HD 10180 , también designada 2MASS J01375356-6030414 , [8] es una estrella similar al Sol en la constelación austral Hydrus que se destaca por su gran sistema planetario . Desde su descubrimiento, se han observado al menos siete planetas , y posiblemente hasta nueve, orbitando su órbita, lo que lo convierte en potencialmente el más grande de todos los sistemas planetarios conocidos, incluido el Sistema Solar . [9] [5] Otras estrellas con un gran número conocido de planetas incluyen Kepler-90 , TRAPPIST-1 , Kepler-11 y 55 Cancri .
 Vista del cielo alrededor de la estrella HD 10180 (centro) Crédito : ESO | |
| Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Hydrus |
| Ascensión recta | 01 h 37 m 53.57672 s [1] |
| Declinación | −60 ° 30 ′ 41,4954 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 7.33 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | G1V [3] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | +35,2 [3] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: -14,60 [1] mas / año Diciembre: 6,51 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 25,63 ± 0,38 [1] mas |
| Distancia | 127 ± 2 ly (39,0 ± 0,6 pc ) |
| Detalles | |
| Masa | 1.062 ± 0.017 [4] M ☉ |
| Radio | 1,20 ± 0,318 [4] R ☉ |
| Luminosidad | 1,49 ± 0,02 [5] L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 4,39 [6] cgs |
| Temperatura | 5.911 [6] K |
| Metalicidad [Fe / H] | 0.08 [6] dex |
| Rotación | 24 ± 3 días [5] |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | <3 [5] km / s |
| Edad | 7.3 [7] Gyr |
| Otras designaciones | |
2MASS J01375356-6030414, CD –61 ° 285, HD 10180, HIP 7599, SAO 248411. [2] | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | datos |
Caracteristicas
Según las mediciones de paralaje , se encuentra a una distancia de unos 127 años luz (39 parsecs ) de la Tierra . [10] La magnitud visual aparente de esta estrella es 7,33, que es demasiado débil para ser vista a simple vista, aunque se puede observar fácilmente con un pequeño telescopio. [11] Con una declinación de -60 °, esta estrella no se puede ver en latitudes al norte de los trópicos .
HD 10180 es una estrella de tipo G1V y, por lo tanto, genera energía en su núcleo a través de la fusión termonuclear de hidrógeno. La masa de esta estrella se estima en un 6% mayor que la masa del Sol , tiene un radio del 120% del del Sol y está irradiando el 149% de la luminosidad del Sol . La temperatura efectiva de la cromosfera de la estrella es de 5.911 K, lo que le da un brillo de tono amarillo como el del Sol. [12] HD 10180 tiene un 20% más de abundancia de elementos distintos al hidrógeno / helio en comparación con el Sol. [nota 1] Con una edad estimada de 7.300 millones de años, es una estrella estable sin actividad magnética significativa . El período estimado de rotación es de unos 24 días. [5]
La encuesta de 2015 descartó la existencia de compañeros estelares a distancias proyectadas superiores a 13 unidades astronómicas . [13]
Sistema planetario
El 24 de agosto de 2010, un equipo de investigación dirigido por Christophe Lovis de la Universidad de Ginebra anunció que la estrella tiene al menos cinco planetas , y posiblemente hasta siete. [5] [14] Los planetas fueron detectados usando el espectrógrafo HARPS , junto con el telescopio de 3.6 m de ESO en el Observatorio La Silla en Chile , usando espectroscopía Doppler .
El 5 de abril de 2012, el astrónomo Mikko Tuomi de la Universidad de Hertfordshire envió un artículo a Astronomy and Astrophysics aprobado para su publicación el 6 de abril de 2012 que proponía un modelo de nueve planetas para el sistema. Al volver a analizar los datos utilizando el análisis de probabilidad bayesiano , se revisaron los parámetros de los planetas previamente conocidos y se encontraron más pruebas para el planeta más interno (b), así como pruebas de dos planetas adicionales (i y j).
No se sabe que el sistema sea un sistema planetario en tránsito y, como tales, es poco probable que los planetas sean detectados o verificados por el método de tránsito .
En 2017, la simulación orbital mostró que la formación de familias de cometas dinámicamente estables en el HD 10180 es poco probable. La razón identificada de la inestabilidad de las órbitas de los cometas fue la ubicación del planeta más masivo HD 10180 h en la órbita más externa. [15]
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Semieje mayor ( AU ) | Período orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b (sin confirmar) | > 1,3 ± 0,8 M ⊕ | 0.02222 ± 0.00011 | 1,17766 ± 0,00022 | 0,0005 ± 0,0049 | - | - |
| C | > 13,0 ± 2,0 M ⊕ | 0,06412 ± 0,00101 | 5.75969 ± 0.00028 | 0,073 ± 0,031 | - | - |
| yo (sin confirmar) | > 1,9 ± 1,8 M ⊕ | 0.0904 ± 0.047 | 9,655 ± 0,072 | 0,05 ± 0,23 | - | - |
| D | > 11,9 ± 2,15 M ⊕ | 0,12859 ± 0,00202 | 16,357 ± 0,0038 | 0,131 ± 0,052 | - | - |
| mi | > 25,0 ± 3,9 M ⊕ | 0,2699 ± 0,0043 | 49,748 ± 0,025 | 0,051 ± 0,033 | - | - |
| j (no confirmado) | > 5,1 ± 3,2 M ⊕ | 0,330 ± 0,016 | 67,55 ± 1,28 | 0,07 ± 0,12 | - | - |
| F | > 23,9 ± 1,4 M ⊕ | 0,4929 ± 0,0078 | 122,744 ± 0,232 | 0,119 ± 0,054 | - | - |
| gramo | > 21,4 ± 3,4 M ⊕ | 1.427 ± 0.028 | 604,67 ± 10,42 | 0,263 ± 0,152 | - | - |
| h | > 65,8 ± 12,9 M ⊕ | 3,381 ± 0,121 | 2205,0 ± 105,9 | 0,095 ± 0,086 | - | - |
Disposición orbital
El sistema contiene seis planetas con masas mínimas de 12 a 65 veces la de la Tierra (que van desde aproximadamente Urano a Saturno ) en radios orbitales de 0.06, 0.13, 0.27, 0.49, 1.42 y 3.4 AU . En el Sistema Solar, este conjunto de órbitas encajaría dentro del cinturón de asteroides principal .
No hay planetas conocidos que tengan resonancias de movimiento medio , aunque tiene varias resonancias cercanas [5], incluidas 3c: 2i: 1d y 3e: 2j: 1f. Las proporciones aproximadas de períodos de órbitas adyacentes son (avanzando hacia afuera): 1: 5, 1: 3, 1: 3, 2: 5, 1: 5, 3:11.
Dado que se desconoce la inclinación de las órbitas de los planetas, actualmente solo se pueden obtener masas planetarias mínimas. Las simulaciones dinámicas sugieren que el sistema no puede ser estable si las masas reales de los planetas exceden las masas mínimas en un factor de más de tres (correspondiente a una inclinación de menos de 20 °, donde 90 ° es de borde). [5]
Planetas
HD 10180 b es un posible planeta del tamaño de la Tierra (masa mínima 1.4 veces la de la Tierra) ubicado en 0.02 AU. Originalmente, se estimó que su radio orbital tenía una órbita casi circular a una distancia de 0.02225 ± 0.00035 AU (más cerca que Mercurio , aproximadamente una séptima parte de la distancia y, en consecuencia, más caliente), demorando 1.1 días en completar una órbita completa. [18] El planeta b se confirmó en 2012 con un radio orbital ligeramente más pequeño y una órbita más excéntrica. La probabilidad de detección falsa fue inicialmente del 1,4%; [5] Mikko Tuomi mejoró su probabilidad en 2012, pero Kane no la confirmó en 2014. [16]
HD 10180 c , con una masa mínima comparable a la de Urano , es un Neptuno caliente . Las simulaciones dinámicas sugieren que si el gradiente de masa fuera más de un factor de dos, el sistema no sería estable. Su período orbital y excentricidad se estimaron originalmente en 5.75979 ± 0.00062 y 0.045 ± 0.026 respectivamente; sin embargo, estos fueron revisados en 2012 a favor de una órbita más excéntrica. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1%. [5]
HD 10180 i es una super-Tierra caliente posible pero no confirmada reclamada por Mikko Tuomi en 2012.
HD 10180 d es un Neptuno caliente. Su masa se estimó inicialmente en> 11,75 ± 0,65 (más pequeña que Urano ) y en una órbita ligeramente excéntrica; sin embargo, esto se volvió a estimar con una masa más grande y una órbita menos excéntrica en 2012.
HD 10180 e también es un Neptuno caliente con aproximadamente el doble de masa que Neptuno. Su distancia orbital estimada y su excentricidad se redujeron en 2012. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1%. [5]
HD 10180 j es una super-Tierra caliente o enana gaseosa posible pero no confirmada reclamada por Mikko Tuomi en 2012.
HD 10180 f es un Neptuno caliente y de masa similar a HD 10180 e. A una distancia orbital de 0.49AU y una excentricidad de 0.13, su órbita cerrada y salvaje es análoga a la de Mercurio con un rango similar de temperatura del cuerpo negro, aunque con su inmensa masa, cualquier efecto invernadero causado por una atmósfera le daría una Venus abrasadora. temperaturas similares o superiores. La distancia orbital estimada y la excentricidad se redujeron ligeramente en 2012. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1%. [5]
HD 10180 g es un planeta gigante con una masa mayor que la de Neptuno. Tiene una órbita significativamente excéntrica [16] a 1,4 AU y cruza la zona habitable prevista del sistema o se encuentra dentro de ella [19] aunque no se ajusta a los modelos actuales de habitabilidad planetaria debido a su gran masa (24 veces la Tierra). Si es un gigante gaseoso , es probable que sea de Sudarsky Clase II . Existe la posibilidad de que un satélite natural con suficiente presión atmosférica pueda tener agua líquida en su superficie. Su distancia orbital estimada y su excentricidad se redujeron en 2012, pero permanece en la zona habitable. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1%. [5]
HD 10180 h es el planeta más grande y más externo conocido del sistema. Es probable que sea un planeta gigante del tamaño de Saturno con una masa mínima 65 veces mayor que la de la Tierra. Orbitando a 3,4 AU, una distancia comparable a la distancia de la parte exterior del cinturón de asteroides al Sol y, como tal, es probable que sea un planeta Sudarsky Clase I. La probabilidad de detección espuria es del 0,6%.
Ver también
- Kepler-90 Una estrella con ocho planetas conocidos (el primero que se sabe que tiene el mismo número de planetas que el sistema solar).
- TRAPPIST-1 Una estrella con siete planetas conocidos.
Notas
- ^ Para [Fe / H] igual a 0.08, la proporción viene dada por:
- 10 0,08 = 1,20
- ^ Los parámetros se toman del ajuste newtoniano teniendo en cuenta la disipación de las mareas proporcionada en la tabla 6 de Lovis et al. (2010). En la tabla 3 del mismo documento se da una solución puramente kepleriana con parámetros ligeramente diferentes.
Referencias
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enlaces externos
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