55 Cancri b

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
55 Cancri b
Planeta extrasolar Lista de planetas extrasolares
Estrela nai
Estrela 55 Cancri A
Constelación Cáncer
Ascensión recta (α) 08h 52m 35.8s
Declinación (δ) +28° 19′ 51″
Magnitude aparente (mV) 5,95
Distancia 40,3 ± 0,4 al
(12,3 ± 0,1 pc)
Tipo espectral G8V
Masa (m) 0,95 ± 0,10 M
Raio (r) 1,152 ± 0,035 R
Temperatura (T) 5.373 ± 9,7 K
Metalicidade [Fe/H] 0,29
Idade 7,4–8,7 Ga
Elementos orbitais
Eixo semimaior (a) 0,115 ± 0,0000011[1] UA
(17,2 Gm)
    9,18 mas
Periastro (q) 0,113 UA
(16,9 Gm)
Apoastro (Q) 0,116 UA
(17,4 Gm)
Excentricidade (e) 0,014 ± 0,008[1]
Período orbital (P) 14,65162 ± 0,0007[1] d
(0,04011325 a)
Inclinación (i) ~85[2][3]°
Argumento do
periastro
(ω) 131,94 ± 30[1]°
Tempo do periastro (T0) 2.450.002,94749 ± 1,2[1] Xd
Semi-amplitude (K) 71,32 ± 0,41[1] m/s
Características físicas
Masa (m) 0,824 ± 0,.007[1][2] MJ
Fluxo estelar (F) 48
Información do descubrimento
Data do descubrimento 12-04-1996
Descubridor(es) Butler, Marcy
Método do descubrimento Velocidade radial
Outros métodos de detección Tránsito
Lugar do descubrimento California, USA
Status do descubrimento Publicado
Outras designacións
55 Cancri Ab, Rho1 Cancri b, HD 75732 b
Referencias nas
bases de datos
Enciclopedia
Planetas Extrasolares
datos
SIMBAD datos
Simulación do planeta extrasolar 55 Cancri b.

55 Cancri b (abreviado 55 CNC b e, en ocasións, chamado 55 Cancri Ab, co fin de distinguilo da estrela 55 Cancri B) é un planeta extrasolar que orbita ó redor da estrela 55 Cancri A, a cal é semellante ó noso Sol, tarda en completar cada órbita 14,65 días. É o segundo planeta en orde de distancia respecto da súa estrela, e é un exemplo dun Xúpiter quente, ou case mellor sería dicir un Xúpiter morno.[4] Foi descuberto en 1996 por Geoffrey Marcy e R. Paul Butler, 55 Cancri b foi o cuarto planeta extrasolar descuberto, se excluímos ós planetas pulsar.

Descubrimento[editar | editar a fonte]

Gráfica da velocidade radial de 55 Cancri causada pola presenza de 55 Cancri b.

Como a maioría dos planetas extra-solares coñecidos, 55 Cancri b foi descuberto a través da detección das variacións da velocidade radial da súa estrela causadas pola gravidade do propio planeta. Ó facer medicións moi sensibles do efecto Doppler do espectro de 55 Cancri A, detectouse unha periodicidade de 15 días. O planeta foi anunciado en 1996, xunto co planeta de Tau Boötis e xunto co planeta máis interno de Upsilon Andromedae.[5]

Mesmo cando este planeta interior foi descuberto, cunha masa (estimada no momento do seu descubrimento), coma máximo, do 78% da masa de Xúpiter, a súa estrela seguía amosando un desvío na súa velocidade radial. Iso levou ó descubrimento do planeta exterior 55 Cancri d no ano 2002.

Órbita e masa[editar | editar a fonte]

55 Cancri b está nunha órbita de período curto, aínda que non tan extrema coma a do Xúpiter quente previamente detectado, 51 Pegasi b. O período orbital indica que o planeta está situado preto dunha resonancia orbital de 1:3 con 55 Cancri c, con todo as investigacións dos parámetros planetarios nunha simulación Newtoniana indican que mentres os períodos orbitais están preto desta relación, os planetas en si non están realmente en resonancia.[1]

No 2012, a atmosfera superior de 'b' foi observada mentres o planeta transitaba a súa estrela; a súa inclinación é de preto de 85 graos, co-planar con 'e'.[2] A súa masa é de case o 0,85 da masa de Xúpiter.[2]

Características[editar | editar a fonte]

55 Cancri b é un xigante gasoso sen superficie sólida. Observacións feitas durante o tránsito do planeta detectaron hidróxeno na súa atmosfera superior.[2] Este tránsito foi tan tanxencial, que propiedades, tales coma o raio, a densidade, e temperatura non puideron ser precisadas. Asumindo unha composición semellante á de Xúpiter e que o ambiente está preto de equilibrio químico, presuponse que a atmosfera superior de 55 Cancri b sexa máis despexada cá de Xúpiter e que teña unhas liñas do espectro dominadas por un metal alcalino.[6] O tránsito planetario indicou que a atmosfera estase lentamente evaporando baixo a calor do seu sol. Esta evaporación é máis lenta cás previamente estudadas noutros Xúpiter quentes (valga a redundancia, máis quentes ca 'b').[4]

É improbable que o planeta teña lúas de gran tamaño, xa que as forzas gravitatorias seguramente expulsarían estas lúas das súas órbitas, ou serían destruídas en escalas de tempo relativamente curtas para a idade deste sistema planetario.[7]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 DA Fischer e o seu equipo. (marzo 2008). "Five Planets Orbiting 55 Cancri". Astrophysical Journal 675 (675): 790–801. arXiv:0712.3917. Bibcode 2008ApJ...675..790F. DOI:10.1086/525512.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 D. Ehrenreich e o seu equipo. (02-10-2012). "Hint of a transiting extended atmosphere on 55 Cancri b". Astronomy & Astrophysics. arXiv:1210.0531. Bibcode 2012A&A...547A..18E. DOI:10.1051/0004-6361/201219981.
  3. D. Dragomir, 27-08-2012, referred to in Ehrenreich
  4. 4,0 4,1 "Astrophile: First puffy, 'warm Jupiter' spotted - space - 12 October 2012". New Scientist. http://www.newscientist.com/article/dn22376-astrophile-first-puffy-warm-jupiter-spotted.html. Consultado o 09-11-2012.
  5. Butler e o seu equipo.; Marcy, Geoffrey W.; Williams, Eric; Hauser, Heather; Shirts, Phil; (1997). "Three New 51 Pegasi-Type Planets". The Astrophysical Journal 474 (2): L115–L118. Bibcode 1997ApJ...474L.115B. DOI:10.1086/310444.
  6. Sudarsky, D. e o seu equipo. (2003). "Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets". The Astrophysical Journal 588 (2): 1121–1148. arXiv:astro-ph/0210216. Bibcode 2003ApJ...588.1121S. DOI:10.1086/374331.
  7. Barnes, J., O'Brien, D. (2002). "Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets". The Astrophysical Journal 575 (2): 1087–1093. arXiv:astro-ph/0205035. Bibcode 2002ApJ...575.1087B. DOI:10.1086/341477.

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]