Diferencia entre revisiones de «Júpiter caliente»
m Deshecha la edición 39428988 de 201.215.173.11 (disc.) |
|||
| Línea 32: | Línea 32: | ||
|} |
|} |
||
En todos se observa que sus períodos orbitales son de sólo unos días terrestres. Esto hace que sea más probable lograr detectarlos por los métodos de [[tránsito astronómico]] y [[velocidad radial]] que planetas con órbitas más lejanas, como Júpiter (que tiene un periodo orbital de más de 11 años), ya que con estos habría que realizar observaciones sobre sus estrellas madre por muchas décadas, antes de detectar, por ejemplo, la periodicidad en las caídas de intensidad luminosa |
En todos se observa que sus períodos orbitales son de sólo unos días terrestres. Esto hace que sea más probable lograr detectarlos por los métodos de [[tránsito astronómico]] y [[velocidad radial]] que planetas con órbitas más lejanas, como Júpiter (que tiene un periodo orbital de más de 11 años), ya que con estos habría que realizar observaciones sobre sus estrellas madre por muchas décadas, antes de detectar, por ejemplo, la periodicidad en las caídas de intensidad luminosa. |
||
== Planetas terrestres en sistemas con Júpiteres calientes == |
== Planetas terrestres en sistemas con Júpiteres calientes == |
||
Revisión del 21:09 11 ago 2010
Un Júpiter caliente (también llamado pegasidio o planeta Pegasiano) es una clase de planeta extrasolar cuya masa está cerca de (o excede) la de Júpiter (1,9 × 1027 kg), pero a diferencia de nuestro sistema solar, donde Júpiter orbita al Sol a 5 UA, los planetas del tipo Júpiter Caliente lo hacen unas 100 veces más cerca de sus estrellas madre (alrededor de 0.05UA). Un Júpiter Caliente está aproximadamente ocho veces más cerca a su estrella que Mercurio del Sol.
La existencia de planetas de este tipo fue propuesta en 1925 por Otto Struve, quien también propuso el uso de la medición de la velocidad radial de la estrella madre como un método de detección plausible.[1]
Características
Los planetas de tipo Júpiter caliente tienen una serie de características comunes:
- La posibilidad de observar un tránsito delante de su estrella es mucho mayor que en planetas en órbitas más alejadas.
- Dado al alto nivel de insolación su densidad es menor que la que tendrían en otro caso.
- Se piensa que en todos ellos se ha producido migración planetaria, ya que no debería haber material suficiente tan cerca de la estrella para que se forme un planeta de esa masa.
- Todos tienen órbitas de baja excentricidad, pues sus órbitas tienden a ser circulares por el proceso de libración. Esto también causa que el planeta sincronice su rotación con el período orbital (rotación síncrona).
Los planetas tipo Júpiter caliente son los planetas extrasolares más fáciles de detectar por el método de velocidad radial, pues las oscilaciones que inducen en el movimiento de la estrella madre son relativamente grandes y rápidos en comparación a otro tipo de planetas.
Ejemplos
El primer planeta extrasolar descubierto, 51 Pegasi b, es un planeta del tipo Júpiter caliente. Además de éste, en la siguiente tabla se recogen algunos ejemplos de este tipo de planetas.
| Planeta | Constelación | Masa (MJ) | Período orbital (días) | Semieje mayor (UA) |
|---|---|---|---|---|
| HD 73256 b[2] | Pyxis | > 1,87 | 2,549 | 0,037 |
| HD 168746 b[3] | Serpens | > 0,23 | 6,403 | 0,065 |
| HD 179949 b[4] | Sagitario | > 0,92 | 3,092 | 0,044 |
| HD 75289 b[5] | Vela | > 0,47 | 3,509 | 0,048 |
En todos se observa que sus períodos orbitales son de sólo unos días terrestres. Esto hace que sea más probable lograr detectarlos por los métodos de tránsito astronómico y velocidad radial que planetas con órbitas más lejanas, como Júpiter (que tiene un periodo orbital de más de 11 años), ya que con estos habría que realizar observaciones sobre sus estrellas madre por muchas décadas, antes de detectar, por ejemplo, la periodicidad en las caídas de intensidad luminosa.
Planetas terrestres en sistemas con Júpiteres calientes
Se ha calculado que en el periodo de formación planetaria, la migración de un planeta del tamaño de Júpiter desde una órbita de 5UA hasta una de 0.1UA no sería tan destructiva como podría pensarse, pues más del 60% de los discos planetarios sobreviviría el proceso.[6] Los objetos menores son desviados con mayor eficiencia que los mayores, pero es posible la formación de cuerpos mayores. Incluso en algunas simulaciones se llegó a la formación de cuerpos estables de ~2 veces la masa de la Tierra dentro de la zona habitable.[6]
Lunas
Se ha investigado si éstos planetas podrían tener lunas cómo sucede con Júpiter y Saturno, mostrando los cálculos no sólo que la esfera de Hill de éstos mundos es muy pequeña, por lo que tales satélites deberían orbitar muy cerca, sino también que las fuerzas de marea ejercidas por la estrella -que frenan la rotación del planeta- y otros fenómenos harían que no duraran mucho tiempo antes de ser destruidas sus órbitas, existiendo tales lunas tanto más tiempo cuanto menor fuera su tamaño y cuánto más lejos estuviera el planeta de su estrella, de modo que los satélites estables de aquellos mundos de órbita más cerrada tendrían el tamaño de asteroides pequeños[7]
Referencias
- ↑ O. Struve. Proposal for a Proyect of High-Precision Stellar Radial Velocity Work. The Observatory, Vol. 72, p. 199-200 (1952)
- ↑ Planet : HD 73256 b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Revisado el 17 de febrero de 2009.
- ↑ Planet : HD 73256 b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Revisado el 17 de febrero de 2009.
- ↑ Planet : HD 73256 b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Revisado el 17 de febrero de 2009.
- ↑ Planet : HD 73256 b. Extrasolar Planets Encyclopaedia. Revisado el 17 de febrero de 2009.
- ↑ a b M. Fogg, R. Nelson. On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems. Astronomy and Astrophysics 461:1195-1208,2007.
- ↑ Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets
Véase también
- Planeta extrasolar
- Lista de planetas extrasolares
- Tránsito astronómico
- Velocidad radial
- Neptuno caliente