HD 69830
| HD 69830 | |
| Observationsdata | |
|---|---|
| Stjärnbild | Akterskeppet |
| Rektascension | 08t 18m 23,9473s[1] |
| Deklination | −12° 37′ 55,824″[1] |
| Skenbar magnitud () | 5,95 |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | K0V |
| Astrometri | |
| Avstånd | 41,0 lå |
| Andra beteckningar | |
| 285 G. Puppis,[2] HR 3259, GJ 302, HIP 40693, SAO 154093, LHS 245, BD −12°2449 | |
HD 69830 är en stjärna i stjärnbilden Akterskeppet.
År 2006 upptäckte man tre exoplaneter runt denna stjärna. Man hade året innan även upptäckt en cirkumstellär skiva av asteroid- eller kometspillror kring stjärnan.
Planetsystem
HD 69830 var det första planetsystemet runt en solliknande stjärna utan en enda gasjätte. Den yttersta planeten upptäcktes i systemets beboeliga zon, där flytande vatten kan finnas. Den yttersta planeten tror man håller asteroidbältet på plats. Planeterna har en massa på 10, 12 och 18 gånger jordens och kretsar kring stjärnan på 9, 32 och 197 dagar.[3][4]
Teoretiska beräkningar visar att de båda inre planeterna kan bestå största delen av sten, medan den yttersta planeten består till stor del av gas med en sten/is-kärna.[5][6]
| Kompanjon (I ordning från stjärna) | Massa (MJ) | Omloppstid (dagar) | Semimajor (AE) | Excentricitet |
|---|---|---|---|---|
| b | 0,033 (10,2 ME) | 0,0785 | 8,667 ± 0,003 | 0,1 ± 0,04 |
| c | 0,038 (11,8 ME) | 0,186 | 31,56 ± 0,04 | 0,13 ± 0,06} |
| Asteroid- bältet | låg | ≈0,3 till ≈0,5 | n/a | n/a} |
| d | 0,058 (18,1 ME) | 0,63 | 197 ± 3 | 0,07 ± 0,07 |
Stoftskivan
Huvudartikel: HD 69830s asteroidbälte
År 2005 upptäckte Spitzerteleskopet en fragmentskiva vid HD 69830.[7] Detta tolkades som att det troligtvis finns ytterligare ett asteroidbälte, tjugo gånger mer massivt än vårt asteroidbälte. Asteroidbältet antogs ligga på samma avstånd som Venus omloppsbana gör i vårt solsystem. Bältet skulle vara så massivt att en närliggande planet skulle ha ett zodiakalljus nattetid 1000 gånger starkare än det vi ser från jorden. Detta bälte gör det svårt att se Vintergatan från en av planeterna.
En grundligare analys av bältets spektrum avslöjade att det består av hårt processat material, liknande större asteroidspillror av P- eller D-typ med radier omkring 30 km, blandat med små iskorn vilka skulle smälta i stjärnans närhet. Därför förefaller det mera troligt att bältet befinner sig utanför den yttre planetens bana, omkring en astronomisk enhet från stjärnan. Det skulle röra sig om en fragmentskiva av liknande typ som solsystemets kuiperbälte. Denna region innehåller även 2:1 och 5:2 banrörelseresonanserna med HD 69830 d.[8]
Referenser
- ^ [a b] van Leeuwen, F. (2007). ”Validation of the new Hipparcos reduction”. Astronomy and Astrophysics 474 (2): sid. 653–664. doi:. http://www.aanda.org/articles/aa/full/2007/41/aa8357-07/aa8357-07.html. Läst 4 mars 2014.
- ^ Benjamin Apthorp Gould, uppdaterad av Frederick Pilcher. ”Uranometria Argentina”. Arkiverad från originalet den 27 februari 2012. https://web.archive.org/web/20120227032716/http://www.uranometriaargentina.com/. Läst 4 mars 2014.
- ^ Lovis, Christophe; Mayor, Michel ; Pepe, Francesco; Alibert, Yann; Benz, Willy; Bouchy, François; Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; Mordasini, Christoph; Queloz, Didier; Santos, Nuno C.; Udry, Stéphane; Bertaux, Jean-Loup; Sivan, Jean-Pierre (2006). ”An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets” (PDF). Nature 441 (7091): sid. 305–309. doi:. Arkiverad från originalet den 3 mars 2016. https://web.archive.org/web/20160303232248/http://obswww.unige.ch/~pernier/publications-www/articles-pdf-ps/2006Natur.441..305L.pdf. Läst 4 mars 2014.
- ^ Simpson, E. K.; Baliunas, S. L.; Henry, G. W.; Watson, C. A. (november 2010). ”Rotation periods of exoplanet host stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 408 (3): sid. 1666–1679. doi:.
- ^ ”hd_69830_b”. Extrasolar Planet Encyclopaedia. http://exoplanet.eu/catalog/hd_69830_b/. Läst 4 mars 2014.
- ^ Roberto Sanchis-Ojeda, Josh N. Winn, Daniel C. Fabrycky (2012). Starspots and spin-orbit alignment for Kepler cool host stars. doi:.
- ^ Beichman, C. A.; Bryden, G.; Gautier, T. N.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Misselt, K.; Rieke, G.; Stansberry, J.; Trilling, D. (2005). ”An Excess Due to Small Grains around the Nearby K0 V Star HD 69830: Asteroid or Cometary Debris?”. The Astrophysical Journal 626 (2): sid. 1061–1069. doi:. http://iopscience.iop.org/0004-637X/626/2/1061/fulltext/. Läst 4 mars 2014.
- ^ Lisse, C.M. et al. (2007). ”On the Nature of the Dust in the Debris Disk Around HD 69830”. The Astrophysical Journal 658 (1): sid. 584–592. doi:. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007ApJ...658..584L&db_key=AST&nosetcookie=1. Läst 4 mars 2014.
Externa länkar
Wikimedia Commons har media som rör HD 69830.
| |||||||||||||||||||
Media som används på denna webbplats
Artwork inspired by the detection of a debris belt around HD 69830 which led to the hypothesis of an asteroid belt being there. This is an obselete hypothetical image suggesting a planet beyond a debris disc. This image was created in 2005 and does not represent HD 69830 d which was not discovered until 2006. The picture is not suited as a scientific illustration, as it is erroneous in following ways (besides others):
- To show a planet blurred before a sharp background on a photographic picture, the size of the lens had to be comparable to the planet.
- The symmetry axis of a crescent has to point to the object causing the illumination, i.e. the star.
- If the shown rocks were farther away than the planet they would have diameters of at least some hundred kilometers. There is no model which allows that many such bodies to be seen simultaneously in a view angle which the artwork pretends.