গ্লিস ২২৯

From LTRC

18.791

100x100 J2000 গ্লিস ২২৯ এ গ্লিস ২২৯ এ [1] [1] গ্লিস ২২৯ এ y -21°1377[2] HD+42581

গ্লিস ২২৯ (যা Gl 229 বা GJ 229 নামেও পরিচিত) হলো একটি বহু-নক্ষত্র ব্যবস্থা যা একটি লোহিত বামন এবং দুটি বাদামী বামন নিয়ে গঠিত,[3][4] এটি ১৮.৮ আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত। এটি লেপাস নক্ষত্রমণ্ডলীর নিকটতম নক্ষত্র ব্যবস্থা।[5] এর প্রাথমিক উপাদানটির ভর সূর্যের ভর-এর ৫৮%,[6] ব্যাসার্ধ সূর্যের ব্যাসার্ধ-এর ৫৫%,[7] এবং নক্ষত্রটির বিষুবরেখায় এর আবর্তিত গতিবেগ অত্যন্ত কম, মাত্র ১ কিমি/সেকেন্ড।[8]

লোহিত বামন

গ্লিস ২২৯-এর একটি আলোক বক্ররেখা যা একটি ছোট ফ্লেয়ার প্রদর্শন করছে, বাইর্ন এবং অন্যান্যদের (১৯৮৫) থেকে গৃহীত[9]

গ্লিস ২২৯ একটি স্বল্প-সক্রিয় ফ্লেয়ার নক্ষত্র হিসেবে পরিচিত, যার অর্থ হলো এর পৃষ্ঠতলে চৌম্বকীয় কার্যকলাপের কারণে এর উজ্জ্বলতা হঠাৎ বৃদ্ধি পায়। এর বর্ণালীতে H এবং K ব্যান্ডে ক্যালসিয়ামের নিঃসরণ রেখা দেখা যায়। এই নক্ষত্রের করোনা থেকে এক্স-রে নিঃসরণ শনাক্ত করা হয়েছে।[10] এগুলো নক্ষত্রের বাইরের বায়ুমণ্ডলের গ্যাসের সাথে চৌম্বকীয় লুপের মিথস্ক্রিয়ার কারণে হতে পারে। কোনো বৃহৎ আকারের নক্ষত্র-কলঙ্ক (star-spot) কার্যকলাপ শনাক্ত করা যায়নি।[9]

এই নক্ষত্রটির মহাকাশীয় বেগের উপাদানগুলো হলো U = +১২, V = –১১ এবং W = –১২ কিমি/সেকেন্ড।[11] মিল্কিওয়ে গ্যালাক্সিতে এই নক্ষত্রটির কক্ষপথের কক্ষীয় উৎকেন্দ্রিকতা ০.০৭ এবং কক্ষীয় নতি 0.29 °।[12]

বাদামী বামন

গ্লিস ২২৯ এ এবং বি

১৯৯৪ সালে ক্যালটেক জ্যোতির্বিজ্ঞানী কুলকার্নি, তাদাশি নাকাজিমা, কিথ ম্যাথিউস এবং রেবেকা ওপেনহাইমার এবং জনস হপকিন্স বিজ্ঞানী স্যাম ডুরেন্স ও ডেভিড গোলিমোস্কি একটি উপ-নাক্ষত্রিক সঙ্গী আবিষ্কার করেন। ১৯৯৫ সালে এটি গ্লিস ২২৯বি হিসেবে নিশ্চিত হয়।[13][14] এটি আবিষ্কৃত প্রথম বাদামী বামনগুলোর মধ্যে একটি। যদিও এটি মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্রের মতো হাইড্রোজেন-জ্বলন নিউক্লীয় ফিউশন বজায় রাখার জন্য খুব ছোট, এর ভর বৃহস্পতি-এর প্রায় ৪০ থেকে ৬০ গুণ (০.০৬ সৌর ভর),[15][16] যা একটি গ্রহ হওয়ার জন্য অনেক বেশি। একটি বাদামী বামন হিসেবে, এর কোর তাপমাত্রা ডিউটেরিয়াম ফিউশন শুরু করার জন্য যথেষ্ট ছিল, কিন্তু ধারণা করা হয় যে এটি অনেক আগেই তার সমস্ত ডিউটেরিয়াম জ্বালানি শেষ করে ফেলেছে।[17] এই বস্তুটির পৃষ্ঠের তাপমাত্রা ৯৫০ কেলভিন।[18]

গ্লিস ২২৯বি হলো টি বামন-এর প্রোটোটাইপ, কারণ এর বর্ণালীতে মিথেন শনাক্ত করা হয়েছে।[19] এর বায়ুমণ্ডলে অন্যান্য অণুও দেখা যায়, যেমন জলীয় বাষ্প,[20] কার্বন মনোক্সাইড[21] এবং অ্যামোনিয়া।[22][23] সিজিয়াম,[24] সোডিয়াম এবং পটাশিয়াম-এর পারমাণবিক শোষণ রেখাও শনাক্ত করা হয়েছে।[25]

পরবর্তীতে গ্লিস ২২৯ বি একটি বাইনারি বাদামী বামন হিসেবে প্রমাণিত হয়।[3] ২০২১ সাল থেকে, বস্তুটির পরিমাপকৃত ভর এবং উজ্জ্বলতার মধ্যে অসামঞ্জস্যতার কারণে এটিকে একটি অমীমাংসিত বাইনারি হিসেবে ধারণা করা হয়েছিল।[6][26] গ্লিস ২২৯বি যে সমান ভরের একটি বাইনারি, তার আরও প্রমাণ পাওয়া যায় সুবালু টেলিস্কোপ থেকে প্রাপ্ত উচ্চ-রেজোলিউশন বর্ণালীবীক্ষণ থেকে।[27] অবশেষে ২০২৪ সালে VLT/GRAVITY এবং VLT/CRIRES+ এর মাধ্যমে গ্লিস ২২৯ বি-কে পৃথক করা সম্ভব হয়। এর উপাদানগুলোকে গ্লিস ২২৯ বিএ এবং গ্লিস ২২৯ বিবি বলা হয়। এই জোড়াটি ১২.১ দিনের কক্ষপথের সময়কাল এবং ০.০৪২ জ্যোতির্বিজ্ঞান একক (প্রায় ১৬ পৃথিবী-চাঁদ দূরত্ব) এর সেমি-মেজর অক্ষ নিয়ে একটি আঁটসাঁট কক্ষপথে রয়েছে। CRIRES+ থেকে প্রাপ্ত রেডিয়াল বেগ-এর পরিবর্তনগুলো গ্লিস ২২৯বি-এর কক্ষপথ বুঝতে সাহায্য করেছে। বাইনারিটির কক্ষীয় নতি 31.4 ± 0.3 ° এবং কক্ষীয় উৎকেন্দ্রিকতা 0.234 ± 0.004। বাইনারিটির নতি গ্লিস ২২৯এ-এর চারপাশে গ্লিস ২২৯বি-এর কক্ষপথের সাপেক্ষে 37 ± 7° বিচ্যুত।[3] কেক NIRSPEC-এর মাধ্যমে গ্লিস ২২৯বি-তে দুটি যুগের মধ্যে অতিরিক্ত রেডিয়াল বেগের পরিবর্তন শনাক্ত করা হয়েছে। এই দলটি স্বাধীনভাবে গ্লিস ২২৯বি-এর বাইনারি প্রকৃতি আবিষ্কার করেছে।[4]

বাদামী বামন জোড়াটিকে জেমস ওয়েব স্পেস টেলিস্কোপ-এর MIRI লো-রেজোলিউশন বর্ণালীবীক্ষণের মাধ্যমে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছে। পূর্ববর্তী কাজগুলো নিকট-অবলোহিত বর্ণালী থেকে গ্লিস ২২৯-এর হোস্ট নক্ষত্র এবং সঙ্গীর মধ্যে প্রাচুর্যের পার্থক্য দেখিয়েছিল। মিড-ইনফ্রারেড ডেটা ব্যবহার করে এই নতুন গবেষণায় দেখা গেছে যে জোড়াটির প্রাচুর্য হোস্ট নক্ষত্রের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ। ধাতবতা পরিমাপ করা হয়েছে C/O = 0.65 ± 0.05 এবং [M/H]=0.00 ± 0.04 এবং জোড়ার প্রতিটি বাদামী বামনের জন্য সমান। হোস্ট নক্ষত্রের C/O = 0.68 ± 0.12 এবং [M/H] = −0.02 ± 0.06।[23]

গ্রহের অনুসন্ধান

২০১৪ সালের মার্চ মাসে, GJ 229-এর চারপাশে অনেক কাছের কক্ষপথে একটি সুপার-নেপচুন ভরের গ্রহের প্রার্থীর কথা ঘোষণা করা হয়েছিল।[28] সূর্যের সাথে গ্লিস ২২৯ ব্যবস্থার নৈকট্যের কারণে, GJ 229 Ab-এর কক্ষপথটি গাইয়া স্পেস-অ্যাস্ট্রোমেট্রি মিশনের মাধ্যমে বা সরাসরি ইমেজিংয়ের মাধ্যমে সম্পূর্ণভাবে চিহ্নিত করা যেতে পারে। ২০২০ সালে, GJ 229-এর চারপাশে একটি সুপার-আর্থ ভরের গ্রহ আবিষ্কৃত হয়। GJ 229 Ac নক্ষত্রটিকে GJ 229 Ab-এর চেয়ে কাছে প্রদক্ষিণ করে, যা নক্ষত্রটির বাসযোগ্য অঞ্চল-এর বেশ ভেতরে অবস্থিত এবং সেই অর্থে আমাদের সৌরজগৎ-এর মঙ্গল গ্রহ-এর মতো। যদিও GJ 229 Ab-কে অপ্রমাণিত বিবেচনা করা হচ্ছে, গবেষণাটি এর জন্য উল্লেখযোগ্যভাবে কম ন্যূনতম ভর অনুমান করেছে।[29]

যাইহোক, একটি সাম্প্রতিক গবেষণায় দেখা গেছে যে যখন নাক্ষত্রিক কার্যকলাপ বিবেচনায় নেওয়া হয়, তখন গ্রহগুলোর কক্ষপথের সময়কালের সাথে সম্পর্কিত রেডিয়াল বেগের সংকেতগুলো অদৃশ্য হয়ে যায়। অতএব, গ্রহের পরিবর্তে হোস্ট নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ কার্যকলাপ বা পূর্ববর্তী পর্যবেক্ষণের ত্রুটিগুলোই রেডিয়াল বেগের পরিবর্তনের কারণ, যার অর্থ হলো গ্লিস ২২৯ Ab এবং গ্লিস ২২৯ Ac সম্ভবত অস্তিত্বহীন।[30]

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

[2]

[31]

[32]

[19]

[20]

[21]

[22]

[24]

[25]

[4]

[3]

[23]

[1]

[27]

[33]

[8]

[10]

[30]

[9]

[12]

[7]

[11]

[14]

[18]

[28]

[34]

[29]

[6]

[16]

[15]

[26]

[5]

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 (2025). "On the Orbit of the Binary Brown Dwarf Companion GL229 Ba and Bb". The Astronomical Journal. 169 (4) 193. doi:10.3847/1538-3881/adb4f2.
  2. ↑ 2.0 2.1 "Gliese 229".
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 (2024-10-16). "The cool brown dwarf Gliese 229 B is a close binary". Nature. 634 (8036) 1070–1074. doi:10.1038/s41586-024-08064-x.
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 (2024-10-06). "Discovery of the Binarity of Gliese 229B, and Constraints on the System's Properties". The Astrophysical Journal Letters. 974 (2) L30. doi:10.3847/2041-8213/ad7714.
  5. ↑ 5.0 5.1 (April 2024). "The Initial Mass Function Based on the Full-sky 20 pc Census of ~3600 Stars and Brown Dwarfs". The Astrophysical Journal Supplement Series. 271 (2) 55. doi:10.3847/1538-4365/ad24e2.
  6. ↑ 6.0 6.1 6.2 (2021). "Improved Dynamical Masses for Six Brown Dwarf Companions Using Hipparcos and Gaia EDR3". The Astronomical Journal. 162 (6) 301. doi:10.3847/1538-3881/ac273e.
  7. ↑ 7.0 7.1 (2019-10-01). "The Revised TESS Input Catalog and Candidate Target List". The Astronomical Journal. 158 (4) 138. doi:10.3847/1538-3881/ab3467.
  8. ↑ 8.0 8.1 Reiners, Ansgar. (May 2007). "The narrowest M-dwarf line profiles and the rotation-activity connection at very slow rotation". Astronomy and Astrophysics. 467 (1) 259–268. doi:10.1051/0004-6361:20066991.
  9. ↑ 9.0 9.1 9.2 (1985-05-01). "Optical photometry and spectroscopy of the flare star Gliese 229 (=HD42581)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 214 (2) 119–130. doi:10.1093/mnras/214.2.119.
  10. ↑ 10.0 10.1 (September 1995). "The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood". Astrophys. J.. 450 (9) 392–400. doi:10.1086/176149.
  11. ↑ 11.0 11.1 Gliese, W.. (1969). "Catalogue of Nearby Stars". Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg. 22 1.
  12. ↑ 12.0 12.1 (1970). "Catalogue of stars within twenty-five parsecs of the Sun". Royal Observatory Annals. 5.
  13. ↑ (November 29, 1995). Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf. Space Telescope Science Institute news release STScI-1995-48.
  14. ↑ 14.0 14.1 Oppenheimer, R.. (2014). 50 Years of Brown Dwarfs - From Prediction to Discovery to Forefront of Research. 401 81–111. Springer. ISBN 978-3-319-01162-2. doi:10.1007/978-3-319-01162-2_6.
  15. ↑ 15.0 15.1 (August 2022). "3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 262 (21) 21. doi:10.3847/1538-4365/ac7e57.
  16. ↑ 16.0 16.1 (2022). "GJ 229B: Solving the Puzzle of the First Known T Dwarf with the APOLLO Retrieval Code". The Astrophysical Journal. 935 (2) 107. doi:10.3847/1538-4357/ac5590.
  17. ↑ J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew. (1999). "The New Solar System". Cambridge University Press.
  18. ↑ 18.0 18.1 (March 2008). "Mid-infrared imaging of brown dwarfs in binary systems". Astronomy and Astrophysics. 480 (1) 193–198. doi:10.1051/0004-6361:20078229.
  19. ↑ 19.0 19.1 (1995-12-01). "Infrared Spectrum of the Cool Brown Dwarf Gl 229B". Science. 270 (5241) 1478–1479. doi:10.1126/science.270.5241.1478.
  20. ↑ 20.0 20.1 (1996-08-01). "The Near-Infrared Spectrum of the Brown Dwarf Gliese 229B". The Astrophysical Journal. 467 (2) L101–L104. doi:10.1086/310203.
  21. ↑ 21.0 21.1 (1998-08-01). "The Spectrum of the Brown Dwarf Gliese 229B". The Astrophysical Journal. 502 (2) 932–943. doi:10.1086/305928.
  22. ↑ 22.0 22.1 (2000-09-01). "Molecular Abundances in the Atmosphere of the T Dwarf GL 229B". The Astrophysical Journal. 541 (1) 374–389. doi:10.1086/309410.
  23. ↑ 23.0 23.1 23.2 (2024-11-15). "Atmospheric abundances and bulk properties of the binary brown dwarf Gliese 229 Bab from JWST/MIRI spectroscopy". The Astrophysical Journal. 977 (2) L32. doi:10.3847/2041-8213/ad92f9.
  24. ↑ 24.0 24.1 (1998-01-01). "First Results from the Space Telescope Imaging Spectrograph: Optical Spectra of Gliese 229B". The Astrophysical Journal. 492 (2) L181–L184. doi:10.1086/311103.
  25. ↑ 25.0 25.1 (2022-12-01). "An Atmospheric Retrieval of the Brown Dwarf Gliese 229B". The Astrophysical Journal. 940 (2) 164. doi:10.3847/1538-4357/ac9cc9.
  26. ↑ 26.0 26.1 (June 2023). "Investigating Possible Binarity for GJ 229B". The Astrophysical Journal Letters. 951 (2) L25. doi:10.3847/2041-8213/acdd76.
  27. ↑ 27.0 27.1 (2025). "Atmospheric Retrieval of Subaru/IRD High-resolution Spectrum of the Archetype T-type Brown Dwarf Gl 229 B". The Astrophysical Journal. 988 (1) 53. doi:10.3847/1538-4357/adddbd.
  28. ↑ 28.0 28.1 (2014). "Bayesian search for low-mass planets around nearby M dwarfs – Estimates for occurrence rate based on global detectability statistics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 441 (2) 1545. doi:10.1093/mnras/stu358.
  29. ↑ 29.0 29.1 (2020). "Search for Nearby Earth Analogs. II. Detection of Five New Planets, Eight Planet Candidates, and Confirmation of Three Planets around Nine Nearby M Dwarfs". The Astrophysical Journal Supplement Series. 246 (1) 11. doi:10.3847/1538-4365/ab5e7c.
  30. ↑ 30.0 30.1 (February 2025). "The Gl 229 System Revisited with the Line-by-line Framework: Planetary Signals Now Appear as Stellar Activity Ghosts". The Astronomical Journal. 169 (3) 182. doi:10.3847/1538-3881/ada77a.
  31. ↑ Gliese 229
  32. ↑ (2010). "UBV(RI)C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 403 (4) 1949. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x.
  33. ↑ 2940856402123426176
  34. ↑ (February 2008). "The effect of activity on stellar temperatures and radii". Astronomy and Astrophysics. 478 (2) 507–512. doi:10.1051/0004-6361:20078324. Data from CDS table J/A+A/478/507 সংরক্ষিত সংস্করণ.

বহিঃসংযোগ

3

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Gliese 229” নিবন্ধের অনুবাদ। মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Gliese_229 এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=গ্লিস_২২৯&oldid=4156"