HD 10180
是一?
太?型
恒星
。?距?地球127
光年
,位于
水蛇座
南部。該?星因?其規模龐大的行星系而聞名。科?家??其?有至少7?、可能多?9?
行星
[8]
。因此?被認?是擁有最多太陽系外行星的?星,超越了
克卜勒11
、
??增十九
,甚至是
太陽系
[6]
。
?星特性
[
??
]
根據
視差
量測,HD 10180距離地球約127光年(39秒差距)
[9]
,視星等?7.33,因此肉眼不可見,必須以小型望遠鏡觀測
[10]
。?的赤緯?60°,因此北半球緯度在熱帶地區以上區域不可見。
HD 10180的
光譜形式
是G1V,屬於
G型主序星
。其?量?
金?量
分?比
太?
多6%?20%
[note 1]
。
色球層
有效溫度是5911K
[11]
。?的年齡大約是73億年,且?的
磁場
相當穩定。自轉週期大約是24日
[6]
。
行星系統
[
??
]
2010年由
日內瓦大學
?授克里斯托弗·洛?斯(Christophe Lovis)領導的團隊宣布發現HD 10180旁發現了5?
海王星
大小的行星,?可能多達7顆
[6]
[12]
。?些行星都是通?
歐洲南方天文台
智利
拉西拉天文台
ESO 3.6米望遠鏡
上的
高精度徑向速度行星搜索器
(
HARPS
)
攝譜儀
以
都卜勒光譜學
方式發現。
2012年4月5日,
赫特福德大?
的天文學家
米科·圖米
(Mikko Tuomi)傳送了一篇論文到《
天文?天?物理??
》,這篇於4月6日批准出版的論文提出了HD 10180有9顆行星存在的模型。對先前已發現行星的相關資料重新分析,確認了最內側行星(編號 b)和?外兩顆行星(編號 i 和 j)存在的進一步證據。
行星軌道性質
[
??
]
這五顆行星的?量下限?地球的12倍到25倍不等(相當於
天王星
和
海王星
),?道半?分??0.06、0.13、0.27、0.49?1.42
天文?位
,都在
火星
軌道範圍之內
[6]
。?外,?可能有一?
地球
大小的行星位于0.02天文?位?(?量下限?地球的1.4倍,??率?1.4%),以及一?
土星
大小的行星位于3.4天文?位?(?量下限?地球的65倍,??率?0.6%)。?一行星系?是??行星?量最多的太?系外
行星系
(之前的???
巨蟹座55
的五?行星)
[6]
。
此行星系?中的行星都未?于
平??共振
(
mean motion resonance
),不?有一些?
近共振
(
near resonance
)
[6]
。共振模式包含了3c:2i:1d和3e:2j:1f。相?軌道週期的近似共振比例(由內向外)分別是1:5、1:3、1:3、2:5、1:5、3:11。
由于行星
?道?角
未知,目前只能得知行星?量下限。動力學模擬表明這個系統如果行星?實質量參數多於3個,該系統就不穩定(對應於軌道傾角小於20°)
[6]
。
行星性質
[
??
]
HD 10180 b可能是體積與地球相當的系外行星(質量下限1.4倍地球質量),距離母?星約0.02天文單位。?的軌道半徑最早預測大約是0.02225 ± 0.00035天文單位(低於水星軌道半徑七分之一)的?圓軌道,公轉週期1.1日
[13]
。HD 10180 b在2012年確認?的軌道半徑稍低,且軌道離心率稍高。誤檢率1.4%
[6]
。
HD 10180 c的質量下限相當於海王星,因此被認?是
熱海王星
。動力學模擬認?如果?的質量梯度係數超過2,這個系統將不穩定。?原始的軌道週期和離心率分別是5.75979 ± 0.00062日和0.045 ± 0.026。2012年分析認??的軌道離心率更大。誤檢率0.1%
[6]
。
HD 10180 i是由米科·圖米宣布發現於2012年,是未確認的高溫
超級地球
。
HD 10180 d是一顆熱海王星。原始質量大約是大於11.75 ± 0.65倍地球質量,且稍微?圓形的軌道。2012年確認?的質量較先前大,且離心率更低。
HD 10180 e也是熱海王星。?的預測軌道半徑和離心率在2012年的預測都較先前低。
HD 10180 j是由米科·圖米宣布發現於2012年,是未確認的高溫
超級地球
。
HD 10180 f是一顆熱海王星。?的預測軌道半徑和離心率在2012年的預測都較先前低。
HD 10180 g是一顆熱海王星。?的預測軌道半徑和離心率在2012年的預測都較先前低。
HD 10180 h是系統中體積最大,距離最遠者。?的體積約相當於
土星
(最小質量約65倍地球質量,誤差0.6%),距離母?星約3.4天文單位。?和母?星的距離相當於外小行星帶和太陽的距離。
HD 10180的行星系
[8]
成員
(依?星距離)
|
?量
|
半長軸
(
AU
)
|
?道周期
(
天
)
|
離心率
|
傾角
|
半?
|
b
(未??)
|
>1.3 ± 0.8
M
?
|
0.02222 ± 0.00011
|
1.17766 ± 0.00022
|
0.0005 ± 0.0049
|
c
|
>13.0 ± 2.0
M
?
|
0.0641 ± 0.0010
|
5.75973 ± 0.00083
|
0.07 ± 0.08
|
?
|
?
|
i
(未??)
|
>1.9 ± 1.8
M
?
|
0.0904 ± 0.047
|
9.655 ± 0.072
|
0.05 ± 0.23
|
d
|
>11.9 ± 2.15
M
?
|
0.1284 ± 0.0061
|
16.354 ± 0.0013
|
0.011 ± 0.013
|
?
|
?
|
e
|
>25.0 ± 3.9
M
?
|
0.270 ± 0.0013
|
49.75 ± 0.007
|
0.001 ± 0.010
|
?
|
?
|
j
(未??)
|
>5.1 ± 3.2
M
?
|
0.330 ± 0.016
|
67.55 ± 1.28
|
0.07 ± 0.12
|
f
|
>23.9 ± 1.4
M
?
|
0.4929 ± 0.0078
|
122.88 ± 0.65
|
0.13 ± 0.015
|
?
|
?
|
g
|
>21.4 ± 3.4
M
?
|
1.415 ± 0.091
|
596 ± 37
|
0.03 ± 0.40
|
?
|
?
|
h
|
>65.8 ± 12.9
M
?
|
3.49 ± 0.60
|
2300 ± 550
|
0.18 ± 0.016
|
?
|
?
|
注釋
[
??
]
- ^
[Fe/H]的??0.08,?的比例是:
- 10
0.08
= 1.20或120%,
- ^
這些來自牛頓法曲線擬合,?考慮到潮汐耗散的參數列於 Lovis 等人於2010年的論文表6中。單純使用克卜勒解求得的參數稍有不同,列於同一篇論文的表3。
?考?料
[
??
]
- ^
1.0
1.1
1.2
1.3
1.4
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474
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Bibcode:2007A&A...474..653V
.
doi:10.1051/0004-6361:20078357
.
- ^
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2.1
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Bibcode:2004A&A...418..989N
.
arXiv:astro-ph/0405198
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.
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6.01
6.02
6.03
6.04
6.05
6.06
6.07
6.08
6.09
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外部?接
[
??
]