Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлен с True Mass )
Перейти к навигации Перейти к поиску

Слева: изображение звезды, вращающейся вокруг планеты. Все движение звезды происходит в пределах прямой видимости зрителя; Доплеровская спектроскопия даст истинное значение массы планеты.
Справа : в этом случае звезда не движется по линии прямой видимости зрителя, и метод доплеровской спектроскопии вообще не обнаружит планету.

В астрономии , минимальная масса является нижней границей рассчитывается массой наблюдаемых объектов , такие как планеты , звезды и бинарные системы , [1] туманности , [2] и черные дыры .

Минимальная масса - это широко цитируемая статистика для внесолнечных планет, обнаруженная методом лучевых скоростей или доплеровской спектроскопией, и определяется с помощью двойной функции масс . Этот метод выявляет планеты путем измерения изменений в движении звезд на линии прямой видимости , поэтому реальные наклоны орбит и истинные массы планет обычно неизвестны. [3] Это результат вырождения Sin i .

Если можно определить наклон i , истинную массу можно получить из рассчитанной минимальной массы, используя следующее соотношение:

Вероятно, что наименьшая масса черной дыры приблизительно равна массе Планка (около2,2 × 10 -8  кг или 22 мкг ).

Экзопланеты [ править ]

Ориентация перехода на Землю [ править ]

Угол наклона, который с Земли казался бы плоским на зеленой плоскости.

У большинства звезд планеты не будут выстроены в линию и ориентированы таким образом, чтобы они затмевались над центром звезды и давали зрителю на Земле идеальный переход. Именно по этой причине мы часто можем экстраполировать только минимальную массу при наблюдении за колебанием звезды, потому что мы не знаем наклон и, следовательно, можем вычислить только часть, тянущую звезду в плоскости небесной сферы.

Для орбитальных тел в внесолнечных планетных системах наклон 0 ° или 180 ° соответствует прямой орбите (которую нельзя наблюдать по радиальной скорости), тогда как наклон 90 ° соответствует орбите с ребра (для которой истинная масса равна минимальной массе). [4]

Основная статья: Методы обнаружения экзопланет

Планеты, орбиты которых сильно наклонены к лучу зрения с Земли, производят меньшие видимые колебания, и поэтому их труднее обнаружить. Одним из преимуществ метода лучевых скоростей является то, что эксцентриситет орбиты планеты можно измерить напрямую. Одним из основных недостатков метода лучевых скоростей является то, что он может оценить только минимальную массу планеты ( ). Это называется вырождением Sin i . Апостериорное распределение угла наклона i зависит от истинного распределения масс планет. [5]

Радиально-скоростной метод [ править ]

Однако, когда в системе есть несколько планет, которые вращаются относительно близко друг к другу и имеют достаточную массу, анализ орбитальной стабильности позволяет ограничить максимальную массу этих планет. Метод лучевых скоростей может быть использован для подтверждения результатов, полученных с помощью метода транзита . Когда оба метода используются в комбинации, можно оценить истинную массу планеты .

Хотя лучевая скорость звезды дает только минимальную массу планеты, если спектральные линии планеты можно отличить от спектральных линий звезды, то можно определить радиальную скорость самой планеты, и это дает наклон орбиты планеты. Это позволяет измерить фактическую массу планеты. Это также исключает ложные срабатывания, а также предоставляет данные о составе планеты. Основная проблема в том, что такое обнаружение возможно только в том случае, если планета вращается вокруг относительно яркой звезды и если планета отражает или излучает много света. [6]

Термин истинная масса синонимичен термину масса , но используется в астрономии, чтобы отличить измеренную массу планеты от минимальной массы, обычно получаемой с помощью методов радиальной скорости. [7] Методы, используемые для определения истинной массы планеты, включают измерение расстояния и периода одного из ее спутников , [8] передовые методы астрометрии , которые используют движения других планет в той же звездной системе , [7] комбинируя лучевую скорость методы с наблюдениями за прохождением (которые указывают на очень низкие наклоны орбиты), [9] и объединение методов лучевой скорости со звездным параллаксомизмерения (которые также определяют наклоны орбиты). [10]

Использование функции синуса [ править ]

Основная статья: Синус
Единичный круг: радиус имеет длину 1. Переменная t измеряет угол, обозначенный в тексте как θ .

В тригонометрии единичный круг - это круг радиуса один с центром в начале координат (0, 0) в декартовой системе координат .

Пусть прямая, проходящая через начало координат, составляющая угол θ с положительной половиной оси x , пересекает единичную окружность. В й - и у -координаты этой точки пересечения равна соз ( & thetas ) и Sin ( & thetas ) , соответственно. Расстояние точки от начала координат всегда равно 1.

Анимация, показывающая, как синусоидальная функция (красным цветом) отображается на основе координаты y (красная точка) точки на единичном круге (зеленого цвета) под углом θ .

Звезды [ править ]

Основная статья: Звездная масса

С массой всего 93 раз больше , чем Юпитер ( М J ), или .09  М ☉ , АВ Doradus С , спутником AB A Золотой Рыбы, является самым маленьким известная звезда проходит ядерного синтеза в ядре. [11] Для звезд с подобной металличности к Солнцу, теоретическая минимальная масса звезда может иметь, и по- прежнему подвергаются слиянию в ядре, по оценкам, составит около 75  M J . [12] [13] Когда Металличность очень низок, тем не менее, недавнее исследование самых слабых звезд найдено , что минимальный размер звезды , кажется, около 8,3% от массы Солнца, или около 87  М Дж . [13] [14]Меньшие по размеру тела называются коричневыми карликами , которые занимают плохо обозначенную серую область между звездами и газовыми гигантами .

Черные дыры [ править ]

Основная статья: Микро черная дыра

В принципе, черная дыра может иметь любую массу, равную или превышающую массу Планка (около 2,2 × 10 -8  кг или 22 мкг ). [15] Чтобы создать черную дыру, нужно сконцентрировать массу или энергию в достаточной степени, чтобы скорость убегания из области, в которой она сконцентрирована, превышала скорость света . Это условие дает радиус Шварцшильда , R =2 ГМ/c 2, где G - гравитационная постоянная , c - скорость света, а M - масса черной дыры. С другой стороны, длина волны Комптона , λ =час/Mc, где h - постоянная Планка , представляет собой ограничение на минимальный размер области, в которой масса M в состоянии покоя может быть локализована. При достаточно малых M приведенная длина волны Комптона ( λ =час/Mc, где ħ - приведенная постоянная Планка ) превышает половину радиуса Шварцшильда, и описания черной дыры не существует. Таким образом, эта наименьшая масса черной дыры приблизительно равна массе Планка.

Некоторые расширения современной физики постулируют существование дополнительных измерений пространства. В многомерном пространстве-времени сила гравитации увеличивается с уменьшением расстояния быстрее, чем в трехмерном. При определенных особых конфигурациях дополнительных измерений этот эффект может снизить планковский масштаб до диапазона ТэВ. Примеры таких расширений включают большие дополнительные измерения , частные случаи модели Рэндалла – Сундрама и конфигурации теории струн, такие как решения GKP. В таких сценариях образование черных дыр могло бы стать важным и наблюдаемым эффектом на Большом адронном коллайдере (LHC). [16] [17] [18] [19] [20]Это также было бы обычным природным явлением, вызванным космическими лучами .

Все это предполагает, что общая теория относительности остается в силе на этих малых расстояниях. Если это не так, то другие, в настоящее время неизвестные эффекты ограничивают минимальный размер черной дыры. Элементарные частицы обладают квантово-механическим собственным угловым моментом ( спином ). Правильный закон сохранения для полного (орбитального плюс спин) углового момента вещества в искривленном пространстве-времени требует, чтобы пространство-время было оснащено кручением . Самая простая и естественная теория гравитации с кручением - это теория Эйнштейна – Картана . [21] [22] Кручение изменяет уравнение Дирака в присутствии гравитационного поля и вызываетчастицы фермиона должны быть расширены в пространстве. [23]

Пространственное расширение фермионов ограничивает минимальную массу черной дыры порядка 10 16  кг , что показывает, что микрочерные дыры могут не существовать. Энергия, необходимая для создания такой черной дыры, на 39 порядков больше энергии, доступной на Большом адронном коллайдере, что указывает на то, что LHC не может производить мини-черные дыры. Но если черные дыры образуются, то общая теория относительности оказывается неверной и не существует на таких малых расстояниях. Правила общей теории относительности будут нарушены, поскольку это согласуется с теориями о том, как материя, пространство и время распадаются на горизонте событий.черной дыры. Это также доказало бы, что пространственные расширения пределов фермионов неверны. Пределы фермионов предполагают минимальную массу, необходимую для поддержания черной дыры, в отличие от противоположной минимальной массы, необходимой для запуска черной дыры, что теоретически достижимо в LHC. [24]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Kuchner, Marc J. (сентябрь 2004). «Внесолнечная туманность минимальной массы». Американское астрономическое общество . 612 (2): 1147–1151. arXiv : astro-ph / 0405536 . Bibcode : 2004ApJ ... 612.1147K . DOI : 10.1086 / 422577 .
  2. ^ B. Arbutina (июнь 2007). «Минимальное отношение масс двойных систем типа W UMa» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 377 (4): 1635–1637. Bibcode : 2007MNRAS.377.1635A . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11723.x .
  3. ^ Ротери, Дэвид А .; Гилмор, Иэн; Сефтон, Марк А. (март 2018 г.). Введение в астробиологию . С. 234–236. ISBN 9781108430838.
  4. ^ Флейш, Даниэль; Крегенов, Юлия (29 августа 2013 г.). Пособие для студентов по математике астрономии . С. 97–101. ISBN 9781107610217.
  5. ^ Стивенс, Дэниел Дж .; Гауди, Б. Скотт (2013). «Апостериорные транзитные вероятности». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 125 (930): 933–950. arXiv : 1305.1298 . Bibcode : 2013PASP..125..933S . DOI : 10.1086 / 672572 .
  6. ^ Родлер, Флориан; Лопес-Моралес, Мерседес; Рибас, Игнаси (2012). "Взвешивание непереходящего горячего Юпитера Tau BOO b". Астрофизический журнал . 753 (1): L25. arXiv : 1206,6197 . Bibcode : 2012ApJ ... 753L..25R . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 753/1 / L25 .
  7. ^ a b "Астрономы обсерватории Макдональд открывают планету размером с Нептун с помощью телескопа Хобби-Эберли" . Техасский университет в Остине . 31 августа 2004 года Архивировано из оригинала 13 февраля 2007 года . Проверено 4 сентября 2007 года .
  8. ^ Браун, Майкл Э .; Шаллер, Эмили Л. (15 июня 2007 г.). «Масса карликовой планеты Эрида». Наука . 316 (5831): 1585. Bibcode : 2007Sci ... 316.1585B . DOI : 10.1126 / science.1139415 . PMID 17569855 . 
  9. ^ "Как мы узнаем плотность некоторых внесолнечных планет?" . Интересно насчет астрономии ?. Архивировано из оригинального 12 октября 2007 года . Проверено 8 сентября 2007 года .
  10. ^ Хан, Инву; Блэк, Дэвид К .; Гейтвуд, Джордж (2001). «Предварительные астрометрические массы для предполагаемых внесолнечных планетных спутников» . Письма в астрофизический журнал . 548 (1): L57 – L60. Bibcode : 2001ApJ ... 548L..57H . DOI : 10.1086 / 318927 .
  11. ↑ «Взвешивая самые маленькие звезды» , пресс-релиз Европейской южной обсерватории , ESO: 2, 1 января 2005 г., Bibcode : 2005eso..pres .... 2. , Получен 13 августа +2006 .
  12. ↑ Босс, Алан (3 апреля 2001 г.), Они планеты или что? , Институт Карнеги в Вашингтоне, архивируются с оригинала на 28 сентября 2006 года , получен 8 июня +2006 .
  13. ^ Б Сиг, Дэвид (17 августа 2006), Mass отсечки между звездами и коричневыми карликами показал , New Scientist , в архиве с оригинала на 14 ноября 2006 года , получен 23 августа 2006 .
  14. ^ Хаббл отблески слабых звезд , BBC , 18 августа 2006 , получен 22 августа 2006 .
  15. ^ Хокинг, Стивен В. (1971). «Гравитационно коллапсированные объекты очень малой массы» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 152 : 75. Bibcode : 1971MNRAS.152 ... 75H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 152.1.75 .
  16. ^ Карр, BJ; Гиддингс, С.Б. (2005). «Квантовые черные дыры» . Scientific American . 292 (5): 48–55. Bibcode : 2005SciAm.292e..48C . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0505-48 . PMID 15882021 . 
  17. ^ Гиддингс, SB; Томас, SD (2002). «Коллайдеры высоких энергий как фабрики черных дыр: конец физики на малых расстояниях». Physical Review D . 65 (5): 056010. arXiv : hep-ph / 0106219 . Bibcode : 2002PhRvD..65e6010G . DOI : 10.1103 / PhysRevD.65.056010 .
  18. ^ Dimopoulos, S .; Ландсберг, GL (2001). «Черные дыры на Большом адронном коллайдере». Письма с физическим обзором . 87 (16): 161602. arXiv : hep-ph / 0106295 . Bibcode : 2001PhRvL..87p1602D . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.87.161602 . PMID 11690198 . 
  19. ↑ Джонсон, Джордж (11 сентября 2001 г.). «Физики стремятся построить черную дыру» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 12 мая 2010 года .
  20. ^ "Дело о мини-черных дырах" . ЦЕРН Курьер . Ноябрь 2004 г.
  21. ^ Sciama, Деннис В. (1964). «Физическая структура общей теории относительности». Обзоры современной физики . 36 (1): 463–469. Bibcode : 1964RvMP ... 36..463S . DOI : 10,1103 / revmodphys.36.463 .
  22. ^ Kibble, Том WB (1961). «Лоренц-инвариантность и гравитационное поле». Журнал математической физики . 2 (2): 212–221. Bibcode : 1961JMP ..... 2..212K . DOI : 10.1063 / 1.1703702 .
  23. ^ Поплавский, Nikodem J. (2010). «Несингулярные дираковские частицы в пространстве-времени с кручением». Физика Письма Б . 690 (1): 73–77. arXiv : 0910.1181 . Bibcode : 2010PhLB..690 ... 73P . DOI : 10.1016 / j.physletb.2010.04.073 .
  24. ↑ Стивен Хокинг , «новое предупреждение о конце света»