{{위키데이터 속성 추적}}
{{외계행성 정보
| 이름=게자리 55 b
| 항성=[[게자리 55|게자리 55 A]]
| 별자리=[[게자리]]
| 적경={{RA|08|52|35.8}}
| 적위={{DEC|+28|19|51}}
| 거리=40.9 [[광년]] (12.5 [[파섹]])
| 형태=G8 V
| 평균거리=0.115 ± 0.0000011<ref name=fischer>{{저널 인용 | 저자 =DA Fischer ''et al.'' | 제목=Five Planets Orbiting 55 Cancri |저널=Astrophysical Journal |issue=675| page=790-801 |doi=10.1086/525512 |발행월=3월 |연도=2008}}</ref>
| 이심률=0.014 ± 0.008<ref name=fischer />
| 공전주기=14.65162 ± 0.0007<ref name=fischer />
| 질량=&gt;0.824 ± 0.007<ref name=fischer /> [[목성질량]]
| 발견일=1996-04-12
| 발견지역={{국기그림|미국}} [[미국]] [[캘리포니아주]]
| 발견방법=[[시선 속도]]
| 발견자=폴 버틀러, 제프리 마시
}}
[[파일:55 Rho Cancri 1 b.png|thumb]]
'''게자리 55 b'''는 태양과 비슷한 항성 [[게자리 55 A]]를 14.65일에 한 바퀴 도는 [[외계 행성]]이다. 가끔 이 행성을 '''게자리 55 Ab'''로 부르는 경우도 있는데, 이는 게자리 55는 두 개의 항성으로 이루어진 쌍성계이기 때문이다. 거리로 치면 항성에서 두 번째로 가깝고, [[뜨거운 목성]]으로 볼 수 있다. 1996년 제프리 마시와 폴 버틀러가 발견했다. 게자리 55 b는 [[펄사 행성]]들을 제외하면 네 번째로 발견된 외계 행성이다.

== 발견 ==
대다수의 다른 외계 행성들처럼 게자리 55 b 역시 행성의 [[중력]]이 항성을 앞뒤로 흔드는 [[시선 속도]] 변화 현상을 통해 발견되었다. 게자리 55 A의 [[도플러 효과]]에 나타나는 15일 주기의 진폭으로부터 이 행성의 존재가 입증되었다. 1996년 [[목동자리 타우]]의 행성, [[안드로메다자리 웁실론]]의 최근접 행성과 함께 발견 사실이 공식적으로 발표되었다.<ref>{{저널 인용|url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/310444|저자=Butler, R. et al.|제목=Three New 51 Pegasi-Type Planets|저널=The Astrophysical Journal|volume=474|연도=1997|쪽=L115 – L118|doi=10.1086/310444}}{{깨진 링크|url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/310444 }}</ref>

게자리 55 b의 질량은 [[목성]]의 78퍼센트 수준이다. b의 존재가 입증되었음에도 항성은 또 다른 시선 속도상 변화를 보여주고 있었으며, 이는 2002년 [[게자리 55 d]]의 발견으로 이어지게 되었다.

== 궤도 및 질량 ==
게자리 55 b는 항성에 가까이 붙어 있지만, 페가수스자리 51 b처럼 극단적으로 붙어 있지는 않다. 공전 주기상 바로 바깥을 도는 [[게자리 55 c]]와 1:3의 [[평균운동]] [[궤도공명|공명]]을 보이는 것으로 알려졌다. 그러나 이후 뉴턴 모의실험을 통해 행성 매개인수들을 조사한 결과, 두 행성의 공전 주기는 상기 비율과 비슷하게 맞아떨어지기는 하지만 실제로는 궤도공명 상태에 있지 않은 것으로 드러났다.<ref name=fischer />

게자리 55 b를 발견할 때 사용한 시선 속도법의 단점은 오로지 해당 천체의 최소 질량만을 알 수 있다는 것이다. [[허블 우주 망원경]]으로 [[측성학]]적 측정을 한 결과 게자리 55의 외행성은 천구면에 대해 약 53도 [[궤도경사각|기울어져]] 있었다.<ref>{{저널 인용|url=http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0408585|저자=McArthur et al.|제목=Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ<sup>1</sup> Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope|저널=The Astrophysical Journal|volume=614|연도=2004|쪽=L81 – L84|doi=10.1086/425561}}</ref> 게자리 55의 행성들은 하나의 공전면 위에서 항성을 돌고 있는 것으로 보인다. 만약 이것이 사실이라면 행성의 실제 질량은 목성 질량의 약 1.03배가 된다.<ref name=fischer />

== 특징 ==
b의 질량은 크기 때문에 딱딱한 표면이 없는 [[가스 행성]]으로 보인다. 다만 b는 간접적인 방법을 통해 관측되었기 때문에 반지름, 화학적 조성물, [[유효 온도]] 등의 자세한 사항은 알 수 없다. 만약 b의 조성 물질이 목성의 그것과 비슷하여 환경이 [[화학적 평형|화학적인 평형]] 상태에 있다고 가정한다면, 상층부 [[대기]]는 [[알칼리 금속]]의 [[흡수선]]이 강하게 나타나는, [[구름]] 한 점 없이 맑은 상태일 것이다.<ref>{{저널 인용|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...588.1121S|저자=Sudarsky, D. et al.|제목=Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets|저널=The Astrophysical Journal|volume=588|issue=2|쪽=1121 – 1148|연도=2003|doi=10.1086/374331}}</ref>

이 행성에는 커다란 [[자연 위성]]은 없을 것이다. 왜냐하면 행성의 [[조석력]]이 자기 주위의 작은 천체가 안정적으로 자신을 돌도록 만들지 않았을 것이기 때문이다. 만약 위성이 있었다고 하더라도, 항성계의 수명에 비해 상대적으로 짧은 기간 내에 공전 궤도가 망가져 이탈하거나, 행성의 강한 조석력 때문에 산산조각 났을 것이다.<ref>{{저널 인용|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...575.1087B|저자=Barnes, J., O'Brien, D.|제목=Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets|저널=The Astrophysical Journal|volume=575|issue=2|쪽=1087 – 1093|연도=2002|doi=10.1086/341477}}</ref>

== 참고 문헌 ==
<references/>

== 같이 보기 ==
* [[외계행성의 겉모습]]

== 외부 링크 ==
* [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-id.pl?protocol=html&Ident=%2A+55+Cnc+b '''SIMBAD''': * 55 Cnc b -- Extra-solar Planet Candidate]
* [http://exoplanet.eu/planet.php?p1=55+Cnc&p2=b '''The Extrasolar Planets Encyclopaedia''': 55 Cnc b]
* [https://web.archive.org/web/20090503123656/http://www.extrasolar.net/planettour.asp?StarCatId=normal&PlanetId=9 '''Extrasolar Visions''': 55 Cancri b]

[[분류:게자리 55]]
[[분류:게자리]]
[[분류:외계 행성]]
[[분류:1996년 발견한 외계 행성]]
[[분류:목성형 행성]]
[[분류:갈릴레오 갈릴레이]]