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HD 80606 b

exoplaneta
HD 80606 b
Exoplaneta Estrelas com exoplanetas

Simulação da radiação de calor de HD 80606 b no seu lado
noturno após a passagem pelo seu periastro.
Estrela mãe
Estrela HD 80606
Constelação Ursa Major
Ascensão reta 09h 22m 37.57s[1]
Declinação 50° 36′ 13.4″[1]
Elementos orbitais
Semieixo maior 0,449 ± 0,006[2] UA UA
Excentricidade 0,93366 (−0 00043 +0 00014)[3]
Inclinação =89.285 ± 0,023[4]°
Semi-amplitude 472 ± 5[5] m/s m/s
Características físicas
Massa 3,94 ± 0,11[2] MJúpiter
1253 [b] MTerra MJ
Raio 1,029 ± 0,017[4] MJúpiter
11.55 [c] RTerra RJ
Densidade 4440 ± 240[4][p.4] kg/m3 g/cm³
Temperatura Mín: 246, Máx: 1500[6] K K
Descoberta
Data da descoberta 4 de abril de 2001[7]
Descobridores Naef al.,[8] ELODIE em Observatório de Haute-Provence
Telescópio Keck
Método de detecção Velocidade radial

HD 80606 b é um planeta extrassolar situado a uma distância de 190 anos-luz da Terra na constelação da Ursa Major. Orbita a estrela HD 80606, que pela sua vez faz parte de um sistema estelar binário. Trata-se do exoplaneta com maior excentricidade (órbita mais alongada) descoberto até agora. Devido a esta, a sua órbita tem uma forma muito alongada, mais própria dos cometas. Faz parte dos exoplanetas denominados Júpiter excêntricos.

Descobrimento editar

A descoberta de HD 80606 b foi anunciada em 4 de abril de 2001 pelo grupo ELODIE.[7] Contudo, a possibilidade de existência do planeta já fora postulada um ano antes pelo G-Dwarf Planet Search na sua procura de candidatos a planetas extrassolares, cujas observações se iniciaram em abril de 1999 desde o Telescópio Keck.[9] Esta possibilidade conduziu a que o grupo ELODIE seguisse a estrela através do Observatório de Haute-Provence, situado ao sul da França, confirmando finalmente a existência do exoplaneta.[8]

Características editar

 
Comparação da órbita de HD 80606 b com os planetas interiores do Sistema Solar.

A sua massa é de cerca de quatro vezes a de Júpiter, o que o converte num gigante gasoso, e o seu período de rotação é de cerca de 34 horas. Adicionalmente, devido à sua excentricidade, faz parte dos chamados "Júpiter excêntricos". Esta excentricidade é comparável, por exemplo, à do cometa Halley, ainda que com a correspondente diferença de distâncias e período orbital. Isto poderia ser devido entre outros fatores a que o planeta orbita a uma estrela que faz parte de um sistema estelar binário (Struve 1341), pois a maior parte dos planetas com excentricidades elevadas se encontra neste tipo de sistemas estelares. A estrela companheira poderia causar a estranha excentricidade devido à elevada inclinação orbital do planeta (respeito do plano da órbita de ambas as estrelas), mediante o chamado mecanismo Kozai[d].[10][11] As medidas realizadas do efeito Rossiter-McLaughlin são consistentes com as predições deste mecanismo.[5]

 
Velocidade de HD 80606 b em cada ponto da sua órbita.

A distância do planeta com referência à sua estrela oscila entre 0,03 unidades astronômicas (abreviado UA, distância entre a Terra e o Sol) e 0,85 UA. Se comparar a sua órbita com os planetas do Sistema Solar, observa-se que no ponto mais afastado da sua órbita (0,85 UA) estaria situado entre Vênus (0,7 UA) e a Terra (1 UA, por definição). Por outro lado o seu ponto mais próximo (0,03 UA) encontrar-se-ia muito mais perto que a órbita de Mercúrio (0,4 UA), o que supõe uma distância 13 vezes menor que a separação entre Mercúrio e o Sol. Neste ponto, alguém situado sobre a sua superfície veria a estrela sobre o céu cerca de 30 vezes maior que o Sol desde a superfície terrestre.[12]

O planeta encontra-se a maior parte do tempo nos pontos mais afastados da sua órbita, aumentando a sua velocidade quanto mais perto está da sua estrela.[e] Uma pessoa situada sobre a sua superfície, veria como a estrela aumenta de tamanho cada vez mais rápido, até tornar -se cerca de 100 vezes maior.[6]

Temperatura e atmosfera editar

Vídeo no que se apreciam os fortes ventos devidos ao dramático acréscimo da temperatura. Cortesia do Telescópio Spitzer, NASA.

A temperatura do planeta oscila dos 250 K (cerca de -20 ºC) no apoastro até os 1500 K (cerca de 1200 °C) que atinge no periastro, onde recebe em torno de 800 vezes mais radiação da sua estrela.[13] Na sua passagem pelo periastro, as temperaturas variam de 800 K a 1500 K em apenas seis horas, esquentando-se e esfriando-se depressa.[6] Este valor é suficiente até mesmo para fundir o níquel.[14]

Por causa destas bruscas mudanças de temperatura, e amplificado devido a que a sua rotação não é sincronizada com a sua translação, desenvolvem-se tormentas na atmosfera que movimentam ventos a velocidades enormes, inclusive de vários quilômetros por segundo,[f][6] criando-se vórtices nos polos do planeta.[15] Trata-se da primeira vez que os astrônomos observam mudanças atmosféricas em tempo real num planeta extrassolar.[16]

Notas editar

  • Anos luz
     
  • Massas terrestres
     
  • Raios terrestres
     
  • Mecanismo Kozai O mecanismo Kozai, que deve o seu nome ao seu descobridor Yoshihide Kozai,[17] produz mudanças cíclicas entre a excentricidade e a inclinação orbital da órbita de determinados objetos celestes (quer satélites, cometas ou exoplanetas). Quanto maior seja a inclinação inicial, maior será a categoria de amplitudes que a excentricidade poderá ostentar. No Sistema Solar estudou-se este mecanismo maiormente nos satélites de Júpiter e nos cometas transneptunianos.

    No caso dos exoplanetas, postulou-se que este mecanismo desempenha um rol importante em sistemas estelares formados por duas estrelas (sistemas estelares binários), sendo maior o efeito quanto mais massiva seja a sua estrela casal, embora esta não deve encontrar-se demais próxima porque a órbita seria instável.[18] O efeito ocorre devido ao intercâmbio de momento angular entre o planeta e a estrela companheira. A excentricidade máxima que o planeta poderá atingir será a permitida pela seguinte fórmula:[18][19]
     
    onde   é inclinação orbital do planeta relativa ao plano no qual orbitam as duas estrelas, e   a excentricidade máxima que o planeta pode atingir dada a inclinação inicial.
    Para o caso de HD 80606 b, se levarmos em conta a inclinação da sua órbita ( =89,285º), o cálculo dá como resultado  =0,99987[20](maior que a excentricidade atual: 0,93366),[4] embora este valor teórico poderia ficar afetado por outros efeitos alheios ao mecanismo Kozai.
  • Leis de Kepler Isto ocorre segunda lei de Kepler, que enuncia que a órbita do planeta barre áreas iguais em tempos iguais. Portanto, ao acercar-se à estrela, o planeta move-se cada vez mais rápido, atingindo a sua velocidade máxima no ponto mais próximo da estrela, para depois voltar a desacelerar até o ponto mais afastado, onde se movimentará mais devagar (e por isso é nesta zona onde fica a maior parte do tempo).
  • Velocidades O estudo realizado por Laughlin al. em 2009 estimou que a velocidade da tormenta pôde atingir os 5 km/s (18 000 quilômetros por hora) desde a zona orientada ao astro até a zona noturna.[6] Pode ser comparada com a velocidade do som no ar a temperatura ambiente: 340 m/s, ou com a velocidade de escape da Terra: 11,2 km/s.


    • Referências

    1. ↑ a b Danziger, J. I.; Gilmozzi, R. (1997). «The final optical identification content of the Einstein deep x-ray field in Pavo». Astronomy and Astrophysics. 323: 47-55 
    2. ↑ a b Pont, F. al. (2009). «Spin-orbit misalignment in the HD 80606 planetary system» (PDF). Astronomy and Astrophysics. 502: 695-703. doi:10,1051/0004-6361/200912463 Verifique |doi= (ajuda). Consultado em 10 de outubro de 2009 
    3. ↑ Gillon, Michael (2009). «Spin-orbit misalignement for the transiting planet HD 80606b». arXiv :0906.4904v1 [astro-ph.EP] 
    4. ↑ a b c d Fossey, S. J.; Waldmann, I. P.; Kipping, D. M. (2009). «Detection of a transit by the planetary companion of HD 80606». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : Letters. 396 (1). doi:10,1111/j.1745-3933.2009.00653.x Verifique |doi= (ajuda)  Texto "páginas" ignorado (ajuda); Texto "L16-L20" ignorado (ajuda)
    5. ↑ a b Erro de citação: Etiqueta <ref> inválida; não foi fornecido texto para as refs de nome Moutou2009
    6. ↑ a b c d e Laughlin, G. al. (2009). «Rapid heating of the atmosphere of an extrassolar planet». Astronomy and Astrophysics. 457 (7229): 562-564. doi:10,1038/nature07649 Verifique |doi= (ajuda) 
    7. ↑ a b ESO Press Release (4 de abril de 2001). «Exoplanets: The Hunt Continues!» (em inglês). European Southern Observatory. Consultado em 3 de março de 2012. Arquivado do original em 19 de agosto de 2009 
    8. ↑ a b Naef, D. al. (2001). «HD 80606 b, a planet on an extremely elongated orbit» (PDF). Astronomy and Astrophysics. 375: L27-L30. doi:10,1051/0004-6361:20010853 Verifique |doi= (ajuda). Consultado em 10 de outubro de 2009 
    9. ↑ Lemarchand, G. (2000). «A New Era in the Search for Life in the Universe». Bioastronomy 99 : A New Era in the Search for Life 
    10. ↑ Wu, Y.; Murray, N. (2003). «Planet Migration and Binary Companions : the case of HD 80606b». Astrophysics Journal. 589: 605-614. doi:10,1086/374598 Verifique |doi= (ajuda) 
    11. ↑ Winn, J. N. al. (2009). «The Transit Ingress and the Tilted Orbit of the Extraordinarily Eccentric Exoplanet HD 80606b». The Astrophysical Journal. doi:10,1088/0004-637X/703/2/2091 Verifique |doi= (ajuda) 
    12. ↑ Robert Massey (21 de abril de 2009). Roial Astronominal Society, ed. «London students find Jupiter-sized oddball planet» (em inglês) 
    13. ↑ Kelly Beatty (29 de janeiro de 2009). «HD 80606b : The Hotheaded Exoplanet». Sky & Telescope. Consultado em 3 de março de 2012. Arquivado do original em 30 de junho de 2012 
    14. ↑ NASA (4 de fevereiro de 2009). «A Dangerous Summer on HD 80606b». Astronomy Picture of the Day 
    15. ↑ Langton, J. y Laughlin, G. (2008). «Hydrodynamic Simulations of Unevenly Irradiated Jovian Planets». The Astrophysical Journal. 674 (2): 1106-1116. doi:10,1086/523957 Verifique |doi= (ajuda) 
    16. ↑ JPL News (28 de janeiro de 2009). NASA, ed. «Astronomers Observe Planet With Wild Temperature Swings» (em inglês) 
    17. ↑ Kozai, Yoshihide (1962). «Secular perturbations of asteroids with high inclination and eccentricity». Astronomical Journal. 67 (9). 591 páginas. doi:10,1086/108790 Verifique |doi= (ajuda) 
    18. ↑ a b Innanen, K.A.; Zheng, J.Q.; Mikkola, S.; Valtonen, M.J. (1997). «The Kozai Mechanism and the Stability of Planetary Orbits in Binary Star Systems». Astronomical Journal. 113 (5). 1915 páginas. doi:10,1086/108790 Verifique |doi= (ajuda) 
    19. ↑ Holman, M.; Touma, J.; Tremaine, S. (1997). «Chaotic variations in the eccentricity of the planet orbiting 16 Cygni B». Nature. 386 (6622): 254-256. doi:10,1038/386254a0 Verifique |doi= (ajuda) 
    20. ↑ Calculadora para o valor máximo da excentricidade devida ao mecanismo Kozai, em orbitsimulator.com
    • Este artigo foi inicialmente traduzido, total ou parcialmente, do artigo da Wikipédia em castelhano cujo título é «HD 80606 b».

    Ligações externas editar

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