仙女座υb

仙女座υ星b，也被称为仙女座υ星Ab（以区别于其母星仙女座υ的伴星仙女座υ星B），是一颗位于仙女座，距离地球约44光年的系外行星。其母星仙女座υ是一颗太阳相似体。该行星的轨道周期大约为5地球日。1996年6月，傑佛瑞·馬西和保罗·巴特勒发现该行星，它是首批被发现的热木星之一。仙女座υ星b还是仙女座υ行星系统中最靠近母星的行星。

仙女座υ星b
太陽系外行星 太陽系外行星列表

仙女座υ星b及其母星的艺术想象图
母恆星
母恆星 仙女座υ星
星座 仙女座
赤經 (α) 01h 36m 47.8s
赤緯 (δ) +41° 24′ 20″
距離43.9 ly (13.5 pc)
光譜類型 F8V
軌道參數
半长轴 (a) 0.0595 ±
0.0034 AU
軌道離心率 (e) 0.023 ± 0.018
公轉週期 (P) 4.617113 ±
0.000082 d
軌道傾角 (i) > 30°
角距 (θ) 4.38 mas
近星點 的近心點經度 (ω) 63.4°
近星點時間 (T0) 2,451,802.64
± 0.71 JD
半振幅 (K) 69.8 ± 1.5 m/s
物理性质
质量(m)0.687 – 1.37 MJ
半徑(r)2.2[1] RJ
溫度 (T) ~150 to ~1800 K
發現
發現時間 1996
發現者 Butler, Marcy et al.
發現方法 视向速度法
發現地點 美國加州
發表論文 出版
其他名稱
仙女座υ星Ab, 仙女座50b

发现

和大多数已发现的系外行星一样，仙女座υ星b是通过探测其母星的视向速度的变化的方法得以发现的，而视向速度的变化则是需要测定仙女座υ光谱的多普勒频移。1997年1月，科学家对外公布了该发现成果，随之一同发布的还有巨蟹座55b和牧夫座τ星b的发现。[2]

仙女座υ星b之轨道

如同第一颗在正常恒星周围发现的系外行星——飞马座51b一般，仙女座υ星b的轨道十分接近于其母星，该距离较之水星与太阳的距离更短。该行星的轨道周期为4.617地球日，其轨道半长轴为0.0595天文单位。[3]

由于视向速度法存在的局限性，科学家只能够依据该行星的轨道倾角测定其的质量下限，该数值为木星质量的68.7%。不过，最近科学家发现该行星的轨道倾角大于30°，这意味着其真实质量将介于0.687——1.37MJ之间。[4]科学家猜测该行星系统中的各行星可能并不处于同一平面上；仙女座υc和仙女座υd的相互倾角为35°。[5]

物理特性

基于该行星质量较大的情况，科学家认为仙女座υ星b可能是一颗类木行星，其上并不存在固体表面。由于迄今只能间接地观测到该行星，所以还无法得知其半径和物质构成的情况。

斯皮策空间望远镜对该行星的温度进行了测定，发现其不同的两个半球的温差达到了1400℃：较冷的一个半球的温度大约在-20～230℃之间，较热的一个半球的温度达到了1400-1650℃。[6]有观点认为这种剧烈的温差是由于该行星已经处于潮汐锁定状态，它永远都以同一面面向其母星。

基于该行星的物质构成类似于木星，且其环境接近于化学平衡的假定，萨达斯基预测仙女座υ星b的上层大气中存在着由硅和铁构成的反射性云层。[7]不过在该行星上，该云层却起到了吸收恒星辐射的作用；在该云层和覆盖于地幔之上的高温、高压气体之间，存在着一层温度较低的气体平流层。[8]该行星最外层覆盖着一层暗色、不透明、高温的云层，由钒和铁的氧化物构成，但是也不排除类似索林之类的化合物的存在。

该行星四周不大可能存在大型的卫星，因为潮汐引力将会将其抛离轨道，或者在（相对于该行星演化的漫长时间的）一个很短的时间段内将其摧毁。[9]

该行星和飞马座51b均被认为是Planetpol直接成像计划的最佳候选对象。[10]

对其母星的影响

仙女座υ星b可能是导致其母星日益增强的色球活动的主要因素之一。观测表明在仙女座υ球面上与行星轨道成169°交角的位置上存在着一个“热点”。这可能是恒星与行星磁场的交互作用的结果。类似的作用机制还包括猎犬座 RS变星联星系统内的相互作用以及木星与木卫一的相互作用。[11]

參見

参考文献
  1. . www.extrasolar.net. [2008-10-03]. （原始内容存档于2012-03-21）.
  2. Butler; 等. . The Astrophysical Journal. 1997, 474 (2): L115–L118 [2009-08-17]. doi:10.1086/310444. （原始内容存档于2019-12-09）.
  3. Butler, R.; 等. . The Astrophysical Journal. 2006, 646 (1): 505–522 [2009-08-17]. doi:10.1086/504701. （原始内容存档于2019-12-07）. (web version 页面存档备份，存于)
  4. Benedict, George F.; McArthur, B. E.; Bean, J. L. . Bulletin of the American Astronomical Society. 2007, 38: 185. Announced American Astronomical Society Meeting 210, #78.02
  5. McArthur, B., Benedict, G. F., Bean, J., & Martioli, E. . American Astronomical Society Meeting Abstracts. 2007, 211.
  6. Harrington, J; Hansen BM, Luszcz SH, Seager S, Deming D, Menou K, Cho JY, Richardson LJ. . Science. October 27, 2006, 314 (5799): 623–6. PMID 17038587. doi:10.1126/science.1133904.
  7. Sudarsky, D.; 等. . The Astrophysical Journal. 2003, 588 (2): 1121 – 1148 [2009-08-17]. doi:10.1086/374331. （原始内容存档于2019-05-04）.
  8. Ivan Hubeny; Adam Burrows. . 2008. arXiv:0807.3588v1 [astro-ph].
  9. Barnes, J., O'Brien, D. . The Astrophysical Journal. 2002, 575 (2): 1087 – 1093 [2009-08-17]. doi:10.1086/341477. （原始内容存档于2018-10-28）.
  10. Lucas, P. W.; Hough, J. H.; Bailey, J. A.; Tamura, M.; Hirst, E.; Harrison, D. . 2007. arXiv:0807.2568v1 [astro-ph].
  11. Shkolnik; 等. . The Astrophysical Journal. 2005, 622 (2): 1075–1090 [2009-08-17]. doi:10.1086/428037. （原始内容存档于2020-03-13）.
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