Konstnärens intryck som visar en planet i storleken Neptunus i den Neptuniska öknen. Det är extremt sällsynt att hitta ett föremål av denna storlek och täthet så nära sin stjärna. Kredit:University of Warwick/Mark Garlick
Den överlevande kärnan av en gasjätte har upptäckts kretsar kring en avlägsen stjärna av University of Warwicks astronomer, ger en aldrig tidigare skådad inblick i det inre av en planet.
Kärnan, som är lika stor som Neptunus i vårt eget solsystem, tros vara en gasjätte som antingen togs bort från sin gasatmosfär eller som inte lyckades bilda en i sitt tidiga liv.
Teamet från University of Warwicks institution för fysik rapporterar upptäckten i dag i tidskriften Natur , och tros vara första gången den exponerade kärnan av en planet har observerats.
Det erbjuder den unika möjligheten att titta in i det inre av en planet och lära sig om dess sammansättning.
Ligger runt en stjärna ungefär som vår egen ungefär 730 ljusår bort, kärnan, namnet TOI 849 b kretsar så nära sin värdstjärna att ett år är bara 18 timmar och dess yttemperatur är runt 1800K.
TOI 849 b hittades i en undersökning av stjärnor av NASA:s Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), genom att använda transitmetoden:observera stjärnor för kontrollampan i ljusstyrkan som indikerar att en planet har passerat framför dem. Den låg i den "Neptuniska öknen" - en term som används av astronomer för en region nära stjärnor där vi sällan ser planeter med Neptunus massa eller större.
Objektet analyserades sedan med HARPS-instrumentet, på ett program som leds av University of Warwick, vid European Southern Observatorys La Silla-observatorium i Chile. Detta använder Dopplereffekten för att mäta massan av exoplaneter genom att mäta deras "wobble" - små rörelser mot och bort från oss som registreras som små förskjutningar i stjärnans ljusspektrum.
Teamet fastställde att föremålets massa är 2-3 gånger högre än Neptunus men den är också otroligt tät, med allt material som utgör massan klämt ihop till ett föremål av samma storlek.
Den röda linjen visar utvecklingsspåret för en simulerad planet som äntligen har liknande egenskaper som den faktiska planeten TOI-849b, som finns i Bernmodellen för planetbildning och evolution. Spåret visas i planet för halvhuvudaxeln i astronomiska enheter (AU), det är omloppsavståndet från stjärnan, på x-axeln, och planetens radie i enheter av jovianska radier på y-axeln. De blåröda punkterna visar andra planeter som förutspåtts av modellen. Jorden och Jupiter visas vid sina positioner för jämförelse. Planeten börjar bildas vid den initiala tiden t=0 år som ett litet planetariskt embryo vid cirka 6 AU. Protoplaneten växer i massa under de följande 1 miljon åren vilket ökar dess radie. I denna fas, planetens radie är fortfarande mycket stor, eftersom den är inbäddad i den protoplanetära skiva i vilken den bildas. Protoplanetens ökande massa får den att migrera inåt, mot stjärnan. Detta minskar återigen planetens storlek. Efter 3,5 miljoner år, planeten har migrerat till den inre kanten av skivan. Där, den drabbas av ett mycket energiskt jättenedslag med en annan protoplanet i sitt planetsystem. Den enorma värmen som frigjordes vid kollisionen blåser kraftigt upp planetens gashölje. Kuvertet försvinner via Roche-lobe overflow, och en exponerad planetarisk kärna uppstår. Under de följande miljarderna år, den exponerade kärnan rör sig långsamt mot sin värdstjärna på grund av tidvatteninteraktioner. Den simulerade planeten har nu egenskaper som en massa, radie, och omloppsavstånd som är mycket lika de observerade egenskaperna hos TOI-849b som visas med en svart-gul symbol. I slutet, efter cirka 9,5 miljarder år, planeten faller in i sin värdstjärna. Kredit:© University of Bern
Huvudförfattaren Dr. David Armstrong från University of Warwick Department of Physics sa:"Även om detta är en ovanligt massiv planet, det är långt ifrån det mest massiva vi känner till. Men det är det mest massiva vi vet för sin storlek, och extremt tät för något lika stor som Neptunus, vilket säger oss att denna planet har en mycket ovanlig historia. Det faktum att det är på en konstig plats för sin massa hjälper också - vi ser inte planeter med denna massa vid dessa korta omloppsperioder.
"TOI 849 b är den mest massiva jordlevande planeten - som har en jordliknande densitet - som har upptäckts. Vi förväntar oss att en så här massiv planet har samlat på sig stora mängder väte och helium när den bildades, växer till något som liknar Jupiter. Det faktum att vi inte ser dessa gaser låter oss veta att detta är en exponerad planetarisk kärna.
"Det här är första gången som vi har upptäckt en intakt exponerad kärna av en gasjätte runt en stjärna."
Det finns två teorier om varför vi ser planetens kärna, snarare än en typisk gasjätte. Den första är att den en gång liknade Jupiter men förlorade nästan all sin yttre gas genom en mängd olika metoder. Dessa kan innefatta tidvattenavbrott, där planeten slits isär från att kretsa för nära sin stjärna, eller till och med en kollision med en annan planet. Storskalig fotoindunstning av atmosfären kan också spela en roll, men kan inte redogöra för all gas som har gått förlorad.
Alternativt det kan vara en "misslyckad" gasjätte. Forskarna tror att när kärnan i gasjätten väl hade bildats kunde något ha gått fel och den bildade aldrig en atmosfär. Detta kunde ha inträffat om det fanns en lucka i dammskivan som planeten bildades av, eller om det bildades sent och skivan fick slut på material.
Dr. Armstrong tillägger:"På ett eller annat sätt, TOI 849 b var antingen en gasjätte eller är en "misslyckad" gasjätte.
"Det är en första, som talar om för oss att planeter som denna finns och kan hittas. Vi har möjlighet att titta på kärnan av en planet på ett sätt som vi inte kan göra i vårt eget solsystem. Det finns fortfarande stora öppna frågor om naturen hos Jupiters kärna, till exempel, så konstiga och ovanliga exoplaneter som denna ger oss ett fönster till planetbildning som vi inte har något annat sätt att utforska.
"Även om vi inte har någon information om dess kemiska sammansättning ännu, vi kan följa upp det med andra teleskop. Eftersom TOI 849 b är så nära stjärnan, all återstående atmosfär runt planeten måste ständigt fyllas på från kärnan. Så om vi kan mäta den atmosfären kan vi få en inblick i själva kärnans sammansättning."
