Tau Boötis b

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Lompat ke: pandu arah, cari
Tau Boötis b
Planet luar suria Senarai planet luar sistem suria
HD 209458 b Artwork.jpg
Konsep artis Tau Boötis b (dan satelit semulajadi andaian) mengorbit bintang induknya Tau Boötis
Bintang induk
Bintang Tau Boötis
Buruj Boötes
Garis kanan (α) 13j 47m 15.7s
Keserongan (δ) +17° 27′ 25″
Magnitud ketara (mV) 4.5
Jarak 50.84 ly
(15.60 pc)
Jenis spektra F6IV
Unsur orbit
Paksi separa (a) 0.0481 [1] AU
Keeksentrikan (e) 0.023 ± 0.015 [1]
Tempoh orbit (P) 3.312463 ± 0.000014 [1] h
(0.009069 y)
Kecondongan (i) 44[2]°
Hujah
periastron
(?) 188°
Masa periastron (T0) 2,446,957.81 ± 0.54 JD
Semi-amplitud (K) 461.1 m/s
Ciri fizikal
Jisim (m) 6[2] MJ
Maklumat penemuan
Tarikh penemuan 1996
Penemu Marcy et al.
Kaedah pengesanan Halaju jejarian
Tempat penemuan Amerika Syarikat University of California
Status penemuan Diterbitkan
Perekaan lain
Tau Boötis Ab
Rujukan pangkalan data
Extrasolar Planets
Encyclopaedia
data
SIMBAD data
Khayalan artis Tau Boötis b.

Tau Boötis b, kadang-kadangnya dirujuk sebagai Tau Boötis Ab, ialah sebuah planet luar suria terletak kira-kira 50 tahun cahaya di sekeliling bintang induk sistem Tau Boötis dalam buruj Boötes. Diumumkan pada tahun 1996 oleh Geoffrey Marcy dan R. Paul Butler, Tau Boötis was one of the first stars confirmed to have planets orbiting it. [3] Pada 16 Disember 1999, planet itu digelar sebagai "Planet Milenium" kerana planet yang disangka (secara kesilapannya) sebagai planet luar suria pertama yang ditemui secara visual.[4]

Penemuan[sunting | sunting sumber]

Ditemui pada tahun 1996, planet itu ialah satu daripada planet-planet luar suria yang pertama amat dicari. Ia ditemui oleh Paul Butler dan Geoffrey Marcy (Projek Pencarian Planet San Francisco) menggunakan kaedah halaju jejarian yang berkesan. Sejak bintang ini terlalu terang dan planet itu berat, ia menghasilkan halaju isyarat yang sangat kuat sebanyak 469 ± 5 meter per saat, yang disahkan oleh Michel Mayor dan Didier Queloz daripada data yang diperolehi selama 15 tahun. Ia juga kemudiannya disahkan oleh Kumpulan Pencarian Planet AFOE.

Orbit dan jisim[sunting | sunting sumber]

Tau Boötis b adalah agak besar-besaran, dengan jisim minimum lebih empat kali daripada Musytari. Ia mengorbit bintang di "orbit obor" kononnya, pada jarak dari bintang kurang daripada satu ketujuh orbit Utarid dari Matahari. Satu revolusi orbit mengambil masa hanya 3 hari 7,5 jam untuk disiapkan. Kerana τ Boo lebih panas dan lebih besar daripada Matahari dan orbit planet adalah begitu rendah, ia adalah dianggap panas. Dengan anggapan planet adalah kelabu dengan tanpa kesan rumah hijau atau pasang surut, dan albedo Bond 0.1, suhu ialah berhampiran 1600 K.[5] Walaupun ia tidak dikesan secara langsung, planet ini pastinya ialah gergasi gas.

Sebagaimanapun Tau Boötis b agak lebih besar daripadaa "Musytari panas" yang terkenal, spekulasi terikat bahawa ia asalnya kerdil perang, suatu bintang yang gagal yang mungkin telah hilang kebanyakan atmosferanya daripada haba bintang yang lebih besar. Bagaimanapun, kelihatannya sangat tidak mungkin. Masih, proses tersebut sebenarnya telah dikesan di transit yang terkenal, iaitu HD 209458 b.

Pada Disember 1999, kumpulan diketuai oleh A. C. Cameron telah mengumumkan bahawa mereka mengesan cahaya dipantul dari planet. Mereka mengira bahawa orbit planet ini mempunyai kecenderungan 29° dan seterusnya jisim mutlak planet ini akan menjadi kira-kira 8.5 kali Musytari. Mereka juga mencadangkan bahawa planet ini berwarna biru. Malangnya, pemerhatian mereka tidak dapat disahkan dan kemudiannya dibuktikan palsu.

A anggaran yang lebih baik datang dari andaian gelung rambut pasang surut dengan bintang, yang berputar pada 40 darjah;[6] menetapkan jisim planet antara 6 dan 7 rakyat jelata Musytari. Pada tahun 2007, pengesanan medan magnet mengesahkan anggaran ini.[7]

Pada tahun 2012 dua kumpulan membezakan halaju jejarian planet dari halaju jejarian bintang secara bebas dengan memerhatikan peralihan garis spektrum karbon monoksida. Pengiraan ini memperolehi kecondongan orbit dan planet lalu menentukan jisim benar bagi planet itu. Satu kumpulan mendapati kecenderungan sebanyak 44.5±1.5 darjah dan jisim 5,95±0.28 MJ.[8] Kumpulan lain mendapati kecondongan 47-6+7 dan jisim 5.6±0.7MJ.[9]

Ciri-ciri[sunting | sunting sumber]

Suhu Tau Boötis b barangkali mengembang jejarinya lebih (1.2 kali) daripada Musytari. Sejak tiada cahaya yang dikesan, albedo planet itu mesti kurang daripada 0.37.[6][10] Pada 1600 K, ia adalah (seperti HD 179949 b) sepatutnya lebih panas daripada HD 209458 b (dahulunya diramalkan 1392K) dan mungkin HD 149026 b juga (diramalkan 1540 K daripada albedo tinggi 0.3, kemudian diukur sebenarnya 2300 K). Kelas Sudarsky Tau Boötis b yang diramalkan ialah V; ia sebenarnya mempunyai albedo .55.

Ia telah menjadi calon untuk "pencirian berhampiran inframerah .... dengan Spektro-pengimej VLTI".[5] Apabila atmosferanya yang diukur pada tahun 2011, "pemerhatian baru menunjukkan atmosfera dengan suhu yang jatuh lebih tinggi. Hasil ini adalah bertentangan penyongsangan suhu – peningkatan suhu dengan ketinggian – didapati untuk planet Musytari panas luar suria".[2]

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

VLT's pandangan luas bidang bintang induk Tau Boötis b.[11]


Rujukan[sunting | sunting sumber]

  1. 1.0 1.1 1.2 Butler, R. P. dll. (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets". The Astrophysical Journal 646 (1): 505–522. arXiv:astro-ph/0607493. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701. 
  2. 2.0 2.1 2.2 "New Way of Probing Exoplanet Atmospheres" in Science Daily (27 June 2012), http://www.sciencedaily.com/releases/2012/06/120627132051.htm; reporting on Nature (28 June 2012) | doi:10.1038/?
  3. Butler, R. Paul dll. (1997). "Three New 51 Pegasi Type Planets". The Astrophysical Journal Letters 474 (2): L115–L118. Bibcode:1997ApJ...474L.115B. doi:10.1086/310444. 
  4. Steve Connor (16 December 1999). "Scientists catch the `millennium' planet's glow". The Independent. Diperoleh pada 26 December 2011. 
  5. 5.0 5.1 Renard, S.; Absil, O.; Berger, J. -P.; Bonfils, X.; Forveille, T.; Malbet, F. (2008). "Proceedings of SPIE". arXiv:0807.3014v1 [astro-ph]. doi:10.1117/12.790494.
  6. 6.0 6.1 Leigh, Christopher dll. (2003). "A new upper limit on the reflected starlight from Tau Bootis b". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 344 (4): 1271–1282. arXiv:astro-ph/0308413. Bibcode:2003MNRAS.344.1271L. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06901.x. 
  7. Catala C., Donati J.-F., Shkolnik E., Bohlender D., Alecian E. (2007). "The magnetic field of the planet-hosting star τ Bootis". MNRAS (374): L42. 
  8. The signature of orbital motion from the dayside of the planet τ Boötis b, Matteo Brogi, Ignas A. G. Snellen, Remco J. de Kok, Simon Albrecht, Jayne Birkby & Ernst J. W. de Mooij, Nature 486, 502–504, (28 June 2012), doi:10.1038/nature11161 arxiv: http://arxiv.org/abs/1206.6109
  9. Weighing The Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b, Florian Rodler, Mercedes Lopez-Morales, Ignasi Ribas, 27 Jun 2012
  10. Lucas, P. W. dll. (2009). "Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and tau Boo". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 393 (1): 229–244. arXiv:0807.2568. Bibcode:2009MNRAS.393..229L. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14182.x. 
  11. "New Way of Probing Exoplanet Atmospheres". ESO Press Release. Diperoleh pada 28 June 2012. 

Pautan luar[sunting | sunting sumber]

Koordinat: Peta langit 13h 47m 15.7s, +17° 27′ 25″ Templat:Sistem bintang terang dalam 50 – 60 tahun cahaya