Användare:Brallan/PSR B1620-26c

PSR B1620-26c

PSR B1620-26c
Moderstjärna
Stjärna	PSR B1620-26 A / B
Stjärnbild	Skorpionen
Rektascension	16t 23m 38s
Deklination	-26° 31′ 53″
Spektralklass	Pulsar / DB
Omloppsbanans egenskaper
Avstånd från stjärnan (a)	23 AU
Excentricitet (e)	låg
Omloppstid (P)	~100
Inklination (i)	50°
Fysiska egenskaper
Massa	2.5 ± 1 MJ
Upptäckt
Upptäcktsår	1996
Upptäckare	Backer m.f
Upptäcktsstatus	Offentligjord

PSR B1620-26c är en exoplanet som kretsar kring pulsaren PSR B1620-26 i M4, ungefär på 12,400 ljusårs avstånd i stjärnbilden Skorpionen. Planeten är den äldsta kända exoplaneten. Man tror att den är omkring 12.7 miljarder år gammal.^[1]

PSR B1620-26c kretsar kring ett dubbelpar av stjärnor. En, pulsaren, är en neutronstjärna som gör 100 varv runt sin axel per sekund. Den andra är en vit dvärg med en massa på 0.34 solmassa. Dessa stjärnor kretsar runt varandra på ungefär 1 AE ungefär en gång varje halvår. När ett tredje objekt hittades i systemet, så blev planetens officiela betäckning PSR B1620-26c. Planeten har en massa på 2.5 gånger Jupiters, den kretsar i en omloppsbana likt den Uranus har runt solen, men något större; PSR B1620-26c kretsar på 23 AE:s avstånd (3400 miljoner km). Varje varv runt stjärnparet tar ungefär 100 år.^[2]

Trippelsystemet ligger just utanför kärnan av den klotformiga stjärnhopen M4. Åldern på hopen är uppskattad till omkring 12.7 miljarder år, och eftersom alla stjärnor i en hop bildas ungefär vid samma tid, och planeterna bildas tillsammans med stjärnorna, är det troligt att PSR B1620-26c också bildades för omkring 12.7 miljarder år sedan. Det är mycket äldre än någon känd planet, och nära tre gånger så gammal som jorden. Smeknamnet "Methuselah" fick den som en referens till den långlivade Methusalem i Bibeln. Fast namnet används inte så ofta i astronomisk littratur, och det har inte blivit accepterat av Internationella astronomiska unionen, vilka ger namn till astronomiska objekt.

Likt nästan alla exoplaneter som hittils upptäckts, blev PSR B1620-26c upptäckt genom Dopplereffekten. I det tidiga 1990-talet, en grupp astronomer ledda av Donald Backer, vad dom trodde var en dubbelpulsar men ett tredje objekt beövdes för att förklara den observerade Dopplereffekten. Inom några år, hade de mätt de gravitionella effektera på planetens bana från pulsaren och den vita dvärgen. Man kunde sedan göra en uppskattning på massan för att se att den var för liten för att vara en stjärna. Man offentliggjorde upptäckten 1993. ^[3]

Studier av planetens omloppsbana gjorde så att man kunde fastställa den vita dvärgens massa också, och teorier av formationen av planeten föreslog att den vita dvärgen skulle vara ung och het. Den 10 juli, 2003, så tillkännagav man upptäckten av den vira dvärgen och bekräftade redan föreslagna data, med hjälp av observationer från Rymdteleskopet Hubble. Det var på en NASA-konferans som namnet Methuselah introducerades.^[4][5]

Hur en pulsarplanet bildas är fortfarande okänt, men troligtvis bildasdes den inte där vi ser den idag. På grund av de minskade gravitionella krafterna när en stjärnas kärna kollapsar till en neutronstjärna och kastar den mesta av sin massa i en supernova explosion, är det osannolik att en planet skulle kunna stanna i omloppsbana efter att något sånt inträffat. Det är mer troligt att planeten formades runt den stjärna som nu har blivit en vit dvärg, och att stjärnan och planeten fångades senare upp av i omloppsbana runt neutronstjärnan.^[5][6]

Att himlakroppar stöter på varandra är inte vanligt i Vintergats skivan, där vår sol finns, men i de täta kärnorna hos kloformiga stjärnhopar händer detta ofta. Vid någon tidpunkt för omkring 10 miljarder år sedan, så närmade sig och fångade neutronstjärnan en stjärna med en planet in i en tät omloppsbana. För omkring 500 miljoner år sedan, började den nyligen fångna stjärnan expandera till en röd jätte.

Typiska pulsar perioder för unga pulsarer är i order 1 sekund, och dom ökar med tiden; dom pulsarer med väldigt snabba pulser så kallade millisekund pulsarer och gör det på grund av överföringen av material från en konpanjon. Pulsperioden för PSR B1620-26 är några få millisekunder, vilket ger ett starkt bevis för massöverföring. Man tror att när pulsarens röda jätte expanderade, fyllde och överskred sedan dess Roche flik, så att dess ytlagrer började överföras på neutronstjärnan.

Den infallande materian skapade komplexa och spektakulära effekter. Den infallande materian 'spann upp' neutronstjärnan, på grund av överföring vid rörelsemängdsmoment, och för ett par hundra miljoner år, så formade stjärnorna en dubbel röntgenstjärna med en låg massa, när den infallande materian hettades upp till tillräckligt höga temperaturer för att lysa i röntgenstrålning.

Massöverföringen kom till ett slut då ytlager av den massförlorande stjärnan hade förbrukats klart, och kärnan krympte ihop till en vit dvärg. Nu kretsar stjärnorna fredligt runt varandra. Långtids utsikterna för PSR B1620-26 c är dåliga. Trippelsystemet, vilket är mycket mer massiv än en typisk isolerad stjärna i M4, närmaar sig sakta men säkert stjärnhopens kärna, där densiteten är mycket hög.

Om en miljard år eller liknande, kommer trippeln troligtvis ha en annan närasammandrabbning med en närliggande stjärna. Den mest vanliga utgången för sådana sammandrabbningar är att den lättaste kompanjonen kastas ut från mångstjärnsystemet. Om detta händer, så är det mest troligt att PSR B1620-26c helt kommer att kastas ut ur M4, och kommer under sin resterande livstid ensam i den interställera rymden som interställer planet.

• 51 Pegasi b
• PSR B1257+12

• Oldest Known Planet Identified — STScI press release
• Primeval Planet: Oldest Known World Conjures Prospect of Ancient Life — Space.com article
• Speculation and artwork — Extrasolar Visions