55 Cancri d

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55 Cancri d ist ein extrasolarer Planet, der die Komponente 55 Cancri A des Doppelsternsystems 55 Cancri umkreist. Auf Grund seiner hohen Masse wird angenommen, dass es sich um einen Gasplaneten handelt. Er ist der fünfte und äußerste unter den bisher bekannten Planeten seines Systems.

Entdeckung[Bearbeiten]

Wie die Mehrzahl aller Exoplaneten wurde auch dieser mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. 55 Cancri d wurde zusammen mit dem Planeten c von Geoffrey Marcy und R. Paul Butler als zweiter und dritter Planet des Systems im Jahr 2002 entdeckt. Zu diesem Zeitpunkt wurde 55 Cancri bereits seit 12 Jahren beobachtet.

Bahneigenschaften[Bearbeiten]

Der direkte Vergleich mit unserem Sonnensystem zeigt die fast identischen Bahnen von Jupiter und 55 Cancri d.

Der Planet umkreist seinen Stern in einer Entfernung von ca. 5,77 Astronomischen Einheiten. Da zunächst von einem System mit drei, später vier massereichen Planeten ausgegangen wurde, ergaben sich hochgradig exzentrische Bahnen für 55 Cancri d. Im Modell mit fünf Planeten, wie es derzeit angenommen wird, ist die Exzentrizität mit 0,025 eher gering und seine Bahn fast kreisförmig. Die Umlaufzeit wird mit 5218 Erdtagen (mehr als 14 Jahre) angegeben. Sein Orbit ist dem des Jupiter ähnlich.

Physikalische Eigenschaften[Bearbeiten]

55 Cancri d hat eine Masse von mindestens 1219 Erdmassen bzw. 3,835 Jupitermassen. Messungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop lassen eine Neigung der Ebene der Umlaufbahn von 53° vermuten, demnach würde die Masse auf 4,8 Jupitermassen ansteigen. Der Radius von 55 Cancri d ist wahrscheinlich etwas geringer als der von Jupiter.

Verlässliche Daten zur Zusammensetzung, Größe und Temperatur gibt es nicht, entsprechende Spekulationen beruhen auf Modellrechnungen. 55 Cancri d ist mit sehr hoher Wahrscheinlichkeit ein Gasplanet, der überwiegend aus flüchtigen Elementen wie Wasserstoff und Helium bestehen dürfte. Durch die große Masse könnte die aus inneren Prozessen wie der Gaskontraktion entstehende Wärme den Planeten so warm werden lassen, dass er mit weißen Wolken aus Wasser bedeckt ist.[1]

Quellen[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. David Sudarsky, Adam Burrows, Ivan Hubeny: Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets. (2003) The Astrophysical Journal, 588: 1121-1148. doi:10.1086/374331

Weblinks[Bearbeiten]