天坛座μc
| 太阳系外行星 | 太阳系外行星列表 | |
|---|---|---|
| 母恒星 | ||
| 母恒星 | 天坛座μ | |
| 星座 | 天坛座 | |
| 赤经 | (α) | 17h 44m 08.7s |
| 赤纬 | (δ) | −51° 50′ 03″ |
| 距离 | 50.6 ± 0.2 ly (15.51 ± 0.07 pc) | |
| 光谱类型 | G3IV–V | |
| 轨道参数 | ||
| 半长轴 | (a) | 0.09094[1] AU |
| 轨道离心率 | (e) | 0.172 ± 0.040[1] |
| 公转周期 | (P) | 9.6386 ± 0.0015[1] d (0.02639 y) |
| 近星点时间 | (T0) | 2452991.1 ± 0.4[1] JD |
| 半振幅 | (K) | 3.06 ± 0.13[1] m/s |
| 物理性质 | ||
| 最小质量 | (m sin i) | 0.03321[1] MJ (10.55 M🜨) |
| 发现 | ||
| 发现时间 | 2004年8月25日 | |
| 发现者 | Santos, Bouchy Mayor, Pepe | |
| 发现方法 | HARPS | |
| 发现地点 |  智利拉西拉天文台 | |
| 发表论文 | Published | |
| 其他名称 | ||
HD 160691 c
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| 数据库参考 | ||
| 太阳系外行星 百科全书 | data | |
| SIMBAD | data | |
天坛座μc（Mu Arae c，也被称为 HD 160691 c）是一颗环绕天坛座μ的太阳系外行星。该行星发现于2004年8月25日。
发现
天坛座μc刚发现时，其质量被认为是地球的14倍[2]，之后的研究则修正为10.5倍地球质量[3]。其轨道相当接近母星天坛座μ，因此轨道周期只有9.6日。这个发现是得益于位于智利属于欧洲南方天文台的拉西拉天文台高精度径向速度行星搜索器摄谱仪。在2004年6月该光谱仪累积了8个晚上的资料确定该行星的存在。
行星特征
假如其真实质量相当于海王星和格利泽436b，那类地形星的质量上限理论上是14倍地球质量。这样体积下的行星可以确定是岩石行星，因为天坛座μ的金属量较太阳高[2]。此外，它被认为是形成于3.2天文单位的“雪线”以内。不过，许多该行星系统形成的模型显示，在母恒星将附近的冰清除前，行星形成的收缩过程中已经吸收了大量挥发性物质，因此其核心大约只有6倍地球质量[4]。其核心可能是所谓的“热冰”和气体，因此其行为可类似海王星。
天坛座μc因为距离母恒星太远，不会受到其母恒星的星冕物质抛射影响。不过有部分天文学家不同意它的质量是否代表其现在是热海王星或形成时已是热海王星[5]，或者它可能曾经是气体巨行星，但因为星冕物质抛射失去了大部分质量。
如果它曾经是失去质量的气体巨行星，它的母星可能会使较大的原行星（例如地球20倍质量到木星质量一半）加热到极高温。如果质量到木星质量一半，其最近的半径可能可达到0.6倍木星质量[4]。
天坛座μc因为相当接近其母恒星，因此其表面温度一定相当高。发现者假设其反照率为0.35，稍低于计算热木星表面温度时的反照率，例如牧夫座τb。这可能是因为发现者假设该行星可能是矽酸盐组成的超级地球，且没有云层和强烈瑞利散射的大气层。如果真是如此，其表面温度可达到900 K[2]。
天坛座μ系统中的四个行星都不是以现有仪器在地球上直接观测到，而都是以径向速度方式侦测到。
参见
参考资料
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Couetdic, J.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Laskar, J.; Lovis, C.; Naef, D.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Sivan, J.-P.; Sosnowska, D.; Udry, S. The HARPS search for southern extra-solar planets. VIII. μ Arae, a system with four planets. Astronomy and Astrophysics. 2007, 462 (2): 769–776. Bibcode:2007A&A...462..769P. arXiv:astro-ph/0608396
. doi:10.1051/0004-6361:20066194.
- ^ 2.0 2.1 2.2 N.C. Santos, F. Bouchy, M. Mayor, F. Pepe, D. Queloz, S. Udry, C. Lovis, M. Bazot, W. Benz, J.-L. Bertaux, G. Lo Curto, X. Delfosse, C. Mordasini, D. Naef, J.-P. Sivan, and S. Vauclair. A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae. Astronomy and Astrophysics. 2004, 426: L19–L23. Bibcode:2004A&A...426L..19S. arXiv:astro-ph/0408471 . doi:10.1051/0004-6361:200400076.
- ^ F. Pepe, A.C.M. Correia, M. Mayor, O. Tamuz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, J. Couetdic, J. Laskar, C. Lovis, D. Naef, D. Queloz, N. C. Santos, J.-P. Sivan, D. Sosnowska, and S. Udry. μ Ara, a system with four planets. Astronomy and Astrophysics. 2007, 462 (2): 769–776. Bibcode:2007A&A...462..769P. arXiv:astro-ph/0608396 . doi:10.1051/0004-6361:20066194.
- ^ 4.0 4.1 I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz. Birth and fate of hot-Neptune planets. Astronomy and Astrophysics. 2005, 450 (3): 1221–1229. Bibcode:2006A&A...450.1221B. arXiv:astro-ph/0512091v1 . doi:10.1051/0004-6361:20054040.
- ^ H. Lammer; et al. The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters (PDF). Geophysical Research Abstracts. 2007, 9 (07850) [2011-12-18]. （原始内容存档 (PDF)于2019-12-15）. The 0.09 AU sub-Jup is there called "HD160691d",
