Tau Boötis b

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Tau Boötis b
HD 209458 b Artwork.jpg
Concepción artística de Tau Boötis b y su estrella
Descubrimiento
Descubridor Marcy et al. en Bandera de los Estados Unidos Universitad de California
Fecha 1996
Método de detección Espectrometría Doppler
Nombre provisional Tau Boötis Ab, 4 Boötis b, HD 120136 b, HR 5185 b, "Planeta del milenio"
Estado Publicado
Estrella madre
Estrella Tau Boötis
Constelación Boötes
Ascensión recta (α) 13h 47m 15.7s
Declinación (δ) +17° 27′ 25″
Distancia estelar 50.84 años luz, (15.60 pc)
Tipo espectral F6IV
Elementos orbitales
Argumento del periastro 188°
Semieje mayor 0.0481 UA
Excentricidad 0.023 ± 0.015
Elementos orbitales derivados
Periastro o perihelio (2,446,957.81 ± 0.54 DJ)
Semi-amplitud 461.1 m/s
Distancia angular 3.067 msa
Período orbital sideral 3.312463 ± 0.000014 días
0.009069 años
Características físicas
Masa >3.9 MJúpiter
1240 MTierra
Características atmosféricas
Temperatura 1576 K

Tau Boötis b, ocasionalmente catalogado como Tau Boötis Ab, es un planeta extrasolar que se encuentra a aproximadamente 50 años luz de la Tierra, en la estrella primaria de Sistema Tau Boötis en la constelación de Boötes. Su descubrimiento fue anunciado en 1996 por Geoffrey Marcy y R. Paul Butler. Tau Boötis fue una de las primeras estrellas que confirmaron la presencia de planetas orbitando a su alrededor. El 16 de diciembre de 1999 fue apodado el Planeta del Milenio por que se creía (erróneamente) que había sido el primer planeta extrasolar descubierto visualmente.[1]

Descubrimiento[editar]

Descubierto en 1996, el planeta fue uno de los primeros planetas extrasolares encontrados. Fue descubierto por Paul Butler y Geoffrey Marcy (San Francisco Planet Search Project) con el exitoso método de la velocidad radial. Dado que la estrella es visualmente brillante y el planeta es masivo, lo que produce una fuerte señal de velocidad de 469 ± 5 metros por segundo, que fue rápidamente confirmado por Michel Mayor y Didier Queloz con los datos recogidos durante más de 15 años. Más tarde fue confirmado también por el equipo AFOE Planet Search Team.

Órbita y masa[editar]

Tau Boötis b es bastante masivo, con una masa mínima de al menos 4 veces la de Júpiter. Su orbita alrededor de la estrella es llamada también orbita antorcha, ya que se encuentra a una distancia de menos de una séptima parte de la de Mercurio respecto al Sol. Su periodo de revolución es de solo 3 días y 7,5 horas. Ya que τ Boo es más caliente y más grande que el Sol, y la orbita del planeta es tan baja, se cree que el planeta debe ser muy caliente. Asumiendo que el planeta sea completamente gris, sin efecto invernadero ni fuerzas de marea, y con un albedo de 0,1, la temperatura del planeta sería de unos 1.600 K.[2] Aunque todavía no se sabe con certeza, es muy probable que el planeta sea un gigante gaseoso.

Como Tau Boötis b es más masivo que la mayoría de los conocidos como Júpiter caliente, se especuló que originalmente fue una enana marrón, no una estrella, que habría perdido la mayor parte de su atmósfera debido al calor generado a partir de la cercana compañera estelar. Sin embargo, esto parece muy poco probable. Este proceso si ha sido detectado en el planeta HD 209458 b

En diciembre de 1999 un grupo encabezado por AC Cameron anunció que había encontrado una probable luz reflejada desde el planeta, por lo que calculó una inclinación orbital de 29° y posteriormente una hipotética masa igual a 8,5 veces la de Júpiter. También sugirió que el planeta era azul. Sin embargo, sus observaciones no fueron confirmadas y más tarde se demostró que eran falsas. Una mejor estimación vino de la suposición de las fuerzas de marea, que gira a 40º,[3] calculando que la masa del planeta sería de unas 6 o 7 la de Júpiter. La detección magnética ha confirmado esta inclinación.[4]

Referencias[editar]

  1. Astrographics Millennium Planet Poster
  2. Renard, S.; Absil, O.; Berger, J. -P.; Bonfils, X.; Forveille, T.; Malbet, F. (2008). «Prospects for near-infrared characterisation of hot Jupiters with the VLTI Spectro-Imager (VSI)». arXiv:0807.3014v1  [astro-ph]. 
  3. LEIGH C., COLLIER CAMERON A., HORNE K., PENNY A. & JAMES D., 2003 "A new upper limit on the reflected starlight from Tau Bootis b." MNRAS,344, 1271
  4. Catala C., Donati J.-F., Shkolnik E., Bohlender D., Alecian E. (2007). «The magnetic field of the planet-hosting star τ Bootis». MNRAS (374):  p. L42.