Kappa Andromedae b - Kappa Andromedae b
 Kappa Andromedae b ist als weißer Fleck oben links sichtbar.
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| Orbitale Eigenschaften | |
|---|---|
| 57–133 AU | |
| Exzentrizität | 0,69–0,85 |
| 242-900 y | |
| Neigung | 114,9–140 |
| 60,3–90,5 | |
| 2 038 .4-2 047 .9 | |
| 96,6–155,4 | |
| Physikalische Eigenschaften | |
Mittlerer Radius |
1,57 R J |
| Masse |
13+12 -2 M J |
| Temperatur | 1.700–2.000 K |
Kappa Andromedae b ist ein direkt abgebildetes substellares Objekt und wahrscheinlich ein Planet mit Superjovian-Masse, der Kappa Andromedae , einen jungen B9IV- Stern im Sternbild Andromeda , etwa 170 Lichtjahre entfernt, umkreist . Die Masse des Begleiters beträgt ungefähr das 13-fache der Masse des Jupiter . Da die Frühgeschichte von Kappa And b voller Debatten darüber ist, ob es sich um einen Exoplaneten oder einen Braunen Zwerg handelt , haben einige Wissenschaftler es allgemein als "Super-Jupiter" -Objekt beschrieben.
Entdeckung
Kappa Andromedae b wurde durch Nahinfrarot-Hochkontrast-Bildgebung der Strategic Explorations of Exoplanets and Disks with Subaru (SEEDS)-Untersuchung am Subaru-Teleskop auf dem Mauna Kea , Hawaii, entdeckt . Folgebeobachtungen von Subaru, die zwischen Januar und Juli 2012 aufgenommen wurden und einen breiteren Wellenlängenbereich abdeckten, bestätigten, dass Kappa Andromedae gravitativ gebunden ist (kein Hintergrundstern) und Infrarotfarben hatte, die mit einem substellaren (möglicherweise Planetenmasse) Begleiter übereinstimmen.
Atmosphären- und Orbitaleigenschaften
Das Nahinfrarot-Spektrum von kappa und b mit niedriger Auflösung, das mit dem extrem adaptiven Optiksystem SCExAO mit dem integralen Feldspektrographen CHARIS erhalten wurde, ist durch breite Wasser- und Kohlenmonoxid-Absorptionsmerkmale geprägt. Keck/OSIRIS-Spektroskopie mit mäßiger Auflösung löst diese Linien auf. Basierend auf Vergleichen mit großen Spektrenbibliotheken für andere substellare Objekte hat der Begleiter wahrscheinlich einen Spektraltyp von L0-L1: Seine scharfe H-Band-Form (1,65 Mikrometer) weist auf eine geringe Oberflächengravitation hin.
Empirische Vergleiche mit gut charakterisierten substellaren Objekten deuten auf eine effektive Temperatur von 1.700–2.000 K . Die atmosphärische Modellierung mit längerwelligen Daten begünstigt das kühlere Ende dieses Temperaturbereichs, während die aus Keck/OSIRIS-Spektren abgeleiteten Temperaturen höhere Werte von 1.950–2.100 K begünstigen . Die Analyse des Spektrums des Begleiters ergibt ein nahezu solares Kohlenstoff-Sauerstoff-Verhältnis (C/O ~ 0,70).
Kappa Andromedae b wurde erstmals mit einem projizierten Abstand von etwa . aufgenommen 55 AE ; nachfolgende Datensätze stellen den Begleiter bei kleineren Winkelabständen wieder her. Obwohl nur ein kleiner Teil der Orbitalphase des Begleiters abgedeckt wurde, deuten die aktuellen Grenzen auf eine Halbachse von wahrscheinlich mehr als 75 AE hin. Seine Exzentrizität ist ziemlich hoch (e ~ 0,7 oder größer). Die relative Radialgeschwindigkeit zwischen ihm und seinem Wirtsstern beträgt −1,4 +/- 0,9 km/s.
Systemalter und Masse
Die Massen von direkt abgebildeten substellaren Objekten (Exoplaneten und Braune Zwerge) werden normalerweise nicht direkt gemessen, sondern durch Vergleich ihrer Leuchtkraft mit vorhergesagten Werten für substellare Evolutionsmodelle abgeleitet. Somit werden Unsicherheiten im Systemalter zu Unsicherheiten in der Masse des Objekts. Das Entdeckungspapier für Kappa Andromedae b argumentierte, dass die Kinematik des Primärs mit der Mitgliedschaft in der Columba-Assoziation vereinbar ist , was ein Systemalter von 20 bis 50 Millionen Jahren und eine Masse von etwa 12,8 Jupitermassen implizieren würde. Diese Ergebnisse wurden später von denjenigen in Frage gestellt, die argumentierten, dass die Position des Primärsterns auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm ein viel höheres Alter von 220 ± 100 Millionen Jahren begünstigt, vorausgesetzt, der Stern, Kappa Andromedae A, ist kein schneller Rotator, wenn er von der Spitze aus betrachtet wird . Direkte Messungen des Sterns zeigten später, dass Kappa Andromedae A tatsächlich ein schneller Rotator ist, der von der Stange betrachtet wird und ein geschätztes Alter von 47 . ergibt+27
-40Millionen Jahre, die eine Masse zwischen 13 und 30 jovianischen Messen begünstigen. Eine überarbeitete Leuchtkraft und detaillierte empirische Vergleiche mit anderen substellaren Objekten mit bekanntem Alter begünstigen eine Masse von 13+12
-2 Jupiter-Massen.
Klassifizierung und Bildung
Die Natur von Kappa Andromedae b wurde lange diskutiert, insbesondere ob es sich um einen Gasriesenplaneten oder einen Braunen Zwerg handelt , ein Objekt, das massiv genug ist, um Deuterium, aber nicht Protium zu verschmelzen . Die Arbeitsgruppe für extrasolare Planeten der Internationalen Astronomischen Union hat die Deuterium-Brenngrenze (angesetzt auf 13 Jupitermassen) angenommen, um Planeten (unterhalb dieser Grenze) und Braune Zwerge (darüber) zu trennen. Spätere Arbeiten haben jedoch viele frei schwebende Objekte enthüllt, die als Braune Zwerge bezeichnet werden, aber mit abgeleiteten Massen an oder deutlich unter der Deuterium-Brenngrenze. Modelle zeigen, dass die genaue Definition der Deuteriumverbrennung weiterhin von der angenommenen Metallizität des Objekts und der Vollständigkeit der Deuteriumverbrennung abhängt, von 11 Jupitermassen für ein extrem metallreiches Objekt bei 10% Verbrennung bis zu über 16 Jupitermassen für a metallarmes Objekt, das 90% seines Deuteriums verbrennt. Alternative Kriterien zur Trennung von Planeten von Braunen Zwergen verlassen die Deuterium-Verbrennungsgrenze vollständig und schließen stattdessen auf die Natur eines Objekts basierend auf seinem Massenverhältnis in Bezug auf sein Primär und seine Trennung.
Frühere Debatten konzentrierten sich hauptsächlich auf das Systemalter, da es abgeleitete Werte für die Masse und das Massenverhältnis des Begleiters in Bezug auf seinen Primärstern bestimmt. Für das jetzt benachteiligte höhere Alter (220 ± 100 Millionen Jahre) würde die abgeleitete Masse des Begleiters deutlich über der Deuterium-Verbrennungsgrenze liegen und sein Massenverhältnis würde 1% überschreiten, was am besten mit einem Braunen Zwerg übereinstimmt. Jüngeres Alter, abgeleitet aus einer möglichen Mitgliedschaft in der Columba-Vereinigung , abgeleitet aus direkten Messungen des Sterns und in Übereinstimmung mit den spektralen Eigenschaften von kappa And b, begünstigen stark Massen in der Nähe von 13 Jupitermassen und ein Massenverhältnis unter 1%. Die Orbitalebene des Begleiters kann auch mit der Rotationsachse des Sterns ausgerichtet sein. Diese Beweise unterstützen die Klassifizierung dieses Objekts als Planeten mit superjovianischer Masse.
Die Bildung eines Planeten in situ mit den Eigenschaften von kappa And b ist eine extreme Herausforderung für Standard-Kernakkretionsmodelle für die Bildung von jovian Planeten. Stattdessen könnte die Planetenbildung durch Gravitationsinstabilität ein praktikabler Mechanismus für diesen Begleiter sein. Das abgeleitete Kohlenstoff-Sauerstoff-Verhältnis des Begleiters, von dem angenommen wird, dass es eine Diagnose für die Akkretionsumgebung des Objekts ist, und die subsolare Metallizität des Primärteils können Beweise dafür sein, dass Kappa und b durch einen schnellen Bildungsprozess wie Gravitationsinstabilität gebildet wurden.
