HD 209458 b

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Осирис (HD 209458 b)
Экзопланета Списки экзопланет
Osiris planet.jpg
Художественное изображение экзопланеты Осирис.
Родительская звезда
Звезда HD 209458
Созвездие Пегас
Прямое восхождение (α) 22ч 03м 10.8с
Склонение (δ) +18° 53′ 04″
Видимая звёздная величина (mV) 7.65
Расстояние 154 св. лет
(47.1 пк)
Спектральный класс G0V
Элементы орбиты
Большая полуось (a) 0.045 а. е.
Перицентр (q) 0.044 а. е.
Апоцентр (Q) 0.046 а. е.
Эксцентриситет (e) 0.014
Синодический период (P) 3.52474541 ± 0.00000025 д.
Наклонение (i) 86.1 ± 0.1°
Аргумент
перицентра
(ω) 83°
Время перицентра (T0) 2,452,854.825415
± 0.00000025 JD
Полуамплитуда лучевой
скорости звезды
(K) 84.26 ± 0.81 м/с
Физические характеристики
Масса (m) 0.69 ± 0.05 MJ
Радиус (r) 1.35 ± 0.05 RJ
Плотность (ρ) 370 кг/м3
Сила тяжести (g) 9.39 м/с² (0.96 g)
Температура (T) 1,130 ± 150 K
Информация об открытии
Дата открытия 5 ноября 1999 года
Первооткрыватель(и) Мишель Майор
и Давид Шарбонно (англ.)русск.
Метод обнаружения транзит и Радиальная скорость
Место открытия Lowell Observatory
Geneva Observatory
Статус открытия Опубликовано
Другие обозначения
Osiris, V376 Pegasi b
Базы данных
Extrasolar Planets
Encyclopaedia
данные
SIMBAD данные
Портал «Астрономия»
Система HD 209458 в представлении художника

Осирис — планета b в звёздной системе HD 209458, расстояние планеты Осирис до звезды — 0,047 а. е. (менее 5 миллионов километров), расстояние до Солнца — около 150 св. лет. Одна из самых изученных экзопланет, является типичным горячим юпитером.

Хронология исследований[править | править вики-текст]

Первые наблюдения атмосферы вне солнечной планеты[править | править вики-текст]

С помощью космического телескопа Хаббл несколько лет назад[уточнить] впервые удалось заметить небольшое (1,5 %) падение яркости звезды, связанное с прохождением планеты по диску (транзитом). Эти наблюдения позволили уточнить параметры планеты: её радиус близок к 100 000 км (в 1,4 раза больше радиуса Юпитера), в то время как масса составляет всего лишь 0,7 массы Юпитера (примерно 1,3·1024 тонн). Кроме того, в ходе последующих наблюдений в 2007 году удалось даже зафиксировать следы атмосферы Осириса — из-за того, что небольшая часть света от звезды доходит до нас, проходя через плотную нижнюю атмосферу планеты, оказалось возможным увидеть в спектре линии поглощения натрия.

Испаряющаяся планета?[править | править вики-текст]

Возникает вопрос: является ли атмосфера этой планеты стабильной, или же под действием интенсивного излучения звезды планета её теряет?

На первый взгляд, атмосфера должна быть стабильна: по оценкам, температура нижних слоёв атмосферы составляет 1300 K, что не позволяет молекулам и атомам преодолевать силу тяжести и «вырываться на свободу». Однако известно, что температура может сильно меняться с высотой: так, температура очень разрежённых верхних слоев атмосферы Земли близка к 1000 K. Причиной высокой температуры самых верхних слоёв атмосферы является разогрев коротковолновым ультрафиолетовым излучением звезды. Для Осириса, находящегося в гораздо большей близости к своему «огнедышащему» светилу, чем Земля к Солнцу, разогрев излучением далёкого ультрафиолетового диапазона должен идти гораздо более интенсивно.

Недавние дополнительные наблюдения за планетой в ультрафиолетовом диапазоне с помощью того же Хаббла показали, что в линии Лайман-альфа Осирис затмевает своё солнце гораздо более заметно — яркость звезды падает на 15 %, что соответствует размеру окружающего планету водородного облака примерно в 4,3 радиуса Юпитера. Поскольку размер полости Роша (зоны, в пределах которой вещество удерживается притяжением планеты) для Осириса равен 3,6 радиуса Юпитера, то результаты наблюдений могут быть объяснены только в предположении, что планета непрерывно теряет вещество[1][2]. Об этом же свидетельствует и ширина линии поглощения — на основании её анализа можно сделать вывод, что атомы движутся со скоростями 130 км/с, что превышает вторую космическую скорость на Осирисе (43 км/с).

Дальнейшие исследования[править | править вики-текст]

В недавней работе A. Vidal-Madjar et al, Astrophys.J. 604 (2004) L69[3] были выполнены ещё более детальные наблюдения за спектром звезды при прохождении планеты по её диску. В ультрафиолетовом диапазоне были идентифицированы линии поглощения, отвечающие атомам и ионам углерода и кислорода.

Таким образом, можно сказать, что началась эра изучения химического состава внесолнечных планет. Развитие методик позволяет надеяться, что в ближайшее время можно будет делать выводы о пригодности атмосферы той или иной внесолнечной планеты для поддержания жизни.

По сообщениям отдельных астрономов в 2007 году[4], в атмосфере планеты обнаружена вода. В 2013 году астрономам при помощи космического телескопа «Хаблл» вновь удалось найти в атмосфере планеты признаки водяного пара.[5]

Сверхмощный шторм[править | править вики-текст]

Группа астрономов из разных университетов, работавшая под руководством Игнаса Снеллена (англ. Ignas Snellen) из Лейденского университета, Голландия, открыла шторм на планете. Как считают ученые, там дует ветер из угарного газа (СО). Скорость ветра составляет примерно 2 км/с, или 7 тыс. км/ч (с возможными вариациями от 5 до 10 тыс. км/ч). Это означает, что звезда довольно сильно подогревает экзопланету, расположенную от неё на расстоянии всего 1/8 расстояния между Меркурием и Солнцем, и температура её обращенной к светилу поверхности доходит до 1000 °C. Другая сторона, никогда не поворачивающаяся к звезде, значительно холоднее. Большая разница температур и вызывает сильные ветры[6][7].

Кометный хвост[править | править вики-текст]

В 2010 году учёным удалось установить, что планета представляет собой планету-комету, то есть с неё постоянно идёт сильный поток газов, которые сдувает излучение звезды с планеты. При этом на саму планету это заметно не влияет: при текущей скорости испарения она полностью будет уничтожена через триллион лет. Изучение шлейфа показало, что планета испаряется целиком, как лёгкие, так и тяжёлые элементы покидают её[2].

Примечания[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]