Astronomía

Calcular órbitas usando datos de observación

Calcular órbitas usando datos de observación


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

¿Cómo utilizaron los astrónomos de los siglos XVIII y XIX para calcular la órbita de un cometa o planeta utilizando datos de observación, dado que estos datos son relativos a un punto de referencia no estático (es decir, la Tierra)?

Por ejemplo, aquí se pueden encontrar las medidas de la declinación de Marte realizadas por Tycho Brahe a lo largo de dos décadas. No solo me parece muy difícil deducir la curva correcta a partir de los puntos de observación originales, sino que los picos de la curva (que se asemejan a una sinusoide) no parecen perfectamente distantes entre sí.


Después de investigar un poco más, creo que puedo responder mi propia pregunta (o al menos compartir lo que he encontrado). Cuando Kepler derivó sus leyes utilizando los datos de observación de Marte de Tycho Brahe, siguió el siguiente procedimiento:

  • primero, se debe conocer el período orbital de Marte. Este valor ya se conocía en la época de Kepler (aprox. 687 días) $ ^ 1 $, y se puede derivar de la siguiente manera: primero, se toman notas del período sinódico de Marte (que "[…] es el tiempo que transcurre entre dos conjunciones sucesivas con la línea Sol-Tierra en el mismo orden lineal. "$ ^ 2 $). Esto se puede hacer calculando el tiempo transcurrido entre dos observaciones consecutivas en las que Marte se encuentra en la misma posición aparente en el cielo. Luego, para calcular el período orbital de Marte, se puede usar: $ dfrac {1} {T_ {M}} = dfrac {1} {T_ {E}} - dfrac {1} {T_ {M mathrm { syn}}} $, $ ^ 3 $ donde $ T_ {M} $ es el período orbital de Marte, $ T_ {E} $ es el período orbital de la Tierra y $ T_ {M mathrm {syn}} $ es el período sinodal o Marte.

  • conociendo el período orbital, Kepler luego seleccionó algunas de las observaciones de Brahe que están exactamente separadas por 687 días entre sí (es decir, con un año marciano de diferencia). Esto significa que independientemente de la posición relativa de Marte en el cielo, el planeta estará en la misma posición en relación con el Sol:

  • Usando triangulación, Kepler luego calculó la distancia de Marte al Sol en términos de la distancia de la Tierra al Sol (1 AU). Hizo esto para varias posiciones de Marte. $ ^ 1 $

  • mientras que tres puntos definen un círculo, cuatro o más no lo hacen necesariamente. Kepler notó que los datos recopilados de distancias entre Marte y el Sol podrían encajar en una elipse con el Sol en uno de los focos.


Calculando órbitas

¿Alguien puede señalarme un sitio o un libro que explique las matemáticas detrás del proceso de usar algunos puntos de datos de observación en una ecuación para la órbita o la trayectoria? Sé que Kepler fue probablemente el primero en hacer esto, o algo parecido. Siempre he pensado que debe haber tenido un cerebro del tamaño de un planeta pequeño para averiguarlo con pergamino y pluma.

Gracias, ese es un buen artículo. Confirma mi sospecha de que es increíblemente difícil calcular una órbita con precisión, a pesar de las películas de Bruce Willis. Entiendo que es algo así como un proceso de regresión en las estadísticas, más datos proporcionan una mejor inferencia.

El método de Gauss & # x27s se describe en la wiki: https://en.wikipedia.org/wiki/Gauss%27s_method (que producirá una aproximación), y hay un software como find_orb que le permitirá ingresar una serie de observaciones y lo hará por ti. Tengo mi propio método, que es un método iterativo en el que lanzo un conjunto de líneas a través del punto de observación, uso el método de lamberts a través de un conjunto de puntos distribuidos en esas líneas para generar vectores de movimiento candidatos, encontrar cuál está más cerca del predicho movimiento dadas las observaciones posteriores y luego iterar sobre eso. Ahora que sé cómo usar find_orb, generalmente lo uso.

Un libro que puedo recomendar al menos a la mitad es "Theory of Orbit Determination" de Andrea Milani. He notado que algunas personas tienen algunas quejas, pero a mí me funciona.


Calcular órbitas usando datos de observación - Astronomía

El algoritmo simplex cuesta abajo es un enfoque popular para minimizar los problemas en astronomía y otros campos. Describimos una calculadora de órbita estelar binaria visual basada en este enfoque y comparamos los resultados que da en cuatro binarios conocidos cuyas órbitas se encuentran en la literatura. También obtenemos un resultado para HD 157948, donde la órbita visual fue informada recientemente por Heasley et al. (BAAS, Vol. 34, p. 1095, 2003). Finalmente, se muestran los resultados de dos nuevos sistemas descubiertos por Hipparcos, donde las órbitas se basan tanto en la observación de Hipparcos como en los datos de motas posteriores en la literatura. Los parámetros orbitales informados son las primeras estimaciones de este tipo para estos dos sistemas.

Este trabajo es parte de la propuesta HST 9034. La NASA brindó apoyo a la propuesta 9034 a través de una subvención del Space Telescope Science Institute, que es operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Incorporated, bajo el contrato NAS5-26655 de la NASA.


Las tablas de Rudolphine

La "Mesas Rudolphine"fue publicado por Kepler en 1627 en Ulm y dedicado al patrón fallecido de Tycho y Kepler, el emperador Rodolfo II. El frontispicio es una representación alegórica del Templo de la Astronomía. En el centro del escenario están Nicolaus Copernicus y Tycho Brahe, mientras que Hipparchus y Claudius Ptolomeo miran El panel central en la base es un mapa de la isla de Hveen El panel de la izquierda muestra a Kepler, él mismo, trabajando a la luz de las velas.

Las tablas Rudolphine fueron las primeras en hacer uso de la nueva formulación de Kepler "Leyes sobre movimientos planetarios", calibrados utilizando el almacén de Tycho de observaciones planetarias precisas. Recibieron una validación espectacular el 7 de noviembre de 1631, cuando el filósofo francés y, a veces, el astrónomo Pierre Gassendi (1592-1655) observó un tránsito de Mercurio a través del disco solar, como predijo Kepler. La predicción de Kepler de este evento fue mucho más precisa que las que se basan en las tablas de Copérnico. Este éxito allanó el camino para la aceptación general, no sólo de las tablas rudolfinas, sino también por extensión, de las tres leyes de los movimientos planetarios de Kepler.


Software astronómico Alcyone: software de efemérides, tablas astronómicas, calculadora de eclipses solares

Alcyone Ephemeris 4.3 es una calculadora de efemérides astronómicas precisa y rápida que cubre el período 3000 a. C. a 3000 d. C. Calcula posiciones heliocéntricas, geocéntricas y topocéntricas del Sol (Tierra), planetas, 18 satélites naturales y cuerpos pequeños (planetas menores y cometas ) en coordenadas eclípticas, ecuatoriales y horizontales, con correcciones opcionales para coordenadas rectangulares de paralaje y refracción, velocidad, diámetro aparente, magnitud, fase, libración lunar, elementos orbitales, diferencias para todos estos y más.

Además, Alcyone Ephemeris ofrece una gran cantidad de funciones: generación de gráficos de estrellas, visualización en 3D de órbitas heliocéntricas y planetocéntricas, trazado de datos de efemérides (en función del tiempo o en un gráfico paramétrico), búsqueda de valores específicos, exportación de datos (Excel, HTML , XML, Text), secuencias de comandos para escribir programas para cálculos más complejos e impresión. El acceso al catálogo completo de Bright Star, una herramienta de conversión de calendario y una calculadora de eventos astronómicos están disponibles.

El cálculo de efemérides se basa en las efemérides analíticas de Steve Moshier usando expansiones trigonométricas para la tierra y los planetas y las efemérides lunares ELP2000-85 de Chapront-Touz® y Chapront para la luna, ambas ajustadas al DE404 del Laboratorio de Propulsión a Chorro (ver www.moshier.net ). Hay más ajustes en Alcyone Ephemeris, algunos opcionales, al DE406 más reciente de JPL, las efemérides a largo plazo más precisas.


Calculadora lunar de Alcyone

Alcyone Lunar Calculator (ALC) proporciona información astronómica detallada sobre la Luna. Calcula efemérides físicas y posicionales geocéntricas o topocéntricas precisas, tiempos y circunstancias de los eventos lunares (por ejemplo, fases lunares, perigeo, apogeo, pasajes a través de los nodos, primera y última visibilidad lunar, ocultaciones, eclipses), parámetros orbitales y más que cubren el período de tiempo. 1200 d.C. al 2100 d.C.

La información topográfica lunar está disponible mediante el uso de un mapa de imágenes interactivo de alta resolución basado en imágenes tomadas por la Cámara Orbitadora de Reconocimiento Lunar de la NASA (LROC). Además, ALC ofrece capacidades gráficas para la visualización de datos en diferentes tipos de diagramas y proyecciones 2D y 3D imprimibles y exportables (por ejemplo, diagrama de órbita 3D, diagrama de libración, diagrama de visibilidad, mapas de elevación).

El cálculo de efemérides se basa en las efemérides analíticas de Steve Moshier usando expansiones trigonométricas para la tierra y los planetas y las efemérides lunares ELP2000-85 de Chapront-Touz® y Chapront para la luna, ambas ajustadas al DE404 del Laboratorio de Propulsión a Chorro (ver www.moshier.net ).


Tablas astronómicas de Alcyone

Alcyone Astronomical Tables 3.0 es una colección de datos astronómicos en formato electrónico. Proporciona información detallada sobre diversos fenómenos astronómicos (conjunciones con el Sol, conjunciones planetarias, oposiciones, estaciones, elevaciones mayores, fases lunares, equinoccios y solsticios, pasajes de afelios y perihelios (apogeo y perigeo), tránsitos, eclipses solares y lunares (incluyendo circunstancias locales) que cubren el período 3000 aC (2000 aC) a 3000 dC. Alcyone Astrononomical Tables ofrece funciones adicionales como impresión, generación de gráficos, exportación de datos (Excel, HTML, ASCII, CSV), búsqueda de valores específicos y especificación de rango de tiempo. El cálculo (excepto los eclipses) se basa en las efemérides analíticas de Steve Moshier usando expansiones trigonométricas para la tierra y los planetas y las efemérides lunares ELP2000-85 de Chapront-Touz® y Chapront para la luna, ambas ajustadas al DE404 del Laboratorio de Propulsión a Chorro (ver www. moshier.net).

Todas las predicciones de eclipses fueron realizadas por Fred Espenak y Jean Meeus (GSFC de la NASA). Como los datos se calculan previamente y se guardan en una base de datos, todos los cálculos son muy rápidos. Las tablas astronómicas de Alcyone se pueden utilizar como un "programa independiente" y / o como una adición a Alcyone Ephemeris.


Calculadora de Eclipse de Alcyone

Alcyone Eclipse Calculator (AEC) calcula las circunstancias locales de todos los eclipses solares y lunares que ocurren (ed) en el rango de tiempo entre -1999 (2000 a. C.) y 3000 d. C. Las circunstancias locales se presentan como mapas y tablas de eclipses para una lista de ubicaciones (ver capturas de pantalla). Las ubicaciones se pueden seleccionar de una base de datos de ubicaciones ampliable con más de 2000 entradas. Además, se pueden generar informes de circunstancias locales de sucesivos eclipses solares o lunares en un lugar específico (ver ejemplo).

Está disponible la exportación de mapas para importarlos a aplicaciones gráficas, así como la impresión de mapas y tablas (ver ejemplo). Se incluyen diferentes mapas del mundo y mapas de todos los continentes. Para el cálculo de eclipses "quothistóricos" se proporcionan nueve fórmulas diferentes para la determinación de D T (TD-UT).

Alcyone Solar Eclipse Calculator se puede utilizar como una "aplicación independiente" o como una adición a Alcyone Ephemeris.

El cálculo de las circunstancias locales de los eclipses solares se basa en los datos del Canon Five Millenium of Solar Eclipses -1999 to 3000 (Fred Espenak, GSFC de la NASA) con los Elementos Besselianos proporcionados por Jean Meuus. El cálculo de las circunstancias locales de los eclipses lunares se basa en los datos del Canon Five Millenium of Lunar Eclipses -1999 to 3000 (Fred Espenak, GSFC de la NASA).


Visibilidad planetaria, lunar y estelar

Visibilidad planetaria, lunar y estelar (sucesora de Planet's Visibility 2.0) presenta un diagrama de 3 colores que muestra cuándo un planeta, una estrella, la luna o el sol son visibles durante cualquier año desde el 3000 a. C. hasta el 6000 d. C. en cualquier lugar del tierra. El eje vertical marca los meses del año, el eje horizontal marca las horas del día. Los tres colores crean un efecto de mapa de contorno y muestran si el cuerpo está debajo del horizonte (negro) e invisible, sobre el horizonte con el sol (color claro) e invisible, sobre el horizonte sin el sol (color sombreado) y, por lo tanto, posiblemente visible. . Las horas de salida y puesta del sol y cuando el sol alcanza altitudes específicas por encima o por debajo del horizonte se pueden mostrar como curvas en los diagramas. Al mover el mouse sobre el diagrama, se muestran la fecha y la hora junto con la altitud, el azimut y la magnitud del objeto, o la fase de la luna. Además, la Visibilidad planetaria, lunar y estelar calcula y tabula las fechas de los fenómenos de visibilidad: para la primera y última visibilidad de planetas y estrellas, el acrónimo de salida y el escenario cósmico para la primera y última visibilidad de la luna, y las tablas proporcionan mucha información complementaria. Estos fenómenos son muy útiles para fines históricos. Dado que el cálculo de los fenómenos de visibilidad es complejo e incierto, se proporcionan métodos alternativos y el usuario puede modificar los parámetros para encontrar los que parecen ser los mejores resultados. También hay diagramas de eclipses solares y lunares, de la rotación, inclinación, iluminación y tamaño aparente de los cuerpos y de los satélites de Júpiter. La configuración para los cálculos se puede guardar, los gráficos se pueden guardar, pegar en documentos e imprimir, y las tablas para los fenómenos de visibilidad se pueden acumular, editar, imprimir y guardar como archivos .rtf o HTML para pegar en documentos. e impreso Se proporciona documentación completa. Planetary, Lunar y Stellar Visibility es un programa gratuito y se ejecuta en Windows 98, ME, 2000, XP y Vista.


Visor de catálogo Bright Star

El Catálogo de Estrellas Brillantes contiene 9110 entradas de todas las estrellas más brillantes que la magnitud 6.5 (las estrellas visibles a simple vista). Es uno de los catálogos de estrellas más utilizados y proporciona datos astronómicos y astrofísicos básicos detallados. El Visor de catálogo de Bright Star muestra los datos de la 5ª edición revisada. (Versión preliminar) (Hoffleit +, 1991, Observatorio de la Universidad de Yale) distribuida por el Centro de datos astronómicos del Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA. Para obtener más información sobre el catálogo Bright Stars, consulte aquí.

Bright Star Catalog Viewer ofrece diferentes opciones de búsqueda (por ejemplo, búsqueda de nombres de estrellas comunes, designación de Bayer o Flamsteed, HR, HD, número SAO y más), clasificación de datos, generación de gráficos de estrellas e informes en PDF (ejemplos: Sirius, Betelgeuse, Becrux ).

Bright Star Catalog Viewer es shareware y se ejecuta en Windows ME / 2000 / XP / Vista.


Determinación de las órbitas de los satélites EGNOS en función de observaciones ópticas o de microondas

Los satélites de los sistemas de superposición de navegación geoestacionaria como EGNOS (sistema europeo de superposición de navegación geoestacionaria) están equipados con transpondedores de microondas de frecuencia única. Los datos de seguimiento contienen una señal similar a GPS correspondiente al código GPS C / A (código de acceso claro) en el GPS L1-banda del espectro electromagnético. Esta señal es rastreada por (algunos de los) receptores GPS disponibles comercialmente y puede usarse para la determinación de la órbita y para la estimación de las correcciones del reloj EGNOS.

Las observaciones GPS y EGNOS, adquiridas por ocho receptores GPS / EGNOS combinados en un intervalo de tiempo de cinco días en la primavera de 2004, se utilizaron (a) para posicionar con precisión los sitios de rastreo GPS / EGNOS (utilizando los observables GPS convencionales) y (b) para Determine las órbitas de EGNOS y las correcciones de reloj utilizando el código EGNOS C / A observable. El esquema de determinación de la órbita resultante demostró ser robusto y preciso, en particular en vista del hecho de que solo L1 Se analizó el código C / A. La calidad del procedimiento, que podría transformarse fácilmente en un esquema de determinación de órbita EGNOS de rutina, se analiza en nuestro artículo.

Los satélites EGNOS también se pueden observar con telescopios ópticos (situados en el sector de longitud geográfica apropiado). Los lugares astrométricos observados también pueden usarse para determinar las órbitas de EGNOS. En la primavera de 2004 se organizó una campaña de observación con el telescopio de 1 m en Zimmerwald (cerca de Berna en Suiza) para adquirir observaciones para dos satélites EGNOS. Sobre la base de estas observaciones ópticas, se determinaron las órbitas de una de las naves espaciales EGNOS. También se discute la calidad de este procedimiento de determinación de órbita complementario e independiente.

Por tanto, se pueden derivar órbitas EGNOS precisas con dos métodos independientes. Sin embargo, para el estudio actual, no se pudieron poner a disposición observaciones de los dos tipos y las órbitas resultantes de los dos métodos no se pudieron comparar directamente. Este paso, así como un procesamiento combinado de los dos tipos de observación, está previsto para el futuro.


Simulaciones numéricas de halos oscuros

Una de las formas en que podemos aprender sobre la materia oscura es modelando cómo debería comportarse mediante simulaciones numéricas. Con los recursos de SHARCNET, la red de supercomputación local de Ontario, así como máquinas en California, Alemania y Australia, el Dr. Taylor ha estado estudiando cómo la cosmología, las propiedades a gran escala del universo, afecta la abundancia, la forma y la suavidad de las estructuras densas. como cúmulos de galaxias.

Pruebas de observación de materia oscura

Hay tres formas principales de estudiar la materia oscura mediante la observación: dinámica de galaxias, lentes gravitacionales y detección directa o indirecta de partículas de materia oscura. El Dr. Taylor participa actualmente en varios estudios importantes que proporcionan datos dinámicos y de lentes, y anteriormente ha trabajado en predicciones para experimentos de astropartículas que buscan la partícula candidata de materia oscura ("detección directa") u otras partículas que produce o interactúa. con.

Galaxy Dynamics y Galaxy Surveys

COSMOS proporciona un conjunto de datos muy rico de galaxias fotografiadas en muchas longitudes de onda diferentes. El Dr. Taylor busca en este campo pequeñas galaxias cercanas que trazan la distribución de la materia oscura en las escalas más pequeñas. La abundancia relativa de estas galaxias puede decirnos si la materia oscura es genuinamente “fría” (y por lo tanto grumosa en escalas pequeñas) o si es “cálida” (y por lo tanto esponjosa en escalas pequeñas).


Calcular órbitas usando datos de observación - Astronomía

Idea temprana: radios orbitales de los planetas (distancias del Sol) determinados por una geometría de los cinco poliedros regulares.
(Nota moderna: esta idea es completamente incorrecta).
Sabía que esta idea describía los datos aproximadamente, pero se comprometió a probarlos con las mejores observaciones disponibles.
Tycho tuvo las mejores observaciones.
Kepler se convirtió en su asistente de investigación en 1600. Tycho le asignó el problema de determinar la órbita de Marte.
Kepler heredó la posición de Tycho y, lo que es más importante, los datos, después de la muerte de Tycho en 1601.

IDEAS FÍSICAS DE KEPLER

  • Idea clave: los planetas se mueven bajo la influencia de la fuerza del Sol.
  • Pensé que esta fuerza podría ser magnetismo o algo parecido.
  • Tenía una idea "aristotélica" de cómo funciona la fuerza: la fuerza necesaria para mantener algo en movimiento, los planetas "empujados" alrededor de sus órbitas.
  • Observó que los planetas más distantes se mueven más lentamente y los planetas individuales se mueven más lentamente cuando están más lejos del Sol.
  • Pensé que esta fuerza reflejada se debilitaba más lejos del Sol.

LA ÓRBITA DE MARTE

  • Intenté construir órbitas para la Tierra y Marte usando movimientos circulares.
  • La mejor solución no estuvo de acuerdo con varias de las observaciones de Tycho por 8 minutos de arco.
  • La medición del pensamiento no podía estar tan lejos, decidió probar otras formas.
  • Regla necesaria sobre cómo varía la velocidad del planeta con la distancia al Sol.
  • Motivado por la idea de que la fuerza se debilita con la distancia, se le ocurrió la "regla de áreas iguales": la línea que une el Sol y el planeta barre áreas iguales en tiempos iguales.
  • Probé varias formas posibles para las órbitas.
  • Después de ocho años de trabajo, por fin el éxito: la órbita de Marte es una elipse, con el Sol en un foco.

LEYES DE KEPLER

Resultados empíricos de Kepler para los movimientos de los planetas resumidos por tres "leyes".
Estas completamente reemplazar los epiciclos y otras complicaciones de los modelos ptolemaico y copernicano.

Primera ley: Las órbitas de los planetas son elipses con el Sol en un foco.

  • Clave dos clavos en la tabla. Envuelva con un bucle más largo de cuerda.
  • Dibuja un óvalo con una cuerda estirada tanto como sea posible.
  • Esta es una elipse, y las posiciones de las uñas son las focos.
  • Caracterizado por semieje mayor, la mitad de la longitud del eje más largo, y excentricidad, salida de la circularidad.
  • El caso límite es un círculo: ambos focos en la misma posición, el semieje mayor es el radio, la excentricidad es cero.
  • Especifica completamente el cambio de velocidad con la distancia del sol.
  • Los planetas se mueven más rápido cuando están más cerca del Sol (perihelio).
  • Más lento cuando está más lejos del sol (afelio).

Tercera Ley: El cuadrado del período orbital de un planeta es proporcional al cubo del semieje mayor de su órbita.

Definir uno unidad astronómica (AU) para ser el semi-eje mayor de la órbita de la Tierra.
La tercera ley se puede expresar como una ecuación:

P 2 = un 3

Kepler descubrió la tercera ley diez años después de las dos primeras.
Encantado por la armonía implícita del cosmos.


Un exoplaneta en disolución profetiza los últimos días de nuestro sistema solar

Por Nicole Karlis
Publicado el 8 de diciembre de 2019 1:00 PM (EST)

Esta ilustración muestra la enana blanca WDJ0914 + 1914 y su exoplaneta similar a Neptuno. Dado que el gigante helado orbita a la enana blanca caliente a corta distancia, la radiación ultravioleta extrema de la estrella destruye la atmósfera del planeta. Si bien la mayor parte de este gas despojado escapa, parte de él forma un disco y se acumula sobre la enana blanca. (ESO / M. Kornmesser)

Comparte

A medida que los telescopios humanos han mejorado, los científicos han sido bendecidos con el descubrimiento de una increíble variedad de exoplanetas inusuales que brindan información sobre el pasado y el futuro de nuestro universo. Ahora, un nuevo descubrimiento de un exoplaneta en evaporación en órbita alrededor de una enana blanca insinúa cómo se verá nuestro propio sistema solar en miles de millones de años, después de que nuestro sol haya agotado su suministro de hidrógeno y se haya contraído en una pequeña, caliente y compacta. enano blanco.

Los astrónomos publicaron un nuevo estudio en Nature sobre un nuevo exoplaneta helado que han descubierto que se evapora continuamente mientras orbita a su estrella enana blanca madre. Según los investigadores, esta es la primera vez que los científicos han observado un planeta en órbita alrededor de una enana blanca.

Nuestro sol está catalogado como una estrella enana amarilla y todavía se encuentra en la fase inicial de su vida, generando un exceso de energía al fusionar hidrógeno en helio. En aproximadamente 5 mil millones de años, el sol se quedará sin su suministro de hidrógeno y, al ser demasiado frío para fusionar elementos superiores, cesará la fusión termonuclear. En ese punto, el sol se expandirá, se transformará en una gigante roja, creciendo cientos de veces más y envolviendo planetas cercanos, como Mercurio, Venus y quizás la Tierra. En este proceso, las estrellas como el sol arrojan su capa gaseosa exterior, dejando solo un núcleo quemado compacto y caliente, conocido como enana blanca. Las enanas blancas no generan energía propia, pero tienen suficiente calor sobrante que continúan irradiando durante billones de años antes de enfriarse hasta convertirse en una enana negra, aunque el proceso de enfriamiento lleva tanto tiempo que no se cree que haya enanas negras en el universo actualmente.

Los investigadores hicieron el descubrimiento utilizando el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral.

"Fue uno de esos descubrimientos fortuitos", dijo en un comunicado de prensa el investigador Boris Gänsicke, de la Universidad de Warwick en el Reino Unido, quien dirigió el estudio.

Gänsicke y su equipo observaron 7.000 enanas blancas que fueron observadas por Sloan Digital Sky Survey. De 7.000, encontraron uno único que tenía rastros de sustancias químicas en cantidades que nunca antes habían observado.

"Sabíamos que tenía que haber algo excepcional en este sistema, y ​​especulamos que podría estar relacionado con algún tipo de remanente planetario", dijo Gänsicke.

Las observaciones de seguimiento confirmaron la presencia de hidrógeno, oxígeno y azufre. Descubrieron que estos elementos estaban presentes en un disco de gas que se arremolinaba en la enana blanca, pero no provenían de la enana blanca.

“Tomó algunas semanas de pensar mucho para darme cuenta de que la única forma de hacer un disco así es la evaporación de un planeta gigante”, dijo Matthias Schreiber de la Universidad de Valparaíso en Chile en un comunicado de prensa.

Se han encontrado cantidades similares de estos elementos en las capas atmosféricas profundas de Neptuno y Urano, que son grandes planetas gaseosos. Los investigadores creen que cuando un planeta así orbita cerca de una enana blanca, su atmósfera puede ser despojada por la radiación ultravioleta extrema de su estrella madre. Este tipo de desprendimiento luego se arremolinaría en un disco de acreción alrededor de la estrella.

Utilizando datos de observación y modelos teóricos, los investigadores creen que esta enana blanca tiene 28.000 grados Celsius, alrededor de cinco veces la temperatura del Sol. El planeta que lo orbita es al menos el doble del tamaño de la enana blanca. El planeta orbita a la enana blanca en solo unos 10 días.

La investigación proporciona información sobre cómo los planetas, como los de nuestro propio sistema solar, se transformarán a lo largo de la inevitable transición de nuestro sol a una enana blanca. Los investigadores creen que una vez que la estrella anfitriona se convirtió en una enana blanca, el planeta se acercó a ella. También es posible que más de un planeta haya sobrevivido a la transición, de hecho, la extraña y cercana órbita del exoplaneta podría ser el resultado de interacciones gravitacionales con otros planetas.

“Hasta hace poco, muy pocos astrónomos se detenían a reflexionar sobre el destino de los planetas que orbitan alrededor de estrellas moribundas”, dijo Gänsicke. "Este descubrimiento de un planeta que orbita de cerca alrededor de un núcleo estelar quemado demuestra con fuerza que el Universo desafía una y otra vez nuestras mentes a ir más allá de nuestras ideas establecidas".

Lisa Kaltenegger, directora del Instituto Carl Sagan de la Universidad de Cornell y que no participó en el estudio, dijo en un comunicado de prensa: "Estos resultados son intrigantes porque sugieren que las enanas blancas podrían albergar planetas de segunda generación".

“Nuestro trabajo sobre las enanas blancas como estrellas anfitrionas de planetas potencialmente habitables, dirigido por mi estudiante de doctorado Thea Kozakis, muestra que tales planetas, si existen, podrían mantener condiciones habitables durante miles de millones de años”, dijo Kaltenegger. "Espero que a continuación encuentren planetas reales orbitando enanas blancas".


Archivo de ciencia JCMT

El JCMT Science Archive (JSA), una colaboración entre CADC y EAO, es el sitio de distribución oficial de datos de observación obtenidos con el telescopio James Clerk Maxwell (JCMT) en Mauna Kea, Hawaii.

La interfaz de búsqueda JSA es proporcionada por la herramienta de búsqueda CADC, que proporciona acceso genérico al conjunto completo de datos telescópicos archivados en CADC. La ayuda sobre el uso de esta herramienta se proporciona a través de información sobre herramientas. Para obtener información adicional sobre las capacidades del instrumento y la reducción de datos, consulte las páginas de instrumentos SCUBA-2 y ACSIS que se encuentran en las páginas JCMT mantenidas por EAO. La EAO ofrece ayuda específica de JCMT relacionada con el uso de la herramienta CADC AdvancedSearch.

El acceso programático al archivo JCMT completo también está disponible a través del Protocolo de acceso a tablas CADC (TAP). TAP es un enfoque basado en estándares IVOA para consultar bases de datos remotas. Los contenidos accesibles a través de TAP son idénticos a los presentados mediante la interfaz AdvancedSearch. Para conocer la estructura de las consultas que se pueden realizar utilizando el servicio TAP, consulte la pestaña 'Consulta' en la página de búsqueda de CADC.

Todas las observaciones JCMT accesibles están disponibles a través de la interfaz AdvancedSearch, incluidos los cubos de datos espectrales producidos por ACSIS, así como las imágenes tomadas con la cámara SCUBA-2. Las observaciones sin procesar están disponibles en formato NDF. Cada observación ACSIS y SCUBA-2 también está disponible como productos reducidos en formato FITS con un conjunto completo de encabezados del sistema de coordenadas mundiales.

Todos los datos públicos de JCMT se pueden descargar libremente desde CADC. Los productos de observación siguen siendo propietarios siempre que los datos sin procesar de los que se derivaron sigan siendo propietarios. Los usuarios autorizados para acceder a estos datos deben iniciar sesión con su nombre de usuario y contraseña de CADC, después de lo cual podrán buscar y descargar datos de propiedad de todos los proyectos de JCMT de los que son miembros.