Kappa Andromedae b - Kappa Andromedae b
 Kappa Andromedae b, sol üstteki beyaz leke olarak görülebilir.
| |
| yörünge özellikleri | |
|---|---|
| 57–133 AU | |
| eksantriklik | 0.69–0.85 |
| 242–900 yıl | |
| Eğim | 114.9–140 |
| 60,3–90,5 | |
| 2 038 .4–2 047 .9 | |
| 96.6–155,4 | |
| Fiziksel özellikler | |
ortalama yarıçap |
1.57 R, J |
| Yığın |
13+12 -2 M J |
| Sıcaklık | 1700–2.000 K |
Kappa Andromedae b , yaklaşık 170 ışıkyılı uzaklıkta , Andromeda takımyıldızındaki genç bir B9IV yıldızı olan Kappa Andromedae'nin yörüngesinde dolanan , doğrudan görüntülenmiş bir yıldız altı nesne ve muhtemelen süper-kütleli bir gezegendir . Yoldaşın kütlesi , Jüpiter'in kütlesinin kabaca 13 katıdır . Kappa And b'nin erken tarihi, onun bir ötegezegen mi yoksa bir kahverengi cüce mi olduğu konusundaki tartışmalarla dolu olduğundan , bazı bilim adamları onu genel olarak bir "süper Jüpiter" nesnesi olarak tanımladılar.
keşif
Kappa Andromedae b , Hawaii , Mauna Kea'nın tepesinde bulunan Subaru Teleskobu'ndaki Subaru ile Ötegezegenler ve Disklerin Stratejik Keşifleri (SEEDS) araştırmasının yakın kızılötesi yüksek kontrastlı görüntülemesiyle keşfedildi . Ocak ve Temmuz 2012 arasında alınan ve daha geniş bir dalga boyu aralığını kapsayan takip eden Subaru gözlemleri, Kappa Andromedae'nin yerçekimsel olarak bağlı olduğunu (arka plan yıldızı değil) ve bir yıldız altı (muhtemelen gezegen-kütle) arkadaşıyla tutarlı kızılötesi renklere sahip olduğunu doğruladı.
Atmosfer ve yörünge özellikleri
CHARIS entegre alan spektrografı ile aşırı uyarlanabilir optik sistem SCExAO tarafından elde edilen kappa And b'nin düşük çözünürlüklü yakın kızılötesi spektrumu, geniş su ve karbon monoksit absorpsiyon özellikleri ile şekillendirilmiştir. Orta çözünürlüklü Keck/OSIRIS spektroskopisi bu çizgileri çözer. Diğer yıldız altı nesneler için geniş spektrum kütüphaneleriyle yapılan karşılaştırmalara dayanarak, yoldaşın muhtemelen tayfsal bir L0-L1 tipi vardır: keskin H-bandı (1.65 mikron) şekli, düşük yüzey yerçekiminin göstergesidir.
İyi karakterize edilmiş yıldız altı nesnelerle ampirik karşılaştırmalar, 1.700–1.2.000 K . Daha uzun dalga boyu verilerini içeren atmosferik modelleme, bu sıcaklık aralığının daha soğuk ucunu desteklerken, Keck/OSIRIS spektrumlarından elde edilen sıcaklıklar, 1,950–2,100 K gibi daha yüksek değerleri tercih eder. Kappa And b'nin atmosferi, muhtemelen, düşük atmosferik basınçlara uzanan kalın bulut güvertesi ile doldurulur. . Yoldaşın spektrumunun analizi, güneşe yakın bir karbon-oksijen oranı verir (C/O ~ 0.70).
Kappa Andromedae b ilk olarak yaklaşık olarak tahmin edilen bir ayrılıkta görüntülendi. 55 AU ; sonraki veri kümeleri, tamamlayıcıyı daha küçük açısal ayrımlarda kurtarır. Refakatçinin yörünge fazının sadece küçük bir kısmı kapsanmış olsa da, mevcut limitler muhtemelen 75 AU'dan daha büyük bir yarı ana eksen önermektedir. Eksantrikliği oldukça yüksektir (e ~ 0.7 veya daha büyük). Kendisi ile ev sahibi yıldızı arasındaki bağıl radyal hız -1,4 +/− 0,9 km/s'dir.
Sistem yaşı ve kütlesi
Doğrudan görüntülenen yıldız altı nesnelerin (ötegezegenler ve kahverengi cüceler) kütleleri genellikle doğrudan ölçülmez, bunun yerine parlaklıkları yıldız altı evrim modelleri için tahmin edilen değerlerle karşılaştırılarak çıkarılır. Böylece sistem çağındaki belirsizlikler, nesnenin kütlesindeki belirsizliklere dönüşür. Kappa Andromedae b için keşif belgesi, birincil kinematiğinin, 20 ila 50 milyon yıllık bir sistem yaşı ve yaklaşık 12.8 Jüpiter kütlesi anlamına gelen Columba birliğine üyelikle tutarlı olduğunu savundu . Bu sonuçlar daha sonra, Hertzsprung-Russell diyagramındaki birincil yıldızın konumunun , yıldızın, Kappa Andromedae A'nın hızlı bir rotator olmaması koşuluyla, 220 ± 100 milyon yıllık çok daha büyük bir yaşı desteklediğini savunanlar tarafından sorgulandı . . Yıldızın doğrudan ölçümleri daha sonra Kappa Andromedae A'nın aslında hızlı bir rotator olduğunu ve kutuplara bakıldığında en iyi tahmini yaşı olan 47 olduğunu gösterdi.+27
-4013 ila 30 jovian kitlesi arasında bir kitle lehine milyon yıl. Gözden geçirilmiş bir parlaklık ve bilinen yaşlara sahip diğer yıldız altı nesnelerle ayrıntılı ampirik karşılaştırmalar, 13'lük bir kütleyi destekliyor.+12
-2 Jüpiter kütleleri.
Sınıflandırma ve oluşum
Kappa Andromedae b'nin doğası, özellikle gaz devi bir gezegen mi yoksa bir kahverengi cüce mi , döteryumu kaynaştıracak kadar büyük ama protiyumu kaynaştırmayacak kadar büyük bir nesne olup olmadığı uzun süredir tartışılıyor . Uluslararası Astronomi Birliği'nin Güneş Dışı Gezegenler Çalışma Grubu, gezegenleri (bu sınırın altında) ve kahverengi cüceleri (bu sınırın üstünde) ayırmak için döteryum yakma sınırını (13 Jüpiter kütlesi olarak belirlendi) kabul etti. Bununla birlikte, daha sonraki çalışmalar, kahverengi cüceler olarak etiketlenen ancak döteryum yakma sınırında veya çok altında kütleleri olan birçok serbest yüzen nesneyi ortaya çıkardı. Modeller, döteryum yanmasının kesin tanımının ayrıca nesnenin varsayılan metalikliğine ve döteryum yanmasının tamlığına bağlı olduğunu gösterir; bu, son derece metal açısından zengin bir nesne için %10'luk bir yanma için 11 Jüpiter kütlesinden bir süre için 16'dan fazla Jüpiter kütlesine kadar değişir. döteryumunun %90'ını yakan metal zayıf nesne. Gezegenleri kahverengi cücelerden ayırmak için alternatif kriterler, döteryum yakma sınırını tamamen terk eder, bunun yerine bir nesnenin doğasını birincil ve ayrılığına göre kütle oranına dayalı olarak çıkarır.
Önceki tartışma, birincil yıldızına göre eşlik eden kütle ve kütle oranı için çıkarsanan değerleri belirlediğinden, büyük ölçüde sistem çağına odaklanmıştı. Artık tercih edilmeyen daha büyük yaş için (220 ± 100 milyon yıl), yoldaşın çıkarsanan kütlesi, döteryum yakma sınırının oldukça üzerinde olacaktır ve kütle oranı, en iyi kahverengi cüce ile tutarlı olarak %1'i aşacaktır. Columba birliğine olası üyelikten çıkarılan , yıldızın doğrudan ölçümlerinden elde edilen ve kappa And b'nin tayf özellikleriyle tutarlı olan daha genç yaşlar , 13 Jüpiter kütlesine yakın kütleleri ve %1'in altındaki kütle oranını kuvvetle destekler. Yoldaşın yörünge düzlemi, yıldızın dönüş ekseni ile de aynı hizada olabilir. Bu kanıtlar, bu nesnenin bir süperjovian kütle gezegeni olarak sınıflandırılmasını desteklemektedir.
Kappa And b'nin özellikleriyle yerinde bir gezegen oluşturmak, jovian gezegen oluşumu için standart çekirdek birikim modelleri için son derece zordur. Bunun yerine, yerçekimi dengesizliği ile gezegen oluşumu, bu yoldaş için geçerli bir mekanizma olabilir. Arkadaşın türetilmiş karbon oksijen oranı, nesnenin yığılma ortamının bir teşhisi olduğu düşünülür ve birincilin güneş altı metalikliği, kappa And b'nin yerçekimi dengesizliği gibi hızlı bir oluşum süreci yoluyla oluştuğunun kanıtı olabilir.
