天坛座μ

**天坛座 μ**
	; 天坛座 μ
观测资料; 历元 J2000.0
星座	天坛座
星官
赤经	17h 44m 08.7s
赤纬	−51° 50' 03"
视星等（V）	+5.12
特性
光谱分类	G3IV–V
U−B 色指数	?
B−V 色指数	0.694
变星类型	无
天体测定
径向速度 (Rv)	−9.0 km/s
自行 (μ)	赤经：−15.06 mas/yr ; 赤纬：−191.17 mas/yr
视差 (π)	65.46 ± 0.80 mas
距离	49.8 ± 0.6 ly ; (15.3 ± 0.2 pc)
绝对星等 (MV)	+4.28
详细资料
质量	1.10 ± 0.05 M☉
半径	1.3150 ± 0.0190 R☉
亮度	1.75 ± 0.10 L☉
温度	5813 ± 40 K
金属量	210 ± 20%
自转	31 days
年龄	64亿1000万年
其他命名
	HR 6585, HD 160691, Gl 691, CD-51°11094, FK5 662, HIP 86796, SAO 244981, GC 24024

天坛座 μ (μ Ara / μ Arae) 是一颗类似太阳的橘黄色恒星，位置在天坛座，距离地球大约50光年。这颗恒星拥有的行星系统已经有4颗行星，其中三颗的质量与木星相当，最内侧的一颗是被发现的第一颗“热海王星”。

距离和可见度

依据依巴谷天体测量卫星测量显示，以地球绕太阳的距离为基线，天坛座 μ的视差是65.46微毫角秒，这意味著它与地球的距离是49.8光年（15.3秒差距）^[1]。从地球看这一颗星的视星等是+5.12，是裸眼就能看见的恒星。

恒星特征

天坛座 μ的质量比太阳略大，估计是1.1太阳质量。基于铁的丰盈度是太阳的两倍，被归类为富金属星。表面的温度与太阳近似，大约是5800K^[2]。估计它的半径比太阳大31.5%，光度也比太阳亮75% ^[3]。

就它的年龄而言，预期色球层的活动会逐渐降低，依据观测所得的活动程度，与依据理论模型的不同，天坛座 μ的年龄应该是64亿1000万年或是14亿5000万年^[4]。另一种估计年龄的方法是配合恒星演化特性的模型，这种方法建议的年龄是大约44亿年^[3]。

天坛座 μ的光谱类型是G3IV–V。G3 意味著这颗恒星的颜色是黄色，与我们的太阳 (G2V) 相似。这颗恒星在演化上可能即将耗尽核心内的氢，正要进入次巨星的阶段，这反映在它的亮度分类是介于IV（次巨星）和V（主序星上类似太阳的矮星）之间。

行星系统

天坛座 μ外面三颗行星的轨道与我们的太阳系比较，中心的恒星未按比例绘制。在这张图的比例下，最内侧的行星位就于中央恒星圆盘的边缘。

当2006年8月，环绕著天坛座 μ的四颗行星被发现时，其中三颗质量较大的是气体巨星，大小与木星接近。最内侧的第四颗质量接近天王星，可能是一颗小的气体巨星，或是大的类地行星。

发现

在2001年，英澳行星搜寻小组宣布发现了天坛座μb和环绕网罟座ε的行星轨道。这颗标示为天坛座μb的行星，被认为有高离心的轨道，公转周期为743天^[5]。这项发现是分析由行星环绕时拉扯恒星的引力造成的径向速度（测量恒星谱线的都卜勒位移）变化得到的。

进一步的观测显示出系统内还有另一个天体（天坛座μc）存在，这项发现在2004年公布，但当时有关于这颗行星的参数仍然很贫乏，只知道它的轨道周期大约是8.2年，并且有较高的离心率^[6]。

在2004年后期，一颗更小并在更内侧的行星被标示为天坛座μd，质量大约与天王星相似，公转周期只有9天。这是被发现的第一颗“热海王星”型的行星，使用了高精密度的高精度径向速度行星搜索器（HARPS）摄谱仪测量径向速度。^[2]。

在2006年，有两个小组，分别由Krzysztof Goździewski和弗朗西斯科·佩佩（Francesco Pepe）领导，各自独立的宣布使用径向速度测量到第四颗行星。这颗新发现的行星被命名为天坛座μe，以大约311天的周期在接近圆形的轨道上运行^[7]^[8]。新的模型修改了早先知道的行星参数，以较早先模型为低的离心率让行星运转。天坛座μ是继巨蟹座 55之后，第二个有四颗行星的外太阳系。

系统结构

天坛座μ系统示意图

天坛座 μ的系统包括一颗约为天王星质量的行星，以9天的轨道周期紧挨在内侧，还有三颗可能都是气体巨星的大质量行星，在广阔的空间，以接近圆形的轨道运转（这是对比于长期以来观察到的都是高离心率的太阳系外行星的说法）。天王星质量的行星可能是外围的气体都被恒星辐射被剥离的巨大行星的核，可能是一颗冥府行星^[9]；另一种可能的选择是在天坛座 μ系统内侧的是以岩石为主的“超级地球”^[2]。

比较靠近内侧的气体巨星"e" 和 "b" 位在1：2的共振轨道，使得它们有强烈的交互作用。最适合的解认为这个系统实际上是不稳定的：数值模拟认为在7,800万年后这个系统会毁灭掉，因此估计这个系统的年龄明显的比太阳系短。较稳定的解，包括这两颗行星实际上是共振的部份（类似格利泽876的系统）也仅是比最差的情况稍微好一点（一样难逃被毁灭的命运）^[8]。

对拱星盘搜寻的证据显示，在天坛座 μ附近没有类似古柏带的碎屑环绕著。如果天坛座 μ没有古柏带，可能是太暗淡了，以至于目前的仪器还无法检测出来^[10]。

天坛座μ的行星系
成员 (依恒星距离)	质量	半长轴 (AU)	轨道周期 (天)	离心率	倾角	半径
d	>0.03321 M_⊕	0.09094	9.6386 ± 0.0015	0.172 ± 0.04	—	—
e	>0.5219 M_⊕	0.921	310.55 ± 0.83	0.0666 ± 0.0122	—	—
b	>1.676 M_⊕	1.497	643.25 ± 0.90	0.128 ± 0.017	—	—
c	>1.814 M_⊕	5.235	4205.8 ± 758.9	0.0985 ± 0.0627	—	—

适居性

气体巨星"b"的位置在天坛座 μ可以让水维持液态的距离上。这可能抑制了类似地球的行星在适居带内形成，不过气体巨星的大天然卫星或是特洛依行星依然可以维持液态水的存在。换言之，考虑质量在行星和卫星之间的现有定标法，并不清楚是否确实有够质量的卫星形成并环绕著气体巨星^[11]。另外，测量恒星的紫外线流量认为，任何潜在的适居的行星或卫星都未能接收到足够的紫外线以触发生物分子的形成^[12]。

行星"e"可能接收了与地球一样多的紫外线量，因此他是位于紫外线适居区，但是那儿太热，使得卫星的表面无法保持液态水。

行星命名争议

这边文章对系外行星的命名是依照发现的顺序，以小写的罗马字母从"b"开始。这个系统是由Goździewski^[7]所领导的小组使用的。这篇文章采用这种方法来表示，并兼容早先已有三颗行星的模型。

另一方面，Pepe带领的小组对命名系统提出了修改，将行星以描述的特征来排序^[8]。因为最外层行星的参数受到压抑，因此之前的模型对4行星的介绍不足，结果导致在天坛座 μ的行星有不同的排列顺序。两个系统都同意670天周期的行星是"b"。Pepe系统将周期9天的命名为"c"，周期310天的行星为"d"，最外面的是"e"。

因为国际天文联合会尚未定义官方对系外行星命名的方法^[13]，因此究竟何者是“正确”的，仍是一个开放性的议题。

参考资料

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外部链接

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