| HD 28185b | |
|---|---|
| exoplanet | |
| Exoplanet HD 28185 b är en av de första exoplaneterna som finns i en nästan cirkulär bana runt en stjärna av soltyp . Celestia | |
| förälders stjärna | |
| Stjärna | HD 28185 |
| Orbitala element | |
| Huvudaxel ( a ) |
1,031 ± 0,060 a.u. e. ( 154,2 ± 9 miljoner km ) |
| Excentricitet ( e ) | 0,070 ± 0,040 |
| Omloppsperiod ( P ) |
383,0 ± 2,0 dagar ( 1,05 ± 0,005 liter ) |
| periapsis argument ( ω ) | 351±25 ° |
| periapsis tid ( T0 ) _ | 2 451 863 ± 26 JD |
| Strålens halvamplitud( K ) stjärnhastighet _ |
161 ± 11 m/s |
| fysiska egenskaper | |
| Vikt ( m ) | ≥5,7 M J |
| Minsta vikt ( sini ) _ _ | 1,0819341E+28 kg [1] |
| Radie( r ) | ? RJ _ |
| Öppningsinformation | |
| öppningsdatum | 4 april 2001 |
| Upptäckare | Santos och andra |
| Detektionsmetod | Radiella hastigheter |
| Plats för upptäckt | Chile , La Silla-observatoriet |
| öppningsstatus | Publicerad |
| Mediafiler på Wikimedia Commons | |
| Information i Wikidata ? | |
HD 28185 b är en exoplanet belägen på ett avstånd av 128,6 ly . år från jorden i den södra stjärnbilden Eridani .
Planeten upptäcktes kretsa kring den solliknande stjärnan HD 28185 i april 2001 som en del av CORALIE spektrografstudie för att söka efter extrasolära planeter på södra halvklotet , och dess existens bekräftades oberoende av Magellanic Telescope Planet Search Program 2008 [2] . HD 28185 b kretsar runt sin sol i en cirkulär bana, som ligger på den inre kanten av stjärnans beboeliga zon [3] .
HD 28185 b upptäcktes genom att detektera små periodiska förändringar i den radiella hastigheten hos dess moderstjärna orsakade av planetens gravitationskraft . Detta uppnåddes genom att mäta dopplerförskjutningen av stjärnans spektrum . År 2001 tillkännagavs HD 28185 att uppvisa en siktlinje-wobble med en period på 383 dagar och en amplitud som indikerar en minimimassa på 5,72 gånger Jupiters [4] [5] .
HD 28185 b tar 1,04 år att genomföra en bana runt sin moderstjärna. Till skillnad från de flesta kända långtidsplaneter har HD 28185 b:s omloppsbana en låg excentricitet , jämförbar med Mars i solsystemet [6] . Banan är helt inom den beboeliga zonen [3] [7] .
Amplituden för de radiella hastighetsfluktuationerna betyder att planetens massa är minst 5,7 gånger Jupiters massa i solsystemet . Radialhastighetsmetoden ger dock bara ett minimivärde för planetens massa, beroende på banans lutning mot siktlinjen. Därför kan planetens verkliga massa vara mycket större än denna nedre gräns.
Med tanke på dess stora massa är denna planet med största sannolikhet en gasjätte utan fast yta. Eftersom planeten endast upptäcktes indirekt, genom observationer av stjärnan, är egenskaper som dess radie , sammansättning och temperatur okända.
Efter att det blev klart att HD 28185 b kretsar i den beboeliga zonen har vissa spekulerat om möjligheten av liv på världar i HD 28185-systemet [8] . Det är troligt att planeten själv är en Sudarsky typ II gasjätte med ett molntäcke av vattenis och är potentiellt kapabel att ha massiva beboeliga satelliter [2] . Även om det inte är känt om gasjättar kan stödja liv, tyder simuleringar av tidvatteninteraktion på att HD 28185 b kan ha satelliter med massor som är lika med jordens massa i omloppsbana runt den under många miljarder år [9] . Sådana satelliter, om de finns, kanske kan tillhandahålla en beboelig miljö, även om det är oklart om sådana satelliter kommer att bildas i första hand [10] . Planeter med låg massa som ligger vid Lagrange-punkterna i en gasjätte kommer att vara stabila under långa perioder [11] . Om HD 28185 b har en massa större än sex Jupitermassor, så gör detta faktiskt något av dessa scenarier mer sannolikt än om planeten vore Jupitermassa eller till och med mindre.