HD 102117 b

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
HD 102117 b
ЭкзопланетаСписки экзопланет
Родительская звезда
Звезда

HD 102117

Созвездие

Центавр

Прямое восхождение (α)

11ч 44м 50.4616с

Склонение (δ)

–58° 42′ 13.354″

Расстояние

 св. лет
(39,7 пк)

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

Орбитальный 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(K)
скорости звезды

11,8 ± 0,77 м/с

Физические характеристики
Радиус(r)

? RJ

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

Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

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 код]

  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. Bibcode2005ApJ...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. arXiv:astro-ph/0503660. DOI:10.1051/0004-6361:20052864. Bibcode2005A&A...437.1121L.

Внешние ссылки[править | править код]