Przejdź do zawartości

Cervantes (gwiazda)

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Mi Arae
μ Ara
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór

Ołtarz

Rektascensja

17h 44m 08,703s[1]

Deklinacja

−51° 50′ 02,59″[1]

Paralaksa (π)

0,06408 ± 0,00012″[1]

Odległość

50,898 ± 0,096 ly
15,605 ± 0,029 pc

Wielkość obserwowana

5,15m[1]

Ruch własny (RA)

−15,31 ± 0,17 mas/rok[1]

Ruch własny (DEC)

−190,92 ± 0,15 mas/rok[1]

Prędkość radialna

−9,29 ± 0,13 km/s[1]

Charakterystyka fizyczna
Typ widmowy

G3 IV–V[1]

Masa

1,08 ± 0,05[2] M☉

Promień

1,245 ± 0,255[2] R☉

Metaliczność [Fe/H]

0,28 ± 0,04[2]

Wielkość absolutna

4,18[a]m

Jasność

1,7 L☉[3]

Okres obrotu

27[3] d

Wiek

6,41 mld[2] lat

Temperatura

5700 ± 100 K[2]

Charakterystyka orbitalna
Krąży wokół

Centrum Galaktyki

Półoś wielka

7833[4] pc

Mimośród

0,0572[4]

Alternatywne oznaczenia
2MASS: J17440870-5150027
Cordoba Durchmusterung: CD−51°11094
Fundamentalny katalog gwiazd: FK5 662
Boss General Catalogue: GC 24024
Katalog Gliesego: GJ 691
Katalog Henry’ego Drapera: HD 160691
Katalog Hipparcosa: HIP 86796
Katalog jasnych gwiazd: HR 6585
SAO Star Catalog: SAO 244981
Cervantes; CPD−51°10535
Multimedia w Wikimedia Commons

Cervantes (Mi Arae, μ Ara) – gwiazda w gwiazdozbiorze Ołtarza, oddalona o około 51 lat świetlnych od Słońca. Gwiazda ta ma układ planetarny, w którym dotychczas odkryto cztery planety. Najbliższa gwieździe planeta była pierwszym z odkrytych „gorących neptunów”.

Nazwa

[edytuj | edytuj kod]

Nazwa własna gwiazdy, Cervantes, nie jest nazwą tradycyjną, lecz została wyłoniona w publicznym konkursie w 2015 roku. Upamiętnia ona Miguela de Cervantesa, hiszpańskiego pisarza okresu renesansu. Nazwę tę, jak również nazwy planet wywodzące się z najsłynniejszej powieści pisarza, Don Kichot, zaproponowali pracownicy Planetario de Pamplona (Hiszpania)[5][6][7].

Charakterystyka obserwacyjna

[edytuj | edytuj kod]
Położenie w gwiazdozbiorze

Według pomiarów dokonanych przez sondę astrometryczną Gaia, Mi Arae ma paralaksę 0,064 sekundy kątowej, co odpowiada odległości 15,6 parseka[1]. Widziana z Ziemi ma wielkość +5,15m[1] i jest słabo widoczna okiem nieuzbrojonym[8].

Charakterystyka fizyczna

[edytuj | edytuj kod]

Mi Arae to gwiazda o widmie podobnym do słonecznego, należąca do typu widmowego G3. Jest to już podolbrzym lub jeszcze gwiazda ciągu głównego[1][3]. Ma temperaturę około 5700 K[2], a jej jasność jest o 70% większa od jasności Słońca[3]. Jej promień jest równy około 1,2 promienia Słońca, ma ona o około 8% większą masę[2][3]. Jest bogatsza od Słońca w tzw. metale (pierwiastki cięższe niż hel), ma prawie dwukrotnie więcej żelaza niż Słońce[3][9]. Na podstawie niskiego poziomu aktywności chromosferycznej ocenia się, że Mi Arae ma około 6,41 miliarda lat, więcej niż Słońce, i opuszcza lub opuściła już ciąg główny ewolucji gwiazd[9].

Układ planetarny

[edytuj | edytuj kod]
Wyobrażenie planet systemu

W latach 2000–2006 odkryto cztery planety pozasłoneczne krążące wokół Mi Arae. Trzy z nich mają duże masy i prawdopodobnie są gazowymi olbrzymami. Najbliższa gwieździe planeta ma masę porównywalną z masą Urana i może być małą planetą gazową, tzw. gorącym neptunem, bądź dużą planetą skalistą[8][9].

Badania

[edytuj | edytuj kod]

W 2000 zespół wykorzystujący Teleskop Angielsko-Australijski ogłosił odkrycie planety-olbrzyma o masie 1,67 MJ, krążącej wokół tej gwiazdy w odległości półtora raza większej niż Ziemia (1,5 au). Planeta ta, oznaczona Mi Arae b (później nazwana Quijote), krąży wokół giazdy po ekscentrycznej orbicie. Odkrycia dokonano przez analizę zmian prędkości radialnej mierzonej przez obserwację efektu Dopplera w widmie gwiazdy. Zmiany te są efektem przyciągania gwiazdy przez planetę[9][10].

Dalsze obserwacje wskazały sygnał, mogący świadczyć o obecności drugiego obiektu planetarnego w tym systemie (obecnie oznaczonej Mi Arae e[b] i nazwanej Sancho); wykrycie z 2002 roku zostało wsparte lepszymi danymi w 2004 roku. W tym czasie parametry orbity nie były dobrze wyznaczone i wydawało się, że planeta ta ma okres obiegu około 8,2 lat i dużą ekscentryczność[9][12].

Później w 2004 ogłoszono odkrycie małej wewnętrznej planety (Mi Arae c, później nazwanej Dulcinea) o masie porównywalnej z masą Urana, lecz o dziewięciodniowym okresie obiegu. Była to pierwsza znana planeta z klasy „gorących neptunów”, w momencie odkrycia była najmniej masywną znaną planetą pozasłoneczną. Odkrycia dokonano przez precyzyjne pomiary prędkości radialnej za pomocą spektrografu HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher)[9][8].

W 2006 dwa zespoły: jeden prowadzony przez Krzysztofa Goździewskiego, drugi – przez Francesco Pepe, niezależnie opublikowały modele wyjaśniające wyniki pomiarów prędkości kątowej Mi Arae. Modele te zakładały istnienie 4 planet, w tym nowej planety (Mi Arae d, później nazwanej Rocinante) o okresie obiegu ok. 310 dni, na niemal kołowej orbicie. Elementy orbitalne poprzednio odkrytych planet są w tych modelach lepiej wyznaczone, mają one mniej ekscentryczne orbity, niż wcześniej zakładano. Odkrycie czwartej planety uczyniło z Mi Arae drugi ze znanych układów planetarnych złożonych z czterech planet, po gwieździe 55 Cancri (Copernicus)[b][11][13].

Struktura

[edytuj | edytuj kod]

Układ Mi Arae tworzą trzy planety-olbrzymy na szerokich orbitach o małym mimośrodzie i mniejsza planeta na bardzo ciasnej orbicie. We wcześniej poznanych pozasłonecznych układach planetarnych planety o długim okresie obiegu odkrywano raczej na ekscentrycznych orbitach. Wewnętrzna planeta raczej nie jest jądrem gazowego olbrzyma obdartego z zewnętrznych warstw atmosfery przez promieniowanie gwiazdy, gdyż już w 2004 roku były znane masywniejsze planety krążące bliżej gwiazd. Prawdopodobnie nie zmieniła znacząco orbity od powstania i uformowała się w wewnętrznych rejonach systemu[14].

Okresy obiegów wewnętrznych gazowych olbrzymów d i b (Rocinante i Quijote) są bliskie rezonansu orbitalnego 2:1, przez co silnie ze sobą oddziałują. Model najlepiej odpowiadający danym obserwacyjnym jest niestabilny w czasie krótszym niż okres istnienia systemu, ale istnieją też stabilne rozwiązania[11]. Planeta Mi Arae b nie pozwala na utrzymanie się planety typu ziemskiego na stabilnej orbicie w odległości 1,3 au, w centrum ekosfery wokół gwiazdy[9].

Towarzysz
 Masa
(MJ) 		Okres orbitalny
(dni) 		Półoś wielka
(au) 		Ekscentryczność
c[15] (Dulcinea) >0,03321 9,6386 ± 0,0015 0,09094 0,172 ± 0,04
d[16] (Rocinante) >0,5219 310,55 ± 0,83 0,921 0,0666 ± 0,0122
b[2] (Quijote) >1,676 643,25 ± 0,90 1,5 ± 0,02 0,128 ± 0,017
e[17] (Sancho) >1,814 4200 ± 760 5,235 0,0985 ± 0,0627

Zobacz też

[edytuj | edytuj kod]

Uwagi

[edytuj | edytuj kod]
  1. ↑ Obliczona na podstawie paralaksy i wielkości obserwowanej.
  2. ↑ a b W związku z niepewnym wyznaczeniem orbity i wynikającymi stąd wątpliwościami co do kolejności odkrycia planet, stosowane były różne oznaczenia. W tym artykule został przyjęty system z pracy Pepe et al. (2006)[11].

Przypisy

[edytuj | edytuj kod]
  1. ↑ a b c d e f g h i j k Cervantes (gwiazda) w bazie SIMBAD (ang.) [dostęp 2018-09-05].
  2. ↑ a b c d e f g h mu Ara b w serwisie The Extrasolar Planets Encyclopaedia (ang.)
  3. ↑ a b c d e f Jim Kaler: Mu Arae. [w:] STARS [on-line]. [dostęp 2018-09-05]. (ang.).
  4. ↑ a b Anderson E, Francis C.: HIP 86796. [w:] Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2018-09-05]. (ang.).
  5. ↑ Naming Stars. Międzynarodowa Unia Astronomiczna, 2018-06-01. [dostęp 2018-09-05].
  6. ↑ Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released. Międzynarodowa Unia Astronomiczna, 2015-12-15. [dostęp 2015-12-17].
  7. ↑ The Approved Names. [w:] NameExoWorlds [on-line]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna / Zooniverse, 2015-12-15. [dostęp 2015-12-17].
  8. ↑ a b c Fourteen Times the Earth. ESO. [dostęp 2016-05-02]. (ang.).
  9. ↑ a b c d e f g Mu Arae. SolStation. [dostęp 2018-09-05]. (ang.).
  10. ↑ Anglo-Australian Telescope Finds New Planets. Australian Astronomical Observatory, 2000-12-11. [dostęp 2018-09-05]. [zarchiwizowane z tego adresu (2018-09-05)]. (ang.).
  11. ↑ a b c F. Pepe i inni, The HARPS search for southern extra-solar planets. IX. μ Ara, a system with four planets, „Astronomy and Astrophysics”, 2, 462, 2006, s. 769–776, DOI: 10.1051/0004-6361:20066194, Bibcode: 2007A&A...462..769P, arXiv:astro-ph/0608396.
  12. ↑ Chris McCarthy, R. Paul Butler, C.G. Tinney, Hugh R.A. Jones i inni. Multiple Companions to HD 154857 and HD 160691. „The Astrophysical Journal”. 617 (1), s. 575–579, 2004. DOI: 10.1086/425214. arXiv:astro-ph/0409335. Bibcode: 2004ApJ...617..575M. (ang.). 
  13. ↑ Krzysztof Goździewski, Andrzej J. Maciejewski, Cezary Migaszewski. On the extrasolar multi-planet system around HD 160691. „The Astrophysical Journal”. 657, s. 546–558, 2006. DOI: 10.1086/510554. arXiv:astro-ph/0608279. Bibcode: 2007ApJ...657..546G. 
  14. ↑ N.C. Santos, F. Bouchy, M. Mayor, F. Pepe i inni. The HARPS survey for southern extra-solar planets II. A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae. „Astronomy and Astrophysics”. 426 (1), s. L19–L23, 2004. DOI: 10.1051/0004-6361:200400076. arXiv:astro-ph/0408471. Bibcode: 2004A&A...426L..19S. (ang.). 
  15. ↑ mu Ara c w serwisie The Extrasolar Planets Encyclopaedia (ang.)
  16. ↑ mu Ara d w serwisie The Extrasolar Planets Encyclopaedia (ang.)
  17. ↑ mu Ara e w serwisie The Extrasolar Planets Encyclopaedia (ang.)
Źródło: „https://pl.wikipedia.org/w/index.php?title=Cervantes_(gwiazda)&oldid=71869226”