HD 10180 - HD 10180
 Widok nieba wokół gwiazdy HD 10180 (w środku) Źródło : ESO | |
| Dane obserwacyjne Epoka J2000 Równonoc J2000 |
|
|---|---|
| Konstelacja | hydrus |
| rektascensja | 01 godz. 37 m 53.57672 s |
| Deklinacja | -60° 30′ 41,4954″ |
| Pozorna wielkość (V) | 7,33 |
| Charakterystyka | |
| Etap ewolucyjny | Sekwencja główna |
| Typ widmowy | G1V |
| Astrometria | |
| Prędkość promieniowa (R v ) | +35,2 km/s |
| Ruch właściwy (μ) | RA: -14,60 masy / rok Grudzień: 6,51 masy / rok |
| Paralaksa (π) | 25,63 ± 0,38 mas |
| Dystans | 127 ± 2 ly (39,0 ± 0,6 PC ) |
| Detale | |
| Masa | 1,062 ± 0,017 M ☉ |
| Promień | 1,20 ± 0,318 R ☉ |
| Jasność | 1,49 ± 0,02 l ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 4,39 cgs |
| Temperatura | 5911 K |
| Metaliczność [Fe/H] | 0,08 dex |
| Obrót | 24 ± 3 dni |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | <3 km/s |
| Wiek | 7,3 żyr |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do baz danych | |
| SIMBAD | dane |
HD 10180 , oznaczona również jako 2MASS J01375356-6030414 , jest podobną do Słońca gwiazdą w południowej konstelacji Hydrus, która wyróżnia się dużym układem planetarnym . Od czasu jego odkrycia na orbicie wokół niej zaobserwowano co najmniej siedem planet (chociaż trzy z nich to prawdopodobnie brązowe karły ), a prawdopodobnie aż dziewięć, co czyni go potencjalnie największym ze wszystkich znanych układów planetarnych, w tym Układu Słonecznego . Inne gwiazdy o dużej znanej liczbie planet to Kepler-90 , TRAPPIST-1 , Kepler-11 i 55 Cancri . Wiadomo, że gwiazda jest gospodarzem trzech potencjalnych brązowych karłów , e , f i h , po odkryciu ich prawdziwych mas.
Charakterystyka
Na podstawie pomiarów paralaksy znajduje się w odległości około 127 lat świetlnych (39 parseków ) od Ziemi . Oczywiste wizualna skala tej gwiazdy jest 7.33, który jest zbyt słaby, aby być oglądane gołym okiem, choć może być łatwo obserwowana przez małe teleskopy. Przy deklinacji -60°, tej gwiazdy nie widać na szerokościach geograficznych na północ od tropików .
HD 10180 jest gwiazdą typu G1V , a zatem wytwarza energię w swoim jądrze poprzez termojądrową fuzję wodoru. Masę tej gwiazdy szacuje się na 6% większą niż masa Słońca , ma ona promień 120% promieni słonecznych i promieniuje 149% jasności Słońca . Skuteczna temperatura od gwiazdy chromosferze jest 5911 K, nadając jej blask żółty zabarwione jak Sun. HD 10180 ma o 20% większą obfitość pierwiastków innych niż wodór/hel w porównaniu ze Słońcem. Przy szacowanym wieku 7,3 miliarda lat jest stabilną gwiazdą bez znaczącej aktywności magnetycznej . Szacowany okres rotacji to około 24 dni.
Przegląd z 2015 roku wykluczył istnienie jakichkolwiek gwiezdnych towarzyszy w przewidywanych odległościach od 13 do 324 jednostek astronomicznych .
Układ planetarny
| Towarzysz (w kolejności od gwiazdy) |
Masa |
Półoś wielka ( AU ) |
Okres orbitalny ( dni ) |
Ekscentryczność | Nachylenie | Promień |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b (niepotwierdzone) | >1,3 ± 0,8 M ⊕ | 0,02222 ± 0,00011 | 1,17766 ± 0,000022 | 0,0005 ± 0,0049 | — | — |
| C | > 13,0 ± 2,0 M ⊕ | 0,06412 ± 0,00101 | 5,75969 ± 0,00028 | 0,073 ± 0,031 | ≥0,2841 ° | — |
| ja (niepotwierdzone) | > 1,9 ± 1,8 M ⊕ | 0,0904 ± 0,047 | 9,655 ± 0,072 | 0,05 ± 0,23 | — | — |
| D | >11,9 ± 2,15 M ⊕ | 0,12859 ± 0,00202 | 16,357 ± 0,0038 | 0,131 ± 0,052 | ≥0,2005 ° | — |
| mi | <20,44 mln J | 0,2699 ± 0,0043 | 49,748 ± 0,025 | 0,051 ± 0,033 | ≥0,2366 ° | — |
| j (niepotwierdzone) | > 5,1 ± 3,2 M ⊕ | 0,330 ± 0,016 | 67,55 ± 1,28 | 0,07 ± 0,12 | — | — |
| F | <14,03 mln J | 0,4929 ± 0,0078 | 122,744 ± 0,232 | 0,119 ± 0,054 | ≥0,3028 ° | — |
| g | > 21,4 ± 3,4 M ⊕ | 1,427 ± 0,028 | 604,67 ± 10,42 | 0,263 ± 0,152 | ≥0,3663 ° | — |
| h | <22,63 mln J | 3,381 ± 0,121 | 2205,0 ± 105,9 | 0,095 ± 0,086 | ≥0,5496 ° | — |
24 sierpnia 2010 roku zespół badawczy kierowany przez Christophe'a Lovisa z Uniwersytetu Genewskiego ogłosił, że gwiazda ma co najmniej pięć planet , a być może nawet siedem. Planety wykrywano z użyciem harfy spektrografu , w połączeniu z ESO jest 3,6 m teleskopu w La Silla w Chile , przy użyciu spektroskopii Dopplera .
5 kwietnia 2012 r. astronom Mikko Tuomi z University of Hertfordshire przesłał do Astronomy and Astrophysics pracę zatwierdzoną do publikacji 6 kwietnia 2012 r., w której zaproponował model dziewięciu planet układu. Ponowna analiza danych przy użyciu analizy prawdopodobieństwa bayesowskiego poprawiła znane wcześniej parametry planet i znaleziono dalsze dowody na planetę najbardziej wewnętrzną (b), a także dowody na istnienie dwóch dodatkowych planet (i oraz j).
System nie jest znany jako tranzytujący system planetarny i jako takie planety raczej nie zostaną wykryte lub zweryfikowane metodą tranzytu .
W 2017 roku symulacja orbitalna wykazała, że powstanie dynamicznie stabilnych rodzin komet w układzie HD 10180 jest mało prawdopodobne. Zidentyfikowanym powodem niestabilności orbit kometarnych było położenie najbardziej masywnej planety HD 10180 h na najbardziej zewnętrznej orbicie.
Układ orbitalny
Układ zawiera sześć planet o minimalnych masach od 12 do 65 mas Ziemi (od mniej więcej Urana do Saturna ) przy promieniach orbity 0,06, 0,13, 0,27, 0,49, 1,42 i 3,4 AU . W Układzie Słonecznym ten zestaw orbit zmieściłby się w głównym pasie planetoid .
Nie ma planet, o których wiadomo, że znajdują się w rezonansie ruchu średniego , chociaż ma wiele rezonansów bliskich, w tym 3c:2i:1d i 3e:2j:1f. Przybliżone stosunki okresów sąsiednich orbit wynoszą (postępując na zewnątrz): 1:5, 1:3, 1:3, 2:5, 1:5, 3:11.
Ponieważ nachylenie orbit planet nie jest znane, obecnie można uzyskać jedynie minimalne masy planet. Symulacje dynamiczne sugerują, że system nie może być stabilny, jeśli rzeczywiste masy planet przekraczają masy minimalne o współczynnik większy niż trzy (co odpowiada nachyleniu mniejszemu niż 20°, gdzie 90° jest skierowane krawędzią).
Planety
HD 10180 b to możliwe Ziemia -sized planety (minimalna masa 1,4 razy Ziemi) znajdujący się 0,02 AU. Pierwotnie oszacowano, że jego promień orbity ma orbitę bliską okręgu w odległości 0,02225 ± 0,00035 AU (bliżej niż Merkury , około jednej siódmej odległości i odpowiednio cieplej), a pełna orbita zajmuje 1,1 dnia. Planeta b została potwierdzona w 2012 roku o nieco mniejszym promieniu orbity i bardziej ekscentrycznej orbicie. Prawdopodobieństwo fałszywego wykrycia początkowo wynosiło 1,4%; jego prawdopodobieństwo zostało zwiększone przez Mikko Tuomi w 2012 roku, ale nie zostało potwierdzone przez Kane'a w 2014 roku.
HD 10180 c , o minimalnej masie porównywalnej do masy Urana , jest gorącym Neptunem . Symulacje dynamiczne sugerują, że gdyby gradient masy był większy niż czynnik dwa, system nie byłby stabilny. Jego okres orbitalny i ekscentryczność oszacowano pierwotnie odpowiednio na 5,75979 ± 0,00062 i 0,045 ± 0,026; jednak zostały one zrewidowane w 2012 roku na rzecz bardziej ekscentrycznej orbity. Prawdopodobieństwo fałszywego wykrycia jest mniejsze niż 0,1%.
HD 10180 i jest możliwą, ale niepotwierdzoną, gorącą super-Ziemią , do której doszedł Mikko Tuomi w 2012 roku.
HD 10180 d to gorący Neptun. Jego masę wstępnie oszacowano na >11,75 ± 0,65 (mniejszą niż Urana ) i na nieco ekscentrycznej orbicie; jednak zostało to ponownie oszacowane przy większej masie i mniej ekscentrycznej orbicie w 2012 roku.
HD 10180 e początkowo uważano za gorącego Neptuna o masie około dwukrotnie większej od Neptuna. Jego szacowana odległość orbitalna i ekscentryczność zostały zmniejszone w 2012 roku. Prawdopodobieństwo fałszywego wykrycia wynosi mniej niż 0,1%. Jednak późniejsza analiza wykazała, że rzeczywista masa planety, która w dużym stopniu zależy od nachylenia jej orbity i tylko dolna granica tego została obliczona z dowolnym stopniem pewności, może teoretycznie być znacznie wyższa przy 20-krotności masy Jowisza, a zatem istnieje mała szansa, że zamiast planety może to być brązowy karzeł .
HD 10180 j to prawdopodobna, ale niepotwierdzona gorąca superziemia lub gazowy karzeł , do którego doszedł Mikko Tuomi w 2012 roku.
HD 10180 f to gorący Neptun o masie zbliżonej do HD 10180 e. Przy odległości orbitalnej 0,49 AU i ekscentryczności 0,13, jego ciasna i dzika orbita jest analogiczna do orbity Merkurego o podobnym zakresie temperatur ciała doskonale czarnego, chociaż przy jego ogromnej masie każdy efekt cieplarniany spowodowany przez atmosferę spowodowałby palącą Wenus. podobne lub wyższe temperatury. Szacowana odległość orbitalna i ekscentryczność zostały nieznacznie obniżone w 2012 roku. Prawdopodobieństwo fałszywego wykrycia wynosi mniej niż 0,1%. Późniejsza analiza wykazała, że rzeczywista masa planety, w zależności od jej nachylenia orbity, którego tylko dolna granica została obliczona z całą pewnością, może teoretycznie być znacznie wyższa przy 14-krotnej masie Jowisza, a więc istnieje niewielka szansa, że faktycznie będzie brązowy karzeł.
HD 10180 g to gigantyczna planeta o masie większej niż Neptun. Ma znacznie ekscentryczną orbitę przy 1,4 j.a. i albo przekracza przewidywaną strefę nadającą się do zamieszkania przez system, albo leży w jej obrębie, chociaż nie pasuje do obecnych modeli planetarnych warunków zamieszkania ze względu na swoją dużą masę (24 razy większą od Ziemi). Jeśli to gazowy gigant , to prawdopodobnie klasy II . Istnieje możliwość, że naturalny satelita o wystarczającym ciśnieniu atmosferycznym może mieć na swojej powierzchni wodę w stanie ciekłym. Jego szacowana odległość orbitalna i ekscentryczność zostały zmniejszone w 2012 roku, ale pozostaje w strefie nadającej się do zamieszkania. Prawdopodobieństwo fałszywego wykrycia jest mniejsze niż 0,1%.
HD 10180 h to największa i najbardziej zewnętrzna znana planeta w układzie. Pierwotnie uważano, że jest to gigantyczna planeta wielkości Saturna o masie co najmniej 65 razy większej od masy Ziemi. Orbituje w odległości 3,4 j.a., odległości porównywalnej do odległości zewnętrznej części pasa planetoid od Słońca i jako taka jest prawdopodobnie planetą Sudarsky I klasy . Prawdopodobieństwo fałszywego wykrycia wynosi 0,6%. Późniejsza analiza wykazała, że rzeczywista masa planety, w zależności od jej nachylenia orbity, którego tylko dolna granica została oszacowana z jakimkolwiek stopniem pewności, może teoretycznie być znacznie wyższa przy 22-krotności masy Jowisza, a więc istnieje możliwość, że jest wystarczająco masywny, by być brązowym karłem.
Zobacz też
- Kepler-90 Gwiazda z ośmioma znanymi planetami (pierwsza, o której wiadomo, że ma taką samą liczbę planet jak Układ Słoneczny).
- TRAPPIST-1 Gwiazda z siedmioma znanymi planetami.
Uwagi
Bibliografia
Zewnętrzne linki
- Nemiroff, R.; Bonnell, J., wyd. (25.08.2010). „HD 10180: najbogatszy dotychczas odkryty układ planetarny” . Astronomiczne zdjęcie dnia . NASA . Źródło 2010-08-25 .
- Marchis, Franck (24.08.2010). „Odkrycie 7 egzoplanet wokół gwiazdy podobnej do Słońca” . Blog NASA w Cosmic Diary . Międzynarodowy Rok Astronomii . Zarchiwizowane od oryginału dnia 2012-05-08 . Źródło 2010-08-24 .