HD 10180 - HD 10180

HD 10180
Eso1035c.jpg
Pohled na oblohu kolem hvězdy HD 10180 (uprostřed)
Kredit : ESO
Data pozorování Epocha J2000       Equinox J2000
Souhvězdí Hydrus
Pravý vzestup 01 h 37 m 53,57672 s
Deklinace -60 ° 30 '41,4954' '
Zdánlivá velikost  (V) 7,33
Charakteristika
Evoluční fáze Hlavní sekvence
Spektrální typ G1V
Astrometrie
Radiální rychlost (R v ) +35,2 km/s
Správný pohyb (μ) RA:  -14,60  mas / rok
Prosinec:  6,51  mas / rok
Paralaxa (π) 25,63 ± 0,38  mas
Vzdálenost 127 ± 2  ly
(39,0 ± 0,6  ks )
Podrobnosti
Hmotnost 1,062 ± 0,017  M
Poloměr 1,20 ± 0,318  R
Zářivost 1,49 ± 0,02  L
Povrchová gravitace (log  g ) 4,39  kg
Teplota 5 911  K.
Metallicity [Fe/H] 0,08  dex
Otáčení 24 ± 3 dny
Rychlost otáčení ( v  sin  i ) <3 km/s
Stáří 7,3  Gyr
Další označení
2MASS J01375356-6030414, CD –61 ° 285, HD 10180, HIP 7599, SAO 248411.
Odkazy na databázi
SIMBAD data

HD 10180 , také označovaná jako 2MASS J01375356-6030414 , je hvězda podobná Slunci v jižním souhvězdí Hydrus, která je pozoruhodná velkým planetárním systémem . Od svého objevení bylo na jeho oběžné dráze pozorováno nejméně sedm planet (i když tři z nich jsou možná hnědí trpaslíci ) a možná až devět, což z něj činí potenciálně největší ze všech známých planetárních systémů, včetně sluneční soustavy . Mezi další hvězdy s velkým známým počtem planet patří Kepler-90 , TRAPPIST-1 , Kepler-11 a 55 Cancri . Poté , co byla nalezena jejich skutečná hmotnost, je známo, že hvězda je hostitelem tří potenciálních hnědých trpaslíků , e , f a h .

Charakteristika

Na základě měření paralaxy se nachází ve vzdálenosti asi 127 světelných let (39 parsek ) od Země . Zřejmé vizuální velikost této hvězdy je 7.33, což je příliš slabý, aby být viděn pouhým okem, i když to může být snadno pozorovat i malým dalekohledem. Při deklinaci -60 ° tuto hvězdu nelze vidět v zeměpisných šířkách severně od tropů .

HD 10180 je hvězda typu G1V , a proto ve svém jádru generuje energii pomocí termonukleární fúze vodíku. Hmotnost této hvězdy se odhaduje o 6% větší než hmotnost Slunce , má poloměr 120% od Slunce a vyzařuje 149% sluneční svítivosti . Efektivní teplota z hvězdy chromosféře je 5911 K, což je žluté zbarvené záře jako Slunce HD 10180 má o 20% vyšší počet prvků jiných než vodík/helium ve srovnání se Sluncem. S odhadovaným věkem 7,3 miliardy let je stabilní hvězdou bez významné magnetické aktivity . Odhadovaná doba rotace je přibližně 24 dní.

Průzkum v roce 2015 vyloučil existenci jakýchkoli hvězdných společníků v předpokládaných vzdálenostech od 13 do 324 astronomických jednotek .

Planetární systém

Planetární systém HD 10180
Společník
(v pořadí od hvězdy)
Hmotnost Osa semimajoru
( AU )
Oběžná doba
( dny )
Excentricita Sklon Poloměr
b (nepotvrzeno) > 1,3 ± 0,8 M 0,02222 ± 0,00011 1,17766 ± 0,00022 0,0005 ± 0,0049 - -
C > 13,0 ± 2,0  M 0,06412 ± 0,00101 5,75969 ± 0,00028 0,073 ± 0,031 ≥ 0,2841 ° -
(nepotvrzeno) > 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 ° -
E <20,44  M J 0,2699 ± 0,0043 49,748 ± 0,025 0,051 ± 0,033 ≥0,2366 ° -
j (nepotvrzeno) > 5,1 ± 3,2 M 0,330 ± 0,016 67,55 ± 1,28 0,07 ± 0,12 - -
F <14,03  M 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  M J 3,381 ± 0,121 2205,0 ± 105,9 0,095 ± 0,086 ≥ 0,5496 ° -
Animace planetárního systému

24. srpna 2010 výzkumný tým vedený Christophem Lovisem z Ženevské univerzity oznámil, že hvězda má nejméně pět planet a možná až sedm. Planety byly detekovány pomocí HARPS spektrograf , ve spojení s ESO je 3,6 m dalekohledu na observatoři La Silla v Chile , pomocí Dopplerova spektroskopie .

5. dubna 2012 astronom Mikko Tuomi z University of Hertfordshire předložil článek Astronomy and Astrophysics schválený k publikování 6. dubna 2012, který navrhl model devíti planet pro systém. Opětovnou analýzou dat pomocí Bayesovské pravděpodobnostní analýzy byly revidovány parametry dříve známých planet a byly nalezeny další důkazy pro nejvnitřnější planetu (b) a také důkazy o dvou dalších planetách (i a j).

Systém není znám jako tranzitující planetární systém a je nepravděpodobné, že by takové planety byly detekovány nebo ověřovány tranzitní metodou .

V roce 2017 orbitální simulace ukázala, že vytvoření dynamicky stabilních rodin komet v systému HD 10180 je nepravděpodobné. Zjištěným důvodem nestability kometárních oběžných drah bylo umístění nejhmotnější planety HD 10180 h na nejvzdálenější oběžné dráze.

Orbitální uspořádání

Oběžné dráhy planetárního systému HD 10180 využívající orbitální konfiguraci z newtonovského modelu s osmi tělesy (hvězda a sedm planet) s přihlédnutím k odlivu přílivu a odlivu

Systém obsahuje šest planet s minimální hmotností od 12 do 65krát větší než Země (v rozsahu od zhruba Uranu po Saturn ) při orbitálních poloměrech 0,06, 0,13, 0,27, 0,49, 1,42 a 3,4 AU . Ve sluneční soustavě by se tato sada oběžných drah vešla do hlavního pásu asteroidů .

Nejsou známy žádné planety, které by byly v rezonancích středního pohybu , přestože má řadu blízkých rezonancí včetně 3c: 2i: 1d a 3e: 2j: 1f. Přibližné poměry period přilehlých drah jsou (postupující směrem ven): 1: 5, 1: 3, 1: 3, 2: 5, 1: 5, 3:11.

Protože sklon oběžných drah planet není znám, lze v současné době získat pouze minimální planetární hmotnosti. Dynamické simulace naznačují, že systém nemůže být stabilní, pokud skutečné hmotnosti planet překročí minimální hmotnosti o faktor větší než tři (což odpovídá sklonu menším než 20 °, kde 90 ° je hrana).

Planety

Umělecký dojem z HD 10180 d. Jsou také znázorněny tranzitní planety b a c.

HD 10180 b je možné Země -sized planety (minimální hmotností 1,4krát Zemi) Nachází se na 0,02 AU. Původně se odhadovalo, že jeho poloměr oběžné dráhy má téměř kruhovou oběžnou dráhu ve vzdálenosti 0,02225 ± 0,00035 AU (blíže než Merkur , asi o sedminu vzdálenosti a podle toho tepleji), přičemž úplná oběžná dráha trvala 1,1 dne. Planeta b byla potvrzena v roce 2012 s o něco menším poloměrem oběžné dráhy a excentrickější oběžnou dráhou. Pravděpodobnost falešné detekce byla zpočátku 1,4%; jeho pravděpodobnost zlepšil Mikko Tuomi v roce 2012, ale v roce 2014 to Kane nepotvrdil.

HD 10180 c , s minimální hmotností srovnatelnou s hmotností Uranu , je horký Neptun . Dynamické simulace naznačují, že pokud by hmotnostní gradient byl více než faktor dva, systém by nebyl stabilní. Jeho oběžná doba a excentricita byly původně odhadovány na 5,75979 ± 0,00062, respektive 0,045 ± 0,026; ty však byly v roce 2012 revidovány ve prospěch excentrickější oběžné dráhy. Pravděpodobnost falešné detekce je menší než 0,1%.

HD 10180 i je možná, ale nepotvrzená horká super Země , kterou v roce 2012 tvrdil Mikko Tuomi.

HD 10180 d je horký Neptun. Jeho hmotnost byla původně odhadována na> 11,75 ± 0,65 (menší než Uran ) a na mírně excentrické oběžné dráze; toto však bylo v roce 2012 znovu odhadnuto s větší hmotností a méně excentrickou oběžnou dráhou.

HD 10180 e byl původně považován za horký Neptun s přibližně dvojnásobnou hmotností Neptunu. Jeho odhadovaná orbitální vzdálenost a excentricita byly v roce 2012 sníženy. Pravděpodobnost falešné detekce je menší než 0,1%. Pozdější analýza však naznačila skutečnou hmotnost planety, která do značné míry závisí na jejím orbitálním sklonu a pouze její dolní mez byla vypočítána s jakýmkoli stupněm jistoty, teoreticky by mohla být mnohem vyšší při 20násobku hmotnosti Jupitera, a tak existuje malá šance, že by to mohl být hnědý trpaslík místo planety.

HD 10180 j je možný, ale nepotvrzený horký superzemský nebo plynový trpaslík , který v roce 2012 prohlásil Mikko Tuomi.

HD 10180 f je horký Neptun a má podobnou hmotnost jako HD 10180 e. Při orbitální vzdálenosti 0,49 AU a excentricitě 0,13 je jeho těsná a divoká oběžná dráha analogická jako u Merkuru s podobným teplotním rozsahem černé tělesné plochy, i když s obrovskou hmotností by jakýkoli skleníkový efekt způsobený atmosférou způsobil palčivou Venuši- podobné nebo vyšší teploty. Odhadovaná orbitální vzdálenost a výstřednost byly v roce 2012 mírně sníženy. Pravděpodobnost falešné detekce je menší než 0,1%. Pozdější analýza naznačila skutečnou hmotnost planety, v závislosti na jejím orbitálním sklonu, ze kterého byla s jistotou vypočítána pouze dolní mez, by teoreticky mohla být mnohem vyšší při 14násobku hmotnosti Jupitera, a tak existuje malá šance, že by ve skutečnosti mohla být hnědý trpaslík.

HD 10180 g je obří planeta s hmotností větší než Neptun. Má výrazně excentrickou oběžnou dráhu při 1,4 AU a buď protíná předpovídanou obytnou zónu systému, nebo v ní leží, i když vzhledem ke své velké hmotnosti (24krát Země) nevyhovuje současným modelům planetární obyvatelnosti . Pokud se jedná o plynového obra , je to pravděpodobně Sudarsky třídy II . Existuje možnost, že přirozený satelit s dostatečným atmosférickým tlakem by mohl mít na svém povrchu kapalnou vodu. Jeho odhadovaná orbitální vzdálenost a výstřednost byly v roce 2012 sníženy, ale zůstává v obyvatelné zóně. Pravděpodobnost falešné detekce je menší než 0,1%.

HD 10180 h je největší a nejvzdálenější známá planeta v systému. Původně se předpokládalo, že je to obří planeta velikosti Saturnu s minimální hmotností 65krát větší než Země. Obíhající 3,4 AU, vzdálenost srovnatelnou s vzdálenosti vnější části pásu asteroidů ze Slunce a jako takový je pravděpodobně Sudarsky třídy I planety. Pravděpodobnost falešné detekce je 0,6%. Pozdější analýza ukázala, že skutečná hmotnost planety, v závislosti na jejím orbitálním sklonu, u něhož byla odhadnuta pouze dolní mez na jakýkoli stupeň jistoty, by teoreticky mohla být mnohem vyšší při 22násobku hmotnosti Jupitera, a proto existuje možnost, že je dostatečně masivní, aby byl hnědým trpaslíkem.

Viz také

  • Kepler-90 Hvězda s osmi známými planetami (první, která má stejný počet planet jako sluneční soustava).
  • TRAPPIST-1 Hvězda se sedmi známými planetami.

Poznámky

Reference

externí odkazy