HD 209458 b

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
HD 209458 b (Осирис)
ЭкзопланетаСписки экзопланет
HD 209458b planet.jpg
Система HD 209458 в представлении художника
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. года
(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

Орбитальный 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(K)
скорости звезды

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)

1130 ± 150 K

Информация об открытии
Дата открытия

5 ноября 1999 года

Первооткрыватель(и)

Мишель Майор
и Давид Шарбонно (англ.)

Метод обнаружения

транзит и Радиальная скорость

Место открытия

Lowell Observatory
Geneva Observatory

Статус открытия

Опубликовано

Другие обозначения

Osiris, V376 Pegasi b

Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

HD 209458 b или Осирис — экзопланета у звезды HD 209458 в созвездии Пегаса. Находится на расстоянии 153 св. лет от Солнца. Расстояние от планеты Осирис до материнской звезды — 0,047 а. е. (около 7 миллионов километров). Это одна из самых изученных экзопланет, обнаруженных за пределами Солнечной системы. Является типичным горячим юпитером.

Открытие[править | править код]

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. Неофициальное название в честь древнеегипетского бога указывает на миф, в котором Сет разрубил тело своего брата Осириса на части, чтобы тот не мог вернуться к жизни (тогда как HD 209458 b тоже теряет свой объем)[1].

Атмосферные явления[править | править код]

Испаряющаяся планета?[править | править код]

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 путем предположения, что планета непрерывно теряет вещество[2][3]. 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).

Сверхмощный шторм[править | править код]

Группа астрономов из разных университетов, работавшая под руководством Игнаса Снеллена (англ. Ignas Snellen) из Лейденского университета, Голландия, открыла шторм на планете. Как считают учёные, 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 ветра[4][5].

Кометный хвост[править | править код]

В 2010 году учёным удалось установить, что планета представляет собой планету-комету, то есть от 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[3].

Дальнейшие исследования[править | править код]

В недавней работе[6] 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[7], в атмосфере планеты обнаружена вода. В 2013 году астрономам при помощи космического телескопа «Хаббл» вновь удалось найти в атмосфере планеты признаки водяного пара[8].

Примечания[править | править код]

Ссылки[править | править код]