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안드로메다자리 웁실론 c

Upsilon Andromedae c
안드로메다자리 웁실론 c
Upsilon Andromedae c.png
안드로메다자리 웁실론 c에 대한 예술가의 인상.
디스커버리
검색 대상마시 외
검색 사이트캘리포니아와 카네기
플래닛 검색
미국
발견일자1999년 4월 15일
방사 속도
궤도 특성
아파스트론~9.11gm
페리아스트론~91.6gm
~124.1gm
편심성0.260±0.079[1]
241.26±0.64[1]d
~0.66228[1]y
기울기7.868 ± 1.003[2]
236.853 ± 7.528[2]
2,499,922.53 ± 1.17[2]
247.66 ± 1.76[2]
반암도56.26 ± 0.52[1]
별안드로메다자리 웁실론 A
물리적 특성
미사13.98+2.3
−5.3[2] MJ

안드로메다자리 웁실론 c(Andromedae c, 줄여서 웁실론 And c, υ And c, υ And c), 정식 명칭은 삼h /ˈsɑm/(별을 가진 호모폰)이며, 241.3일마다 태양과 같은 별 웁실론 안드로메다자리 A를 공전하는 외계 행성이다.1999년 4월 제프리 마시와 R. 폴 버틀러에 의해 발견된 이 행성은 주계열성 주변에서 발견된 최초의 다평성 체계로, 다중계열성 체계에서 알려진 최초의 다평성 체계로 만들었다.안드로메다자리 Upsilon Andromedae c는 항성으로부터의 거리 순으로 알려진 두 번째 행성이다.

이름

2014년 7월 국제천문연맹은 특정 외부 행성들과 그들의 호스트 스타들에게 적절한 이름을 붙이는 과정인 NameExoWorlds를 출범시켰다.[3]그 과정에는 공천과 새 이름들에 대한 투표가 포함되었다.[4]2015년 12월, IAU는 이 행성의 우승 이름은 샘이라고 발표했다.[5]우승 이름은 모로코 베가 천문 클럽이 제출했으며 11세기 스페인 이슬람 천문학자 이븐 알-삼을 기린다.[6]

디스커버리

안드로메다자리 웁실론 c는 행성의 중력에 의한 항성의 방사상 속도의 변화를 측정하여 검출되었다.이것은 안드로메다자리 웁실론 스펙트럼의 도플러 이동을 정밀하게 측정함으로써 이루어졌다.발견 당시, 안드로메다자리 웁실론 A는 이미 뜨거운 목성 웁실론 안드로메다자리 b를 가진 것으로 알려져 있었지만, 1999년까지 내부 행성은 속도 곡선을 설명할 수 없는 것이 분명했다.

1999년 샌프란시스코 주립대학과 하버드-스미스소니언 천체물리학 센터의 천문학자들은 독립적으로 3개의 행성 모델이 데이터에 가장 적합하다고 결론지었다.[7]두 개의 새로운 행성은 안드로메다자리 Upsilon Andromedae c와 안드로메다자리 Upsilon Andromedae d로 지정되었다.

궤도 및 질량

대부분의 장기 외행성 행성과 마찬가지로 안드로메다자리 웁실론 c의 궤도는 태양계의 주요 행성들 중 어느 행성(명왕성 포함)보다 더 괴이하다.[8]만약 태양계에 위치한다면, 안드로메다자리 웁실론 c는 지구와 금성의 궤도 사이에 있을 것이다.

높은 궤도 이심률은 Upsilon Andromedae d 행성의 중력 동요의 결과일 수 있다.시뮬레이션에 따르면 안드로메다자리 웁실론 c의 궤도는 대략 9,000년에 한 번 원형 상태로 돌아온다.[9]

한 가지 제안은 업실론 안드로메다 d와 (지금은 잃어버린) 외행성의 상호작용이 업실론 안드로메다 d를 항성에 더 가까운 궤도로 이동시켰고, 거기서 점차 업실론 안드로메다 c의 궤도가 괴이하게 되었다는 것이다.그렇다면 그 불량 행성은 즉시 배출해야 했을 것이다.[10]

안드로메다자리 Upsilon Andromedae c를 검출하는 데 사용되는 방사상 속도법의 한계는 궤도경사를 알 수 없고, 행성의 질량에 대한 하한만 얻을 수 있다는 것이다.그러나 천문학자들은 지상 망원경의 방사상 속도 측정과 허블우주망원경의 천문학적 데이터를 결합해 목성 질량의 약 13.98배에 달하는 웁실론 안드로메다 c의 실제 질량은 물론 궤도 기울기를 파악했다.[2]c와 d의 상호 기울기는 29.9도.[2]

특성.

이 행성의 높은 질량으로 볼 때, 안드로메다자리 웁실론 c는 단단한 표면이 없는 가스 대기업일 가능성이 높다.이 행성은 항성의 관측을 통해 간접적으로만 검출되었기 때문에 그 반지름, 구성, 온도 등의 성질은 알 수 없다.

실제 질량은 목성의 약 14배에 달하고, 별의 야금성은 태양과 비슷하기 때문에, 웁실론 안드로메다 c는 사실 작은 갈색 왜성일 수도 있지만, 그렇지 않을 수도 있다.

참고 항목

참조

  1. ^ a b c d Ligi, R.; et al. (2012). "A new interferometric study of four exoplanet host stars : θ Cygni, 14 Andromedae, υ Andromedae and 42 Draconis". Astronomy & Astrophysics. 545: A5. arXiv:1208.3895. Bibcode:2012A&A...545A...5L. doi:10.1051/0004-6361/201219467.
  2. ^ a b c d e f g McArthur, Barbara E.; et al. (2010). "New Observational Constraints on the υ Andromedae System with Data from the Hubble Space Telescope and Hobby Eberly Telescope" (PDF). The Astrophysical Journal. 715 (2): 1203. Bibcode:2010ApJ...715.1203M. doi:10.1088/0004-637X/715/2/1203.
  3. ^ NameExoWorlds: 엑소플라넷과 그들의 호스트 스타들의 이름을 짓기 위한 IAU 월드와이드 콘테스트.IAU.org. 2014년 7월 9일
  4. ^ NameExoWorlds the Process
  5. ^ 국제천문연맹, 2015년 12월 15일 발표된 네임엑소월드 공개투표의 최종 결과.
  6. ^ NameExoWorlds 승인된 이름
  7. ^ Butler, R. Paul; et al. (1999). "Evidence for Multiple Companions to υ Andromedae". The Astrophysical Journal. 526 (2): 916–927. Bibcode:1999ApJ...526..916B. doi:10.1086/308035.
  8. ^ Butler, R. P.; et al. (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets". The Astrophysical Journal. 646 (1): 505–522. arXiv:astro-ph/0607493. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701. (웹 버전)
  9. ^ Ford, Eric B.; et al. (2005). "Planet-planet scattering in the upsilon Andromedae system". Nature. 434 (7035): 873–876. arXiv:astro-ph/0502441. Bibcode:2005Natur.434..873F. doi:10.1038/nature03427. PMID 15829958.
  10. ^ Rory Barnes; Richard Greenberg (2008). "Extrasolar Planet Interactions". arXiv:0801.3226v1 [astro-ph].

좌표:Sky map 01h 36m 47.8s, +41° 24′ 20″