HD 117618 b

HD 117618 b
HD 117618 b
	Экзопланета
Родительская звезда
Звезда	HD 117618
Созвездие	Центавр
Прямое восхождение (α)	13ч 32м 25.56с
Склонение (δ)	–47° 16′ 16.91″
Расстояние	124,0 св. года; (38,02 пк)
Спектральный класс	G2V
Элементы орбиты
Большая полуось (a)	0,176±0,010 а. е.; (26,3 млн км)
Перицентр (q)	0,102 а. е.; (15,3 млн км)
Апоцентр (Q)	0,250 а. е.; (37,4 млн км)
Эксцентриситет (e)	0,42±0,17
Орбитальный период (P)	25,827±0,019 д.; (0,070709 л.)
Орбитальная скорость (υ)	74,4 км/с
Аргумент перицентра (ω)	254±19°
Время перицентра (T0)	2 450 832,2±1,8 JD
Полуамплитуда лучевой(K); скорости звезды	12,8±2,2 м/с
Физические характеристики
Минимальная масса (m sin i)	0,178±0,021 MJ; (56,5 M⊕)
Радиус(r)	? RJ
Информация об открытии
Дата открытия	16 сентября 2004
Первооткрыватель(и)	C.G. Tinney, Butler,; Marcy и др.
Метод обнаружения	Доплеровская спектроскопия
Место открытия	Anglo-Australian Observatory
Статус открытия	опубликовано
	Информация в Викиданных ?

HD 117618 b — экзопланета, небольшой газовый гигант с массой, превышающей[1] 0,18 массы Юпитера, вращающийся вокруг жёлтого карлика HD 117618 в созвездии Центавра. Звезда имеет спектральный класс G2V (как наше Солнце) и близкие к солнечным массу и радиус. Планета открыта методом Доплера в 2004 году.

Период обращения планеты вокруг звезды составляет лишь 26 дней (имеется также менее вероятная оценка периода, около 52 дней). Её орбита находится ближе к центральной звезде, чем орбита Меркурия в Солнечной системе. Поэтому температура планеты очень высока, и она относится к категории горячих юпитеров. Орбита обладает высоким эксцентриситетом, в периастроне планета находится в 2,5 раза ближе к звезде, чем в апоастроне, то есть освещённость планеты меняется в 6 раз при движении по орбите.

В этой же системе позже был открыт и другой газовый гигант, HD 117618 c, более удалённый и несколько более тяжёлый.

Примечания

Доплеровский метод позволяет определить не массу планеты M, а произведение массы планеты на синус угла наклона её орбиты к лучу зрения: M sin i. В среднем действительная масса больше произведения M sin i на 15 %, однако теоретически она может быть любой в промежутке от M sin i до бесконечности.

Литература

Tinney, C. G.; Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; Jones, Hugh R. A.; Penny, Alan J.; McCarthy, Chris; Carter, Brad D.; Fischer, Debra A. Three Low-Mass Planets from the Anglo-Australian Planet Search (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — 4 January (vol. 623, no. 2). — P. 1171—1179. — doi:10.1086/428661. — .
Butler, R. P. et al. Catalog of Nearby Exoplanets (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 646, no. 1. — P. 505—522. — doi:10.1086/504701. — . — arXiv:astro-ph/0607493.

Ссылки

HD 117618 (неопр.). Exoplanets. Архивировано 30 августа 2013 года.
HD 117618 b (неопр.) (недоступная ссылка). Extrasolar Visions. Архивировано 16 ноября 2004 года.
California & Carnegie Planet Search: Описание (англ.)

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[1] Доплеровский метод позволяет определить не массу планеты M, а произведение массы планеты на синус угла наклона её орбиты к лучу зрения: M sin i. В среднем действительная масса больше произведения M sin i на 15 %, однако теоретически она может быть любой в промежутке от M sin i до бесконечности.