55 Cancri d

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
55 Cancri d
Planeta extrasolar Lista de planetas extrasolares
55 Cnc d rv.pdf
As variacións da velocidade radial de 55 Cancri ó longo do tempo, a consecuencia da presenza de 55 Cancri d.
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) 5,77 ± 0,11[1] UA
(863 Gm)
    462 mas
Periastro (q) 5,63 UA
(842 Gm)
Apoastro (Q) 5,92 UA
(885 Gm)
Excentricidade (e) 0,025 ± 0,03[1]
Período orbital (P) 5.218 ± 230[1] d
(14,29 a)
Argumento do
periastro
(ω) 181,3 ± 32[1]°
Tempo do periastro (T0) 2.452.500,6 ± 230[1] Xd
Semi-amplitude (K) 46,85 ± 1,8[1] m/s
Características físicas
Masa mínima (m sin i) 3,835 ± 0,08[1] MJ
Fluxo estelar (F) 0,019
Información do descubrimento
Data do descubrimento 13-06-2002
Descubridor(es) Marcy e o seu equipo.
Método do descubrimento Velocidade radial
Lugar do descubrimento California, USA
Status do descubrimento Publicado
Outras designacións
55 Cancri Ad, Rho1 Cancri d, HD 75732 d
Referencias nas
bases de datos
Enciclopedia
Planetas Extrasolares
datos
SIMBAD datos

55 Cancri d (abreviado 55 Cnc d) é un planeta extrasolar de longo período orbital, que orbita unha estrela semellante ó noso Sol, 55 Cancri A. O planeta está situado a unha distancia respecto da súa estrela semellante á distancia a que está Xúpiter respecto do noso Sol, é o quinto planeta en ser descuberto no seu sistema planetario e é o máis externo. 55 Cancri d foi descuberto en 13 de xuño de 2002.

Descubrimento[editar | editar a fonte]

Coma a meirande parte dos planetas extra-solares coñecidos, 55 Cancri d detectouse pola observación das variacións da velocidade radial da súa estrela. Isto foi conseguido a través de medicións moi precisas e finas do efecto Doppler do espectro da súa estrela. No momento do descubrimento, 55 Cancri A xa era coñecida por posuír un planeta (55 Cancri b), con todo, aínda había un desvío nas medicións da velocidade radial, desvío que aínda non tiña un explicación clara. [2]

No ano 2002, outras novas observacións revelaron a presenza dun planeta de longo período nunha órbita a unhas 5 UA respecto da estrela.[3] Eses mesmos estudos indicaron a presenza doutro planeta interior, designado 55 Cancri c.

Órbita e masa[editar | editar a fonte]

A órbita de 55 Cnc d podería ser máis externa cá de Xúpiter.

Cando 55 Cancri d foi descuberto, pensouse que estaba nunha órbita cunha excentricidade orbital mínima, de xeito semellante á órbita similar a Xúpiter no noso sistema solar, aínda que os elementos orbitais non foron ben precisados.[3] A medida que se foron recollendo máis datos, a solución que mellor se axustaba a este planeta resultou ser unha órbita altamente excéntrica, máis que calquera dos planetas do noso Sistema Solar (incluíndo Plutón).[4] No 2008, despois de que fose observada unha órbita completa do planeta, a órbita real foi desvelada, indicando o que orixinariamente se sospeitaba, a órbita de 14 anos do planeta era, de feito, case circular, situada a unhas 5,77 AU respecto da súa estrela.[1]

Unha limitación do método da velocidade radial utilizado para descubrir 55 Cancri d é que só se pode obter un límite inferior para a masa do planeta. No caso de 55 Cancri d, este límite inferior é de aproximadamente 3,835 veces a masa de Xúpiter. No 2004, medicións astrométricas feitas cos Fine Guidance Sensors do Telescopio Espacial Hubble indican que a órbita do planeta ten unha inclinación duns 53° respecto do plano do ceo. [4] Se esta medida é confirmada, implicaría que a masa real do planeta é un 25% maior có seu límite inferior, preto das 4,8 masas de Xúpiter, e non vai ser coplanar co planetas máis interiores 'e' e 'b' (ambos inclinados 85°).

Características[editar | editar a fonte]

Dada a elevada masa do planeta, o planeta é un xigante gasoso sen superficie sólida. Xa que o planeta só se detectou de xeito indirecto, parámetros tales coma o raio, composición, ou temperatura son descoñecidos.

Asumindo unha composición semellante á de Xúpiter e de que a atmosfera do planeta estea preto do equilibrio químico, prevese que 55 Cancri d estea cuberto por unha capa de nubes de auga: a calor interna do planeta probablemente sexa demasiado alta coma para forma-las nubes baseadas no amoníaco que son típicas de Xúpiter. A súa gravidade superficial é posiblemente de 4 a 5 veces máis maior cá de Xúpiter, ou o que é o mesmo, preto de 10 a 15 veces a da Terra, o cal é debido a que o raio do planeta seguramente sexa só un pouco maior có Xúpiter, ou incluso algo menor có de Xúpiter debido o alto contido de metal da estrela nai.[5]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 DA Fischer; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Vogt, Steven S.; Laughlin, Greg; Henry, Gregory W.; Abouav, David; Peek, Kathryn M. G.; Wright, Jason T.; (Marzo do 2008). "Five Planets Orbiting 55 Cancri". Astrophysical Journal 675 (675): 790–801. arXiv:0712.3917. Bibcode 2008ApJ...675..790F. DOI:10.1086/525512.
  2. Butler; 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.
  3. 3,0 3,1 Marcy, G.; Butler, R. Paul; Fischer, Debra A.; Laughlin, Greg; Vogt, Steven S.; Henry, Gregory W.; Pourbaix, Dimitri; (2002). "A planet at 5 AU Around 55 Cancri". The Astrophysical Journal 581 (2): 1375–1388. arXiv:astro-ph/0207294. Bibcode 2002ApJ...581.1375M. DOI:10.1086/344298.
  4. 4,0 4,1 McArthur, B. (2004). "Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ1 Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope". The Astrophysical Journal 614 (1): L81 – L84. arXiv:astro-ph/0408585. Bibcode 2004ApJ...614L..81M. DOI:10.1086/425561.
  5. Burrows, Adam; Hubeny, Ivan; (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.

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]