HD 102117 b

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
HD 102117 b
Экзопланета Списки экзопланет
Родительская звезда
Звезда HD 102117
Созвездие Центавр
Прямое восхождение (α) 11ч 44м 50.4616с
Склонение (δ) –58° 42′ 13.354″
Спектральный класс G6V
Масса (m) 1,03 ± 0,05 M
Радиус (r) 1,27 R
Температура (T) 5672 ± 22 K
Металличность [Fe/H] 0,3 ± 0,03
Элементы орбиты
Большая полуось (a) 0,1532 ± 0,0088 а. е.
Перицентр (q) 0,1347 а. е.
Апоцентр (Q) 0,1717 а. е.
Эксцентриситет (e) 0,106 ± 0,07
Синодический период (P) 20,8133 ± 0,0064 д.
Орбитальная скорость (υ) 80,35 км/с
Аргумент
перицентра
(ω) 283 ± 3°
Время перицентра (T0) 2 410 942,9 ±3 JD
Полуамплитуда лучевой
скорости звезды
(K) 11,8 ± 0,77 м/с
Физические характеристики
Информация об открытии
Дата открытия 16 сентября 2004
Первооткрыватель(и) Tinney et al.
Метод обнаружения доплеровская спектроскопия
Место открытия Anglo-Australian Observatory, Австралия
Статус открытия опубликовано
Базы данных
Extrasolar Planets
Encyclopaedia
данные
SIMBAD данные
Портал «Астрономия»


HD 102117 bэкзопланета, небольшой газовый гигант с массой, превышающей[1] 0,17 массы Юпитера, вращающийся вокруг жёлтого карлика HD 102117 в созвездии Центавра. Звезда имеет спектральный класс G6V (несколько более красная и менее горячая, чем наше Солнце) и близкие к солнечным массу и радиус.

Период обращения планеты вокруг звезды составляет лишь 21 день. Её орбита находится ближе к центральной звезде, чем орбита Меркурия в Солнечной системе. Поэтому температура планеты очень высока, и она относится к категории горячих юпитеров.

Планета была открыта группой AAPS в 2004 году[2]. Открытие планеты было вскоре подтверждено группой HARPS[3]. Обе группы пользовались методом Доплера, измеряя небольшие колебания лучевой скорости звезды, вызванные орбитальным движением планеты.


Примечания[править | править вики-текст]

  1. Доплеровский метод позволяет определить не массу планеты M, а произведение массы планеты на синус угла наклона её орбиты к лучу зрения: M sin i. В среднем действительная масса больше произведения M sin i на 15%, однако теоретически она может быть любой в промежутке от M sin i до бесконечности.
  2. C. G. Tinney et al. (2005). «Three Low-Mass Planets from the Anglo-Australian Planet Search». The Astrophysical Journal 623 (2): 1171–1179. DOI:10.1086/428661. Bibcode:2005ApJ...623.1171T.
  3. C. Lovis et al. (2005). «The HARPS search for southern extra-solar planets III. Three Saturn-mass planets around HD 93083, HD 101930 and HD 102117». Astronomy and Astrophysics 437 (3): 1121–1126. DOI:10.1051/0004-6361:20052864. Bibcode:2005A&A...437.1121L.

Внешние ссылки[править | править вики-текст]