Википедија

Ми Олтар

ѕвезда

Ми Олтар (μ Arae, скратено Mu Ara, μ Ara), често означена како HD 160691, официјално именувана како Сервантес /sɜːrˈvæntiːz/ sur-VAN -teez,[7] — ѕвезда од типот G од главната низа, оддалечена приближно 50 светлосни години од Сонцето во соѕвездието Олтар. Ѕвездата има планетарен систем со четири познати вонсончево планети (означени како Ми Олтар b, c, d и e; подоцна именувани Кихот, Дулсинеја, Росинант и Санчо, соодветно), три од нив со маса споредливи со онаа на Јупитер. Ми Олтар c, највнатрешната, бил првиот откриен топол Нептун или супер-Земја.

Ми Олтар / Сервантес
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Олтар
Ректасцензија 17ч 44м &1000000000087031400000008,70314с[1]
Деклинација −51° 50′ &1000000000002591600000002,5916″[1]
Прив. величина (V) 5.15[2]
Особености
Спектрален тип G3IV–V[3]
Привидна ѕвездена величина (V) 5,15 ± 0,01[2]
Привидна величина (G) 4,943 ± 0,003[1]
Привидна величина (K) 3,68 ± 0,25[2]
U−B Боен показател +0.24[4]
B−V Боен показател +0.70[4]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−9,54 ± 0,13[1] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: −15,034 ± 0,084[1] млс/г
Дек.: −190,901 ± 0,065[1] млс/г
Паралакса (π)64.0853 ± 0.0904[1] млс
Оддалеченост50,89 ± 0,07 сг
(15,60 ± 0,02 пс)
Апсолутна величина (MV)+4.17[5]
Податоци
Маса1,10 ± 0,01[6] M☉
Полупречник1,36 ± 0,01[6] R☉
Површ. грав. (log g)4,2 ± 0,1[2]
Сјајност1,90 ± 0,10[6] L☉
Температура5.820 ± 40[6] K
Металичност200 ± 5[6][note 1]
Вртежна брзина (v sin i)3,1 ± 0,5[2] км/с
Старост6,34 ± 0,40[6] Гг.
Други ознаки
Сервантес, БП−51°11094, ФК5 662, БОК 24024, ГК 691, ХД 160691, ХИП 86796, ХР 6585, САО 244981
Наводи во бази
SIMBAD— податоци
Архив на вонсончеви планети— податоци
ARICNSподатоци
Енциклопедија на
вонсончеви планети		податоци

Номенклатура

уреди

μ Олтар (латинизирано во Mu Arae) е Бајерова ознака на ѕвездата. HD 160691 името со кое е влезена во каталогот на Хенри Дрејпер.

Воспоставената конвенција за екстрасончевите планети е дека планетите добиваат ознаки кои се состојат од името на ѕвездата проследено со мали римски букви почнувајќи од „b“, по редослед на откривање. Овој систем го користел тим предводен од Кшиштоф Гожѓевски.[8] Од друга страна, тим предводен од Франческо Пепе предложил модификација на системот за означување, каде што планетите се означени по редослед на карактеризација.[9] Бидејќи параметрите на најоддалечената планета биле слабо ограничени пред воведувањето на моделот со 4 планети на системот, ова резултирало со различен редослед на ознаки за планетите во системот Ми Олтар. Двата системи се согласуваат за означување на планетата со 640 дена како „b“ Стариот систем ја означува 9-дневната планета како „d“, планетата од 310 дена како „e“ и надворешната планета како „c“. Бидејќи Меѓународниот астрономски сојуз нема дефинирано официјален систем за означување на екстрасончеви планети,[10] прашањето за тоа која конвенција е „точна“ останува отворена, но повеќето последователни научни публикации за овој систем се смета дека го усвоиле Пепе и неговите соработници, како и записот на системот во Енциклопедијата на вонсончеви планети.[11][12]

Во јули 2014 година, Меѓународниот астрономски сојуз го започнала проектотNameExoWorlds, процес за давање соодветни имиња на одредени вонсончеви планети и нивните ѕвезди домаќини.[13] Процесот вклучува јавно номинирање и гласање за новите имиња.[14] Во декември 2015 година, МАС ги објавил победничките имиња: Сервантес за оваа ѕвезда и Кихот, Дулсинеја, Росинант и Санчо за нејзините планети (b, c, d, и e, соодветно; МАС го користел системот на Пепе и неговите соработници).[15][16]

Победничките имиња биле пријавени од Планетарио де Памплона, Шпанија. Мигел де Сервантес (1547–1616) бил познат шпански писател и автор на Ел Ингениозо Хидалго Дон Кихот де ла Манча. Планетите се именувани по ликовите од тој роман: Кихот бил главниот лик; Дулсинеја неговиот љубовен интерес; Росинант неговиот коњ, а Санчо неговиот племеник.[17]

Во 2016 година, МАС организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) [18] за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. Во својот прв билтен од јули 2016 година,[19] РГИЅ експлицитно ги објавила имињата на вонсончевите планети и нивните ѕвезди домаќини одобрени од РГИЅ, именуваајќи планети и планетарни сателити, вклучувајќи ги и имињата на ѕвездите усвоени за време на кампањата NameExoWorlds во 2015 година. Оваа ѕвезда денес е внесена во Каталогот на имиња на ѕвезди на МАС.[7]

Ѕвездени карактеристики

уреди

Според мерењата направени од астрометрискиот сателит Гаја, Ми Олтар покажува паралакса од 64,0853 милиаркс секунди додека Земјата се движи околу Сонцето. Кога се комбинира со познатото растојание од Земјата до Сонцето, тоа значи дека ѕвездата се наоѓа на растојание од 50.89 светлосни години.[1] [note 2] Гледано од Земјата има привидна магнитуда од +5,15 и затоа е видлива со голо око.

Астеросеизмичката анализа на ѕвездата открива дека таа е приближно 10% помасивна од Сонцето и значително постара, на околу 6,34 милијарди години. Полупречникот на ѕвездата е 36% поголем од оној на Сонцето и е 90% посјаен. Ѕвездата содржи двојно повеќе железо во однос на водородот на Сонцето и затоа е опишана како богата со метал. Ми Олтар исто така е побогата од Сонцето со елементот хелиум.[6]

Ми Олтар има наведен спектрален тип на G3IV–V.[3] Делот G3 значи дека ѕвездата е слична на Сонцето (ѕвезда G2V). Ѕвездата можеби навлегува во подџиновската фаза на својата еволуција бидејќи почнува да и снемува водород во нејзиното јадро. Ова се рефлектира во нејзината неизвесна класа на сјајност, помеѓу IV (подџинови) и V (главна низа џуџести ѕвезди како Сонцето).

Планетарен систем

уреди
Емулација во Селестија на вонсончевите планети на Сервантес базирана во класификацијата на гасните џинови на Сударски: Кихот, Дулсинеја, Росинант и Санчо
 
Ѕвездата Ми Олтар со врски на далечина за нејзините четири планети
 
Орбитите на трите надворешни планети во системот Ми Олтар во споредба со оние во Сончевиот систем. Средната ѕвезда не е на скала. На скалата на оваа слика, највнатрешната планета би се наоѓала на работ на дискот што ја претставува централната ѕвезда.

Откритие

уреди

Во 2001 година, англо-австралискиот тим за пребарување на планети објавил екстрасоларна планета, заедно со планетата што орбитира околу Ипсилон Мрежичка. Планетата, означена како Ми Олтар b, се сметала дека е во многу ексцентрична орбита од околу 743 дена.[20] Откритието било направено со анализа на варијации во радијалната брзина на ѕвездата (мерена со набљудување на доплеровото поместување на спектралните линии на ѕвездата) како резултат на влечењето наоколу од гравитацијата на планетата. Понатамошните набљудувања откриле присуство на втор објект во системот (денес означен како Ми Олтар e), кој бил објавен во 2004 година. Во тоа време, параметрите на оваа планета биле слабо ограничени и се сметало дека е во орбита од околу 8,2 години со висока ексцентричност.[21] Подоцна во 2004 година, била објавена мала внатрешна планета означена како Ми Олтар c со маса споредлива со онаа на Уран во 9-дневна орбита. Ова била првата откриена од класата планети познати како „топлинептуни“. Откритието било направено со правење високопрецизни радијални мерења на брзината со спектрографот со висока прецизност со радијална брзина на пребарување на планети (HARPS).[22]

Во 2006 година, два тима, едниот предводен од Кшиштоф Гоеџиевски, а другиот од Франческо Пепе, независно објавиле модели на четири планети за радијалните мерења на брзината на ѕвездата, со нова планета (Ми Олтар d) во блиску кружна орбита која трае приближно 311 денови.[8][9] Новиот модел дава ревидирани параметри за претходно познатите планети, со орбити со помала ексцентричност отколку во претходниот модел и вклучувајќи поцврста карактеризација на орбитата на Ми Олтар е. Откривањето на четвртата планета ја направило Ми Олтар вториот познат екстрасончев систем со четири планети, по 55 Рак.

Архитектура на системот и населување

уреди

Системот Ми Олтар се состои од внатрешна планета со маса на Уран во тесна 9-дневна орбита и три масивни планети, веројатно гасни џинови, на широки, блиску кружни орбити, што е во контраст со орбитите со висока ексцентричност, вообичаено забележани за долг период. Планетата со маса на Уран можеби е хтонска планета, јадро на гасен џин на кој и се одземени надворешните слоеви од ѕвезденото зрачење.[23] Алтернативно, можеби се формирал во внатрешните региони на системот Ми Олтар како карпеста „супер-Земја“.

Внатрешните гасни џинови „d“ и „b“ се наоѓаат блиску до орбиталната резонанца 2:1 што предизвикува нив да претрпат силни интеракции. Најдоброто решение за системот е всушност нестабилно:[24] симулациите сугерираат дека системот бил уништен по 78 милиони години, што е значително пократко од проценетата старост на ѕвездениот систем. Може да се најдат постабилни решенија, вклучувајќи ги и оние во кои двете планети се всушност во резонанца (слично на ситуацијата во системот Глизе 876) кои даваат само малку полошо одговарање на податоците.[2][9] Иследувањето од 2022 година открило стабилно орбитално вклопување на системот и проценува долна граница на наклонетоста на системот од околу 20°.[25]

Астрометриските набљудувања со помош на вселенскиот телескоп „Хабл“ не откриле ниту една од познатите планети, но поставиле горни граници на масите на надворешните три планети: планетата b е <4.3 MJ, планетата d е <7.0 MJ , а планетата e е <4.4 MJ.[2] Пребарувањата за кружни околуѕвездени дискови не покажуваат докази за диск со отпад сличен на Кајперовиот појас околу Ми Олтар. Доколку Ми Олтар навистина има Кајперовиот појас, тој е премногу слаб за да се открие со сегашните инструменти.[26]

Гасната џиновска планета „b“ се наоѓа во зоната Ми Олтар погодна за течна вода. Ова ќе спречи да се формира планета слична на Земјата во зоната погодна за живеење, но сепак големите месечини на гасниот џин потенцијално би можеле да поддржат течна вода. Од друга страна, не е познато дали месечините доволно масивни за да задржат атмосфера и течна вода всушност би можеле да се формираат околу гасната џиновска планета, поради теоретизираниот закон за скалирање помеѓу масата на планетата и нејзиниот сателитски систем.[27] Покрај тоа, мерењата на ултравиолетовиот флукс на ѕвездата сугерираат дека сите потенцијално населиви планети или месечини можеби нема да добијат доволно ултравиолетови за да предизвикаат формирање на биомолекули.[28] Планетата „d“ би примила слична количина на ултравиолетово со Земјата и на тој начин лежи во ултравиолетова зона погодна за живот. Сепак, би било премногу топло за која било месечина да ја поддржи површинската течна вода.

Планетарен систем Ми Олтар[25]
Придружници Маса Голема полуоска
(ае) 		Орбитален период
(денови) 		Занесеност Наклон Полупречник
c (Дулсинеја) 0,032 ± 0,002 MJ 0,092319 ± 0,000005 9,638 ± 0,001 0,090 ± 0,042 — —
d (Росинант) 0,448 ± 0,011 MJ 0,9347 ± 0,0015 308,36 ± 0,29 0,055 ± 0,014 — —
b (Кихот) 1,65 ± 0,009 MJ 1,522 ± 0,001 644,92 ± 0,29 0,041 ± 0,009 — —
e (Санчо) 1,932 ± 0,022 MJ 5,204 ± 0,021 4.019 ± 24 0,049 ± 0,011 — —

Поврзано

уреди

Белешки

уреди
  1. ↑ From [Fe/H] = 0.30 ± 0.01
  2. ↑ Формулата за претворање на паралакса во растојание е  

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 Vallenari, A.; и др. (Gaia collaboration) (2023). „Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties“. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875 Проверете ја вредноста |s2cid= (help). Запис на Gaia DR3 за овој извор на VizieR.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Benedict, G. F.; McArthur, B. E. (June 2022). „The μ Arae Planetary System: Radial Velocities and Astrometry“. The Astronomical Journal. 163 (6): 295. arXiv:2204.13706. Bibcode:2022AJ....163..295B. doi:10.3847/1538-3881/ac6ac8. S2CID 248476290 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  3. ↑ 3,0 3,1 Gray, R. O.; и др. (July 2006). „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I“. The Astronomical Journal. 132 (1): 161–170. arXiv:astro-ph/0603770. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637. S2CID 119476992.
  4. ↑ 4,0 4,1 Feinstein, A. (1966). „Photoelectric observations of Southern late-type stars“. The Information Bulletin for the Southern Hemisphere. 8: 30. Bibcode:1966IBSH....8...30F.
  5. ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). „XHIP: An extended hipparcos compilation“. Astronomy Letters. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL...38..331A. doi:10.1134/S1063773712050015. S2CID 119257644.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 Soriano, M.; Vauclair, S. (2009). „New seismic analysis of the exoplanet-host star Mu Arae“. Astronomy and Astrophysics. 513: A49. arXiv:0903.5475. Bibcode:2010A&A...513A..49S. doi:10.1051/0004-6361/200911862. S2CID 5688996.
  7. ↑ 7,0 7,1 „IAU Catalog of Star Names“. Посетено на 28 July 2016.
  8. ↑ 8,0 8,1 Gozdziewski, K.; Maciejewski, Andrzej J.; Migaszewski, Cezary (2007). „On the extrasolar multi-planet system around HD160691“. The Astrophysical Journal. 657 (1): 546–558. arXiv:astro-ph/0608279. Bibcode:2007ApJ...657..546G. doi:10.1086/510554.Gozdziewski, K.; Maciejewski, Andrzej J.; Migaszewski, Cezary (2007).
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Benz, W.; Bertaux, J. -L.; Bouchy, F.; Couetdic, J.; Laskar, J. (2006). „The HARPS search for southern extra-solar planets. IX. μ Ara, a system with four planets“. Astronomy and Astrophysics. 462 (2): 769–776. arXiv:astro-ph/0608396. Bibcode:2007A&A...462..769P. doi:10.1051/0004-6361:20066194.Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Benz, W.; Bertaux, J. -L.
  10. ↑ „Planets Around Other Stars“. IAU. Архивирано од изворникот на 28 September 2006. Посетено на 16 September 2006.
  11. ↑ Short, D.; Windmiller, G.; Orosz, J. A. (2008). „New solutions for the planetary dynamics in HD160691 using a Newtonian model and latest data“. MNRAS. 386 (1): L43–L46. arXiv:0802.1781. Bibcode:2008MNRAS.386L..43S. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00457.x.
  12. ↑ Празен навод (help)
  13. ↑ NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars.
  14. ↑ „NameExoWorlds The Process“. Архивирано од изворникот на 15 August 2015. Посетено на 5 September 2015.
  15. ↑ Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released, International Astronomical Union, 15 December 2015.
  16. ↑ „The Proposals page for Mu Arae“. International Astronomical Union. 3 January 2016. Архивирано од изворникот на 17 April 2019.
  17. ↑ NameExoWorlds The Approved Names
  18. ↑ „IAU Working Group on Star Names (WGSN)“. Посетено на 22 May 2016.
  19. ↑ „Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1“ (PDF). Посетено на 28 July 2016.
  20. ↑ Butler; Tinney, C. G.; Marcy, Geoffrey W.; Jones, Hugh R. A.; Penny, Alan J.; Apps, Kevin (2001). „Two New Planets from the Anglo-Australian Planet Search“. The Astrophysical Journal. 555 (1): 410–417. Bibcode:2001ApJ...555..410B. doi:10.1086/321467. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  21. ↑ McCarthy, Chris; и др. (2004). „Multiple Companions to HD 154857 and HD 160691“. The Astrophysical Journal. 617 (1): 575–579. arXiv:astro-ph/0409335. Bibcode:2004ApJ...617..575M. doi:10.1086/425214. S2CID 119446133.
  22. ↑ Santos, N. C.; Bouchy, F.; Mayor, M.; Pepe, F.; Queloz, D.; Udry, S.; Lovis, C.; Bazot, M.; и др. (2004). „The HARPS survey for southern extra-solar planets II. A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae“. Astronomy and Astrophysics. 426 (1): L19–L23. arXiv:astro-ph/0408471. Bibcode:2004A&A...426L..19S. doi:10.1051/0004-6361:200400076.
  23. ↑ Baraffe, I.; Alibert, Y.; Chabrier, G.; Benz, W. (2006). „Birth and fate of hot-Neptune planets“. Astronomy and Astrophysics. 450 (3): 1221–1229. arXiv:astro-ph/0512091. Bibcode:2006A&A...450.1221B. doi:10.1051/0004-6361:20054040.
  24. ↑ Agnew, Matthew T; Maddison, Sarah T; Horner, Jonathan; Kane, Stephen R (June 2019). „Predicting multiple planet stability and habitable zone companions in the TESS era“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 485 (4): 4703–4725. arXiv:1901.11297. doi:10.1093/mnras/stz345.
  25. ↑ 25,0 25,1 Goździewski, Krzysztof (September 2022). „The orbital architecture and stability of the μ Arae planetary system“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 516 (4): 6096–6115. arXiv:2209.04542. doi:10.1093/mnras/stac2584.
  26. ↑ Schütz, O.; Bönhardt, H.; Pantin, E.; Sterzik, M.; Els, S.; Hahn, J.; Henning, Th. (2004). „A search for circumstellar dust disks with ADONIS“. Astronomy and Astrophysics. 424 (2): 613–618. arXiv:astro-ph/0408530. Bibcode:2004A&A...424..613S. doi:10.1051/0004-6361:20034215.
  27. ↑ Canup, R.; Ward, W. (2006). „A common mass scaling for satellite systems of gaseous planets“. Nature. 441 (7095): 834–839. Bibcode:2006Natur.441..834C. doi:10.1038/nature04860. PMID 16778883.
  28. ↑ Buccino, A.; Lemarchand, Guillermo A.; Mauas, Pablo J.D. (2006). „Ultraviolet Radiation Constraints around the Circumstellar Habitable Zones“. Icarus. 183 (2): 491–503. arXiv:astro-ph/0512291. Bibcode:2006Icar..183..491B. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.007.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ми_Олтар&oldid=5275651“