Upsilon Andromedae b

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Plantilla:Planetbox begin Plantilla:Planetbox image Plantilla:Planetbox star Plantilla:Planetbox orbit Plantilla:Planetbox character Plantilla:Planetbox discovery Plantilla:Planetbox catalog Plantilla:Planetbox end Upsilon Andromedae b, en ocasiones llamado Upsilon Andromedae Ab para distinguirlo de la estrella Upsilon Andromedae B, es un planeta extrasolar situado a unos 44 años luz de la Tierra, en la constelación de Andrómeda, aproximadamente a 10 grados de la Galaxia de Andrómeda. El planeta requiere de casi cinco días para orbitar la estrella binaria compuesta por Upsilon Andromedae A (una gemela solar) y Upsilon Andromedae B (una enana roja).

Descubierto en junio por 1996 by Geoffrey Marcy y R. Paul Butler, se convirtió en uno de los primeros Júpiteres calientes hallados. Upsilon Andromedae b es el planeta con órbita más próxima a su estrella en su sistema planetario, seguido por Upsilon Andromedae c y d.

Descubrimiento

Al igual que la mayoría de los planetas extrasolares conocidos, la existencia de Upsilon Andromedae b quedó manifiesta debido a las variaciones en la velocidad radial de su estrella provocadas por la gravedad del planeta. Las variaciones se detectaron mediante un delicado análisis del efecto Doppler del espectro de Upsilon Andromedae. En enero de 1997 se anunció su descubrimiento, junto con el de 55 Cancri b y el planeta que orbita Tau Boötis.[1]​

Como 51 Pegasi b, el primer planeta extrasolar que se descubrió orbitando una estrella común, Upsilon Andromedae b gira muy cerca de su estrella, incluso a una distancia mucho más próxima que Mercurio respecto de nuestro Sol. El planeta utiliza 4,617 días en completar su órbita y cuenta con un semieje mayor de 0,0595 ua (9 millones de kilómetros, equivalente a casi 100 veces menor que la distancia entre Júpiter y el Sol).[2]​[3]​

Una limitación inherente al método de velocidad radial empleado para detectar Upsilon Andromedae b es que únicamente puede hallarse el límite inferior de la masa planetaria; en el caso de Upsilon Andromedae b, su límite inferior es del 68,7% la masa de Júpiter, aunque la masa verdadera podría ser mucho mayor, dependiendo de la inclinación orbital. No obstante, los astrónomos descubrieron recientemente que la inclinación del plano orbital es de >30° y que la masa verdadera ronda entre 0,687 y 1,37 la masa de Júpiter.[4]​ No se supone que exista coplanaridad, puesto que la inclinación mutua entre c y d es de 35 grados.[5]​

Características

Dada su gran masa planetaria, es probable que Upsilon Andromedae b (al igual que los otros dos planetas que conforman el sistema planetario) sea un gigante gaseoso sin superficie sólida. Debido a que el planeta sólo ha podido detectarse en forma indirecta, se desconocen caractarísticas tales como su radio y composición.

El Telescopio Espacial Spitzer analizó la temperatura del planeta y encontró que la diferencia entre ambos hemisferios de Upsilon Andromedae b es de unos 1.400 grados Celsius, con variaciones de entre -20 a 230 grados y 1.400 a 1.650 grados Celsius.[6]​ La diferencia en cuanto a temperatura ha llevado a especular que Upsilon Andromedae b tiene su marea acoplada, con el mismo hemisferio siempre de cara a Upsilon Andromedae A.[7]​

Órbita de Upsilon Andromedae b.

Trabajando sobre el supuesto de que el planeta es similar a Júpiter en cuanto a su composición y que su medio ambiente es cercano al equilibrio químico, el astrofísico David Sudarsky predijo que Upsilon Andromedae b contaría con nubes de silicatos y hierro en la capa superior de su atmósfera.[8]​ El techo de nubes absorbería la radiación solar; entre este y el gas caliente y a gran presión que rodea el manto, existe una estratosfera de gases con temperaturas más templadas.[9]​ Se cree que la capa exterior de esa nube oscura, opaca y caliente estaría compuesta de óxido de titanio y vanadio (denominados "planetas pM"), aunque aún no pueden descartarse otros elementos como, por ejemplo, las tolinas.

Es poco probable que el planeta posea lunas de gran tamaño ya que las fuerzas de marea las expulsarían de su órbita o las destruirían en poco tiempo (tomando como escala comparativa la edad del sistema).[10]​

Planetpol considera que Upsilon Andromedae b (al igual que 51 Pegasi b) es un firme candidato para el uso de imágenes directas.[11]​

Efectos sobre su estrella

Aparentemente, Upsilon Andromedae b sería responsable por un incremento en la actividad cromosférica en su estrella padre. Las observaciones indican que habría un "punto caliente" en el planeta de unos 169° por sobre la base subplanetaria. Esto podría ser el resultado de la interacción de los campos magnéticos del planeta y de la estrella. El mecanismo podría ser similar al causante de la actividad de las estrellas variables RS Canum Venaticorum, o a la interacción existente entre Jupiter y su luna Ío.[12]​

Véase también

Referencias

  1. ↑ Butler, R. et al. (1997). «Three New 51 Pegasi-Type Planets». The Astrophysical Journal 474: L115 - L118. doi:10.1086/310444. 
  2. ↑ Butler, R. et al. (2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal 646: 505 – 522. doi:10.1086/504701.  (web version)
  3. ↑ «Upsilon Andromedae Solar System». Microsoft® Encarta® Online Encyclopedia (en inglés). 2008. Consultado el 4 de septiembre de 2008. 
  4. ↑ Benedict, George F.; McArthur, B. E.; Bean, J. L. (2007). «The υ Andromedae Planetary System - Hubble Space Telescope Astrometry and High-precision Radial Velocities». Bulletin of the American Astronomical Society 38: 185.  Announced American Astronomical Society Meeting 210, #78.02
  5. ↑ McArthur, B., Benedict, G. F., Bean, J., & Martioli, E. (2007). «Planet Masses in the Upsilon Andromadae system determined with the HST Fine Guidance Sensors». American Astronomical Society Meeting Abstracts 211. 
  6. ↑ Harrington, J; Hansen BM, Luszcz SH, Seager S, Deming D, Menou K, Cho JY, Richardson LJ (27 de octubre de 2006). «The phase-dependent infrared brightness of the extrasolar planet upsilon Andromedae b». Science 314 (5799): 623-6. PMID 17038587. doi:10.1126/science.1133904. 
  7. ↑ NASA. «World Blisters Under the Sun» (en inglés). Consultado el 4 de septiembre de 2008. 
  8. ↑ Sudarsky, D. et al. (2003). «Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal 588 (2): 1121 – 1148. doi:10.1086/374331. 
  9. ↑ Ivan Hubeny, Adam Burrows (2008). «Spectrum and atmosphere models of irradiated transiting extrasolar giant planets». arXiv:0807.3588v1  [astro-ph]. 
  10. ↑ Barnes, J., O'Brien, D. (2002). «Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal 575 (2): 1087 – 1093. doi:10.1086/341477. 
  11. ↑ P.W.Lucas et al. (2007). «Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and tau Boo». arXiv:0807.2568v1  [astro-ph]. 
  12. ↑ Shkolnik, E. et al. (2005). «Hot Jupiters and Hot Spots: The Short- and Long-term Chromospheric Activity on Stars with Giant Planets». The Astrophysical Journal 622: 1075 – 1090. doi:10.1086/428037. 

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