14 Геркулеса b

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
14 Геркулеса b
Экзопланета
Родительская звезда
Звезда 14 Геркулеса
Созвездие Геркулес
Прямое восхождение (α) 16ч 10м 23,59с
Склонение (δ) +43° 49′ 18,2″
Видимая звёздная величина (mV) 6,67
Расстояние 57,3 св. года
(17,6 пк)
Спектральный класс K0V
Металличность ([Fe/H]) 0,35
Возраст 3,9 млрд. лет
Элементы орбиты
Большая полуось (a) 2,77 ± 0,05[1] а. е.
Эксцентриситет (e) 0,369 ± 0,005[1]
Орбитальный период (P) 1773,4 ± 2,5[1] д.
Наклонение (i) 144,652 ± 6,279 °[2]
Аргумент перицентра (ω) 22,6 ± 0,9[1]°
Время перицентра (T0) 2 451 372,7 ± 3,6[1] JD
Полуамплитуда лучевой(K)
скорости звезды		 90,0 ± 0,5[1] м/с
Физические характеристики
Масса (m) 0,9 MJ
Минимальная масса (m sin i) 4,64 ± 0,19[1] MJ
Радиус(r) 0,708 RJ
Температура (T) 5250 K
Информация об открытии
Дата открытия 6 июля 1998 года
Первооткрыватель(и) Naef и др.
Метод обнаружения доплеровская спектроскопия
Место открытия Швейцария
Статус открытия Опубликовано
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

14 Геркулеса b — внесолнечная планета в системе оранжевого карлика 14 Геркулеса, находящегося в созвездии Геркулеса на расстоянии ок. 57 св. лет от Солнца.

Измеренная масса экзопланеты, превышающая массу Юпитера, позволяет отнести её к классу газовых гигантов. Её размер близок к размеру Юпитера. Экзопланета была обнаружена в июле 1998 года командой проекта Geneva Extrasolar Planet Search[3][4]. На момент обнаружения у 14 Геркулеса b был самый длинный орбитальный период среди известных экзопланет (1773,4 дня), хотя позднее были обнаружены планеты с более длинным периодом обращения вокруг материнской звезды.

Открытие

[править | править код]
Изменения лучевой скорости 14 Геркулеса, вызванные орбитальным движением 14 Her b

Как и большинство известных экзопланет, 14 Her b была обнаружена путём измерения вариаций лучевой скорости звезды, вызванных притяжением планеты. Это было сделано путём точных измерений доплеровского сдвига спектра звезды. До этого анализа, ещё одним возможным объяснением доплеровского сдвига могла быть тесная спектроскопическая двойная звезда[4].

Орбита и масса

[править | править код]

Предварительные астрометрические измерения, сделанные спутником «Гиппарх», показывали, что планета имеет наклонение орбиты 155,3° по отношению к картинной плоскости; это означало бы, что истинная масса в 11,1 раза больше массы Юпитера, близко к порогу горения дейтерия, который некоторыми астрономами используется, как граница между планетой и коричневым карликом. Однако последующий анализ показал, что измерения «Гиппарха» не были достаточно точными для аккуратного определения орбиты, так что фактическое наклонение орбиты и истинная масса планеты оставались на тот момент неизвестными[5]. Позже наклонение её орбиты было рассчитано по астрометрическим наблюдениям космического телескопа «Хаббл»[6]. Уточнение параметров этой экзопланеты может быть выполнено с помощью будущих астрометрических спутников, таких как «Gaia».

Прямое наблюдение

[править | править код]

Благодаря достаточно большому размеру орбиты 14 Her b, а также близости системы 14 Геркулеса к Солнцу, максимальное угловое расстояние между этой планетой и её звездой относительно велико (оно достигает 0,14 угловой секунды). Следовательно, планета 14 Her b является перспективным кандидатом для непосредственного наблюдения, поскольку планета и звезда могут быть пространственно разрешены. Однако поиск, выполненный с использованием адаптивной оптики на 360-сантиметровом телескопе CFHT на Мауна-Кеа (Гавайи), оказался безуспешным, подтвердив лишь, что объект не является звездой[7].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Wittenmyer, R. A.; Endl, M.; Cochran, W. D. Long-Period Objects in the Extrasolar Planetary Systems 47 Ursae Majoris and 14 Herculis (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 654, no. 1. — P. 625—632. — doi:10.1086/509110. — Bibcode: 2007ApJ...654..625W. — arXiv:astro-ph/0609117.
  2. ↑ Feng F., Butler R. P., Vogt S. S., Clement M. S., Tinney C. G., Cui K., Aizawa M., Bailey J., Burt J., Carter B. D. et al. 3-D selection of 167 sub-stellar companions to nearby stars (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 2022. — Vol. 262, Iss. 1. — 27 p. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.3847/1538-4365/AC7E57 — arXiv:2208.12720
  3. ↑ Mayor, M.; et al. (1998). "Searching for giant planets at the Haute-Provence Observatory". In Hearnshaw, J. B.; Scarfe, C. D. (eds.). Precise Stellar Radial Velocities. IAU Colloqu. 170. San Francisco: ASP.
  4. ↑ 1 2 Dominique Naef. Extrasolar Planetary Systems or Spectroscopic Binaries? Discrimination using Spectral Line Properties. Дата обращения: 10 сентября 2007. Архивировано из оригинала 18 мая 2011 года.
  5. ↑ Pourbaix, D.; Arenou, F. Screening the Hipparcos-based astrometric orbits of sub-stellar objects (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2001. — Vol. 372, no. 3. — P. 935—944. — doi:10.1051/0004-6361:20010597. — Bibcode: 2001A&A...372..935P. — arXiv:astro-ph/0104412.
  6. ↑ Fritz Benedict, G.; McArthur, Barbara E.; Bean, Jacob L. (2008). "HST FGS astrometry - the value of fractional millisecond of arc precision". arXiv:0803.0296v1 [astro-ph].
  7. ↑ 14 Herculis: A new extrasolar planet discovered at the Haute Provence Observatory. Дата обращения: 28 июля 2007. Архивировано 2 июля 2007 года.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=14_Геркулеса_b&oldid=139877612