Coordenadas: 08h 18m 23.9s, −12° 37′ 55.0″
HD 69830 b
Exoplaneta
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Estrelas com exoplanetas
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Impressão do artista de HD 69830 b com a estrela-mãe em fundo.
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Estrela mãe
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Estrela
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HD 69830
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Constelação
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Puppis (Popa)
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Ascensão reta
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08h 18m 23.9473s
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Declinação
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-12° 37′ 55.824″
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Magnitude aparente
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5,95
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Distância
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41,04 anos-luz 12,58 pc
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Tipo espectral
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K0V
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Elementos orbitais
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Semieixo maior
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~11 743 486,175 km 0,0785 UA
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Excentricidade
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0,1 ± 0,04
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Período orbital
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8,667 ± 0,003 dias
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Argumento do periastro
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340 ± 26° Tempo do periastro (T0): 2 453 496,8 ± (0,06) DJ
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Semi-amplitude
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3,51 ± 0,15 m/s m/s
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Características físicas
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Massa
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6,265x1025 kg ≥0,033 MJ ≥10,488 M🜨
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Raio
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14 000 km 0,196 RJ 2,195 R🜨
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Densidade
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7,631 g/cm³
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Gravidade superficial
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25,987 m/s²
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Temperatura
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~530,85 °C ~804 K
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Descoberta
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Data da descoberta
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18 de Maio de 2006
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Descobridores
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Lovis et al.
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Método de detecção
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Espectrógrafo HARPS (Velocidade radial)
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Estado da descoberta
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Publicado
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Outras designações
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HIP 40693 b, SAO 154093 b
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HD 69830 b é um planeta extrassolar de massa de uma superterra ou um Neptuno que orbita a estrela HD 69830. Este planeta é 10 vezes mais massivo do que a Terra, fazendo deste o menos massivo do sistema. Este também orbita muito perto da estrela mãe e demora 8²/3 dias para completar a sua órbita à volta da estrela.
Este é provalvelmente um planeta rochoso, e não um planeta gasoso.[1] Se se tivesse formado como um gigante gasoso, poderia ter ficado naquela forma.[2]
Se HD 69830 b for um planeta telúrico, os modelos matemáticos prevêem que o aquecimento de marés poderia produzir um fluxo de calor na superfície de 55 W/m². Isto é 20 vezes o aquecimento de marés que ocorre em Io.[3]
Io é o objecto com maior actividade vulcânica do sistema solar. A tremenda interacção gravitacional de Júpiter cria "marés de rocha sólida", e consequente dissipação do calor causado pela fricção mantêm o núcleo de ferro do satélite em estado líquido. Em HD 69830 b a situação seria ainda mais extrema, ao que se soma a proximidade da sua estrela, pelo que se duvida de que possa manter uma superfície sólida.[3]
Referências
- ↑ Lovis; Mayor, Michel; Pepe, Francesco; Alibert, Yann; Benz, Willy; Bouchy, François; Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; Mordasini, Christoph; et al. (2006). «An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets». Nature (em inglês). 441: 305–309. arXiv:astro-ph/0703024. doi:10.1038/nature04828
- ↑ H. Lammer; et al. (2007). «The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters» (PDF). Geophysical Research Abstracts (em inglês). 9 (07850)
- ↑ a b Jackson, Brian; Richard Greenberg, Rory Barnes (2008). «Tidal Heating of Extra-Solar Planets». ApJ (em inglês). 681. 1631 páginas. doi:10.1086/587641. http://arxiv.org/abs/0803.0026