HD 69830 b
Coordenadas: 
08h 18m 23.9s, −12° 37′ 55.0″
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| Exoplaneta | 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 | ||
| Estrela | HD 69830 | |
| Constelação | Puppis (Popa) | |
| Ascensão reta | 08h 18m 23.9473s | |
| Declinação | -12° 37′ 55.824″ | |
| Magnitude aparente | 5,95 | |
| Distância | 41,04 anos-luz 12,58 pc | |
| Tipo espectral | K0V | |
| Elementos orbitais | ||
| Semieixo maior | ~11 743 486,175 km 0,0785 UA | |
| Excentricidade | 0,1 ± 0,04 | |
| Período orbital | 8,667 ± 0,003 dias | |
| Argumento do periastro | 340 ± 26° Tempo do periastro (T0): 2 453 496,8 ± (0,06) DJ | |
| Semi-amplitude | 3,51 ± 0,15 m/s m/s | |
| Características físicas | ||
| Massa | 6,265x1025 kg ≥0,033 MJ ≥10,488 M🜨 | |
| Raio | 14 000 km 0,196 RJ 2,195 R🜨 | |
| Densidade | 7,631 g/cm³ | |
| Gravidade superficial | 25,987 m/s² | |
| Temperatura | ~530,85 °C ~804 K | |
| Descoberta | ||
| Data da descoberta | 18 de Maio de 2006 | |
| Descobridores | Lovis et al. | |
| Método de detecção | Espectrógrafo HARPS (Velocidade radial) | |
| Estado da descoberta | Publicado | |
| Outras designações | ||
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
