Mu Arae

Mu av alteret • Cervantes

Mu Arae Observasjonsdata
( epoke J2000.0 )
Høyre oppstigning 17 t  44 m  08,7 s
Avvisning −51 ° 50 ′ 03 ″
Konstellasjon Alter
Tilsynelatende styrke 5.12

Plassering i konstellasjonen: Alter

(Se situasjonen i konstellasjonen: Alter) Ara IAU.svg
Kjennetegn
Spektral type G3IV - V
UB- indeks 0,24
BV- indeks 0,7
RI- indeks 0,2
Astrometri
Radiell hastighet −9,0  km / s
Ren bevegelse μ α  = −15,06  mas / a
μ δ  = −191,17  mas / a
Parallaks 64,47 ± 0,31  mas
Avstand 50,6 ± 0,2  al
(15,51 ± 0,07  stk )
Absolutt styrke 4.28
Fysiske egenskaper
Masse 1,10 ± 0,01  M ☉
Stråle 1,36 ± 0,01  R ☉
Lysstyrke 1,90 ± 0,10  L ☉
Temperatur 5820  ±  40  K
Metallisitet 200 ± 5%
Rotasjon 31  d
Alder 6,34 ± 0,40 × 10 9  a
Planetarisk system
Planeter 4: b , c , d og e

Andre betegnelser

Cervantes, μ  Ara , CD -51 11094, FK5 662 , GC  24024, GJ  691, HD 160691 , HIP  86796, HR 6585 , SAO  244981

Mu Arae eller HD 160691 , også kjent som Cervantes sidendesember 2015Er en gul stjerne av spektraltypen G3IV-V, som ligner solen, selv om den er dobbelt så lys, omtrent 51  lysår (15,5  pc ) fra solsystemet , stjernebildet til alteret . Denne stjernen med visuell styrke +5,12 har et planetarisk system som består av fire eksoplaneter som hittil er oppdaget, hvorav den nærmeste stjernen var den første varme Neptun- typen som ble oppdaget.

Fantastiske funksjoner

Mu Arae ville være 1,1 ganger mer massiv, 1,4 ganger bredere og 1,9 ganger lysere enn solen. Eldre verdier ga radiusen 31,5% større og lysstyrken 75% høyere sammenlignet med solen.

Dens metallisitet vil også være dobbelt så stor som solens, mens overflatetemperaturen på 5800  K er lik den for stjernen vår.

Basert på hans aktivitet er Mu Araes alder estimert til 6,4 milliarder år, 4,4 milliarder år eller 1,4 milliarder år, avhengig av de teoretiske modellene som brukes.

Mu Arae har en spektral type G3IV-V, nær solen (G2V), usikkerheten fra hennes alder og om hun vil begynne å transformere til en rød gigant hvis hun mangler hydrogen (IV er en underkjempe , V hovedsekvensen ).

Planetarisk system

Funn

På slutten av 2000 ble en exoplanet oppdaget ved hjelp av radialhastighetsmetoden av samme team og samtidig som exoplaneten Epsilon Reticuli b . Kalt Mu Arae b , er den preget av en høy orbital eksentrisitet , en masse på minst 1,7  M J og en omløpstid på 643,25 dager.

I begynnelsen av 2004 ble en annen planet oppdaget, Mu Arae c , som kunngjøres å ha en masse som er sammenlignbar med den for Neptun  : den er den første kjente planeten som tilhører den varme Neptun- klassen . Disse målingene ble utført ved hjelp av High Nøyaktighet Radial hastighet Planet Searcher (HARPS). Andre observasjoner indikerte tilstedeværelsen av en annen himmellegeme i dette planetariske systemet, et legeme som nå er kjent som exoplaneten Mu Arae e .

I 2006 ble oppdagelsen av en tredje planet, Mu Arae d , samt en bedre karakterisering av den fjerde, Mu Arae e , basert på en ny modell av planetariske systemet, med baner mindre eksentriske enn tidligere antatt, kunngjort. av to forskerteam, hver ledet av Krzysztof Goździewski og Francesco Pepe .

Mu Arae er det andre kjente systemet med minst fire planeter, etter 55 Cancri .

Struktur

Fire planeter ble oppdaget der, den innerste av systemet er en planet med massen av Uranus , Mu Arae c , som ligger 0,1  AU fra stjernen og en bane på 9,6 dager; det kan være en gigantisk jordbasert planet ("  superjord  ") eller en chtonisk planet , det vil si kjernen til en gassgigant hvis ytre lag er fordampet av stjernevinden  :

Planet Masse
( M J ) 		Semi-hovedakse
( UA ) 		Omløpstid
( d ) 		 Eksentrisitet 
  µ Ara c   ≥ 0,03321   0,09094   9,6386 ± 0,0015   0,172 ± 0,04
  µ Ara d   ≥ 0,5219   0,921   310,55 ± 0,83   0,0666 ± 0,0122
  µ Ara b   ≥ 1,676   1.497   643,25 ± 0,90   0,128 ± 0,017
  µ Ara e   ≥ 1,814   5.235   4 205,8 ± 758,9   0,0985 ± 0,0627
Planetariske systemet til Mu Arae .

Eksoplanetene Mu Arae e og Mu Arae b befinner seg i 2: 1 orbital resonans med sterke interaksjoner som gjør systemet ustabilt og ville bli ødelagt etter 78 millioner år (som er mye kortere enn systemets estimerte alder). En mer stabil løsning der to planeter faktisk er i resonans (som Gliese 876 ) gir litt lengre forventet levealder.

Selv om det er sett etter tegn på en protoplanetær plate , er det ikke oppdaget noe Kuiper-belte .

Beboelighet

Gassen gigantiske "b" ligger i den beboelige sonen av Mu Arae og eventuelle store måner around "b" kan ha flytende vann . Slike store måner er imidlertid problematiske i treningsmodeller. I tillegg ville ikke månene få nok ultrafiolett til å forårsake dannelse av biomolekyler .

De hypotetiske månene til "e" vil motta gode doser ultrafiolett, men vil være altfor varmt til å ha flytende vann, bortsett fra hvis de har et tykt skylag som delvis beskytter dem mot varmen ( høy albedo ).

Når det gjelder planeten "d", da den mottar ultrafiolette utslipp som er sammenlignbar med de som mottas av jorden, er den derfor i den beboelige sonen med hensyn til ultrafiolette stråler . På den annen side er temperaturen der for høy til at enhver hypotetisk måne ikke inneholder vann i flytende form.

Navngi konvensjoner

Rekkefølgen på navnene (b til e) er ennå ikke validert av International Astronomical Union, og betegnelsene er forskjellige i publikasjonene, avhengig av om de kommer fra teamet til Goździewski eller Pepe. Den Extrasolar Planets Encyclopaedia og senere publikasjoner vedtatt Pepe system.

Merknader og referanser

  1. (in) * mu. Ara - Høy skikkelig stjerne i databasen Sinbad, det astronomiske datasenteret i Strasbourg .
  2. (en) M. Soriano, S. Vauclair, “  Ny seismisk analyse av eksoplanet-vertsstjernen Mu Arae  ” versjon 2 av 29. januar 2010 , artikkel akseptert for publisering av Astronomy & Astrophysics .
  3. Valenti, J. et al. , “  SPOCS 763  ” , spektroskopiske egenskaper til kule stjerner. I. , 2005(åpnet 10. september 2006 )
  4. (en) Santos et al. , “  HARPS-undersøkelsen for sørlige planeter utenfor solenergi II. En 14 jordmasser eksoplanet rundt μ Arae  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  426,2004, s.  L19 - L23 ( les online ).
  5. (en) Saffe, C. et al. , “  On the Ages of Exoplanet Host Stars  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  443, n o  to2005, s.  609 - 626 ( les online ).
  6. (i) R. Paul Butler, CG Tinney, Geoffrey W. Marcy, Hugh RA Jones, Alan J. Penny og Kevin Apps , "  Two New Planets from the Anglo-Australian Planet Search  " , The Astrophysical Journal , vol.  555, n o  1, 1 st juli 2001, s.  410-417 ( les online ) DOI : 10.1086 / 321467
  7. (i) Gozdziewski, K. et al. “  Om det ekstrasolare flerplanetsystemet rundt HD160691  ”, versjon 14. august 2006,2006.
  8. (en) F. Pepe, ACM Correia, M. Mayor, O. Tamuz, J. Couetdic, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, J. Laskar, C. Lovis, D. Naef, D. Queloz, NC Santos, J.-P. Sivan, D. Sosnowska og S. Udry , “  HARPS søker etter sørlige ekstra solplaneter - VIII. μ Arae, et system med fire planeter  ” , Astronomy & Astrophysics , vol.  462, n o  to februar 2007, s.  769-776 ( les online ) DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20066194
  9. (in) I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier og W. Benz , "  Fødsel og skjebne til hot-Neptune planeter  " , Astronomy & Astrophysics , vol.  450, n o  3, Mai 2006, s.  1221-1229 ( les online ) DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20054040
  10. (en) O. Schütz og al. , “  A search for circumstellar dust disks with ADONIS  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  424,2004, s.  613 - 618 ( les online ).
  11. (i) R. Canup og W. Ward , "  En vanlig masseskalering for satellittsystemer av gassformige planeter  " , Nature , vol.  441,2006, s.  834 - 839 ( les online ).
  12. (en) A. Buccino og al. , “  Ultraviolet Radiation Constraints around the Circumstellar Habitable Zones  ” , Icarus , vol.  183, n o  to2006, s.  491 - 503 ( les online ).
  13. (no) Kort, D.; Windmiller, G.; Orosz, JA, “  Nye løsninger for planetdynamikken i HD160691 ved bruk av en newtonsk modell og nyeste data  ” , MNRAS , vol.  386, n o  1,2008, s.  L43 - L46 ( DOI  10.1111 / j.1745-3933.2008.00457.x , les online )
  14. (in) "  Notes for star HD 160691  " , Tittel Extrasolar Planets Encyclopaedia (åpnet 11. april 2009 )

Se også

Relaterte artikler

Eksterne linker