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안드로메다자리 웁실론 b

Upsilon Andromedae b
안드로메다자리 웁실론 b
Size comparison - Jupiter and Upsilon Andromedae b.png
안드로메다자리 웁실론과 목성의 크기 비교 b
디스커버리
검색 대상마시 외
검색 사이트캘리포니아와 카네기
플래닛 검색
미국
발견일자1996년 6월 23일
방사 속도
궤도 특성
아파스트론0.0601AU
페리아스트론0.0587AU
0.0594±0.0003AU[1]
편심성0.012±0.005[1]
4.617111±0.000014 d[1]
(0.01264096 a; 110.127시간)
기울기24±4[1]
2,450,034.05±0.33[1]
44.11±25.56[1]
반암도70.51±0.37[1]
별안드로메다자리 웁실론 A
물리적 특성
평균 반지름
~1.8[2]RJ
미사1.70+0.33
−0.24[1] MJ

안드로메다자리 웁실론 b(Andromedae b, 약칭 웁실론 And b, υ And b)는 공식적으로 사파르 /ˈsæfɑr/로 명명된 것으로 안드로메다 별자리의 태양으로부터 약 44광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다.이 행성은 대략 5일마다 태양 아날로그 별인 안드로메다자리 Upsilon Andromedae A 주위를 돈다.1996년 6월 제프리 마시와 R. 폴 버틀러에 의해 발견되었으며, 그것은 최초로 발견된 뜨거운 주피터 중 하나였다.그것은 또한 직접적으로 탐지된 최초의 비해상 행성들 중 하나이다.안드로메다자리 웁실론 b는 행성계에서 가장 안쪽에 알려진 행성이다.

2014년 7월 국제천문연맹은 특정 외부 행성들과 그들의 호스트 스타들에게 적절한 이름을 붙이는 과정인 NameExoWorlds를 출범시켰다.[3]그 과정에는 공천과 새 이름들에 대한 투표가 포함되었다.[4]2015년 12월, IAU는 이 행성의 우승 이름은 사파르라고 발표했다.[5]우승 이름은 모로코 베가 천문 클럽이 제출했으며 11세기 스페인 무슬림 천문학자 이븐 알 사파르를 기린다.[6]

디스커버리

안드로메다자리 Upsilon Andromedae b는 행성의 중력에 의한 항성의 방사상 속도의 변화에 의해 검출되었다.이러한 변화는 안드로메다자리 웁실론 스펙트럼의 도플러 시프트를 민감하게 측정해 검출됐다.이 행성의 존재는 1997년 1월에 55개의 칸크리 b와 타우 보외티스 궤도를 도는 행성과 함께 발표되었다.[7]

51 페가수스 b와 마찬가지로, 정상 항성 주변에서 발견된 최초의 외계 행성인 웁실론 안드로메다 b는 수성이 태양에 가하는 것보다 더 가까운 항성과 매우 가까운 궤도를 돈다.이 행성은 궤도를 완성하는데 4.617일이 걸리며, 반조르 축은 0.0595AU이다.[8]

안드로메다자리 웁실론(Upsilon Andromedae) b를 검출하기 위해 사용되는 방사상 속도법의 한계는 질량의 하한만 발견할 수 있다는 것이다.진정한 질량은 궤도의 기울기에 따라 훨씬 더 클 수 있다.이후 고해상도 분광법을 사용해 질량이 1.70이고 경사도가 24°인 것으로 밝혀졌다.[1]

물리적 특성

업실론 안드로메다 b와 그 모성애에 대한 예술가의 인상

이 행성의 높은 질량으로 볼 때, 안드로메다자리 웁실론 b는 단단한 표면이 없는 가스 대기업일 가능성이 높다.

스피처 우주망원경은 행성 온도를 측정했고, 섭씨 약 1,400도의 안드로메다자리 웁실론 b의 양쪽의 차이가 영하 20도에서 230도에서 약 1,400도에서 1,650 °C에 이르는 것을 발견했다.[9]온도차이로 인해 업실론 안드로메다자리 b가 항상 같은 면이 업실론 안드로메다자리 A를 향하면서 조수가 잠겨 있다는 추측이 나오고 있다.

수다르스키는 이 행성이 구성면에서 목성과 비슷하고 그 환경이 화학적 평형에 가깝다는 가정 하에, 안드로메다자리 웁실론 b가 상층 대기 중에 규산염과 철분의 반사 구름을 가지고 있을 것이라고 예측했다.[10]대신 구름 갑판은 태양의 방사선을 흡수한다; 그것과 맨틀을 둘러싼 뜨겁고 고압적인 가스 사이에는 더 차가운 가스의 성층권이 존재한다.[11]어둡고 불투명하며 뜨거운 구름의 외피는 바나듐과 티타늄 산화물로 구성된다고 추측되지만, 툴린과 같은 다른 화합물은 아직 배제할 수 없다.

대기의 화학 원소는 행성의 열 스펙트럼에서 흡수선을 발견함으로써 연구될 수 있다. 일반적인 행성 온도로 볼 때, 스펙트럼은 적외선 파장에서 최고점을 갖는다.지금까지 이 행성에서 수증기만이 검출된 반면 일산화탄소와 메탄은 여전히 검출 한계에 머물고 있다.[1]

이 행성에는 큰 달이 있을 것 같지 않은데, 이는 조력력이 달들을 궤도에서 방출하거나 짧은 시간 동안 달들을 파괴할 것이기 때문이다.[12]

행성 (51 Pegasi b)은 Planetpol에 의해 직접 영상 촬영의 후보로 여겨졌다.[13]극지방학 연구에서 얻은 예비 결과는 행성이 주로 푸른색을 띠며 목성보다 1.36배, 0.74배 크기 때문에 평균 밀도가 0.36g/cm라는3 것을 의미한다.가시광선으로는 0.35의 기하학적 알베도를 가지고 있다.[14]2016~2017년 행성 열 방출 직접 검출 주장이 제기됐으나 2021년 검출에 의문을 제기했다.[15]조력 난방 모델들은 행성과 비슷한 질량을 예측한다.[2]

모성별에 미치는 영향

주황색으로 표시된 핫 스팟에 대한 아티스트의 인상

안드로메다자리 Upsilon Andromedae b는 모항성의 색소권 활동 증가에 책임이 있는 것으로 보인다.관측에 따르면 이 별에는 하위 행성 지점에서 약 169° 떨어진 곳에 '핫 스팟'이 있다.이것은 행성과 항성의 자기장 사이의 상호작용의 결과일 수도 있다.이 메커니즘은 RS Canum Venaticum 변광성 또는 목성과 목성의 달 Io 사이의 상호작용을 담당하는 것과 유사할 수 있다.[16]

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d e f g h i j Pizkorz, D.; et al. (August 2017). "Detection of Water Vapor in the Thermal Spectrum of the Non-transiting Hot Jupiter Upsilon Andromedae b". The Astronomical Journal. 154 (2): 78. arXiv:1707.01534. Bibcode:2017AJ....154...78P. doi:10.3847/1538-3881/aa7dd8.
  2. ^ a b Deitrick, R.; et al. (January 2015). "The Three-dimensional Architecture of the υ Andromedae Planetary System". The Astrophysical Journal. 798 (1). arXiv:1411.1059. Bibcode:2015ApJ...798...46D. doi:10.1088/0004-637X/798/1/46.
  3. ^ NameExoWorlds: 엑소플라넷과 그들의 호스트 스타들의 이름을 짓기 위한 IAU 월드와이드 콘테스트.IAU.org. 2014년 7월 9일
  4. ^ NameExoWorlds the Process
  5. ^ 국제천문연맹, 2015년 12월 15일 발표된 네임엑소월드 공개투표의 최종 결과.
  6. ^ NameExoWorlds 승인된 이름
  7. ^ Butler, R. Paul; et al. (1997). "Three New 51 Pegasi-Type Planets". The Astrophysical Journal. 474 (2): L115–L118. Bibcode:1997ApJ...474L.115B. doi:10.1086/310444.
  8. ^ Butler, R. P.; et al. (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets". The Astrophysical Journal. 646 (1): 505–522. arXiv:astro-ph/0607493. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701. (웹 버전)
  9. ^ Harrington, J; Hansen BM; Luszcz SH; Seager S; Deming D; Menou K; Cho JY; Richardson LJ (October 27, 2006). "The phase-dependent infrared brightness of the extrasolar planet upsilon Andromedae b". Science. 314 (5799): 623–6. arXiv:astro-ph/0610491. Bibcode:2006Sci...314..623H. doi:10.1126/science.1133904. PMID 17038587.
  10. ^ Sudarsky, David; et al. (2003). "Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets". The Astrophysical Journal. 588 (2): 1121–1148. arXiv:astro-ph/0210216. Bibcode:2003ApJ...588.1121S. doi:10.1086/374331.
  11. ^ Ivan Hubeny; Adam Burrows (2008). "Spectrum and atmosphere models of irradiated transiting extrasolar giant planets". Proceedings of the International Astronomical Union. 4: 239. arXiv:0807.3588. Bibcode:2009IAUS..253..239H. doi:10.1017/S1743921308026458.
  12. ^ Barnes, J.; O'Brien, D. (2002). "Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets". The Astrophysical Journal. 575 (2): 1087–1093. arXiv:astro-ph/0205035. Bibcode:2002ApJ...575.1087B. doi:10.1086/341477.
  13. ^ Lucas, P. W.; Hough, J. H.; Bailey, J. A.; Tamura, M.; Hirst, E.; Harrison, D. (11 February 2009). "Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and τ Boo". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 393 (1): 229–244. arXiv:0807.2568. Bibcode:2009MNRAS.393..229L. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14182.x.
  14. ^ S.V. Berdyugina; A.V. Berdyugin; V. Piirola (14 September 2011). "Upsilon Andromedae b in polarized light: New constraints on the planet size, density and albedo". arXiv:1109.3116 [astro-ph.EP].
  15. ^ REINVESTIGATION OF THE MULTI-EPOCH DIRECT DETECTIONS OF HD 88133 B AND UPSILON ANDROMEDAE B, 2021, arXiv:2109.13275
  16. ^ Shkolnik, E.; et al. (2005). "Hot Jupiters and Hot Spots: The Short- and Long-term Chromospheric Activity on Stars with Giant Planets". The Astrophysical Journal. 622 (2): 1075–1090. arXiv:astro-ph/0411655. Bibcode:2005ApJ...622.1075S. doi:10.1086/428037.

외부 링크

좌표:Sky map 01h 36m 47.8s, +41° 24′ 20″