Тау Boötis b - Tau Boötis b

Тау Boötis b
Впечатление художника от экзопланеты Тау Бутис b.jpg
Художественное представление о Tau Boötis b, вращающемся рядом со своей звездой.
Открытие
ОбнаружилДворецкий и другие.
Сайт открытияКалифорнийский университет
Дата открытия1996
Доплеровская спектроскопия
Орбитальные характеристики
0.0481 Австралия
Эксцентриситет0.023 ± 0.015 [1]
3.312463 ± 0.000014 [1] d
Наклон44[2]
2,446,957.81 ± 0.54
188
Полуамплитуда461.1
ЗвездаТау Боэтис
Физические характеристики
Масса5.5–6[2] MJ
Температура1700 К (1430 ° C; 2600 ° F)

Тау Boötis b, а точнее Тау Боэтис Аб, является внесолнечная планета примерно 51 световых лет далеко. Планета и ее звезда - одна из планетных систем, выбранных Международный астрономический союз как часть их публичного процесса присвоения собственных имен экзопланетам и их главной звезде (где собственное имя еще не существует).[3][4] Процесс включал публичное выдвижение и голосование за новые имена, и IAU планировал объявить новые имена в середине декабря 2015 года.[5] Тем не менее, IAU аннулировал голосование, поскольку победившее имя было сочтено не соответствующим правилам IAU для именования экзопланет.[6]

Открытие

Обнаруженная в 1996 году планета является одной из первых обнаруженных внесолнечных планет. Он был обнаружен на орбите звезды Тау Бу (HR 5185). Пол Батлер и его команда (Проект поиска планеты в Сан-Франциско )[7] используя весьма успешный радиальная скорость метод. Поскольку звезда визуально яркая, а планета массивная, она дает очень сильный сигнал скорости 469 ± 5 метров в секунду, что быстро подтвердили Мишель Майор и Дидье Келоз на основе данных, собранных за 15 лет. Позже это было подтверждено также Команда AFOE Planet Search.

Орбита и масса

VLT Широкоугольный вид родительской звезды Tau Boötis b[8]

Tau Boötis b довольно массивный, с минимальная масса в четыре раза больше, чем Юпитер. Он вращается вокруг звезды по так называемой "орбите факела" на расстоянии менее одной седьмой от звезды. Меркурий из солнце. Один оборот по орбите занимает всего 3 дня 7,5 часов. Поскольку τ Boo горячее и больше Солнца, а орбита планеты настолько мала, предполагается, что она горячая. Предполагая, что планета идеально серый без Парниковый эффект или приливные эффекты, а Связанное альбедо 0,1, температура будет близка к 1600 K.[9] Хотя это не было обнаружено напрямую, несомненно, что планета является газовый гигант. Поскольку Tau Boötis b более массивен, чем большинство известных "горячие юпитеры "предполагалось, что изначально это был коричневый карлик, неудавшаяся звезда, которая могла потерять большую часть своей атмосферы из-за высокой температуры своей более крупной звезды-компаньона. Однако это кажется маловероятным. Тем не менее, такой процесс действительно был обнаружен на знаменитых транзитный планета HD 209458 b.

В декабре 1999 г. группа во главе с А. К. Кэмерон объявили, что обнаружили отраженный свет от планеты. Они подсчитали, что орбита планеты имеет склонность 29 °, и, таким образом, абсолютная масса планеты будет примерно в 8,5 раз больше массы Юпитера. Они также предположили, что планета синего цвета. К сожалению, их наблюдения не могли быть подтверждены и позже оказались ложными.

Более точная оценка пришла из предположения приливный шлюз со звездой, которая вращается на 40 градусов;[10] фиксация массы планеты между 6 и 7 массами Юпитера. В 2007 году обнаружение магнитного поля подтвердило эту оценку.[11]

В 2012 году две команды независимо друг от друга отличили радиальная скорость планеты от лучевой скорости звезды, наблюдая смещение спектральные линии из монооксид углерода. Это позволило рассчитать наклон орбиты планеты и, следовательно, массу планеты. Одна команда обнаружила наклон 44,5 ± 1,5 градуса и массу 5.95±0.28 MJ.[12] Другая команда нашла наклон 47−6+7 и масса 5.6±0.7 MJ.[13]

Характеристики

Температура Tau Boötis b, вероятно, раздувает его радиус выше (в 1,2 раза), чем у Юпитера. Поскольку отраженный свет не был обнаружен, альбедо должно быть меньше 0,37.[10][14] При 1600 К это (как HD 179949 b ) должно быть горячее, чем HD 209458 b (ранее прогнозировалось 1392K) и, возможно, даже HD 149026 b (прогнозируемое 1540 К из более высокого альбедо 0,3, затем фактически измеренное при 2300 К). Тау Боэтис b предсказал Сударский класс это V; что, как предполагается, дает альбедо с высокой отражающей способностью 0,55.

Он был кандидатом на "характеристику в ближнем инфракрасном диапазоне ... с помощью VLTI Spectro-Imager ».[9] Когда его атмосфера была измерена в 2011 году, «новые наблюдения показали атмосферу с температурой, которая падает выше. Этот результат является полной противоположностью температурной инверсии - увеличения температуры с высотой - обнаруженной для других горячих экзопланет Юпитера».[2] В 2014 году прямое обнаружение водяной пар в атмосфере планеты.[15]

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ а б Батлер, Р. П .; и другие. (2006). «Каталог ближайших экзопланет». Астрофизический журнал. 646 (1): 505–522. arXiv:astro-ph / 0607493. Bibcode:2006ApJ ... 646..505B. Дои:10.1086/504701.
  2. ^ а б c "Новый способ исследования атмосферы экзопланеты" в Science Daily (27 июня 2012 г.), https://www.sciencedaily.com/releases/2012/06/120627132051.htm; отчет о Природа (28 июня 2012 г.)
  3. ^ NameExoWorlds: Всемирный конкурс IAU на имя экзопланет и их звезд. IAU.org. 9 июля 2014 г.
  4. ^ ИмяExoWorlds.
  5. ^ ИмяExoWorlds.
  6. ^ Опубликованы окончательные результаты общественного голосования NameExoWorlds, Международный астрономический союз, 15 декабря 2015 г.
  7. ^ Батлер, Р. Пол; и другие. (1997). "Три новых планеты типа 51 Пегас". Письма в астрофизический журнал. 474 (2): L115 – L118. Bibcode:1997ApJ ... 474L.115B. Дои:10.1086/310444.
  8. ^ «Новый способ исследования атмосферы экзопланет». Пресс-релиз ESO. Получено 28 июн 2012.
  9. ^ а б Renard, S .; Absil, O .; Berger, J. -P .; Bonfils, X .; Forveille, T .; Мальбет, Ф. (2008). «Перспективы исследования горячих юпитеров в ближней инфракрасной области спектра с помощью VLTI Spectro-Imager (VSI)» (PDF). Труды SPIE. Оптическая и инфракрасная интерферометрия. 7013: 70132Z – 70132Z – 10. arXiv:0807.3014. Bibcode:2008SPIE.7013E..2ZR. Дои:10.1117/12.790494.
  10. ^ а б Ли, Кристофер; и другие. (2003). "Новый верхний предел отраженного звездного света от Тау Бутис b". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 344 (4): 1271–1282. arXiv:Astro-ph / 0308413. Bibcode:2003МНРАС.344.1271Л. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2003.06901.x.
  11. ^ Catala, C .; и другие. (2007). "Магнитное поле звезды-хозяина планеты τ Bootis". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 374 (1): L42 – L46. arXiv:astro-ph / 0610758. Bibcode:2007МНРАС.374Л..42С. Дои:10.1111 / j.1745-3933.2006.00261.x.
  12. ^ Броги, Маттео; Снеллен, Игнас А.Г .; de Kok, Remco J .; Альбрехт, Симон; Биркби, Джейн; де Моой, Эрнст Дж. У. (28 июня 2012 г.). «Сигнатура орбитального движения с дневной стороны планеты τ Boötis b». Природа. 486 (7404): 502–504. arXiv:1206.6109. Bibcode:2012Натура.486..502Б. Дои:10.1038 / природа11161. PMID  22739313.
  13. ^ Родлер, Ф .; и другие. (2012). «Взвешивание непроходящего горячего Юпитера τ Boo b». Письма в астрофизический журнал. 753 (1). L25. arXiv:1206.6197. Bibcode:2012ApJ ... 753L..25R. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 753/1 / L25.
  14. ^ Лукас, П. У .; и другие. (2009). "Планетпольная поляриметрия экзопланетных систем 55 Cnc и tau Boo". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 393 (1): 229–244. arXiv:0807.2568. Bibcode:2009МНРАС.393..229Л. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.14182.x.
  15. ^ Прямое обнаружение водяного пара в ближнем ИК-диапазоне в Tau Boo b: Александра К. Локвуд, Джон А. Джонсон, Чад Ф. Бендер, Джон С. Карр, Трэвис Барман, Александр Дж. У. Ричерт, Джеффри А. Блейк

внешние ссылки

Координаты: Карта неба 13час 47м 15.7s, +17° 27′ 25″