Gliese 676 - Gliese 676

Gliese 676 A / B
Data pozorování
Epocha J2000.0Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíAra
Správný vzestup17h 30m 11.20s[1]
Deklinace–51° 38′ 13.1″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)9.59
Vlastnosti
Spektrální typM0V[2]/ M3V
Zdánlivá velikost  (B)11.05/14.8
Zdánlivá velikost  (J)6.711
Zdánlivá velikost  (H)6.082
Zdánlivá velikost  (K)5.825
B-V barevný index1.46
Astrometrie
Správný pohyb (μ) RA: −260.02±1.34[1] mas /rok
Prosinec: −184.29±0.82[1] mas /rok
Paralaxa (π)60.79 ± 1.62[1] mas
Vzdálenost54 ± 1 ly
(16.5 ± 0.4 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)8.55
Detaily
Hmotnost0.71±0.04[3][4]/0.29[3] M☉
Poloměr0.69±0.07[5] R☉
Zářivost0.082[3] L☉
Teplota3734[6] K.
Kovovost [Fe / H]0.23±0.10[3] dex
Otáčení41.2±3,8 d[2]
Jiná označení
CD –51°10924, BOKY 85647, LTT 6947/6948, NLTT 44859, NSV 8846
Odkazy na databáze
SIMBADdata
Archiv exoplanetdata
Extrasolární planety
Encyklopedie		data

Gliese 676 je 10. -velikost široký binární systém z červení trpaslíci která má odhadovanou minimální vzdálenost 800 AU s oběžnou dobou delší než 20 000 let.[4] Nachází se přibližně 54 světelné roky pryč v souhvězdí Ara. V roce 2009, a plynový gigant byl nalezen na oběžné dráze kolem primární hvězdy, kromě jeho potvrzení v roce 2011 existovala také silná indikace společníka; druhý plynový gigant byl charakterizován v roce 2012 spolu se dvěma mnohem menšími planetami.

Planetární systém

První objevená planeta, b, je super-joviánská, poprvé charakterizovaná v říjnu 2009. Planeta byla formálně vyhlášena v roce 2011,[3] spolu s prvním uznáním trendu, který nelze připsat společenské hvězdě. Dokonce i po přizpůsobení planety a trendu bylo poznamenáno, že zbytkové rychlosti byly stále kolem 3,4 m / s, výrazně větší než instrumentální chyby kolem 1,7 m / s. To předběžně naznačovalo existenci dalších těles na oběžné dráze, i když v té době nebylo možné říci nic dalšího.[3]

Hvězda byla testovacím případem softwaru HARPS-TERRA pro lepší redukci dat ze spektrometru HARPS počátkem roku 2012.[7] I při výrazně nižších mezích chyb na datech bylo přístupných méně dat, než kolik bylo použito v roce 2011. Přesto tým dosáhl velmi podobného závěru jako předchozí tým s modelem planety a trendem. Zbytkové rychlosti byly stále poněkud nadměrné, což přikládalo větší váhu existenci dalších těles v systému, přestože nebylo možné učinit žádné závěry.

Mezi časem předchozí analýzy a červnem 2012 byl zveřejněn zbytek měření radiální rychlosti použitých v roce 2011,[4] umožňující jejich redukci pomocí HARPS-TERRA. Ty byly poté analyzovány pomocí a Bayesovská pravděpodobnost analýza, která byla dříve použita k objevení HD 10180 i a j, která potvrdila planetu b a provedla první charakterizaci planety c, která byla dříve popsána pouze jako trend. Po zavedení prvních dvou signálů byl další nejsilnější signál kolem 35,5 dne s pravděpodobností analytického falešného poplachu 0,156. Do 104 pokusů bylo zjištěno, že pravděpodobnost falešného poplachu je 0,44%, což je dostatečně nízká hodnota na to, aby mohla být zahrnuta jako periodický planetární signál. S minimální hmotností kolem 11 Zemí leží planeta na přijaté hranici mezi nimi Superzemě a plynná tělesa 10 Země podobná Neptunu. Po přijetí třetího signálu se objevil silný vrchol za 3,6 dne. S pravděpodobností falešného poplachu, která byla mnohem nižší než u dříve přijatého těla, byl okamžitě přijat. S minimální hmotností kolem 4,5 Země je to malá Super-Země.

Tento systém drží současný rekord v nejširším spektru hmot v jediné planetární soustavě,[4] a také ukazuje hierarchii připomínající sluneční soustavu s plynové obry ve velkých vzdálenostech od hvězdy, zatímco menší tělesa jsou mnohem blíže.

Existují dvě planety Super-Jupiter: „b“ s dobou 1052 dnů (2,9 roku) a minimální hmotností 6,7 MJa „c“ s obdobím 7340 dnů (20,1 roku) a hmotností 6,8 milJ.[8]

Planetární systém Gliese 676 A.[4]
Společník
(v pořadí od hvězdy)		HmotnostPoloviční osa
(AU )		Oběžná doba
(dnů )		ExcentricitaSklonPoloměr
d≥ 4.4±0.7 M⊕0.0413±0.00143.6000±0.00080.15±0.09——
E≥ 11.5±1.5 M⊕0.187±0.00735.37±0.070.24±0.12——
b≥ 6.7 MJ1.82±0.06[5]1056.8±2.8[5]0.328±0.004——
C6.8 MJ5.273400.2——

Viz také

Reference

  1. ^ A b C d E van Leeuwen, F. (2007). „Ověření nové redukce Hipparcos“. Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600. Položka katalogu vezíra
  2. ^ A b Suárez Mascareño, A .; et al. (Září 2015), „Období rotace trpasličích hvězd pozdního typu z časových řad spektroskopie chromosférických indikátorů s vysokým rozlišením“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 452 (3): 2745–2756, arXiv:1506.08039, Bibcode:2015MNRAS.452.2745S, doi:10.1093 / mnras / stv1441, S2CID  119181646.
  3. ^ A b C d E F Forveille, T .; et al. (2011). „HARPS hledá jižní extrasolární planety XXVI. Dvě obří planety kolem trpaslíků M0“. Astronomie a astrofyzika. 526. A141. arXiv:1012.1168. Bibcode:2011A & A ... 526A.141F. doi:10.1051/0004-6361/201016034. S2CID  119230019.
  4. ^ A b C d E Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko (2012). „Planetární systém s plynovými obry a superzeměmi kolem blízkého trpaslíka M GJ 676A. Optimalizace technik analýzy dat pro detekci více planetárních systémů“ (PDF). Astronomie. 548: A58. arXiv:1206.7118. Bibcode:2012A & A ... 548A..58A. doi:10.1051/0004-6361/201219910. S2CID  17115882.
  5. ^ A b C Stassun, Keivan G .; Collins, Karen A .; Gaudi, B. Scott (2016), „PŘESNÝ, EMPIRICKÝ RÁDII A HROMADY PLANET A JEJICH HOSTITELSKÉ HVĚZDY S GAIA PARALLAXES“, Astronomický deník, 153 (3): 136, arXiv:1609.04389, doi:10,3847 / 1538-3881 / aa5df3, S2CID  119219062
  6. ^ Antoniadis-Karnavas, A .; Sousa, S. G .; Delgado-Mena, E .; Santos, N. C .; Teixeira, G. D. C .; Neves, V. (2020), „ODUSSEAS: Nástroj pro strojové učení k odvození efektivní teploty a metalicity pro M trpasličí hvězdy“, Astronomie a astrofyzika, 636: A9, arXiv:2002.09367, Bibcode:2020A & A ... 636A ... 9A, doi:10.1051/0004-6361/201937194, S2CID  211252698
  7. ^ Anglada-Escudé, Guillem; Butler, R. Paul (2012). „Projekt HARPS-TERRA. I. Popis algoritmů, výkonu a nových měření na několika pozoruhodných hvězdách pozorovaných HARPS“. Astrophysical Journal Supplement Series. 200 (2): 15. arXiv:1202.2570. Bibcode:2012ApJS..200 ... 15A. doi:10.1088/0067-0049/200/2/15. S2CID  118528839.
  8. ^ Hmotnost planety GJ 676A b z pozemní astrometrie? Planetární systém se dvěma zralými plynovými obry vhodný pro přímé zobrazování // Astronomy & Astrophysics rukopis č. 28854 3. srpna 2016.

Souřadnice: Mapa oblohy 17h 30m 11.2042s, −51° 38′ 13.116″