HD 80606 b

HD 80606 b
HD 80606 b
HD80606b heatflow.jpg
Simulación de la radiación de calor de HD 80606 b en su lado
nocturno tras el paso por su periapsis.
Descubrimiento
Descubridor Naef et al.,[1] ELODIE en Observatorio de Haute-Provence
Telescopio Keck
Fecha 4 de abril de 2001[2]
Método de detección Velocidad radial
Estado Confirmado
Estrella madre
Estrella HD 80606
Constelación Osa Mayor
Ascensión recta (α) 09h 22m 37.57s[3]
Declinación (δ) 50° 36′ 13.4″[3]
Distancia estelar 190.41 [a] años luz, (58.38[4]  pc)
Tipo espectral G5 V[4]
Elementos orbitales
Inclinación 89.285 ± 0.023[5] °
Semieje mayor 0.449 ± 0.006[6] UA
Excentricidad 0.93366 (−0.00043 +0.00014)[7]
Semi-amplitud 472 ± 5[8] m/s
Período orbital sideral 111.43637 ± 0.0009[7] días
Longitud perihelio 300.651 (−0.109 +0.058)[7] °
Último perihelio 2454424857±005[8] DJ
Características físicas
Masa 3.94 ± 0.11[6] MJúpiter
1253 [b] MTierra
Densidad 4440 ± 240[5] [p.4] kg/m3
Radio 1.029 ± 0.017[5]  MJúpiter
11.55 [c] RTierra
Características atmosféricas
Temperatura Min: 246, Máx: 1500[9] K

HD 80606 b es un planeta extrasolar situado a una distancia de 190 años luz de la Tierra en la constelación de la Osa Mayor. Orbita a la estrella HD 80606, que a su vez forma parte de un sistema estelar binario. Se trata del exoplaneta con mayor excentricidad (órbita más alargada) descubierto hasta la fecha. Debido a ésta, su órbita tiene una forma muy alargada, más propia de los cometas. Forma parte de los exoplanetas denominados Júpiter excéntricos.

Contenido

Descubrimiento

El descubrimiento de HD 80606 b fue anunciado el 4 de abril de 2001 por el grupo ELODIE.[2] Sin embargo, la posibilidad de existencia del planeta ya había sido postulada un año antes por el G-Dwarf Planet Search en su búsqueda de candidatos a planetas extrasolares, cuyas observaciones se iniciaron en abril de 1999 desde el Telescopio Keck.[10] Esta posibilidad condujo a que el grupo ELODIE siguiera a la estrella a través del Observatorio de Haute-Provence, situado en el sur de Francia, confirmando finalmente la existencia del exoplaneta.[1]

Características

Comparación de la órbita de HD 80606 b con los planetas interiores del Sistema Solar.

Su masa es de casi cuatro veces la de Júpiter, lo que le convierte en un gigante gaseoso, y su período de rotación se estima en unas 34 horas. Además, debido a su excentricidad, forma parte de los llamados "Júpiter excéntricos". Esta excentricidad es comparable, por ejemplo, a la del cometa Halley, aunque con la correspondiente diferencia de distancias y periodo orbital. Esto podría ser debido entre otros factores a que el planeta orbita a una estrella que forma parte de un sistema estelar binario (Struve 1341), ya que la mayor parte de los planetas con excentricidades elevadas se encuentran en este tipo de sistemas estelares. La estrella compañera podría haber causado la extraña excentricidad debido a la elevada inclinación orbital del planeta (respecto del plano de la órbita de ambas estrellas), mediante el llamado mecanismo Kozai[d].[11] [12] Las medidas realizadas del efecto Rossiter-McLaughlin son consistentes con las predicciones de dicho mecanismo.[8]

Velocidad de HD 80606 b en cada punto de su órbita.

La distancia del planeta con respecto a su estrella oscila entre 0.03 unidades astronómicas (abreviado UA, distancia correspondiente entre la Tierra y el Sol) y 0.85 UA. Si se compara su órbita con los planetas del Sistema Solar, se observa que en el punto más alejado de su órbita (0.85 UA) estaría situado entre Venus (0.7 UA) y la Tierra (1 UA, por definición). En cambio su punto más cercano (0.03 UA) se encontraría mucho más cerca que la órbita de Mercurio (0.4 UA), lo que supone una distancia 13 veces menor que la separación entre Mercurio y el Sol. En este punto, alguien situado sobre su superficie vería la estrella sobre el cielo unas 30 veces más grande que el Sol desde la superficie terrestre.[13]

El planeta se encuentra la mayor parte del tiempo en los puntos más alejados de su órbita, aumentando su velocidad cuanto más cerca está de su estrella.[e] Una persona situada sobre su superficie, vería cómo la estrella aumenta de tamaño cada vez más rápido, hasta hacerse unas 100 veces mayor.[9]

Temperatura y atmósfera

Vídeo donde se pueden apreciar los fuertes vientos debidos al dramático incremento de la temperatura. Cortesía del Telescopio Spitzer, NASA.

La temperatura del planeta oscila desde los 250 K (unos -20 ºC) en el apoastro hasta los 1500 K (unos 1200 °C) que alcanza en el periastro, donde recibe en torno a 800 veces más radiación de su estrella.[14] En su paso por el periastro, las temperaturas varían de 800 K a 1500 K en apenas seis horas, calentándose y enfriándose rápidamente.[9] Este valor es suficiente incluso para fundir el níquel.[15]

A causa de estos bruscos cambios de temperatura, y amplificado debido a que su rotación no está sincronizada con su traslación, se desarrollan tormentas en su atmósfera que mueven vientos a velocidades tremendas, incluso de varios kilómetros por segundo,[f][9] desarrollándose vórtices en los polos del planeta.[16] Se trata de la primera vez que los astrónomos observan cambios atmosféricos a tiempo real en un planeta extrasolar.[17]

Notas

  1. Años luz 
    1 \ pc \simeq 3.2616 \ al \ ; \ 58.38 \ pc \cdot 3.2616 \simeq 190.41 \ al
  2. Masas terrestres 
    \frac{M_J \cdot 3.94}{M_T} = \frac{(1.899\cdot10^{27} \ Kg) \cdot 3.94}{5.9736\cdot10^{24} \ Kg} \simeq 1253 \ M_T
  3. Radios terrestres 
    \frac{R_J \cdot 1.029}{R_T} = \frac{(71492 \ Km) \cdot 1.029}{6371 \ Km} \simeq 11.55 \ R_T
  4. Mecanismo Kozai  El mecanismo Kozai, que debe su nombre a su descubridor Yoshihide Kozai,[18] produce lentamente cambios cíclicos entre la excentricidad y la inclinación orbital de la órbita de determinados objetos celestes (ya sean satélites, cometas o exoplanetas). Cuanto mayor sea la inclinación inicial, mayor será el rango de amplitudes que la excentricidad podrá ostentar. En el Sistema Solar se ha estudiado este mecanismo sobre todo en los satélites de Júpiter y en los cometas transneptunianos.

    En el caso de los exoplanetas, se ha postulado que este mecanismo desempeña un rol importante en sistemas estelares formados por dos estrellas (sistemas estelares binarios), siendo mayor el efecto cuanto más masiva sea la estrella compañera, aunque ésta no debe encontrarse demasiado cercana porque la órbita sería inestable.[19] El efecto se produce debido al intercambio de momento angular entre el planeta y la estrella compañera. La excentricidad máxima que el planeta podrá alcanzar será la permitida por la siguiente fórmula:[19] [20]
    e_{max} = \sqrt{1-\tfrac{5}{3}cos^{2}(i_0)}
    donde i0 es inclinación orbital del planeta relativa al plano en que orbitan las dos estrellas, y emax la excentricidad máxima que el planeta puede alcanzar dada la inclinación inicial.
    Para el caso de HD 80606 b, si tenemos en cuenta la inclinación de su órbita (i0 = 89.285º), el cálculo arroja como resultado emax = 0.99987[21] (por supuesto, mayor que la excentricidad actual: 0.93366),[5] aunque este valor teórico podría verse afectado por otros efectos ajenos al mecanismo Kozai.
  5. Leyes de Kepler  Esto ocurre como consecuencia de la segunda ley de Kepler, que enuncia que la órbita del planeta barre áreas iguales en tiempos iguales. Por ello, al acercarse a la estrella, el planeta se mueve cada vez más rápido, alcanzando su velocidad máxima en el punto más cercano a la estrella, para después volver a decelerar hasta el punto más alejado, donde se moverá más lentamente (y por ello es en esta zona donde está situado la mayor parte del tiempo).
  6. Velocidades  El estudio realizado por Laughlin et al. en 2009 estimó que la velocidad de la tormenta pudo alcanzar los 5 km/s (18 000 kilómetros por hora) desde la zona orientada al astro hasta la zona nocturna.[9] Para hacerse una idea de estas velocidades basta compararla con la velocidad del sonido en el aire a temperatura ambiente: 340 m/s, o con la velocidad de escape de la Tierra: 11.2 km/s.

Referencias

  1. ↑ a b Naef, D. et al. (2001). «HD 80606 b, a planet on an extremely elongated orbit». Astronomy and Astrophysics 375:  pp. L27-L30. doi:10.1051/0004-6361:20010853. http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2001/32/aade293.pdf. Consultado el 10 de octubre de 2009. 
  2. ↑ a b ESO Press Release (4 de abril de 2001). «Exoplanets: The Hunt Continues!» (en inglés). European Southern Observatory. Consultado el 10 de octubre de 2009.
  3. ↑ a b Danziger, J. I.; Gilmozzi, R. (1997). «The final optical identification content of the Einstein deep x-ray field in Pavo». Astronomy and Astrophysics 323:  pp. 47-55. http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1997A%26A...323...47D. Consultado el 10 de octubre de 2009. 
  4. ↑ a b La Enciclopedia de los Planetas Extrasolares. «HD 80606 b». Consultado el 10 de octubre de 2009.
  5. ↑ a b c d Fossey, S. J.; Waldmann, I. P.; Kipping, D. M. (2009). «Detection of a transit by the planetary companion of HD 80606». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 396 (1). doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00653.x. http://arxiv.org/pdf/0902.4616v2. Consultado el 10 de octubre de 2009. 
  6. ↑ a b Pont, F. et al. (2009). «Spin-orbit misalignment in the HD 80606 planetary system». Astronomy and Astrophysics 502:  pp. 695-703. doi:10.1051/0004-6361/200912463. http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2009/29/aa12463-09.pdf. Consultado el 10 de octubre de 2009. 
  7. ↑ a b c Gillon, Michael (2009). «Spin-orbit misalignement for the transiting planet HD 80606b». arXiv:0906.4904v1 [astro-ph.EP]. http://fr.arxiv.org/abs/0906.4904v1. Consultado el 10 de octubre de 2009. 
  8. ↑ a b c MoutouCetal (2009). «Photometricandspectroscopicdetectionoftheprimarytransitofthe111-day-periodplanetHD 80606 b». AstronomyandAstrophysics 498:  pp. L5-L8. doi:101051/0004-6361/200911954. http://wwwaandaorg/articles/aa/pdf/2009/16/aa11954-09pdf. Consultado el 10deoctubrede2009. 
  9. ↑ a b c d e Laughlin, G. et al. (2009). «Rapid heating of the atmosphere of an extrasolar planet». Astronomy and Astrophysics 457 (7229):  pp. 562-564. doi:10.1038/nature07649. 
  10. ↑ Lemarchand, G. (2000). «A New Era in the Search for Life in the Universe». Bioastronomy 99: A New Era in the Search for Life. http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ASPC..213....7L. Consultado el 10 de octubre de 2009. 
  11. ↑ Wu, Y.; Murray, N. (2003). «Planet Migration and Binary Companions: the case of HD 80606b». Astrophysics Journal 589:  pp. 605-614. doi:10.1086/374598. http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0303010v1. Consultado el 11 de octubre de 2009. 
  12. ↑ Winn, J. N. et al. (2009). «The Transit Ingress and the Tilted Orbit of the Extraordinarily Eccentric Exoplanet HD 80606b». The Astrophysical Journal. doi:10.1088/0004-637X/703/2/2091. http://fr.arxiv.org/pdf/0907.5205v3. Consultado el 10 de octubre de 2009. 
  13. ↑ Robert Massey (21 de abril de 2009). Royal Astronominal Society (ed.): «London students find Jupiter-sized oddball planet» (en inglés). Consultado el 12 de octubre de 2009.
  14. ↑ Kelly Beatty (29 de enero de 2009). «HD 80606b: The Hotheaded Exoplanet». Sky & Telescope. Consultado el 10 de octubre de 2009.
  15. ↑ NASA (4 de febrero de 2009). «A Dangerous Summer on HD 80606b». Astronomy Picture of the Day. Consultado el 10 de octubre de 2009.
  16. ↑ Langton, J. y Laughlin, G. (2008). «Hydrodynamic Simulations of Unevenly Irradiated Jovian Planets». The Astrophysical Journal 674 (2):  pp. 1106-1116. doi:10.1086/523957. 
  17. ↑ JPL News (28 de enero de 2009). NASA (ed.): «Astronomers Observe Planet With Wild Temperature Swings» (en inglés). Consultado el 11 de octubre de 2009.
  18. ↑ Kozai, Yoshihide (1962). «Secular perturbations of asteroids with high inclination and eccentricity». Astronomical Journal 67 (9):  pp. 591. doi:10.1086/108790. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1962AJ.....67..591K&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=. Consultado el 12 de octubre de 2009. 
  19. ↑ a b Innanen, K.A.; Zheng, J.Q.; Mikkola, S.; Valtonen, M.J. (1997). «The Kozai Mechanism and the Stability of Planetary Orbits in Binary Star Systems». Astronomical Journal 113 (5):  pp. 1915. doi:10.1086/108790. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1997AJ....113.1915I&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=. Consultado el 12 de octubre de 2009. 
  20. ↑ Holman, M.; Touma, J.; Tremaine, S. (1997). «Chaotic variations in the eccentricity of the planet orbiting 16 Cygni B». Nature 386 (6622):  pp. 254-256. doi:10.1038/386254a0. 
  21. ↑ Calculadora para hallar el valor máximo de la excentricidad debida al mecanismo Kozai, en orbitsimulator.com

Enlaces externos

Bases de datos


Wikimedia foundation. 2010.

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