51 Pegasi b
51 Pegasi b, neoficialiai vadinama Bellerophon ir žymima kaip 51 Peg b, yra egzoplaneta nutolusi apie 50 šm nuo mūsų Pegaso žvaigždyne. 51 Pegasi b buvo pirmoji aptikta egzoplaneta prie panašios į Saulę žvaigždės (žymimos 51 Pegasi) ir padariusi proveržį egzoplanetų paieškose. Ši egzoplaneta yra karštųjų jupiterių prototipas.
Pavadinimas
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]Pavadinimas 51 Pegasi b yra oficialus astronomijoje naudojamas šios planetos pavadinimas. Kaip ir su kitomis egzoplanetomis raide 'b' žymima pirmoji atrasta egzoplaneta prie savosios žvaigždės. Vėliau atrandamos planetos prie 51 Pegasi žvaigždės būtų žymimos c, d, e, f ir t. t. nepaisant kaip jos skrietų apie žvaigždę. Visos egzoplanetos žymimos mažosiomis raidėmis siekiant atskirti jas nuo daugianarių žvaigždžių sistemų komponenčių, kurios žymimos didžiosiomis raidėmis.
Kartais 51 Pegasi b planeta yra neoficialiai vadinama „Bellerophon“.[1] Šis vardas kilo iš Graikų mitologijos herojaus Bellerophon, kuris prijaukino Pegasą (Sparnuotąjį Arklį). Tai rodo tiesioginį ryšį su (Pegaso) žvaigždyno pavadinimu, kuriame yra planeta. Šis pavadinimas neformaliai vartojamas siekiant pabrėžti panašumus su Saulės sistemoje esančiomis planetomis. Panašus argumentas buvo siūlomas skirti kitų egzoplanetų vardus, priklausomai nuo to, kuriame žvaigždyne atrandama egzoplaneta.[2]
Atradimas
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]Šios egzoplanetos atradimas buvo paskelbtas 1995 m. spalio 6 d. Michel Mayor ir Didier Queloz žurnale „Nature“,[3], kad egzoplaneta atrasta naudojantis radialinių greičių metodu Observatoire de Haute-Provence observatorijoje su ELODIE spektrografu.
1995 m. spalio 12 d., praėjus mažiau nei savaitei po atradimo paskelbimo buvo gautas patvirtinimas nuo Geoffrey Marcy iš San Francisko šalies universiteto ir R. Paul Butler iš Kalifornijos universiteto (Berkeley) naudojantis Hamilton spektrografu Liko observatorijoje esančioje netoli San Chosė Kalifornijoje.
Planeta buvo aptikta naudojantis jautriu spektroskopu, kuris galėjo aptikti menkus 70 m/s radialinio greičio pokyčius žvaigždės spektrinėse linijose. Šie pokyčiai yra sukuriami planetos, esančios tik 7 milijonų kilometrų atstumu nuo savo žvaigždės, gravitacinio lauko dėka.
Šios egzoplanetos atradimas prie į Saulę panašios žvaigždės leido astronomams suprasti, kad planetos milžinės gali skrieti trumpo periodo orbitomis prie kitų žvaigždžių. Tai pastūmėjo astronomus toliau pradėti ieškoti planetų milžinių prie kitų žvaigždžių su jau turimom technologijom. Vis daugiau teleskopų laiko buvo skirta egzoplanetų paieškoms radialinių greičių metodu, o tai leido aptikti kur kas daugiau egzoplanetų prie kaimyninių Saulei žvaigždžių.
Fizikinės charakteristikos
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]
Po planetos atradimo daugelis patvirtino jos egzistavimą, o iš stebėjimų duomenų buvo gauta informacijos apie planetos savybes. Buvo nustatyta, kad planeta apskrieja apie savo žvaigždę per 4 Žemės paras ir yra daug arčiau jos, negu Merkurijus nuo mūsų Saulės, o orbitinis skriejimo greitis yra 136 km/s. Tai reiškia, kad planetos masė yra didesnė negu pusė Jupiterio masės (apie 150 kartų masyvesnė už Žemę). Tuo metu didelės planetos buvimas taip arti savo žvaigždės nederėjo su planetų formavimosi teorija ir buvo laikomas kaip anomalija. Visgi, kai buvo atrasta daugiau 'karštųjų jupiterių' (pavyzdžiui, 55 Cancri ir τ Boötis), tada astronomai buvo priversti peržiūrėti turimą planetų formavimosi teoriją įvedant orbitinės migracijos terminą. Taip buvo paaiškintas atrandamų karštųjų jupiterių egzistavimas.
Tariant, kad planeta yra idealiai pilka be šiltnamio ir potvyninių efektų, o Bond albedas yra 0,1, tai paviršiaus temperatūra turėtų būti 1265K (apie 1000 laipsnių Celcijaus / 1800 laipsnių Farenheito). Tai yra tarp apskaičiuotų temperatūrų HD 189733 b ir HD 209458 b žvaigždžių planetoms (1180–1392K).
Iš pradžių buvo manoma, kad 51 Pegasi b yra Žemės grupės planeta, bet dabar manoma, kad tai yra planeta milžinė. Ji yra pakankamai masyvi, kad jos tankios atmosferos nenupūstų žvaigždės vėjas.
51 Pegasi b tikriausiai turi didesnį už Jupiterio spindulį, nepaisant jos mažos masės. Taip yra todėl, kad planetos perkaitusi atmosfera turėtų būti smarkiai išsipūtusi į masyvų bet retą sluoksnį. Po šiuo sluoksniu planetą sudarančios dujos turėtų būti tiek įkaitą, kad švytėtų raudonai. Gali būti, kad atmosferoje egzistuoja silikatiniai debesys.
Planeta yra sinchronizavusi savo orbitoje apie žvaigždę, taigi ji visada yra atsisukusi į žvaigždę ta pačia puse.
Manoma, kad šią egzoplanetą (kartu su Upsilon Andromedae b) pavyks tiesiogiai nufotografuoti su Planetpol. Ji yra taip pat kandidatė į nufotografuojamų egzoplanetų sąrašą artimajame infraraudonajame ruože su VLTI Spectro-Imager".
Taip pat skaitykite
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]Išnašos
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]- ↑ Kummer, Juergen. „Stars with Exoplanets: 51 Pegasi and Bellerophon“. jumk.de. Nuoroda tikrinta 2024-02-13.
- ↑ „Naming the extrasolar planets“. arXiv.org. Nuoroda tikrinta 2024-02-13.
- ↑ Mayor, Michael; Queloz, Didier (1995). „A Jupiter-mass companion to a solar-type star“. Nature. 378 (6555): 355–359. doi:10.1038/378355a0.
{{cite journal}}: CS1 priežiūra: multiple names: authors list (link)
Nuorodos
[redaguoti | redaguoti vikitekstą]- „51 Pegasi“. SolStation.
- „51 Peg“. Exoplanets. Suarchyvuotas originalas 2008-12-04. Nuoroda tikrinta 2010-10-20.
- „"Bellerophon" - 51 Pegasi b“. Extrasolar Visions. Suarchyvuotas originalas 2012-03-30.
- „The First Extrasolar Planet around a Solar-type Star“. University of Geneva.
- „The Planet Around 51 Peg“. Liko observatorija. Suarchyvuotas originalas 2008-07-27.
- 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. (2006-07-20). „Catalog of Nearby Exoplanets“. The Astrophysical Journal. 646 (1): 505–522. doi:10.1086/504701. ISSN 0004-637X. Suarchyvuotas originalas 2019-12-07. (web version Archyvuota kopija 2019-03-05 iš Wayback Machine projekto.)
|
Šis straipsnis yra tapęs savaitės straipsniu. |