Ett team av astronomer ledda av Brendan Bowler från University of Texas i Austin har undersökt bildningsprocessen av jättelika exoplaneter och bruna dvärgar, en klass av objekt som är mer massiva än jätteplaneter, men inte tillräckligt massiva för att antända kärnfusion i deras kärnor för att lysa som riktiga stjärnor.

Använda direktavbildning med markbaserade teleskop i Hawaii—W. M. Keck Observatory och Subaru Telescope på Maunakea—teamet studerade banorna för dessa svaga följeslagare som kretsar kring stjärnor i 27 system. Dessa data, kombinerat med modellering av banorna, lät dem bestämma att de bruna dvärgarna i dessa system bildades som stjärnor, men gasjättarna bildades som planeter.

Forskningen publiceras i det aktuella numret av The Astronomical Journal .

Under de senaste två decennierna, tekniska språng har gjort det möjligt för teleskop att separera ljuset från en moderstjärna och ett mycket mörkare kretsande föremål. 1995, denna nya förmåga producerade de första direkta bilderna av en brun dvärg som kretsar kring en stjärna. Den första direkta bilden av planeter som kretsar kring en annan stjärna följde 2008.

"Under de senaste 20 åren, vi har hoppat ner och ner i massa, " Bowler sa om den direkta avbildningsförmågan, notera att strömgränsen är cirka 1 Jupitermassa. I takt med att tekniken har förbättrats, "En av de stora frågorna som har dykt upp är 'Vad är det för följeslagare vi hittar?'"

Bruna dvärgar, enligt definition av astronomer, har massor mellan 13 och 75 Jupitermassor. De har gemensamma egenskaper med både planeter och stjärnor, och Bowler och hans team ville lösa frågan:Är gasjätteplaneter på planetsystemens ytterkant toppen av planetens isberg, eller den låga delen av bruna dvärgar? Tidigare forskning har visat att bruna dvärgar som kretsar runt stjärnor sannolikt bildades som lågmassastjärnor, men det har varit mindre tydligt vad som är den lägsta massan som denna bildningsmekanism kan producera.

"Ett sätt att komma till detta är att studera dynamiken i systemet – att titta på banorna, ", sa Bowler. Deras banor idag är nyckeln till att låsa upp deras evolution.

Genom att använda Keck Observatorys adaptiva optiksystem (AO) med den nära infraröda kameran, andra generationens (NIRC2) instrument på Keck II-teleskopet, samt Subaru-teleskopet, Bowlers team tog bilder av jätteplaneter och bruna dvärgar när de kretsar runt sina moderstjärnor.

Det är en lång process. Gasjättarna och bruna dvärgarna som de studerade är så långt borta från sina moderstjärnor att en omloppsbana kan ta hundratals år. För att bestämma ens en liten andel av omloppsbanan, "Du tar en bild, du väntar ett år, "för den svaga sällskapet att resa lite, sa Bowler. Sedan "tar du en bild till, du väntar ett år till."

Denna forskning förlitade sig på AO-teknik, som gör det möjligt för astronomer att korrigera för snedvridningar som orsakas av jordens atmosfär. Eftersom AO-instrument kontinuerligt har förbättrats under de senaste tre decennierna, fler bruna dvärgar och jätteplaneter har avbildats direkt. Men eftersom de flesta av dessa upptäckter har gjorts under det senaste decenniet eller två, teamet har bara bilder som motsvarar några procent av varje objekts totala omloppsbana. De kombinerade sina nya observationer av 27 system med alla tidigare observationer publicerade av andra astronomer eller tillgängliga i teleskoparkiv.

Vid denna tidpunkt, datormodellering kommer in. Medförfattare på detta papper har hjälpt till att skapa en omloppsanpassningskod som heter "Orbitize!" som använder Keplers lagar för planetrörelse för att identifiera vilka typer av banor som är förenliga med de uppmätta positionerna, och vilka inte är det.

Koden genererar en uppsättning möjliga banor för varje följeslagare. Den lätta rörelsen hos varje jätteplanet eller brun dvärg bildar ett "moln" av möjliga banor. Ju mindre molnet är, desto fler astronomer närmar sig följeslagarens verkliga omloppsbana. Och fler datapunkter – det vill säga mer direkta bilder av varje objekt när det kretsar – kommer att förfina omloppsbanans form.

"Istället för att vänta decennier eller århundraden på att en planet ska slutföra en omloppsbana, vi kan kompensera för den kortare tidsbaslinjen för våra data med mycket exakta positionsmätningar, " sa teammedlemmen Eric Nielsen från Stanford University. "En del av Orbitize! som vi utvecklat speciellt för att passa partiella banor, OFTI [Orbits For The Impatient], tillät oss att hitta omloppsbanor även för den längsta perioden följeslagare."

Att hitta formen på omloppsbanan är nyckeln:Objekt som har mer cirkulära banor har förmodligen formats som planeter. Det är, när ett moln av gas och damm kollapsade och bildade en stjärna, den avlägsna följeslagaren (och alla andra planeter) bildades av en tillplattad skiva av gas och damm som roterade runt den stjärnan.

Å andra sidan, de som har mer långsträckta banor bildades troligen som stjärnor. I detta scenario, en gasklump och damm kollapsade för att bilda en stjärna, men det sprack i två klumpar. Varje klump kollapsade sedan, en bildar en stjärna, och den andra en brun dvärg som kretsar runt den stjärnan. Detta är i huvudsak ett binärt stjärnsystem, även om den innehåller en riktig stjärna och en "misslyckad stjärna".

"Även om dessa följeslagare är miljoner år gamla, minnet av hur de bildades är fortfarande kodat i deras nuvarande excentricitet, ", tillade Nielsen. Excentricitet är ett mått på hur cirkulär eller långsträckt ett objekts bana är.

Resultaten av teamets studie av 27 avlägsna följeslagare var entydiga.

"Punchline är, vi fann att när du delar dessa objekt vid denna kanoniska gräns på mer än cirka 15 Jupitermassor, de saker som vi har kallat planeter har verkligen fler cirkulära banor, som befolkning, 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, just nu, " 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.