HD 149026 b - HD 149026 b

HD 149026 b
Srovnání Exoplanet HD 149026 b.png
Porovnání velikosti HD 149026 b s Neptunem a Jupiterem.
Objev
ObjevilB. Sato,
D. Fischer,
G. Henry et al.[1]
Discovery siteHvězdárna W. M. Kecka
Datum objevu1. července 2005
Radiální rychlost
Orbitální charakteristiky
0,042 AU (6,3 Gm)
Excentricita0
2.87588874 ± 5.9×10−7[2] d
Semi-amplituda43.2 ± 2.6
HvězdaHD 149026
Fyzikální vlastnosti
Střední poloměr
0.725 ± 0.03 RJ
Hmotnost0.36 ± 0.03 MJ
Znamenat hustota
1,252 kg / m3 (2,110 lb / cu yd )
Teplota2300 K (2030 ° C; 3680 ° F)

HD 149026 b, formálně pojmenovaný Smertrios /ˈsm.rtriɒs/, je extrasolární planeta přibližně 250 světelné roky z slunce v souhvězdí z Herkules.

2. 8766 dní doba planeta oběžné dráhy the žlutý subgiant hvězda HD 149026 ve vzdálenosti 0,042 AU a je pozoruhodný nejprve jako tranzitující planeta, a druhý pro malý měřený poloměr (ve vztahu k hmotnosti a přicházejícímu teplu), který naznačuje výjimečně velké planetární jádro.

název

Po objevu v roce 2005 byla planeta označena HD 149026 b. V červenci 2014 Mezinárodní astronomická unie zahájil proces dávání správných jmen určitým exoplanetám a jejich hostitelským hvězdám.[3] Proces zahrnoval veřejnou nominaci a hlasování pro nová jména.[4] V prosinci 2015 IAU oznámila, že vítězný název pro tuto planetu byl Smertrios.[5] Vítězné jméno předložil Club d'Astronomie de Toussaint z Francie. Smertrios byl galský válečné božstvo.[6]

Objev

Planeta byla objevena Konsorcium N2K v roce 2005, který hledá hvězdy na blízké obíhající obří planety podobné 51 Pegasi b pomocí vysoce úspěšných radiální rychlost metoda. The spektrum hvězdy byla studována z Dávit se a Dalekohledy Subaru. Poté, co byla planeta poprvé detekována z Dopplerův jev způsobovalo to ve světle hostitelské hvězdy, bylo to studováno tranzit na Fairborn Observatory. Pokaždé, když planeta procházela hvězdou, byl detekován nepatrný pokles světla (0,003 magnitud), což potvrdilo její existenci.[1]

Ačkoli je změna jasu způsobená tranzitující planetou malá, je ji detekovatelná amatérští astronomové, což poskytuje amatérům příležitost významně astronomicky přispět. Jeden amatérský astronom, Ron Bissinger, skutečně detekoval částečný tranzit den před zveřejněním objevu.[7]

Obíhat

Dráha planety je pravděpodobně kruhová (v rámci jedné standardní odchylky chyby).[8]

Pečlivé měření radiální rychlosti umožnilo detekovat Rossiter – McLaughlinův efekt, posunování dovnitř fotosférické spektrální čáry způsobené planetou zakrývající část rotujícího hvězdného povrchu. Tento efekt umožňuje měření úhlu mezi orbitální rovinou planety a rovníkovou rovinou hvězdy. V případě HD 149026 b bylo naměřeno zarovnání na + 11 ± 14 °. To zase naznačuje, že formování planety bylo mírové a pravděpodobně zahrnovalo interakce s protoplanetární disk. Mnohem větší úhel by naznačoval násilnou souhru s jinými protoplanetami.[9][10] Studie z roku 2012 vylepšila úhel spin-orbity na 12 ± 7 °.[11]

Fyzikální vlastnosti

Srovnání velikostí HD 149026 b s Jupiter a Neptune.

Planeta obíhá kolem hvězdy na takzvané „oběžné dráze hořáku“. Jedna revoluce kolem hvězdy zabere jen o něco méně než tři Zemi dnů dokončit. Planeta je méně hmotná než Jupiter (0,36násobek hmotnosti Jupitera nebo 114násobek hmotnosti Země), ale hmotnější než Saturn. Teplota planety byla původně odhadována na základě 0,3 Bond albeda být asi 1540 K.,[1] nad předpokládanou teplotou HD 209458 b (1400 tis.), Který zahájil provoz kategorie Chthonian „pekelná planeta“.[12] Jeho denní jasová teplota byla následně přímo měřena jako 2 300 ± 200 K porovnáním kombinovaných emisí hvězdy a planety při vlnové délce 8 μm před a během tranzitní události. To je kolem bodu varu křemíku a vysoko nad bodem tání železa.

Albedo této planety nebylo měřeno přímo. Počáteční odhad 0,3 vycházel z průměrování Sudarského teoretických tříd IV a V. Extrémně vysoká teplota planety přinutila astronomy tento odhad opustit; nyní předpovídají, že planeta musí absorbovat v podstatě veškeré hvězdné světlo, které na ni dopadá - tedy ve skutečnosti nulové albedo jako HD 209458 b.[13] Velká část absorpce se odehrává na vrcholu její atmosféry.

Mezi tím a horkým vysokotlakým plynem obklopujícím jádro, a stratosféra kdysi se předpovídalo chladnějšího plynu[14] ale nebyl pozorován. V atmosféře je pravděpodobně vysoký obsah oxidu uhelnatého a oxidu uhličitého.[8]

Vnější obal temných, neprůhledných, horkých mraků se obvykle považuje za oxidy vanadu a titanu („planety pM“), ale zatím nelze vyloučit jiné sloučeniny, jako jsou tholiny.

Poměr poloměru hvězdy a planety je 0,05158 +/- 0,00077.[15] V současné době to, co omezuje větší přesnost na poloměru HD 149026 b „je nejistota v hvězdném poloměru“,[16] a měření hvězdného poloměru je zkresleno znečištěním na povrchu hvězdy.[17]

I při zohlednění nejistoty je poloměr HD 149026 b jen asi tři čtvrtiny poloměru Jupitera (nebo 83% poloměru Saturnu). HD 149026 b byl první svého druhu:[18] Nízký objem HD 149026 b znamená, že planeta je příliš hustá na to, aby vypadala jako Saturn plynový gigant jeho hmotnosti a teploty.

Může mít výjimečně velké jádro složené z prvků těžších než vodík a helium:[1] počáteční teoretické modely dávaly jádru hmotnost 70násobku hmotnosti Země; další upřesnění naznačují 80 - 110 hmotností Země.[19] Výsledkem je, že planeta byla popsána jako „super-Neptune „, analogicky s vnějšími ledovými obry naší sluneční soustavy, kde dominují jádra, není však v současné době známo, zda je jádro HD 149026 b převážně ledové nebo kamenité.[16] Robert Naeye dovnitř Sky & Telescope tvrdil, že „obsahuje tolik nebo více těžkých prvků (prvků těžších než vodík a hélium) než všechny planety a asteroidy v naší sluneční soustavě dohromady“.[20] Kromě nejistot poloměru je třeba vzít v úvahu jeho přílivové ohřívání v průběhu jeho historie; pokud je jeho současná oběžná dráha kruhová a pokud se vyvinula z excentrickější, extra teplo zvýší očekávaný poloměr na jeho model, a tím i poloměr jádra.[21]

Naeye dále spekuloval, že gravitace může být až deset G (desetinásobek gravitace na povrchu Země) na povrchu jádra.[20]

Teoretické důsledky

Objev byl prosazován jako důkaz pro populární sluneční mlhovina akreční model, kde planety vznikají z akrece menších objektů. V tomto modelu embrya obří planety rostou dostatečně velká, aby získala velké obálky vodík a hélium. Odpůrci tohoto modelu však zdůrazňují, že pouze jeden příklad takové husté planety není důkazem. Ve skutečnosti je tak velké jádro obtížně vysvětlitelné ani pomocí akrečního modelu jádra.[1]

Jednou z možností je, že protože planeta obíhá tak blízko své hvězdy, je - na rozdíl od Jupitera - neúčinná při čištění planetárního systému od kamenných těles. Místo toho mohl silný déšť těžších prvků na planetě pomoci vytvořit velké jádro.[1]

Viz také

Reference

  1. ^ A b C d E F Sato, Bun'ei; et al. (2005). „The N2K Consortium. II. Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core“. Astrofyzikální deník. 633 (1): 465–473. arXiv:astro-ph / 0507009. Bibcode:2005ApJ ... 633..465S. doi:10.1086/449306.
  2. ^ Zhang, Michael; et al. (2018). "Fázové křivky WASP-33b a HD 149026b a nová korelace mezi posunem fázové křivky a teplotou ozařování". Astronomický deník. 155 (2). 83. arXiv:1710.07642. Bibcode:2018AJ .... 155 ... 83Z. doi:10,3847 / 1538-3881 / aaa458.
  3. ^ NameExoWorlds: Celosvětová soutěž IAU o pojmenování exoplanet a jejich hostitelských hvězd. IAU.org. 9. července 2014
  4. ^ NázevExoWorlds Proces
  5. ^ Konečné výsledky veřejného hlasování NameExoWorlds zveřejněny, Mezinárodní astronomická unie, 15. prosince 2015.
  6. ^ NameExoWorlds The Approved Names
  7. ^ Naeye, Robert (7. července 2005). „Amateur Detects New Transiting Exoplanet“. Sky & Telescope.
  8. ^ A b Kevin B. Stevenson; et al. (2012). "Analýza tranzitu a zatmění Exoplanet HD 149026b pomocí mapování BLISS". Astrofyzikální deník. 754 (2): 136. arXiv:1108.2057. Bibcode:2012ApJ ... 754..136S. doi:10.1088 / 0004-637X / 754/2/136.
  9. ^ Vlk; Laughlin, Gregory; Henry, Gregory W .; Fischer, Debra A .; Marcy, Geoff; Butler, Paul; Vogt, Steve (2007). „Stanovení vyrovnání rotace na oběžné dráze anomálně husté planety obíhající HD 149026“. Astrofyzikální deník. 667 (1): 549–556. Bibcode:2007ApJ ... 667..549W. CiteSeerX  10.1.1.66.352. doi:10.1086/503354.
  10. ^ Joshua N. Winn (2008). Msgstr "Měření přesných parametrů přepravy". Sborník Mezinárodní astronomické unie. 4: 99–109. arXiv:0807.4929. Bibcode:2009IAUS..253 ... 99W. doi:10.1017 / S174392130802629X.
  11. ^ Obliquities of Hot Jupiter host stars: Důkaz přílivových interakcí a prvotních vychýlení, 2012, arXiv:1206.6105
  12. ^ Pekelná planeta zatlouká sluneční paprsky
  13. ^ Vesmírný let teď | Nejnovější zprávy | Exotická extrasolární planeta je dosud nejžhavější
  14. ^ Ivan Hubený; Adam Burrows (2008). "Spektrum a modely atmosféry ozářených tranzitujících extrasolárních obřích planet". Sborník Mezinárodní astronomické unie. 4: 239–245. arXiv:0807.3588. Bibcode:2009IAUS..253..239H. doi:10.1017 / S1743921308026458.
  15. ^ Nutzman, Philip; et al. (2008). "Přesný odhad poloměru HD 149026b". Sborník Mezinárodní astronomické unie. 4: 466–469. arXiv:0807.1318. Bibcode:2009IAUS..253..466N. doi:10.1017 / S1743921308026951.
  16. ^ A b Joshua N. Winn; et al. (Březen 2008). „Pět nových tranzitů modelu Super Neptun HD 149026b“ (PDF). Astrofyzikální deník. 675 (2): 1531–1537. arXiv:0711.1888. Bibcode:2008ApJ ... 675,1531W. doi:10.1086/527032.
  17. ^ S.-L. Li; D. N. C. Lin; X.-W. Liu (2008). „Rozsah znečištění hvězd nesoucích planetu“. Astrofyzikální deník. 685 (2): 1210–1219. arXiv:0802.2359. Bibcode:2008ApJ ... 685.1210L. doi:10.1086/591122.
  18. ^ Od té doby je nyní KOI-196 b, o něco větší „nenafouknutý horký Jupiter.
  19. ^ Nory; Laughlin, Gregory; Henry, Gregory W .; Fischer, Debra A .; Marcy, Geoff; Butler, Paul; Vogt, Steve (2007). „Možná řešení anomálií poloměru tranzitujících obřích planet“. Astrofyzikální deník. 667 (1): 549–556. Bibcode:2007ApJ ... 667..549W. doi:10.1086/503354.
  20. ^ A b Jedna velká rocková koule Robert Naeye, Sky & Telescope, naposledy zpřístupněno 13. října 2007
  21. ^ Brian Jackson; Richard Greenberg; Rory Barnes (2008). „Přílivový ohřev extra solárních planet“. Astrofyzikální deník. 681 (2): 1631–1638. arXiv:0803.0026. Bibcode:2008ApJ ... 681.1631J. doi:10.1086/587641.

externí odkazy

Média související s HD 149026 b na Wikimedia Commons

Souřadnice: Mapa oblohy 16h 30m 29.619s, +38° 20′ 50.31″