Гамма Цефея A b
Га́мма Цефе́я A b (также Та́дмор)[5] — экзопланета, обращающаяся вокруг одного из компонентов двойной звезды Гамма Цефея — оранжевого гиганта или субгиганта спектрального класса K1[6]. Планета представляет собой газовый гигант[7] массой, по разным оценкам, примерно 4—10 масс Юпитера[1][8]. Обращается вокруг своей звезды на среднем растоянии около 2 а. е. от неё с орбитальным периодом примерно 2,5 года[9][10]. Первые признаки присутствия этой планеты были обнаружены в 1988 году[11], однако подтверждено её существование было лишь в 2002 году[12][13].
Общие сведения
| Гамма Цефея A b | |
|---|---|
| Экзопланета | |
| Родительская звезда | |
| Звезда | Гамма Цефея A |
| Созвездие | Цефей |
| Прямое восхождение (α) | 23ч 39м 20,59с |
| Склонение (δ) | +77° 37′ 59,25″ |
| Расстояние |
44,94 ± 0,1[1] св. года (13,78 ± 0,03[1] пк) |
| Спектральный класс | K1 III-IV e |
| Элементы орбиты | |
| Большая полуось (a) | 2,044 ± 0,057[2] а. е. |
| Эксцентриситет (e) | 0,115 ± 0,058[2] |
| Орбитальный период (P) |
902,9 ± 3,5[2] д. (2,472 ± 0,010 л.) |
| Наклонение (i) | 5,7[3][4][…] |
| Аргумент перицентра (ω) | 63 ± 27° |
| Время перицентра (T0) | 2 453 156,8 ± 52,4 JD |
| Полуамплитуда лучевой(K) скорости звезды |
27,5 ± 1,5 м/с |
| Физические характеристики | |
| Масса (m) | >500 M⊕ |
| Минимальная масса (m sin i) | 1,60 ± 0,13 MJ |
| Радиус(r) | ? RJ |
| Информация об открытии | |
| Дата открытия | 2003 |
| Первооткрыватель(и) | Брюс Кэмпбелл, Гордон Уолкер, Стивенсон Янг, Арти Хатцес, Уильям Кокран |
| Метод обнаружения | Доплеровская спектроскопия |
| Место открытия |
 США |
| Статус открытия | Подтверждено |
| Другие обозначения | |
| HIP 116727 Ab, HD 222404 Ab, HR 8974 Ab, BD +76°928 Ab | |
История открытия
Впервые признаки присутствия экзопланеты, обращающейся вокруг звезды γ Цефея A, были обнаружены канадскими астрономами Брюсом Кэмпбеллом, Гордоном Уолкером и Стивенсоном Янгом в 1988 году[14][13]. Учёные провели спектроскопические наблюдения 23 звёзд и на их основе измерили лучевые скорости 4 субгигантов и 12 звёзд главной последовательности спектральных классов K и M. Они искали периодические колебания лучевой скорости звезды, которые могли быть вызваны обращением планеты вокруг неё (метод доплеровской спектроскопии)[11].
Аналогичные колебания лучевой скорости звезды могут происходить не только из-за наличия планеты, но и в том случае, если она и какая-то другая звезда образуют двойную систему и обращаются вокруг общего центра масс. Именно так исследователи обнаружили, что звезда γ Цефея является двойной: в начале периода наблюдений звезда удалялась от Солнечной системы с лучевой скоростью около 700 м/с, которая впоследствии монотонно уменьшалась и примерно через 3,5 года поменяла знак, то есть звезда перестала удаляться и начала приближаться к Солнцу. К 1987 году она уже приближалась со скоростью около 700 м/с[11].
На фоне этого долгосрочного изменения лучевой скорости звезды наблюдались более краткосрочные колебания (с периодом около 2,7 лет) значительно меньшей амплитуды (около 25 м/с). За весь 6-летний срок учёные наблюдали около двух периодов таких колебаний. По расчётам учёных, причиной этих колебаний могло быть обращение вокруг звезды экзопланеты с минимальной массой около 1,7 MJ[11].
В 1989 году Энтони Лоутон и П. Райт также пришли к выводу, что колебания лучевой скорости звезды γ Цефея указывают на существование экзопланеты массой 1,5—2,0 MJ, обращающейся вокруг неё[15].
В 1992 году некоторые из авторов исследования 1988 года (Уолкер и Янг) вместе с другими соавторами уточнили период короткопериодических колебаний лучевой скорости звезды, получив значение 2,52 года. Вместе с тем они поставили под сомнение объяснение этих колебаний, связанное с обращением экзопланеты, и предположили, что их причиной могут быть переменные процессы в самой звезде (например, её собственное вращение или хромосферная активность). Такие характеристики звезды, как спектр, показатель цвета и радиус указывали на то, что она является жёлтым гигантом. Авторы решили, что на столь малом расстоянии от звезды-гиганта может существовать только твёрдая, каменистая планета, а не газовая, подобная Юпитеру. Однако существование твёрдых планет массивнее Юпитера не представлялось правдоподобным[16].
Существование этой экзопланеты было подтверждено только в 2002—2003 годах тем же методом доплеровской спектроскопии на основании высокоточных наблюдательных данных, собранных в обсерватории Мак-Доналд в период с 1981 по 2002 год[12][9]. Авторы пришли к выводу, что наиболее вероятным объяснением колебаний лучевой скорости звезды является обращение вокруг неё экзопланеты с минимальной массой 1,7 MJ, большой полуосью орбиты 2,13 а. е. и с орбитальным периодом 2,5 года. Более точный анализ всех имеющихся данных, собранных за 20 лет, показал, что их нельзя объяснить собственным вращением звезды, её пульсациями или изменениями конвекции её вещества[9].
Экзопланета обращается вокруг главного компонента двойной звезды Гамма Цефея, который обозначается как «Гамма Цефея A» (γ Cep A). Поэтому сама планета носит обозначение «Гамма Цефея A b» (γ Cep A b). В 2015 году Международный астрономический союз утвердил для неё название Та́дмор — в честь города в Сирии[5].
Столь большая задержка подтверждения существования Тадмора не позволила ему стать первой открытой экзопланетой в истории. Поэтому первыми открытыми экзопланетами считаются суперземли Полтергейст и Фобетор, обращающиеся вокруг пульсара PSR 1257+12 и имеющие массы около 4,3 и 3,9 M⊕ соответственно. Их существование было подтверждено радиоастрономами Александром Вольщаном и Дейлом Фрейлом в 1992 году[17][18][13][19].
Местоположение и орбита
Двойная звезда Гамма Цефея находится на расстоянии 45 световых лет от Солнца[1]. Планета Тадмор обращается по эллиптической орбите вокруг её главного компонента — оранжевого гиганта (или субгиганта) Гамма Цефея А спектрального класса K1 с массой около 1,20—1,32 M⊙ и радиусом 4,64—4,84 R⊙[10][1]. Характеристики орбиты планеты, полученные в разных работах, приведены в таблице ниже.
| Параметр | Hatzes et al. (2003)[9] | Torres (2007)[10] | Neuhäuser et al. (2007)[2] |
| Большая полуось (а. е.) | 2,13 ± 0,05 | 1,94 ± 0,06 | 2,044 ± 0,057 |
| Эксцентриситет | 0,12 ± 0,05 | 0,113 ± 0,058 | 0,115 ± 0,058 |
| Период обращения (в годах) | ~2,48 | 2,4717 ± 0,0096 | ~2,47 |
| Период обращения (в сутках) | 905,574 ± 3,08 | 902,8 ± 3,5 | 902,9 ± 3,5 |
Физические характеристики
В 2006 году астроном Гильермо Торрес из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики реконструировал трёхмерную орбиту двойной звезды γ Цефея на основе объединённого анализа большой совокупности данных по колебаниям лучевой скорости главного компонента (γ Цефея A), а также астрометрических данных о его небесных координатах и собственном движении (собранных как космическим телескопом «Гиппаркос» в 1989—1993 годах, так и наземными телескопами за весь XX век). На основе этой реконструкции была вычислена как масса самой звезды (1,18 ± 0,11 M⊙), так и минимальная масса обращающейся вокруг неё планеты: 1,43 ± 0,13 MJ[10].
Также были наложены ограничения на максимальное значение массы планеты: она оказалась ниже 13,3 MJ с точностью 95 % и ниже 16,9 MJ с точностью 99,73 %[10]. Это доказало, что данный компонент является не звездой, а субзвёздным объектом — планетой-гигантом или коричневым карликом. Полученная верхняя граница массы как раз соответствует пограничному значению, разделяющему планеты и коричневые карлики, которое равно 13 MJ[20].
В 2018 году был проведён ещё один анализ данных об изменении лучевой скорости и собственного движения звезды γ Цефея A, включающий также данные астрометрических наблюдений космического телескопа «Хаббл». Целью анализа было исследование возмущений движения звезды, вызываемых обращающейся вокруг неё планетой, и вычисление на этой основе массы планеты. Полученная в итоге оценка массы составила 9,4+0,7
−1,1 MJ[8].
Сравнение теоретической модели звезды γ Цефея A с наблюдательными астросейсмологическими данными по её солнцеподобным осцилляциям, проведённое в 2023 году, позволило вычислить новые ограничения как на массу самой звезды, так и на массу обращающейся вокруг неё планеты, которые составили 1,27+0,05
−0,07 M⊙ и 6,6+2,3
−2,8 MJ соответственно[1]. Таким образом, Гамма Цефея A b — это именно планета (газовый гигант)[7], а не коричневый карлик.
| Работа | Гамма Цефея A | Гамма Цефея B | Гамма Цефея A b |
| Torres (2007)[10] | 1,18 ± 0,11 M⊙ | 0,362 ± 0,022 M⊙ | > 1,43 ± 0,13 MJ |
| Neuhäuser et al. (2007)[2] | 1,40 ± 0,12 M⊙ | 0,409 ± 0,018 M⊙ | > 1,60 ± 0,13 MJ |
| Benedict et al. (2018)[8] | — | — | 9,4+0,7 −1,1 MJ |
| Mugrauer et al. (2022)[21] | 1,294 ± 0,081 M⊙ | 0,384 ± 0,013 M⊙ | — |
| Knudstrup et al. (2023)[1] | 1,27+0,05 −0,07 M⊙ |
0,328+0,009 −0,012 M⊙ |
6,6+2,3 −2,8 MJ |
Примечания
Литература
- Маров М. Я. Космос: от Солнечной системы вглубь Вселенной. — Изд. 3-е, испр. и доп.. — М.: Физматлит, 2021. — С. 354. — 588 с. — ISBN 978-5-9221-1911-5.
- Boss A. The crowded Universe: The search for living planets (англ.). — 1st Edition. — Basic Books, 2009. — 256 p. — ISBN 978-0-4650-0936-7.
- Campbell B. et al. A search for substellar companions to Solar-type stars (англ.) // The Astrophysical Journal. — 1988. — Vol. 331. — P. 902. — doi:10.1086/166608. — . Архивная копия от 9 февраля 2024 на Wayback Machine.
- Cochran W. D. et al. A planetary companion to the binary star Gamma Cephei (англ.) // Bulletin of the American Astronomical Society. — 2002. — Vol. 34. — P. 916. — .
- Hatzes A. P. et al. (2003). “A planetary companion to γ Cephei A”. The Astrophysical Journal [англ.]. 599 (2): 1383—1394. arXiv:astro-ph/0305110. Bibcode:2003ApJ...599.1383H. DOI:10.1086/379281.
- Torres G. (2007). “The planet host star γ Cephei: Physical properties, the binary orbit, and the mass of the substellar companion”. The Astrophysical Journal [англ.]. 654 (2): 1095—1109. arXiv:stro-ph/0609638. Bibcode:2007ApJ...654.1095T. DOI:10.1086/509715.
- Neuhäuser R. et al. (2007). “Direct detection of exoplanet host star companion γ Cep B and revised masses for both stars and the sub-stellar object”. Astronomy & Astrophysics [англ.]. 462 (2): 777—780. arXiv:astro-ph/0611427. Bibcode:2007A&A...462..777N. DOI:10.1051/0004-6361:20066581.
- Benedict G. F. et al.. A mass for γ Cep Ab (англ.) // Research Notes of the American Astronomical Society. — 2018. — Vol. 2, no. 2. — P. 7. — doi:10.3847/2515-5172/aabe7e. — . Архивная копия от 7 сентября 2025 на Wayback Machine.
- Knudstrup E. et al. (2023). “Solar-like oscillations in γ Cephei A as seen through SONG and TESS. A seismic study of γ Cephei A”. Astronomy & Astrophysics [англ.]. 675: A197. arXiv:2306.09769. Bibcode:2023A&A...675A.197K. DOI:10.1051/0004-6361/202346707. Архивировано из оригинала 2025-10-20.
Ссылки
- Gamma Cephei b (англ.). NASA Science. Дата обращения: 22 декабря 2025. Архивировано 5 февраля 2025 года.
- Левин А. Свита звезд: экзопланеты // Популярная механика. — 2009. — № 1. Архивная копия от 4 марта 2016 на Wayback Machine.
