HD 149026 b , formalmente llamado smertrios / s m ɜr t r i ɒ s / , es un planeta extrasolar aproximadamente 250 años luz del Sol en la constelación de Hércules .
Descubrimiento | |
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Descubierto por | B. Sato , D. Fischer , G. Henry y col. [1] |
Sitio de descubrimiento | Observatorio WM Keck |
Fecha de descubrimiento | 1 de julio de 2005 |
Método de detección | Velocidad radial |
Características orbitales | |
Semieje mayor | 0,042 AU (6,3 Gm) |
Excentricidad | 0 |
Periodo orbital | 2.875 888 74 ±5,9 × 10 −7 [2] d |
Semi-amplitud | 43,2 ± 2,6 |
Estrella | HD 149026 |
Características físicas | |
Radio medio | 0,725 ± 0,03 R J |
Masa | 0,36 ± 0,03 M J |
Densidad media | 1.252 kg / m 3 (2.110 libras / yarda cúbica ) |
Temperatura | 2.300 K (2.030 ° C; 3.680 ° F) |
El planeta del período de 2.8766 días orbita la estrella subgigante amarilla HD 149026 a una distancia de 0.042 AU y es notable primero como un planeta en tránsito, y segundo por un pequeño radio medido (en relación con la masa y el calor entrante) que sugiere un núcleo planetario excepcionalmente grande. .
Nombre
Tras su descubrimiento en 2005, el planeta fue designado HD 149026 b. En julio de 2014, la Unión Astronómica Internacional lanzó un proceso para dar nombres propios a ciertos exoplanetas y sus estrellas anfitrionas. [3] El proceso implicó la nominación pública y la votación de los nuevos nombres. [4] En diciembre de 2015, la IAU anunció que el nombre ganador era Smertrios para este planeta. [5] El nombre ganador fue presentado por el Club d'Astronomie de Toussaint de Francia . Smertrios era una deidad de la guerra gala . [6]
Descubrimiento
El planeta fue descubierto por el Consorcio N2K en 2005, que busca estrellas en busca de planetas gigantes en órbita cercana similares a 51 Pegasi b utilizando el método de velocidad radial de gran éxito . El espectro de la estrella se estudió con los telescopios Keck y Subaru . Después de que el planeta fue detectado por primera vez por el efecto Doppler que causó a la luz de la estrella anfitriona, se estudió para los tránsitos en el Observatorio Fairborn . Se detectó una diminuta disminución de luz (0,003 magnitudes) cada vez que el planeta transitaba por la estrella, confirmando así su existencia. [1]
Aunque el cambio de brillo causado por el planeta en tránsito es pequeño, es detectable por astrónomos aficionados , lo que brinda una oportunidad para que los aficionados realicen importantes contribuciones astronómicas. De hecho, un astrónomo aficionado, Ron Bissinger , detectó un tránsito parcial un día antes de que se publicara el descubrimiento. [7]
Orbita
La órbita del planeta probablemente sea circular (dentro de una desviación estándar de error). [8]
Las cuidadosas mediciones de la velocidad radial han hecho posible detectar el efecto Rossiter-McLaughlin , el cambio en las líneas espectrales fotosféricas causado por el planeta que oculta una parte de la superficie estelar giratoria. Este efecto permite medir el ángulo entre el plano orbital del planeta y el plano ecuatorial de la estrella. En el caso de HD 149026 b, la alineación se midió en +11 ± 14 °. Esto a su vez sugiere que la formación del planeta fue pacífica y probablemente involucró interacciones con el disco protoplanetario . Un ángulo mucho mayor habría sugerido una interacción violenta con otros protoplanetas. [9] [10] Un estudio de 2012 refinó el ángulo de rotación de la órbita a 12 ± 7 °. [11]
Características físicas
El planeta orbita alrededor de la estrella en la llamada "órbita de la antorcha". Una revolución alrededor de la estrella tarda solo un poco menos de tres días terrestres en completarse. El planeta es menos masivo que Júpiter (0,36 veces la masa de Júpiter, o 114 veces la masa de la Tierra) pero más masivo que Saturno . La temperatura del planeta se estimó inicialmente sobre la base del albedo de 0,3 Bond en unos 1540 K , [1] por encima de la temperatura prevista de HD 209458 b (1400K), que había inaugurado la categoría de "planeta del infierno" chthoniano . [12] Su temperatura de brillo del lado del día se midió posteriormente directamente como 2,300 ± 200 K comparando las emisiones combinadas de la estrella y el planeta a una longitud de onda de 8 μm antes y durante un evento de tránsito. Esto es alrededor del punto de ebullición del silicio y muy por encima del punto de fusión del hierro.
El albedo de este planeta no se ha medido directamente. La estimación inicial de 0,3 procedía de promediar las clases teóricas IV y V de Sudarsky . La temperatura extremadamente alta del planeta ha obligado a los astrónomos a abandonar esa estimación; ahora, predicen que el planeta debe absorber esencialmente toda la luz de las estrellas que caiga sobre él, es decir, efectivamente cero albedo como HD 209458 b . [13] Gran parte de la absorción tiene lugar en la parte superior de su atmósfera.
Entre eso y el gas caliente a alta presión que rodea el núcleo, una vez se predijo una estratosfera de gas más frío [14], pero no se ha observado. Es probable que la atmósfera tenga un alto contenido de monóxido y dióxido de carbono. [8]
Se suele pensar que la capa exterior de las nubes oscuras, opacas y calientes son óxidos de vanadio y titanio ("planetas pM"), pero la medición espectral en 2021 ha revelado un titanio y un hierro neutros, lo que implica que el planeta puede ser pobre en oxígeno y carbono. -Rico. [15]
La relación de radio planeta-estrella es 0.05158 +/- 0.00077. [16] Actualmente, lo que limita una mayor precisión en el radio de HD 149026 b "es la incertidumbre en el radio estelar", [17] y la medición del radio estelar está distorsionada por la contaminación en la superficie de la estrella. [18]
Incluso teniendo en cuenta la incertidumbre, el radio de HD 149026 b es solo aproximadamente tres cuartas partes del de Júpiter (o el 83% del de Saturno). HD 149026 b fue el primero de su tipo: [19] El bajo volumen de HD 149026 b significa que el planeta es demasiado denso para un gigante gaseoso similar a Saturno de su masa y temperatura.
Puede tener un núcleo excepcionalmente grande compuesto por elementos más pesados que el hidrógeno y el helio: [1] los modelos teóricos iniciales dieron al núcleo una masa de 70 veces la masa de la Tierra; más refinamientos sugieren 80-110 masas terrestres. [20] Como resultado, el planeta se ha descrito como un "super- Neptuno ", en analogía a los gigantes de hielo exterior de núcleo-dominado de nuestro sistema solar, aunque si el núcleo de HD 149026 b es principalmente helado o rocoso no es actualmente conocido. [17] Robert Naeye en Sky & Telescope afirmó que "contiene tantos o más elementos pesados (elementos más pesados que el hidrógeno y el helio) que todos los planetas y asteroides de nuestro sistema solar combinados". [21] Además de las incertidumbres de radio, es necesario tener en cuenta el calentamiento de las mareas a lo largo de su historia; si su órbita actual es circular y si hubiera evolucionado de una más excéntrica, el calor extra aumenta su radio esperado por su modelo y por lo tanto su radio de núcleo. [22]
Naeye especuló además que la gravedad podría ser tan alta como diez g (diez veces la gravedad en la superficie de la Tierra) en la superficie del núcleo. [21]
Consecuencias teóricas
El descubrimiento fue defendido como una prueba del popular modelo de acreción de la nebulosa solar , donde los planetas se forman a partir de la acreción de objetos más pequeños. En este modelo, los embriones de planetas gigantes crecen lo suficiente como para adquirir grandes envolturas de hidrógeno y helio . Sin embargo, los oponentes de este modelo enfatizan que solo un ejemplo de un planeta tan denso no es una prueba. De hecho, un núcleo tan enorme es difícil de explicar incluso con el modelo de acumulación de núcleos. [1]
Una posibilidad es que debido a que el planeta orbita tan cerca de su estrella, es, a diferencia de Júpiter, ineficaz para limpiar el sistema planetario de cuerpos rocosos. En cambio, una fuerte lluvia de elementos más pesados en el planeta puede haber ayudado a crear el gran núcleo. [1]
Ver también
- HAT-P-3b
- HD 209458 b
- HD 179949 b
- Tau Boötis b
Referencias
- ^ a b c d e f Sato, Bun'ei; et al. (2005). "El Consorcio N2K. II. Un Saturno caliente en tránsito alrededor de HD 149026 con un núcleo denso grande". El diario astrofísico . 633 (1): 465–473. arXiv : astro-ph / 0507009 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 633..465S . doi : 10.1086 / 449306 .
- ^ Zhang, Michael; et al. (2018). "Curvas de fase de WASP-33b y HD 149026b y una nueva correlación entre la compensación de la curva de fase y la temperatura de irradiación". El diario astronómico . 155 (2). 83. arXiv : 1710.07642 . Código bibliográfico : 2018AJ .... 155 ... 83Z . doi : 10.3847 / 1538-3881 / aaa458 .
- ^ NameExoWorlds: un concurso mundial de la IAU para nombrar exoplanetas y sus estrellas anfitrionas . IAU.org. 9 de julio de 2014
- ^ NameExoWorlds El proceso
- ^ Publicados los resultados finales del voto público de NameExoWorlds , Unión Astronómica Internacional, 15 de diciembre de 2015.
- ^ NameExoWorlds Los nombres aprobados
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- ^ Vuelo espacial ahora | Noticias de última hora | El exótico planeta extrasolar es el más caliente descubierto hasta ahora
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- ^ a b One Big Ball of Rock Robert Naeye, Sky & Telescope , consultado por última vez el 13 de octubre de 2007
- ^ Brian Jackson; Richard Greenberg; Rory Barnes (2008). "Calentamiento de las mareas de planetas extrasolares". El diario astrofísico . 681 (2): 1631–1638. arXiv : 0803.0026 . Código Bibliográfico : 2008ApJ ... 681.1631J . doi : 10.1086 / 587641 .
enlaces externos
Medios relacionados con HD 149026 b en Wikimedia Commons
- "Información N2K para Star HD149026" . Universidad Estatal de San Francisco . Consorcio N2K. Archivado desde el original el 20 de abril de 2008 . Consultado el 22 de junio de 2008 .
- Naeye, Robert (7 de julio de 2005). "Aficionado detecta nuevo exoplaneta en tránsito" . Cielo y telescopio . Consultado el 22 de junio de 2008 .
- Naeye, Robert (8 de julio de 2005). "Una gran bola de roca" . Cielo y telescopio . Consultado el 22 de junio de 2008 .
Coordenadas : 16 h 30 m 29,619 s , + 38 ° 20 ′ 50,31 ″