Dulcinea (planeta)

Dulcinea
	; Representación artística de Dulcinea.
Descubrimiento
Descubridor	Santos, Bouchy; Mayor, Pepe en Observatorio de La Silla, Chile
Fecha	25 de agosto de 2004
Método de detección	HARPS
Nombre provisional	HD 160691 c
Categoría	estrella
Estado	Publicado
Estrella madre
Orbita a	Cervantes
Constelación	Ara
Ascensión recta (α)	17h 44m 08,7s
Declinación (δ)	−51° 50′ 03″
Distancia estelar	49,8 años luz, (15,3 pc)
Tipo espectral	G3IV–V
Elementos orbitales
Inclinación	60 grados sexagesimales
Argumento del periastro	84 grados sexagesimales
Semieje mayor	0,09094 UA
Excentricidad	0,172 ± 0,040
Elementos orbitales derivados
Semi-amplitud	3,06 ± 0,13 m/s
Período orbital sideral	9,6386 ± 0,0015 días
Longitud perihelio	212,7 ± 13,3°
Último perihelio	24529911±04 DJ
Características físicas
Masa	>0,03321 MJúpiter; 10,55 MTierra
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Dulcinea (también conocido como Mu Arae c)^[2] es el segundo planeta extrasolar que se descubrió en órbita alrededor de la estrella subgigante amarilla Cervantes. Situado en la constelación de Ara, a una distancia aproximada de 49,8 años luz de la Tierra, Dulcinea es el primer planeta en distancia desde su estrella de los cuatro planetas conocidos que componen el sistema planetario. Su descubrimiento fue anunciado el 25 de agosto de 2004.

Descubrimiento

Ninguno de los cuatro planetas que orbitan Cervantes son visibles desde la Tierra por medios directos basados en la tecnología disponible actualmente; todos ellos fueron hallados mediante el estudio de la velocidad radial de su estrella. El descubrimiento de Dulcinea se realizó con la ayuda del espectrómetro HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, en inglés; Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión, en español), en el European Southern Observatorydel Observatorio de La Silla, Chile.^[1]^[3] Los datos que revelaron la presencia del planeta fueron reunidos mediante las observaciones efectuadas durante ocho noches en junio de 2004.

Órbita y masa

La órbita del planeta se halla muy cercana a Cervantes, por lo que logra completarla cada 9,6 días.^[3] Al momento del descubrimiento se creyó que su masa mínima era de sólo 14 veces la de la Tierra,^[4] aunque análisis posteriores han establecido que su masa equivale a 10,5 veces la masa terrestre.^[3]

Suponiendo que su masa verdadera sea similar a la de Neptuno y Gliese 436 b, en teoría el tamaño máximo de un planeta terrestre sería de 14 veces el de la Tierra. Es posible que se haya formado un planeta rocoso de este tamaño, ya que Cervantes cuenta con una metalicidad superior a la de nuestro Sol. Además, se cree que se habría formado dentro de la «línea de nieve» del sistema, a 3,2 UA.^[4] No obstante, las distintas hipótesis de creación del sistema coinciden en que el planeta luego habría atraído grandes cantidades de elementos volátiles antes de que su estrella pudiese eliminar el hielo, por lo que ahora tendría un núcleo de tan solo 6 veces la masa terrestre.^[5] Posiblemente, dicho núcleo se encuentre envuelto en el suficiente hielo caliente y gases para que el comportamiento del planeta se asemeje más al de Neptuno.

Dulcinea se halla demasiado lejos de su estrella para estar sujeto a eyecciones de masa coronal. Existen desacuerdos dentro de la comunidad científica con respecto a si se trata o se trató de un neptuno caliente en cuanto a su masa (Lammer);^[6] o si podría haberse desarrollado a partir de un gigante gaseoso, perdiendo la mayoría de su masa en el proceso (Baraffe). En el caso de tratarse de un gigante gaseoso «erosionado», su estrella habría transformado a Dulcinea a partir de un protoplaneta de gran tamaño que habría tenido entre 20 veces la masa de la Tierra y la mitad de la masa de Júpiter. Si la última suposición fuese la correcta, su radio actual sería de unas 0,6 veces el de Júpiter.^[5]

Debido a su proximidad a Cervantes, la temperatura del planeta debe ser alta. Sus descubridores optaron por un albedo de 0,35 (algo más leve que otros albedos elegidos para calcular la temperatura de júpiteres calientes como, por ejemplo, tau Bootis b. Posiblemente, esto se deba a que los descubridores suponen que el planeta se trata de una supertierra de silicato desprovista de nubes y una atmósfera espesa con dispersión de Rayleigh. De ser así, la temperatura en la superficie rondaría los 900 K.^[4] Siguiendo un esquema de Sudarsky tipo III o IV con nubes oscuras y/o una atmósfera espesa (que es lo más probable), la temperatura sería mucho mayor.

Las posibilidades de que en este planeta exista vida tal como la conocemos son extremadamente bajas.

Véase también

Referencias

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Couetdic, J.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Laskar, J.; Lovis, C.; Naef, D.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Sivan, J.-P.; Sosnowska, D.; Udry, S. (2007). «The HARPS search for southern extra-solar planets. VIII. μ Arae, a system with four planets». Astronomy and Astrophysics 462 (2): 769 - 776. doi:10.1051/0004-6361:20066194.
↑ «The Approved Names». Unión astronómica internacional. Archivado desde el original el 1 de febrero de 2018. Consultado el 16 de diciembre de 2015.
↑ ^a ^b ^c F. Pepe, A.C.M. Correia, M. Mayor, O. Tamuz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, J. Couetdic, J. Laskar, C. Lovis, D. Naef, D. Queloz, N. C. Santos, J.-P. Sivan, D. Sosnowska, and S. Udry. «μ Ara, a system with four planets». arXiv.
↑ ^a ^b ^c N.C. Santos, F. Bouchy, M. Mayor, F. Pepe, D. Queloz, S. Udry, C. Lovis, M. Bazot, W. Benz, J.-L. Bertaux, G. Lo Curto, X. Delfosse, C. Mordasini, D. Naef, J.-P. Sivan, and S. Vauclair. «A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae». arXiv.
↑ ^a ^b I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2005). «Birth and fate of hot-Neptune planets». arXiv:0512091v1 [astro-ph].
↑ H. Lammer et al. (2007). «The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters». Geophysical Research Abstracts 9 (07850). Aquí, el subjoviano a 0,09 UA se denomina "HD160691d".

Enlaces externos

Datos: Q931620

[pepe07-1] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Couetdic, J.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Laskar, J.; Lovis, C.; Naef, D.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Sivan, J.-P.; Sosnowska, D.; Udry, S. (2007). «The HARPS search for southern extra-solar planets. VIII. μ Arae, a system with four planets». Astronomy and Astrophysics 462 (2): 769 - 776. doi:10.1051/0004-6361:20066194.

[eemNameexoworlds-2] «The Approved Names». Unión astronómica internacional. Archivado desde el original el 1 de febrero de 2018. Consultado el 16 de diciembre de 2015.

[harps2-3] F. Pepe, A.C.M. Correia, M. Mayor, O. Tamuz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, J. Couetdic, J. Laskar, C. Lovis, D. Naef, D. Queloz, N. C. Santos, J.-P. Sivan, D. Sosnowska, and S. Udry. «μ Ara, a system with four planets». arXiv.

[harps-4] N.C. Santos, F. Bouchy, M. Mayor, F. Pepe, D. Queloz, S. Udry, C. Lovis, M. Bazot, W. Benz, J.-L. Bertaux, G. Lo Curto, X. Delfosse, C. Mordasini, D. Naef, J.-P. Sivan, and S. Vauclair. «A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae». arXiv.

[baraffe-5] I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2005). «Birth and fate of hot-Neptune planets». arXiv:0512091v1 [astro-ph].

[6] H. Lammer et al. (2007). «The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters». Geophysical Research Abstracts 9 (07850). Aquí, el subjoviano a 0,09 UA se denomina "HD160691d".

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