54 Piscium b

54 Piscium b
Simulación de 54 Piscium b do programa de software libre Celestia.
Estrela Nai
Estrela 54 Piscium A
Constelación Pisces
Ascensión recta (α) 00h 39m 21.806s[1]
Declinación (δ) +21° 15′ 01.71″[1]
Magnitude aparente (mv) 5,8
Distancia 36,1 ± 0,1[1] al
11,06 ± 0,04[1] pc
Tipo espectral K0V
Características orbitais
Eixo Semi-maior (a) 0,296 ± 0,017 UA
Excentricidade (e) 0,618 ± 0,051
Período orbital (P) 62,206 ± 0,021 d
Argumento do periastro (ω) 233,3 ± 7,4 º
Último periastro (T0) 2 452 189,83 ± 0,68 dx
Semi-amplitude (K) 16,1 ± 1,2 m/s
Características físicas
Masa mínima (m sin i) 0,227 ± 0,023 Mx
72,1 ± 7,3 Mt)
Temperatura (T) ~404 K
Descubrimento
Descuberto por Butler,
Fischer,
Marcy e col.
Data do descubrimento 16-01-2002
Método da detección Por velocidade radial
Status do descubrimento Confirmado
Outras designacións
HD 3651 b
Referencias nas bases de datos
Extrasolar Planets Encyclopaedia data
SIMBAD data

54 Piscium b (HD 3651 b) é un planeta extrasolar, de cando en vez catalogado coma 54 Piscium Ab, a fin de diferencia-la pertenza á súa estela nai, xa que foi confirmado que 54 Piscium é unha binaria, co descubrimento dunha anana marrón (54 Piscium B) no sistema.[2][3] Está a unha distancia de aproximadamente 36 anos luz, na constelación de Pisces. O planeta foi descuberto orbitando ó redor da estrela anana laranxa 54 Piscium. A masa mínima do planeta é unha quinta parte dunha masa de Xúpiter, a súa órbita é moi excéntrica e tarda algo máis de dous meses en completala.

Descubrimento

O 16 de xaneiro de 2002, un equipo de astrónomos (liderado por Geoff Marcy) anunciou o descubrimento dun planeta extrasolar ó redor de 54 Piscium usando o método de detección por velocidade radial,[3] un proceso utiliza o efecto de "oscilación" que unha estrela pode experimentar cando algo está tirando dela, para establece-la presenza dun corpo planetario. O planeta estimase que ten unha masa de só o 20 por cento da masa de Xúpiter (outorgándolle ó planeta un tamaño e masa semellantes ós de Saturno).

Órbita e masa

Impresión artística da anana marrón 54 Piscium B e do planeta 54 Piscium b.

O planeta orbita seu sol, a unha distancia de 0,28 UA (o que faría que estivese dentro da órbita de Mercurio), e lévalle preto de 62 días completa-la súa órbita. O planeta ten unha alta excentricidade orbital, cun valor duns 0,63. A órbita altamente elíptica suxeriu que a gravidade dun obxecto invisíbel máis afastado da estrela estaba tirando cara a fóra do planeta. A órbita excéntrica confirmouse co descubrimento dunha anana marrón dentro do sistema.

Perturbacións

A órbita dun planeta do tipo Terra debería estar centrada dentro das 0,68 UA[4] (ó redor da distancia orbital de Venus), que nun sistema Kepleriano significa un período orbital 240 días. Nunha simulación posterior (do ano 2006) que incluía á anana marrón, a órbita de 54 Piscium b "varría e limpaba" a maioría das partículas da proba dentro das 0,5 UA, deixando só asteroides "en órbitas de baixa excentricidade preto da distancia do apoastro do planeta, preto da resonancia 1:2". Ademais, as observacións descartaron a posibilidade da presenza de planetas tipo Neptuno ou de planetas máis pesados, ​​cun período dun ano ou menos; aínda que si permite a posibilidade da presenza de planetas do tamaño da Terra a unha distancia de 0,6 UA ou máis.[5]

Notas

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 van Leeuwen, F.; (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752. doi:10.1051/0004-6361:20078357.  entrada do catálogo Vizier
  2. ↑ Butler, R. P.; Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Fischer, D. A.; Vogt, S. S.; Tinney, C. G.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D.; Johnson, J. A.; (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets". The Astrophysical Journal 646 (1): 505–522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. arXiv:astro-ph/0607493. doi:10.1086/504701. 
  3. ↑ 3,0 3,1 Fischer, Debra A.; Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; Vogt, Steven S.; Henry, Gregory W.; (2003). "A Sub-Saturn Mass Planet Orbiting HD 3651". The Astrophysical Journal 590 (2): 1081–1087. Bibcode:2003ApJ...590.1081F. doi:10.1086/375027. 
  4. ↑ Isto basease na raíz cadrada de luminosidade relativa da estrela respecto do Sol, pola lei do inverso do cadrado.
  5. ↑ Wittenmyer, Robert A.; Endl, Michael; Cochran, William D.; Levison, Harold F.; (2007). "Dynamical and Observational Constraints on Additional Planets in Highly Eccentric Planetary Systems". The Astronomical Journal 134 (3): 1276–1284. Bibcode:2007AJ....134.1276W. arXiv:0706.1962. doi:10.1086/520880. 

Véxase tamén

Outros artigos

Ligazóns externas