeitraum von vier Jahren, stellte fest, dass Tabby's Star um etwa 0,34% pro Jahr verdunkelte, bevor er innerhalb von 200 Tagen um etwa 2,5% schneller verdunkelte. Es kehrte dann zu seiner vorherigen langsamen Fade-Rate zurück. Die gleiche Technik wurde verwendet, um 193 Sterne in seiner Umgebung und 355 Sterne zu untersuchen, die in Größe und Zusammensetzung Tabbys Stern ähnlich sind. Keiner dieser Sterne zeigte eine solche Verdunkelung. [52]

Im Jahr 2018 wurde eine mögliche Periodizität von 1.574 Tagen (4,31 Jahre) beim Verdunkeln des Sterns gemeldet. [53]

Es wurde bestätigt, dass sich der stellare Begleiter des Roten Zwergs im projizierten Abstand von 880 ± 10 AE von Tabbys Stern im Jahr 2021 mitbewegt. [2]

Ursprünglich und bis zu Kohlers Arbeit von 2017 wurde angenommen, dass seine Helligkeitsänderungen basierend auf dem Spektrum und dem Sterntyp von Tabbys Stern nicht auf intrinsische Variabilität zurückzuführen sind. [1] Folglich wurden einige Hypothesen vorgeschlagen, bei denen Material um den Stern kreist und sein Licht blockiert, obwohl keine davon vollständig mit den beobachteten Daten übereinstimmt. [54]

Einige der vorgeschlagenen Erklärungen beziehen sich auf interstellaren Staub, eine Reihe von Riesenplaneten mit sehr großen Ringstrukturen, [55] [56] ein kürzlich eingefangenes Asteroidenfeld, [1] das System, das einer späten schweren Bombardierung unterzogen wird, [13] [18] und an künstliche Megastruktur, die den Stern umkreist. [57]

Bis 2018 lautete die führende Hypothese, dass der „fehlende“ Wärmefluss, der mit der Verdunkelung des Sterns verbunden ist, im Inneren des Sterns gespeichert werden könnte. Solche Helligkeitsschwankungen könnten auf eine Reihe von Mechanismen zurückzuführen sein, die die Effizienz des Wärmetransports innerhalb des Sterns beeinflussen. [12] [58]

Im September 2019 berichteten Astronomen jedoch, dass die beobachteten Abschwächungen von Tabbys Stern möglicherweise durch Fragmente verursacht wurden, die aus der Unterbrechung eines verwaisten Exomoons resultieren. [22] [23]

Kreisstellarer Staubring Bearbeiten

Die rauchende Waffe: Forscher fanden im Infrarotlicht des Sterns weniger Verdunkelung als in seinem ultravioletten Licht. Jedes Objekt, das größer als Staubpartikel ist, würde alle Wellenlängen des Lichts gleichmäßig abschwächen, wenn es vor Tabbys Stern vorbeigeht.

Meng et al. (2017) schlugen vor, dass auf der Grundlage von Beobachtungsdaten von Tabby's Star von der Swift Gamma-Ray Burst Mission, dem Spitzer Space Telescope und dem belgischen AstroLAB IRIS Observatory nur "mikroskopische Feinstaubschirme", die aus "zirkumstellarem Material" stammen, in der Lage sind um das Sternenlicht so zu zerstreuen, wie es bei ihren Messungen festgestellt wurde. [6] [7] [8] [59] Basierend auf diesen Studien berichtete die NASA am 4. Oktober 2017, dass die ungewöhnlichen Verdunkelungsereignisse von Tabbys Stern auf einen "ungleichmäßigen Staubring" zurückzuführen sind, der den Stern umkreist. [6] Obwohl die Erklärung für eine signifikante Menge kleiner Teilchen, die den Stern umkreisen, das von Meng bemerkte "langfristige Fading" betrachtet, [7] scheint die Erklärung auch mit dem wochenlangen Fading des Amateurastronomen Bruce L. Gary vereinbar zu sein und das Tabby-Team, koordiniert von der Astronomin Tabetha S. Boyajian, bei neueren Dimming-Ereignissen. [9] [10] [60] [61] [62] Eine verwandte, aber ausgeklügeltere Erklärung von Verdunkelungsereignissen, die einen vorübergehenden "braunen Zwerg" in einer 1600-tägigen exzentrischen Umlaufbahn in der Nähe von Tabby's Star, einem "Tropfenmerkmal" beinhaltet. in der Dunkelheit und vorhergesagte Intervalle der "Aufhellung" vorgeschlagen worden. [63] [64] [65] [66] Dimm- und Aufhellungsereignisse von Tabby's Star werden weiterhin überwacht zugehörige Lichtkurven werden derzeit regelmäßig aktualisiert und veröffentlicht. [67] [68]

Nichtsdestotrotz wurden ähnliche Daten wie für Tabby's Star beobachtet, zusammen mit unterstützenden Daten des Chandra-Röntgenobservatoriums, bei Staubtrümmern, die WD 1145+017 umkreisen, einem Weißen Zwerg, der ebenfalls ungewöhnliche Lichtkurvenschwankungen aufweist. [69] Außerdem wurde festgestellt, dass der stark veränderliche Stern RZ Piscium, der unregelmäßig heller und dunkler wird, übermäßige Infrarotstrahlung aussendet, was darauf hindeutet, dass der Stern von großen Mengen an Gas und Staub umgeben ist, die möglicherweise auf die Zerstörung lokaler Planeten zurückzuführen sind. [70] [71]

Eine Wolke zerfallender Kometen Bearbeiten

Eine vorgeschlagene Erklärung für die Verringerung des Lichts ist, dass sie auf eine Wolke zerfallender Kometen zurückzuführen ist, die den Stern elliptisch umkreist. [1] [13] [15] [72] Dieses Szenario würde annehmen, dass ein Planetensystem um Tabbys Stern etwas Ähnliches wie die Oortsche Wolke hat und dass die Schwerkraft eines nahen Sterns Kometen aus dieser Wolke dazu veranlasst, näher in das System zu fallen Behinderung der Spektren von Tabby's Star. Beweise, die diese Hypothese stützen, umfassen einen Roten Zwerg vom Typ M innerhalb von 132 Milliarden Kilometern (885 AE) von Tabby's Star. [1] Die Vorstellung, dass gestörte Kometen aus einer solchen Wolke in ausreichender Zahl existieren könnten, um 22% der beobachteten Leuchtkraft des Sterns zu verdunkeln, wurde angezweifelt. [16]

Submillimeter-Wellenlängen-Beobachtungen, die in einem Asteroidengürtel, der dem Kuiper-Gürtel der Sonne ähnelt, nach weiter außen liegendem kaltem Staub suchen, legen nahe, dass eine weit entfernte "katastrophale" planetarische Störungserklärung unwahrscheinlich ist entschlossen. [73]

Jüngerer Star mit zusammenfließendem Material um ihn herum Bearbeiten

Der Astronom Jason T. Wright und andere, die Tabbys Stern studiert haben, haben vorgeschlagen, dass, wenn der Stern jünger ist, als seine Position und Geschwindigkeit vermuten lassen, er möglicherweise immer noch verschmelzendes Material um sich herum hat. [30] [33] [74]

Eine 0,8–4,2 Mikrometer spektroskopische Untersuchung des Systems mit der NASA Infrared Telescope Facility (NASA IRTF) fand keine Hinweise auf koaleszierendes Material innerhalb weniger astronomischer Einheiten des reifen Zentralsterns. [13] [18]

Planetarisches Trümmerfeld Bearbeiten

Es wurden auch hochauflösende Spektroskopie- und bildgebende Beobachtungen sowie Analysen der spektralen Energieverteilung mit dem Nordic Optical Telescope in Spanien durchgeführt. [1] [55] Ein massives Kollisionsszenario würde warmen Staub erzeugen, der in Infrarotwellenlängen leuchtet, aber es gibt keine beobachtete überschüssige Infrarotenergie, was massive planetarische Kollisionstrümmer ausschließt. [16] Andere Forscher halten die Erklärung des planetarischen Trümmerfeldes für unwahrscheinlich, da die Wahrscheinlichkeit sehr gering ist, dass Kepler aufgrund der Seltenheit von Kollisionen dieser Größenordnung jemals Zeuge eines solchen Ereignisses werden würde. [1]

Wie bei der Möglichkeit, Material um den Stern herum zu verschmelzen, fanden spektroskopische Studien mit dem IRTF der NASA keine Hinweise auf heißen nahen Staub oder zirkumstellare Materie von einem verdampfenden oder explodierenden Planeten innerhalb weniger astronomischer Einheiten des Zentralsterns. [13] [18] In ähnlicher Weise fand eine Untersuchung vergangener Infrarotdaten des Spitzer-Weltraumteleskops und des Wide-field Infrared Survey Explorer der NASA keine Hinweise auf eine übermäßige Infrarotemission des Sterns, die ein Indikator für warme Staubkörner gewesen wäre, die könnte von katastrophalen Kollisionen von Meteoren oder Planeten im System stammen. Dieses Fehlen von Emission unterstützt die Hypothese, dass ein Schwarm kalter Kometen auf einer ungewöhnlich exzentrischen Umlaufbahn für die einzigartige Lichtkurve des Sterns verantwortlich sein könnte, aber es sind weitere Studien erforderlich. [13] [5]

Verbrauch eines Planeten Bearbeiten

Im Dezember 2016 schlug ein Forscherteam vor, dass Tabbys Stern einen Planeten verschluckt hat, was aufgrund der Freisetzung von Gravitationsenergie zu einem vorübergehenden und unbeobachteten Anstieg der Helligkeit führte. Als der Planet in seinen Stern fiel, könnte er auseinandergerissen oder seine Monde entfernt worden sein, was Trümmerwolken hinterließ, die den Stern in exzentrischen Bahnen umkreisen. Planetarische Trümmer, die sich noch im Orbit um den Stern befinden, würden dann die beobachteten Intensitätsabfälle erklären. [75] Darüber hinaus vermuten die Forscher, dass der verbrauchte Planet vor bis zu 10.000 Jahren dazu geführt haben könnte, dass der Stern heller wurde, und sein Sternfluss kehrt jetzt zum normalen Zustand zurück. [75] [76]

Großer Planet mit Schwingringen Bearbeiten

Sucerquia et al. (2017) schlugen vor, dass ein großer Planet mit oszillierenden Ringen helfen könnte, die ungewöhnlichen Abschwächungen zu erklären, die mit Tabbys Stern verbunden sind. [77] [78]

Großer Ringplanet, gefolgt von Trojanischen Schwärmen Bearbeiten

Ballesteroset al. (2017) schlugen einen großen Ringplaneten vor, der von einem Schwarm trojanischer Asteroiden in seinem Lagrange-Punkt L5 verfolgt wird, und schätzten eine Umlaufbahn, die ein weiteres Ereignis für Anfang 2021 aufgrund der führenden Trojaner vorhersagt, gefolgt von einem weiteren Transit des hypothetischen Planeten im Jahr 2023. [ 79] Das Modell schlägt einen Planeten mit einem Radius von 4,7 Jupiterradien vor, groß für einen Planeten (sofern nicht sehr jung). Ein früher Roter Zwerg von etwa 0,5 R in Infrarot leicht zu sehen wäre. Die aktuellen verfügbaren Beobachtungen der Radialgeschwindigkeit (vier Durchläufe bei σv ≈ 400 m/s) schränken das Modell kaum ein, aber neue Radialgeschwindigkeitsmessungen würden die Unsicherheit stark reduzieren. Das Modell sagt ein diskretes und kurzlebiges Ereignis für die Dimming-Episode vom Mai 2017 voraus, das der sekundären Sonnenfinsternis des Planeten entspricht, die hinter KIC 8246852 vorbeizieht, mit einem Rückgang des stellaren Flusses von etwa 3% bei einer Transitzeit von etwa 2 Tagen. Wenn dies die Ursache des Ereignisses vom Mai 2017 ist, wird die Umlaufzeit des Planeten genauer auf 12,41 Jahre mit einer großen Halbachse von 5,9 AE geschätzt. [79] [80]

Intrinsische Helligkeitsvariationen Bearbeiten

Die während der tiefen Verdunkelung von Tabby's Star beobachtete Rötung steht im Einklang mit der Abkühlung seiner Photosphäre. [81] Es erfordert keine Verdunkelung durch Staub. Eine solche Kühlung könnte durch eine verringerte Effizienz des Wärmetransports erzeugt werden, die z.B. durch eine verringerte Konvektionseffektivität aufgrund der starken differentiellen Rotation des Sterns oder durch Änderungen seiner Wärmetransportmodi, wenn er sich nahe dem Übergang zwischen Strahlungs- und Konvektionswärmetransport befindet. Der "fehlende" Wärmestrom wird als kleiner Anstieg der inneren und potentiellen Energie gespeichert. [12]

Die mögliche Position dieses frühen F-Sterns nahe der Grenze zwischen Strahlungs- und Konvektionstransport scheint durch den Befund gestützt zu werden, dass die beobachteten Helligkeitsschwankungen des Sterns mit der "Lawinenstatistik" übereinstimmen, von der bekannt ist, dass sie in einem System nahe einem Phasenübergang auftritt. [82] [83] "Lawinenstatistiken" mit einem selbstähnlichen oder Potenzgesetz-Spektrum sind eine universelle Eigenschaft komplexer dynamischer Systeme, die nahe einem Phasenübergang oder einem Verzweigungspunkt zwischen zwei verschiedenen Arten von dynamischem Verhalten arbeiten. Bei solchen fast kritischen Systemen wird oft ein Verhalten beobachtet, das zwischen "Ordnung" und "Chaos" liegt. Drei weitere Sterne im Kepler Input Catalog weisen in ihren Helligkeitsvariationen ebenfalls ähnliche "Lawinenstatistiken" auf, und alle drei sind als magnetisch aktiv bekannt. Es wurde vermutet, dass stellarer Magnetismus an Tabbys Stern beteiligt sein könnte. [83]

Eine künstliche Megastruktur Bearbeiten

Einige Astronomen haben spekuliert, dass die Objekte, die Tabbys Stern verdunkeln, Teile einer Megastruktur sein könnten, die von einer außerirdischen Zivilisation wie einem Dyson-Schwarm hergestellt wurde, [17] [30] [57] [72] eine hypothetische Struktur, um die eine fortgeschrittene Zivilisation bauen könnte ein Stern, um einen Teil seines Lichts für ihren Energiebedarf abzufangen. [84] [85] [86] Laut Steinn Sigurðsson ist die Megastruktur-Hypothese unplausibel und wird von Occams Rasiermesser missbilligt und kann die Verdunkelung nicht ausreichend erklären. Er sagt, dass es jedoch ein gültiges Thema für wissenschaftliche Untersuchungen bleibe, weil es eine falsifizierbare Hypothese sei. [82] Aufgrund der umfangreichen Medienberichterstattung zu diesem Thema wurde Tabbys Stern von Keplers Steve Howell mit KIC 4150611 verglichen, [87] ein weiterer Stern mit einer seltsamen Lichtkurve, der nach jahrelanger Forschung als Teil von a part Fünf-Sterne-System. [88] Die Wahrscheinlichkeit, dass außerirdische Intelligenz die Ursache für die Verdunkelung ist, ist sehr gering. [62] Der Stern bleibt jedoch ein herausragendes SETI-Ziel, da natürliche Erklärungen das Verdunkelungsphänomen noch vollständig erklären müssen. [30] [57] The latest results have ruled out explanations involving only opaque objects such as stars, planets, swarms of asteroids, or alien megastructures. [89]

Exomoons Edit

Two papers published in summer 2019 offered plausible scientific scenarios involving large moons being stripped from their planets. Numeric simulations were performed of the migration of gas giant planets, and their large gaseous moons, during the first few hundred million years after the formation of the planetary system. In approximately 50% of the cases, the results produce a scenario where the moon is freed from its parent planet and its orbit evolves to produce a light curve similar to that of Tabby's Star. [23] [24] [90] [91]

As of 2015 [update] , numerous optical telescopes were monitoring Tabby's Star in anticipation of another multi-day dimming event, with planned follow-up observations of a dimming event using large telescopes equipped with spectrographs to determine if the eclipsing mass is a solid object, or composed of dust or gas. [92] Additional follow-up observations may involve the ground-based Green Bank Telescope, the Very Large Array Radio Telescope, [55] [93] and future orbital telescopes dedicated to exoplanetology such as WFIRST, TESS, and PLATO. [57] [86]

In 2016, a Kickstarter fund-raising campaign was led by Tabetha Boyajian, the lead author of the initial study on the star's anomalous light curve. The project proposed to use the Las Cumbres Observatory Global Telescope Network for continuous monitoring of the star. The campaign raised over US$100,000 , enough for one year of telescope time. [94] [ needs update ] Furthermore, as of 2016, more than fifty amateur astronomers working under the aegis of the American Association of Variable Star Observers were providing effectively full coverage since AAVSO's alert about the star in October 2015, [95] namely a nearly continuous photometric record. [96] In a study published in January 2018, Boyajian et al. reported that whatever is blocking Tabby's Star filters different wavelengths of light differently, so it cannot be an opaque object. They concluded that it is most likely space dust. [9] [10] [11]

In December 2018, a search for laser light emissions from Tabby's Star was carried out using the Automated Planet Finder (APF), which is sensitive enough to detect a 24 MW laser at this distance. Although a number of candidates were identified, further analysis showed that they are coming from the Earth and not from the star. [97]

SETI results Edit

In October 2015, the SETI Institute used the Allen Telescope Array to look for radio emissions from possible intelligent extraterrestrial life in the vicinity of the star. [98] [99] After an initial two-week survey, the SETI Institute reported that it found no evidence of technology-related radio signals from the star system. [100] [101] [102] No narrowband radio signals were found at a level of 180–300 Jy in a 1 Hz channel, or medium-band signals above 10 Jy in a 100 kHz channel. [101]

In 2016, the VERITAS gamma-ray observatory was used to search for ultra-fast optical transients from astronomical objects, with astronomers developing an efficient method sensitive to nanosecond pulses with fluxes as low as about one photon per square meter. This technique was applied on archival observations of Tabby's Star from 2009 to 2015, but no emissions were detected. [103] [104]

In May 2017, a related search, based on laser light emissions, was reported, with no evidence found for technology-related signals from Tabby's Star. [105] [106]

In September 2017, some [email protected] workunits were created based on a previous RF survey of the region around this star. [107] This was coupled with a doubling in the size of [email protected] workunits, so the workunits related to this region will probably be the first workunits to have less issues with quantization noise.

EPIC 204278916 Edit

A star called EPIC 204278916, as well as some other young stellar objects, have been observed [ when? ] to exhibit dips with some similarities to those observed in Tabby's Star. They differ in several respects, however. EPIC 204278916 shows much deeper dips than Tabby's Star, and they are grouped over a shorter period, whereas the dips at Tabby's Star are spread out over several years. Furthermore, EPIC 204278916 is surrounded by a proto-stellar disc, whereas Tabby's Star appears to be a normal F-type star displaying no evidence of a disc. [20]

  • 14 May 2017 ("Elsie" 2% dip)
  • 11 June ("Celeste" 2% dip)
  • 2 August ("Skara Brae" 1% dip)
  • 5 September ("Angkor" 2.3% [109] 3% [110] dip)
  • 20 November (unnamed 1.25% [111] dip) [10]
  • 16 March 2018 ("Caral-Supe" 1% [67] 5% [112] dip)
  • 24 March ("Evangeline" 5%+ dip)

On 20 May 2017, Boyajian and her colleagues reported, via The Astronomer's Telegram, on an ongoing dimming event (named "Elsie" [10] [114] ) which possibly began on 14 May 2017. [115] It was detected by the Las Cumbres Observatory Global Telescope Network, specifically by its telescope in Maui (LCO Maui). This was verified by the Fairborn Observatory (part of the N2K Consortium) in Southern Arizona (and later by LCO Canary Islands). [116] [117] [118] Further optical and infrared spectroscopy and photometry were urgently requested, given the short duration of these events, which may be measured in days or weeks. [115] Observations from multiple observers globally were coordinated, including polarimetry. [119] Furthermore, the independent SETI projects Breakthrough Listen and Near-InfraRed Optical SETI (NIROSETI), both at Lick Observatory, continue to monitor the star. [115] [120] [121] [122] By the end of the three-day dimming event, [123] a dozen observatories had taken spectra, with some astronomers having dropped their own projects to provide telescope time and resources. More generally the astronomical community was described as having gone "mildly bananas" over the opportunity to collect data in real-time on the unique star. [124] The 2% dip event was named "Elsie" (a homophone of "LC", in reference to Las Cumbres and light curve). [125]

Initial spectra with FRODOSpec at the two-meter Liverpool Telescope showed no changes visible between a reference spectrum and this dip. [120] [121] [122] Several observatories, however, including the twin Keck telescopes (HIRES) and numerous citizen science observatories, acquired spectra of the star, [115] [121] [122] showing a dimming dip that had a complex shape, and initially had a pattern similar to the one at 759.75 days from the Kepler event 2, epoch 2 data. Observations were taken across the electromagnetic spectrum.

Evidence of a second dimming event (named "Celeste" [114] ) was observed on 13–14 June 2017, which possibly began 11 June, by amateur astronomer Bruce L. Gary. [126] While the light curve on 14–15 June indicated a possible recovery from the dimming event, the dimming continued to increase afterwards, [126] and on 16 June, Boyajian wrote that the event was approaching a 2% dip in brightness. [10] [127]

A third prominent 1% dimming event (named "Skara Brae" [114] ) was detected beginning 2 August 2017, [128] [129] and which recovered by 17 August. [10] [130]

A fourth prominent dimming event (named "Angkor" [114] ) began 5 September 2017, [131] and is, as of 16 September 2017, between 2.3% [109] and 3% [110] dimming event, making it the "deepest dip this year". [10] [132]

Another dimming event, amounting to a 0.3% dip, began around 21 September 2017 and completely recovered by 4 October 2017. [60]

On 10 October 2017, an increasing brightening, lasting about two weeks, of the starlight from KIC 8462852 was noted by Bruce L. Gary of the Hereford Arizona Observatory [63] and Boyajian. [133] A possible explanation, involving a transiting brown dwarf in a 1,600-day eccentric orbit near KIC 8462852, a "drop feature" in dimness and predicted intervals of brightening, to account for the unusual fluctuating starlight events of KIC 8462852, has been proposed. [63] [64] [65]

On about 20 November 2017, a fifth prominent dimming event began and had deepened to a depth of 0.44% as of 16 December 2017, the event recovered, leveled off at dip bottom for 11 days, faded again, to a current total dimming depth of 1.25%, and is now recovering again. [63] [111]

Dimming and brightening events of the star continue to be monitored related light curves are currently updated and released frequently. [67] [134]

The star was too close to the Sun's position in the sky from late December 2017 to mid February 2018 to be seen. Observations resumed in late February. [67] [135] A new series of dips began on 16 March 2018. By 18 March 2018 the star was down by more than 1% in g-band, according to Bruce L. Gary, [67] and about 5% in r-band, making it the deepest dip observed since the Kepler Mission in 2013, according to Tabetha S. Boyajian. [112] [136] [137] A second even deeper dip with a depth of 5%+ started on 24 March 2018, as confirmed by AAVSO observer John Hall. [138] [139] As of 27 March 2018, that second dip is recovering. [140]

No significant dips have been observed since March 2018, but monitoring continues. The 2019 observing season began in mid-March, when the star reappeared after its yearly conjunction with the Sun. [141]

Observations with the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) are scheduled for some periods from 18 July to 11 September 2019. During that time, the brightness of the star will be measured at great precision once every 2 minutes. As of 19 July 2019, an observing campaign including both TESS as well as ground based observers is under way. [142] [143]

On 3–4 September 2019, the star's brightness dipped again by 1.4%, as seen by the TESS spacecraft. [144]

Between October 2019 and December 2019, at least seven separate dips were observed, the deepest of which had a depth of 2%. By the end of the observing season in early January 2020, the star had once again recovered in brightness. The total combined depth of the dips in 2019 was 11%, comparable to that seen in 2011 and 2013, but spread over a long time interval. [145] This cluster of dips is roughly centered on the 17 October 2019 date predicted by Sacco et al. [53] for a reappearance, given a 1,574 day period, of orbiting material comprising the original "D800" dip.

Consolidated plot of major (>= 1%) dimmings (3 April 2021)

All light curve data − December 2009 to May 2013, scan days 0066 to 1587 (Kepler)


Why the light curve goes down when the planet is behind the star? - Astronomie

If you’re looking at a galaxy from the edge, it appears flat, more or less. If you’re looking down on it…well, you see the whole thing spread out in front of you.

You notice that when you see the Milky Way from earth, it’s just a relatively narrow band of stars across the sky, and that’s because you’re looking at it edge-on. If you were looking down on it, you’d see the middle of it and the spiral arms flinging around it.

I BETTER not have just answered a homework question.

Val123 ( 12709 />) “Great Answer” ( 2 />)

@Val123: @Haroot asked for the case of a binary system, not a galaxy. However, the same basic idea applies.

An edge-on binary system is where our observing angle corresponds with the orbital orientation of the stars. In such a system, we see the stars eclipsing one-another at regular intervals. You can record a “light curve” that might look something like this. The valleys are where one star is in front of the other, and then again when they “reverse” position. The high plateaus are where both stars are visible. You would also observe a periodic doppler-shift of the light as the stars move towards and away from us while they circle eachother.

A face-on binary system is where we are looking directly “down” on the plane of the orbit. If our resolution is good enough, we can physically see the stars circling one another.

In reality, most systems are neither perfectly face-on or edge-on, but are inclined at some angle (usually called i). Additionally, you can’t easily tell from direct observation what the inclination angle is, unless the system is perfectly edge-on. This wikipedia article might help. An edge-on system has an inclination angle of 90 degrees, while a face-on system has an inclination of zero degrees.

hannahsugs ( 3238 />) “Great Answer” ( 3 />)

Alright. I think I got it. Vielen Dank.

@Val123 And no, it wasn’t. Just something I was confused about.

Haroot ( 2118 />) “Great Answer” ( 0 />)

Put a lemon and a lime on a table top.

Look down on them: face-on. You’ll see the tops of the two fruits. ˚ ˚

Put your face on the edge of table and look at the fruit edge-on. You’ll see the silhouette of the outline of the two fruits. 0 0

gailcalled ( 54584 />) “Great Answer” ( 0 />)

Fine. I’m posting something I’ve been holding off on, waiting for @hannahsugs to report to me on. Here goes….

Val123 ( 12709 />) “Great Answer” ( 0 />)

OK. My next thought was, take a plate, hold it edge on to your face. What you see then, just the edge of the plate, is very different than if you flipped it up and looked at the plate face on….but then @hannahsugs came in with how it applied to a binary star system (noted in your question…)
I read his/her post (thought about it…) and I came up with this simplistic explanation (and this is what I sent to hannahsugs, and waited to see if it was accurate…no answer so I don’t know….) So, here’s how I perceive it. Take two balls that are trailing tracers of light behind them, revolving around each other, more or less evenly. If you look down on them from above, or directly above their equal trajectories, the tracers form a circle. If you look at them from other angles, (since their trajectories aren’t genau the same) they form other, varying patterns, such as @hannahsugs‘s graph showed, because they probably aren’t going exact circle around circle around each other. One is going faster, one is going slower, one is going up and down, the other isn’t….it’ll create different “light” patterns, depending on the angle you’re viewing them from.

Val123 ( 12709 />) “Great Answer” ( 0 />)

D’oh! I wrote that post right before signing off my computer for a few hours. oops!

@Val123 has sorta the right idea, as far as if the stars were emitting “tracers” and seeing different patterns over time. However, I’m afraid I might have confused things with the link to the graph. In a binary star system, if the stars were emitting “tracers” of light as they moved, if you looked at them “face-on”, their paths would form too overlapping circles or ellipses. Try this website, changing the mass of the purple planet to

150, and you have an idea of what that would look like.

If you looked at the system edge-on, you’d just see a line, with two bright “dots” moving back and forth along the line as they looked at eachother. As @Val123 and @gailcalled suggested, this is similar to taking a dinner plate or a CD and holding it flat, even with the plane of your eyes.

For a system that is somewhere between edge-on and face-on, we would simply see similar overlapping ellipses as in the face-on case, they would just be “squished” or flattened. Play with the simulation i linked to above, and try these initial inputs:
Body 1: 200 -90 0 -90 0
Body 2: 150 150 0 -80 40
Try to imagine, those could be more circular orbits, but because of an inclination angle, the appear to us to be elliptical.

The graph i showed is something different. That is a “light curve” for an edge-on binary system. It shows the gesamt brightness of the whole system, as perceived by us, as the stars orbit eachother. It assumes that the stars are not of equal brightness. On the plateaus, from our perspective the stars are “next to” one another, so we see the full brightness from both of them. When the brighter star passes behind the dimmer star, we get the first dip in the graph, because we ONLY see the light from the dimmer star. The bright star emerges again, and we see the same brightness level as before, until the dim star passes behind the brighter star. Now we ONLY see the light from the brighter star, so there’s a dip again. Does that make more sense? The graph does NOT show position, it shows overall brightness over time.

Edge-on binary stars are very useful to astronomers. They are the only system where the inclination angle can be truly and surely known, because we can SEE the stars passing in front of one another. With systems that are inclined, we can only make an educated guess as to what the inclination angle is, or if the system is 100% face-on. When a system is edge-on, we can get true orbital velocities of the stars, which means we can get their masses, the radius of the orbit, etc. Unfortunately, as you can probably guess, edge-on or perfectly face-on binaries are rare. Random-inclination binaries are much more common. Luckily, more than ½ the stars in our galaxy seem to be in binary systems. Our sun is one of the odd-ball lonely stars. With 300 billion stars in the galaxy, at least half of them binaries, there’s some edge-on systems for us to study!

hannahsugs ( 3238 />) “Great Answer” ( 0 />)

@hannahsugs THAT is VERY cool! I could spend hours playing! (Be right back)

Ach je. I set the mass of the purple star to 1000….oops! I hope they didn’t have populated solar systems.

Neat! I made a hydrogen atom!

Oh! I created a four star system and created a traffic jam!

Oh crap! Don’t give purple a mass of 150 and a position of 142, and the yellow a mass of 50 and DON’T make both of their velocities a 10. DON’T DO IT!

@Haroot give it 4 stars. You can see a better example of the wave thing he had going on above.

Shoot…I can’t get them to stop getting into head on collisions. I wanted to check something, but I am God and I’ve screwed up my binary star system. I have the power to keep recreating them, but I can’t figure out how to reset them so they orbit, instead of crash….what would a good default be?

Also, IS there such a thing as a 4 star system.

Val123 ( 12709 />) “Great Answer” ( 0 />)

@hannahsugs I found the original settings, so I could check what I wanted to see.

@Haroot take the link with it’s original settings of:

Yellow: Mass=200 / All three positions at 0/ velocity at -1.

Purple: Mass=10 / Position X=142, next two positions at zero / Velocity=140

Now set the velocity of Purple at 80…you can see how it makes the yellow star wobble, which creates the waves whch the instruments will read as going up and down, or side to side, or towards us and away from us (all which create the dopple shifts)

(Or, set it at 50, tell your girlfriend this is for her, go away for 4 minutes, look again and viola!) It gets better

Val123 ( 12709 />) “Great Answer” ( 0 />)

Gravity betrays the presence of a planet orbiting a binary star 10,000 light years from Earth

Astronomers have discovered an exoplanet, a planet orbiting an alien star.

That by itself would've been news just a few years ago, but given that we’ve found thousands of exoplanets, there has to be more. And there is! It’s orbiting a binary star, a pair of stars orbiting each other. Since it orbits both, it’s called a circumbinary exoplanet.

But those have been found before too! So what makes this one special? It’s how it was found. And that’s a bit of a tale.

The planet is called — are you ready for this? — OGLE-2007-BLG-349L(AB)b. There’s a lot in that name, and unpacking it tells you how it was found, so bear with me.

OGLE stands for the Optical Gravitational Lensing Experiment. This project is actually designed to look for dark matter. We know dark matter exists, but we’re not sure what it is. On the assumption (now probably outdated) that it might be lots of dark objects like rogue planets, black holes, and dead stars, OGLE stares at regions of the sky thick with stars. If one of these dark objects passes almost exactly between us and one of those stars, a funny thing can happen: The background star gets brighter.

This is because gravity bends space, and that means the path light takes to get here from the background star gets distorted. This is called gravitational lensing, and a lot of very odd effects can come from this, one of which is that the background star can have its light focused by the lensing object, making it appear brighter.

So OGLE looks for this brightening, which can take many days as the motion of the three objects (the distant star, or lensed object the intervening object, or lens and us: Earth) moves them into and then out of alignment. Mind you, any massive object can act as a lens: a black hole, a dead star, or even a perfectly normal star and/or a planet orbiting it. It’s the gravity that does the work.

This video shows gravitational lensing by a galaxy, but the principle is the same. Credit: ESA/Hubble, L. Calçada

In 2007 one such brightening occurred (hence the number in the planet’s name). Astronomers were alerted, and many telescopes were pointed toward the star. The star was located near the center of our Milky Way Galaxy, where there is a swarm of stars forming a spherical bulge — that’s the BLG in the planet’s name. It was the 349 th lens found toward the bulge, so that’s the 349L.

But right away the astronomers saw something odd. There were zwei brightening events, not one. That meant the lens was actually two objects, perhaps a star and a planet! OGLE had already found several planets orbiting stars this way it’s an added bonus of the project.

The “light curve” of the lensing event, showing how the brightness of the lensed star changed over two weeks or so (top). The various colors are observations from various observatories. The bottom panel shows a zoom in to the central two days, and the bottom panel is a residual, the observations minus a model. The wiggle in the middle of the green and blue observations shows that a third object is needed to fit the data. Credit: Bennett et al.

But when astronomers took the data and applied their physical models to it, basically using the equations of gravitational lenses (based, I’ll note, on Einstein’s relativity physics), they found they don’t quite fit. A small twist in the middle of the light curve (the plot showing the change in brightness over time) showed that this wasn’t a pair of objects, like a star and planet: It was a trio! It was either a star with two planets orbiting it, or a pair of stars orbiting each other with a planet orbiting both.

The models indicated the total mass of the lensing system was about 0.7 times the Sun’s mass — so if it were a single star it’d be cooler and dimmer than the Sun, but if it were zwei stars sharing that mass then both were much cooler and much dimmer. The problem was, the models couldn’t distinguish between the two scenarios. Both fit the data pretty well. So what to do?

Enter Hubble. Astronomers were able to snag time on the orbiting telescope to observe the lensing event, and caught the tail end of it in 2007 and 2008. The lensed star was still fading in 2007 during the first observation, but by 2008 it was essentially over.

Even Hubble couldn’t spatially separate out the lensing trio from the background lensed star (they were aligned so closely together in the images they look like one object), but it could do something else: measure not just the brightness of the objects but also their Farben during and after the event.

That’s critical. EIN single star with 0.7 times the Sun’s mass would be redder than the Sun, kinda orange, but zwei stars of, say, 0.35 times the Sun’s mass each would be far redder.

And Hubble found the color of the lens was very red. That meant it was two stars: A binary. Once that was known and put into the models, the other lensing object was found to be a planet orbiting both: a circumbinary exoplanet.

Hubble images of the lensing event in 2007 (left) when it was fading, and a few months later (right) in 2008 when the event was over. Credit: Bennett et al.

And now, finally, we can get some numbers to go with all this. The background (lensed) star is probably located near the center of the galaxy, about 25,000 light-years away. That puts the binary and planet about 10,000 light-years from Earth.

The two stars in the binary are indeed dinky red dwarfs, with about 0.4 and 0.3 times the mass of the Sun. They orbit each other about once every 10 days, and are about 12 million kilometers apart (that’s a decently tight orbit Mercury is roughly 60 million km from the Sun).

The planet has about 80 times the mass of the Earth. That’s nearly the mass of Saturn (which is 95 times the Earth’s mass), so it’s likely this planet is a small gas giant. It orbits the pair very roughly 500 million kilometers out, taking about 7 years to do so … and that’s interesting, too. If a circumbinary planet orbits too closely to the stars, the orbit can become unstable the changing gravity it feels from each star will be enough to disrupt the orbit. Almost all circumbinary planets found orbit very close to this limit. This one, though, orbits pretty far out, well into the stable zone.

Under the usual methods of finding planets — the transit method, for example — planets closer in to their stars are easier to find, so that’s what we see. OGLE doesn’t discriminate that way it finds farther-out planets just as well. So it’s possible that circumbinary planets on wide orbits are common, but it’s just that we don’t see them as easily.

Right away, that makes this planet important. Half the stars in the galaxy are in binary systems, so planets like this could possibly be as common as planets like ours! That’s pretty cool.

One last thing: That letter at the end of the name. In general, exoplanets are given the star’s name plus a lowercase b at the end. In general, the two stars in a binary are called (capital) A and B, in order of their brightness. This planet orbits both, so we get OGLE-2007-BLG-349L(AB)b. Unwieldy, but informative if you can read the code.

However, the discovery paper itself calls the planet c, not b. They say that they did this to avoid an inconsistency in the naming convention for planets in binary systems, by using a unique letter for each object. I have to say, though, I disagree.

Exoplanets are given letter designations in order of their discovery, starting with a lowercase b and moving from there. The lowercase ein is skipped, because sometimes that’s used to refer to the star. That’s a bit odd, I’ll admit, but it’s the rule, and it’s consistent.

For our circumbinary planet here, the use of a lowercase b works if the stars are listed in parentheses, making it clear it’s a circumbinary. If it only orbited star A, we’d call the planet OGLE-2007-BLG-349LAb. This can get a little hard to read, but it’s still consistent, and it’s not hard to get used to. Better, it makes it easy to decipher if you break it down.

Calling this planet c is inconsistent with other exoplanet designations, making it seem like this is the second planet found in the system. So I prefer b.

Normally I’m not so concerned about the naming of names, but in reality we’re discovering these planets so rapidly that we need a consistent naming orthodoxy before matters get too messy.

And don't let it overshadow the planet itself! This was a very cool discovery, and it strongly implies we'll be finding more of these using gravitational lensing the more we look. OGLE's been going since 1992, and it looks like it'll keep staring at stars for the foreseeable future.