HR 8799 b
exoplaneta / From Wikipedia, the free encyclopedia
HR 8799 b je exoplaneta v souhvězdí Pegase, která obíhá HR 8799, hvězdu typu lambda Boötis vzdálenou přibližně 129 světelných roků od Země. Její hmotnost činí 4 až 7 hmotností Jupiteru při poloměru o 10–30 % větším, než má tento plynný obr.[1] Planeta obíhá na orbitě ve vzdálenosti 68 AU, respektive 7 AU uvnitř od vnitřní hrany prachového disku hvězdy, s neznámou výstředností a periodicitou 460 roků, jako nejvzdálenější dosud známá planeta systému HR 8799.[2] Objevena byla americko-kanadským kolektivem Christiana Maroise 13. listopadu 2008 spolu s dalšími dvěma planetami tohoto systému z havajských observatoří Kecka a Gemini. K detekci byla využita technika přímého zobrazení.[2][3][4][5][6]
HR 8799 b | |
---|---|
Srovnání velikosti HR 8799 b s Jupiterem (vlevo) | |
Identifikátory | |
Typ | exoplaneta |
Objeveno | |
Datum | 13. listopadu 2008 |
Objevitel | kolektiv Christiana Maroise, observatoře Kecka a Gemini |
Způsob objevu | přímé zobrazení |
Elementy dráhy (Ekvinokcium J2000,0) | |
Velká poloosa | ~ 68 au |
Perioda (oběžná doba) | (~ 460 a) |
Mateřská hvězda | HR 8799 |
Fyzikální charakteristiky | |
Rovníkový průměr | 2,4 ± 0,2 DJ |
Hmotnost | ~ 5 +2 −1 MJ |
Průměrná hustota | ~ 0,00291 +0,0001 −0,0007 g/cm³ |
Povrchová teplota | |
- průměrná | ~ 870 +30 −70 K |
V roce 2009 bylo zjištěno, že Hubbleův vesmírný dalekohled (HST) přímo nasnímal planetu HR 8799 b již o jedenáct let dříve, roku 1998. Doporučena tak byla analýza archivních fotografií HST v hledání dalších exoplanet.[7] Vyjma původně nezpracovaných snímků došlo při sestavování profilu také k využití reanalyzovaných dat získaných v roce 2002 z teleskopu Subaru a v letech 2005 a 2007 z Keckovy observatoře.[8][9][10]
Systém širokopásmové fotometrie HR 8799 b v atmosféře odhalil hustější oblačnost, než jaká byla obvyklá u známých substelárních těles s větší povrchovou gravitací a stejnou efektivní teplotou.[11] Blízká infračervená spektroskopie indikovala prašnou atmosféru bohatou na vodík a nerovnováhu plynů CO / CH4.[12]
Blízká infračervená spektroskopie provedená z Palomarské observatoře zjistila přítomnost čpavku a/nebo acetylenu, oxidu uhličitého a také stopy methanu.[13] Data z infračerveného spektra Keckova teleskopu v roce 2015 naznačila možnou existenci vody, oxidu uhelnatého a methanu.[14] Znovu provedená analýza dat z roku 2018 pak potvrdila vodu a oxid uhelnatý, ale přítomnost methanu zpochybnila.[15]