51 Pegasi b

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51 Pegasi b[1]
51 Pegasi b v3.jpg
Impresión artística de 51 Pegasi b.
Descubrimiento
Descubridor Michel Mayor y Didier Queloz en Observatorio de Haute-Provence
Fecha 1995
Método de detección Velocidad radial
Nombre provisional Belerofonte
Estado Confirmado
Estrella madre
Estrella 51 Pegasi
Constelación Pegaso
Ascensión recta (α) 22h 57m 28.0s
Declinación (δ) +20° 46′ 08″
Distancia estelar 50.9 ± 0.3 años luz, (15.61 ± 0.09 pc)
Tipo espectral G2.5IVa or G4-5Va
Magnitud aparente 5.49
Masa 1.06 M
Radio 1.237 ± 0.047 R
Temperatura 5571 ± 102 K
Metalicidad 0.20 ± 0.07 (Fe/H)
Edad 6.1-8.1 Ga
Elementos orbitales
Argumento del periastro 58°
Semieje mayor 0.0527 ± 0.0030 UA
7.89 Gm
Excentricidad 0.013 ± 0.012
Elementos orbitales derivados
Periastro o perihelio 0.0520 UA
7.79 Gm
(2,450,001.51 ± 0.61 DJ)
Apoastro o afelio 0.0534 UA
7.99 Gm
Semi-amplitud 55.94 ± 0.69 m/s
Período orbital sideral 101.5388 Horas
4.230785 ± 0.000036 días
Velocidad orbital media 136 km/s
Características físicas
Masa 0.472 ± 0.039 MJúpiter (min)
150 MTierra (min)

El 51 Pegasi b es un planeta extrasolar. El descubrimiento de este primer planeta extrasolar fue anunciado el 6 de octubre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz en la revista científica Nature, volumen 378, página 355, usando el método de velocidad radial en el Observatorio de Haute-Provence con el espectrógrafo ELODIE.

Tras el anuncio del descubrimiento su existencia fue confirmada por el Dr. Geoffrey Marcy de la San Francisco State University y el Dr. Paul Butler de la University of California, Berkeley usando el espectrógrafo Hamilton situado en el Observatorio Lick cerca de San Jose en California.[2]

La tendencia de la velocidad radial de 51 Pegasi que indica la presencia de un compañero invisible.

51 Pegasi b, abreviado 51 Peg b, fue denominado informalmente como Belerofonte. Tras su descubrimiento se confirmó su existencia a través de múltiples observaciones que han permitido conocer muchas de sus características. El método de detección fue el de las velocidades radiales que permite medir el producto de la masa del planeta por el seno del ángulo de inclinación orbital: m·sin (i) = 0.468 +/- 0.007 (medida en masas jovianas). Este método nos permite dar una cota inferior o masa mínima que debería tener el planeta. Las variaciones de velocidad radial tienen un amplitud de 59 m/s y muestran un periodo orbital de 4.239 ± 0.001 días. Se ha especulado mucho sobre la posible existencia de un compañero planetario de menor masa en órbitas más alejadas al punto de que 51 Pegasi está clasificado como uno de los sistemas candidatos a albergar un planeta terrestre en la llamada franja de habitabilidad, que en este sistema, con una estrella tan parecida al Sol, se encuentra también entre 1 y 2 UA.

51 Pegasi b visto con el programma Celestia

A pesar de que inicialmente se planteó que podría tratarse de un cuerpo rocoso dado que las teorías de formación de los gigantes gaseosos prohibían su formación a tan cortas distancias hoy día se cree que un valor tan elevado de la masa es únicamente compatible con un gigante gaseoso tipo Júpiter).

El descubrimiento del primer planeta extrasolar constituyó un importante éxito de la investigación astronómica al mostrar a los astrónomos que planetas de tipo gigante podían existir en órbitas de corto periodo algo que hasta entonces no se consideraba. Una vez que se vio que tales planetas podían existir, se sucedió un reguero de descubrimientos de planetas similares. Actualmente 51 Pegasi pertenece a toda una categoría de planetas llamados Júpiteres calientes. Planetas como 51 Pegasi no son compatibles con los vigentes modelos de formación planetaria por lo que su descubrimiento incentivó el debate sobre las nuevas teorías de la migración planetaria según las cuales los planetas podrían a lo largo de su vida evolucionar sus órbitas pudiendo acercarse hacia su estrella mucho más cerca de donde originalmente se formaron. El replanteamiento de las tesis de formación y evolución planetaria aún prosigue hoy día con el descubrimiento de más mundos extraños con órbitas y masas más extremas si cabe.

Véase también[editar]

Referencias[editar]