HD 117618 b

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
HD 117618 b
Экзопланета Списки экзопланет
Родительская звезда
Звезда HD 117618
Созвездие Центавр
Прямое восхождение (α) 13ч 32м 25.56с
Склонение (δ) –47° 16′ 16.91″
Расстояние 124,0 св. лет
(38,02 пк)
Спектральный класс G2V
Элементы орбиты
Большая полуось (a) 0,176±0,010 а. е.
(26,3 млн км)
Перицентр (q) 0,102 а. е.
(15,3 млн км)
Апоцентр (Q) 0,250 а. е.
(37,4 млн км)
Эксцентриситет (e) 0,42±0,17
Синодический период (P) 25,827±0,019 д.
(0,070709 л.)
Орбитальная скорость (υ) 74,4 км/с
Аргумент
перицентра
(ω) 254±19°
Время перицентра (T0) 2 450 832,2±1,8 JD
Полуамплитуда лучевой
скорости звезды
(K) 12,8±2,2 м/с
Физические характеристики
Минимальная масса (m sin i) 0,178±0,021 MJ
(56,5 M)
Информация об открытии
Дата открытия 16 сентября 2004
Первооткрыватель(и) C.G. Tinney, Butler,
Marcy и др.
Метод обнаружения Доплеровская спектроскопия
Место открытия Anglo-Australian Observatory
Статус открытия опубликовано
Базы данных
Extrasolar Planets
Encyclopaedia
данные
SIMBAD данные
Портал «Астрономия»


HD 117618 b — экзопланета, небольшой газовый гигант с массой, превышающей[1] 0,18 массы Юпитера, вращающийся вокруг жёлтого карлика HD 117618 в созвездии Центавра. Звезда имеет спектральный класс G2V (как наше Солнце) и близкие к солнечным массу и радиус. Планета открыта методом Доплера в 2004 году.

Период обращения планеты вокруг звезды составляет лишь 26 дней (имеется также менее вероятная оценка периода, около 52 дней). 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. Орбита обладает высоким эксцентриситетом, в периастроне планета находится в 2,5 раза ближе к звезде, чем в апоастроне, то есть освещённость планеты меняется в 6 раз при движении по орбите.

В этой же системе позже был открыт и другой газовый гигант, HD 117618 c, более удалённый и несколько более тяжёлый.

Литература[править | править исходный текст]

Внешние ссылки[править | править исходный текст]

Примечания[править | править исходный 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.