Gliese 876

Gliese 876 estas ruĝa nano je proksimume 15 lumjarojn for de la Tero en la konstelacio Akvisto. Je 2011, estis konfirmitaj kvar ekstersunsistemaj planedoj ĉirkaŭ ĝi. Du el la planedoj estas similaj al Jupitero, alia ŝajne estas pli simila al malgranda Neptuno aŭ al granda tereca planedo kaj la alia havas pli malpli la mason el Urano.

Distanco kaj videbleco

[redakti | redakti fonton]

Gliese 876 situas proksime de nia Sunsistemo. Laŭ la astrometriaj mezuroj faritaj de la satelito Hipparcos, la stelo havas paralakson de 212,59 minutoj de arko,[1] kio signifas distanco de 4,70 parsekoj (15,3 lumjaroj). Malgraŭ ĝia proksimeco al laTero, la stelo estas tiom malhela ke ĝi ne estas videbla nudokule kaj nur povas esti vidita per teleskopo.

Stelo

[redakti | redakti fonton]

Kiel ĉiuj la ruĝaj nanoj, Gliese 876 estas multe malpli masa ol la Suno: kalkuloj sugestas ke ĝi havas nur 32% M⊙.[2] La surfaca temperaturo de Gliese 876 estas pli malgranda ol tiu de la Suna kaj ankaŭ havas pli malgrandan radiuson.[3] Pro tiuj kialoj la stelo nur havas 1,24% L⊙, plejparte laŭ la infraruĝa parto de la spektro.

La kalkulo de la aĝo kaj metaleco de malvarmaj steloj estas malfacila pro la formiĝo de duatomaj molekuloj en iliaj atmosferoj, kio rezultas en tre kompleksa spektro. Oni taksas ke la metaleco de Gliese 876 estas iome pli malgranda ol tiu de la Suno (proksimume 75% el fera kvanto).[4] Laŭ ĝia kromosfera aktiveco oni taksas ĝia aĝo je 6,52 aŭ 9,9 mil milionoj da jaroj.[5]

Kiel multaj malpezaj steloj, Gliese 876 estas varianta stelo. Ĝia nomo laŭ la nomenklaturo de variantaj steloj estas IL Aquarii. Ĝia brileco estas proksimume 0,04.[6] Gliese 876 elsendas X-radiadon.[7]

Planeda sistemo

[redakti | redakti fonton]

La 23-an de junio 1998 estis anoncita la malkovro de planedo ĉirkaŭ Gliese 876 de du sendependaj skipoj gviditaj de Geoffrey Marcy[2] kaj Xavier Delfosse.[8] La planedo estis nomita Gliese 876 b kaj estis detektita per radiala rapido. La planedo, proksimume duoble pli masa ol Jupitero, faras kompletan rivoluon ĉirkaŭ sia stelo post 61 tagoj, je distanco de nur 0,208 AU, malpli ol la distanco de Merkuro al la Suno.[9]

Artista bildo de la plej ekstera planedo, Gliese 876 b.

La 4-an de aprilo 2001, estis detektita dua planedo kun orbito pli interna ol la unua planedo malkovrita.[10] La planedo, de 0,62 Jupiter-masoj, estis nomata Gliese 876 c kaj troviĝas en orbita resonanco 1:2 kun la plej ekstera planedo, kun orbita period de 30,340 tagoj. Ĉi tiu rilato inter la orbitaj periodoj de la plendoj konfuzigis la astronomojn, kiuj kredis ke la discentreco de la ekstera planedo estis pli granda ol ĝi vere estas. Eugenio Rivera kaj J. Lissauer malkovris ke ambaŭ planedoj suferas grandan gravitan interagojn, provokante ke ĝiaj orbitaj elementoj ŝanĝiĝus senĉese.[11]

La du Jupiter-masaj planedoj ĉirkaŭ Gliese 876 troviĝas en la enloĝebla zono (HZ) de la stelo, kiu etendiĝas de 0,116 ĝis 0,227 AU el la stelo.[12]

Artista bildo de la plej interna planedo, Gliese 876 d.

La 13-an de junio 2005, observoj faritaj de la skipo gvidita de Rivera rivelis la ekziston de tri planedo en la sistemo, inter la orbitoj de la du Jupiter-masaj planedoj.[13] La planedo, nomata Gliese 876 d, havas minimuman mason de nur 5,88 termasoj kaj eble ĝi estas tersimila planedo.

En januaro 2009, estis kalkulita la klinangulo inter la planedoj b kaj c uzante astrometriajn mezurojn kaj la datumojn de la radiala rapido. Astronomoj kalkulis ke ili estas preskaŭ samebenaj, kun klinangulo de nur 5,0° inter iliaj orbitaj ebenoj.[14] Ĉi tiu angulo estas simila al la angulo inter la orbitoj de Marso kaj Merkuro (proksimume 7°). Postaj mezuroj pligrandigis tiun valoron.[15]

La 23-an de junio 2010 estis anoncita la malkovro de kvara planedo (nomata Gliese e) je Lapalace-resonanco 1:2:4 kun Gliese 876 b kaj c. Ĉi tiu estas la dua kazo pri Lapalace-resonanco, post tiu de la Jupiteraj satelitoj Ganimedo, Eŭropo kaj Iono. Ĉi tiu malkovro permesis precizigi la datumojn pri la aliaj tri planedoj. Numera integrado indikas ke la samebena modelo por kvar planedoj estas stabile dum almenaŭ mil milionoj da jaroj.[16]

Objekto Maso Granda duonakso
(AU)
 Orbita periodo
(tagoj)
 Discentreco
d 6,83 ± 0,40 M⊕ 0,02080665 ± 0,00000015 1,937780 ± 0,000020 0,207 ± 0,055
c 0,7142 ± 0,0039 MJ 0,129590 ± 0,000024 30,0081 ± 0,0082 0,25591 ± 0,00093
b 2,2756 ± 0,0045 MJ 0,208317 ± 0,000020 61,1166 ± 0,0086 0,0324 ± 0,0013
e 14,6 ± 1.7 M⊕ 0,3343 ± 0,0013 124,26 ± 0,70 0,055 ± 0,012

Vidu ankaŭ

[redakti | redakti fonton]

Referencoj

[redakti | redakti fonton]
  1. ↑ HIP 113020. The Hipparcos and Tycho Catalogues. ESA (1997). Alirita 4-a de augusto 2006.
  2. ↑ 2,0 2,1 Marcy, G. et al. (1998). “A Planetary Companion to a Nearby M4 Dwarf, Gliese 876”, The Astrophysical Journal Letters 505 (2), p. L147–L149. doi:10.1086/311623. 
  3. ↑ Johnson, H., Wright, C. (1983). “Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun”, The Astrophysical Journal Supplement Series 53, p. 643–711. doi:10.1086/190905. 
  4. ↑ Bean, J.L. et al. (2006). “Metallicities of M Dwarf Planet Hosts from Spectral Synthesis”, Astrophysical Journal Letters 653, p. L65–L68. doi:10.1086/510527. 
  5. ↑ Saffe, C. et al. (2005). “On the Ages of Exoplanet Host Stars”, Astronomy and Astrophysics 443 (2), p. 609–626. doi:10.1051/0004-6361:20053452. 
  6. ↑ Samus et al. (2004) IL Aqr. Combined General Catalogue of Variable Stars. Alirita 4-a de augusto 2006.
  7. ↑ Schmitt JHMM, Fleming TA, Giampapa MS (septembro 1995). “The X-ray view of the low-mass stars in the solar neighborhood”, Ap J. 450 (9), p. 392–400. doi:10.1086/176149. 
  8. ↑ Delfosse, X. et al. (1998). “The closest extrasolar planet. A giant planet around the M4 dwarf GL 876”, Astronomy and Astrophysics 338, p. L67–L70. 
  9. ↑ Butler et al. (2006). “Catalog of Nearby Exoplanets”, The Astrophysical Journal 646 (1), p. 505–522. doi:10.1086/504701.  Arkivigite je 2020-06-12 per la retarkivo Wayback Machine Arkivita kopio. Arkivita el la originalo je 2019-12-07. Alirita 2011-04-28. (web version)
  10. ↑ Marcy, G. et al. (2001). “A Pair of Resonant Planets Orbiting GJ 876”, The Astrophysical Journal 556 (1), p. 296–301. doi:10.1086/321552. [rompita ligilo]
  11. ↑ Rivera, E., Lissauer, J. (2001). “Dynamical Models of the Resonant Pair of Planets Orbiting the Star GJ 876”, The Astrophysical Journal (abstract) 558 (1), p. 392–402. doi:10.1086/322477. 
  12. ↑ Jones, B. et al. (2005). “Prospects for Habitable "Earths" in Known Exoplanetary Systems”, The Astrophysical Journal 622 (2), p. 1091–1101. doi:10.1086/428108. 
  13. ↑ Rivera, E. et al. (2005). “A ~7.5 M⊕ Planet Orbiting the Nearby Star, GJ 876”, The Astrophysical Journal 634 (1), p. 625–640. doi:10.1086/491669. 
  14. ↑ (March 2009) “The architecture of the GJ876 planetary system. Masses and orbital coplanarity for planets b and c”, Astronomy and Astrophysics 496 (1), p. 249–257. doi:10.1051/0004-6361/200811280. Bibkodo:2009A&A...496..249B. 
  15. ↑ Correia, A. C. M.; Couetdic, J.; Laskar, J.; Bonfils, X.; Mayor, M.; Bertaŭ, J.-L.; Bouchy, F.; Delfosse, X.; Forveille, T.; Lovis, C.; Pepe, F.; Perrier, C.; Queloz, D.; Udry, S. (February 2010). “The HARPS search for southern extra-solar planets. XIX. Characterization and dynamics of the GJ 876 planetary system”, Astronomy and Astrophysics 511, p. A21. doi:10.1051/0004-6361/200912700. Bibkodo:2010A&A...511A..21C. 
  16. ↑ (June 2010) “The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A Uranus-mass Fourth Planet for GJ 876 in an Extrasolar Laplace Configuration”. Alirita 2010-06-23.. 

Eksteraj ligiloj

[redakti | redakti fonton]