OGLE-TR-10b
 OGLE-TR-10b | |
|---|---|
| Tipus | planeta extrasolar  |
| Data de descobriment | 20 desembre 2002, 2004[1] i maig 2005[2] |
| Mètode de descobriment | mètode del trànsit[2] |
| Cos pare | OGLE-TR-10 (en)  |
| Constel·lació | Sagitari |
| Època | J2000.0 |
| Dades orbitals | |
| Semieix major a | 0,0435 ua[3] |
| Excentricitat e | 0,82[3] |
| Període orbital P | 3,1 d[4] |
| Inclinació i | 90 °[5] |
| Característiques físiques i astromètriques | |
| Radi | 1,25 R_J[5] |
| Massa | 1,13 M_J[3] |
| Paral·laxi | 0,7214 mas[6] |
| Moviment propi (declinació) | −5,161 mas/a [6] |
| Moviment propi (ascensió recta) | 0,499 mas/a [6] |
| Ascensió recta (α) | 17h 51m 28.259s[6] |
| Declinació (δ) | -30° 7' 24.767''[6] |
| Catàlegs astronòmics | |
TIC 130150682b (TESS Input Catalog)
| |
OGLE-TR-10b és un planeta extrasolar[7] que orbita l'estrella d'OGLE-TR-10.[8]
El planeta va ser detectat per primera vegada per l'enquesta Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) del 2002. La llum de trànsit s'assembla a la d'HD 209458 b, el primer planeta extrasolar en transició. Tot i això, la massa de l'objecte s'havia de mesurar pel mètode de la velocitat radial, perquè altres objectes com les nanes vermelles i les nanes marrons poden imitar el trànsit planetari. A finals del 2004, OGLE va ser confirmat com el cinquè descobriment planetari.[9]
El planeta és un "Júpiter ardent" típic, un planeta amb la meitat de massa que el de Júpiter i la distància orbital només 1 / 24a de la Terra del Sol. Una revolució al voltant de l'estrella triguen una mica més de tres dies a completar-se. El planeta és lleugerament més gran que Júpiter, probablement a causa de la calor de l'estrella.
L'OGLE-TR-10 va ser identificat com un candidat prometedor per l'equip OGLE durant la seva campanya del 2001 en tres camps cap al Centre Galàctic.[10] La possible naturalesa planetària del seu company es va basar en un seguiment espectroscòpic.[9] Es va confirmar el 2004 una semi-amplitud de velocitat radial provisional (de Keck-I / HIRES) de 100 ± 43 m / s, i una massa per al planeta putatiu de 0,7 ± 0,3 MJup es va confirmar el 2004 amb les velocitats radials UVES / FLAMES. Tanmateix, no es podia descartar la possibilitat d'una barreja.[11]
Un escenari de combinació com a explicació alternativa a partir d'una anàlisi que combina totes les mesures de velocitat radial disponibles amb la corba de llum OGLE. OGLE-TR-10b té una massa de 0,57 ± 0,12 MJup i un radi de 1,24 ± 0,09 RJup. Aquests paràmetres tenen una gran semblança amb els del primer planeta extrasolar transitori conegut, HD 209458 b.[12]
Tingueu en compte que els planetes amb períodes més llargs a la classe de Júpiter calent tenen masses petites (~ 0,7 MJup), mentre que tots els planetes de curt període (és a dir, Júpits molt calents) tenen masses aproximadament el doble de grans. Aquesta tendència pot estar relacionada amb la supervivència dels planetes en proximitat a les seves estrelles pares.[13]
Referències
[modifica]- ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
- ↑ 2,0 2,1 Maciej Konacki «A transiting extrasolar giant planet around the star OGLE-TR-10» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 2005, pàg. 372–377. DOI: 10.1086/429127.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Luigi Mancini «The GAPS Programme with HARPS-N at TNG. XIV. Investigating giant planet migration history via improved eccentricity and mass determination for 231 transiting planets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 6-2017, pàg. A107. DOI: 10.1051/0004-6361/201629882.
- ↑ John Southworth «Homogeneous studies of transiting extrasolar planets - III. Additional planets and stellar models» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 3, 06-09-2010, pàg. 1689–1713. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2010.17231.X.
- ↑ 5,0 5,1 Matthew J. Holman «Improved Parameters for Extrasolar Transiting Planets» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 2, 20-04-2008, pàg. 1324–1342. DOI: 10.1086/529429.
- ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ «Planet OGLE-TR-10 b» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 26 desembre 2020].
- ↑ Konacki, Maciej; Torres, Guillermo; Sasselov, Dimitar D.; Jha, Saurabh «A Transiting Extrasolar Giant Planet around the Star OGLE‐TR‐10» (en anglès). The Astrophysical Journal, 624, 1, 5-2005, pàg. 372–377. DOI: 10.1086/429127. ISSN: 0004-637X.
- ↑ 9,0 9,1 Konacki, Maciej; Torres, Guillermo; Sasselov, Dimitar D.; Jha, Saurabh «A Transiting Extrasolar Giant Planet around the Star OGLE-TR-10». The Astrophysical Journal, vol. 624, 1, 2005, pàg. 372–377. arXiv: astro-ph/0412400. Bibcode: 2005ApJ...624..372K. DOI: 10.1086/429127.
- ↑ Udalski, A.; Paczynski, B.; Żebruń, K.; Szymański, M. «The Optical Gravitational Lensing Experiment. Search for Planetary and Low-Luminosity Object Transits in the Galactic Disk. Results of 2001 Campaign». Acta Astronomica, vol. 52, 1, 2002, pàg. 1–37. arXiv: astro-ph/0202320. Bibcode: 2002AcA....52....1U.
- ↑ Bouchy, F.; Pont, F.; Melo, C.; Santos, N. C. «Doppler follow-up of OGLE transiting companions in the Galactic bulge». Astronomy and Astrophysics, vol. 431, 3, 2005, pàg. 1105–1121. arXiv: astro-ph/0410346. Bibcode: 2005A&A...431.1105B. DOI: 10.1051/0004-6361:20041723.
- ↑ Pont, F.; Moutou, C.; Gillon, M.; Udalski, A. «The "666" collaboration on OGLE transits I. Accurate radius of the planets OGLE-TR-10b and OGLE-TR-56b with VLT deconvolution photometry». Astronomy and Astrophysics, vol. 465, 3, 2007, pàg. 1069–1074. arXiv: astro-ph/0610827. Bibcode: 2007A&A...465.1069P. DOI: 10.1051/0004-6361:20066645.
- ↑ Mazeh, Tsevi; Zucker, Shay; Pont, Frédéric «An intriguing correlation between the masses and periods of the transiting planets». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 356, 3, 2005, pàg. 955–957. arXiv: astro-ph/0411701. Bibcode: 2005MNRAS.356..955M. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2004.08511.x.
Enllaços externs
[modifica]
- Geneva Observatory data Arxivat 2005-04-04 a Wayback Machine.
