55 Cancri

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania

Współrzędne: Astronomia 08h52m35,811s; +28°19'50,95"

55 Cancri A
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Rak
Rektascensja 08h 52m 35,811s[1]
Deklinacja +28° 19' 50,95"[1]
Odległość 40,85 ly
(12,53 pc)
Charakterystyka fizyczna
Typ widmowy G8V[1]
Jasność obserwowana 5,95[1]m
Alternatywne oznaczenia
ρ1 Cnc, BD+28°1660, GJ 324 A, HD 75732,
HIP 43587, HR 3522
2MASS J08523579+2819509, SAO 80478
55 Cancri B
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Rak
Rektascensja 08h 52m 40,847s[2]
Deklinacja +28° 18' 58,92"[2]
Odległość 42,45 ly
(13,02 pc)
Charakterystyka fizyczna
Typ widmowy M4[2]
Jasność obserwowana 13,15[2]m
Alternatywne oznaczenia
GJ 324 B, BD+28°1660B, HD 75732B,
2MASS J08524084+2818589
Porównanie układu 55 Cancri z Układem Słonecznym

55 Cancri (skrót 55 Cnc; Ro-1 Cancri) – gwiazda podwójna znajdująca się w odległości ok. 40,8 lat świetlnych od Układu Słonecznego w gwiazdozbiorze Raka. System ten składa się z żółtego karła (55 Cancri A) typu G8V oraz czerwonego karła (55 Cancri B) typu M4V.

Wokół 55 Cancri A zostało odkrytych pięć planet pozasłonecznych, jest to zatem jeden z najbardziej rozbudowanych, znanych pozasłonecznych układów planetarnych.

Odległość i widoczność[edytuj | edytuj kod]

Układ 55 Cancri znajduje się dość blisko naszego Układu Słonecznego – według pomiarów dokonanych przez satelitę astrometrycznego Hipparcos, 55 Cancri A ma paralaksę 0,0798 sekund kątowych, co oznacza, że jest oddalona o 12,5 parseków.

55 Cancri A jest gwiazdą o wielkości 5,95m, jest zatem widoczna przez lornetkę, a także okiem nieuzbrojonym w nocy przy bardzo dobrej pogodzie. Czerwony karzeł 55 Cancri B jest 13 wielkości, jest więc widoczny jedynie za pomocą teleskopu.

Składniki systemu[edytuj | edytuj kod]

55 Cancri A[edytuj | edytuj kod]

55 Cancri A jest żółtym karłem typu G8 V. Ma masę podobną do masy Słońca, jednak posiada nieznacznie mniejsze natężenie emitowanego światła. Jest jednak bogatsza od Słońca w pierwiastki cięższe niż hel. Mając o 86% więcej żelaza niż Słońce jest klasyfikowana jako wyjątkowo bogata w metale gwiazda ciągu głównego. Tak duża zawartość żelaza utrudnia ocenę wieku i masy z uwagi na to, że modele ewolucji gwiazd są mniej dokładne w takich przypadkach. Jedna z ocen bazująca na aktywności chromosfery sugeruje wiek około 5,5 miliarda lat.

55 Cancri B[edytuj | edytuj kod]

55 Cancri B jest czerwonym karłem typu widmowego M4 V, gwiazdą o jasności 13m. Krąży wokół jaśniejszego składnika układu w odległości około 1065 j.a., a jeden obieg orbitalny trwa co najmniej dziesiątki tysięcy lat.

Układ planetarny[edytuj | edytuj kod]

Okresy obiegu planet po orbicie wynoszą odpowiednio 0,73, 15, 44, 260 i 5218 dni. Najmniejsza planeta, okrążająca gwiazdę w ciagu zaledwie 0,73 dni, ma średnicę zbliżoną do Neptuna. Był to pierwszy znany pozasłoneczny układ planetarny składający się z 5 planet[3].

Dotychczas odkryto pięć planet krążących wokół gwiazdy głównej. Są planetami typu S, tzn. okrążają tylko jeden ze składników gwiazdy podwójnej. Tradycyjnie planety pozasłoneczne oznaczane są nazwą głównej gwiazdy oraz małą literą oznaczającą kolejność odkrycia (lub według odległości od gwiazdy, jeśli odkryto kilka planet), zaczynając od "b" (b, c, d, e, f, ...). Na przykład trzecia planeta odkryta w układzie 55 Cancri została nazwana "55 Cancri d". Wielkie litery (A, B, C, D) używane są dla gwiazd towarzyszących; prowadzi to do sytuacji, gdzie czerwony karzeł wchodzący w skład gwiazdy podwójnej 55 Cancri oznaczony jest 55 Cancri B, a pierwsza odkryta planeta systemu to 55 Cancri b. Czasem, aby zapobiec zamieszaniu, planeta oznaczana jest 55 Cancri Ab zamiast 55 Cancri b, by jednoznacznie określić, że krąży wokół pierwszego składnika układu gwiazd, czyli 55 Cancri A.

W 1998 r. ogłoszono prawdopodobne odkrycie pierścienia pyłów wokół 55 Cancri A. Według obliczeń promień dysku wynosi co najmniej 40 j.a. i jest nachylony pod kątem 25°. Jednak odkrycie nie zostało zweryfikowane i jest uważane za wątpliwe.

W 2011 r. przy użyciu teleskopu Spitzera stwierdzono, że najbardziej wewnętrzna planeta e przechodzi przed tarczą gwiazdy, co pozwoliło potwierdzić, że jej okres obiegu (długość roku) to ok. 17 godzin 40 minut[4].

Towarzysz
Masa
(MJ)
Okres orbitalny
(dni)
Półoś wielka
(j.a.)
Ekscentryczność
e 0,027 ± 0,002 0,7365430 ± 0,0000059 0,01564 ± 0,00028 0,057+0,064−0,041
b >0,824 ± 0,007 14,6513 ± 0,0007 0,1150 ± 0,0001 0,016 ± 0,008
c >0,169 ± 0,008 43,93 ± 0,021 0,240 ± 4,5×10−5 0,053
f >0,144 ± 0,04 260,7 ± 1,1 0,781 ± 0,007 0,0002
d >3,835 ± 0,08 5218 ± 230 5,77 ± 0,11 0,025 ± 0,03

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons

Przypisy