Kappa Andromedae b - Kappa Andromedae b
 Kappa Andromedae b jest widoczna jako biała plama w lewym górnym rogu.
| |
| Charakterystyka orbity | |
|---|---|
| 57-133 AU | |
| Ekscentryczność | 0,69–0,85 |
| 242-900 lat | |
| Nachylenie | 114,9–140 |
| 60,3-90,5 | |
| 2 038 .4-2 047 0,9 | |
| 96,6–155,4 | |
| Charakterystyka fizyczna | |
Średni promień |
1,57 R J |
| Masa |
13+12 -2 M J |
| Temperatura | 1700–2000 K |
Kappa Andromedae b to bezpośrednio sfotografowany obiekt podgwiazdowy i prawdopodobnie planeta o masie superjowianu krążąca wokół Kappa Andromedae , młodej gwiazdy B9IV w konstelacji Andromedy , około 170 lat świetlnych od nas. Masa towarzysza jest około 13 razy większa od masy Jowisza . Ponieważ wczesna historia kappa And b jest wypełniona debatą na temat tego, czy jest to egzoplaneta, czy brązowy karzeł , niektórzy naukowcy szeroko opisali go jako obiekt „super-Jowisza”.
Odkrycie
Kappa Andromedae b została odkryta przez bliskiej podczerwieni wysokim kontraście obrazowania strategiczne poszukiwań egzoplanet i dyski z Subaru (nasiona) w badaniu Subaru teleskopu, znajduje się na szczycie Mauna Kea , Hawaje . Dalsze obserwacje Subaru wykonane między styczniem a lipcem 2012 i obejmujące szerszy zakres długości fal potwierdziły, że Kappa Andromedae jest związana grawitacyjnie (nie jest gwiazdą tła) i ma podczerwone kolory zgodne z towarzyszem podgwiazdowym (prawdopodobnie o masie planety).
Właściwości atmosfery i orbity
Niskorozdzielcze widmo w bliskiej podczerwieni kappa And b, uzyskane za pomocą ekstremalnego systemu optyki adaptacyjnej SCExAO ze spektrografem pola integralnego CHARIS, jest ukształtowane przez szerokie właściwości absorpcji wody i tlenku węgla. Umiarkowana rozdzielczość Spektroskopia Keck/OSIRIS rozwiązuje te linie. W oparciu o porównania z dużymi bibliotekami widm innych obiektów podgwiazdowych, towarzysz prawdopodobnie ma typ widmowy L0-L1: jego ostry kształt w paśmie H (1,65 mikrona) wskazuje na niską grawitację powierzchniową.
Porównania empiryczne z dobrze scharakteryzowanymi obiektami podgwiazdowymi sugerują, że efektywna temperatura wynosi 1700–2000 K . Modelowanie atmosferyczne obejmujące dane o większej długości fali faworyzuje chłodniejszy koniec tego zakresu temperatur, podczas gdy temperatury pochodzące z widm Kecka/OSIRIS faworyzują wyższe wartości 1950–2100 K. Atmosfera kappa And b jest prawdopodobnie wypełniona grubym pokładem chmur rozciągającym się do niskich ciśnień atmosferycznych . Analiza widma towarzysza daje prawie słoneczny stosunek węgla do tlenu (C/O ~ 0,70).
Kappa Andromedae b została po raz pierwszy sfotografowana w przewidywanej separacji około 55 j.a .; kolejne zestawy danych odzyskują towarzysza przy mniejszych odstępach kątowych. Chociaż tylko niewielka część fazy orbitalnej towarzysza została pokryta, obecne ograniczenia sugerują, że półoś wielka jest prawdopodobnie większa niż 75 AU. Jego ekscentryczność jest dość duża (e ~ 0,7 lub większa). Względna prędkość radialna między nim a jego gwiazdą macierzystą wynosi -1,4 +/- 0,9 km/s.
Wiek i masa systemu
Masy bezpośrednio zobrazowanych obiektów podgwiazdowych (egzoplanety i brązowe karły) zwykle nie są mierzone bezpośrednio, ale są wywnioskowane przez porównanie ich jasności z przewidywanymi wartościami dla modeli ewolucji podgwiazdowej. Zatem niepewności w wieku systemu przekładają się na niepewności w masie obiektu. Dokument odkrywczy dla Kappa Andromedae b argumentował, że kinematyka pierwiastka jest zgodna z członkostwem w stowarzyszeniu Columba , co oznaczałoby wiek systemu od 20 do 50 milionów lat i masę około 12,8 mas Jowisza. Wyniki te zostały później zakwestionowane przez tych, którzy twierdzili, że położenie głównej gwiazdy na diagramie Hertzsprunga-Russella faworyzuje znacznie starszy wiek 220 ± 100 milionów lat, pod warunkiem, że gwiazda Kappa Andromedae A nie jest szybko obracającym się biegunem. . Bezpośrednie pomiary gwiazdy wykazały później, że Kappa Andromedae A jest w rzeczywistości szybko obracającym się polem i daje najlepiej oszacowany wiek 47 lat.+27
-40milionów lat faworyzując masę od 13 do 30 mas Jowisza. Poprawiona jasność i szczegółowe porównania empiryczne z innymi obiektami podgwiazdowymi o znanym wieku faworyzują masę 13+12
-2 Masy Jowisza.
Klasyfikacja i formacja
Natura Kappa Andromedae b była długo dyskutowana, a konkretnie, czy jest to gazowa planeta olbrzym, czy brązowy karzeł , obiekt wystarczająco masywny, by skondensować deuter, ale nie prot . Grupa Robocza ds. Planet Pozasłonecznych Międzynarodowej Unii Astronomicznej przyjęła limit spalania deuteru (ustawiony na 13 mas Jowisza) do oddzielenia planet (poniżej tego limitu) i brązowych karłów (powyżej). Jednak późniejsze prace ujawniły wiele swobodnie unoszących się obiektów oznaczonych jako brązowe karły, ale z wywnioskowanymi masami na granicy spalania deuteru lub znacznie poniżej. Modele wskazują, że dokładna definicja spalania deuteru zależy dalej od zakładanej metaliczności obiektu i kompletności spalania deuteru, od 11 mas Jowisza dla obiektu niezwykle bogatego w metale przy spalaniu 10% do ponad 16 mas Jowisza dla metal biedny przedmiot spalający 90% jego deuteru. Alternatywne kryteria oddzielania planet od brązowych karłów całkowicie porzucają granicę spalania deuteru, zamiast tego wnioskować o naturze obiektu w oparciu o jego stosunek mas w odniesieniu do jego pierwiastka i jego separacji.
Poprzednia debata koncentrowała się głównie na wieku systemu, ponieważ określa on wywnioskowane wartości masy towarzyszącej i stosunku masy w odniesieniu do jego gwiazdy głównej. Dla nieprzychylnego obecnie starszego wieku (220 ± 100 milionów lat), wywnioskowana masa towarzysza byłaby znacznie powyżej granicy spalania deuteru, a jego stosunek masy przekraczałby 1%, co najlepiej odpowiadałoby brunatnemu karze. Młodsze wieki wywnioskowane z możliwego członkostwa w stowarzyszeniu Columba , uzyskane z bezpośrednich pomiarów gwiazdy i zgodne z właściwościami widmowymi kappa And b silnie faworyzują masy w pobliżu 13 mas Jowisza i stosunek mas poniżej 1%. Płaszczyzna orbity towarzysza może być również zrównana z osią obrotu gwiazdy. Te linie dowodowe wspierają klasyfikację tego obiektu jako planety o masie superjowiańskiej.
Formowanie planety in situ z właściwościami kappa And b stanowi ogromne wyzwanie dla standardowych modeli akrecji jądra dla formowania się planet jowiszowych. Zamiast tego, tworzenie planet przez niestabilność grawitacyjną może być realnym mechanizmem dla tego towarzysza. Pochodzący od towarzysza stosunek węgla do tlenu, uważany za diagnostykę środowiska akrecji obiektu, oraz podsłoneczna metaliczność pierwiastka mogą być dowodem na to, że kappa And b uformowały się w szybkim procesie formowania, takim jak niestabilność grawitacyjna.
