| PSR B1620-26b | |
|---|---|
| exoplaneta | |
| PSR B1620−26 văzut de artist. | |
| vedeta părinte | |
| Stea | PSR B1620-26AB |
| Constelaţie | Scorpion |
| ascensiunea dreaptă ( α ) | 16 h 23 m 38 s |
| declinaţie ( δ ) | −26° 31′ 53″ |
| Amploarea aparentă ( m V ) | 24 |
| Distanţă |
12 400 St. ani (3800 buc ) |
| Clasa spectrală | pitic alb |
| Elemente orbitale | |
| Axa majoră ( a ) | 23 a. e. |
| Excentricitate ( e ) | scăzut |
| Perioadă orbitală ( P ) |
36 525 zile (~100 l. ) |
| Starea de spirit ( i ) | 55° |
| caracteristici fizice | |
| Greutate ( m ) | 2,5± 1 MJ |
| Rază( r ) | ~ 0,8 RJ |
| Informații de deschidere | |
| data deschiderii |
30 mai 1993 (confirmat la 10 iulie 2003) |
| Descoperitor(i) | Donald Backer |
| Metoda de detectare | sincronizare pulsar [d] |
| Locația descoperirii | STATELE UNITE ALE AMERICII |
| starea deschiderii | Publicat |
| Alte denumiri | |
| Methuselah, PSR B1620-26 b, PSR J1623-2631 c | |
| Informații în Wikidata ? | |
PSR B1620-26 b (Methuselah) este o exoplaneta din sistemul binar PSR B1620-26 din constelația Scorpion . Este situat la o distanță de 12.400 de ani lumină de Soare. Planeta este una dintre cele mai vechi exoplanete cunoscute astăzi – conform unor estimări, vârsta ei este de aproximativ 12,7 miliarde de ani [1] .
PSR B1620−26 b, sau altfel Metusalema , se învârte în jurul unei perechi exotice de stele . Unul dintre ele - un pulsar - face aproape 100 de rotații pe secundă în jurul axei sale. A doua este o pitică albă cu o masă de 0,34 mase solare . Stelele se rotesc în jurul unui centru de masă comun la o distanță de 1 unitate astronomică una de cealaltă. O cifră de afaceri completă are loc la fiecare 6 luni. Denumirile oficiale ale pulsarului și piticii albe au fost, respectiv, PSR B1620−26 A și PSR B1620−26 B . Descoperit la începutul anilor 1990, al treilea obiect, care s-a dovedit a fi o planetă, a fost numit PSR B1620-26 b . Planeta are o masă de 2,5 mase Jupiter și face o revoluție completă în jurul stelelor în 100 de ani [2] . Distanța planetei față de PSR B1620−26 A și PSR B1620−26 B este de aproximativ 23 UA. e. (aproximativ 3,4 miliarde de kilometri) este puțin mai mare decât distanța dintre Uranus și Soare .
Întregul sistem rezidă în clusterul globular M4 . Vârsta clusterului este estimată la 12,7 miliarde de ani. Deoarece toate obiectele din cluster s-au format aproximativ în același timp, vârsta planetei asemănătoare lui Jupiter PSR B1620−26 b este aproximativ egală cu vârsta clusterului.
Planeta a fost descoperită folosind efectul Doppler . La începutul anilor 1990, o echipă de astronomi condusă de Donald Baker a studiat ceea ce atunci se credea a fi un pulsar binar. Ei au descoperit că trebuie să existe un al treilea obiect în sistem, a cărui prezență afectează periodicitatea frecvenței emisiei pulsarului. Câțiva ani mai târziu, au fost calculate perturbațiile gravitaționale ale orbitelor pulsarului și ale piticii albe. Acest lucru a sugerat că al treilea obiect este prea mic pentru a fi o stea. În 1993, Stephen Thorsett și colegii au publicat un raport în care au fundamentat statutul planetar al PSR B1620−26 b [3] .
Originea planetelor pulsare este încă neclară, dar astfel de planete nu par a fi native din sistemele cu o stea părinte pulsar. Pulsarii sunt stele care au supraviețuit unei explozii de supernovă și, prin urmare, este puțin probabil ca măcar o planetă din sistem să poată supraviețui după un astfel de cataclism. Astronomii sugerează că PSR B1620−26 b s-a format, cel mai probabil, în apropierea stelei, care s-a transformat apoi într-o pitică albă PSR B1620−26 B, iar mai târziu acest sistem a fost implicat în câmpul gravitațional al pulsarului PSR B1620−26 A. Astfel de combinațiile de sisteme apar rar în planul galaxiei noastre , dar în clusterele globulare acest lucru se întâmplă des.
Conform modelului dezvoltat, acum 10 miliarde de ani, un pulsar a capturat o stea cu o planetă în câmpul gravitațional, pierzând a doua componentă posibilă în acest proces. În urmă cu aproximativ jumătate de miliard de ani, o stea capturată a trecut la stadiul de gigant roșie (vezi evoluția stelară ).
De obicei, perioada de rotație a pulsarilor tineri în jurul axei sale nu depășește o secundă, iar în timp, viteza scade, reducând treptat frecvența. O periodicitate mai scurtă este caracteristică așa-numitelor pulsari de milisecunde , a căror viteză de rotație este menținută de fluxul de materie dintr-o stea vecină. Perioada de rotație a pulsarului PSR B1620−26 A este de câteva milisecunde, ceea ce se explică doar prin revărsarea materiei acreționare . Prin urmare, cercetătorii au sugerat că actuala pitică albă PSR B1620−26 B înainte de a fi implicată în orbita pulsarului a fost o stea care, devenind o gigantă roșie, a umplut lobul Roche , iar materia sa a început să curgă pe pulsar, accelerându-și rotația până la viteza actuală. În următoarele sute de milioane de ani, materialul care se acumula a produs multe explozii de raze X de putere colosală, accelerând pulsarul din ce în ce mai mult. Acest lucru a continuat până când gigantul roșu a ajuns la instabilitate, iar straturile superioare de materie stelară au fost aruncate în spațiul cosmic, iar miezul rămas sa micșorat într-o pitică albă.
În acest moment, stelele orbitează pașnic una pe alta, iar acest sistem binar cu o exoplanetă se deplasează încet spre centrul clusterului M4 , unde densitatea stelelor este foarte mare. Prin urmare, există o mare probabilitate ca noi cataclisme să aștepte PSR B1620-26, iar soarta planetei PSR B1620-26 b rămâne necunoscută.