Tau Boötis b - Tau Boötis b

Tau Boötis b
Umělecký dojem z exoplanety Tau Bootis b.jpg
Umělecký dojem Tau Boötise obíhajícího blízko své mateřské hvězdy.
Objev
Objevilkomorník et al.
Discovery siteUniversity of California
Datum objevu1996
Dopplerova spektroskopie
Orbitální charakteristiky
0.0481 AU
Excentricita0.023 ± 0.015 [1]
3.312463 ± 0.000014 [1] d
Sklon44[2]
2,446,957.81 ± 0.54
188
Semi-amplituda461.1
HvězdaTau Boötis
Fyzikální vlastnosti
Hmotnost5.5–6[2] MJ
Teplota1700 K (1430 ° C; 2600 ° F)

Tau Boötis bnebo přesněji Tau Boötis Ab, je extrasolární planeta přibližně 51 světelné roky pryč. Planeta a její hostitelská hvězda je jedním z planetárních systémů vybraných organizací Mezinárodní astronomická unie jako součást jejich veřejného procesu pro přidělování vlastních jmen exoplanetám a jejich hostitelské hvězdě (kde žádné vlastní jméno již neexistuje).[3][4] Proces zahrnoval veřejnou nominaci a hlasování pro nová jména a IAU plánovala oznámit nová jména v polovině prosince 2015.[5] IAU však anuloval hlasování, protože bylo posouzeno, že vítězný název není v souladu s pravidly IAU pro pojmenování exoplanet.[6]

Objev

Planeta, která byla objevena v roce 1996, je jednou z prvních nalezených extrasolárních planet. Bylo objeveno na oběžné dráze kolem hvězdy Tau Boo (HR 5185) Paul Butler a jeho tým (San Francisco Planet Search Project )[7] pomocí vysoce úspěšných radiální rychlost metoda. Vzhledem k tomu, že hvězda je vizuálně jasná a planeta je hmotná, produkuje velmi silný rychlostní signál 469 ± 5 metrů za sekundu, což rychle potvrdil Michel Mayor a Didier Queloz z údajů shromážděných za 15 let. Později to potvrdila i Tým AFOE Planet Search.

Oběžná dráha a hmotnost

VLT širokoúhlý pohled na mateřskou hvězdu Tau Boötis b[8]

Tau Boötis b je poměrně masivní, s a minimální hmotnost více než čtyřikrát více než Jupiter. Obíhá kolem hvězdy na takzvané „oběžné dráze hořáku“ ve vzdálenosti menší než jedna sedmina od hvězdy Rtuť je z slunce. Dokončení jedné orbitální revoluce trvá jen 3 dny a 7,5 hodiny. Protože τ Boo je teplejší a větší než Slunce a oběžná dráha planety je tak malá, předpokládá se, že je horká. Za předpokladu, že planeta je perfektní Šedá bez č Skleníkový efekt nebo přílivové účinky a Bond albedo 0,1, teplota by byla blízká 1600 K..[9] Ačkoli to nebylo detekováno přímo, je jisté, že planeta je plynový gigant.Jako Tau Boötis b je masivnější než většina známých “horké Jupitery ", spekulovalo se, že to bylo původně hnědý trpaslík, neúspěšná hvězda, která mohla ztratit většinu své atmosféry z tepla své větší doprovodné hvězdy. Zdá se to však velmi nepravděpodobné. Přesto byl takový proces ve skutečnosti odhalen tranzitující planeta HD 209458 b.

V prosinci 1999 skupina vedená A. C. Cameron oznámili, že detekovali odražené světlo z planety. Vypočítali, že oběžná dráha planety má sklon 29 °, a tedy absolutní hmotnost planety by byla asi 8,5krát větší než Jupiter. Navrhli také, že planeta má modrou barvu. Jejich pozorování bohužel nebylo možné potvrdit a později se ukázalo, že jsou falešná.

Lepší odhad vycházel z předpokladu přílivový zámek s hvězdou, která se otáčí o 40 stupňů;[10] stanovení hmotnosti planety mezi 6 a 7 hmotami Jupitera. V roce 2007 tento odhad potvrdila detekce magnetického pole.[11]

V roce 2012 dva týmy nezávisle rozlišovaly radiální rychlost planety z radiální rychlosti hvězdy pozorováním posunu spektrální čáry z kysličník uhelnatý. To umožnilo výpočet sklonu oběžné dráhy planety, a tedy i hmotnosti planety. Jeden tým zjistil sklon 44,5 ± 1,5 stupně a hmotnost 5.95±0.28 MJ.[12] Druhý tým zjistil sklon 47−6+7 a hmotnost 5.6±0.7 MJ.[13]

Vlastnosti

Teplota Tau Boötis b pravděpodobně nafoukne jeho poloměr vyšší (1,2krát) než Jupiter. Protože nebylo detekováno žádné odražené světlo, tak planeta albedo musí být menší než 0,37.[10][14] Při 1600 K to je (jako HD 179949 b ) měl být teplejší než HD 209458 b (dříve předpovězeno 1392 000) a možná i HD 149026 b (předpovězeno 1540 K z vyššího albeda 0,3, pak skutečně naměřeno při 2300 K). Tau Boötis b předpovídal Sudarsky třída je V; který má poskytnout vysoce reflexní albedo 0,55.

Byl kandidátem na „charakterizaci v blízké infračervené oblasti .... s VLTI Spectro-Imager ".[9] Když byla jeho atmosféra měřena v roce 2011, „nová pozorování naznačila atmosféru s teplotou, která klesá výše. Tento výsledek je přesným opakem teplotní inverze - zvýšení teploty s výškou - nalezené u jiných horkých exoplanet Jupiter“.[2] V roce 2014 došlo k přímé detekci vodní pára v atmosféře planety bylo oznámeno.[15]

Viz také

Reference

  1. ^ A b Butler, R. P .; et al. (2006). „Katalog blízkých exoplanet“. Astrofyzikální deník. 646 (1): 505–522. arXiv:astro-ph / 0607493. Bibcode:2006ApJ ... 646..505B. doi:10.1086/504701.
  2. ^ A b C "Nový způsob zkoumání atmosféry exoplanet" ve Windows Věda denně (27. června 2012), https://www.sciencedaily.com/releases/2012/06/120627132051.htm; podávání zpráv o Příroda (28. června 2012)
  3. ^ NameExoWorlds: Celosvětová soutěž IAU o pojmenování exoplanet a jejich hostitelských hvězd. IAU.org. 9. července 2014
  4. ^ NázevExoWorlds.
  5. ^ NázevExoWorlds.
  6. ^ Konečné výsledky veřejného hlasování NameExoWorlds zveřejněny, Mezinárodní astronomická unie, 15. prosince 2015.
  7. ^ Butler, R. Paul; et al. (1997). „Tři nové 51 planet typu Pegasi“. The Astrophysical Journal Letters. 474 (2): L115 – L118. Bibcode:1997ApJ ... 474L.115B. doi:10.1086/310444.
  8. ^ „Nový způsob zkoumání atmosféry exoplanet“. Tisková zpráva ESO. Citováno 28. června 2012.
  9. ^ A b Renard, S .; Absil, O .; Berger, J. -P .; Bonfils, X .; Forveille, T .; Malbet, F. (2008). „Perspektivy blízké infračervené charakterizace horkých Jupiterů pomocí VLTI Spectro-Imager (VSI)“ (PDF). Sborník SPIE. Optická a infračervená interferometrie. 7013: 70132Z – 70132Z – 10. arXiv:0807.3014. Bibcode:2008SPIE.7013E..2ZR. doi:10.1117/12.790494.
  10. ^ A b Leigh, Christopher; et al. (2003). „Nová horní hranice odraženého světla hvězd od Tau Bootis b“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 344 (4): 1271–1282. arXiv:astro-ph / 0308413. Bibcode:2003MNRAS.344.1271L. doi:10.1046 / j.1365-8711.2003.06901.x.
  11. ^ Catala, C .; et al. (2007). „Magnetické pole hvězdy hostující planetu τ Bootis“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 374 (1): L42 – L46. arXiv:astro-ph / 0610758. Bibcode:2007MNRAS.374L..42C. doi:10.1111 / j.1745-3933.2006.00261.x.
  12. ^ Brogi, Matteo; Snellen, Ignas A. G .; de Kok, Remco J .; Albrecht, Simon; Birkby, Jayne; de Mooij, Ernst J. W. (28. června 2012). "Podpis orbitálního pohybu ze dne planety τ Boötis b". Příroda. 486 (7404): 502–504. arXiv:1206.6109. Bibcode:2012Natur.486..502B. doi:10.1038 / příroda11161. PMID  22739313.
  13. ^ Rodler, F .; et al. (2012). "Vážení nepřecházejícího horkého Jupitera τ Boo b". The Astrophysical Journal Letters. 753 (1). L25. arXiv:1206.6197. Bibcode:2012ApJ ... 753L..25R. doi:10.1088 / 2041-8205 / 753/1 / L25.
  14. ^ Lucas, P. W .; et al. (2009). „Planetární polarimetrie exoplanetových systémů 55 Cnc a tau Boo“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 393 (1): 229–244. arXiv:0807.2568. Bibcode:2009MNRAS.393..229L. doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.14182.x.
  15. ^ Přímá detekce vodní páry v Tau Boo b. Poblíž IR: Alexandra C. Lockwood, John A. Johnson, Chad F. Bender, John S.Carr, Travis Barman, Alexander J.W. Richert, Geoffrey A. Blake

externí odkazy

Souřadnice: Mapa oblohy 13h 47m 15.7s, +17° 27′ 25″