Upsilon Andromedae b - Upsilon Andromedae b

Upsilon Andromedae b
Saffar (Upsilon Andromedae b) .jpg
Umělecký dojem z Upsilon Andromedae b a jeho mateřské hvězdy.
Objev
ObjevilMarcy et al.
Discovery siteKalifornie a Carnegie
Planet Search
 Spojené státy
Datum objevu23. června 1996
Radiální rychlost
Orbitální charakteristiky
Apastron~9.11 Gm
Periastron~8.22 Gm
~8.91 Gm
Excentricita0.022±0.007[1]
4.62±0.23[1] d
0.01328 y
~116.4 h
Sklon24±4[2]
2,450,034.053 ± 0.328[3]
44.106 ± 25.561[3]
Semi-amplituda70.51 ± 0.45[1]
HvězdaUpsilon Andromedae A
Fyzikální vlastnosti
Hmotnost1.70+0.33
−0.24[2] MJ

Upsilon Andromedae b (υ Andromedae b, zkráceně Upsilon a nar, υ A b), formálně pojmenovaný Saffar /ˈs…F.r/, je extrasolární planeta přibližně 44 světelné roky daleko od slunce v souhvězdí z Andromeda. Planeta obíhá kolem solární analog hvězda, Upsilon Andromedae A přibližně každých pět dní. Objeveno v červnu 1996 uživatelem Geoffrey Marcy a R. Paul Butler, byl to jeden z prvních horké Jupitery být objeven. Je to také jedna z prvních nevyřešených planet, která byla detekována přímo. Upsilon Andromedae b je nejvnitřnější známou planetou ve své planetární systém.

V červenci 2014 Mezinárodní astronomická unie zahájil proces dávání správných jmen určitým exoplanetám a jejich hostitelským hvězdám.[4] Proces zahrnoval veřejnou nominaci a hlasování pro nová jména.[5] V prosinci 2015 IAU oznámila, že vítězný název pro tuto planetu byl Saffar.[6] Vítězné jméno zadal Astronomický klub Vega v Maroko a ctí astronoma z 11. století Ibn al-Saffar z Muslimské Španělsko.[7]

Objev

Upsilon Andromedae b byl detekován podle variací jeho hvězdy radiální rychlost způsobené planetou gravitace. Změny byly detekovány citlivým měřením Dopplerův posun z Upsilon Andromedae spektrum. Existence planety byla oznámena v lednu 1997 společně s 55 Cancri b a planeta obíhá Tau Boötis.[8]

Jako 51 Pegasi b, první extrasolární planeta objevená kolem normální hvězdy, Upsilon Andromedae b obíhá velmi blízko své hvězdy, blíže než Rtuť dělá našemu Slunci. Planeta trvá 4,617 dnů dokončit oběžnou dráhu s poloviční osa 0,0595 AU.[9]

Omezení metody radiální rychlosti použité k detekci Upsilon Andromedae b spočívá v tom, že pouze spodní limit na Hmotnost Může být nalezeno. The skutečná hmotnost může být mnohem větší v závislosti na sklon oběžné dráhy. Hmotnost 1.70 MJ a sklon 24 ° byly později zjištěny pomocí vysokého rozlišení spektroskopie.[2]

Fyzikální vlastnosti

Vzhledem k vysoké hmotnosti planety je pravděpodobné, že Upsilon Andromedae b je a plynový gigant bez č pevný povrch.

The Spitzer Space Telescope změřil planetu teplota, a zjistili, že rozdíl mezi oběma stranami Upsilon Andromedae b je asi 1400 stupňů Celsia a pohybuje se od minus 20 do 230 stupňů do asi 1400 až 1650 stupňů Celsia.[10] Teplotní rozdíl vedl ke spekulacím, že Upsilon Andromedae b je příliv uzamčen se stejnou stranou vždy obrácenou k Upsilon Andromedae A.

Sudarsky měl za předpokladu, že planeta je svým složením podobná Jupiteru a že její prostředí je blízké chemická rovnováha, předpovídal, že Upsilon Andromedae b bude mít odraz mraky z křemičitany a žehlička v jeho horní části atmosféra.[11] Mraková paluba místo toho absorbuje sluneční záření; mezi tím a horkým, vysokotlakým plynem obklopujícím plášť existuje a stratosféra chladnějšího plynu.[12] Předpokládá se, že vnější obal tmavého, neprůhledného, ​​horkého mraku sestává z vanadium a oxidy titanu, ale jiné sloučeniny jako tholiny zatím nelze vyloučit.

Chemické prvky v atmosféře lze studovat nalezením jejich absorpčních linií v tepelném spektru planety; vzhledem k typickým teplotám planety má spektrum svůj vrchol na infračervených vlnových délkách. Zatím jen vodní pára byla na této planetě detekována kysličník uhelnatý a metan jsou stále pod detekčním limitem.[2]

Planeta pravděpodobně nebude velká měsíce, od té doby slapové síly buď je vyhodí z oběžné dráhy, nebo je zničí v krátkých časových intervalech ve srovnání se stářím systému.[13]

Planeta (s 51 Pegasi b ) byl považován za kandidáta na přímé zobrazování Planetpol.[14] Předběžné výsledky polarimetrických studií naznačují, že planeta má převážně modrou barvu, je 1,36krát větší a 0,74krát větší než Jupiter, což znamená, že střední hustota je 0,36 g / cm3. Má to geometrické albedo 0,35 ve viditelném světle.[15] Modely přílivového vytápění předpovídají podobnou hmotnost pro planetu.[16]

Vliv na mateřskou hvězdu

Umělecký dojem z horkého místa, zobrazený v oranžových odstínech.

Upsilon Andromedae b se zdá být zodpovědný za zvýšení chromosférický aktivita na mateřské hvězdě. Pozorování naznačují, že na hvězdě je „horké místo“ asi 169 ° od subplanetárního bodu. Může to být výsledkem interakcí mezi magnetické pole planety a hvězdy. Mechanismus může být podobný mechanismu odpovědnému za činnost organizace Proměnná RS Canum Venaticorum hvězdy nebo interakce mezi Jupiterem a jeho měsícem Io.[17]

Viz také

Reference

  1. ^ A b C Ligi, R .; et al. (2012). „Nová interferometrická studie čtyř hvězd hostitelské exoplanety: θ Cygni, 14 Andromedae, υ Andromedae a 42 Draconis“. Astronomie a astrofyzika. 545: A5. arXiv:1208.3895. Bibcode:2012A & A ... 545A ... 5L. doi:10.1051/0004-6361/201219467.
  2. ^ A b C d Pizkorz, D .; et al. (Srpen 2017). „Detekce vodní páry v tepelném spektru nepřecházejícího horkého Jupiteru Upsilon Andromedae b“. Astronomický deník. 154 (2): 78. arXiv:1707.01534. Bibcode:2017AJ .... 154 ... 78P. doi:10,3847 / 1538-3881 / aa7dd8.
  3. ^ A b McArthur, Barbara E .; et al. (2010). "Nová pozorovací omezení na υ Systém Andromedae s údaji z Hubbleův vesmírný dalekohled a Dalekohled Hobby Eberly" (PDF). Astrofyzikální deník. 715 (2): 1203. Bibcode:2010ApJ ... 715,1203M. doi:10.1088 / 0004-637X / 715/2/1203.
  4. ^ NameExoWorlds: Celosvětová soutěž IAU o pojmenování exoplanet a jejich hostitelských hvězd. IAU.org. 9. července 2014
  5. ^ NázevExoWorlds Proces
  6. ^ Konečné výsledky veřejného hlasování NameExoWorlds zveřejněny, Mezinárodní astronomická unie, 15. prosince 2015.
  7. ^ NameExoWorlds The Approved Names
  8. ^ Butler, R. Paul; et al. (1997). „Tři nové 51 planet typu Pegasi“. Astrofyzikální deník. 474 (2): L115 – L118. Bibcode:1997ApJ ... 474L.115B. doi:10.1086/310444.
  9. ^ 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. (webová verze )
  10. ^ Harrington, J; Hansen BM; Luszcz SH; Seager S; Deming D; Menou K; Cho JY; Richardson LJ (27. října 2006). „Fázově závislý infračervený jas extrasolární planety upsilon Andromedae b“. Věda. 314 (5799): 623–6. arXiv:astro-ph / 0610491. Bibcode:2006Sci ... 314..623H. doi:10.1126 / science.1133904. PMID  17038587.
  11. ^ Sudarsky, David; et al. (2003). „Teoretická spektra a atmosféra extrasolárních obřích planet“. Astrofyzikální deník. 588 (2): 1121–1148. arXiv:astro-ph / 0210216. Bibcode:2003ApJ ... 588.1121S. doi:10.1086/374331.
  12. ^ Ivan Hubený; Adam Burrows (2008). "Spektrum a modely atmosféry ozářených tranzitujících extrasolárních obřích planet". Sborník Mezinárodní astronomické unie. 4: 239. arXiv:0807.3588. Bibcode:2009IAUS..253..239H. doi:10.1017 / S1743921308026458.
  13. ^ Barnes, J .; O'Brien, D. (2002). "Stabilita satelitů kolem blízkých extrasolárních obřích planet". Astrofyzikální deník. 575 (2): 1087–1093. arXiv:astro-ph / 0205035. Bibcode:2002ApJ ... 575.1087B. doi:10.1086/341477.
  14. ^ Lucas, P. W .; Hough, J. H .; Bailey, J. A .; Tamura, M .; Hirst, E .; Harrison, D. (11. února 2009). "Planetární polarimetrie systémů exoplanet 55 Cnc a τ 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. ^ S.V. Berdyugina; A.V. Berdyugin; V. Piirola (14. září 2011). „Upsilon Andromedae b v polarizovaném světle: Nová omezení velikosti, hustoty a albeda planety“. arXiv:1109.3116 [astro-ph.EP ].
  16. ^ Deitrick, R .; et al. (Leden 2015). „Trojrozměrná architektura planetárního systému υ Andromedae“. Astrofyzikální deník. 798 (1). arXiv:1411.1059. Bibcode:2015ApJ ... 798 ... 46D. doi:10.1088 / 0004-637X / 798/1/46.
  17. ^ Shkolnik, E .; et al. (2005). „Hot Jupiters and Hot Spots: The Short- and Long-term Chromosferic Activity on Stars with Giant Planets“. The Astrofyzikální deník. 622 (2): 1075–1090. arXiv:astro-ph / 0411655. Bibcode:2005ApJ ... 622.1075S. doi:10.1086/428037.

externí odkazy

Souřadnice: Mapa oblohy 01h 36m 47.8s, +41° 24′ 20″