HD 10180
| HD 10180 | |
|---|---|
 | |
| Classificazione | Nana gialla |
| Classe spettrale | G1 V |
| Distanza dal Sole | 128 ± 3 a.l. (39.4 ± 1 pc |
| Costellazione | Idra Maschio |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 01h 37m 53,5763s |
| Declinazione | -60° 30′ 41,499″ |
| Parametri orbitali | |
| Sistema planetario | sì |
| Dati fisici | |
| Diametro medio | 1 670 400 ± 442 656 km |
| Raggio medio | 1,20 ± 0,318 R⊙ |
| Massa | 1,062 ± 0,017 M⊙
|
| Acceleraz. di gravità in superficie | 4,39 (log g) |
| Temperatura superficiale |
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| Metallicità | 120% rispetto al Sole |
| Età stimata | 7,3 x 109 anni |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 7,33 |
| Magnitudine ass. | 4,37 |
| Parallasse | 25,39 ± 0,62 mas |
| Moto proprio | AR: -14.92 mas/anno Dec: 6.17 mas/anno |
| Velocità radiale | + 35,2 km/s |
| Nomenclature alternative | |
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HD 10180 è una stella di tipo solare, situata a 128 anni luce di distanza dalla Terra, nella costellazione dell'Idra Maschio. È nota per avere un folto gruppo di pianeti extrasolari che le orbitano attorno, almeno sei, più altri tre non ancora confermati.
Osservazione
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Nonostante la luminosità e la distanza, HD 10180, di magnitudine apparente 7,33, resta invisibile ad occhio nudo anche in una notte senza gli astri più luminosi, perché il valore massimo per la visibilità degli astri in notti con queste caratteristiche è la sesta magnitudine. Per poterla scorgere è quindi necessario un binocolo o un piccolo telescopio.
Caratteristiche fisiche
[modifica | modifica wikitesto]HD 10180 è una stella nana gialla di classe spettrale G1 V, avente dimensioni 1,2-1,52 quelle solari, il che si traduce in un diametro di circa 1,7-2,1 milioni di chilometri. La massa della stella è 1,05-1,07 volte quella del Sole. L'astro ha un'età calcolata a circa 7,3 miliardi di anni, quindi l'oggetto è più vecchio della nostra stella.
HD 10180 è situato nella costellazione dell'Idra a 128 ± 3 a.l. (39,4 ± 1 pc) dalla Terra.
Sistema planetario
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Scoperta
[modifica | modifica wikitesto]Il sistema planetario di sistema planetario è stato scoperto nell'agosto 2010 da un team di ricerca guidato da Christophe Lovis nell'università di Ginevra. Il team confermò la presenza di sei dei sette pianeti orbitanti. I pianeti sono stati rilevati utilizzando lo spettrografo HARPS, in collaborazione con il telescopio ESO di 3,6 metri a La Silla in Cile, utilizzando la spettroscopia Doppler. Furono confermati almeno cinque pianeti e altri due rimasero dei candidati.[1]
Il 5 aprile 2012, l'astronomo Mikko Tuomi dell'Università dell'Hertfordshire ha presentato un articolo su Astronomy and Astrophysics, approvato per la pubblicazione il 6 aprile 2012, che proponeva un modello a nove pianeti per il sistema. Rianalizzando i dati utilizzando l'analisi di probabilità bayesiana, i parametri dei pianeti precedentemente noti sono stati rivisti e sono state trovate ulteriori prove per il pianeta più interno (b), nonché prove di altri due pianeti (i e j).[2]
Studi successivi dal 2014 hanno scoperto che un modello a sei pianeti è il più compatibile per i segnali rilevati.[3][4] Nel 2017, una simulazione orbitale ha mostrato che la formazione di famiglie di comete dinamicamente stabili nel sistema HD 10180 è improbabile. La ragione identificata per l'instabilità delle orbite cometarie era la posizione del pianeta più massiccio HD 10180 h nell'orbita più esterna.[5]
Il sistema planetario non contiene pianeti in risonanze di moto medio, anche se ha un certo numero di risonanze "vicine", che sono puramente casuali. Poiché l'inclinazione orbitale dei pianeti è sconosciuta, sono note solo le masse planetarie minime. Le simulazioni dinamiche suggeriscono che il sistema non può essere stabile se le masse reali dei pianeti superano le masse minime di un fattore maggiore di tre (corrispondente a un'inclinazione inferiore a 20°, dove 90° è la vista di taglio). Uno studio del 2020 ha fissato limiti superiori alle masse dei pianeti confermati sulla base dei dati ricevuti dal satellite Gaia: il pianeta c ha una massa massima di <8,626 MJ, il pianeta d di <10,37 MJ, il pianeta e di <20,44 MJ, il pianeta f di <14,03 MJ, il pianeta g di <10,62 MJ e il pianeta h è <22,63 MJ.[6] Mentre alcuni di questi limiti superiori rientrano nell'intervallo di massa delle nane brune, è probabile che le masse reali siano significativamente inferiori.
I pianeti
[modifica | modifica wikitesto]Descrizione
[modifica | modifica wikitesto]HD 10180 b è un oggetto scoperto nel 2010: c'era la possibilità del 1,4% che fosse un falso segnale[1], comunque la conferma si è avuta nel 2012 da Mikko Tuomi et al.[2]. Il pianeta dista 0,02 UA dalla stella madre e percorre una rivoluzione in poco più di 1 giorno. Ha una massa minima 1,3 volte quella della Terra. Scoperto da Tuomi e colleghi nel 2012, non venne confermato in uno studio del 2014 di Kane e colleghi.[7]
HD 10180 c si trova alla distanza di 0,064 UA dalla stella (circa 6 volte più vicino di Mercurio al Sole), impiega 5-6 giorni a ruotare intorno alla stella e ha una massa minima di circa 13 masse terrestri, o 0,04 masse gioviane.
HD 10180 d dista circa 0,13 UA dalla sua stella di distanza, percorre la sua orbita intorno alla stella madre in circa 2 settimane e ha una massa simile a quella di HD 10 180 c.
HD 10180 e dista circa 0,27 UA da HD 10180 (più vicino di Mercurio al Sole), un'orbita intorno alla stella madre dura circa 50 giorni e ha una massa minima di circa 26 massa terrstre, ed è quindi un gigante gassoso.
HD 10180 f si trova alla distanza di circa 0,5 UA dalla stella centrale (meno di Venere dal Sole), un'orbita attorno alla stella madre richiede 123 giorni e ha una massa simile a quella di HD 10180 e.
HD 10180 g è distante 1,4 UA dalla sua stella (simile a Marte al Sole), ogni rivoluzione dura 1,5 anni e ha una massa di circa 0,07 masse gioviane. Si trova all'interno della zona abitabile e anche se si tratta probabilmente di un gigante gassoso una sua luna potrebbe avere acqua liquida in superficie.
Per ultimo c'è HD 10180 h, il pianeta più massiccio che dista circa 3,4 UA da HD 10180, distanza comparabile con quella della fascia degli asteroidi dal Sole e impiega quasi 7 anni a orbitare attorno alla stella. Ha una massa di circa 46 masse terrestri, la metà circa di quella di Saturno.
Sistema a 9 pianeti
[modifica | modifica wikitesto]Se fossero riconfermati tre dei pianeti scoperti nel 2012, la stella sarebbe la prima conosciuta ad avere un numero di pianeti maggiore del sistema solare[8][9].
Prospetto
[modifica | modifica wikitesto]Segue un elenco sui pianeti componenti il sistema di HD 10180.[2][6][4]
| Pianeta | Massa | Periodo orb. | Sem. maggiore | Eccentricità | Incl. orbita | Scoperta |
|---|---|---|---|---|---|---|
| HD 10180 b (non conferm.) | ≥1,3±0,8 M⊕ | 1,17768 ± 0,00010 giorni | 0,02225 ± 0,00035 UA | 0,0000 ± 0,0025 | — | 2010 |
| HD 10180 c | ≥13,2±0,4 M⊕ | 5,75979 ± 0,00062 giorni | 0,0641 ± 0,0010 UA | 0,045 ± 0,026 | >0,2841 | 2010 |
| HD 10180 i (non conferm.) | ≥1,9+1,6 −1,8 M⊕ | 9,655 ± 0,072 giorni | 0,0904 ± 0,047 UA | 0,05 ± 0,23 | — | 2012 |
| HD 10180 d | ≥11,97+0,7 −1,8 M⊕ | 16,3579 ± 0,0038 giorni | 0,1286 ± 0,0020 UA | 0,088 ± 0,041 | >0,2005° | 2010 |
| HD 10180 e | ≥25,6+1,0 −1,8 M⊕ | 49,745 ± 0,022 giorni | 0,2699 ± 0,0042 UA | 0,026 ± 0,036 | >0,2366° | 2010 |
| HD 10180 j (non conferm.) | ≥5,1±3,2 M⊕ | 67,55 ± 1,28 giorni | 0,330 ± 0,016 UA | 0,07 ± 0,12 | — | 2012 |
| HD 10180 f | ≥19,4+1,2 −1,8 M⊕ | 127,44 ± 0,23 giorni | 0,4929 ± 0,0078 UA | 0,119 ± 0,054 | >0,3028° | 2010 |
| HD 10180 g | ≥23,3+4,4 −1,8 M⊕ | 615 giorni | 1,427 ± 0,028 UA | 0,19 ± 0,14 | >0,3663° | 2010 |
| HD 10180 h | ≥46,3+3,4 −1,8 M⊕ | 2500 giorni | 3,381 ± 0,121 UA | 0,095 ± 0,086 | >0,5496° | 2010 |
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b (EN) C. Lovis et al., The HARPS search for southern extra-solar planets XXVII. Up to seven planets orbiting HD 10180: probing the architecture of low-mass planetary systems, in Astronomy & Astrophysics, vol. 528, 8 agosto 2010, DOI:10.1051/0004-6361/201015577.
- ^ a b c (EN) Mikko Tuomi et al., Evidence for 9 planets in the 10180 system (PDF), in Astronomy & Astrophysics.
- ^ Nathan C. Hara et al., Detecting exoplanets with the false inclusion probability anno=2022, in Astronomy & Astrophysics, vol. 663, A14, DOI:10.1051/0004-6361/202140543, arXiv:2105.06995.
- ^ a b M. Cretignier et al., YARARA: Significant improvement in RV precision through post-processing of spectral time series, in Astronomy & Astrophysics, vol. 653, A43, 2021.
- ^ Birgit Loibnegger et al., Case Studies of Exocomets in the System of HD 10180, in The Astronomical Journal, vol. 153, n. 5, 2017, p. 203, DOI:10.3847/1538-3881/aa67ef, arXiv:1712.02386.
- ^ a b F. Kiefer et al., Determining the true mass of radial-velocity exoplanets with Gaia, in Astronomy & Astrophysics, vol. 645, A7, 2021, DOI:10.1051/0004-6361/202039168.VizieR-table 9
- ^ Stephen R. Kane e Dawn M. Gelino, On the inclination and habitability of the HD 10180 system, in The Astrophysical Journal, vol. 792, n. 2, 2014.
- ^ (EN) Dan Vergano, HD 10180: Record-setting solar system spotted, in USA Today, 6 aprile 2012.
- ^ (FR) Découverte du système planétaire le plus peuplé, su eso.org, ESO.
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Altri progetti
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Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- Planet HD 10180 b exoplanet.eu
- HD 10180 su SIMBAD
