HD 149026 b
| HD 149026 b | |
|---|---|
 HD 149026 b:n (harmaalla) kokovertailu Jupiterin ja Neptunuksen kanssa. |
|
| Löytäminen | |
| Löytäjä(t) | B. Sato, D. Fischer, G. Henry et al.[1] |
| Löytöpäivä | 2005[2] |
| Havaintomenetelmä(t) | Ylikulkumenetelmä[2] |
| Tähden ominaisuudet | |
| Tähden nimi | HD 149026 |
| Tähden etäisyys Auringosta | 257 vv |
| Tähden massa | 1,31 |
| Tähden spektriluokka | G0 IV |
| Tähden metallisuus | 200% - 260% |
| Tähden luminositeetti | 2,72 |
| Tähden ikä | (2,0 ± 0,8) × 109 |
| Kiertoradan ominaisuudet | |
| Isoakselin puolikas | 0,04288 ± 0,00033[2] AU |
| Eksentrisyys | 0 |
| Kiertoaika | 2,87589 ± 1.4e-06[2] vrk |
| Inklinaatio | 85,3 ± 0,8[2]° |
| Periastronin aika | 2.453.530,751 JD |
| Fyysiset ominaisuudet | |
| Massa | 0,356+0,011-0,013[2] MJ |
| Säde | 0,718 ± 0,065[2] RJ |
| Lämpötila | 2300 ± 200 K |
HD 149026 b on tähteä HD 149026 kiertävä eksoplaneetta. Tämä kuuma jupiter on massaltaan "kuuma saturnus". Se lienee menettänyt massastaan runsaasti sen keskustähden kuumentaessa sen kaasukehää ja aiheuttaessa kaasukehän karkaamista.
Planeetan massa ja säde ovat huomattavasti pienempiä kuin monen muun eksoplaneetan massa ja säde. Tietokonemalli ennustaa auringon ainekoostumukselle säteen 1,14 Jupiterin sädettä ja 20 maan massaiselle ytimelle 0,97 Jupiterin sädettä. Jos planeetta olisi jäätä, sen säde olisi 0,43 Jupiterin sädettä. Jos se olisi oliviinia, sen säde olisi 0,28 Jupiterin sädettä. Tästä päätellen planeetassa täytyy olla enemmän raskaita alkuaineita.
Tämä viittaa eksoplaneetan suhteellisen pitkään ikään, koska ajan mukana kaasua haihtuu tällaisesta kaasuplaneetasta pois. Tästä kuumasta jupiterista lähtee kaasua komeettamaisessa pyrstössä. Laskujen mukaan tähden raskaista alkuaineista (kivestä ja/tai jäästä tai vastaavista ei-kaasuista) koostuva ydin on huomattavasti suurempi kuin vaikkapa Jupiterin ja Saturnuksen ydin. Planeetan massa on lähellä Saturnuksen massaa. Uranuksessa ja Neptunuksessa on raskaita alkuaineita 90%, Saturnuksessa 25% ja Jupiterissa alle tai juuri 10%. Näin HD 149026b:n rakenne on jotain Saturnuksen ja Uranuksen väliltä.
Laskujen mukaan planeetan säde on ollut alussa 2-3 kertaa nykyistä suurempi 67 maan massaisella ytimellä. Jos nykyinen säde olisi hieman suurempi, ytimessä olisi silti oltava 50-60 Jupiterin massaa. Suuren ytimen sisältävän eksoplaneetan löytyminen tukee ajatusta, että planeetat ovat syntyneet kaasukiekosta kasautumalla. Tämän teorian mukaan nimittäin tätä planeettakuntaa edeltävässä oli raskaita aineita noin 2 kertaa enemmän, mikä tuotti teorian mukaan 1,3 auringon massaiselle tähdelle 3,7 kertaa suurempia ytimiä. Jupiterin ydin on 16,2 maan massaa. Teoria tuottaa juuri 60 tai 42 Jupiterin massaisen ytimen.
Planeetan ominaisuuksia
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä] |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. |
- Keskustähti näkyy täältä kulmassa 18,364°
- Planeetan tiheys 1,07 (+0,42 -0,30} Jupiteria.
- Raskaita alkuaineita (kiveä) planeetassa noin 65,5 Maan massan verran eli 60%planeetan massasta
- Tai jäätä ytimessä 77 Jupiterin massaa.
- Ytimen säde noin puolet planeetan säteestä.
- Kirkkauden muutos planeetan kulkiessa tähden yli 0,003 magnitudia.
- Planeetan vetovoimakehä eli Hillin pallo 0,001 AU / 270000
- Vakaa myötäsuuntaisen kuun rata max 90000 km.
- Laskettu maksimi kuun massa < 0,0001 maata 288 Marsin pientä kuuta Phobosta.
- Planeetta vuorovesilukittu, jos yli miljardi vuotta vanha.
- Planeetan pinnan lämpötila noin 1504 K (Bondin albedo 0,3) tai
- Pintalämpötila 1700 -- 1750 jos Bondin albedo 0,1. Kuuma stratosfääri T~ 2000-2500 lämpötiloissa, millibaaripaineissa.
- Albedo todennäköisesti 0,4 -- 0,4
- Planeetan albedo on laskujen mukaan tyyppiä Tyyppiä V eli 0,55 (tai tyyppiä IV eli 0,03)
- Planeetan kaasukehässä kaasumaista titaanioksidia TiO.
- Planeetassa on silikaattipilviä tumman natriumudun yllä.
Katso myös
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ Bun'ei Sato et al.: The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core. The Astrophysical Journal, 2005, 633. vsk, nro 1, s. 465. doi:10.1086/449306 (englanniksi)
- ↑ a b c d e f g Planet HD 149026 b Extrasolar Planets Encyclopaedia. 5.7.2012. Pariisin observatorio. Viitattu 9.4.2013. (englanniksi)
| Tähdet |
β Her, ζ Her, δ Her, π Her, α1 Her, μ Her, η Her, ξ Her, γ Her, ι Her, ο Her, 109 Her, θ Her, τ Her, ε Her, ρ Her, 110 Her, σ Her, φ Her, 95 Her, 111 Her, 102 Her, λ Her, ν Her, 113 Her, ρ Her, ω Her, 113 Her, χ Her, 69 Her, 93 Her, υ Her, 68 Her, 52 Her, 30 Her, 29 Her, 42 Her, 60 Her, 106 Her, 95 Her, 98 Her, 104 Her, 32 Oph, κ Her, 51 Her, 99 Her, 87 Her, 5 Her, 101 Her, 107 Her, 70 Her, 43 Her, 90 Her, 45 Her, HD 148897, 96 Her, 59 Her, 105 Her, 53 Her, 2 Her, 54 Her, 82 Her, 72 Her, α2 Her, HD 155103, 112 Her, 9 Her, 89 Her, 47 Her, 74 Her, 25 Her, 83 Her, 108 Her, n Her, 78 Her, 73 Her, 16 Her, 4 Her, 50 Her, 84 Her, 10 Her, 79 Her, 37 Her, 100 Her, 21 Her, 77 Her, 100 Her, 39 Her, 56 Her, q Her, 8 Her, 61 Her, 63 Her, OP Her, 97 Her, κ Her, 57 Her, 34 Her, 49 Her, X Her, 41 Her, 48 Her, 14 Her, 49 Ser, 19 Her, U Her, 88 Her, 32 Her, 36 Her, HD 164922, 31 Her, 13 Her, HD 149026, HD 170469 |
|---|---|
| Eksoplaneetat |