55 Cancri b

55 Cancri b
Representação artística de 55 Cancri b
Descoberta
Descoberto porRobert Paul Butler
Geoffrey Marcy
Data da descoberta12 de abril de 1996
Método de detecçãoVelocidade radial
Características orbitais
Periastro0,113 AU (16.900.000 km)
Apoastro0,116 AU (17.400.000 km)
Semieixo maior0,115 ± 0,0000011 AU (17.203.760 ± 160 km)[1]
Excentricidade0.014 ± 0.008[1]
Período orbital (sideral)14.65162 ± 0.0007[1] d
0.04011325 ano
Inclinação~85[2][3]
Argumento do periélio131.94 ± 30[1]
Semiamplitude71.32 ± 0.41[1]
Estrela55 Cancri A
Características físicas
Massa0.824 ± 0.007[1][2]
Tipo espectralG8V
Magnitude aparente(mV) 5.95

55 Cancri b (abreviado como 55 Cnc b), ocasionalmente referido como 55 Cancri Ab (a fim de distingui-lo da estrela 55 Cancri B), também chamado de Galileu, é um planeta extrasolar que orbita a estrela de tipo solar 55 Cancri a cada 14,65 dias. É o segundo planeta em ordem de distância de sua estrela e é um exemplo de um Júpiter quente.

Em julho de 2014, a União Astronômica Internacional começou um processo para dar nomes próprios para certos exoplanetas e suas estrelas-mãe.[4] O processo envolveu a nomeação e votação pública para os novos nomes.[5] Em dezembro de 2015, a UAI anunciou o nome vencedor, Galileu, para esse planeta.[6] O nome vencedor foi sugerido pela Associação Real dos Países Baixos para Meteorologia e Astronomia, situada nos Países Baixos. O nome homenageia o astrônomo e físico Galileu Galilei, do início do século XVII.[7]

Descoberta

Variação da velocidade radial de 55 Cancri ao longo do tempo

55 Cancri b foi descoberto em 1996 por Geoffrey Marcy e Paul R. Butler. Ele foi o quarto planeta extrassolar a ser descoberto, excluindo os planetas de pulsar. 55 Cancri b foi descoberto a partir da detecção de variações na velocidade radial de sua estrela, causadas pela gravidade do planeta. Ao fazer medições sensíveis do efeito Doppler do espectro de 55 Cancri A, uma periodicidade de 15 dias foi detectada. O planeta foi anunciado em 1996, juntamente com o planeta de Tau Boötis e com o planeta mais interior de Upsilon Andromedae.[8]

Mesmo quando este planeta interior, com uma massa pelo menos 78% maior do que a de Júpiter, foi contabilizado, a estrela ainda mostrava variações em sua velocidade radial. Isso eventualmente levou à descoberta do planeta exterior 55 Cancri d em 2002.

Órbita e massa

55 Cancri b está em uma órbita de curto período, embora não tão extremo quanto o do Júpiter quente anteriormente detectado, 51 Pegasi b. O período orbital indica que o planeta está perto de uma ressonância orbital 1:3 com 55 Cancri c. No entanto, investigações dos parâmetros planetários em uma simulação newtoniana indicam que, apesar dos períodos orbitais estarem próximos a esta relação, os planetas não estão realmente em ressonância.[1]

Uma limitação do método de velocidade radial usado para descobrir o planeta é que apenas pode ser determinado um limite inferior para a sua massa. Medições feitas com o Telescópio espacial Hubble sugerem que o planeta exterior tem uma inclinação em torno de 53° em relação ao plano do céu.[9] Também se espera que o sistema seja coplanar. Se tudo isto se confirmar, a massa verdadeira do planeta será cerca de 1,03 vezes a massa de Júpiter.[1]

Características

Dada a elevada massa do planeta, é provável que 55 Cancri b seja um planeta gasoso sem uma superfície sólida. Dado que o planeta apenas foi detectado indiretamente, propriedades tais como o seu raio, composição, e temperatura são desconhecidas. Assumindo uma composição similar à de Júpiter e que seu ambiente está perto de um equilíbrio químico, prevê-se que 55 Cancri b tenha uma atmosfera superior sem nuvens com um espectro dominado pela absorção de metais alcalinos.[10]

É improvável que o planeta tenha grandes luas, já que as forças de maré ejetá-las-iam de órbita ou destruí-las-iam em escalas de tempo curtas relativamente à idade do sistema.[11]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h DA Fischer; et al. (março de 2008). «Five Planets Orbiting 55 Cancri». Astrophysical Journal. 675 (675): 790–801. Bibcode:2008ApJ...675..790F. doi:10.1086/525512 
  2. ↑ a b D. Ehrenreich; et al. (2 de outubro de 2012). «Hint of a transiting extended atmosphere on 55 Cancri b». Astronomy & Astrophysics. Bibcode:2012A&A...547A..18E. arXiv:1210.0531Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201219981 
  3. ↑ D. Dragomir, 2012-08-27, referred to in Ehrenreich
  4. ↑ NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars. IAU.org. 9 de julho de 2014
  5. ↑ NameExoWorlds The Process
  6. ↑ Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released, União Astronômica Internacional, 15 de dezembro 2015.
  7. ↑ NameExoWorlds The Approved Names
  8. ↑ Butler; Marcy, Geoffrey W.; Williams, Eric; Hauser, Heather; Shirts, Phil; et al. (1997). «Three New 51 Pegasi-Type Planets». The Astrophysical Journal. 474 (2): L115–L118. Bibcode:1997ApJ...474L.115B. doi:10.1086/310444 
  9. ↑ McArthur; Endl, Michael; Cochran, William D.; Benedict, G. Fritz; Fischer, Debra A.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Naef, Dominique; Mayor, Michel; et al. (2004). «Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ1 Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope». The Astrophysical Journal. 614 (1): L81 – L84. Bibcode:2004ApJ...614L..81M. arXiv:astro-ph/0408585Acessível livremente. doi:10.1086/425561 
  10. ↑ Sudarsky, D.; et al. (2003). «Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal. 588 (2): 1121–1148. Bibcode:2003ApJ...588.1121S. arXiv:astro-ph/0210216Acessível livremente. doi:10.1086/374331 
  11. ↑ Barnes, J., O'Brien, D. (2002). «Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal. 575 (2): 1087–1093. Bibcode:2002ApJ...575.1087B. arXiv:astro-ph/0205035Acessível livremente. doi:10.1086/341477 
  • Este artigo foi inicialmente traduzido, total ou parcialmente, do artigo da Wikipédia em inglês cujo título é «55 Cancri b», especificamente desta versão.

Ligações externas

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