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Mu Arae c 
Representación artística de Mu Arae c.Descubrimiento Descubridor Santos, Bouchy
Mayor, Pepe en Observatorio de La Silla, Chile
Fecha 25 de agosto de 2004 Método de detección HARPS Nombre Provisional HD 160691 c Estado Publicado Estrella madre Estrella Mu Arae Constelación Ara Ascensión recta (α) 17h 44m 08,7s Declinación (δ) −51° 50′ 03″ Distancia estelar 49,8 años luz, (15,3 pc) Tipo espectral G3IV–V Elementos orbitales Semieje mayor 0,09094[1] UA Excentricidad 0,172 ± 0,040[1] Semi-amplitud 3,06 ± 0,13[1] m/s Período orbital sideral 9,6386 ± 0,0015[1] días Longitud perihelio 212,7 ± 13,3[1] ° Último perihelio 24529911±04[1] DJ Características físicas Masa >0,03321[1] MJúpiter
>10,55 MTierraMu Arae c (también conocido como HD 160691 c) es el segundo planeta extrasolar que se descubrió en órbita alrededor de la estrella subgigante amarilla Mu Arae. Situado en la constelación de Ara, a una distancia aproximada de 49,8 años luz de la Tierra, Mu Arae c es el primer planeta en distancia desde su estrella de los cuatro planetas conocidos que componen el sistema planetario. Su descubrimiento fue anunciado el 25 de agosto de 2004.
Contenido
Descubrimiento
Ninguno de los cuatro planetas que orbitan Mu Arae son visibles desde la Tierra por medios directos basados en la tecnología disponible actualmente; todos ellos fueron hallados mediante el estudio de la velocidad radial de su estrella. El descubrimiento de Mu Arae c se realizó con la ayuda del espectrómetro HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, en inglés; Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión, en español), en el European Southern Observatorydel Observatorio de La Silla, Chile.[1] [2] Los datos que revelaron la presencia del planeta fueron reunidos mediante las observaciones efectuadas durante ocho noches en junio de 2004.
Órbita y masa
La órbita del planeta se halla muy cercana a Mu Arae, por lo que logra completarla cada 9,6 días.[2] Al momento del descubrimiento se creyó que su masa mínima era de sólo 14 veces la de la Tierra,[3] aunque análisis posteriores han establecido que su masa equivale a 10,5 veces la masa terrestre.[2]
Suponiendo que su masa verdadera sea similar a la de Neptuno y Gliese 436 b, en teoría el tamaño máximo de un planeta terrestre sería de 14 veces el de la Tierra. Es posible que se haya formado un planeta rocoso de este tamaño, ya que Mu Arae cuenta con una metalicidad superior a la de nuestro Sol. Además, se cree que se habría formado dentro de la «línea de nieve» del sistema, a 3,2 UA.[3] No obstante, las distintas hipótesis de creación del sistema coinciden en que el planeta luego habría atraído grandes cantidades de elementos volátiles antes de que su estrella pudiese eliminar el hielo, por lo que ahora tendría un núcleo de tan sólo 6 veces la masa terrestre.[4] Posiblemente, dicho núcleo se encuentre envuelto en el suficiente hielo caliente y gases para que el comportamiento del planeta se asemeje más al de Neptuno.
μ Arae c se halla demasiado lejos de su estrella para estar sujeto a eyecciones de masa coronal. Existen desacuerdos dentro de la comunidad científica con respecto a si se trata o se trató de un Neptuno caliente en cuanto a su masa (Lammer);[5] o si podría haberse desarrollado a partir de un gigante gaseoso, perdiendo la mayoría de su masa en el proceso (Baraffe). En el caso de tratarse de un gigante gaseoso «erosionado», su estrella habría transformado a Mu Arae c a partir de un protoplaneta de gran tamaño que habría tenido entre 20 veces la masa de la Tierra y la mitad de la masa de Júpiter. Si la última suposición fuese la correcta, su radio actual sería de unas 0,6 veces el de Júpiter.[4]
Debido a su proximidad a Mu Arae, la temperatura del planeta debe ser alta. Sus descubridores optaron por un albedo de 0,35 (algo más leve que otros albedos elegidos para calcular la temperatura de Júpiteres calientes como, por ejemplo, tau Boötis b. Posiblemente, esto se deba a que los descubridores suponen que el planeta se trata de una Súper-Tierra de silicato desprovista de nubes y una atmósfera espesa con dispersión de Rayleigh. De ser así, la temperatura en la superficie rondaría los 900 K.[3] Siguiendo un esquema de Sudarsky tipo III o IV con nubes oscuras y/o una atmósfera espesa (que es lo más probable), la temperatura serìa mucho mayor.
Las posibilidades de que en este planeta exista vida tal como la conocemos son extremadamente bajas.
Véase también
Referencias
- ↑ a b c d e f g h Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Couetdic, J.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Laskar, J.; Lovis, C.; Naef, D.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Sivan, J.-P.; Sosnowska, D.; Udry, S. (2007). «The HARPS search for southern extra-solar planets. VIII. μ Arae, a system with four planets». Astronomy and Astrophysics 462 (2): pp. 769 – 776. doi:. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...462..769P&db_key=AST&nosetcookie=1.
- ↑ a b c F. Pepe, A.C.M. Correia, M. Mayor, O. Tamuz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, J. Couetdic, J. Laskar, C. Lovis, D. Naef, D. Queloz, N. C. Santos, J.-P. Sivan, D. Sosnowska, and S. Udry. «μ Ara, a system with four planets». arXiv.
- ↑ a b c N.C. Santos, F. Bouchy, M. Mayor, F. Pepe, D. Queloz, S. Udry, C. Lovis, M. Bazot, W. Benz, J.-L. Bertaux, G. Lo Curto, X. Delfosse, C. Mordasini, D. Naef, J.-P. Sivan, and S. Vauclair. «A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae». arXiv.
- ↑ a b I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2005). «Birth and fate of hot-Neptune planets». arXiv:0512091v1 [astro-ph].
- ↑ H. Lammer et al. (2007). «The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters». Geophysical Research Abstracts 9 (07850). http://www.cosis.net/abstracts/EGU2007/07850/EGU2007-J-07850.pdf?PHPSESSID=1eb3a7a98603083dda25d18001ea2a33. Aquí, el subjoviano a 0,09 UA se denomina "HD160691d".
Enlaces externos
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