55 Cancri b
| Exoplaneta | Estrelas com exoplanetas | |
|---|---|---|
 Representação artística de 55 Cancri b
| ||
| Estrela mãe | ||
| Estrela | 55 Cancri A | |
| Constelação | Caranguejo | |
| Ascensão reta | (α) 08h 52m 35.8113s[1] | |
| Declinação | (δ) +28° 19′ 50.957[1] | |
| Magnitude aparente | (mV) 5.95 | |
| Distância | 41.06 ± 0.04[1] anos-luz 12.59 ± 0.01[1] pc | |
| Tipo espectral | G8V | |
| Elementos orbitais | ||
| Semieixo maior | 0,115 ± 0,0000011 AU (17 200 000 ± 160 km)[2] UA | |
| Periastro | 0,113 AU (16 900 000 km) UA | |
| Apoastro | 0,116 AU (17 400 000 km) UA | |
| Excentricidade | 0.014 ± 0.008[2] | |
| Período orbital | 14.65162 ± 0.0007[2] d 0.04011325 ano | |
| Inclinação | ~85[3][4] | |
| Argumento do periastro | 131.94 ± 30[2] | |
| Semi-amplitude | 71.32 ± 0.41[2] m/s | |
| Características físicas | ||
| Massa | 0.824 ± 0.007[2][3] MJ | |
| Descoberta | ||
| Data da descoberta | 12 de abril de 1996 | |
| Descobridores | Robert Paul Butler Geoffrey Marcy | |
| Método de detecção | Velocidade radial | |
| Estado da descoberta | Publicado | |
55 Cancri b (abreviado como 55 Cnc b), ocasionalmente referido como 55 Cancri Ab (a fim de distingui-lo da estrela 55 Cancri B), também chamado de Galileu, é um planeta extrasolar que orbita a estrela de tipo solar 55 Cancri a cada 14,65 dias. É o segundo planeta em ordem de distância de sua estrela e é um exemplo de um Júpiter quente.
Em julho de 2014, a União Astronômica Internacional começou um processo para dar nomes próprios para certos exoplanetas e suas estrelas-mãe.[5] O processo envolveu a nomeação e votação pública para os novos nomes.[6] Em dezembro de 2015, a UAI anunciou o nome vencedor, Galileu, para esse planeta.[7] O nome vencedor foi sugerido pela Associação Real dos Países Baixos para Meteorologia e Astronomia, situada nos Países Baixos. O nome homenageia o astrônomo e físico Galileu Galilei, do início do século XVII.[8]
Descoberta editar
55 Cancri b foi descoberto em 1996 por Geoffrey Marcy e Paul R. Butler. Ele foi o quarto planeta extrassolar a ser descoberto, excluindo os planetas de pulsar. 55 Cancri b foi descoberto a partir da detecção de variações na velocidade radial de sua estrela, causadas pela gravidade do planeta. Ao fazer medições sensíveis do efeito Doppler do espectro de 55 Cancri A, uma periodicidade de 15 dias foi detectada. O planeta foi anunciado em 1996, juntamente com o planeta de Tau Boötis e com o planeta mais interior de Upsilon Andromedae.[9]
Mesmo quando este planeta interior, com uma massa pelo menos 78% maior do que a de Júpiter, foi contabilizado, a estrela ainda mostrava variações em sua velocidade radial. Isso eventualmente levou à descoberta do planeta exterior 55 Cancri d em 2002.
Órbita e massa editar
55 Cancri b está em uma órbita de curto período, embora não tão extremo quanto o do Júpiter quente anteriormente detectado, 51 Pegasi b. O período orbital indica que o planeta está perto de uma ressonância orbital 1:3 com 55 Cancri c. No entanto, investigações dos parâmetros planetários em uma simulação newtoniana indicam que, apesar dos períodos orbitais estarem próximos a esta relação, os planetas não estão realmente em ressonância.[2]
Uma limitação do método de velocidade radial usado para descobrir o planeta é que apenas pode ser determinado um limite inferior para a sua massa. Medições feitas com o Telescópio espacial Hubble sugerem que o planeta exterior tem uma inclinação em torno de 53° em relação ao plano do céu.[10] Também se espera que o sistema seja coplanar. Se tudo isto se confirmar, a massa verdadeira do planeta será cerca de 1,03 vezes a massa de Júpiter.[2]
Características editar
Dada a elevada massa do planeta, é provável que 55 Cancri b seja um planeta gasoso sem uma superfície sólida. Dado que o planeta apenas foi detectado indiretamente, propriedades tais como o seu raio, composição, e temperatura são desconhecidas. Assumindo uma composição similar à de Júpiter e que seu ambiente está perto de um equilíbrio químico, prevê-se que 55 Cancri b tenha uma atmosfera superior sem nuvens com um espectro dominado pela absorção de metais alcalinos.[11]
É improvável que o planeta tenha grandes luas, já que as forças de maré ejetá-las-iam de órbita ou destruí-las-iam em escalas de tempo curtas relativamente à idade do sistema.[12]
Referências
- ↑ a b c d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier Gaia Data Release 2 Vizier catalog entry
- ↑ a b c d e f g h DA Fischer; et al. (março de 2008). «Five Planets Orbiting 55 Cancri». Astrophysical Journal. 675 (675): 790–801. Bibcode:2008ApJ...675..790F. doi:10.1086/525512
- ↑ a b D. Ehrenreich; et al. (2 de outubro de 2012). «Hint of a transiting extended atmosphere on 55 Cancri b». Astronomy & Astrophysics. Bibcode:2012A&A...547A..18E. arXiv:1210.0531 . doi:10.1051/0004-6361/201219981
- ↑ D. Dragomir, 2012-08-27, referred to in Ehrenreich
- ↑ NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars. IAU.org. 9 de julho de 2014
- ↑ NameExoWorlds The Process
- ↑ Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released, União Astronômica Internacional, 15 de dezembro 2015.
- ↑ NameExoWorlds The Approved Names
- ↑ Butler; Marcy, Geoffrey W.; Williams, Eric; Hauser, Heather; Shirts, Phil; et al. (1997). «Three New 51 Pegasi-Type Planets». The Astrophysical Journal. 474 (2): L115–L118. Bibcode:1997ApJ...474L.115B. doi:10.1086/310444
- ↑ McArthur; Endl, Michael; Cochran, William D.; Benedict, G. Fritz; Fischer, Debra A.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Naef, Dominique; Mayor, Michel; et al. (2004). «Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ1 Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope». The Astrophysical Journal. 614 (1): L81 – L84. Bibcode:2004ApJ...614L..81M. arXiv:astro-ph/0408585 . doi:10.1086/425561
- ↑ Sudarsky, D.; et al. (2003). «Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal. 588 (2): 1121–1148. Bibcode:2003ApJ...588.1121S. arXiv:astro-ph/0210216 . doi:10.1086/374331
- ↑ Barnes, J., O'Brien, D. (2002). «Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal. 575 (2): 1087–1093. Bibcode:2002ApJ...575.1087B. arXiv:astro-ph/0205035 . doi:10.1086/341477
- Este artigo foi inicialmente traduzido, total ou parcialmente, do artigo da Wikipédia em inglês cujo título é «55 Cancri b», especificamente desta versão.
Ligações externas editar
- Jean Schneider (2011). «Notes for Planet 55 Cnc b». Extrasolar Planets Encyclopaedia. Consultado em 8 de outubro de 2011
