55 Cancri e

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
55 Cancri e
Porównanie rozmiarów Ziemi i 55 Cancri e
Porównanie rozmiarów Ziemi i 55 Cancri e
Parametry orbity
Półoś wielka (a) 0,0156 ± 0,00011 j.a.
Mimośród (e) 0,057 +0,064−0,041
Okres orbitalny (P) 0,736546 ± 0,000003 d
Inklinacja (i) 81,0 ± 1,7°
Argument
perycentrum
(ω)
170 ± 130°
Epoka (τ) 2 449 999,83643 ± 0,0001 JD
Epoka 2 455 568,026 +0,0012−0,0006 JD
Charakterystyka fizyczna


Masa 0,0263 ± 0,0012 MJ
8,37 ± 0,38[1] MZ
Promień 0,193 ± 0,009[2] RJ
2,12 ± 0,10 RZ
Gęstość 4000 ± 500 kg/
Temperatura >2000 K
Odkrycie
Odkrywcy McArthur, Cochran,
Benedict et al.
Data 2004

55 Cancri eplaneta pozasłoneczna typu superziemia orbitująca wokół gwiazdy 55 Cancri A. Jej średnica jest ponad dwukrotnie większa od średnicy Ziemi, a jej masa wynosi około osiem razy tyle, co masa Ziemi[3].

Planeta obiega swoje słońce co 18 godzin; z powodu bliskości gwiazdy temperatura jej powierzchni wynosi ok. 2700 °C[4]. Modele budowy planet pozasłonecznych sugerują, że planeta może być zbudowana głównie z węgla, z czego około jedna trzecia węgla występuje w postaci diamentu.

Odkrycie[edytuj | edytuj kod]

Planeta została odkryta w 2004 przez Teleskop Hobby-Eberly, który jest jednym z najbardziej dokładnych teleskopów znajdujących zastosowanie w spektroskopii.

W 2005 Jack Wisdom zakwestionował jej istnienie. Stwierdził, że sygnał przypisywany tej planecie tak naprawdę pochodzi od 55 Cancri c, a zamiast gorącego neptuna w układzie istnieje niewielki gazowy olbrzym o masie 1,8 masy Neptuna (31 mas Ziemi) i okresie obiegu po orbicie równym około 261 dni[5].

Jego przypuszczenia częściowo się potwierdziły: w 2007 zespół Debry Fisher z San Francisco State University wykazał, że obie planety istnieją. Odkrycie to pozwoliło skorygować parametry orbit wszystkich planet układu i wyeliminowało podejrzane sygnały z krzywej prędkości radialnej. Nowo odkryta planeta została nazwana 55 Cancri f.

W 2010 roku Rebeka Dawson i Daniel Fabrycky powtórnie przeanalizowali dane o prędkościach radialnych kilku gwiazd posiadających planety wykryte tą metodą i wykazali, że regularne przerwy w obserwacjach (spowodowane zachodami gwiazdy za horyzont miejsca obserwacji) mogą prowadzić do błędnego wyznaczenia okresu[6]. Wyznaczony przez nich na nowo okres obiegu 55 Cancri e wyniósł 0,7365 dnia, czterokrotnie krócej, niż wcześniej przypuszczano. Ponieważ oznaczało to, że planeta znajduje się znacznie bliżej gwiazdy macierzystej, wzrosło prawdopodobieństwo, że obserwowana z Ziemi planeta może przechodzić przed tarczą gwiazdy. Jednocześnie Dawson i Fabrycky skorygowali oszacowanie masy planety na co najmniej 8,3 ± 0,3 mas Ziemi.

Budowa[edytuj | edytuj kod]

Tranzyty z wyliczonym okresem udało się zaobserwować w roku 2011, wizualnie przy pomocy precyzyjnego fotometru satelity MOST (Microvariability & Oscillations of STars)[7], oraz w podczerwieni z użyciem kosmicznego teleskopu Spitzera[8]. Wspólna analiza wyników tych obserwacji pozwoliła wyznaczyć promień planety na 2,17 ± 0,1 promienia Ziemi[2]. Masa planety, wyznaczona z precyzyjnych pomiarów prędkości radialnej gwiazdy, wynosi 7,81+0,58−0,53 M[8]. Wyliczona z tego gęstość planety jest równa 4,0 ± 0,5 g/cm³. Jest to zbyt niska gęstość dla czysto skalistej planety o tej wielkości[2]. Według pierwszych analiz uważano, że planeta posiada rozległą otoczkę gazową, najprawdopodobniej złożoną z pary wodnej[2][9]. Masa tej otoczki miała stanowić około 20% masy planety, a wysoka temperatura planety (około 2000 K) oznaczałaby, że byłaby to para wodna w stanie nadkrytycznym.

Według badań opublikowanych w 2012 na planecie nie ma wody pod żadną postacią[9]. Najprawdopodobniej około jednej trzeciej masy planety stanowi węgiel, który z powodu wysokiego ciśnienia we wnętrzu i panującej temperatury występuje w postaci diamentu[9]. Powierzchnia planety jest najprawdopodobniej pokryta węglem pod postacią grafitu[9]. Jest to pierwsza znana superziemia, do której pasuje ten model budowy wewnętrznej[9].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

  • PSR J1719-1438 - pulsar z orbitującym wokół niego obiektem, który także bywa nazywany „diamentową planetą”

Przypisy

  1. 1,0 1,1 Michael Endl, Paul Robertson et al.: Revisiting ρ1 Cancri e: A New Mass Determination Of The Transiting super-Earth (ang.). 2012-08-28.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Michaël Gillon, et al. Improved precision on the radius of the nearby super-Earth 55 Cnc e. „Astronomy & Astrophysics”, 2011.  arXiv:1110.4783 (ang.)
  3. 3,0 3,1 Giant Waterworld Confirmed Around Naked Eye Star (ang.). technologyreview.com, 2011-10-26. [dostęp 2011-10-27].
  4. 4,0 4,1 Astronomers unveil portrait of 'exotic super-Earth', densest known rocky planet (ang.). sciencedaily.com.
  5. 5,0 5,1 Jack Wisdom. A Neptune-sized Planet in the ρ 1 Cancri System. „Bulletin of the American Astronomical Society”. 37, s. 525, 2005 (ang.). [dostęp 2013-05-23]. 
  6. 6,0 6,1 Rebekah I. Dawson, Daniel C. Fabrycky. Radial velocity planets de-aliased: a new short period for super-earth 55 Cnc e. „The Astrophysical Journal”. 722 (1), s. 937, 2010. doi:10.1088/0004-637X/722/1/937.  arXiv:1005.4050 (ang.)
  7. 7,0 7,1 Joshua N. Winn et al.. A super-earth transiting a naked-eye star. „The Astrophysical Journal Letters”. 737, s. L18, 2011. doi:10.1088/2041-8205/737/1/L18.  arXiv:1104.5230 (ang.)
  8. 8,0 8,1 8,2 B.-O. Demory, et al. Detection of a transit of the super-Earth 55 Cancri e with warm Spitzer. „Astronomy & Astrophysics”. 533, s. 114, wrzesień 2011. doi:10.1051/0004-6361/201117178.  arXiv:1105.0415 (ang.)
  9. 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 9,5 Nearby Super-Earth Likely a Diamond Planet (ang.). yale.edu, 2012-11-20. [dostęp 2012-10-12].

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons