55 Cancri e - 55 Cancri e

Nesmí být zaměňována s Kepler-55 e .

55 Cancri e
Umělecký dojem z 55 Cancri e.jpg
Umělecký dojem 55 Cancri e poblíž své hostitelské hvězdy
Objev
Objevil McArthur a kol.
Discovery site Texas , Spojené státy americké
Datum objevu 30. srpna 2004
Radiální rychlost
Orbitální charakteristiky
Apastron 0,01617 AU (2 419 000 km)
Periastron 0,01464 AU (2 190 000 km)
0,01544 ± 0,00005 AU (2 309 800 ± 7 500 km)
Excentricita 0,05 ± 0,03
0,7365474 (± 0,0000014) d
17,677 h
Sklon 83,59 +0,47
−0,44
2,449,999,83643 ± 0,0001
86,0 +30,7 -
33,4
Semi-amplituda 6.02 +0,24
−0,23
Hvězda 55 Cancri A
Fyzikální vlastnosti
Střední poloměr
 1,875 ± 0,029 R 🜨
Hmotnost 7,99 +0,32
−0,33 M 🜨
Střední hustota
6,66+0,43
−0,40 g cm −3
2,273 g
Teplota 2770 K (2436 ° C; 4417 ° F) (průměrné maximum)
1613 K (1340 ° C; 2444 ° F) (průměrné minimum)
2573 K (2300 ° C; 4176 ° F) (průměrná denní strana)
~ 1644 K ( 1371 ° C; 2500 ° F) (prům. Noční strana)

55 Cancri e (zkráceně 55 CNC E , oficiálně pojmenovaný Janssen / dʒ æ n y ən / ) je exoplanet v oběžné dráze svého slunce -jako mateřské hvězdy 55 Cancri A . Hmotnost exoplanety je asi 8,63 hmotností Země a její průměr je asi dvakrát větší než Země , což ji klasifikuje jako první super Zemi objevenou kolem hvězdy hlavní posloupnosti , což předchází Gliese 876 d o rok. Dokončení oběžné dráhy trvá méně než 18 hodin a je nejvnitřnější planetou v jejím planetárním systému . 55 Cancri e bylo objeveno 30. srpna 2004. Do pozorování a přepočtů v roce 2010 se však předpokládalo, že tato planeta obíhá kolem hvězdy přibližně 2,8 dne. V říjnu 2012 bylo oznámeno, že 55 Cancri e by mohla být uhlíková planeta .

V únoru 2016 bylo oznámeno, že NASA je Hubbleův teleskop byl zjištěn vodík a helium (a návrhy kyanovodík ), ale ne vodní páry v atmosféře 55 Cancri e, poprvé atmosféra super-Země exoplaneta byla úspěšně analyzována.

název

V červenci 2014 zahájila Mezinárodní astronomická unie (IAU) NameExoWorlds , proces pro přidělování správných jmen určitým exoplanetám a jejich hostitelským hvězdám. Proces zahrnoval veřejnou nominaci a hlasování pro nová jména. V prosinci 2015 IAU oznámila, že vítězné jméno je Janssen pro tuto planetu. Vítězné jméno byl předložen Královského nizozemského Sdružení pro meteorologii a astronomii z Nizozemska . Vyznamenává výrobce brýlí a průkopníka dalekohledů Zachariáše Janssena .

Objev

Transit 55 Cancri e
Kirana
55 Cancri e PIA20068

Stejně jako většina extrasolárních planet nalezených před Keplerovou misí bylo 55 Cancri e objeveno detekcí změn radiální rychlosti její hvězdy . Toho bylo dosaženo tím, že citlivá měření na směny Doppler z spektra 55 Cancri A. V době jeho objevení další tři planety byly známy obíhající hvězdu. Po započítání těchto planet zůstal signál přibližně 2,8 dne, což lze vysvětlit planetou s nejméně 14,2 hmotností Země na velmi blízké oběžné dráze.

Stejná měření byla použita k potvrzení existence nejisté planety 55 Cancri c . 55 Cancri e byla jednou z prvních extrasolárních planet s hmotností srovnatelnou s hmotností Neptunu, které byly objeveny. Bylo oznámeno současně s dalším „ horkým Neptunem “ obíhajícím kolem hvězdy červeného trpaslíka Gliese 436 jménem Gliese 436 b .

Planet vyzval

V roce 2005 existenci planety e zpochybnil Jack Wisdom při opětovné analýze dat. Navrhl, že 2,8denní planeta je alias a samostatně, že na oběžné dráze kolem 55 Cancri je 260denní planeta. V roce 2008 Fischer a kol . publikoval novou analýzu, která zjevně potvrdila existenci 2,8denní planety a 260denní planety. Ukázalo se, že 2,8denní planeta je alias Dawson a Fabrycky (2010) ; jeho skutečná doba byla 0,7365 dne.

Tranzit

Planety tranzit své mateřské hvězdy bylo oznámeno dne 27. dubna 2011 na základě dvou týdnech téměř nepřetržité sledování fotometrické s MOST kosmického dalekohledu. K tranzitům dochází s obdobím (0,74 dne) a fází, kterou předpovídali Dawson a Fabrycky. Jedná se o jeden z mála planetárních tranzitů, který byl potvrzen kolem známé hvězdy, a umožnil vyšetřování složení planety.

Oběžná dráha a hmota

Metoda radiální rychlosti použitá k detekci 55 Cancri e získá minimální hmotnost 7,8krát větší než Země, což je 48% hmotnosti Neptunu. Tranzit ukazuje, že jeho sklon je asi 83,4 ± 1,7, takže skutečná hmotnost se blíží minimu. 55 Cancri e je také koplanární s b.

Planeta je extrémně pravděpodobná, že bude přílivově uzamčena , což znamená, že existuje stálá denní strana a stálá noční strana.

Charakteristika

55 Cancri e přijímá více záření než Gliese 436 b . Strana planety obrácená ke své hvězdě má teploty více než 2 000 kelvinů (přibližně 1 700 stupňů Celsia nebo 3 100 Fahrenheita), dostatečně horké na roztavení železa . Infračervené mapování pomocí Spitzerova vesmírného teleskopu ukázalo průměrnou teplotu na přední straně 2 573 K (2 300 ° C; 4 172 ° F) a průměrnou teplotu na zadní straně kolem 1 644 K (1 371 ° C; 2 500 ° F).

Exoplanet 55 Cancri obíhající kolem své hostitelské hvězdy (koncept umělce)

Původně se nevědělo, zda 55 Cancri e byl malý plynný obr jako Neptun nebo velká kamenitá pozemská planeta . V roce 2011 byl potvrzen tranzit planety, což vědcům umožnilo vypočítat její hustotu. Nejprve bylo podezření, že se jedná o vodní planetu . Vzhledem k tomu, že počáteční pozorování neprokázala v tranzitu Lyman-alfa žádný vodík , Ehrenreich spekuloval, že jeho těkavými materiály může být místo vody nebo vodíku oxid uhličitý .

Alternativní možností je, že 55 Cancri e je pevná planeta vyrobená spíše z materiálu bohatého na uhlík než z materiálu bohatého na kyslík, který tvoří pozemské planety ve sluneční soustavě . V tomto případě by zhruba třetinu hmotnosti planety tvořil uhlík, z nichž velká část může být ve formě diamantu v důsledku teplot a tlaků ve vnitřku planety. K potvrzení povahy planety jsou nutná další pozorování.

Třetím argumentem je, že slapové síly spolu s orbitálními a rotačními odstředivými silami mohou částečně omezovat atmosféru bohatou na vodík na noční straně. Za předpokladu atmosféry, kde dominují sopečné druhy a velká vodíková složka, by těžší molekuly mohly být uzavřeny v zeměpisných šířkách <80 °, zatímco těkavý vodík nikoli. Kvůli této nerovnosti by musel vodík pomalu difundovat ven do dne, kde by ho zničilo rentgenové a ultrafialové záření . Aby se tento mechanismus projevil, je nutné, aby se 55 Cancri e tidally uzamklo, než ztratí veškerý svůj vodíkový obal. Tento model je v souladu se spektroskopickými měřeními, která tvrdí, že objevila přítomnost vodíku, a s dalšími studiemi, které nebyly schopny objevit významnou rychlost destrukce vodíku.

V únoru 2016 bylo oznámeno, že Hubbleův vesmírný teleskop NASA detekoval kyanovodík, ale žádnou vodní páru, v atmosféře 55 Cancri e, což je možné pouze v případě, že v atmosféře je převážně vodík nebo helium. Jedná se o vůbec první úspěšnou analýzu atmosféry superzemské exoplanety. V listopadu 2017 bylo oznámeno, že infračervená pozorování pomocí Spitzerova vesmírného teleskopu naznačují přítomnost globálního lávového oceánu zakrytého atmosférou s tlakem asi 1,4 baru, o něco silnější než na Zemi. Atmosféra může obsahovat podobné chemikálie v zemské atmosféře, jako je dusík a případně kyslík, aby způsobila infračervená data pozorovaná Spitzerem. V rozporu se závěry z února 2016 se spektroskopické studii v roce 2012 nepodařilo detekovat unikající vodík z atmosféry a spektroskopické studii v roce 2020 se nepodařilo detekovat unikající helium, což naznačuje, že planeta pravděpodobně nemá žádnou prvotní atmosféru. Atmosféra vyrobená z těžších molekul, jako je kyslík a dusík, nejsou těmito daty vyloučena.

Vulkanismus

Plakát NASA „Exoplanet Travel Bureau“ pro 55 Cancri e

Velké změny povrchové teploty na 55 Cancri e byly přičítány možné vulkanické aktivitě uvolňující velké mraky prachu, které pokrývají planetu a blokují tepelné emise.

Viz také

Reference

externí odkazy

Souřadnice : Mapa oblohy 08 h 52 m 35,8 s , +28 ° 19 ′ 51 ″