HD 209458 b (Osiris) | |
---|---|
exoplanet | |
| |
förälders stjärna | |
Stjärna | HD209458 |
Konstellation | Pegasus |
rätt uppstigning ( α ) | 22 h 03 m 10,8 s |
deklination ( δ ) | +18° 53′ 04″ |
Skenbar storlek ( m V ) | +7,65 |
Distans |
154 St. år (47,1 st ) |
Spektralklass | GOV |
Orbitala element | |
Huvudaxel ( a ) | 0,045 a. e. |
pericenter ( q ) | 0,044 a. e. |
apocenter ( Q ) | 0,046 a. e. |
Excentricitet ( e ) | 0,014 |
Omloppsperiod ( P ) | 3,52474541 ± 0,00000025 tum . |
Humör ( i ) | 86,1 ± 0,1° |
periapsis argument ( ω ) | 83° |
periapsis tid ( T0 ) _ |
2 452 854,825415 ± 0,00000025 JD |
Strålens halvamplitud( K ) stjärnhastighet _ |
84,26 ± 0,81 m/s |
fysiska egenskaper | |
Vikt ( m ) | 0,69 ± 0,05 M J |
Radie( r ) | 1,35 ± 0,05 R J |
Albedo | 0,038 ± 0,045 [1] |
Densitet ( ρ ) | 370 kg / m 3 |
Snabba upp St. falla ( g ) | 9,39 m/s² ( 0,96 g ) |
Temperatur ( T ) | 1130± 150K |
Öppningsinformation | |
öppningsdatum | 5 november 1999 |
Upptäckare |
Michel Mayor och David Charbonneau |
Detektionsmetod | transit och radiell hastighet |
Plats för upptäckt |
Lowell Observatory Geneva Observatory |
öppningsstatus | Publicerad |
Andra beteckningar | |
Osiris, V376 Pegasi f | |
Mediafiler på Wikimedia Commons | |
Information i Wikidata ? |
HD 209458 b eller Osiris är en exoplanet runt stjärnan HD 209458 i stjärnbilden Pegasus . Beläget på ett avstånd av 153 St. år från solen . Avståndet från planeten Osiris till moderstjärnan är 0,047 AU. (cirka 7 miljoner kilometer ). Det är en av de mest studerade exoplaneterna som finns utanför solsystemet . Det är en typisk varm Jupiter .
Använder HIRES-spektrometern vid Keck Observatory och ELODIE- spektrografenvid Haute-Provence Observatory, på grund av en minskning av stjärnans ljusstyrka med 1,5 %, var det möjligt att fastställa närvaron av en planet med en omloppstid på 3,52 dagar och en massa på minst 0,69 Jupitermassor (1,31⋅ 10 27 kilo). Med hjälp av STARE-teleskopet vid NCAR Foothills Lab i Boulder den 9 och 16 september 1999 David Charbonneauoch Timothy M. Brown observerade planetens passage (transit) över stjärnans skiva. Information om planeten gavs till dem i augusti 1999 av David Latham.och Michel Mayor . Oavsett dem, den 5 november, fastställdes närvaron av en planet med en omloppstid på 3,52 dagar av Paul Butlerenligt HIRES-spektrometern och den 8 november gjordes observationer av passagen av Gregory Henrymed Fairborn Observatory Telescope på Mount Hopkins [2] [3] . Observationer gjorde det möjligt att förfina planetens parametrar: dess radie är 1,4 gånger större än Jupiters radie [4] [5] [6] [7] .
Dessutom, under efterföljande observationer med Hubble -teleskopet i oktober-november 2003, var det till och med möjligt att fixa spår av atmosfären i Osiris - på grund av det faktum att en liten del av ljuset från stjärnan når oss, passerar genom den täta lägre atmosfär av planeten, visade det sig vara möjligt att se i absorption linje spektrum av natrium . Det informella namnet efter den forntida egyptiska guden hänvisar till myten där Set skar sin bror Osiris kropp i bitar så att han inte kunde återgå till livet (medan HD 209458b också förlorar sin volym) [8] .
Frågan uppstår: är denna planets atmosfär stabil, eller förlorar planeten den under påverkan av intensiv stjärnstrålning ?
Vid första anblicken måste atmosfären vara stabil: det uppskattas att temperaturen i atmosfärens nedre skikt är 1300 K , vilket inte tillåter molekyler och atomer att övervinna tyngdkraften och "bryta sig loss". Det är dock känt att temperaturen kan variera mycket med höjden: till exempel är temperaturen i de mycket sällsynta övre lagren av jordens atmosfär nära 1000 K. Anledningen till den höga temperaturen i de översta lagren av atmosfären är uppvärmning av stjärnan genom kortvågig ultraviolett strålning . För Osiris, som är mycket närmare sin "eldandande" ljuskälla än jorden är solen, borde uppvärmningen av ultraviolett strålning gå mycket mer intensivt.
Nyligen genomförda observationer av planeten i ultraviolett ljus med samma Hubble visade att Osiris i Lyman- alfalinjen förmörkar sin sol mycket mer märkbart - stjärnans ljusstyrka sjunker med 15 %, vilket motsvarar storleken på vätemolnet som omger planeten har cirka 4,3 Jupiterradier. Eftersom storleken på Roche-loben (zonen inom vilken materia hålls av planetens gravitation) för Osiris är 3,6 Jupiterradier, kan resultaten av observationer endast förklaras genom att anta att planeten kontinuerligt förlorar materia [9] [10] . Detta bevisas också av absorptionslinjens bredd - baserat på dess analys kan vi dra slutsatsen att atomer rör sig med hastigheter på 130 km/s , vilket överstiger den andra kosmiska hastigheten på Osiris (43 km/s).
En grupp astronomer från olika universitet, som arbetade under ledning av Ignas Snellen ( engelska Ignas Snellen ) från University of Leiden , Holland, upptäckte en storm på planeten. Enligt forskare blåser det en vind från kolmonoxid (CO). Vindhastigheten är cirka 2 km/s, eller 7 tusen km/h (med möjliga variationer från 5 till 10 tusen km/h). Detta innebär att stjärnan ganska kraftigt värmer upp exoplaneten som ligger på ett avstånd av endast 1/8 av avståndet mellan Merkurius och solen, och temperaturen på dess yta som vetter mot stjärnan når 1000 ° C. Den andra sidan, som aldrig vänder sig mot stjärnan, är mycket kallare. Stora temperaturskillnader orsakar starka vindar [11] [12] .
År 2010 lyckades forskare fastställa att planeten är en kometplanet, det vill säga en stark ström av gaser kommer hela tiden från den, som blåser stjärnans strålning från planeten. Samtidigt påverkar detta inte planeten själv märkbart: med nuvarande avdunstning kommer den att förstöras helt om en biljon år. Studiet av plymen visade att planeten håller på att avdunsta i sin helhet; både lätta och tunga element lämnar det [10] .
I oktober-november 2003 gjordes ännu mer detaljerade observationer av stjärnans spektrum under planetens passage över dess skiva [13] . I det ultravioletta området har absorptionslinjer som motsvarar atomer och joner av kol och syre identifierats .
Således kan vi säga att eran för att studera den kemiska sammansättningen av extrasolära planeter har börjat . Utvecklingen av metoder gör att vi kan hoppas att det inom en snar framtid kommer att vara möjligt att dra slutsatser om lämpligheten hos atmosfären på en viss extrasolär planet för att stödja liv .
Enligt enskilda astronomer 2007 [14] hittades vatten i planetens atmosfär . 2013 lyckades astronomer som använde rymdteleskopet Hubble återigen hitta tecken på vattenånga i planetens atmosfär [15] .
Ordböcker och uppslagsverk |
---|
atmosfärer | |
---|---|
Atmosfärer av stjärnor | Sol |
planetariska atmosfärer | |
Atmosfärer av satelliter | |
dvärgplaneter | |
exoplaneter | |
se även |