M-tyypin (punainen kääpiö) tähdet ovat viileämpiä, vähämassisia, pienikokoisia kohteita, jotka muodostavat valtaosan tähtiä maailmankaikkeudessa - niiden osuus 85 prosentilla tähtiä vain Linnunradan galaksissa. Viime vuosina nämä tähdet ovat osoittautuneet eksoplaneettojen metsästäjien aarrearkiksi, ja aurinkokunnan lähimpien punaisten kääpiöiden ympärille on vahvistettu useita maanpäällisiä (eli maapallon kaltaisia) planeettoja.
Mutta vielä yllättävää on se, että joillain punaisilla kääpiöillä on havaittu olevan planeettoja, jotka ovat kooltaan ja massaltaan verrattavissa niitä kiertävään Jupiteriin. Keskustan Lancashiren yliopiston (UCLan) tutkijaryhmän tekemässä uudessa tutkimuksessa on käsitelty mysteeri siitä, miten tämä voisi tapahtua. Pohjimmiltaan heidän työnsä osoittaa, että kaasu jättiläisten muodostuminen vie vain muutaman tuhannen vuoden.
Tutkimus, joka ilmestyi äskettäin lehdessä Tähtitiede ja astrofysiikka, oli tri Anthony Mercerin ja tohtori Dimitris Stamatelloksen työ UCLanin Jeremiah Horrocksin matematiikan, fysiikan ja tähtitieteen instituutista (JHI - MPA). JHI - MPA: n kanssa astrofysiikan lukija Dr. Mercer johti tutkimusta tohtori Stamatellosin johdolla, joka johtaa instituutin ”Teoreettinen tähtimuodostus ja eksoplaneetit” -ryhmää.
Yhdessä he tutkivat, miten planeetat voisivat muodostua punaisten kääpiötähteiden ympärille määrittääkseen, mikä mekanismi mahdollistaisi supermassiivisten kaasujättiläisten muodostumisen. Tavanomaisten planeettojen muodostumismallien mukaan, joissa pölyhiukkasten asteittainen kertyminen johtaa vähitellen isompiin kappaleisiin, punaisilla kääpiöjärjestelmillä ei tulisi olla tarpeeksi massaa super-Jupiter-tyyppisten planeettojen muodostamiseksi.
Mercer ja tohtori Stamatellos käyttivät tutkiakseen tätä eroa Yhdistyneen kuningaskunnan hajautetussa tutkimuksessa käyttämällä Advanced Computing (DiRAC) -supertietokonetta - joka yhdistää tiloja Cambridgessä, Durhamissa, Edinburghissa ja Leicesterin yliopistossa - simuloidaksesi protoplanetaaristen levyjen kehitystä punaisten kääpiötähteiden ympärillä. Nämä pyörivät kaasu- ja pölylevyt ovat yleisiä kaikkien vasta syntyneiden tähtien ympärillä ja ne lopulta johtavat planeetan muodostumiseen.
He löysivät sen, että jos nämä nuoret levyt ovat riittävän suuria, ne voivat sirpaloitua eri palasiksi, mikä yhdistyisi vastavuoroisen painovoiman aiheuttaman vetovoiman vuoksi muodostaen kaasu jättiläisiä planeettoja. Tämä vaatisi kuitenkin, että planeetat muodostuvat muutaman tuhannen vuoden sisällä, aikataulu, joka on astrofysiikan kannalta erittäin nopea. Kuten tohtori Mercer selitti:
”Se, että planeetat voivat pystyä muodostumaan niin lyhyellä aikavälillä pienten tähtien ympärille, on uskomattoman jännittävä. Työmme osoittaa, että planeettojen muodostuminen on erityisen vahvaa: muut maailmat voivat muodostua jopa pienten tähtien ympärille monin tavoin, ja siksi planeetat voivat olla monimuotoisempia kuin aiemmin ajattelimme. "
Heidän tutkimuksensa osoittivat myös, että nämä planeetat olisivat muodostumisensa jälkeen erittäin kuumia, ja niiden ytimissä lämpötila saavuttaisi tuhansia asteita. Koska heillä ei ole sisäistä energialähdettä, heistä tulee ajan myötä kevyempiä. Tämä tarkoittaa, että näitä planeettoja olisi helppo tarkkailla infrapuna-aallonpituudella, kun ne ovat vielä nuoria, mutta ikkuna suoraa tarkkailua varten olisi pieni.
Silti tällaisia planeettoja voitiin silti havaita epäsuorasti perustuen niiden vaikutukseen isäntähtiin, mistä syystä punaisten kääpiötähteiden kiertävät planeetat on tyypillisesti löydetty. Tätä kutsutaan radial Velocity Method -metodiksi (alias. Doppler-spektroskopia), jossa tähtispektrien muutokset osoittavat sen liikkuvan, mikä on osoitus planeetoista, jotka vaikuttavat siihen painovoimaan. Stamatellos lisäsi:
”Tämä oli ensimmäinen kerta, kun pystyimme paitsi näkemään planeettojen muodostumisen tietokoneen simulaatioissa, myös määrittämään niiden alkuperäiset ominaisuudet erittäin yksityiskohtaisesti. Oli kiehtovaa huomata, että nämä planeetat ovat "nopeita ja raivoisia" - ne muodostuvat nopeasti ja ovat yllättäen kuumia. "
Nämä tulokset ovat vain jos ei ajoissa. Äskettäin tähtitieteilijät havaitsivat toisen ekstrasolaarisen planeetan Proxima Centaurin ympärillä, joka on lähinnä omaamme tähtiä. Toisin kuin Proxima b, joka on maapallon kokoinen, kivinen ja kiertää tähden asuttavalla alueella; Proxima c: n uskotaan olevan 1,5 kertaa maapallon kokoinen, puolet massiivisemmasta kuin Neptunus (mikä tekee siitä mini-Neptunuksen) ja kiertää kaukana Proxima Centaurin asuttavan alueen ulkopuolella.
Tietäen, että on olemassa mahdollinen mekanismi, joka sallii kaasujäättäjien muodostumisen punaisten kääpiöiden tähtien ympärille, vie meille askeleen lähemmäksi näiden täysin yleisten, mutta silti salaperäisten tähtijen ymmärtämistä.
