Mi Arae
Z Wikipedii
Mi Arae (μ Ara / μ Arae) to podobna do Słońca żółto-pomarańczowa gwiazda w gwiazdozbiorze Ołtarza oddalona o 50 lat świetlnych. Gwiazda ta ma układ planetarny, w którym dotychczas odkryto cztery planety. Najbliższa gwieździe planeta była pierwszym z dotychczas odkrytych "gorących neptunów".
Spis treści |
[edytuj] Gwiazda
[edytuj] Odległość i widoczność
Według pomiarów dokonanych przez satelitę astrometrycznego Hipparcos, Mi Arae ma paralaksę 65.46 tysięcznych sekund kątowych podczas wędrówki Ziemi wokół Słońca. Biorąc pod uwagę znaną odległość Ziemi od Słońca oznacza to, że gwiazda ta jest oddalona o 49,8 lat świetlnych (15,3 parseki). Widziana z Ziemi ma wielkość +5,12 i jest widoczna okiem nieuzbrojonym.
[edytuj] Charakterystyka
Ocenia się, że μ Arae jest nieco bardziej masywna niż Słońce (około 1,1 mas Słońca). Wnosząc z obfitości żelaza ma około dwukrotnie więcej pierwiastków ciężkich niż nasze Słońce. Jej temperatura powierzchni to 5800K. Przy promieniu ocenianym na 31,5% większym niż promień Słońca jest o 75% jaśniejsza.
W miarę starzenia się gwiazdy aktywność chromosfery powinna maleć. Na podstawie obserwowanego poziomu aktywności ocenia się, że Mi Arae na albo 6,41 miliarda lub 1,45 miliarda lat (w zależności od użytego do obliczeń modelu teoretycznego). Innym sposobem na oszacowanie wieku gwiazdy jest porównanie jej właściwości z modelami ewolucji gwiazd - ta metoda sugeruje wiek około 4,4 miliarda lat.
Mi Arae ma typ widmowy G3IV-V. "G3" oznacza, że gwiazda ma kolor żółty, nieco ciemniejszy niż nasze Słońce (które ma typ G2V). Możliwe, że Mi Area wchodzi w swej ewolucji w stadium podolbrzyma w miarę jak kończy się wodór w jej jądrze. Ma to odbicie w niepewnej klasie jasności - między IV (podolbrzymy) a V (gwiazdy ciągu głównego jak Słońce.
[edytuj] Układ planetarny
Do sierpnia 2006 odkryto cztery planety orbitujące wokół μ Arae. Trzy z nich mają duże masy i prawdopodobnie są gazowymi olbrzymami. Najbliższa gwieździe planeta ma masę porównywalną z masą Urana i może być albo małym gazowym olbrzymem albo dużą planetą typu ziemskiego.
[edytuj] Odkrycie
W 2001 angielsko-australijski zespół Planet Search ogłosił odkrycie planety pozasłonecznej. Planeta ta, oznaczona Mi Arae b miała krążyć po wysoce ekscentrycznej orbicie z okresem obiegu około 743. Odkrycia dokonano przez analizę zmian prędkości kątowej mierzonej przez obserwację efektu Dopplera w widmie gwiazdy. Zmiany te są efektem przyciągania gwiazdy przez grawitację planety.
Dalsze obserwacje ujawniły obecność drugiego obiektu w tym systemie (Mi Arae c), co zostało ogłoszone w 2004. W tym czasie parametry orbity nie były jeszcze dobrze poznane i wydawało się, że planeta 'c' ma okres obiegu o długości około 8,2 lat i dużą ekscentryczność.
Później w 2004 ogłoszono odkrycie małej wewnętrznej planety oznaczonej Mi Arae d o masie porównywalnej z masą Urana lecz o 9-dniowym okresie obiegu. Była to pierwsza planeta z klasy "gorących Neptunów". Tego odkrycia dokonano przez precyzyjne pomiary prędkości kątowej za pomocą spektrografu High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher (HARPS).
W 2006 dwa zespoły: jeden prowadzony przez Krzysztofa Goździewskiego, drugi - przez Francesco Pepe, niezależnie od siebie ogłosiły modele wyjaśniające wyniki pomiarów prędkości kątowej Mi Arae. Modele te zakładały istnienie 4 planet, w tym nowej planety Mi Arae e o okresie obiegu długości 311 dni, na niemal kołowej orbicie. Nowy model podaje nowe parametry poprzednio odkrytych planet - mają one mniej ekscentryczne orbity. Odkrycie czwartej planety uczyniło z Mi Arae drugi ze znanych 4-planetowych pozasłonecznych układów planetarnych, po 55 Cancri.
[edytuj] Struktura
Układ Mi Arae składa się z wewnętrznej planety o masie zbliżonej do masy Urana na ciasnej, 9-dniowej orbicie oraz trzech masywnych planet - prawdopodobnie gazowych gigantów na szerokich, niemal kołowych orbitach. Jest to nietypowe, bo zwykle w układach pozasłonecznych obserwuje się wysoką ekscentryczność orbit planet o długim okresie obiegu. Wewnętrzna planeta może być jądrem gazowego olbrzyma odartego z zewnętrznych warstw atmosfery przez promieniowanie gwiazdy. Mogła też uformować się w wewnętrznych rejonach systemu jako skalista "super-Ziemia".
Wewnętrzne gazowe olbrzymy "e" i "b" w przybliżeniu pozostają ze sobą w rezonansie orbitalnym 2:1, przez co silnie ze sobą oddziałują. Według obecnego modelu, system jest niestabilny - symulacje wskazują, że powinien zostać zniszczony po 78 milionach lat, co jest okresem czasu znacząco krótszym niż szacowany wiek gwiazdy.
| Towarzysz |
Masa (MJ) |
Okres obiegu (dni) |
Półoś wielka (j.a.) |
Ekscentryczność |
|---|---|---|---|---|
| d | >0.03321 | 9.6386 ± 0.0015 | 0.09094 | 0.172 ± 0.04 |
| e | >0.5219 | 310.55 ± 0.83 | 0.921 | 0.0666 ± 0.0122 |
| b | >1.676 | 643.25 ± 0.90 | 1.497 | 0.128 ± 0.017 |
| c | >1.814 | 4205.8 ± 758.9 | 5.235 | 0.0985 ± 0.0627 |
[edytuj] Ekosfera
W strefie, w której może istnieć woda w stanie ciekłym znajduje się gazowy olbrzym "b". Planeta ta uniemożliwiłaby utworzenie się w tej strefie planety typu ziemskiego, jednak teoretycznie możliwe byłoby istnienie wody w stanie ciekłym na księżycach planety "b". Nie jest jednak jasne, czy takie księżyce mogłyby się w ogóle utworzyć wokół tej planety wobec zauważalnego związku między masą planety a wielkością jej systemu satelitów. Dodatkowo, pomiary wielkości promieniowania ultrafioletowego sugerują, że jakiekolwiek zdatne do życia ciała niebieskie otrzymywałyby zbyt mało ultrafioletu by zapoczątkować syntezę biomolekuł.
Planeta "e" uzyskiwałaby tyle samo ultrafioletu co Ziemia, jednak jest zbyt blisko gwiazdy by jakiekolwiek jej satelity były w stanie utrzymać na powierzchni ciekłą wodę.
[edytuj] Zobacz też
- Lista gwiazd w gwiazdozbiorze Ołtarza
- Planeta pozasłoneczna
- Lista gwiazd posiadających zidentyfikowane planety
