HD 117618 b

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
HD 117618 b
ЭкзопланетаСписки 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. года
(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

Орбитальный 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(K)
скорости звезды

12,8±2,2 м/с

Физические характеристики
Минимальная масса (m sin i)

0,178±0,021 MJ
(56,5 M)

Радиус(r)

? RJ

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

Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

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 код]

Внешние ссылки[править | править код]

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.