HD 209458 b (Osiris) | |
---|---|
exoplanet | |
| |
forældrestjerne | |
Stjerne | HD209458 |
Konstellation | Pegasus |
højre opstigning ( α ) | 22 t 03 m 10,8 s |
deklination ( δ ) | +18° 53′ 04″ |
Tilsyneladende størrelse ( m V ) | +7,65 |
Afstand |
154 St. år (47,1 pct .) |
Spektral klasse | G0V |
Orbitale elementer | |
Hovedakse ( a ) | 0,045 a. e. |
pericenter ( q ) | 0,044 a. e. |
apocenter ( Q ) | 0,046 a. e. |
Excentricitet ( e ) | 0,014 |
Omløbsperiode ( P ) | 3,52474541 ± 0,00000025 tommer . |
Humør ( i ) | 86,1 ± 0,1° |
periapsis argument ( ω ) | 83° |
periapsis tid ( T0 ) _ |
2.452.854,825415 ± 0,00000025 JD |
Strålens halvamplitude( K ) stjernehastighed _ |
84,26 ± 0,81 m/s |
fysiske egenskaber | |
Vægt ( m ) | 0,69 ± 0,05 M J |
Radius( r ) | 1,35 ± 0,05 R J |
Albedo | 0,038 ± 0,045 [1] |
Massefylde ( ρ ) | 370 kg / m 3 |
Fremskynde St. efterår ( g ) | 9,39 m/s² ( 0,96 g ) |
Temperatur ( T ) | 1130± 150K |
Åbningsinformation | |
åbningsdato | 5. november 1999 |
Opdager(e) |
Michel Mayor og David Charbonneau |
Detektionsmetode | transit og radial hastighed |
Sted for opdagelse |
Lowell Observatory Geneve Observatory |
åbningsstatus | Udgivet |
Andre betegnelser | |
Osiris, V376 Pegasi f | |
Mediefiler på Wikimedia Commons | |
Oplysninger i Wikidata ? |
HD 209458 b eller Osiris er en exoplanet omkring stjernen HD 209458 i stjernebilledet Pegasus . Beliggende i en afstand af 153 St. år fra solen . Afstanden fra planeten Osiris til moderstjernen er 0,047 AU. (ca. 7 millioner kilometer ). Det er en af de mest undersøgte exoplaneter , der findes uden for solsystemet . Det er en typisk varm Jupiter .
Brug af HIRES-spektrometeret ved Keck Observatory og ELODIE- spektrografenved Haute-Provence-observatoriet, på grund af et fald i stjernens lysstyrke med 1,5 %, var det muligt at fastslå tilstedeværelsen af en planet med en omløbsperiode på 3,52 dage og en masse på mindst 0,69 Jupiter-masser (1,31⋅ 10 27 kg). Med hjælp fra STARE-teleskopet ved NCAR Foothills Lab i Boulder den 9. og 16. september 1999 David Charbonneauog Timothy M. Brown observerede planetens passage (transit) hen over stjernens skive. Information om planeten blev givet til dem i august 1999 af David Latham.og Michel Mayor . Uanset dem blev tilstedeværelsen af en planet med en omløbsperiode på 3,52 dage den 5. november fastslået af Paul Butlerifølge HIRES-spektrometeret og den 8. november blev observationer af passagen foretaget af Gregory Henryved hjælp af Fairborn Observatory Telescope på Mount Hopkins [2] [3] . Observationer gjorde det muligt at forfine planetens parametre: dens radius er 1,4 gange større end Jupiters radius [4] [5] [6] [7] .
Derudover var det under efterfølgende observationer med Hubble -teleskopet i oktober-november 2003 endda muligt at fiksere spor af Osiris atmosfære - på grund af det faktum, at en lille del af lyset fra stjernen når os, passerer gennem den tætte lavere atmosfære af planeten, viste det sig at være muligt at se i absorptionslinjespektret af natrium . Det uformelle navn efter den gamle egyptiske gud henviser til myten, hvor Set skar liget af sin bror Osiris i stykker, så han ikke kunne vende tilbage til livet (hvorimod HD 209458 b også mister sin volumen) [8] .
Spørgsmålet opstår: er atmosfæren på denne planet stabil, eller mister planeten den under påvirkning af intens stjernestråling ?
Ved første øjekast skal atmosfæren være stabil: det anslås, at temperaturen i de nederste lag af atmosfæren er 1300 K , hvilket ikke tillader molekyler og atomer at overvinde tyngdekraften og "bryde fri". Det er dog kendt, at temperaturen kan variere meget med højden: for eksempel er temperaturen i de meget sjældne øvre lag af Jordens atmosfære tæt på 1000 K. Årsagen til den høje temperatur i de øverste lag af atmosfæren er bl.a. opvarmning af stjernen ved kortbølget ultraviolet stråling . For Osiris, som er meget tættere på sin "ildåndende" lyskilde, end Jorden er på Solen, burde opvarmning af langt ultraviolet stråling gå meget mere intensivt.
Nylige yderligere observationer af planeten i ultraviolet med den samme Hubble viste, at i Lyman-alfa-linjen formørker Osiris sin sol meget mere mærkbart - stjernens lysstyrke falder med 15 %, hvilket svarer til størrelsen af brintskyen , der omgiver planeten omkring 4,3 Jupiter radier. . Da størrelsen af Roche-lappen (den zone, inden for hvilken stoffet holdes af planetens tyngdekraft) for Osiris er 3,6 Jupiter-radier, kan resultaterne af observationer kun forklares ved at antage, at planeten konstant taber stof [9] [10] . Dette fremgår også af bredden af absorptionslinjen - baseret på dens analyse kan vi konkludere, at atomer bevæger sig med hastigheder på 130 km/s , hvilket overstiger den anden kosmiske hastighed på Osiris (43 km/s).
En gruppe astronomer fra forskellige universiteter, der arbejdede under ledelse af Ignas Snellen ( engelsk Ignas Snellen ) fra University of Leiden , Holland, opdagede en storm på planeten. Ifølge forskere er der en vind , der blæser fra kulilte (CO). Vindhastigheden er cirka 2 km/s, eller 7 tusinde km/t (med mulige variationer fra 5 til 10 tusinde km/t). Det betyder, at stjernen ret kraftigt opvarmer exoplaneten, der ligger i en afstand på kun 1/8 af afstanden mellem Merkur og Solen, og temperaturen på dens overflade, der vender mod stjernen, når 1000 °C. Den anden side, der aldrig vender sig mod stjernen, er meget koldere. Store temperaturforskelle forårsager kraftig vind [11] [12] .
I 2010 lykkedes det forskerne at fastslå, at planeten er en kometplanet, det vil sige, at der konstant kommer en stærk strøm af gasser fra den, som blæser stjernens stråling fra planeten. Samtidig påvirker dette ikke planeten selv mærkbart: med den nuværende fordampningshastighed vil den blive fuldstændig ødelagt om en billion år. Undersøgelsen af fanen viste, at planeten er ved at fordampe i sin helhed; både lette og tunge elementer forlader det [10] .
I oktober-november 2003 blev der foretaget endnu mere detaljerede observationer af stjernens spektrum under planetens passage over dens skive [13] . I det ultraviolette område er der identificeret absorptionslinjer svarende til atomer og ioner af kulstof og oxygen .
Således kan vi sige, at æraen med at studere den kemiske sammensætning af ekstrasolare planeter er begyndt . Udviklingen af metoder giver os mulighed for at håbe, at det i den nærmeste fremtid vil være muligt at drage konklusioner om egnetheden af atmosfæren på en bestemt ekstrasolar planet til at understøtte liv .
Ifølge individuelle astronomer i 2007 [14] blev der fundet vand i planetens atmosfære . I 2013 lykkedes det igen for astronomer, der brugte Hubble-rumteleskopet, at finde tegn på vanddamp i planetens atmosfære [15] .
Ordbøger og encyklopædier |
---|
atmosfærer | |
---|---|
Atmosfærer af stjerner | Sol |
planetariske atmosfærer | |
Atmosfærer af satellitter | |
dværgplaneter | |
exoplaneter | |
se også |