51 Πηγάσου

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση

Συντεταγμένες: Sky map 22h 57m 28.0s, +20° 46′ 08″

51 Πηγάσου
Αστερισμός: Πήγασος
Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): α = 22h:57m:28s,
δ = +20°.46′.08″
Φαινόμενο μέγεθος: 5,49
Φασματικός τύπος: G5 V
Απόλυτο μέγεθος: +4,51
Απόσταση από τη Γη: 50,9 ± 0,3 έτη φωτός

Ο 51 Πηγάσου (51 Pegasi, συντομογρ. 51 Peg), στον οποίο δόθηκε το όνομα «Ελβέτιος» (Helvetios), είναι ηλιοειδής αστέρας που βρίσκεται σε απόσταση 15,6 παρσέκ από τη Γη[1], στον αστερισμό Πήγασο. Κατέχει μία ιδιαίτερη θέση στην ιστορία της αστρονομίας, καθώς υπήρξε ο πρώτος αστέρας Κύριας Ακολουθίας που ανακαλύφθηκε να έχει εξωηλιακό πλανήτη (1995). Ο πλανήτης αυτός έχει την επίσημη ονομασία 51 Πηγάσου b, και μόνο ανεπίσημα είναι γνωστός ως «Βελλεροφόντης», ενώ πρόσφατα επιλέχθηκε το όνομα «Dimidium»[2].

Το ιδιαίτερο όνομα «Ελβέτιος» για τον 51 Πηγάσου δόθηκε από τη Διεθνή Αστρονομική Ένωση μετά από ψηφοφορία προταθέντων ονομάτων τον Δεκέμβριο του 2015, και τιμά την ανακάλυψη του πλανήτη του από Ελβετούς αστρονόμους (βλ. παρακάτω). Ο αστέρας φέρει επιπλέον τα ονόματα GJ 882, HR 8729, BD +19°5036, HD 217014, LTT 16750, GCTP 5568.00, SAO 90896 και HIP 113357, που αντιστοιχούν στην αναφορά του στους καταλόγους αστέρων.

Αστροφυσικά χαρακτηριστικά[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο αστέρας 51 Πηγάσου

Ο αστέρας έχει φαινόμενο μέγεθος 5,49 και επομένως είναι ορατός με γυμνό μάτι στον ασέληνο νυχτερινό ουρανό κάτω από ευνοϊκές συνθήκες.

Ο 51 Πηγάσου έχει φασματικό τύπο κίτρινου νάνου. Το γεγονός ότι είναι αστέρας της Κύριας Ακολουθίας υποδεικνύει ότι παράγει την ενέργεια που ακτινοβολεί στο εσωτερικό του με πυρηνική σύντηξη υδρογόνου στις κεντρικές περιοχές του. Η ενεργός θερμοκρασία της χρωμόσφαιράς του (δηλαδή προσεγγιστικά η επιφανειακή του θερμοκρασία) είναι περίπου 5571 K (5298 °C). Η ηλικία του εκτιμάται σε 6,1 ως 8,1 δισεκατομμύρια έτη (ο Ήλιος έχει ηλικία περί τα 4,7 δισεκ. έτη), ενώ η διάμετρός του είναι 24% μεγαλύτερη από αυτή του Ηλίου και η μάζα του 11% μεγαλύτερη της ηλιακής. Ως αποτέλεσμα, έχει απόλυτη (πραγματική) λαμπρότητα 30% μεγαλύτερη της ηλιακής, που αντιστοιχεί σε απόλυτο μέγεθος +4,51. Η περιεκτικότητά του σε στοιχεία βαρύτερα από το υδρογόνο και το ήλιο, γνωστή ως μεταλλικότητα, είναι επίσης μεγαλύτερη της ηλιακής. Οι αστέρες με μεγάλη μεταλλικότητα είναι πιθανότερο να φιλοξενούν πλανήτες[3]. Το 1996 οι αστρονόμοι Baliunas, Sokoloff και Soon μέτρησαν ότι ο αστέρας περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του μία φορά κάθε 37 γήινες ημέρες[4], αλλά μεταγενέστερες παρατηρήσεις (Simpson, E.K. κ.ά., Νοέμβριος 2010) έδωσαν περίοδο περιστροφής 21,9 ημέρες, μικρότερη της ηλιακής.

Παρότι ο αστέρας περιγράφηκε ως πιθανώς μεταβλητός σε μία εργασία του 1981[5], μετέπειτα παρατηρήσεις έδειξαν μηδαμινή χρωμοσφαιρική δραστηριότητα μεταξύ του 1977 και του 1989. Περαιτέρω έρευνα ανάμεσα στο 1994 και το 2007 έδειξε παρόμοια αμελητέα επίπεδα δραστηριότητας. Αυτά τα δεδομένα μαζί με τη σχετικώς μικρή εκπομπή ακτίνων X από τον αστέρα υποδεικνύουν ίσως ότι ο αστέρας μπορεί να βρίσκεται σε μία περίοδο αντίστοιχη με το ηλιακό Ελάχιστο Μώντερ[3], οπότε και δεν παρουσιάζει σχεδόν καθόλου κηλίδες ή άλλη δρατηριότητα.

Ο 51 Πηγάσου πλησιάζει τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα με ταχύτητα 33,7 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (121.300 χιλιόμετρα την ώρα).

Πλανητικό σύστημα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Κύριο λήμμα: 51 Πηγάσου b

Στις 6 Οκτωβρίου 1995 οι Ελβετοί αστρονόμοι Μισέλ Μαγιόρ και Ντιντιέ Κελόζ ανακοίνωσαν την ανακάλυψη ενός εξωηλιακού πλανήτη που περιφερόταν γύρω από τον 51 Πηγάσου[2]. Η ανακάλυψη έγινε με τη μέθοδο της φασματοσκοπίας Doppler, με τηλεσκόπιο στο Αστεροσκοπείο της Άνω Προβηγκίας στη Γαλλία. Λίγες ημέρες αργότερα, στις 12 Οκτωβρίου, επιβεβαιώθηκε από τους Τζεφ Μάρσυ και Πωλ Μπάτλερ με παρατηρήσεις από το Αστεροσκοπείο Λικ. Μέχρι σήμερα δεν έχει ανακαλυφθεί άλλος πλανήτης που να περιφέρεται γύρω από τον 51 Πηγάσου.

Ο 51 Πηγάσου b (51 Peg b) είναι ο πρώτος συνοδός πλανητικής μάζας που ανακαλύφθηκε σε συνηθισμένο αστέρα. Μετά την ανακάλυψή του, αρκετές διαφορετικές ερευνητικές ομάδες επιβεβαίωσαν την ύπαρξή του και προσδιόρισαν περαιτέρω τα χαρακτηριστικά του, όπως το ότι περιφέρεται πολύ κοντά στον αστέρα του και έχει επιφανειακή θερμοκρασία περί τους 1200 °C, ενώ η μάζα του είναι το λιγότερο ίση με το μισό της μάζας του πλανήτη Δία ή 160 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα της Γης. Η εξαιρετικά μικρή απόσταση από τον αστέρα δεν ήταν τότε συμβατή με τις υπάρχουσες θεωρίες περί δημιουργίας πλανητικών συστημάτων και έδωσε αφορμή να συζητηθούν θεωρίες περί πλανητικής μεταναστεύσεως. Γενικώς, γίνεται δεκτό ότι ο πλανήτης περιφέρεται στο επίπεδο του ισημερινού του αστέρα 51 Πηγάσου, το οποίο σχηματίζει με την ευθεία προς τη Γη γωνία 11 μοιρών, οπότε ο πλανήτης πρέπει να έχει μάζα οπωσδήποτε μικρότερη από τα 2/3 της μάζας του Δία[6]. Ωστόσο, αρκετοί «καυτοί Δίες» είναι σήμερα γνωστό ότι δεν περιφέρονται στο επίπεδο του ισημερινού του αστέρα τους[7].

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. van Leeuwen, F. (November 2007). «Validation of the new Hipparcos reduction». Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. Bibcode2007A&A...474..653V. 
  2. 2,0 2,1 Mayor, Michael; Queloz, Didier (1995). «A Jupiter-mass companion to a solar-type star». Nature 378 (6555): 355–359. doi:10.1038/378355a0. Bibcode1995Natur.378..355M. 
  3. 3,0 3,1 Poppenhäger, K.; Robrade, J.; Schmitt, J.H.M.M.; Hall, J.C. (Δεκέμβριος 2009), «51 Pegasi – a planet-bearing Maunder minimum candidate», Astronomy and Astrophysics 508 (3): 1417–1421, doi:10.1051/0004-6361/200912945 
  4. Baliunas, Sallie; Sokoloff, Dmitry; Soon, Willie (1996). «Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation?». The Astrophysical Journal Letters 457 (2): L99–L102. doi:10.1086/309891. Bibcode1996ApJ...457L..99B. .
  5. Kukarkin, B.V. και άλλοι. (1981). Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (Catalogue of suspected variable stars). Moscow: Academy of Sciences USSR Shternberg. Bibcode1981NVS...C......0K. 
  6. «51_peg_b». Extrasolar Planet Encyclopaedia. http://exoplanet.eu/catalog/51_peg_b/. Ανακτήθηκε στις 12 Νοεμβρίου 2012. 
  7. Roberto Sanchis-Ojeda; Josh N. Winn; Daniel C. Fabrycky (2012). Starspots and spin-orbit alignment for Kepler cool host stars. doi:10.1002/asna.201211765. Bibcode2013AN....334..180S. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Commons logo
Τα Wikimedia Commons έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα
Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα 51 Pegasi της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).