HD 10180 - HD 10180
 Vista do céu ao redor da estrela HD 10180 (centro) Crédito : ESO | |
| Dados de observação Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| constelação | Hydrus |
| Ascensão certa | 01 h 37 m 53.57672 s |
| Declinação | −60 ° 30 ′ 41,4954 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 7,33 |
| Características | |
| Estágio evolucionário | Sequência principal |
| Tipo espectral | G1V |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | +35,2 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: -14,60 mas / ano. Dec .: 6,51 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 25,63 ± 0,38 mas |
| Distância | 127 ± 2 al (39,0 ± 0,6 pc ) |
| Detalhes | |
| Massa | 1,062 ± 0,017 M ☉ |
| Raio | 1,20 ± 0,318 R ☉ |
| Luminosidade | 1,49 ± 0,02 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 4,39 cgs |
| Temperatura | 5.911 K |
| Metalicidade [Fe / H] | 0,08 dex |
| Rotação | 24 ± 3 dias |
| Velocidade de rotação ( v sin i ) | <3 km / s |
| Era | 7,3 Gyr |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
HD 10180 , também designada 2MASS J01375356-6030414 , é uma estrela semelhante ao Sol na constelação sul de Hydrus, notável por seu grande sistema planetário . Desde sua descoberta, pelo menos sete planetas (embora três deles sejam possivelmente anãs marrons ), e possivelmente até nove, foram observados orbitando-o, tornando-o potencialmente o maior de todos os sistemas planetários conhecidos, incluindo o Sistema Solar . Outras estrelas com um grande número conhecido de planetas incluem Kepler-90 , TRAPPIST-1 , Kepler-11 e 55 Cancri . A estrela é conhecida por hospedar três anãs marrons potenciais , e , f e h , depois que suas verdadeiras massas foram encontradas.
Características
Com base em medições de paralaxe , ele está localizado a uma distância de cerca de 127 anos-luz (39 parsecs ) da Terra . A magnitude visual aparente desta estrela é 7,33, que é muito fraca para ser vista a olho nu, embora possa ser facilmente observada com um pequeno telescópio. Em uma declinação de -60 °, esta estrela não pode ser vista em latitudes ao norte dos trópicos .
HD 10180 é uma estrela do tipo G1V e, portanto, gera energia em seu núcleo por meio da fusão termonuclear do hidrogênio. A massa desta estrela é estimada em 6% maior que a massa do Sol , tem um raio de 120% do Sol e irradia 149% da luminosidade do Sol . A temperatura efetiva da cromosfera da estrela é de 5.911 K, dando a ela um brilho amarelado como o do sol. HD 10180 tem uma abundância 20% maior de outros elementos além de hidrogênio / hélio em comparação com o sol. Com uma idade estimada de 7,3 bilhões de anos, é uma estrela estável sem nenhuma atividade magnética significativa . O período estimado de rotação é de cerca de 24 dias.
Uma pesquisa em 2015 descartou a existência de quaisquer companheiros estelares em distâncias projetadas de 13 a 324 unidades astronômicas .
Sistema planetário
| Companheiro (em ordem da estrela) |
Massa |
Semieixo maior ( AU ) |
Período orbital ( dias ) |
Excentricidade | Inclinação | Raio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b (não confirmado) | > 1,3 ± 0,8 M ⊕ | 0,02222 ± 0,00011 | 1,17766 ± 0,00022 | 0,0005 ± 0,0049 | - | - |
| c | > 13,0 ± 2,0 M ⊕ | 0,06412 ± 0,00101 | 5.75969 ± 0.00028 | 0,073 ± 0,031 | ≥0,2841 ° | - |
| eu (não confirmado) | > 1,9 ± 1,8 M ⊕ | 0,0904 ± 0,047 | 9,655 ± 0,072 | 0,05 ± 0,23 | - | - |
| d | > 11,9 ± 2,15 M ⊕ | 0,12859 ± 0,00202 | 16,357 ± 0,0038 | 0,131 ± 0,052 | ≥0.2005 ° | - |
| e | <20,44 M J | 0,2699 ± 0,0043 | 49,748 ± 0,025 | 0,051 ± 0,033 | ≥0,2366 ° | - |
| j (não confirmado) | > 5,1 ± 3,2 M ⊕ | 0,330 ± 0,016 | 67,55 ± 1,28 | 0,07 ± 0,12 | - | - |
| f | <14,03 M J | 0,4929 ± 0,0078 | 122,744 ± 0,232 | 0,119 ± 0,054 | ≥0,3028 ° | - |
| g | > 21,4 ± 3,4 M ⊕ | 1,427 ± 0,028 | 604,67 ± 10,42 | 0,263 ± 0,152 | ≥0,3663 ° | - |
| h | <22,63 M J | 3,381 ± 0,121 | 2205,0 ± 105,9 | 0,095 ± 0,086 | ≥0,5496 ° | - |
Em 24 de agosto de 2010, uma equipe de pesquisa liderada por Christophe Lovis, da Universidade de Genebra, anunciou que a estrela tem pelo menos cinco planetas e possivelmente até sete. Os planetas foram detectados usando o espectrógrafo HARPS , em conjunto com o telescópio de 3,6 m do ESO no Observatório La Silla, no Chile , usando espectroscopia Doppler .
Em 5 de abril de 2012, o astrônomo Mikko Tuomi, da Universidade de Hertfordshire, submeteu um artigo à Astronomia e Astrofísica aprovado para publicação em 6 de abril de 2012 que propunha um modelo de nove planetas para o sistema. Reanalisando os dados usando análise de probabilidade Bayesiana , os parâmetros dos planetas previamente conhecidos foram revisados e mais evidências foram encontradas para o planeta mais interno (b), bem como evidências de dois planetas adicionais (i e j).
O sistema não é conhecido por ser um sistema planetário em trânsito e, como tal, é improvável que os planetas sejam detectados ou verificados pelo método de trânsito .
Em 2017, uma simulação orbital mostrou que a formação de famílias dinamicamente estáveis de cometas no sistema HD 10180 é improvável. A razão identificada para a instabilidade das órbitas cometárias foi a localização do planeta mais massivo HD 10180 h na órbita mais externa.
Arranjo orbital
O sistema contém seis planetas com massas mínimas de 12 a 65 vezes a da Terra (variando em massa de aproximadamente Urano a Saturno ) em raios orbitais de 0,06, 0,13, 0,27, 0,49, 1,42 e 3,4 UA . No Sistema Solar, este conjunto de órbitas caberia dentro do cinturão de asteróides principal .
Não há planetas conhecidos por estarem em ressonâncias de movimento médio , embora tenha um número de ressonâncias próximas, incluindo 3c: 2i: 1d e 3e: 2j: 1f. As proporções aproximadas de períodos de órbitas adjacentes são (procedendo para fora): 1: 5, 1: 3, 1: 3, 2: 5, 1: 5, 3:11.
Uma vez que a inclinação das órbitas dos planetas é desconhecida, apenas as massas planetárias mínimas podem ser obtidas atualmente. Simulações dinâmicas sugerem que o sistema não pode ser estável se as verdadeiras massas dos planetas excederem as massas mínimas por um fator maior que três (correspondendo a uma inclinação menor que 20 °, onde 90 ° é borda).
Planetas
HD 10180 b é um possível planeta do tamanho da Terra (massa mínima 1,4 vezes a da Terra) localizado a 0,02 UA. Seu raio orbital foi originalmente estimado como tendo uma órbita quase circular a uma distância de 0,02225 ± 0,00035 UA (mais perto do que Mercúrio , cerca de um sétimo da distância e correspondentemente mais quente), levando 1,1 dias para completar uma órbita completa. O planeta b foi confirmado em 2012 com um raio orbital ligeiramente menor e uma órbita mais excêntrica. A probabilidade de falsa detecção era inicialmente de 1,4%; sua probabilidade foi melhorada por Mikko Tuomi em 2012, mas não foi confirmada por Kane em 2014.
HD 10180 c , com uma massa mínima comparável à de Urano , é um Netuno quente . Simulações dinâmicas sugerem que se o gradiente de massa fosse mais do que um fator de dois, o sistema não seria estável. Seu período orbital e excentricidade foram originalmente estimados em 5,75979 ± 0,00062 e 0,045 ± 0,026, respectivamente; no entanto, eles foram revisados em 2012 em favor de uma órbita mais excêntrica. A probabilidade de detecção falsa é inferior a 0,1%.
HD 10180 i é uma super-Terra quente possível, mas não confirmada, reivindicada por Mikko Tuomi em 2012.
HD 10180 d é um Netuno quente. Sua massa foi inicialmente estimada em> 11,75 ± 0,65 (menor que Urano ) e em uma órbita ligeiramente excêntrica; no entanto, isso foi reestimado com uma massa maior e uma órbita menos excêntrica em 2012.
HD 10180 e foi inicialmente considerado um Netuno quente com cerca de duas vezes a massa de Netuno. Sua distância orbital estimada e excentricidade foram reduzidas em 2012. A probabilidade de detecção falsa é inferior a 0,1%. No entanto, uma análise posterior indicou a verdadeira massa do planeta, que depende muito de sua inclinação orbital e apenas o limite inferior disso foi calculado com algum grau de certeza, poderia, em teoria, ser muito maior, 20 vezes a massa de Júpiter e, portanto, há uma pequena chance de que pudesse ser uma anã marrom em vez de um planeta.
HD 10180 j é uma super-Terra quente ou anã do gás possível, mas não confirmada, reivindicada por Mikko Tuomi em 2012.
HD 10180 f é um Netuno quente e de massa semelhante a HD 10180 e. A uma distância orbital de 0,49AU e excentricidade de 0,13, sua órbita fechada e selvagem é análoga à de Mercúrio com uma faixa de temperatura de corpo negro semelhante, embora com sua imensa massa, qualquer efeito de estufa causado por uma atmosfera lhe daria um Vênus escaldante. temperaturas semelhantes ou superiores. A distância orbital estimada e a excentricidade foram reduzidas ligeiramente em 2012. A probabilidade de detecção falsa é inferior a 0,1%. Uma análise posterior indicou a verdadeira massa do planeta, dependendo de sua inclinação orbital, da qual apenas o limite inferior foi calculado com alguma certeza, poderia em teoria ser muito maior, 14 vezes a massa de Júpiter e, portanto, há uma pequena chance de realmente ser uma anã marrom.
HD 10180 g é um planeta gigante com uma massa maior que a de Netuno. Ele tem uma órbita significativamente excêntrica a 1,4 UA e cruza a zona habitável prevista do sistema ou fica dentro dela, embora não se encaixe nos modelos atuais de habitabilidade planetária devido à sua grande massa (24 vezes a Terra). Se for um gigante gasoso , é provável que seja Sudarsky Classe II . Existe a possibilidade de que um satélite natural com pressão atmosférica suficiente possa ter água líquida em sua superfície. Sua distância orbital estimada e excentricidade foram reduzidas em 2012, mas permanecem na zona habitável. A probabilidade de detecção falsa é inferior a 0,1%.
HD 10180 h é o maior e mais externo planeta conhecido no sistema. Originalmente, pensava-se que era um planeta gigante do tamanho de Saturno com uma massa mínima de 65 vezes a da Terra. Orbitando a 3,4 UA, uma distância comparável à distância da parte externa do cinturão de asteróides do Sol e, como tal, é provavelmente um planeta Sudarsky Classe I. A probabilidade de detecção espúria é de 0,6%. Uma análise posterior indicou a verdadeira massa do planeta, dependendo de sua inclinação orbital, da qual apenas o limite inferior foi estimado com algum grau de certeza, poderia em teoria ser muito maior, 22 vezes a massa de Júpiter e, portanto, existe a possibilidade de que seja maciça o suficiente para ser uma anã marrom.
Veja também
- Kepler-90 Uma estrela com oito planetas conhecidos (o primeiro conhecido por ter um número igual de planetas como o sistema solar).
- TRAPPIST-1 Uma estrela com sete planetas conhecidos.
Notas
Referências
links externos
- Nemiroff, R .; Bonnell, J., eds. (25/08/2010). "HD 10180: Sistema planetário mais rico já descoberto" . Astronomia Foto do dia . NASA . Página visitada em 2010-08-25 .
- Marchis, Franck (24/08/2010). "Descoberta de 7 exoplanetas em torno de uma estrela parecida com o Sol" . Blog da NASA no Cosmic Diary . Ano Internacional da Astronomia . Arquivado do original em 08/05/2012 . Página visitada em 2010-08-24 .