Möjlig planet av andra generationen funnen kring en vit dvärg

Ett olöst fall i Hubbles arkiv

HS 0209+0832 är en vit dvärg omkring 270 ljusår bort: den blottlagda kärnan av en solliknande stjärna som har gjort slut på sitt bränsle och stött bort sina yttre lager. Den är ung. Efter bara ungefär 5 miljoner års avsvalning är yttemperaturen fortfarande omkring 35 800 kelvin. Den starka gravitationen drar ner helium och tyngre grundämnen under ytan inom några månader, så det helium och de metaller som syns där måste fortfarande tillföras utifrån.

År 2000 identifierade en studie sju grundämnen i ett ultraviolett spektrum som Hubble hade tagit den 10 januari 1999, men omkring 100 linjer gick inte att knyta till något känt grundämne, och därför förblev föroreningarnas ursprung en gåta. Jamie Williams vid University of Warwick och kolleger har nu analyserat data på nytt med uppdaterade listor över atomernas spektrallinjer och kunnat härleda de flesta av linjerna till koppar och niob. Samma linjer från niob syns i spektrum som FUSE, en numera avvecklad ultraviolettsatellit från NASA, tog 2002.

Vad är en planet av andra generationen?

Jorden är en planet av första generationen: den växte fram ur den skiva av gas och stoft som blev kvar när solen bildades. En planet av andra generationen bildas sent i sin stjärnas liv, av material som stjärnan själv har kastat ut.

I sitt sista jättestadium (den asymptotiska jättegrenen, AGB) blåser en solliknande stjärna bort sina yttre lager. Inne i sådana stjärnor fångar atomkärnor in neutroner en i taget och bygger långsamt upp grundämnen som är tyngre än järn. Astronomerna kallar detta s-processen (s för engelskans slow, långsam). Niob är en av processens produkter, så en planet som har byggts av material från en AGB-stjärna borde ha ett överskott av niob; ingen känd process kan ge ett sådant överskott hos en planet som bildas kring en ung stjärna.

En ensam stjärna som förlorar massa jämnt åt alla håll lämnar knappast efter sig en skiva där planeter kan bildas. Författarna föreslår därför att stjärnan hade en nära följeslagare: när följeslagaren uppslukades av den svällande jättestjärnan skulle den ha hjälpt till att stöta ut jättens yttre hölje, och en del av det kan ha samlats i en skiva.

Det som talar för en planet

• För mycket niob. Förhållandet mellan niob och kalcium är mer än tusen gånger så högt som i solen, och i de spektrum som FUSE tog av 33 andra vita dvärgar som har förorenats av planetära rester syns ingen niob.
• Inte sten. Material som förorenar vita dvärgar är oftast rikt på kisel och järn. Här finns bara spår av kisel, och järn har inte påvisats alls, så det finns minst dubbelt så mycket nickel som järn. I jorden som helhet finns det omkring tjugo gånger så mycket järn som nickel. Tillsammans med heliumet som strömmar in pekar det mot atmosfären hos en jätteplanet.
• En rytm på 4,4 dygn. NASA:s satellit TESS såg stjärnan bli 0,12 % ljusare och sedan svagare igen med en period på 4,4 dygn. Vita dvärgar roterar vanligtvis ett varv på omkring 30 timmar, så forskarlaget kopplar den långsammare signalen till en kropp som kretsar på 6,6 miljoner kilometers avstånd, en niondel av Merkurius avstånd från solen.

Vad som fortfarande är osäkert, och var du ska leta

Ingen har sett planeten och dess massa är okänd, så i forskarnas artikel kallas den en kandidat. TESS såg den aldrig passera framför stjärnan, och signalen på 4,4 dygn är svag: när de fyra observationsperioderna analyseras var för sig syns den tydligt bara i två av dem. Stjärnljus som reflekteras eller strålas ut på nytt från dagsidan hos en vanlig planet skulle kunna ge en variation på 0,12 % bara om planeten var fyra till åtta gånger så bred som Jupiter. Författarna föreslår två förklaringar: antingen en ung planet vars heta nattsida lyser starkare än den disiga dagsidan, eller en kometliknande svans av gas som strömmar bort från planeten och passerar mellan oss och stjärnan, även om planeten själv inte gör det.

Inte heller kemin stämmer helt: enligt modellerna bildar AGB-stjärnor strontium tillsammans med niob, men inget strontium har påvisats.

HS 0209+0832 ligger i stjärnbilden Valfisken, vid rektascension 2 h 12 min och deklination +8° 47′. Den syns från båda halvkloten och står som högst mitt i natten i slutet av oktober, 39° över horisonten i Stockholm och 47° i Kapstaden. Med magnitud omkring 13,8 hittar du den bara med teleskop och en detaljerad stjärnkarta, och även då är den en svag punkt som vilken annan stjärna som helst. Inget teleskop, inte ens Hubble, har sett själva planeten: allt i den här texten har lästs ut ur stjärnans ljus.