إتش دي 10180

الكواكب

إضافةً إلى ذلك، ويعتقد أن إتش دي 10180 e نبتون حار تبلغ كتلته نحو ضعف كتلة نبتون. وقد خفض تقدير بعده المداري وشذوذه المداري في سنة 2012. واحتمال الكشف الزائف أقل من 0.1%.

إضافةً إلى ذلك، وإتش دي 10180 g كوكب عملاق كتلته أكبر من كتلة نبتون. وله مدار شاذ على نحو ملحوظ على بعد 1.4 وحدة فلكية، وهو إما يعبر النطاق الصالح للحياة المتوقع للنظام وإما يقع داخله، غير أنه لا يلائم النماذج الحالية لقابلية الكواكب للسكن بسبب كتلته الكبيرة (23 ضعف كتلة الأرض على الأقل). وإذا كان عملاقا غازيا، فمن المرجح أنه من الصنف الثاني بحسب تصنيف سودارسكي. وثمة احتمال أن يكون لقمر طبيعي ذي ضغط جوي كاف ماء سائل على سطحه. وقد خفض تقدير بعده المداري وشذوذه المداري في سنة 2012 لكنه بقي في النطاق الصالح للحياة. واحتمال الكشف الزائف أقل من 0.1%.

في هذا الإطار، وإتش دي 10180 c، بكتلة دنيا تقارب كتلة أورانوس، هو نبتون حار. وتشير المحاكاات الديناميكية إلى أن النظام لا يكون مستقرا إذا زاد تدرج الكتلة على معامل قدره اثنان. وقد قدر دوره المداري وشذوذه المداري في الأصل بنحو 5.75979 ± 0.00062 يوم و0.045 ± 0.026 على الترتيب؛ غير أن هذين القدرين روجعا في عام 2012 لمصلحة مدار أكثر شذوذا. واحتمال الكشف الزائف أقل من 0.1%.

وفي هذا الصدد، إتش دي 10180 b كوكب محتمل بحجم الأرض على وجه التقريب (كتلته الدنيا 1.3 ضعف كتلة الأرض) يقع على بعد 0.02 وحدة فلكية. وقد قدر نصف قطره المداري في الأصل بمدار شبه دائري على مسافة 0.02225 ± 0.00035 وحدة فلكية (أقرب من عطارد، على نحو سبع المسافة، وأشد حرارة تبعا لذلك)، ويستغرق 1.1 يوم لإتمام دورة كاملة. وروجعت المعلمات المقدرة للكوكب b في سنة 2012 بنصف قطر مداري أصغر قليلا ومدار أكثر شذوذا. وكان احتمال الكشف الزائف يبلغ في البداية 1.4%؛ وقد حسن ميكو تومي هذا الاحتمال في سنة 2012، غير أن الدراسات اللاحقة لم تؤكد وجود الكوكب، ومنها دراسة كين عام 2014.

علاوةً على ذلك، وإتش دي 10180 h أكبر الكواكب المعروفة في النظام وأبعدها. وكان يعتقد في الأصل أنه كوكب عملاق بحجم زحل بكتلة دنيا تبلغ 65 ضعف كتلة الأرض، غير أن هذه الكتلة الدنيا روجعت لاحقا بالخفض إلى 46 كتلة أرضية. وهو يدور على بعد 3.4 وحدات فلكية، وهي مسافة تقارب بعد الجزء الخارجي من حزام الكويكبات عن الشمس، ومن ثم فمن المرجح أنه كوكب من الصنف الأول بحسب تصنيف سودارسكي. واحتمال الكشف الزائف يبلغ 0.6%.

كذلك، وإتش دي 10180 d نبتون حار. وقدرت كتلته في البداية بأكثر من 11.75 ± 0.65 كتلة أرضية (أي أصغر من أورانوس) وعلى مدار شبه شاذ قليلا؛ غير أن هذه التقديرات روجعت في عام 2012 بكتلة أكبر ومدار أقل شذوذا.

في هذا الإطار، وإتش دي 10180 j كوكب محتمل غير مؤكد، إما أرض فائقة حارة وإما قزم غازي، ادعى وجوده ميكو تومي في عام 2012. ولم تؤكده الدراسات اللاحقة.

كذلك، وإتش دي 10180 f نبتون حار يماثل في كتلته الكوكب إتش دي 10180 e. وعلى بعد مداري قدره 0.49 وحدة فلكية وشذوذ مداري قدره 0.12، يعد مداره نظيرا لمدار عطارد بمدى مماثل من درجات حرارة الجسم الأسود، وإن كان أي أثر دفيئة ينشأ عن غلاف جوي سيمنحه، بكتلته العالية، درجات حرارة لاهبة شبيهة بحرارة الزهرة أو أعلى منها. وقد خفض تقدير بعده المداري وشذوذه المداري قليلا في سنة 2012. واحتمال الكشف الزائف أقل من 0.1%.

من جهة ثانية، وإتش دي 10180 i كوكب أرض فائقة حار محتمل غير مؤكد، ادعى وجوده ميكو تومي في عام 2012. ولم تؤكده الدراسات اللاحقة.

الترتيب المداري

علاوةً على ذلك، وليس معروفا وجود كواكب في رنين متوسط الحركة، وإن كان النظام يشهد عددا من حالات شبه الرنين ومنها 3c:2i:1d و3e:2j:1f. والنسب التقريبية لأدوار المدارات المتجاورة هي (بالانتقال نحو الخارج): 1:5 و1:3 و1:3 و2:5 و1:5 و3:11.

وفي السياق ذاته، يضم النظام ستة كواكب تتراوح كتلها الدنيا بين 12 و46 ضعف كتلة الأرض (أي بكتل تمتد على وجه التقريب من كتلة أورانوس إلى ما دون كتلة زحل)، عند أنصاف أقطار مدارية تبلغ 0.06 و0.13 و0.27 و0.49 و1.43 و3.38 وحدات فلكية. وفي المجموعة الشمسية، تقع هذه المجموعة من المدارات بأكملها داخل حزام الكويكبات الرئيسي.

إضافةً إلى ذلك، وبما أن ميلان مدارات الكواكب غير معروف، فلا يمكن في الوقت الحاضر الحصول إلا على الكتل الكوكبية الدنيا. وتشير المحاكاات الديناميكية إلى أن النظام لا يمكن أن يكون مستقرا إذا تجاوزت الكتل الحقيقية للكواكب الكتل الدنيا بمعامل يزيد على ثلاثة (وهو ما يقابل ميلانا يقل عن 20°، علما بأن 90° تعني رؤية المدار من حافته). ووضعت دراسة نشرت عام 2020 حدودا عليا لكتل الكواكب المؤكدة استنادا إلى عدم رصدها في القياسات الفلكية لمسبار غايا: فالكوكب c أقل من ، والكوكب d أقل من ، والكوكب e أقل من ، والكوكب f أقل من ، والكوكب g أقل من ، والكوكب h أقل من . ومع أن بعض هذه الحدود العليا يقع في نطاق كتل الأقزام البنية، فمن المرجح أن الكتل الحقيقية أصغر من ذلك بكثير.

النظام الكوكبي

إضافةً إلى ذلك، وقد وجدت الدراسات اللاحقة منذ عام 2014 أن نموذج الكواكب الستة هو الأفضل مطابقة للبيانات. وليس معروفا أن النظام نظام كوكبي عابر، ومن ثم فمن غير المرجح اكتشاف كواكبه أو التحقق منها عبر طريقة العبور.

في هذا الإطار، وفي 5 أبريل 2012، قدم الفلكي ميكو تومي من جامعة هيرتفوردشاير ورقة بحثية إلى مجلة «علم الفلك والفيزياء الفلكية»، أقر نشرها في 6 أبريل 2012، اقترح فيها نموذجا من تسعة كواكب للنظام. وبإعادة تحليل البيانات باستخدام تحليل الاحتمال البايزي، روجعت معلمات الكواكب المعروفة سابقا، وعثر على مزيد من الأدلة على وجود الكوكب الأعمق (b)، وكذلك على أدلة على وجود كوكبين إضافيين (i وj).

علاوةً على ذلك، وفي سنة 2017، أظهرت محاكاة مدارية أن تكون عائلات مستقرة ديناميكيا من المذنبات في نظام إتش دي 10180 أمر غير مرجح. والسبب الذي حدد لعدم استقرار مدارات المذنبات هو موقع الكوكب الأضخم إتش دي 10180 h في المدار الأبعد.

وفي هذا الصدد، في 24 أغسطس 2010، أعلن فريق بحثي بقيادة كريستوف لوفيس من جامعة جنيف أن النجم يمتلك خمسة كواكب على الأقل، وربما ما يصل إلى سبعة كواكب. وقد اكتشفت هذه الكواكب باستخدام مطياف هاربس (HARPS)، بالاقتران مع مقراب 3.6 متر التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي في مرصد لاسيلا في تشيلي، وذلك باستخدام مطيافية دوبلر.

الخصائص

من جهة ثانية، إتش دي 10180 نجم من النوع G1V، وهو بذلك يولد الطاقة في نواته عبر الاندماج النووي الحراري للهيدروجين. وتقدر كتلة هذا النجم بأنها أكبر من كتلة الشمس بنسبة 6%، ويبلغ نصف قطره 120% من نصف قطر الشمس، ويشع 149% من ضياء الشمس. وتبلغ درجة الحرارة الفعالة للغلاف اللوني للنجم 5,911 كلفن، وهو ما يمنحه وهجا أصفر اللون شبيها بوهج الشمس. ولدى إتش دي 10180 وفرة من العناصر الأخرى غير الهيدروجين والهيليوم أعلى بنسبة 20% مما لدى الشمس. وبعمر يقدر بنحو 7.3 مليار سنة، فهو نجم مستقر لا يظهر نشاطا مغناطيسيا يذكر. وتقدر فترة دورانه حول محوره بنحو 24 يوما.

إضافةً إلى ذلك، واستبعد مسح أجري عام 2015 وجود أي رفيق نجمي على مسافات إسقاطية تمتد من 13 إلى 324 وحدة فلكية.

ومن ناحية أخرى، بناء على قياسات التزيح، يقع النجم على بعد 127 سنة ضوئية (39 فرسخا فلكيا) من الأرض. ويبلغ القدر الظاهري لهذا النجم 7.33، وهو أخفت من أن يرى بالعين المجردة، غير أنه يمكن رصده بسهولة بمقراب صغير. وعند ميل قدره −60°، لا يمكن رؤية هذا النجم من العروض الواقعة شمال المناطق المدارية.