55 Cancri

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Saltu al: navigado, serĉo

55 Cancri, ankaŭ nomata Rho1 Cancri aŭ mallongige 55 Cnc, estas binara stelo je 41 lumjarojn for de la Tero en la konstelacio Kankro. La sistemo konsistas el flava nano kaj pli malgranda ruĝa nano, je distanco de 1.000 AU.

Je 2010, estas konfirmitaj kvin ekstersunsistemaj planedoj ĉirkaŭ la ĉefa stelo, 55 Cancri A (la flava nano). Astronomoj kredas ke la plej interna planedo estas "super-Tero", kun maso simila al la de Neptuno, dum la plej eksteraj estas gasgigantoj kun masoj similaj al tiu de Jupitero. Je 2009, la sistemo 55 Cancri estas la nura, krom la Sunsistemo, kiu entenas kvin planedojn,[1] kaj eble havas pliajn. 55 Cancri A estas en la pozicio 63 en la listo de la 100 plej gravaj celoj de la misio de la NASA Terrestrial Planet Finder.[2]

Nomo[redakti | redakti fonton]

La termino 55 Cancri (ĝia nomo laŭ la nomeklaturo Flamsteed) estas pli uzata por la sistemo anstataŭ ĝia nomo laŭ la nomenklaturo Bayer, Rho1 Cancri.

Distanco kaj videbleco[redakti | redakti fonton]

La sistemo 55 Cancri troviĝas proksime de la Sunsistemo: la astrometria satelito Hipparcos mezuris la paralakson de 55 Cancri A kiel 81,03 minutoj de arko, kio egalas al distanco de 12,3 parsekoj (40,3 lumjaroj).[3] 55 Cancri A havas ŝajnan magnitudon de 5,95, kio permesas vidi ĝin per binokloj. Ĝi ankaŭ videblas nudokule sed nur ĉe tre mallumigitaj ĉieloj. La ruĝa nano 55 Cancri B is havas magnitudon 13 kaj nur estas videbla per teleskopo.

Komponantoj de la sistemo[redakti | redakti fonton]

Steloj[redakti | redakti fonton]

La ĉefa stelo 55 Cancri A estas flava nano de la ĉefa sekvenco kun spektroklaso G8V. Ĝi estas pli malgranda ol la Suno sed iomete pli masa, kaj tial ĝi estas pli malvarma kaj malpli brila. La stelo ne estas varia kaj havas malgrandajn elsendojn el sia kromosfero.[4]

55 Cancri A estas pli metaleca ol la Suno, 186% pli abunda je fero; ĝi estas fakte kalsifikita kiel stranga "super metal-riĉa" stelo (SMR).[4] Ĉ tiu abundo de metalo faras la kalkuladon de sia aĝo tre malfacila, ĉar la evoluadaj modeloj ne estas tiom bone difinitaj por tiaj steloj. Laŭ la aktiveco de ĝia kromosfero, astronomoj taksas ĝian aĝon je 5500 milionoj de jaroj.[5] Aliaj studoj taksas la aĝon je 7400 kaj 8,700 milionoj de jaroj.[6]

Hipotezo por tiom granda metaleco en la steloj SMR estas ke la protoplaneda disko enhavu metal-riĉan materialon kiu falus en la atmosferon de la stelo. Ĉi tio povus polui la ekterajn tavolojn de la stelo, kio kaŭzus tiom granda metaleco. La manko de profunda konvekta zono povus siginifi ke la eksteraj tavoloj enhavas grandan kvanton da pezaj elementoj.[7]

Observoj de 55 Cancri A en la submilimetra parto de la spektro ne sukcesis detekti polvon. La supra limo de la elsendo ene de 100 AU ĉirkaŭ ĉi tiu stelo estas proksimume 850 mJy, je ondolongo de 850 μm. Tio signifas ke la maso de la ebla polvo ĉirkaŭ la stelo havas mason malpli granda ol 0,01% Termaso. Kompreneble, tio ne ekskludas la ekziston de asteroida zono aŭ zono simila al la Kuiper-zono.[8]

55 Cancri B estas ruĝa nano je 1065 AU de la ĉefa stelo,[9] kaj estas multe malpli masa kaj luma ol nia Suno. Malgraŭ la granda distanco inter amabŭ steloj, ŝajnas ke ili estas gravite ligitaj, ĉar ili havas komunan propran movon.[4] Ekzistas evidencoj ke la komponanto B estas ĝi mem duopa stelo, sed ne estas definitvaj pruvoj pri tio.[10]

Planeda sistemo[redakti | redakti fonton]

Komparo inter la orbitoj de la internaj planedoj de la 55 Cancri A (nigre) kaj tiuj de la planedo de nia Sunsistemo.

Dum 1997, estis anocita la malkovro de planedo ĉirkaŭ 55 Cancri A, kune kun la planedo ĉirkaŭ Tau Boötis kaj la interna planedo ĉirkaŭ Upsilon Andromedae.[11] La planedo estis malkovrita per radiala rapido, kiu montris planedon almenaŭ kun 78% el la maso de Jupitero kaj orbita periodo de 14,7 tagoj. Ĉi tiu planedo estis nomata 55 Cancri b, sed por distingi ĝin de la stelo 55 Cancri B, ĝi foje estas nomata Cancri Ab. La mezuroj de la radiala rapido montris restantan anomalion, kiu povis esti kaŭzata de pli malproksima objekto.

Dum 1998 estis anoncita malkovro pri ebla polva disko ĉirkaŭ 55 Cancri A.[12] La kalkuloj indikis ke ĝia radiuso estas almenaŭ 40 AU, simile al la Kuiper belt en nia Sunsistemo, kun klinangulo de 25°. Tamen, la malkovro ne povis esti konfirmita kaj estis poste taksita kiel nevera, kaŭzita pro la fona radiado.[13]

Post aldonaj mezuroj de la radial rapido, dum 2002 estis malkovrita alia planedo, ĉi kaze je 5 AU.[4] Ĉi tiu planedo estis nomata 55 Cancri d. Kiam ĝi estis malkovrita, astronomoj taksis ĝian discentrecon je 0,1, tamen tiu valoro poste kreskis post kromaj observoj. Eĉ kalkulante je tiuj du planedoj, ankoraŭ restis 43-taga anomalio, tre eble pro tria planedo. Mezuroj de la stelo sugestis ke ĝi havus periodon simila al tiu de la propra stelo kaj do, tiu anomalio povus esti kaŭzita de la stelo mem. Ĉi tiu ebla planedo estis nomata 55 Cancri c.

Artista bildo de la planeda sistemo ĉirkaŭ 55 Cnc.

Dum 2004 estis anoncita la malkovro de Neptun-masa planedo, nomatas 55 Cancri e, kun periodo de 2,8 tagoj.[14] Ĉi tiu planedo povas esti malgranda gasgiganto aŭ granda tereca planedo. La mezuroj kiuj permesis malkovri ĉi tiu planedon ankaŭ konfirmis la ekziston de 55 Cancri c. Krome, astrometriaj observoj faritaj per la Kosmoteleskopo Hubble permesis taksi la klinangulon de la plej ekstera planedo je 53°.

Dum 2005, la ekzisto de la planedo e estis diskutita de Jack Wisdom post reanalizo de la datumoj.[15] Laŭ li, anstatŭ 2,8-perioda planedo ekzistus planedo kun maso simila al Neptuno kun periodo de 261 tagoj (0,77 AU) ĉirkaŭ 55 Cancri A. En 2007, Debra Fisher kaj kunlaborantoj ĉe San Francisco State University publikigis novan analizon [16], en kiu ili anoncis la ekziston de ambaŭ planedoj; la planedo kun periodo de 260 tagoj estis nomita 55 Cancri f, kiu orbitas en la enloĝebla zono.[17][18] Astronomoj kredas ke la planedo ne povas teni vivon, sed eblaj ekstersunsistemaj satelitoj povus almenaŭ teni mikroban vivon.

Kun 5 planedoj, la sistemo devas estis samebena por esti stabila.[18] Supozante ka la astrometriaj observoj de la orbito estas korektaj, tio signifas ke la verajn masojn de la planedoj estas proksimume 25% pli grandaj ol la subaj limoj kalkulitaj per la metodo radiala rapido.

La ekzisto de pliaj planedoj ene de stabila zono eblas inter la planedoj f kaj d, tio estas, inter 0,9 ĝis 3,8 AU kun discentro pli malgrandaj ol 0,4. Ekzemple, hipoteza planedo g ĝis 50 Termasoj, estus stabila laŭ la resonancoj 3f:2g, 2g:1d, kaj 3g:2d. Kaj pli ekstere, la stabila zono komencas post la orbito de la planedo d, pli malproksime ol 10 AU.[19]


Objekto Maso Granda duonakso
(AU)
Orbita periodo
(tagoj)
Discentreco
e >0,034 ± 0,0036 MJ 0,038 ± 10−6 2,81705 ± 0,0001 0,07 ± 0,06
b >0,824 ± 0,007 MJ 0,115 ± 0,000011 14,65162 ± 0,0007 0,014 ± 0,008
c >0,169 ± 0,008 MJ 0,240 ± 0,00005 43,93 ± 0,021 0,086 ± 0,052
f >0,144 ± 0,04 MJ 0,781 ± 0,007 260,00 ± 1,1 0,2 ± 0,2
d >3,835 ± 0,08 MJ 5,77 ± 0,11 5218 ± 230 0,025 ± 0,03

Vidu ankaŭ[redakti | redakti fonton]

Referencoj[redakti | redakti fonton]

  1. The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Alirita 2008-09-14.
  2. TPF-C Top 100. Alirita 4 July 2006.
  3. van Leeuwen, F. (2007). HIP 43587. Hipparcos, the New Reduction. Alirita 2009-12-08.
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 Marcy et al. (2002). "A planet at 5 AU Around 55 Cancri", gazeto : The Astrophysical Journal, volumo : 581, numero : 2, paĝoj : 1375–1388. COI:10.1086/344298
  5. Saffe, C. et al. (2005). "On the Ages of Exoplanet Host Stars", gazeto : Astronomy and Astrophysics, volumo : 443, numero : 2, paĝoj : 609 – 626. COI:10.1051/0004-6361:20053452
  6. Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (November 2008). "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics", gazeto : The Astrophysical Journal, volumo : 687, numero : 2, paĝoj : 1264–1293. COI:10.1086/591785
  7. Pasquini, ; Hatzes, Artie, "Star Surface Polluted by Planetary Debris, ESO, 2007-07-06. Kontrolita 2007-11-08.
  8. Jayawardhana et al. (2002). "New Submillimeter Limits on Dust in the 55 Cancri Planetary System", gazeto : The Astrophysical Journal Letters, volumo : 570, numero : 2, paĝoj : L93–L96. COI:10.1086/341101
  9. Eggenberger, A. et al. (2003). "Planets in Binaries", gazeto : Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets, volumo : 294, paĝoj : 43 – 46 (PostScript)
  10. Raghavan et al. (2006). "Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems", gazeto : The Astrophysical Journal, volumo : 646, numero : 1, paĝoj : 523–542. COI:10.1086/504823
  11. Butler et al. (1997). "Three New 51 Pegasi-Type Planets", gazeto : The Astrophysical Journal, volumo : 474, numero : 2, paĝoj : L115–L118. COI:10.1086/310444
  12. Trilling, D., Brown. R (1998). "A circumstellar dust disk around a star with a known planetary companion", gazeto : Nature, volumo : 395, paĝoj : 775 – 777. COI:10.1038/27389
  13. Schneider, G. et al. (2001). "NICMOS Coronagraphic Observations of 55 Cancri", gazeto : The Astronomical Journal, volumo : 121, numero : 1, paĝoj : 525 – 537. COI:10.1086/318050
  14. 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
  15. Wisdom, J. (2005). "Evidence of a Neptune-Sized Planet in the ρ1 Cancri System", gazeto : The Astrophysical Journal Letters (submitted) (PostScript)
  16. Record Fifth Planet Discovered Around Distant Star: Scientific American
  17. Astronomers Discover Record Fifth Planet Around Nearby Star 55 Cancri (ScienceDaily (November 6, 2007)). Alirita 2008-09-14.
  18. 18,0 18,1 Fischer, D. A. et al. (2008). "Five Planets Orbiting 55 Cancri", gazeto : The Astrophysical Journal, volumo : 675, numero : 1, paĝoj : 790–801. COI:10.1086/525512
  19. Ŝablono:Cite arXiv

Eksteraj ligiloj[redakti | redakti fonton]