वेरी लार्ज टेलीस्कोप में स्थापित शक्तिशाली नए उच्च-विपरीत कैमरे के लिए धन्यवाद, तस्वीरों को एक तारे के बहुत करीब एक कम द्रव्यमान वाले साथी से प्राप्त किया गया है। इसने खगोलविदों को पहली बार एक युवा, बहुत कम द्रव्यमान वस्तु के द्रव्यमान को मापने की अनुमति दी है।
यह वस्तु, अपने मेजबान तारे की तुलना में 100 गुना अधिक धूमिल है, फिर भी बृहस्पति की तुलना में 93 गुना अधिक है। और यह लगभग दोगुना भारी प्रतीत होता है क्योंकि सिद्धांत इसे होने की भविष्यवाणी करता है।
इस खोज से पता चलता है कि, मॉडलों में त्रुटियों के कारण, खगोलविदों ने युवा "भूरे रंग के बौनों" और "मुक्त तैरने वाले" एक्स्ट्रासोलर ग्रहों की संख्या को कम करके आंका हो सकता है।
एक विजेता संयोजन
एक स्टार को कई मापदंडों द्वारा विशेषता दी जा सकती है। लेकिन एक का अत्यधिक महत्व है: इसका द्रव्यमान। यह एक तारे का द्रव्यमान है जो इसके भाग्य का फैसला करेगा। इस प्रकार यह कोई आश्चर्य की बात नहीं है कि खगोल विज्ञानी इस पैरामीटर का सटीक माप प्राप्त करने के इच्छुक हैं।
यह हालांकि एक आसान काम नहीं है, विशेष रूप से कम से कम बड़े पैमाने पर लोगों के लिए, सितारों और भूरे रंग की बौनी वस्तुओं के बीच की सीमा पर। ब्राउन बौने, या "विफल तारे", ऐसी वस्तुएं हैं जो बृहस्पति की तुलना में 75 गुना अधिक विशाल हैं, प्रमुख परमाणु संलयन प्रक्रियाओं के लिए बहुत छोटा है जो इसके इंटीरियर में प्रज्वलित हैं।
किसी तारे के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए, खगोलविद आम तौर पर एक बाइनरी सिस्टम में सितारों की गति को देखते हैं। और फिर उसी विधि को लागू करें जो पृथ्वी के द्रव्यमान को निर्धारित करने की अनुमति देता है, चंद्रमा की दूरी और उसके उपग्रह को एक पूर्ण कक्षा (तथाकथित "केप्लर का तीसरा नियम") पूरा करने में लगने वाले समय को जानने में। इसी तरह, उन्होंने पृथ्वी-सूर्य की दूरी और समय को जानकर भी सूर्य के द्रव्यमान को मापा है - एक वर्ष - यह सूर्य के चारों ओर भ्रमण करने के लिए हमारे ग्रह को ले जाता है।
कम द्रव्यमान वाली वस्तुओं के साथ समस्या यह है कि वे बहुत बेहोश होते हैं और अक्सर बड़े स्टार टेलीस्कोप में देखे जाने पर वे जिस चमकीले सितारे की परिक्रमा करते हैं उसकी चकाचौंध में छिपे होंगे।
हालांकि खगोलविदों ने इस कठिनाई को दूर करने के तरीके ढूंढ लिए हैं। इसके लिए, वे अत्याधुनिक उपकरणों के साथ एक अच्छी तरह से मानी जाने वाली अवलोकन रणनीति के संयोजन पर भरोसा करते हैं।
उच्च विपरीत कैमरा
सबसे पहले, बहुत कम द्रव्यमान वाली वस्तुओं की खोज करने वाले खगोलविद युवा आस-पास के सितारों को देखते हैं क्योंकि कम-द्रव्यमान वाली साथी वस्तुएं युवा होने के दौरान सबसे उज्ज्वल होंगी, इससे पहले कि वे अनुबंधित और ठंडा हो जाएं।
इस विशेष मामले में, एस्ट्रोनॉमर्स की एक अंतरराष्ट्रीय टीम [1] ने लेयर्ड क्लोज (स्टीवर्ड ऑब्जर्वेटरी, यूनिवर्सिटी ऑफ एरिज़ोना) की अगुवाई में, स्टार एबी डोरादस ए (एबी डोर ए) का अध्ययन किया। यह तारा लगभग ४ 48 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है और "केवल" ५० मिलियन वर्ष पुराना है। क्योंकि एबी डोर ए के आसमान में "स्टार" जैसी वस्तु की गुरुत्वाकर्षण स्थिति के कारण "लड़खड़ाहट" होती है, इसलिए यह माना जाता था कि 1990 के दशक की शुरुआत में एबी डोर ए का कम द्रव्यमान वाला साथी होना चाहिए।
इस साथी की तस्वीर लेने और इसके बारे में डेटा का एक व्यापक सेट प्राप्त करने के लिए, क्लोज़ और उनके सहयोगियों ने यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला के बहुत बड़े टेलीस्कोप पर एक उपन्यास उपकरण का उपयोग किया। यह नया उच्च-विपरीत अनुकूली प्रकाशिकी कैमरा, नाको सिमुलैटिक डिफरेंशियल इमेजर, या एनएसीओ एसडीआई [2], विशेष रूप से लैयर्ड क्लोज और रेनर लेनज़ेन (मैक्स-प्लैंक-इंस्टीट्यूट फॉर एस्ट्रोनॉमी फॉर एस्ट्रोनॉमी, जर्मनी) द्वारा एक्स्ट्रासोलर ग्रहों के शिकार के लिए विकसित किया गया था। एसडीआई कैमरा वीएलटी और उसके अनुकूली प्रकाशिकी प्रणाली की क्षमता को बढ़ाता है ताकि बेहोश साथी का पता लगाया जा सके जो सामान्य रूप से प्राथमिक स्टार की चकाचौंध में खो जाएगा।
एक विश्व प्रीमियर
फरवरी 2004 में एबी डोर ए की ओर इस कैमरे को चालू करते हुए, वे पहली बार एक साथी की छवि इतनी धूमिल करने में सक्षम थे - अपने स्टार की तुलना में 120 गुना अधिक बेहोश - और इसलिए अपने स्टार के पास।
मार्कस हार्टुंग (ईएसओ), टीम के सदस्य कहते हैं: “यह विश्व प्रीमियर केवल वीएलटी पर नाको एसडीआई उपकरण की अनूठी क्षमताओं के कारण ही संभव था। वास्तव में, हबल स्पेस टेलीस्कॉप ने साथी का पता लगाने की कोशिश की, लेकिन यह बहुत ही बेहोश था और प्राथमिक तारा की चकाचौंध के बहुत करीब था। "
तारे और बेहोश साथी के बीच की छोटी दूरी (0.156 आर्सेक) एक यूरो सिक्के (2.3 सेमी) की चौड़ाई के समान है जब 20 किमी दूर देखा जाता है। एबी डोर सी नामक साथी को पृथ्वी और सूर्य के बीच की दूरी से 2.3 गुना दूरी पर देखा गया था। यह अपने मेजबान तारे के चारों ओर 11.75 वर्षों में एक सनकी कक्षा में एक चक्र पूरा करता है।
स्टार के ज्ञात ’वोबबल’ के साथ-साथ साथी के सटीक स्थान का उपयोग करते हुए, खगोलविद तब साथी के द्रव्यमान का सही-सही पता लगा सकते थे। ऑब्जेक्ट, अपने करीबी प्राथमिक स्टार की तुलना में 100 गुना अधिक बेहोश, अपने मेजबान स्टार के द्रव्यमान का दसवां हिस्सा है, यानी यह बृहस्पति से 93 गुना अधिक विशाल है। यह इस प्रकार भूरे रंग की बौनी सीमा से थोड़ा ऊपर है।
वीएलटी पर नाको का उपयोग करते हुए, खगोलविदों ने इसके तापमान और चमक को मापने के लिए अवरक्त तरंगदैर्ध्य के पास एबी डोर सी का अवलोकन किया।
"हम यह जानकर आश्चर्यचकित थे कि साथी 400 डिग्री (सेल्सियस) कूलर था और इस द्रव्यमान के एक वस्तु के लिए सबसे हालिया मॉडल की भविष्यवाणी की तुलना में 2.5 गुना बेहोशी है।"
“सिद्धांत की भविष्यवाणी है कि यह कम द्रव्यमान वाली, ठंडी वस्तु लगभग 50 बृहस्पति द्रव्यमान होगी। लेकिन सिद्धांत गलत है: यह वस्तु वास्तव में 88 से 98 बृहस्पति जनता के बीच है। "
इसलिए ये नए निष्कर्ष भूरे रंग की आबादी और व्यापक रूप से प्रचारित "मुक्त-फ़्लोटिंग" एक्स्ट्रासोलर ग्रहों के संभावित अस्तित्व के बारे में वर्तमान विचारों को चुनौती देते हैं।
वास्तव में, अगर युवा वस्तुओं को भूरे रंग के बौनों के रूप में पहचाना जाता है तो बड़े पैमाने पर दो बार सोचा गया था, कई को कम द्रव्यमान वाले सितारे होने चाहिए। और हाल ही में "फ्री-फ्लोटिंग" ग्रहों के रूप में पहचाने जाने वाले ऑब्जेक्ट्स कम द्रव्यमान वाले भूरे रंग के बौने होने की संभावना रखते हैं।
क्लोज़ और उनके सहयोगियों के लिए, "यह खोज खगोलविदों को यह सोचने पर मजबूर कर देगी कि वास्तव में प्रकृति में उत्पन्न सबसे छोटी वस्तुओं के द्रव्यमान क्या हैं।"
अधिक जानकारी
यहाँ प्रस्तुत कार्य 20 जनवरी के प्रकृति के अंक में एक पत्र के रूप में प्रकट होता है ("एल क्लोज एट अल।" द्वारा बहुत कम तारकीय द्रव्यमान और कम उम्र में द्रव्यमान-चमकदार संबंध का एक गतिशील अंशांकन।)
टिप्पणियाँ
[१]: टीम लीडर्ड एम। क्लोज, एरिक नीलसन, एरिक ई। ममाजेक और बेथ बिलर (स्टीवर्ड ऑब्जर्वेटरी, यूनिवर्सिटी ऑफ एरिजोना, टक्सन, यूएसए), रेनर लेनजेन और वोल्फगैंग जेनर (मैक्स-प्लैंक इंस्टीट्यूट फॉर एस्ट्रोनामी) से बना है। हीडलबर्ग, जर्मनी), जोस सी। गुइरादो (वालेंसिया विश्वविद्यालय, स्पेन) और मार्कस हार्टुंग और क्रिस लिडमैन (ईएसओ-चिली)।
] एसडीआई एक एकल तारे से चार समान छवियों में प्रकाश को विभाजित करता है, फिर परिणामस्वरूप बीम को चार अलग-अलग (मीथेन-संवेदनशील) फिल्टर के माध्यम से गुजरता है। जब फ़िल्टर किए गए प्रकाश पुंज कैमरे के डिटेक्टर सरणी से टकराते हैं, तो खगोलविद छवियों को घटा सकते हैं, इसलिए चमकता हुआ तारा गायब हो जाता है, जिससे तारों के बिखरे हुए प्रकाश प्रभामंडल ("चमक") में छिपी एक भयावह, कूलर वस्तु का पता चलता है। NACO SDI के साथ पहले प्राप्त सैटर्न के उपग्रह टाइटन की अनूठी छवियां ESO PR 09/04 में प्रकाशित हुई थीं।
मूल स्रोत: ESO समाचार रिलीज़
