Janssen (planeta)

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
(Przekierowano z 55 Cancri e)
Skocz do: nawigacja, szukaj
Janssen
Wizja artystyczna planety Janssen i jej macierzystej gwiazdy
Wizja artystyczna planety Janssen i jej macierzystej gwiazdy
Parametry orbity
Półoś wielka (a) 0,0156 ± 0,00011 au
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 0,194 ± 0,009 RJ
2,17 ± 0,10[2] RZ
Gęstość 4500 ± 200[1] kg/
Temperatura ok. 2700 K
Odkrycie
Odkrywcy McArthur, Cochran,
Benedict et al.
Data 2004

Janssen[3] (55 Cancri e) – planeta 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[4]. Planeta obiega swoje słońce co 18 godzin; z powodu bliskości gwiazdy temperatura jej powierzchni wynosi około 2700 °C[5]. Modele budowy planet pozasłonecznych sugerują, że planeta może być zbudowana głównie z węgla, z czego około jedna trzecia węgla występuje w postaci diamentu.

Nazwa[edytuj]

Nazwa planety została wyłoniona w publicznym konkursie w 2015 roku. Upamiętnia ona Zachariasza Janssena, holenderskiego optyka, który skonstruował pierwszy mikroskop optyczny, a przypisuje mu się także wynalazek teleskopu. Nazwę tę zaproponowali członkowie Królewskiego Niderlandzkiego Stowarzyszenia Meteorologii i Astronomii (Koninklijke Nederlandse Vereniging voor Weer- en Sterrenkunde) z Holandii[3][6].

Odkrycie[edytuj]

Porównanie rozmiarów Ziemi i Janssena

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

W 2005 roku 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[7].

Jego przypuszczenia częściowo się potwierdziły: w 2007 roku zespół Debry Fischer 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, później zyskała nazwę Harriot.

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[8]. 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.

Charakterystyka[edytuj]

Tranzyty z obliczonym okresem udało się zaobserwować w roku 2011, wizualnie przy pomocy precyzyjnego fotometru satelity MOST (Microvariability & Oscillations of STars)[9], oraz w podczerwieni z użyciem kosmicznego teleskopu Spitzera[10]. 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[10]. Wyznaczona dzięki temu gęstość planety jest równa 4,5 ± 0,2 g/cm³. Jest to zbyt niska gęstość dla czysto skalistej planety o tej wielkości[1][2]. Według pierwszych analiz uważano, że planeta posiada rozległą otoczkę gazową, najprawdopodobniej złożoną z pary wodnej[2][11]. 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 roku na planecie nie ma wody pod żadną postacią. Najprawdopodobniej około jednej trzeciej masy planety stanowi węgiel, który z powodu wysokiego ciśnienia we wnętrzu i panującej temperatury występuje w postaci diamentu. Powierzchnia planety jest najprawdopodobniej pokryta węglem pod postacią grafitu. Jest to pierwsza znana superziemia, do której pasuje ten model budowy wewnętrznej[11].

Od stycznia 2012 do czerwca 2013 roku w podczerwonym paśmie 4,5 μm planeta pojaśniała prawie czterokrotnie. Odpowiadałoby to wzrostowi temperatury od 1400 K do 2700 K. Prawdopodobnie jest to skutek zniknięcia chmury pyłu, która wcześniej absorbowała i rozpraszała część ciepła planety[12].

30 marca 2016 roku zmierzono temperaturę obu półkul (egzoplaneta zwrócona jest ku swej gwieździe stale tą samą stroną). Nocna strona ma temperaturę 1100 °C, natomiast dzienna aż 2400°C[13].

Zobacz też[edytuj]

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

Przypisy[edytuj]

  1. a b c Michael Endl et al.. Revisiting ρ1 Cancri e: A New Mass Determination of the Transiting Super-Earth. „The Astrophysical Journal”. 759 (1), s. 19, 2012-11-01. DOI: 10.1088/0004-637X/759/1/19. Bibcode2012ApJ...759...19E (ang.). 
  2. a b c d 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. a b Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released. Międzynarodowa Unia Astronomiczna, 2015-12-15. [dostęp 2015-12-18].
  4. Giant Waterworld Confirmed Around Naked Eye Star (ang.). technologyreview.com, 2011-10-26. [dostęp 2011-10-27].
  5. Astronomers unveil portrait of 'exotic super-Earth', densest known rocky planet (ang.). sciencedaily.com.
  6. The Approved Names. W: NameExoWorlds [on-line]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna / Zooniverse, 2015-12-15. [dostęp 2015-12-18].
  7. 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]. 
  8. 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.)
  9. 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.)
  10. a b 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.)
  11. a b Nearby Super-Earth Likely a Diamond Planet (ang.). yale.edu, 2012-11-20. [dostęp 2012-10-12].
  12. Marek Muciek. Kronika. Maj 2015. „Urania – Postępy Astronomii”. 4 (778), s. 7, lipiec-sierpień 2015. Polskie Towarzystwo Astronomiczne. Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii. ISSN 1689-6009 (pol.). 
  13. Marek Muciek. Kronika , maj 2016. „Urania – Postępy Astronomii”. 784, s. 7, wrzesień-październik 2016. Polskie Towarzystwo Astronomiczne, Polskie Towarzystwo Miłośników Astronomii. ISSN 1689-6009 (pol.). 

Linki zewnętrzne[edytuj]