Seskupení > Exoplanety > 51 Pegasi

51 Pegasi

Spektrální typ:G2 IV
Vzdálenost:14,7 pc
Pozorovaná hvězdná velikost:5,49 mag.
Rektascenze: 22h57m27s
Deklinace:+20°46'07"
Představa Hvězda

Hvězda 51 Pegasi je vzdálená přibližně 50,1 světelných let od Slunce. Leží blízko středu (RA 22:57:28, Dec +20:46:7.8, ICRS 2000.0) souhvězdí Pegasus, okřídleného koně - severozápadně od Markab (α Pegasi) a jihozápadně od Scheat (β Pegasi). V roce 1995 astronomové (Mayor a Queloz) ohlásili objev planety podobné Jupiteru obíhající okolo hvězdy 51 Pegasi podobné Slunci. Svá pozorování uskutečnili na observatoři Observatoire de Geneve.

Pegasus - mapa Pegasus - mapa
Mapy souhvězdí Pegasus s vyznačením polohy 51 Peg

Hvězda

51 Pegasi je žluto – oranžový trpaslík hlavní posloupnosti spektrální třídy G4-5 Va, ale dříve byla klasifikována jako G2-2,5 a někdy jako podobr (IV). Hvězda je 1,06 krát hmotnější než Slunce (podle serveru exoplanets.org), má 1,15 krát až 1,4 krát větší průměr než Slunce (Henry et al, 2000; a Guillot et al, 1996) a její zářivý výkon v optickém oboru je 1,30 krát větší v porovnání se Sluncem (51 Pegasi na Observatoire de Geneve). Na svoji spektrální třídu a hmotnost je poměrně jasná a rozsáhlá, to může svědčit o tom, že se jí v jádře již nedostává vodíku a může být zhruba 8,5 miliardy nebo více let stará (Henry et al, 1997). Analýza isochron však naznačuje, že by mohla být o jednu miliardu let mladší – 7,5 miliardy let (Guinan et al, 1999). 51 Pegasi je 1,6 krát bohatší (v porovnání se Sluncem) na prvky těžší než vodík (poměr Fe/H), což se usuzuje podle množství železa (podle serveru exoplanets.org).

Používaná katalogová čísla a označení jsou: 51 Peg, HR 8729, Gl 882, Hip 113357, HD 217014, BD+19 5036, SAO 90896 a LTT 16750.

51 Pegasi
Pohled na hvězdu 51 Pegasi a jejího blízkého planetárního průvodce „b“ (800 000 km z povrchu planety „b“ a 7,7 milionů km od hvězdy).

Planeta „b“

V roce 1995 oznámili astronomové (Michel Mayor a Didier Queloz) objev planety podobné Jupiteru obíhající okolo hvězdy 51 Pegasi použitím metody změny radiální rychlosti (Mayor and Queloz, 1995; a 51 Pegasi na Observatoire de Geneve). Planeta „b“ má zhruba 46 % hmotnosti Jupiteru. Pohybuje se okolo 51 Pegasi v průměrné vzdálenosti pouhých 0,05 AU (pro představu, hlavní poloosa by se vešla do oběžné dráhy Merkuru) po kruhové dráze (e = 0,03) a oběžná doba činí pouhých 4,2 dne. Rovina oběžné dráhy svírá méně než 85° při pohledu pozorovatele ze Země (Henry et al, 1997). Pokud budeme předpokládat složení planety jako má Jupiter, její poloměr může být 1,2 násobek poloměru Jupiteru, zvětšené relativně k Jupiteru z důvodu většího absorpčního hvězdného záření na vnitřních oběžných drahách. Planeta bude pravděpodobně příliš horká na to, aby si udržela slabou vodíkovou atmosféru.

51 Pegasi Planeta b
Planeta „b“ může být extrémně horkou, skalnatou superplanetou.
Autor: John Whatmough.
Povrch 51 Pegasi „b“ jako extrémně horké,
nadmíru skalnaté planety s hustou atmosférou.
Autor: Christoph Kulmann

Ilustrace

51 Pegasi b
51 Pegasi b Horká planeta 51 Pegasi b podobná Jupiteru může mít díky plynům sodíku tmavě šedý nebo hnědý vzhled. 51 Pegasi b samotná může být dostatečně lehká a horká na to, aby se vytvořil bílý křemíkový pás mračen.
Nekonečný západ 51 Pegasi
Nekonečný západ 51 Pegasi Bičováni větrem o síle hurikánu, horkým natolik, že by se hořčík vypařoval, sestupujeme do atmosféry 51 Pegasi b. Před námi se otvírá pohled na křemíková mračna obarvená dohněda, protkané paprsky intenzivního záření blízké hvězdy. Pod námi je zakalená atmosféra tenkou vrstvou par sodíku. Mezi bílými křemíkovými mračny se nad námi bez pohnutí vznáší „slunce“, které je stále na stejném místě oblohy díky vázané rotaci planety.
Noc na 51 Pegasi b
Noc na 51 Pegasi b Odvrácená strana 51 Pegasi b, která je zahalena do křemičitých mračen.
Noční obloha při pohledu z 51 Pegasi
Noční obloha Pohled na noční oblohu, který by se naskytnul z planety obíhající okolo 51 Pegasi b. Jasné hvězdy jsou pojmenované, poloha Slunce je vyznačena žlutým kroužkem. Orientace je galaktická, Hvězdy podél Mléčné dráhy se objeví na rovníku.
Graf změn radiální rychlosti
Graf Graf závislosti rychlosti na fázi oběžné dráhy. Tento graf vznikl jako výsledek metody měření změn radiální rychlosti hvězdy, které mohou být způsobené např. přítomností planetárního průvodce.
Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 8787krát.

Vytištěno ze stránky projektu Hvězdy (astronomia.zcu.cz/hvezdy/exoplanety/60-51-pegasi)
Nahrávám...