Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

HD 28185 b — Википедия
Википедия

HD 28185 b

HD 28185 b — экзопланета, расположенная на расстоянии 128,6 св. лет от Земли в южном созвездии Эридана.

HD 28185 b
Экзопланета
Экзопланета HD 28185 b — одна из первых экзопланет, найденных на почти круговой орбите вокруг звезды солнечного типа. Celestia
Экзопланета HD 28185 b — одна из первых экзопланет, найденных на почти круговой орбите вокруг звезды солнечного типа. Celestia
Родительская звезда
Звезда HD 28185
Элементы орбиты
Большая полуось (a) 1,031 ± 0,060 а. е.
(154,2 ± 9 млн км)
Эксцентриситет (e) 0,070 ± 0,040
Орбитальный период (P) 383,0 ± 2,0 д.
(1,05 ± 0,005 л.)
Аргумент перицентра (ω) 351 ± 25°
Время перицентра (T0) 2,451,863 ± 26 JD
Полуамплитуда лучевой(K)
скорости звезды		 161 ± 11 м/с
Физические характеристики
Масса (m) ≥5.7 MJ
Минимальная масса (m sin i) 1,0819341E+28 кг[1]
Радиус(r) ? RJ
Информация об открытии
Дата открытия 4 апреля 2001 года
Первооткрыватель(и) Сантос и др.
Метод обнаружения Лучевых скоростей
Место открытия  Чили, Обсерватория Ла-Силья
Статус открытия Опубликовано
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Планета была открыта на орбите солнцеподобной звезды HD 28185 в апреле 2001 года в рамках исследования спектрографа CORALIE[en] для поиска внесолнечных планет в Южном полушарии, и её существование было независимо подтверждено в рамках Программы поиска планет с помощью Магеллановых телескопов в 2008 году[2]. HD 28185 b вращается вокруг своего солнца по круговой орбите, которая находится на внутренней границе зоны обитаемости звезды[3].

ОткрытиеПравить

HD 28185 b была открыта путём обнаружения небольших периодических изменений лучевой скорости её материнской звезды, вызванных гравитационным притяжением планеты. Это было достигнуто путём измерения доплеровского сдвига спектра звезды. В 2001 году было объявлено, что HD 28185 демонстрирует колебание вдоль линии видимости с периодом 383 дня и амплитудой, указывающей на минимальную массу, в 5,72 раз превышающей массу Юпитера[4][5].

Орбита и массаПравить

 
Планета HD 28185 b (минимальная масса ~5,7 MJ) с вероятной земноподобной луной. Celestia

HD 28185 b требуется 1,04 года, чтобы совершить полный оборот вокруг своей родительской звезды. В отличие от большинства известных планет с большим периодом, орбита HD 28185 b имеет низкий эксцентриситет, сравнимый с эксцентриситетом Марса в Солнечной системе[6]. Орбита полностью находится в зоне обитаемости[3][7].

Амплитуда колебаний радиальной скорости означает, что масса планеты, по крайней мере, в 5,7 раз превышает массу Юпитера в Солнечной системе. Тем не менее, метод лучевых скоростей даёт только минимальное значение для массы планеты, в зависимости от наклона орбиты к лучу зрения. Следовательно, истинная масса планеты может быть намного больше, чем этот нижний предел.

ХарактеристикиПравить

Учитывая большую массу, эта планета, скорее всего, газовый гигант без твёрдой поверхности. Поскольку планета была обнаружена только косвенно, посредством наблюдений за звездой, такие свойства, как её радиус, состав и температура неизвестны.

После того, как стало понятно, что HD 28185 b вращается в обитаемой зоне, некоторые размышляют о возможности жизни в мирах в системе HD 28185[8]. Вероятно, сама планета является газовым гигантом II-го типа по Сударскому с облачным покровом из водяного льда и потенциально способна иметь массивные обитаемые спутники[2]. Хотя неизвестно, могут ли газовые гиганты поддерживать жизнь, моделирование приливных взаимодействий позволяет предположить, что HD 28185 b может иметь спутники с массами равными массе Земли на орбите вокруг себя в течение многих миллиардов лет[9]. Такие спутники, если они существуют, могут быть в состоянии обеспечить обитаемую среду, хотя неясно, будут ли такие спутники образовываться в первую очередь[10]. Планеты с малой массой, расположенные в точках Лагранжа газового гиганта, будут стабильными в течение длительных периодов[11]. Если же HD 28185 b, имеет массу более шести масс Юпитера, то это фактически делает любой из этих сценариев более вероятным, чем, если бы планета имела бы массу Юпитера или была бы ещё меньше.

ПримечанияПравить

  1. ↑ Энциклопедия внесолнечных планет (англ.) — 1995.
  2. ↑ 1 2 Minniti, Dante; Butler, R. Paul; López-Morales, Mercedes; Shectman, Stephen A.; Adams, Fred C.; Arriagada, Pamela; Boss, Alan P.; Chambers, John E. Low-Mass Companions for Five Solar-Type Stars From the Magellan Planet Search Program (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 693, no. 2. — P. 1424—1430. — doi:10.1088/0004-637X/693/2/1424. — Bibcode: 2009ApJ...693.1424M. — arXiv:0810.5348.
  3. ↑ 1 2 Jones, Barrie W.; Sleep, P. Nick; Underwood, David R. Habitability of Known Exoplanetary Systems Based on Measured Stellar Properties (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 649, no. 2. — P. 1010—1019. — doi:10.1086/506557. — Bibcode: 2006ApJ...649.1010J. — arXiv:astro-ph/0603200.
  4. ↑ European Southern Observatory (4 апреля 2001 года). Exoplanets: The Hunt Continues! (in English). Пресс-релиз. Архивировано из первоисточника 17 июля 2019. Проверено December 27, 2012.
  5. ↑ Santos, N. et al. The CORALIE survey for southern extra-solar planets VI. New long-period giant planets around HD 28185 and HD 213240 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2001. — Vol. 379, no. 3. — P. 999—1004. — doi:10.1051/0004-6361:20011366. — Bibcode: 2001A&A...379..999S. — arXiv:astro-ph/0106255. Архивировано 13 июля 2006 года.
  6. ↑ Butler, R. P.; Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Fischer, D. A.; Vogt, S. S.; Tinney, C. G.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D.; Johnson, J. A.; McCarthy, C.; Penny, A. J. Catalog of Nearby Exoplanets (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 646, no. 1. — P. 505—522. — doi:10.1086/504701. — Bibcode: 2006ApJ...646..505B. — arXiv:astro-ph/0607493.
  7. ↑ HD 28185b  (рус.). Планетные системы. Дата обращения: 18 марта 2019. Архивировано 24 октября 2020 года.
  8. ↑ Mullen, L. Extrasolar Planets with Earth-like Orbits (англ.) (2001). Дата обращения: 22 июля 2006. Архивировано из оригинала 29 сентября 2006 года.
  9. ↑ Barnes, J., O'Brien, D. Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 575, no. 2. — P. 1087—1093. — doi:10.1086/341477. — Bibcode: 2002ApJ...575.1087B. — arXiv:astro-ph/0205035.
  10. ↑ Canup, R., Ward, W. A common mass scaling for satellite systems of gaseous planets (англ.) // Nature : journal. — 2006. — Vol. 441, no. 7095. — P. 834—839. — doi:10.1038/nature04860. — Bibcode: 2006Natur.441..834C. — PMID 16778883. Архивировано 18 января 2017 года.
  11. ↑ Schwarz, R.; Dvorak, R.; Süli, Á.; Érdi, B. Survey of the stability region of hypothetical habitable Trojan planets (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, no. 3. — P. 1023—1029. — doi:10.1051/0004-6361:20077994. — Bibcode: 2007A&A...474.1023S.

СсылкиПравить

  • HD 28185  (неопр.). Exoplanets. Дата обращения: 9 августа 2019. Архивировано из оригинала 3 марта 2016 года.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=HD_28185_b&oldid=125272151