Cette image de la naine brune de faible masse GJ 504 B a été prise par Bowler et son équipe en utilisant l'optique adaptative avec la caméra NIRC2 à l'observatoire Keck à Hawaï. L'image a été traitée pour éliminer la lumière de l'étoile hôte (dont la position est marquée d'un "x"). Le compagnon est situé à une distance d'environ 40 fois la distance Terre-Soleil et a une période orbitale d'environ 240 ans. En revenant à ce système et à d'autres année après année, l'équipe est capable de tracer lentement une partie de l'orbite du compagnon pour contraindre sa forme, qui fournit des indices sur sa formation et son histoire. Crédit :Brendan Bowler (UT-Austin)/W. Observatoire M. Keck
Une équipe d'astronomes dirigée par Brendan Bowler de l'Université du Texas à Austin a sondé le processus de formation d'exoplanètes géantes et de naines brunes, une classe d'objets plus massifs que les planètes géantes, mais pas assez massif pour allumer la fusion nucléaire dans leurs noyaux pour briller comme de vraies étoiles.
En utilisant l'imagerie directe avec des télescopes au sol à Hawaï—W. Observatoire M. Keck et télescope Subaru sur Maunakea - l'équipe a étudié les orbites de ces faibles compagnons en orbite autour des étoiles dans 27 systèmes. Ces données, combinée à la modélisation des orbites, leur a permis de déterminer que les naines brunes dans ces systèmes formaient comme des étoiles, mais les géantes gazeuses se sont formées comme des planètes.
La recherche est publiée dans le numéro actuel de Le journal astronomique .
Au cours des deux dernières décennies, des sauts technologiques ont permis aux télescopes de séparer la lumière d'une étoile mère et d'un objet en orbite beaucoup plus sombre. En 1995, cette nouvelle capacité a produit les premières images directes d'une naine brune en orbite autour d'une étoile. La première image directe de planètes en orbite autour d'une autre étoile a suivi en 2008.
« Au cours des 20 dernières années, nous avons sauté de haut en bas en masse, " Bowler a déclaré à propos de la capacité d'imagerie directe, notant que la limite actuelle est d'environ 1 masse de Jupiter. Au fur et à mesure que la technologie s'est améliorée, "L'une des grandes questions qui a émergé est 'Quelle est la nature des compagnons que nous trouvons ?'"
naines brunes, tel que défini par les astronomes, ont des masses comprises entre 13 et 75 masses de Jupiter. Ils ont des caractéristiques en commun avec les deux planètes et avec les étoiles, et Bowler et son équipe ont voulu régler la question :les planètes géantes gazeuses à la périphérie des systèmes planétaires sont-elles la pointe de l'iceberg planétaire, ou la fin de faible masse des naines brunes ? Des recherches antérieures ont montré que les naines brunes en orbite autour des étoiles se sont probablement formées comme des étoiles de faible masse, mais il est moins clair quel est le compagnon de masse le plus bas que ce mécanisme de formation peut produire.
« Une façon d'y parvenir est d'étudier la dynamique du système, d'observer les orbites, " A déclaré Bowler. Leurs orbites aujourd'hui détiennent la clé pour débloquer leur évolution.
En observant patiemment les planètes géantes et les naines brunes en orbite autour de leurs étoiles hôtes, Bowler et son équipe ont pu contraindre les formes de l'orbite même si seule une petite partie de l'orbite a été surveillée. Plus la base de temps est longue, plus la gamme d'orbites possibles est petite. Ces graphiques montrent neuf des 27 systèmes de leur étude. Crédit :Brendan Bowler (UT-Austin)
En utilisant le système d'optique adaptative (AO) de l'observatoire Keck avec la caméra proche infrarouge, instrument de deuxième génération (NIRC2) sur le télescope Keck II, ainsi que le télescope Subaru, L'équipe de Bowler a pris des images de planètes géantes et de naines brunes en orbite autour de leurs étoiles mères.
C'est un long processus. Les géantes gazeuses et les naines brunes qu'ils ont étudiées sont si éloignées de leurs étoiles mères qu'une orbite peut prendre des centaines d'années. Pour déterminer même un petit pourcentage de l'orbite, "Vous prenez une image, tu attends un an, " pour le petit compagnon de voyager un peu, dit Bowler. Puis " tu prends une autre image, vous attendez encore un an."
Cette recherche s'est appuyée sur la technologie AO, qui permet aux astronomes de corriger les distorsions causées par l'atmosphère terrestre. Comme les instruments d'AO se sont continuellement améliorés au cours des trois dernières décennies, plus de naines brunes et de planètes géantes ont été directement imagées. Mais comme la plupart de ces découvertes ont été faites au cours des dix ou vingt dernières années, l'équipe ne dispose que d'images correspondant à quelques pour cent de l'orbite totale de chaque objet. Ils ont combiné leurs nouvelles observations de 27 systèmes avec toutes les observations précédentes publiées par d'autres astronomes ou disponibles dans les archives des télescopes.
À ce point, la modélisation informatique entre en jeu. Les coauteurs de cet article ont aidé à créer un code d'ajustement à l'orbite appelé "Orbitize!" qui utilise les lois du mouvement planétaire de Kepler pour identifier quels types d'orbites sont cohérents avec les positions mesurées, et qui ne le sont pas.
Le code génère un ensemble d'orbites possibles pour chaque compagnon. Le léger mouvement de chaque planète géante ou naine brune forme un "nuage" d'orbites possibles. Plus le nuage est petit, plus les astronomes se rapprochent de la véritable orbite du compagnon. Et plus de points de données, c'est-à-dire des images plus directes de chaque objet en orbite—affineront la forme de l'orbite.
"Plutôt que d'attendre des décennies ou des siècles pour qu'une planète termine une orbite, nous pouvons compenser la ligne de base de temps plus courte de nos données avec des mesures de position très précises, " a déclaré Eric Nielsen, membre de l'équipe de l'Université de Stanford. " Une partie d'Orbitize ! que nous avons développé spécifiquement pour s'adapter aux orbites partielles, OFTI [Orbites Pour Les Impatients], nous a permis de trouver des orbites même pour les compagnons de la plus longue période."
Trouver la forme de l'orbite est la clé :les objets qui ont des orbites plus circulaires se sont probablement formés comme des planètes. C'est-à-dire, quand un nuage de gaz et de poussière s'est effondré pour former une étoile, le compagnon lointain (et toutes les autres planètes) formé d'un disque aplati de gaz et de poussière tournant autour de cette étoile.
Ces deux courbes montrent la distribution finale des formes d'orbite pour les planètes géantes et les naines brunes. L'excentricité orbitale détermine l'allongement de l'ellipse, avec une valeur de 0,0 correspondant à une orbite circulaire et une valeur élevée proche de 1,0 étant une ellipse aplatie. Les planètes géantes gazeuses situées à de grandes distances de leurs étoiles hôtes ont de faibles excentricités, mais les naines brunes ont un large éventail d'excentricités similaires aux systèmes d'étoiles binaires. Pour référence, les planètes géantes de notre système solaire ont des excentricités inférieures à 0,1. Crédit :Brendan Bowler (UT-Austin)
D'autre part, celles qui ont des orbites plus allongées se sont probablement formées comme des étoiles. Dans ce scénario, un bouquet de gaz et de poussière s'effondrait pour former une étoile, mais il s'est fracturé en deux touffes. Chaque touffe s'effondre alors, l'un formant une étoile, and the other a brown dwarf orbiting around that star. This is essentially a binary star system, albeit containing one real star and one "failed star."
"Even though these companions are millions of years old, the memory of how they formed is still encoded in their present-day eccentricity, " Nielsen added. Eccentricity is a measure of how circular or elongated an object's orbit is.
The results of the team's study of 27 distant companions was unambiguous.
"The punchline is, we found that when you divide these objects at this canonical boundary of more than about 15 Jupiter masses, the things that we've been calling planets do indeed have more circular orbits, as a population, compared to the rest, " Bowler said. "And the rest look like binary stars."
The future of this work involves both continuing to monitor these 27 objects, as well as identifying new ones to widen the study. "The sample size is still modest, at the moment, " Bowler said. His team is using the Gaia satellite to look for additional candidates to follow up using direct imaging with even greater sensitivity at the forthcoming Giant Magellan Telescope (GMT) and other facilities. UT-Austin is a founding member of the GMT collaboration.
Bowler's team's results reinforce similar conclusions recently reached by the GPIES direct imaging survey with the Gemini Planet Imager, which found evidence for a different formation channel for brown dwarfs and giant planets based on their statistical properties.
