Kappa Andromedae b [4] es un objeto subestelar de imagen directa y probablemente un planeta de masa superjoviana que orbita a Kappa Andromedae , una joven estrella B9IV en la constelación de Andrómeda , a unos 170 años luz de distancia. [5] La masa del compañero es aproximadamente 13 veces la masa de Júpiter . [2] Dado que la historia temprana de kappa Andb está llena de debates sobre si es un exoplaneta o una enana marrón , algunos científicos lo han descrito ampliamente como un objeto "Super-Júpiter".
Características orbitales | |
---|---|
Semieje mayor | 57-133 [1] AU |
Excentricidad | 0,69-0,85 [1] |
Periodo orbital | 242-900 [1] y |
Inclinación | 114,9-140 [1] |
Longitud del nodo ascendente | 60,3–90,5 [1] |
Tiempo de periastrón | 2 038 .4-2 047 0.9 [1] |
Argumento de periastrón | 96,6-155,4 [1] |
Características físicas | |
Radio medio | 1,57 R J |
Masa | 13+12 −2[2] M J |
Temperatura | 1700-2000 [2] [3] |
Descubrimiento
Kappa Andromedae b fue descubierto a través de imágenes de alto contraste en el infrarrojo cercano del estudio de Exploraciones Estratégicas de Exoplanetas y Discos con Subaru (SEEDS) en el Telescopio Subaru, ubicado en la cima de Mauna Kea , Hawái [6] Observaciones de seguimiento de Subaru tomadas entre enero y julio 2012 y cubriendo un rango de longitud de onda más amplio, confirmó que Kappa Andromedae está unida gravitacionalmente (no una estrella de fondo) y tenía colores infrarrojos consistentes con un compañero subestelar (posiblemente masa planetaria). [6]
Atmósfera, propiedades orbitales
El espectro infrarrojo cercano de baja resolución de kappa Andb , obtenido por el sistema de óptica adaptativa extrema SCExAO con el espectrógrafo de campo integral CHARIS, está conformado por amplias características de absorción de agua y monóxido de carbono. [2] La espectroscopia Keck / OSIRIS de resolución moderada resuelve estas líneas. [7] Basado en comparaciones con grandes bibliotecas de espectros para otros objetos subestelares, es probable que el compañero tenga un tipo espectral de L0 - L1: su forma de banda H aguda (1,65 micrones) indica una gravedad superficial baja. [2] [1]
Las comparaciones empíricas con objetos subestelares bien caracterizados sugieren una temperatura efectiva de 1700-2000 K. [2] El modelado atmosférico que incorpora datos de longitudes de onda más largas favorece el extremo más frío de este rango de temperatura, mientras que las temperaturas derivadas de los espectros Keck / OSIRIS favorecen valores más altos de 1950-2100K. [7] Es probable que la atmósfera de kappa Andb esté llena de una capa de nubes gruesas que se extiende a presiones atmosféricas bajas. [1] [3] El análisis del espectro del compañero arroja una relación carbono-oxígeno casi solar (C / O ~ 0,70). [7]
Kappa Andromedae b fue fotografiada por primera vez con una separación proyectada de aproximadamente 55 au; los conjuntos de datos posteriores recuperan el compañero en separaciones angulares más pequeñas. [1] Si bien solo se ha cubierto una pequeña parte de la fase orbital de la compañera, [8] los límites actuales sugieren un semieje mayor probablemente superior a 75 au. [2] Su excentricidad es bastante alta (e ~ 0,7 o mayor). [1] La velocidad radial relativa entre él y su estrella anfitriona es -1,4 +/- 0,9 km / s. [7]
Edad y masa del sistema
Las masas de los objetos subestelares en imágenes directamente (exoplanetas y enanas marrones) generalmente no se miden directamente, sino que se infieren comparando sus luminosidades con los valores predichos para los modelos de evolución subestelar. Por tanto, las incertidumbres en la edad del sistema se traducen en incertidumbres en la masa del objeto. El documento de descubrimiento de Kappa Andromedae b [4] argumentó que la cinemática primaria es consistente con la membresía en la Asociación Columba, lo que implicaría una edad del sistema de 20-50 millones de años y una masa de aproximadamente 12,8 masas de Júpiter. Estos resultados fueron luego cuestionados [9] [10] quienes argumentaron que la posición de la estrella primaria en el diagrama de Hertzsprung-Russell favorece una edad mucho mayor de 220 ± 100 millones de años, siempre que la estrella, Kappa Andromedae A, no sea un rotador rápido. visto desde el poste. Las mediciones directas de la estrella mostraron más tarde que Kappa Andromedae A es de hecho un rotador rápido visto desde el polo [11] y arroja una edad mejor estimada de 47+27
−40millones de años favoreciendo una masa entre 13 y 30 masas jovianas. Una luminosidad revisada y comparaciones empíricas detalladas con otros objetos subestelares con edades conocidas favorecen una masa de 13+12
−2Masas de Júpiter. [2]
Clasificación y formación
La naturaleza de Kappa Andromedae b ha sido debatida durante mucho tiempo, específicamente si es un planeta gigante gaseoso o una enana marrón , un objeto lo suficientemente masivo como para fusionar deuterio pero no protio . El Grupo de Trabajo sobre Planetas Extrasolares de la Unión Astronómica Internacional adoptó el límite de quema de deuterio (establecido en 13 masas de Júpiter) para separar planetas (por debajo de este límite) y enanas marrones (por encima de él). [12] Sin embargo, trabajos posteriores han revelado muchos objetos flotantes etiquetados como enanas marrones pero con masas inferidas en o muy por debajo del límite de quema de deuterio. [13] Los modelos indican que la definición exacta de la combustión de deuterio depende además de la metalicidad asumida del objeto y la integridad de la combustión de deuterio, que van desde 11 masas de Júpiter para un objeto extremadamente rico en metales al 10% de combustión hasta más de 16 de Júpiter. masas para un objeto pobre en metal que quema el 90% de su deuterio. [14] Los criterios alternativos para separar los planetas de las enanas marrones abandonan el límite de quema de deuterio por completo, en lugar de inferir la naturaleza de un objeto en función de su relación de masa con respecto a su primaria y su separación. [15]
El debate anterior se centró en gran medida en la edad del sistema, ya que determina valores inferidos para la masa compañera y la relación de masa con respecto a su estrella primaria. Para la edad mayor ahora desfavorecida (220 ± 100 millones de años), la masa inferida de la compañera estaría muy por encima del límite de quema de deuterio y su relación de masa superaría el 1%, lo que mejor corresponde a una enana marrón. Las edades más jóvenes inferidas de una posible pertenencia a la asociación Columba , derivadas de mediciones directas de la estrella, y consistentes con las propiedades espectrales de kappa And b favorecen fuertemente las masas cercanas a 13 masas de Júpiter y una relación de masa por debajo del 1%. [2] El plano orbital de la compañera también puede estar alineado con el eje de rotación de la estrella. Estas líneas de evidencia apoyan la clasificación de este objeto como un planeta de masa superjoviana.
Formar un planeta in situ con las propiedades de kappa And b es extremadamente desafiante para los modelos estándar de acreción de núcleos para la formación de planetas jovianos. En cambio, la formación de planetas por inestabilidad gravitacional puede ser un mecanismo viable para este compañero. [16] [2] La relación de carbono a oxígeno derivada del compañero, que se cree que es un diagnóstico del entorno de acreción del objeto, y la metalicidad subsolar primaria puede ser evidencia de que kappa Andb se formó a través de un proceso de formación rápido, como la inestabilidad gravitacional. [7]
Referencias
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Coordenadas : 23 h 40 m 24.50763 s , + 44 ° 20 ′ 02.1566 ″