2M1207b estas planed-masa objekto kiu orbitas ĉirkaŭ la bruna nano2M1207, en la konstelacio Centaŭro, je proksimume 170 lumjarojn for de la Tero.[2] Malkovrita dum 1994 de skipo gvidita de Gaël Chauvin per la Very Large Telescope (VLT) ĉe la Observatorio Paranal, ĝi estis unu el la unuaj kandidatoj por esti rekte observitaj (per infraruĝa bildigo).[5] Ĝi estas inter 3 kaj 7 fojoj pli masa ol Jupitero kaj orbitas ĉirkaŭ 2M1207 je distanco simila al la distanco inter Plutono kaj la Suno en nia Sunsistemo (proksimume 40 AU).[3][6]
Temas pri tre varma gasgiganto; kun taksita surfaca temperaturo de 1600 K (1300 °C), precipe pro gravita kuntiriĝo.[4] Kvankam ĝia infraruĝa spektro indikas la ĉeeston de akvaj molekuloj en sia atmosfero,[7] ĝi ne estas kandidato por teni vivon, nek en sia surfaco nek sur ebla satelito.
Malkovro kaj ecoj
Infraruĝa bildo de 2M1207 (blue) kaj 2M1207b (ruĝe). Bildo farita per la 8,2-metra teleskopo Yepun VLT.
2M1207 b estas proksimume 100 oble pli malhela sur la ĉielo ol sia stelo.[8] Ĝi estis unue detektita dum 2004 per la VLT. Post la unuaj observoj, ankoraŭ restis duboj ĉu temis pri malsamaj steloj, sed aldonaj observoj faritaj per la kosmoteleskopo Hubble kaj la VLT montris ke ambaŭ objektoj moviĝas kune kaj tre eble temas pri binara sistemo.[7]
La unua fotometria kalkulo de la distanco al 2M1207 b estis 70 parsekoj.[2] Dum decembro 2005, la usona astronomo Eric Mamajek raportis pli precizan distancon (53 ± 6 parsekoj) al 2M1207 b.[9] Lastatempa kalkulo de la paralakso konfirmis tiun mezuron: 52,75 ± 1,00 parsekoj aŭ 172 ± 3 lumjaroj.[2]
La kalkuloj pri la maso, grando kaj temperaturo de 2M1207 b estas nur proksimumaj. Kvankam spektroskopiaj evidencoj estas konformaj kun maso de 8 ± 2 Jupiter-masoj kaj surfaca temperaturo de 1600 ± 100 K, teoriaj modeloj por tiaj objektoj prognozas lumecon 10 oble pli granda ol tiu observita por ĉi tiu astro. Pro tio, ankaŭ estis proponitaj aliaj modeloj kun pli malgrandaj masoj kaj temperaturoj. Alia ebleco estas ke la planedo estu ĉarikaŭita de gasa kaj polva disko kiu kaŝas parton de sia varmo.[4] Alia ne tro ebla propono por ekspliki la mallumecon de la planedo, sugestita de Mamajek kaj Michael Meyer, estas ke la planedo estas nun multe pli malgranda sed radiadas varmon kaŭzita de freŝa kolizio.[10][11]
Kvankam la maso de 2M1207 b ne estas sufiĉe granda por la fuzio de la deŭterio (taksita je proksimume 13 Jupiter-masoj) kaj la bildo pri 2M1207 b estis vaste disvastigita kiel la unua rekta bildigo de ekstersunsistema planedo, astronomoj ankoraŭ dubas ĉu 2M1207 b estas aŭ ne vera planedo. Iuj difinoj de la termino planedo postulas ke ĝi formiĝu same kiel la planedoj de la Sunsistemo formiĝis, tio estas per sekundara akrecio el protoplaneda disko.[12] Laŭ tiu difino, se 2M1207 b formiĝintus rekte el gasa nebulozo per gravita kolapso, ĝi povus esti klasifikita kiel sub-bruna nano anstataŭ kiel planedo. Simila debato ekzistas rilate al GQ Lupi b, bildigita ankaŭ dum 2004.[13] En la alia flanko, la malkovro de nekutimaj kazoj kiel Cha 110913-773444—interstela, planed-masa objekto— ekis la diskuton ĉu la nuntempa difino pri planedo estas taŭga aŭ ne.[14] Je 2006, la Internacia Astronomia Unio priskribas la planedon 2M1207 b kiel "ebla planed-masa kunulo de bruna nano."[15]
↑ 4,04,14,2The Planetary Mass Companion 2MASS 1207-3932B: Temperature, Mass, and Evidence for an Edge-on Disk, Subhanjoy Mohanty, Ray Jayawardhana, Nuria Huelamo, and Eric Mamajek, Astrophysical Journal657, #2 (March 2007), pp. 1064–1091. Ŝablono:BibcodeCOI:10.1086/510877.
↑A giant planet candidate near a young brown dwarf. Direct VLT/NACO observations using IR wavefront sensing, G. Chauvin, A.-M. Lagrange, C. Dumas, B. Zuckerman, D. Mouillet, I. Song, J.-L. Beuzit, P. Lowrance, Astronomy and Astrophysics, 425 (October 2004), pp. L29–L32. Ŝablono:BibcodeCOI:10.1051/0004-6361:200400056.
↑Estimated observed projected separation from observed angular separation and estimated distance.
↑An Improbable Solution to the Underluminosity of 2M1207B: A Hot Protoplanet Collision Afterglow, Eric E. Mamajek and Michael R. Meyer, Astrophysical Journal668, #2 (October 2007), pp. L175–L178. Ŝablono:BibcodeCOI:10.1086/522957.
