Visita Encydia-Wikilingue.com

Júpiter calent

júpiter calent - Wikilingue - Encydia

Planetes tipus Júpiter calent (en la vora esquerra, inclosos els punts vermells) descoberts fins al 31 d'agost de 2004. Cortesia de NASA/JPL-Caltech.

Un Júpiter calent (també anomenat pegasidio o planeta Pegasiano) és una classe de planeta extrasolar la massa del qual està prop de (o excedeix) la de Júpiter (1,9 × 1027 kg), però a diferència del nostre sistema solar, on Júpiter orbita al Sol a 5 UA, els planetes del tipus Júpiter Calent ho fan unes 100 vegades més prop dels seus estels mare (al voltant de 0.05UA). Un Júpiter Calent està aproximadament vuit vegades més a prop al seu estel que Mercuri del Sol.

L'existència de planetes d'aquest tipus va ser proposada en 1925 per Otto Struve, qui també va proposar l'ús del mesurament de la velocitat radial de l'estavella mare com un mètode de detecció plausible.[1]

Contingut

Característiques

Els planetes de tipus Júpiter calent tenen una sèrie de característiques comunes:

  1. La possibilitat d'observar un trànsit davant del seu estel és molt major que en planetes en òrbites més allunyades.
  2. Dau a l'alt nivell d'insolación la seva densitat és menor que la que tindrien en un altre cas.
  3. Es pensa que en tots ells s'ha produït migració planetària, ja que no hauria d'haver-hi material suficient tan prop de l'estel perquè es formi un planeta d'aquesta massa.
  4. Tots tenen òrbites de baixa excentricitat, doncs les seves òrbites tendeixen a ser circulars pel procés de libración. Això també causa que el planeta sincronitzi la seva rotació amb el període orbital (rotació síncrona).

Els planetes tipus Júpiter calent són els planetes extrasolars més fàcils de detectar pel mètode de velocitat radial, doncs les oscil·lacions que indueixen en el moviment de l'estavella mare són relativament grans i ràpids en comparació a un altre tipus de planetes.

Exemples

El primer planeta extrasolar descobert, 51 Pegasi b, és un planeta del tipus Júpiter calent. A més d'aquest, en la següent taula es recullen alguns exemples d'aquest tipus de planetes.

Impressió artística d'un planeta de tipus Júpiter calent.
Planeta Constel·lacióMassa (MJ)Període orbital (dies)Semieix major (UA)
HD 73256 b[2] Pyxis> 1,87 2,5490,037
HD 168746 b[3] Serpens> 0,23 6,4030,065
HD 179949 b[4] Sagitari> 0,92 3,0920,044
HD 75289 b[5] Vés-la> 0,47 3,5090,048

En tots s'observa que els seus períodes orbitales són de només uns dies terrestres. Això fa que sigui més probable aconseguir detectar-los pels mètodes de trànsit astronòmic i velocitat radial que planetes amb òrbites més llunyanes, com Júpiter (que té un període orbital de més d'11 anys), ja que amb aquests caldria realitzar observacions sobre els seus estels mare per moltes dècades, abans de detectar, per exemple, la periodicitat en les caigudes d'intensitat lluminosa.

Planetes terrestres en sistemes amb Júpiteres calents

S'ha calculat que en el període de formació planetària, la migració d'un planeta de la grandària de Júpiter des d'una òrbita de 5UA fins a una de 0.1UA no seria tan destructiva com podria pensar-se, doncs més del 60% dels discos planetaris sobreviuria el procés.[6] Els objectes menors són desviats amb major eficiència que els majors, però és possible la formació de cossos majors. Fins i tot en algunes simulacions es va arribar a la formació de cossos estables de 2 vegades la massa de la Terra dins de la zona habitable.[6]

Llunes

S'ha investigat si aquests planetes podrien tenir llunes com succeeix amb Júpiter i Saturn, mostrant els càlculs no només que l'esfera d'Hill d'aquests mons és molt petita, per la qual cosa tals satèl·lits haurien d'orbitar molt a prop, sinó també que les forces de marea exercides per l'estel -que frenen la rotació del planeta- i altres fenòmens farien que no duressin molt temps abans de ser destruïdes les seves òrbites, existint tals llunes tant més temps quant menor fos la seva grandària i quant més lluny estigués el planeta del seu estel, de manera que els satèl·lits estables d'aquells mons d'òrbita més tancada tindrien la grandària d'asteroides petits[7]

Referències

  1. ↑ O. Struve. Proposal for a Proyect of High-Precision Stellar Radial Velocity Work. The Observatory, Vol. 72, p. 199-200 (1952)
  2. ↑ Planet : HD 73256 b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Revisat el 17 de febrer de 2009.
  3. ↑ Planet : HD 73256 b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Revisat el 17 de febrer de 2009.
  4. ↑ Planet : HD 73256 b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Revisat el 17 de febrer de 2009.
  5. ↑ Planet : HD 73256 b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Revisat el 17 de febrer de 2009.
  6. ↑ a b M. Fogg, R. Nelson. On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems. Astronomy and Astrophysics 461:1195-1208,2007.
  7. ↑ Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets

Vegeu també

Enllaços externs

Plantilla:ORDENAR:Jupiter calent

Obtingut de" http://ks312095.kimsufi.com../../../../articles/c/o/m/comunicaciones_de_Andorra_46cf.html"