Mu Arae - Mu Arae

Mu Arae

Mu Arae
Data pozorování
Epocha J2000.0Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíAra
Správný vzestup17h 44m 08.70114s[1]
Deklinace−51° 50′ 02.5853″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)+5.12
Vlastnosti
Spektrální typG3IV – V[2]
U-B barevný index+0.24[3]
B-V barevný index+0.70[3]
R - já barevný index0.2
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−9.0[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: −16.85[1] mas /rok
Prosinec: −190.60[1] mas /rok
Paralaxa (π)64.47 ± 0.31[1] mas
Vzdálenost50.6 ± 0.2 ly
(15.51 ± 0.07 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)+4.17[5]
Detaily
Hmotnost1.10 ± 0.01[6] M☉
Poloměr1.36 ± 0.01[6] R☉
Zářivost1.90 ± 0.10[6] L☉
Povrchová gravitace (logG)4.19[2] cgs
Teplota5820 ± 40[6] K.
Kovovost200 ± 5%[6][poznámka 1]
Kovovost [Fe / H]0.30 ± 0.01[6] dex
Otáčení31 dnů
Rychlost otáčení (proti hříchi)1.4[7] km / s
Stáří6.34 ± 0.40[6] Gyr
Jiná označení
Cervantes, CD  −51° 11094, FK5  662, GC  24024, GJ  691, HD  160691, BOKY  86796, HR  6585, SAO  244981
Odkazy na databáze
SIMBADdata
Archiv exoplanetdata
ARICNSdata
Extrasolární planety
Encyklopedie		data

Mu Arae (μ Arae, zkráceně Mu Ara, μ Ara), často označovaný HD 160691, oficiálně pojmenovaný Cervantes /s.rˈproti…ntiːz/ sur-DODÁVKA-teez,[8] je hlavní sekvence Typ G. hvězda přibližně 50 světelné roky daleko od slunce v souhvězdí z Ara. Hvězda má planetární systém se čtyřmi známými extrasolární planety (určený Mu Arae b, C, d a E; později pojmenovaný Quijote, Dulcinea, Rocinante a Sancho), tři z nich s hmotami srovnatelnými s hmotností Jupiter. Mu Arae c, nejvnitřnější, byl první horký Neptun objevil.

Nomenklatura

μ Arae (Latinized na Mu Arae) je hvězda Označení Bayer. HD 160691 je záznam v Katalog Henryho Drapera.

Zavedená konvence pro extrasolární planety spočívá v tom, že planety přijímají označení skládající se ze jména hvězdy následovaného malými písmeny Římská písmena začínající od „b“ v pořadí podle objevu.[9] Tento systém používal tým vedený Krzysztof Goździewski.[10] Na druhou stranu tým vedený Francesco Pepe navrhl úpravu systému označování, kde jsou planety označovány v pořadí charakterizace.[11] Vzhledem k tomu, že parametry nejvzdálenější planety byly před zavedením 4-planetového modelu systému špatně omezeny, vede to k odlišnému pořadí označení planet v systému Mu Arae. Oba systémy se shodují na označení 640denní planety jako „b“. Starý systém označuje 9denní planetu jako „d“, 310denní planetu jako „e“ a vnější planetu jako „c“. Protože Mezinárodní astronomická unie nedefinoval oficiální systém pro označení extrasolárních planet,[12] otázka, která konvence je „správná“, zůstává otevřená, avšak zdá se, že následné vědecké publikace o tomto systému přijaly Pepe et al. systému, stejně jako vstup systému do Encyklopedie extrasolárních planet.[13][14]

V červenci 2014 Mezinárodní astronomická unie zahájil proces dávání správných jmen určitým exoplanetám a jejich hostitelským hvězdám.[15] Proces zahrnoval veřejnou nominaci a hlasování pro nová jména.[16] V prosinci 2015 IAU oznámila, že vítězná jména byla Cervantes pro tuto hvězdu a Quijote, Dulcinea, Rocinante a Sancho pro její planety (b, c, d a e; IAU používala Pepe et al Systém).[17][18]

Vítězem byla jména, která předložila Planetario de Pamplona ve Španělsku. Miguel de Cervantes Saavedra (1547–1616) byl slavný španělský spisovatel a autor El Ingenioso Hidalgo Don Quijote de la Mancha. Planety jsou pojmenovány podle postav románu: Quijote byl hlavní postavou; Dulcinea jeho milostný zájem; Rocinante jeho koně a Sancho jeho zeman.[19]

V roce 2016 uspořádala IAU a Pracovní skupina pro jména hvězd (WGSN)[20] katalogizovat a standardizovat vlastní jména hvězd. Ve svém prvním bulletinu z července 2016[21] WGSN výslovně uznala jména exoplanet a jejich hostitelských hvězd schválená pracovní skupinou výkonného výboru Public Naming of Planets and Planetary Satellites, včetně jmen hvězd přijatých během kampaně NameExoWorlds v roce 2015. Tato hvězda je nyní zapsána do katalogu jmen hvězd IAU.[8]

Hvězdné vlastnosti

Podle měření provedených Hipparcos astrometrický družice, Mu Arae vystavuje a paralaxa z 64,47 miliarsekund jak se Země pohybuje kolem Slunce. V kombinaci se známou vzdáleností od Země ke Slunci to znamená, že hvězda se nachází ve vzdálenosti 50,6 světelné roky (15.51 parsecs ).[1][poznámka 2] Při pohledu ze Země má zdánlivá velikost +5,12 a je viditelný pro pouhé oko.

Asteroseismic analýza hvězdy ukazuje, že je přibližně o 10% hmotnější než Slunce a výrazně starší, přibližně 6,34 miliardy let. Poloměr hvězdy je o 36% větší než poloměr Slunce a je o 90% jasnější. Hvězda obsahuje dvojnásobné množství železa v porovnání s vodík Slunce, a proto je popsán jako bohatý na kov. Mu Arae je také v elementu obohacen více než Slunce hélium.[6]

Mu Arae má na seznamu spektrální typ G3IV – V.[2] Část G3 znamená, že hvězda je podobná Slunci (hvězda G2V). Hvězda možná vstupuje do subgiant jak začíná docházet vodík ve svém jádru. To se odráží v jeho nejistotě třída svítivosti, mezi IV (subgianty) a V (hlavní sekvence trpasličí hvězda hvězdy jako Slunce).

Planetární systém

Hvězda Mu Arae se vztahem vzdálenosti pro své čtyři planety
Dráhy vnějších tří planet v systému Mu Arae ve srovnání s oběžnými drahami v Sluneční Soustava. Centrální hvězda není v měřítku. V měřítku tohoto obrázku by se nejvnitřnější planeta nacházela na okraji disku představujícího centrální hvězdu.

Objev

V roce 2001 oznámila extrasolární planeta Hledání anglo-australské planety tým společně s obíhající planetou Epsilon Reticuli. Planeta, určená Mu Arae b, byl považován za vysoce výstřední oběžná dráha kolem 743 dnů.[22] Objev byl učiněn analýzou variací hvězd radiální rychlost (měřeno pozorováním Dopplerův posun hvězd spektrální čáry ) v důsledku tažení kolem planety gravitace. Další pozorování odhalila přítomnost druhého objektu v systému (nyní označeného jako Mu Arae e ), který byl publikován v roce 2004. V té době byly parametry této planety špatně omezené a předpokládalo se, že je na oběžné dráze kolem 8,2 roku s vysokou výstředností.[23] Později v roce 2004 byla označena malá vnitřní planeta Mu Arae c bylo oznámeno s hmotností srovnatelnou s hmotností Uran na 9denní oběžné dráze. Jednalo se o první z třídy planet známých jako „horké Neptunes "být objeven. Objev byl učiněn provedením vysoce přesných měření radiální rychlosti pomocí Vyhledávač planet s vysokou přesností radiální rychlosti (HARPS) spektrograf.[24]

V roce 2006 vedly dva týmy, jeden vedl Krzysztof Goździewski a druhý od Francesco Pepe nezávisle oznámené modely se čtyřmi planetami pro měření radiální rychlosti hvězdy s novou planetou (Mu Arae d ) na téměř kruhové oběžné dráze trvající přibližně 311 dní.[10][11] Nový model poskytuje revidované parametry pro dříve známé planety s nižšími oběžnými drahami než v předchozím modelu a zahrnuje robustnější charakterizaci dráhy Mu Arae e. Objev čtvrté planety učinil z Mu Arae druhý známý extrasolární systém se čtyřmi planetami 55 Cancri.

Architektura systému a obyvatelnost

Systém Mu Arae se skládá z vnitřní planety s hmotou Uranu na těsné 9denní oběžné dráze a ze tří hmotných planet, pravděpodobně plynných obrů, na širokých, téměř kruhových oběžných drahách, což kontrastuje s oběžnými drahami s vysokou excentricitou, které jsou obvykle pozorovány po dlouhou dobu extrasolární planety. Planeta s hmotou Uran může být a chthonian planeta, jádro plynného obra, kterému byly odstraněny vnější vrstvy hvězdným zářením.[25] Alternativně se mohl ve vnitřních oblastech systému Mu Arae vytvořit jako skalní „super-Země“.[24] Vnitřní plynové obry „d“ a „b“ jsou umístěny blízko 2: 1 orbitální rezonance což způsobuje, že procházejí silnými interakcemi. Nejvhodnější řešení systému je ve skutečnosti nestabilní:[26] simulace naznačují, že systém je zničen po 78 milionech let, což je výrazně kratší než odhadovaný věk hvězdného systému. Stabilnější řešení, včetně těch, ve kterých jsou obě planety skutečně v rezonanci (podobné situaci v EU) Gliese 876 systému), které poskytují data o něco horší.[11] Hledá cirkumstelární disky nevykazují žádné důkazy o disku podobného trosek jako Kuiperův pás kolem Mu Arae. Pokud má Mu Arae Kuiperův pás, je příliš slabý na to, aby byl detekován současnými nástroji.[27]

Planeta plynného obra „b“ se nachází v obytné zóně kapalné vody v Mu Arae. To by zabránilo tvorbě planety podobné Zemi v obyvatelné zóně, jakkoli velké měsíce plynového giganta by mohlo potenciálně podporovat kapalnou vodu.[nesprávná syntéza? ] Na druhou stranu není jasné, zda by se takové obrovské měsíce mohly vytvořit kolem planety plynného obra, a to díky zjevnému zákonu o změně měřítka mezi hmotou planety a jejím satelitním systémem.[28] Kromě toho měření hvězd ultrafialový tok naznačují, že potenciálně obyvatelný planety nebo měsíce nemusí dostávat dostatek ultrafialového záření, aby spustily vznik biomolekuly.[29] Planeta „d“ by přijala podobné množství ultrafialového záření jako Země a leží tedy v ultrafialové obyvatelné pásmo. Bylo by však příliš horké, aby jakýkoli měsíc podporoval povrchovou kapalnou vodu.

Planetární systém Mu Arae[11]
Společník
(v pořadí od hvězdy)		HmotnostPoloviční osa
(AU )		Oběžná doba
(dnů )		ExcentricitaSklonPoloměr
c (Dulcinea)>10.5551 M⊕0.090949.6386 ± 0.00150.172 ± 0.04——
d (Rocinante)>0.5219 MJ0.921310.55 ± 0.830.0666 ± 0.0122——
b (Quijote)>1.676 MJ1.497643.25 ± 0.900.128 ± 0.017——
e (Sancho)>1.814 MJ5.2354205.8 ± 758.90.0985 ± 0.0627——

Viz také

Poznámky

  1. ^ Od [Fe / H] = 0,30 ± 0,01
  2. ^ Vzorec pro převod paralaxy na vzdálenost je

Reference

  1. ^ A b C d E F van Leeuwen, F. (listopad 2007). Msgstr "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.
  2. ^ A b C Gray, R.O .; et al. (Červenec 2006). „Příspěvky k projektu Hvězdy v okolí (NStars): Spektroskopie hvězd Dříve než M0 do 40 parseků: Severní vzorek I“. Astronomický deník. 132 (1): 161–170. arXiv:astro-ph / 0603770. Bibcode:2006AJ .... 132..161G. doi:10.1086/504637.
  3. ^ A b Feinstein, A. (1966). "Fotoelektrická pozorování jižních hvězd pozdního typu". Informační bulletin pro jižní polokouli. 8: 30. Bibcode:1966 IBSH .... 8 ... 30F.
  4. ^ Wielen, R .; et al. (1999). „Šestý katalog základních hvězd (FK6). Část I. Základní základní hvězdy s přímým řešením“. Veröff. Astron. Rechen-Inst. Heidelb. Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg. 35 (35): 1. Bibcode:1999VEARI..35 .... 1W.
  5. ^ Anderson, E .; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Rozšířená kompilace hipparcos". Dopisy o astronomii. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL ... 38..331A. doi:10.1134 / S1063773712050015.
  6. ^ A b C d E F G h Soriano, M .; Vauclair, S. (2009). „Nová seismická analýza hvězdy exoplanety - hostitele Mu Arae“. Astronomie a astrofyzika. 513: A49. arXiv:0903.5475. Bibcode:2010A & A ... 513A..49S. doi:10.1051/0004-6361/200911862.
  7. ^ Bruntt, H .; et al. (Červenec 2010). "Přesné základní parametry pro 23 jasných hvězd slunečního typu". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 405 (3): 1907–1923. arXiv:1002.4268. Bibcode:2010MNRAS.405.1907B. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.16575.x.
  8. ^ A b „Katalog hvězdných jmen IAU“. Citováno 28. července 2016.
  9. ^ Hessman, F. V .; Dhillon, V. S .; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K .; Marsh, T. R.; Guenther, E .; Schwope, A .; Heber, U. (2010). "Podle konvence pojmenování používané pro více hvězdných systémů a extrasolární planety". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR ].
  10. ^ A b Gozdziewski, K .; Maciejewski, Andrzej J .; Migaszewski, Cezary (2007). "Na extrasolárním systému s více planetami kolem HD160691". Astrofyzikální deník. 657 (1): 546–558. arXiv:astro-ph / 0608279. Bibcode:2007ApJ ... 657..546G. doi:10.1086/510554.
  11. ^ A b C d Pepe, F .; Correia, A. C. M .; Mayor, M .; Tamuz, O .; Benz, W .; Bertaux, J. -L .; Bouchy, F .; Couetdic, J .; Laskar, J .; Lovis, C .; Naef, D .; Queloz, D .; Santos, N. C .; Sivan, J. -P .; Sosnowska, D .; Udry, S. (2006). „HARPS hledá jižní extra solární planety. IX. Μ Ara, systém se čtyřmi planetami“. Astronomie a astrofyzika. 462 (2): 769–776. arXiv:astro-ph / 0608396. Bibcode:2007A & A ... 462..769P. doi:10.1051/0004-6361:20066194.
  12. ^ „Planety kolem jiných hvězd“. IAU. Archivovány od originál dne 28. září 2006. Citováno 16. září 2006.
  13. ^ Krátce, D .; Windmiller, G .; Orosz, J. A. (2008). „Nová řešení pro planetární dynamiku v HD160691 s využitím newtonovského modelu a nejnovějších dat“. MNRAS. 386 (1): L43 – L46. arXiv:0802.1781. Bibcode:2008MNRAS.386L..43S. doi:10.1111 / j.1745-3933.2008.00457.x.
  14. ^ „Notes for star HD 160691“. Název Extrasolární planety Encyklopedie. Archivovány od originál dne 22. prosince 2008. Citováno 11. dubna 2009.
  15. ^ NameExoWorlds: Celosvětová soutěž IAU o pojmenování exoplanet a jejich hostitelských hvězd. IAU.org. 9. července 2014
  16. ^ NázevExoWorlds Proces
  17. ^ Konečné výsledky veřejného hlasování NameExoWorlds zveřejněny, Mezinárodní astronomická unie, 15. prosince 2015.
  18. ^ Stránka Návrhy pro Mu Arae, Mezinárodní astronomická unie, 3. ledna 2016.
  19. ^ NameExoWorlds The Approved Names
  20. ^ „Pracovní skupina IAU pro názvy hvězd (WGSN)“. Citováno 22. května 2016.
  21. ^ „Bulletin pracovní skupiny IAU pro jména hvězd, č. 1“ (PDF). Citováno 28. července 2016.
  22. ^ Komorník; Tinney, C. G .; Marcy, Geoffrey W .; Jones, Hugh R. A .; Penny, Alan J .; Apps, Kevin (2001). „Dvě nové planety z hledání anglo-australské planety“. Astrofyzikální deník. 555 (1): 410–417. Bibcode:2001ApJ ... 555..410B. doi:10.1086/321467. hdl:2299/137.
  23. ^ McCarthy, Chris; et al. (2004). "Více společníků k HD 154857 a HD 160691". Astrofyzikální deník. 617 (1): 575–579. arXiv:astro-ph / 0409335. Bibcode:2004ApJ ... 617..575M. doi:10.1086/425214.
  24. ^ A b Santos, N. C .; Bouchy, F .; Mayor, M .; Pepe, F .; Queloz, D .; Udry, S .; Lovis, C .; Bazot, M .; et al. (2004). „Průzkum HARPS pro jižní mimosolární planety II. Exoplaneta 14 pozemských hmot kolem μ Arae“. Astronomie a astrofyzika. 426 (1): L19 – L23. arXiv:astro-ph / 0408471. Bibcode:2004 A & A ... 426L..19S. doi:10.1051/0004-6361:200400076.
  25. ^ Baraffe, I .; Alibert, Y .; Chabrier, G .; Benz, W. (2006). "Zrození a osud žhavých Neptunových planet". Astronomie a astrofyzika. 450 (3): 1221–1229. arXiv:astro-ph / 0512091. Bibcode:2006A & A ... 450.1221B. doi:10.1051/0004-6361:20054040.
  26. ^ Agnew, Matthew T; Maddison, Sarah T; Horner, Jonathan; Kane, Stephen R. (červen 2019). „Předpovídání stability více planet a společníků obyvatelné zóny v éře TESS“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 485 (4): 4703–4725. doi:10.1093 / mnras / stz345. Citováno 28. dubna 2020.
  27. ^ Schütz, O .; Bönhardt, H .; Pantin, E .; Sterzik, M .; Els, S .; Hahn, J .; Henning, Th. (2004). Msgstr "Hledání cirkulárních prachových disků pomocí ADONIS". Astronomie a astrofyzika. 424 (2): 613–618. arXiv:astro-ph / 0408530. Bibcode:2004 A & A ... 424..613S. doi:10.1051/0004-6361:20034215.
  28. ^ Canup, R .; Ward, W. (2006). "Společné hromadné škálování pro satelitní systémy plynných planet". Příroda. 441 (7095): 834–839. Bibcode:2006 Natur.441..834C. doi:10.1038 / nature04860. PMID  16778883.
  29. ^ Buccino, A .; Lemarchand, Guillermo A .; Mauas, Pablo J.D. (2006). „Omezení ultrafialového záření kolem obytných zón kolem kruhu“. Icarus. 183 (2): 491–503. arXiv:astro-ph / 0512291. Bibcode:2006Icar..183..491B. doi:10.1016 / j.icarus.2006.03.007.

externí odkazy

Souřadnice: Mapa oblohy 17h 44m 08.7s, −51° 50′ 03″