55 Cancri e

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Saltu al: navigado, serĉo
55 Cancri e
Newneptune nasa big.jpg
Artista bildo de 55 Cancri e
Gepatra stelo
Stelo 55 Cancri
Spektroklaso G8V
Konstelacio Kankro
Rekta ascensio (α) 08h 52m 35,8s
Deklinacio (δ) +28° 19′ 51″
Ŝajna magnitudo (mV) 5,95
Distanco 40,3 ± 0,4 lj
12,3 ± 0,1 pc
Maso 0,95 ± 0,10 M
Radiuso 1,152 ± 0,035 R
Temperaturo 5373 ± 9,7 K
Metaleco [Fe/H] 0,29
Orbitaj elementoj
Granda duonakso (a) 0,038 ± 0,000001 AU
Periapsido (q) 0,035 AU
Apoapsido (Q) 0,041 AU
Discentreco (e) 0,07 ± 0,06[1]
Orbita periodo (P) 2,81705 ± 0,0001[1] tagoj
Argumento de la periastro (ω) 248.9 ± 38[1]º
Tempo de la periastro (T0) 2.449.999,83643 ± 0,0001[1] Juliaj tagoj
Duon-amplitudo (K) 5.07 ± 0.53 m/s [1]
Fizikaj ecoj
Minimuma maso
(m sin i)
10,8 ± 1,1 M [1]
Informo pri malkovro
Dato 31-a de aŭgusto 2004
Malkovristoj McArthur et al.
Metodo Radiala rapido
Loko Usono Teksaso, Usono
Situacio Publikigita
v  d  r
Information icon.svg

55 Cancri e estas ekstersunsistema planedo kun maso simila al tiu de Neptuno kiu orbitas la Sun-similan stelon 55 Cancri A. Ĝia periodo estas malpli ol tri tagoj kaj estas la plej interna planedo de sia planeda sistemo. 55 Cancri e estis malkovrita la 30-an de aŭgusto, 2004.

Malkovro[redakti | redakti fonton]

Kiel la plejmulto el la ekstersunsistemaj planedoj, 55 Cancri e estis malkovrita per radiala rapido. Kiam ĝi estis malkovrita, jam estis konataj aliaj tri planedoj ĉirkaŭ tiu stelo. Konsiderante tiujn planedojn, la observoj montris aldonan signalon je 2,8 tagoj, kiu determinis la ekziston de planedo kun maso almenaŭ de 14,2 termasoj.[2] Tiuj observoj estis ankaŭ uzataj por konfirmi la ekziston de la planedo 55 Cancri c.

55 Cancri e estis unu el la unuaj ekstersunsistemaj planedoj malkovritaj kun maso simila al tiu de Neptuno. Ĝi estis anoncita samtempe kun alia varma Neptuno, Gliese 436 b ĉirkaŭ la ruĝa nano Gliese 436.

Duboj pri la malkovro[redakti | redakti fonton]

Dum 2005, la ekzisto de la planedo e estis diskutita de Jack Wisdom post reanalizo de la datumoj.[3] Laŭ li, anstataŭ 2,8-perioda planedo ekzistus planedo kun maso simila al Neptuno kun periodo de 261 tagoj ĉirkaŭ 55 Cancri A. En 2007, Debra Fisher kaj kunlaborantoj ĉe San Francisco State University publikigis novan analizon [4], en kiu ili anoncis la ekziston de ambaŭ planedoj; la planedo kun periodo de 260 tagoj estis nomita 55 Cancri f.

Orbito kaj maso[redakti | redakti fonton]

55 Cancri e lokiĝas tre proksime de sia stelo kaj rivoluas ĉirkaŭ ĝi post malpli ol 3 tagoj, do ĝi estas konsiderata kiel "varma Neptuno". Ĉar ĝi estis detektita per radiala rapido, nur estas konata ĝia minimuma maso, ĉi kaze 11 termasoj, aŭ 60% de la maso de Neptuno. Astrometriaj observoj faritaj per la Kosmoteleskopo Hubble sugestas ke la ekstera planedo 55 Cancri d havas klinangulon de 53°.[2] Se tiuj mezuroj estas konfirmitaj kaj oni supozas ke la sistemo estas samebena, la vera maso de la planedo estus proksimume 25% pli granda ol la minimuma maso, proksimume 0,8 Neptun-masoj.

Ecoj[redakti | redakti fonton]

Ĉar la planedo estis detektita nur per la gravita influo sur ĝia stelo 55 Cancri A, ecoj kiel la radiusoalbedo ne estas konataj, kvankam ni scias ke ĝia radiuso estas pli malgranda ol 12 Jupiter-radiusoj. Se la radiuso estus 0,8 Jupiter-radiusoj, la albedo estus malgranda; laŭ la simuladoj la albedo pligrandiĝas se la radiuso malpligrandiĝas. Ĝi ricevas pli da radiadon ol Gliese 436 b kaj oni kredas ke ili havas smiliajn grandojn.[5]

Sen fiksa grando kaj aspekto, konsisto kaj temperaturo ankaŭ estas nekonataj. Astronomoj ankaŭ ne scias ĉu temas pri malgranda gasgiganto kiel Neptuno aŭ granda tereca planedo. La modeloj pri formiĝoj proponitaj por Mu Arae c ne estas aplikeblaj al tiom proksima planedo al sia stelo kiel 55 Cancri e.[6] Grandaj terecaj planedoj povas formiĝi el kompaktita materialo dum la migrado internen de gasgigantoj.[7]

Alterne, 55 Cancri e povas esti planeda kerno el gasgiganto kiu migris antaŭ havigi al si grandan gasan tavolon.[2] Ĉi tiu eblo estis formetita en 2004, ĉar gasgigantoj povas supervivi multan tempon en la internaj regionoj de planedaj sistemoj.[8] Tamen, la stelo povintus forĵeti tiun gasan tavolon per flagroj el korona maso.[9] Laŭ ĉi tiu modelo (ankaŭ proponita por Gliese 876 d), la origina konsisto estas riĉa je volatilaj substancoj kiel akvo. Kiam ĝi alproksimiĝas pli kaj pli al la stelo, la planedo varmiĝas ĝis fariĝi oceano el superkritika fluidaĵo apartigita el silica planeda kerno por tavolo el glacio, kiu restas frostigita pro la grandaj premoj. Tia planedo povus havi atmosferon entenanta akvovaporon kaj oksigenon.[10]

Por elekti inter tiuj du modeloj oni bezonas pli da informon pri la radiuso de la planedo aŭ ĝia konsisto. La planedo tre eble ne tranzitas sian stelon, kio faras neebla, per la nuntempaj rimedoj, koni tiujn datumojn.

Referencoj[redakti | redakti fonton]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 Fischer, D. A. et al. (2007-12-23). "Five Planets Orbiting 55 Cancri", gazeto : Astrophysics. Alirita 2008-09-17.
  2. 2,0 2,1 2,2 McArthur, B. et al. (2004). "Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ1 Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope", gazeto : The Astrophysical Journal, volumo : 614, paĝoj : L81 – L84. COI:10.1086/425561
  3. Wisdom, J. (2005). "Evidence of a Neptune-Sized Planet in the ρ1 Cancri System", gazeto : The Astrophysical Journal Letters (submitted) (PostScript)
  4. Record Fifth Planet Discovered Around Distant Star: Scientific American
  5. Ŝablono:Cite arXiv
  6. I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2008). "Birth and fate of hot-Neptune planets", gazeto : Astronomy & Astrophysics . arΧiv:0512091v1
  7. Fogg, M., Nelson, R. (2005). "Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration", gazeto : Astronomy and Astrophysics, volumo : 441, numero : 2, paĝoj : 791 – 806. COI:10.1051/0004-6361:20053453
  8. Bouchy, F. et al. (2004). "Two new "very hot Jupiters" among the OGLE transiting candidates", gazeto : Astronomy and Astrophysics, volumo : 421, paĝoj : L13 – L16. COI:10.1051/0004-6361:20040170
  9. H. Lammer et al. (2007). "The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters", gazeto : Geophysical Research Abstracts, volumo : 9, numero : 07850
  10. Zhou, J.-L. et al. (2005). "Origin and Ubiquity of Short-Period Earth-like Planets: Evidence for the Sequential Accretion Theory of Planet Formation", gazeto : The Astrophysical Journal, volumo : 631, numero : 1, paĝoj : L85–L88. COI:10.1086/497094

Vidu ankaŭ[redakti | redakti fonton]

Eksteraj ligiloj[redakti | redakti fonton]