| Экзопланета | Списки экзопланет | |
|---|---|---|
| Родительская звезда | ||
| Звезда | HD 209458 | |
| Созвездие | Пегас | |
| Прямое восхождение | (α) | |
| Склонение | (δ) | |
| Видимая звёздная величина | (mV) | 7.65 |
| Расстояние | 154 св. лет (47.1 пк) |
|
| Спектральный класс | G0V | |
| Элементы орбиты | ||
| Большая полуось | (a) | 0.045 а. е. |
| Перицентр | (q) | 0.044 а. е. |
| Апоцентр | (Q) | 0.046 а. е. |
| Эксцентриситет | (e) | 0.014 |
| Синодический период | (P) | 3.52474541 ± 0.00000025 д. |
| Наклонение | (i) | 86.1 ± 0.1° |
| Аргумент перицентра |
(ω) | 83° |
| Время перицентра | (T0) | 2,452,854.825415 ± 0.00000025 JD |
| Полуамплитуда | (K) | 84.26 ± 0.81 м/с |
| Физические характеристики | ||
| Масса | (m) | 0.69 ± 0.05 MJ |
| Радиус | (r) | 1.35 ± 0.05 RJ |
| Плотность | (ρ) | 370 кг/м3 |
| Сила тяжести | (g) | 9.39 м/с² (0.96 g) |
| Температура | (T) | 1,130 ± 150 K |
| Информация об открытии | ||
| Дата открытия | 5 ноября 1999 года | |
| Первооткрыватель(и) | Мишель Майор[убрать шаблон] и Давид Шарбонно (англ.)русск. |
|
| Метод обнаружения | транзит и Радиальная скорость | |
| Место открытия | Lowell Observatory Geneva Observatory |
|
| Статус открытия | Опубликовано | |
| Другие обозначения | ||
|
Osiris, V376 Pegasi b
|
||
| Базы данных | ||
| Extrasolar Planets Encyclopaedia |
данные | |
| SIMBAD | данные | |
| Портал «Астрономия» | ||
Осирис — планета b в звёздной системе HD 209458, расстояние планеты Осирис до звезды — 0,047 а. е. (менее 5 миллионов километров), расстояние до Солнца — около 150 св. лет. Одна из самых изученных экзопланет, является типичным горячим юпитером.
Содержание |
С помощью космического телескопа Хаббл несколько лет назад впервые удалось заметить небольшое (1,5 %) падение яркости звезды, связанное с прохождением планеты по диску (транзитом). Эти наблюдения позволили уточнить параметры планеты: её радиус близок к 100 000 км (в 1,4 раза больше радиуса Юпитера), в то время как масса составляет всего лишь 0,7 массы Юпитера (примерно 1,3·1024 тонн). Кроме того, в ходе последующих наблюдений в 2007 году удалось даже зафиксировать следы атмосферы Осириса — из-за того, что небольшая часть света от звезды доходит до нас, проходя через плотную нижнюю атмосферу планеты, оказалось возможным увидеть в спектре линии поглощения натрия.
Возникает вопрос: является ли атмосфера этой планеты стабильной, или же под действием интенсивного излучения звезды планета её теряет?
На первый взгляд, атмосфера должна быть стабильна: по оценкам, температура нижних слоёв атмосферы составляет 1300 K, что не позволяет молекулам и атомам преодолевать силу тяжести и «вырываться на свободу». Однако известно, что температура может сильно меняться с высотой: так, температура очень разрежённых верхних слоев атмосферы Земли близка к 1000 K. Причиной высокой температуры самых верхних слоёв атмосферы является разогрев коротковолновым ультрафиолетовым излучением Солнца. Для Осириса, находящегося в гораздо большей близости к своему «огнедышащему» светилу, чем Земля к Солнцу, разогрев излучением далёкого ультрафиолетового диапазона должен идти гораздо более интенсивно.
Недавние дополнительные наблюдения за планетой в ультрафиолетовом диапазоне с помощью того же Хаббла показали, что в линии Лайман-альфа Осирис затмевает своё солнце гораздо более заметно — яркость звезды падает на 15 %, что соответствует размеру окружающего планету водородного облака примерно в 4,3 радиуса Юпитера. Поскольку размер полости Роша (зоны, в пределах которой вещество удерживается притяжением планеты) для Осириса равен 3,6 радиуса Юпитера, то результаты наблюдений могут быть объяснены только в предположении, что планета непрерывно теряет вещество[1][2]. Об этом же свидетельствует и ширина линии поглощения — на основании её анализа можно сделать вывод, что атомы движутся со скоростями 130 км/с, что превышает вторую космическую скорость на Осирисе (43 км/с).
В недавней работе A. Vidal-Madjar et al, Astrophys.J. 604 (2004) L69 (astro-ph/0401457) были выполнены ещё более детальные наблюдения за спектром звезды при прохождении планеты по её диску. В ультрафиолетовом диапазоне были идентифицированы линии поглощения, отвечающие атомам и ионам углерода и кислорода.
Таким образом, можно сказать, что началась эра изучения химического состава внесолнечных планет. Развитие методик позволяет надеяться, что в ближайшее время можно будет делать выводы о пригодности атмосферы той или иной внесолнечной планеты для поддержания жизни.
По сообщениям отдельных астрономов[3], в атмосфере планеты обнаружена вода.
Группа астрономов из разных университетов, работавшая под руководством Игнаса Снеллена (англ. Ignas Snellen) из Лейденского университета (англ. Leiden University), Голландия, открыла шторм на планете. Как считают ученые, там дует ветер из угарного газа (СО). Скорость ветра составляет примерно 2 км/с, или 7 тыс. км/ч (с возможными вариациями от 5 до 10 тыс. км/ч). Это означает, что звезда довольно сильно подогревает экзопланету, расположенную от нее на расстоянии всего 1/8 расстояния между Меркурием и Солнцем, и температура ее обращенной к светилу поверхности доходит до 1000 °C. Другая сторона, никогда не поворачивающаяся к звезде, значительно холоднее. Большая разница температур и вызывает сильные ветры[4][5].
В 2010 году учёным удалось установить, что планета представляет собой планету-комету, то есть с неё постоянно идёт сильный поток газов, которые сдувает излучение звезды с планеты. При этом на саму планету это заметно не влияет: при текущей скорости испарения она полностью будет уничтожена через триллион лет. Изучение шлейфа показало, что планета испаряется целиком, как лёгкие, так и тяжёлые элементы покидают её[2].
HD 209458 b.