Tau Boötis b - Tau Boötis b
Objev | |
---|---|
Objevil | Butler a kol. |
Discovery site | Kalifornská univerzita |
Datum objevu | 1996 |
Dopplerova spektroskopie | |
Orbitální charakteristiky | |
0,0481 AU | |
Excentricita | 0,023 ± 0,015 |
3,312463 ± 0,000014 d | |
Sklon | 44 |
2 446 957,81 ± 0,54 | |
188 | |
Semi-amplituda | 461,1 |
Hvězda | Tau Boötis |
Fyzikální vlastnosti | |
Hmotnost | 5,5–6 M J |
Teplota | 1700 K (1430 ° C; 2600 ° F) |
Tau Boötis b , přesněji Tau Boötis Ab , je extrasolární planeta vzdálená přibližně 51 světelných let . Planeta a její hostitelská hvězda je jedním z planetárních systémů vybraných Mezinárodní astronomickou unií jako součást NameExoWorlds , jejich veřejného procesu přidělování vlastních jmen exoplanetám a jejich hostitelské hvězdě (kde již žádné vlastní jméno neexistuje). Tento proces zahrnoval veřejnou nominaci a hlasování o nových jménech a IAU plánovala oznámit nová jména v polovině prosince 2015. IAU však hlasování zrušila, protože vítězný název byl posouzen jako neodpovídající pravidlům IAU pro pojmenování exoplanet .
Objev
Objevena v roce 1996, planeta je jednou z prvních nalezených extrasolárních planet. Byl objeven na oběžné dráze kolem hvězdy Tau Boo (HR 5185) Paulem Butlerem a jeho týmem ( San Francisco Planet Search Project ) pomocí velmi úspěšné metody radiální rychlosti . Protože je hvězda vizuálně jasná a planeta je masivní, produkuje velmi silný signál rychlosti 469 ± 5 metrů za sekundu, což rychle potvrdili Michel Mayor a Didier Queloz z dat shromážděných za více než 15 let. Později to potvrdil i tým AFOE Planet Search .
Oběžná dráha a hmota
Tau Boötis b je poměrně masivní, s minimální hmotností přesahující čtyřnásobek hmotnosti Jupitera . Obíhá kolem hvězdy na takzvané "oběžné dráze", ve vzdálenosti od hvězdy méně než o jednu sedminu vzdálenější než u Merkuru od Slunce . Dokončení jedné orbitální revoluce trvá pouze 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 horké. Za předpokladu, že planeta je dokonale šedá bez skleníkového efektu nebo slapové účinky , a Bond albeda 0,1, teplota by v blízkosti 1600 K . Přestože nebyl přímo detekován, je jisté, že planeta je plynný obr . Protože je Tau Boötis b masivnější než většina známých „ horkých Jupiterů “, spekulovalo se, že původně šlo o hnědého trpaslíka , neúspěšnou hvězdu, která mohla ztratit většinu své atmosféry teplem své větší doprovodné hvězdy. Zdá se to však velmi nepravděpodobné. Přesto byl takový proces skutečně detekován na slavné tranzitní planetě HD 209458 b .
V prosinci 1999 skupina vedená AC Cameronem oznámila, že detekovala 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. Také navrhli, že planeta má modrou barvu. Jejich pozorování se bohužel nepodařilo potvrdit a později se ukázalo, že byla podvržená.
Lepší odhad přišel z předpokladu přílivového zámku s hvězdou, která se otáčí o 40 stupňů; stanovení hmotnosti planety mezi 6 a 7 hmotností Jupitera. V roce 2007 detekce magnetického pole tento odhad potvrdila.
V roce 2012 dva týmy nezávisle rozlišoval radiální rychlost planety od radiální rychlosti hvězdy pozorováním posouvání spektrálních čar z oxidu uhelnatého . To umožnilo vypočítat sklon oběžné dráhy planety a tím i hmotnost planety. Jeden tým našel sklon 44,5 ± 1,5 ° a hmotnost 5,95 ± 0,28 M J . Druhý tým našel sklon 47 -6 +7 a hmotnost 5,6 ± 0,7 M J .
Charakteristika
Teplota Tau Boötis b pravděpodobně nafoukne jeho poloměr vyšší (1,2krát) než Jupiterův. Protože nebylo zjištěno žádné odražené světlo, musí být albedo planety menší než 0,37. Albedo omezení bylo zpřísněno na méně než 0,12 do roku 2021. Při 1600 K má být (jako HD 179949 b ) teplejší než HD 209458 b (dříve předpovídáno 1392K) a možná dokonce HD 149026 b (předpovídáno 1540 K z vyššího albedo 0,3, pak ve skutečnosti měřeno při 2300 K). Předpovězená sudarská třída Tau Boötise b je V; který má poskytnout vysoce reflexní albedo 0,55.
Byl kandidátem na „charakterizaci blízkého infračerveného záření .... s VLTI Spectro-Imager“. Když byla jeho atmosféra měřena v roce 2011, „nová pozorování naznačila atmosféru s teplotou, která klesá výše. Tento výsledek je pravým opakem teplotní inverze - zvýšení teploty s výškou - zjištěné u jiných horkých exoplanet Jupiteru“. V roce 2014 byla oznámena přímá detekce vodní páry v atmosféře planety. Pozdější charakterizace atmosféry v roce 2021 vyústila v naměřené množství uhlíku podobné jako u Jupitera , ve formě 0,35% objemové směsi oxidu uhelnatého s atmosférou vodík-helium. Byla odhadnuta pouze horní hranice vody pod 2 části na milion (0,72% hodnoty očekávané pro sluneční složení).
V roce 2020 byla ze systému Tau Boötis detekována rádiová emise v pásmu 14-30 MHz , pravděpodobně spojená s cyklotronovým zářením z pólů Tau Boötis b .
Viz také
Reference
externí odkazy
- Planeta kolem Tau Boots
- AFOE pozorování tau Boötis
- „Nová planeta pro nové tisíciletí“ . Rada pro vědecká a technologická zařízení . 15. 12. 1999 Archivovány od originálu na 2008-12-11 . Citováno 2008-06-07 .
- Schirber, Michael (2005-05-25). „Zvrat role: Planeta ovládá hvězdu“ . SPACE.com . Citováno 2008-06-07 .