كيلو-1

في عام ١٩٨٧، قررت ماريا تيريزا رويز بدء مسح كالان-ESO للحركة الذاتية باستخدام لوحات حمراء التُقطت (بدءًا من سبعينيات القرن الماضي) بواسطة كاميرا شميدت ESO ذات قطر متر واحد في مرصد لاسيا ، تشيلي . لم يُصمم المسح خصيصًا للبحث عن الأقزام البنية، بل كان الهدف الرئيسي منه البحث عن نوع آخر من الأجرام السماوية، وهي الأقزام البيضاء . تمت مقارنة أزواج من اللوحات، تفصل بينها فترات زمنية طويلة، باستخدام جهاز مقارنة الوميض للكشف عن الأجرام ذات الحركة الذاتية العالية. تم اختيار الأجرام ذات الحركة الذاتية العالية التي تم العثور عليها لإجراء دراسات طيفية لاحقة باستخدام تلسكوب قطره ٣.٦ متر، مُجهز بكاميرا EFOSC1، في المرصد نفسه.

في مارس 1997، أُجريت دراسة طيفية باستخدام تلسكوب قطره 3.6 متر على الجسم التالي، الذي اكتُشف من لوحتين ملتقطتين بين عامي 1979 و1993 (عند الحد الأقصى للحساسية: كان قدره الظاهري في النطاق R حوالي 19.5)، وذلك من خلال حركته الذاتية الكبيرة، ووُجد أن طيفه أحمر للغاية، وغريب الشكل. أدى طيف الجسم ولمعانه المنخفض للغاية إلى استنتاج أنه على الأرجح قزم بني. أطلق رويز وزملاؤه على هذا القزم البني اسم Kelu-1: " ^{kelu "} تعني "أحمر" بلغة المابوتشي (أصل الجزء الثاني من الاسم - الرقم 1 - غير مُفسر في المقال) ^.

وتشمل الملاحظات اللاحقة لـ Kelu-1 ما يلي: التحليل الطيفي البصري باستخدام تلسكوب ESO 3.6 متر في لا سيلا (مارس 1997)، والتحليل الطيفي بالأشعة تحت الحمراء باستخدام IRCAM3 وCGS4 على UKIRT في مرصد ماونا كيا ، هاواي (أبريل 1997)، وقد تم التقاط مخطط البحث لـ Kelu-1 بواسطة R. Covarrubias من مرصد سيرو تولولو بين الأمريكيين (CTIO) باستخدام تلسكوب CTIO 0.9 متر.

تم استلام ورقة اكتشاف Kelu-1 من قبل رويز وآخرون في 5 سبتمبر 1997، وقُبلت للنشر في 16 أكتوبر 1997، ونُشرت في 6 نوفمبر 1997 في مجلة رسائل الفيزياء الفلكية . ^{[ 12 ] [ 13 ]}

في عام 2001، نشر رويز وآخرون فهرس كالان-إي إس أو للحركة الذاتية (فهرس سي إي)، الذي يضم 542 نجمًا ذا حركة ذاتية عالية، تم رصدها باستخدام لوحات كاميرا شميدت التابعة للمرصد الأوروبي الجنوبي (ESO) بقطر متر واحد، والتي التُقطت على فترات زمنية تتراوح بين 6.4 و16 عامًا. وقد أُدرج النجم كيلو-1 أيضًا في هذا الفهرس (برقم 298)، ولذلك فإن أحد مُعرّفاته هو سي إي 298. ^{[ 14 ] [ 2 ]}

لم يُحدد رويز وزملاؤه أي فئة طيفية لنجم كيلو-1، ففي عام 1997 كانت أحدث فئة طيفية مستخدمة في علم الفلك هي M، لكن نوع كيلو-1 كان أحدث من M. وفي عام 1999، نشر جيه. ديفي كيركباتريك وزملاؤه بحثًا في مجلة الفيزياء الفلكية ، قدموا فيه فئتين طيفيتين جديدتين أحدث من M للأجسام الباردة المكتشفة حديثًا - الأقزام البنية: L و T. وفي الوقت نفسه، حددوا في هذا البحث فئات طيفية لـ 26 قزمًا بنيًا من النوع الأحدث من M، والتي اكتُشفت بحلول عام 1999: 25 قزمًا بنيًا صُنفت ضمن الفئة L، بما في ذلك كيلو-1، وقزم بني واحد، وهو الأبرد، غليس 229 B، صُنف ضمن الفئة T. وصُنف كيلو-1 ضمن الفئة الطيفية L2 V. ^{[ 9 ]}

في عام 1997، قدّم رويز وآخرون تقديرين لمسافة كيلو-1: الأول من حركته الذاتية، بافتراض أن حركته المرصودة ناتجة عن حركة النظام الشمسي فقط (حوالي 12 فرسخًا فلكيًا)، والثاني من قدره الظاهري في النطاق J، بافتراض أنه مماثل لقدر GD 165 B، وهو قزم بني آخر من النوع L ذو خصائص طيفية مماثلة، تم اكتشافه عام 1988 في نظام القزم الأبيض GD 165 ^{[ 15 ]} (حوالي 10 فرسخًا فلكيًا). ^{[ 12 ]}

لكن في عام 1999، تم الحصول على قياسات أولية لتزيح المنظر المثلثي لنجم Kelu-1، ضمن برنامج قياس تزيح المنظر للنجوم الخافتة التابع للمرصد البحري الأمريكي ، وتبين أنه يقع على مسافة أبعد - حوالي 19 فرسخًا فلكيًا - وبالتالي فهو أكثر سطوعًا من GD 165 B. كان هناك تفسيران محتملان لسطوع Kelu-1 الزائد: إما أنه نجم صغير السن (عمره أقل من 0.1 مليار سنة ) أو أنه نجم ثنائي. ^{[ 16 ]} ومع ذلك، لم تكشف عمليات رصد Kelu-1 باستخدام كاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة NICMOS على متن تلسكوب هابل الفضائي، والتي أجريت في 14 أغسطس 1998، عن وجود أي نجم مرافق بمسافة فاصلة أكبر من 300 ملي ثانية قوسية وفرق في القدر الظاهري أقل من 6.7 قدر ظاهري . ^{[ 17 ] [ 7 ]}

في عام 2005، ثبتت صحة فرضية الثنائية: تم اكتشاف المكون الثاني (Kelu-1 B) باستخدام نظام البصريات التكيفية لنجم الدليل الليزري (LGS AO) على تلسكوب كيك الثاني ذي العشرة أمتار ، مرصد ماونا كيا ، هاواي ، بواسطة جيلينو وآخرون ^{[ 7 ]} وبشكل مستقل بواسطة ليو وليجيت. ^{[ 8 ]}

رصد جيلينو وزملاؤه النجم Kelu-1 باستخدام كاميرا الأشعة تحت الحمراء NIRC2 ونظام LGS AO في 4 مارس و30 أبريل 2005، وبدا أنه نجم ثنائي بمسافة فاصلة تبلغ حوالي 290 ملي ثانية قوسية. تأكدت ثنائية النجم من خلال رصد تلسكوب هابل الفضائي في 31 يوليو 2005 بواسطة دبليو. براندنر، والموجودة في الأرشيف العام. لم يرصد تلسكوب هابل النجم المرافق في رصد أغسطس 1998، كما اتضح لاحقًا، لأن المسافة الفاصلة بين النجمين ازدادت خلال الفترة 1998-2005 بسبب الحركة المدارية، وكانت في عام 1998 أصغر بعدة مرات. مع ذلك، أعاد جيلينو وزملاؤه تحليل رصد Kelu-1 الذي أجراه تلسكوب هابل عام 1998، ووجدوا أنه يتوافق بشكل أفضل مع كونه نجمًا ثنائيًا بمسافة فاصلة تبلغ 45 ± 18 ملي ثانية قوسية. نُشرت ورقة الاكتشاف من قِبل جيلينو وزملاؤه. تم تقديمها إلى منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ في 5 أغسطس 2005، ونُشرت في أبريل 2006. ^{[ 7 ]}

رصد ليو وليجيت بشكل مستقل النجم Kelu-1 في الأول من مايو 2005 باستخدام جهاز NIRC2 ونظام LGS AO على تلسكوب Keck II، واكتشفا أيضًا النجم المرافق Kelu-1 B (بمسافة فاصلة تبلغ 291 ± 2 ملي ثانية قوسية). على الرغم من أن ليو وليجيت أجريا رصدهما بعد جيلينو وآخرين بقليل، إلا أنهما نشرا بحثهما عن اكتشاف Kelu-1 B في وقت أبكر، حيث استُلمت الورقة في 2 يونيو 2005، وقُبلت للنشر في 1 أغسطس 2005، ونُشرت في مجلة الفيزياء الفلكية في 20 نوفمبر 2005. ^{[ 8 ]}

في الفترة من 2005 إلى 2008، قام ستامبف وآخرون برصد Kelu-1 باستخدام كاميرا NICMOS الخاصة بتلسكوب هابل الفضائي ونظام البصريات التكيفية NACO في تلسكوب ESO VLT /UT4 ( Yepun ) الذي يبلغ قطره 8.2 متر في مرصد بارانال ، تشيلي (كما استخدموا أيضًا عمليات الرصد التي أجراها تلسكوب سبيتزر الفضائي ، والتي تم استرجاعها من أرشيف سبيتزر العلمي).

حصلوا على معلمات مدارية وتقدير للكتلة الكلية لنظام Kelu-1: 177 ^{+ 113} _{− 55} كتلة _مشتري . هذه الكتلة مرتفعة جدًا بالنسبة لنظام مكون من قزمين بنيين: الحد الأعلى لكتلة القزم البني هو 72-75 كتلة _مشتري ، لذا فإن أقصى كتلة لنظام مكون من قزمين بنيين تبلغ حوالي 150  كتلة _مشتري . علاوة على ذلك، يشير وجود امتصاص الليثيوم في الطيف غير المُحلل لـ Kelu-1 إلى أن كتلة أحد مكوناته على الأقل أقل من حد احتراق الليثيوم، وهو 65  كتلة _مشتري .

قد يشير هذا إلى وجود مكون ثالث في النظام. تفسير آخر محتمل للكتلة العالية جدًا: قد يكون ذلك تقديرًا أقل من الواقع لكتل ​​الأقزام البنية، وهو ما ينطبق بالفعل على أجرام أخرى ( AB Dor C و GJ 802 b و Epsilon Indi Ba, Bb ).

كما كشف ستامبف وآخرون عن سمة مميزة في طيف Kelu-1 A، مما يشير إلى أنه قد يكون نظامًا ثنائيًا غير قابل للفصل، بنوعين طيفيين هما L0.5 ± 0.5 لـ Kelu-1 Aa و T7.5 ± 1 لـ Kelu-1 Ab (ما يعادل كتلة 18.5 _{كتلة شمسية}  ) . ^{[ 4 ]} مع ذلك، لم يجد تحليل لاحق للطيف المتكامل للنظام أجراه دوبوي وليو مثل هذه السمة، على الرغم من أنه كان من المفترض رصدها. ^{[ 6 ]}

يُعد نظام Kelu-1 أيضًا مصدرًا للأشعة السينية ، وقد كشف عنه أودارد وآخرون عام 2007 باستخدام مرصد تشاندرا للأشعة السينية . تبلغ شدة إشعاع Kelu-1 في نطاق الأشعة السينية L _X = 2.9 ^+1.8 _{− 1.3} · 10 ²⁵ erg · s ⁻¹ .

كان هذا أول اكتشاف للأشعة السينية من قزم من النوع L.

في الوقت نفسه، حاول أودارد وآخرون اكتشاف Kelu-1 في نطاق الراديو باستخدام مصفوفة كبيرة جدًا ، لكنه ظل غير مكتشف في نطاق الراديو. ^{[ 18 ]}