Cervantes (gwiazda)

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Mi Arae
μ Ara
Zdjęcie gwiazdy Mi Arae (1987)
Zdjęcie gwiazdy Mi Arae (1987)
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 5,15[1]m
Ruch własny (RA) −15,31 ± 0,17[1] mas/rok
Ruch własny (DEC) −190,92 ± 0,15[1] mas/rok
Prędkość radialna −9,29 ± 0,13[1] km/s
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[3] L
Okres obrotu 27[3] d
Wiek 6,41 mld[2] lat
Temperatura 5700 ± 100[2] K
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

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)[11][13][b].

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 (ang.). W: STARS [on-line]. [dostęp 2018-09-05].
  4. a b Anderson E., Francis C.: HIP 86796 (ang.). W: Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2018-09-05].
  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 (ang.). ESO. [dostęp 2016-05-02].
  9. a b c d e f g Mu Arae (ang.). SolStation. [dostęp 2018-09-05].
  10. Anglo-Australian Telescope Finds New Planets (ang.). Australian Astronomical Observatory, 2000-12-11. [dostęp 2018-09-05]. [zarchiwizowane z tego adresu (2018-09-05)].
  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, DOI10.1051/0004-6361:20066194, Bibcode2007A&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. Bibcode2004ApJ...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. Bibcode2007ApJ...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. Bibcode2004A&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.)