HD 209458 b -HD 209458 b

HD 209458 b
Exoplanet Comparison HD 209458 b.png
Srovnání velikosti HD 209458 b s Jupiterem
Objev
Objeveno uživatelem D. Charbonneau
T. Brown
David Latham
M. starosta
G.W. Henry
G. Marcy
Kerry O'Connor
R. P. Butler
S. S. Vogt
Discovery site High Altitude Observatory
Geneva Observatory
Datum objevení 9. září 1999
Radiální rychlost
Orbitální charakteristiky
0,04747 AU (7 101 000 km)
Excentricita 0,014 ± 0,009
3,52474541 ± 0,00000025 d
84,5938898 h
Sklon 86,1 ± 0,1
2 452 854,825415
± 0,00000025
83
Poloamplituda 84,26 ± 0,81
Hvězda HD 209458
Fyzikální vlastnosti
Střední poloměr
1,35 ± 0,05 R J
Hmotnost 0,71 M J
Střední hustota
370  kg/m3 ( 620  lb/cu yd )
9,4  m/s2 ( 31  stop/ s2 )
0,96 g
Teplota 1 130 ± 150

HD 209458 b , které se také přezdívá Osiris po egyptském bohu , je exoplaneta , která obíhá kolem slunečního analogu HD 209458 v souhvězdí Pegasa , asi 159 světelných let (49 parseků ) od Sluneční soustavy . Poloměr oběžné dráhy planety je 0,047  AU (7,0 milionů  km ; 4,4 milionů  mi ), neboli jedna osmina poloměru oběžné dráhy Merkuru (0,39  AU (36 milionů  mi ; 58 milionů  km )). Výsledkem tohoto malého poloměru je rok, který je dlouhý 3,5 pozemského dne a odhadovaná povrchová teplota je asi 1 000  ° C (2 000  ° F ; 1 000  K ). Jeho hmotnost je 220krát větší než Země (0,69 hmotnosti Jupitera ) a jeho objem je asi 2,5krát větší než objem Jupiteru. Vysoká hmotnost a objem HD 209458 b naznačují, že jde o plynného obra .

HD 209458 b představuje řadu milníků v mimoplanetárním výzkumu. Byla to první z mnoha kategorií:

  • tranzitující extrasolární planeta
  • První planeta detekovaná více než jednou metodou
  • extrasolární planeta, o které je známo, že má atmosféru
  • extrasolární planeta pozorovaná, že má vypařující se vodíkovou atmosféru
  • extrasolární planeta, u které bylo zjištěno, že má atmosféru obsahující prvky kyslík a uhlík
  • jedna z prvních dvou extrasolárních planet, která byla přímo pozorována spektroskopicky
  • První extrasolární plynný obr, kterému byla změřena superbouře
  • první planeta, u které byla změřena její oběžná rychlost, přičemž byla přímo určena její hmotnost.

Na základě aplikace novějších teoretických modelů se k dubnu 2007 předpokládá, že jde o první extrasolární planetu, u které byla nalezena vodní pára ve své atmosféře.

V červenci 2014 NASA oznámila nalezení velmi suché atmosféry na HD 209458 b a dvou dalších exoplanetách ( HD 189733 b a WASP-12b ), které obíhají hvězdy podobné Slunci.

Detekce a objevování

Tranzitní doprava

Spektroskopické studie poprvé odhalily přítomnost planety kolem HD 209458 5. listopadu 1999. Astronomové provedli pečlivá fotometrická měření několika hvězd, o nichž je známo, že obíhají kolem planet , v naději, že by mohli pozorovat pokles jasnosti způsobený přechodem planety . planeta přes tvář hvězdy. To by vyžadovalo, aby byla oběžná dráha planety nakloněna tak, aby procházela mezi Zemí a hvězdou, a dříve nebyly detekovány žádné tranzity.

Brzy po objevu byly samostatné týmy, jeden vedený Davidem Charbonneauem včetně Timothyho Browna a dalších, a druhý Gregory W. Henry , schopny detekovat přechod planety přes povrch hvězdy, čímž se stala první známou tranzitní extrasolární hvězdou. planeta. 9. a 16. září 1999 Charbonneauův tým naměřil 1,7% pokles jasnosti HD 209458, který byl přičítán průchodu planety přes hvězdu. 8. listopadu Henryův tým pozoroval částečný průjezd a viděl pouze průnik. Zpočátku si nebyli svými výsledky jisti, a proto se skupina Henry rozhodla urychleně zveřejnit své výsledky poté, co zaslechla zvěsti, že Charbonneau v září úspěšně zaznamenala celý tranzit. Příspěvky obou týmů byly publikovány současně ve stejném čísle časopisu Astrophysical Journal . Každý přechod trvá asi tři hodiny, během kterých planeta pokryje asi 1,5 % tváře hvězdy.

Hvězda byla mnohokrát pozorována satelitem Hipparcos , což astronomům umožnilo velmi přesně vypočítat oběžnou dobu HD 209458 b na 3,524736 dne.

Spektroskopický

Spektroskopická analýza ukázala, že planeta měla hmotnost asi 0,69krát větší než Jupiter . Výskyt tranzitů umožnil astronomům vypočítat poloměr planety, což nebylo možné pro žádnou dříve známou exoplanetu , a ukázalo se, že má poloměr asi o 35 % větší než poloměr Jupiteru. Již dříve se předpokládalo, že horké Jupitery zvláště blízko své mateřské hvězdy by měly vykazovat tento druh inflace kvůli intenzivnímu zahřívání jejich vnější atmosféry. Svou roli za poslední miliardu let mohlo hrát také slapové ohřívání způsobené excentricitou jeho oběžné dráhy, která mohla být při formování excentričtější.

Přímá detekce

22. března 2005 NASA vydala zprávu, že infračervené světlo z planety bylo změřeno Spitzerovým vesmírným dalekohledem , vůbec první přímou detekcí světla z extrasolární planety. To bylo provedeno odečtením stálého světla mateřské hvězdy a zaznamenáním rozdílu, když planeta tranzitovala před hvězdou a byla za ní zakryta, což poskytlo míru světla ze samotné planety. Nová měření z tohoto pozorování určila teplotu planety minimálně na 750 °C (1020 K; 1380 °F). Byla také potvrzena téměř kruhová dráha HD 209458 b.

Přechod HD 209458 b.

Spektrální pozorování

21. února 2007 NASA a Nature zveřejnily zprávu, že HD 209458 b byla jednou z prvních dvou extrasolárních planet, u kterých byla jejich spektra přímo pozorována, druhá je HD 189733 b . To bylo dlouho považováno za první mechanismus, kterým bylo možné hledat extrasolární, ale necítící formy života, prostřednictvím vlivu na atmosféru planety. Skupina vyšetřovatelů vedená Jeremym Richardsonem z Goddard Space Flight Center NASA spektrálně změřila atmosféru HD 209458 b v rozsahu 7,5 až 13,2 mikrometrů . Výsledky v několika ohledech překonaly teoretická očekávání. Bylo předpovězeno, že spektrum bude mít vrchol na 10 mikrometrech, což by naznačovalo vodní páru v atmosféře, ale takový vrchol chyběl, což nenaznačovalo žádnou detekovatelnou vodní páru. Další nepředvídatelný vrchol byl pozorován při 9,65 mikrometru, který vyšetřovatelé přisuzovali mračnům silikátového prachu, což je jev, který dříve nebyl pozorován. Další nepředvídatelný vrchol nastal na 7,78 mikrometru, pro který vyšetřovatelé neměli vysvětlení. Samostatný tým vedený Markem Swainem z Jet Propulsion Laboratory znovu analyzoval Richardson et al. data a ještě nepublikovaly své výsledky, když Richardson et al. článek vyšel, ale dospěl k podobným zjištěním.

Dne 23. června 2010 astronomové oznámili, že poprvé naměřili superbouři (s rychlostí větru až 7 000  km/h (2 000  m/s ; 4 000  mph )) v atmosféře HD 209458 b. Velmi přesná pozorování provedená dalekohledem ESO a jeho výkonným spektrografem oxidu uhelnatého CRIRES ukazují , že plyn proudí obrovskou rychlostí z extrémně horké denní strany na chladnější noční stranu planety. Pozorování také umožňují další vzrušující „poprvé“ – měření orbitální rychlosti samotné exoplanety, což poskytuje přímé určení její hmotnosti.

Od roku 2021 zůstávají spektra planetární atmosféry snímaná různými přístroji vysoce nekonzistentní, což naznačuje buď atmosféru chudou na kov, teploty pod rovnováhou černého tělesa nebo chemii nerovnovážné atmosféry.

Otáčení

V srpnu 2008 bylo měření Rossiter-McLaughlinova jevu HD 209458 b a tedy úhlu rotace-orbity -4,4 ± 1,4°.

Studie v roce 2012 aktualizovala úhel spin-orbity na -5 ± 7°.

Fyzikální vlastnosti

Umělecký dojem z HD 209458 b

Stratosféra a horní mraky

Atmosféra je pod tlakem jednoho baru ve výšce 1,29 poloměru Jupiteru nad středem planety.

Tam, kde je tlak 33±5 milibarů, je atmosféra čistá (pravděpodobně vodík) a je zjistitelný její Rayleighův efekt . Při tomto tlaku je teplota 2 200 ± 260 K (1 900 ± 260 °C; 3 500 ± 470 °F).

Pozorování dalekohledem Microvariability and Oscillations of STars na oběžné dráze zpočátku omezovala albedo (neboli odrazivost) planety pod 0,3, což z ní činilo překvapivě tmavý objekt. (Gemetrické albedo bylo od té doby naměřeno na 0,038 ± 0,045.) Ve srovnání s tím má Jupiter mnohem vyšší albedo 0,52. To by naznačovalo, že horní paluba mraků HD 209458 b je buď vyrobena z méně reflexního materiálu než má Jupiter, nebo nemá žádné mraky a Rayleigh rozptyluje přicházející záření jako temný oceán Země. Modely od té doby ukázaly, že mezi vrcholem jeho atmosféry a horkým plynem o vysokém tlaku obklopujícím plášť existuje stratosféra chladnějšího plynu. To implikuje vnější obal tmavých, neprůhledných, horkých mraků; obvykle se předpokládá, že se skládají z oxidů vanadu a titanu , ale další sloučeniny jako tholiny zatím nelze vyloučit. Studie z roku 2016 ukazuje, že oblačnost ve vysokých nadmořských výškách je nerovnoměrná s pokrytím asi 57 procent. Rayleighův rozptyl zahřátý vodík spočívá na vrcholu stratosféry ; absorpční část oblačnosti se nad ní vznáší při 25 milibarech.

Exosféra

27. listopadu 2001 astronomové oznámili, že detekovali sodík v atmosféře planety pomocí pozorování Hubbleovým vesmírným dalekohledem. Jednalo se o první planetární atmosféru mimo Sluneční soustavu, která byla změřena. Jádro sodíkového potrubí probíhá od tlaku 50 milibarů až po mikrobar. Ukázalo se, že je to asi třetina množství sodíku u HD 189733 b .

Další údaje nepotvrdily přítomnost sodíku v atmosféře HD 209458 b jako v roce 2020.

V letech 2003–4 astronomové použili Hubble Space Telescope Imaging Spectrograph k objevení obrovské elipsoidní obálky vodíku , uhlíku a kyslíku kolem planety, která dosahuje 10 000 K (10 000 °C; 20 000 °F). Vodíková exosféra sahá do vzdálenosti R H = 3,1 R J , mnohem větší než planetární poloměr 1,32 R J . Při této teplotě a vzdálenosti vede Maxwell-Boltzmannovo rozdělení rychlostí částic ke vzniku významného „ocasu“ atomů pohybujících se rychlostí větší, než je úniková rychlost . Odhaduje se, že planeta ztrácí asi 100–500 milionů  kg (0,2–1  miliardy  lb ) vodíku za sekundu. Analýza hvězdného světla procházejícího obalem ukazuje, že těžší atomy uhlíku a kyslíku jsou z planety vyfukovány extrémním „ hydrodynamickým odporem “, který vytváří její vypařující se vodíková atmosféra. Vodíkový ohon proudící z planety je dlouhý přibližně 200 000 km (100 000 mil), což je zhruba ekvivalentní jeho průměru.

Předpokládá se, že tento typ ztráty atmosféry může být společný pro všechny planety obíhající hvězdy podobné Slunci blíže než kolem 0,1 AU (10 milionů km; 9 milionů mil). HD 209458 b se nevypaří úplně, i když během své odhadované životnosti 5 miliard let mohl ztratit až asi 7 % své hmoty. Je možné, že magnetické pole planety může zabránit této ztrátě, protože exosféra by byla ionizována hvězdou a magnetické pole by obsahovalo ionty ze ztráty.

Složení atmosféry

Dne 10. dubna 2007 oznámil Travis Barman z Lowell Observatory důkazy, že atmosféra HD 209458 b obsahuje vodní páru . Pomocí kombinace dříve publikovaných měření Hubble Space Telescope a nových teoretických modelů Barman našel silné důkazy pro absorpci vody v atmosféře planety. Jeho metoda modelovala světlo procházející přímo atmosférou z hvězdy planety, když planeta procházela před ní. Tato hypotéza je však stále zkoumána pro potvrzení.

Barman čerpal z dat a měření provedených Heather Knutsonovou, studentkou Harvardské univerzity , z Hubbleova vesmírného dalekohledu a použil nové teoretické modely k prokázání pravděpodobnosti absorpce vody v atmosféře planety. Planeta obíhá svou mateřskou hvězdu každé tři a půl dne a pokaždé, když projde před svou mateřskou hvězdou, může být atmosférický obsah analyzován zkoumáním toho, jak atmosféra absorbuje světlo procházející z hvězdy přímo atmosférou ve směru Země.

Podle shrnutí výzkumu absorpce atmosférické vody v takové exoplanetě činí její vzhled větší v jedné části infračerveného spektra ve srovnání s vlnovými délkami ve viditelném spektru . Barman vzal Knutsonova data z HST na HD 209458 b, aplikoval je na svůj teoretický model a údajně identifikoval absorpci vody v atmosféře planety.

24. dubna astronom David Charbonneau , který vedl tým, který prováděl pozorování HST, varoval, že samotný dalekohled mohl zavést variace, které způsobily, že teoretický model naznačuje přítomnost vody. Doufal, že další pozorování celou záležitost vyjasní v následujících měsících. Od dubna 2007 probíhá další vyšetřování.

Dne 20. října 2009 oznámili výzkumníci z JPL objev vodní páry , oxidu uhličitého a metanu v atmosféře.

Zpřesněná spektra získaná v roce 2021 místo toho detekovala vodní páru , oxid uhelnatý , kyanovodík , metan , amoniak a acetylen , všechny v souladu s extrémně vysokým molárním poměrem uhlíku ke kyslíku 1,0 (zatímco Sun má molární poměr C/O 0,55). Pokud je to pravda, HD 209458 b může být ukázkovým příkladem uhlíkové planety .

Magnetické pole

V roce 2014 bylo magnetické pole kolem HD 209458 b odvozeno ze způsobu, jakým se vodík vypařoval z planety. Jde o první (nepřímou) detekci magnetického pole na exoplanetě. Magnetické pole se odhaduje na asi jednu desetinu silnější než u Jupitera.

Srovnání exoplanet " horký Jupiter " (umělecký koncept).

Zleva nahoře doprava dole: WASP-12b , WASP-6b , WASP-31b , WASP-39b , HD 189733b , HAT-P-12b , WASP-17b , WASP-19b , HAT-P-1b a HD 209458b

Viz také

Reference

Další čtení

externí odkazy