HD 149026b

发现

HD 149026 b由 N2K Consortium 发现于2005年，该团队以高度成熟的侦测法多普勒光谱学搜寻类似飞马座51b的极接近母恒星的行星。天文学家并使用凯克天文台和昴星团望远镜研究母恒星的光谱。当母恒星光谱中由行星造成的多普勒效应被发现后，在费尔伯恩天文台的天文学家以凌星法观测该恒星，最终发现当行星从母恒星前方通过时会使母恒星亮度小幅降低（约0.003等），确认了行星的存在。
虽然凌星造成的恒星光度下降程度不高，但足以让业余天文学家侦测到其变化，并且让业余天文学家有机会对天文发现做出重大贡献。事实上，一位业余天文学家朗·比辛格（Ron Bissinger）在正式宣布发现的前一天观测到了该行星的部分凌星现象。

轨道

HD 149026 b的轨道可能是圆形的（误差范围在一个标准差内）。

行星状态

HD 149026 b环绕母恒星的轨道是所谓的“烈焰轨道”（Torch orbit），它的轨道周期低于3个地球日。该行星的质量为木星的0.36倍或地球的114倍，仍高于土星。它的表面温度原始假设球面反照率0.3的估计值为1540 K，高于HD 209458 b预测的1400 K，因此被归类为“冥府行星”。天文学家接着比较行星凌星前和凌星中在波长8 μm 的行星和恒星合并辐射强度变化直接量测出它的昼半球亮温为2,300 ± 200 K，这大约是硅的沸点，并高于铁的熔点。
天文学家至今尚未直接量测HD 149026 b的反照率，而最初步估计值来自萨达斯基太阳系外行星分类法中第四和第五型推测反照率的平均。该行星表面的极高温度迫使天文学家放弃了原始的推算；并且现在推测它必定几乎吸收了所有来自恒星的辐射，也就是说它的有效反照率和HD 209458 b一样几乎为0。而大多数的辐射能吸收发生在大气层顶。在大气层顶和核心外围的高温高压气体之间有天文学家曾预测有较低温的平流层存在，但至今尚未被观测到。并且大气层组成成分中一氧化碳和二氧化碳可能相当大量。
HD 149026 b外围不透明的暗色高温云经常被认为是钒和钛的氧化物，不过托林等其他化合物仍无法排除其可能性。
HD 149026 b和母恒星的半径比是0.05158 +/- 0.00077，目前对HD 149026 b半径估计精确度限制是“恒星半径的不确定性”和恒星半径的量测被恒星表面上状态影响。
即使考虑到半径不确定性，HD 149026 b的半径只有木星的四分之三或土星的83%。HD 149026 b的体积偏低代表它是体积类似土星的行星中第一颗根据其质量和温度可知其密度异常大的行星。因此HD 149026 b可能有一个由比氢和氦重的元素组成的异常大的行星核：最初理论模型指出核心质量约地球70倍，更精确模型则是80到110倍地球质量。结果是HD 149026 b最后被判定是“超级海王星”，类似外太阳系中核心质量为主，外层主要是冰的巨行星，虽然目前仍无法得知HD 149026 b的核心主要是冰或岩石。 Robert Naeye 在《天空与望远镜杂志》中发表文章宣称“HD 149026 b的重元素（比氢和氦重的元素）含量与太阳系中所有行星和小行星重元素总和相当，甚至更高”。除了半径不确定性以外，HD 149026 b的潮汐加热过程也必须被考量。如果它目前的轨道是圆形的，并且是从更加椭圆形的轨道演变而来，那多余的热量将会使行星的半径大于模型的预期半径，从而加大其核心半径。
Naeye 更进一步推测，HD 149026 b核心上的重力高达10 g（地球表面重力10倍）。

理论意义

HD 149026 b的发现让天文学家指出这证明了当前流行的太阳星云吸积模型的其中一部分证据，也就是行星形成自较小天体的吸积。在这个模型中，巨行星胚胎增长到一定质量后就可以吸积获得厚层的氢和氦外层。不过该模型的反对者强调只有一个如此较高密度的气体巨行星并无法证明该模型。事实上，这样巨大的核心甚至难以核心使用吸积模型解释。
一个可能性是因为HD 149026 b距离母恒星很近，因此不像木星能有效清除行星系统中的其他岩石质天体。相反地，大量重元素向行星坠落使行星形成极大的核心。
对母恒星径向速度的精密量测让天文学家有机会侦测到行星经过自转中的恒星表面前方时造成恒星光球谱线位移的罗斯特-麦克劳克林效应。这个效应让天文学家得以量测行星轨道面和恒星赤道面交角。HD 149026 b以该效应量测的交角值+11° ± 14°。这反过来表明行星的形成可以是平和的，并且可能会和原行星盘相互反应。而更大的交角可能代表行星形成其间曾经和其他原行星之间激烈反应。直到2008年8月该角度值仍是典型的交角量测结果。