En 2015 se sabía [actualizar]que cinco planetas extrasolares (designados 55 Cancri b , c , d , e y f ; llamados Galileo, Brahe, Lipperhey, Janssen y Harriot, respectivamente) orbitaban alrededor de 55 Cancri A.
Nomenclatura
55 Cancri es la designación Flamsteed del sistema . También lleva la designación Bayer ρ 1 Cancri ( latinizada a Rho 1 Cancri) y la designación Bright Star Catalogue HR 3522. Los dos componentes se designan A y B, [14] aunque el componente A a veces se conoce simplemente como 55 Cancri. [15] El primer planeta descubierto orbitando 55 Cancri A fue designado HR 3522b por sus descubridores, [16] aunque se lo conoce más comúnmente como 55 Cancri b. [17] Según las reglas para nombrar objetos en sistemas estelares binarios, debería llamarse 55 Cancri Ab [18] y esta forma más formal se usa ocasionalmente para evitar confusiones con la estrella secundaria 55 Cancri B. Los otros planetas descubiertos fueron designados 55 Cancri c, d, e y f, en orden de su descubrimiento.
En julio de 2014, la Unión Astronómica Internacional lanzó NameExoWorlds , un proceso para dar nombres propios a ciertos exoplanetas y sus estrellas anfitrionas. [19] El proceso implicó la nominación pública y la votación de los nuevos nombres. [20] En diciembre de 2015, la UAI anunció que los nombres ganadores fueron Copernicus para 55 Cancri A y Galileo, Brahe, Lipperhey, Janssen y Harriot para sus planetas (b, c, d, e y f, respectivamente). [21]
Los nombres ganadores fueron los presentados por la Real Asociación Holandesa de Meteorología y Astronomía de los Países Bajos . Rinden homenaje a los astrónomos Nicolás Copérnico , Galileo Galilei , Tycho Brahe y Thomas Harriot y a los fabricantes de gafas y pioneros de los telescopios Hans Lipperhey y Jacharias Janssen . [22] (La IAU anunció originalmente que el nombre ganador era Lippershey por 55 Cancri d. En enero de 2016, en reconocimiento de que su nombre real era Lipperhey (siendo Lippershey un error introducido en el siglo XIX), el nombre del exoplaneta fue corregido a Lipperhey por la IAU y ese nombre fue presentado a los sitios oficiales que realizan un seguimiento de la información astronómica). [21] [22]
En 2016, la UAI organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN, por sus siglas en inglés) [23] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. En su primer boletín de julio de 2016, [24] el WGSN reconoció explícitamente los nombres de exoplanetas y sus estrellas anfitrionas aprobados por el Grupo de Trabajo del Comité Ejecutivo sobre Denominación Pública de Planetas y Satélites Planetarios, incluidos los nombres de estrellas adoptados durante la campaña NameExoWorlds de 2015. Esta estrella ahora está incluida en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la UAI. [13]
Sistema estelar
El sistema 55 Cancri se encuentra bastante cerca del Sistema Solar : el satélite astrométrico Gaia midió la paralaje de 55 Cancri A en 79,45 milisegundos de arco , lo que corresponde a una distancia de 12,6 parsecs (41 años luz ). [1] 55 Cancri A tiene una magnitud aparente de 5,95, lo que la hace visible a simple vista en cielos muy oscuros. La enana roja 55 Cancri B tiene una magnitud 13 y solo es visible a través de un telescopio . Los dos componentes están separados por 85 ″ , una separación estimada de1.065 UA [25] (6,15 días luz ). A pesar de su gran separación, las dos estrellas parecen estar unidas gravitacionalmente, ya que comparten un movimiento propio común . [15]
55 Cáncer A
La estrella primaria, 55 Cancri A, tiene un tipo espectral de K0IV-V, lo que indica una estrella de secuencia principal o subgigante . Tiene un radio más pequeño y es ligeramente menos masiva que el Sol , por lo que es más fría y menos luminosa . La estrella tiene una baja emisión de su cromosfera y no es variable en el espectro visible; [15] pero es variable en rayos X. [26] Está más enriquecida que el Sol en elementos más pesados que el helio , con un 186% de la abundancia solar de hierro ; por lo tanto, se clasifica como una rara estrella "superrica en metales " (SMR). [15] 55 Cancri A también tiene más carbono que el Sol, con una relación C/O de 0,78, [27] en comparación con el valor solar de 0,55. Esta abundancia de metal dificulta la estimación de la edad y la masa de la estrella, ya que los modelos evolutivos están menos definidos para tales estrellas. [ cita requerida ] 55 Cancri A es mucho más antiguo que el sistema solar, y su edad se ha estimado en valores de 7,4 a 8,7 mil millones de años [28] o 10,2 ± 2,5 mil millones de años. [10]
Una hipótesis para el alto contenido de metales en las estrellas enanas SMR es que material enriquecido con elementos pesados cayó a la atmósfera desde un disco protoplanetario . Esto contaminaría las capas externas de la estrella, resultando en una metalicidad más alta de lo normal. La falta de una zona de convección profunda significaría que las capas externas retendrían proporciones más altas de abundancia de estos elementos pesados. [29]
Las observaciones de 55 Cancri A en la región submilimétrica del espectro no han logrado detectar hasta ahora ningún polvo asociado. El límite superior de emisiones dentroA 100 UA de esta estrella se encuentran aproximadamente 850 mJy , en una longitud de onda de 850 μm. Esto limita la masa total de polvo fino alrededor de la estrella a menos del 0,01 % de la masa de la Tierra. Sin embargo, esto no excluye la presencia de un cinturón de asteroides o un cinturón de Kuiper equivalente. [30]
55 Cáncer B
La secundaria, 55 Cancri B, es una estrella enana roja mucho menos masiva y luminosa que el Sol. Hay indicios de que el componente B podría ser en sí mismo una estrella doble, aunque esto no es seguro. [14]
Sistema planetario
El sistema 55 Cancri fue el primero que se conoció que tenía cuatro planetas, y luego cinco, y posiblemente tenga más. El planeta más interior, e, transita 55 Cancri A visto desde la Tierra. [31] El siguiente planeta, b, no está en tránsito, pero hay evidencia tentativa de que está rodeado por una atmósfera extensa que sí transita la estrella. [26]
En 1997 se anunció el descubrimiento de un planeta similar a 51 Pegasi orbitando alrededor de 55 Cancri A, junto con el planeta Tau Boötis y el planeta interior Upsilon Andromedae . [16] El planeta fue descubierto midiendo la velocidad radial de la estrella , que mostró una periodicidad de alrededor de 14,7 días correspondiente a un planeta de al menos el 78% de la masa de Júpiter . Estas mediciones de velocidad radial aún mostraban una deriva no explicada por este planeta, que podría explicarse por la influencia gravitatoria de un objeto más distante.
En 1998 se anunció el descubrimiento de un posible disco de polvo alrededor de 55 Cancri A. [34] Los cálculos dieron al disco un radio de al menos 40 UA, similar al cinturón de Kuiper en el Sistema Solar, con una inclinación de 25° con respecto al plano del cielo. Sin embargo, el descubrimiento no pudo verificarse y más tarde se consideró que era falso, causado en cambio por galaxias de fondo. [35]
Después de realizar más mediciones de velocidad radial, en 2002 se anunció un planeta que orbitaba a una distancia de alrededor de 5 UA. [15] Este planeta recibió la designación 55 Cancri d . En el momento del descubrimiento, se pensaba que el planeta estaba en una órbita de excentricidad leve (cerca de 0,1), pero este valor se incrementó con mediciones posteriores. Incluso después de tener en cuenta estos dos planetas, permaneció una periodicidad de 43 días, posiblemente debido a un tercer planeta. Las mediciones de la estrella sugirieron que esto estaba cerca del período de rotación de la estrella, lo que planteó la posibilidad de que la señal de 43 días fuera causada por la actividad estelar. Este posible planeta recibió la designación 55 Cancri c .
55 Cancri e fue anunciado en 2004. [36] Con 8,3 masas terrestres, es una gran supertierra que originalmente se pensó que tenía un período orbital de 2,8 días, aunque más tarde se descubrió que esto era un alias de su período real de 0,74 de un día por observaciones de e en tránsito en 2011. [31] Este planeta fue el primer caso conocido de un cuarto planeta extrasolar en un sistema, y fue el planeta con el período más corto hasta el descubrimiento de PSR J1719−1438 b . Las mediciones que llevaron al descubrimiento de este planeta también confirmaron la existencia de 55 Cancri c.
En 2005, Jack Wisdom combinó tres conjuntos de datos y sacó dos conclusiones distintas: que el planeta de 2,8 días era un alias y que había un planeta a escala de Neptuno con un período cercano a los 261 días. Fischer et al. (2008) [37] informaron nuevas observaciones que, según ellos, confirmaban la existencia del planeta de 2,8 días, como lo informaron por primera vez McArthur et al. (2004), y un planeta del tamaño de Neptuno de 260 días, como lo informó por primera vez Wisdom (2005). [38] Sin embargo, Dawson y Fabrycky (2010) [32] concluyeron que el planeta de 2,8 días era de hecho un alias, como lo sugirió Wisdom (2005), y que el período correcto era 0,7365 de un día.
En 2007, Fisher et al. confirmaron la existencia del planeta de 260 días propuesto en 2005 por Wisdom. Este planeta, 55 Cancri f, fue la primera aparición de un quinto planeta extrasolar en un sistema. Con una masa similar a c , tiene una órbita de 260 días, hacia el borde interior de la zona habitable de 55 Cancri A . [39] [40] No se cree que el planeta en sí sea propicio para la vida, pero las lunas hipotéticas en principio podrían mantener al menos agua y vida.
La excentricidad del planeta e está mal definida; variar los valores entre 0 y 0,4 no mejora significativamente el ajuste, por lo que se asumió una excentricidad de 0,2. Si se tienen en cuenta las interacciones entre los planetas, se obtiene una excentricidad orbital cercana a cero.
Las observaciones astrométricas con el telescopio espacial Hubble midieron una inclinación de 53° del planeta exterior d, [36] aunque este resultado depende de los parámetros orbitales precisos que han sido revisados sustancialmente desde que se publicó esto. [41] Los tránsitos observados de e sugieren una órbita normal inclinada dentro de 9° a la línea de visión, y una posible detección del tránsito de una atmósfera extendida alrededor de 55 Cancri b, si se confirma, implicaría que también está en una órbita que está cerca de ser de canto. [26] Entre ellos, no se han realizado mediciones de las inclinaciones de c ni de f. Se había pensado que con cinco planetas, el sistema no puede desviarse mucho de ser coplanar para mantener la estabilidad. [40] Un intento de medir la desalineación de giro-órbita del planeta más interno informó que estaba en una órbita casi polar, [42] pero esta interpretación de los datos ha sido cuestionada desde entonces por un estudio posterior, con inconsistencias notadas entre la rotación estelar implícita y medida. [43]
Las proporciones aproximadas de los períodos de las órbitas adyacentes son (hacia afuera): 1:20, 1:3, 1:6, 1:20. La proporción de casi 1:3 entre 55 Cancri b y c es aparentemente una resonancia cercana , en lugar de una resonancia de movimiento medio genuina . [40]
Posibles planetas adicionales
Entre los planetas f y d, parece haber una enorme brecha de distancia donde no se sabe que orbiten planetas. Un artículo de 2008 descubrió que hasta 3 planetas adicionales de hasta 50 veces la masa de la Tierra podrían orbitar a una distancia de 0,9 a 3,8 UA de la estrella, y se descubrió que las resonancias estables de un hipotético planeta g con los planetas conocidos eran 3f:2g, 2g:1d y 3g:2d. [44] Un estudio publicado en 2019 mostró que los planetas terrestres no descubiertos pueden orbitar de manera segura en esta región a 1 a 2 UA; este espacio incluye los límites exteriores de la zona habitable de 55 Cancri . [45]
En 2021, se descubrió que los planetas terrestres con un contenido de agua comparable al de la Tierra pueden haber sido capaces de formarse y sobrevivir entre los planetas f y d. [46]
En cuanto al espacio fuera de la órbita de d, su zona de estabilidad comienza más allá de 10 AU, aunque hay una zona de estabilidad entre 8,6 y 9 AU debido a una resonancia de 2:1. [44]
Búsqueda de emisiones de radio
Dado que 55 Cancri e orbita a menos de 0,1 UA de su estrella anfitriona, algunos científicos plantearon la hipótesis de que podría causar destellos estelares sincronizados con el período orbital del exoplaneta. En 2011, una búsqueda de estas interacciones magnéticas entre estrellas y planetas que darían lugar a emisiones de radio coronales no detectó ninguna señal. Además, no se detectaron emisiones de radio magnetosféricas de ningún exoplaneta dentro del sistema. [47]
Comunicación
Se envió un mensaje METI a 55 Cancri. Fue transmitido desde el radar más grande de Eurasia , el Radar Planetario Evpatoria de 70 m (230 pies) . El mensaje fue llamado Cosmic Call 2 ; fue enviado el 6 de julio de 2003 y llegará a 55 Cancri en mayo de 2044. [48]
^ abcdefgh Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300.(Fe de erratas: doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro EDR3 de Gaia para esta fuente en VizieR .
^ Van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009). "Radios lineales y temperaturas efectivas directamente determinados de estrellas anfitrionas de exoplanetas". The Astrophysical Journal . 694 (2): 1085–1098. arXiv : 0901.1206 . Código Bibliográfico :2009ApJ...694.1085V. doi :10.1088/0004-637X/694/2/1085. S2CID 18370219.
^ abcde Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300.(Fe de erratas: doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro EDR3 de Gaia para esta fuente en VizieR .
^ ab Zacharias, N.; Finch, CT; Girard, TM; Henden, A.; Bartlett, JL ; Monet, DG; Zacharias, MI (2012). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo UCAC4 (Zacharias+, 2012)". Catálogo de datos en línea de VizieR . Código Bibliográfico :2012yCat.1322....0Z.
^ Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Robinson, PE (2003). "Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 con una diferencia de 40 pársecs: la muestra del norte. I". The Astronomical Journal . 126 (4): 2048. arXiv : astro-ph/0308182 . Código Bibliográfico :2003AJ....126.2048G. doi :10.1086/378365. S2CID 119417105.
^ ab Hoffleit, D.; Warren, WH (1995). "Catálogo de datos en línea VizieR: Catálogo Bright Star, 5.ª edición revisada (Hoffleit+, 1991)". Catálogo de datos en línea VizieR: V/50. Publicado originalmente en: 1964BS....C......0H . 5050 . Código Bibliográfico :1995yCat.5050....0H.
^ Alonso-Floriano, FJ; Morales, JC; Caballero, JA; Montes, D.; Klutsch, A.; Mundt, R.; Cortés-Contreras, M.; Ribas, I.; Reiners, Ansgar; Amado, PJ; Quirrenbach, A.; Jeffers, SV (2015). «Catálogo de entrada CARMENES de enanas M» (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 577 : A128. arXiv : 1502.07580 . Código Bib : 2015A&A...577A.128A. doi :10.1051/0004-6361/201525803. S2CID 53135130.[ enlace muerto permanente ]
^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Una compilación extendida de hipparcos". Astronomy Letters . 38 (5): 331. arXiv : 1108.4971 . Código Bibliográfico :2012AstL...38..331A. doi :10.1134/S1063773712050015. S2CID 119257644.
^ abc Houdebine, ER; Mullan, DJ; Paletou, F.; Gebran, M. (2016). "Correlaciones de rotación-actividad en enanas K y M. I. Parámetros estelares y compilaciones de v sin I y P/Sin I para una gran muestra de enanas K y M tardías". The Astrophysical Journal . 822 (2): 97. arXiv : 1604.07920 . Código Bibliográfico :2016ApJ...822...97H. doi : 10.3847/0004-637X/822/2/97 . S2CID 119118088.
^ abcde von Braun, Kaspar; Tabetha, S. Boyajian; ten Brummelaar, Theo; Kane, Stephen R.; van Belle, Gerard T.; Ciardi, David R.; Raymond, Sean N.; López-Morales, Mercedes; McAlister, Harold A.; Schaefer, Gail (2011). "55 Cancri: parámetros astrofísicos estelares, un planeta en la zona habitable e implicaciones para el radio de una supertierra en tránsito". The Astrophysical Journal . 740 (1): 49–54. arXiv : 1106.1152 . Código Bibliográfico :2011ApJ...740...49V. doi :10.1088/0004-637X/740/1/49. S2CID 2856228.
^ abcdef Bourrier, V.; Dumusque, X.; Dorn, C.; Henry, GW; Astudillo-Defru, N.; Rey, J.; Benneke, B.; Hébrard, G.; Lovis, C.; Demory, BO; Moutou, C.; Ehrenreich, D. (2018). "El sistema 55 Cancri reevaluado". Astronomía y Astrofísica . 619 : A1. arXiv : 1807.04301 . Código Bibliográfico :2018A&A...619A...1B. doi :10.1051/0004-6361/201833154. S2CID 209888143.
^ abcde Schweitzer, A.; et al. (mayo de 2019). "La búsqueda CARMENES de exoplanetas alrededor de enanas M. Diferentes caminos hacia los radios y masas de las estrellas objetivo". Astronomía y Astrofísica . 625 : 16. arXiv : 1904.03231 . Bibcode :2019A&A...625A..68S. doi :10.1051/0004-6361/201834965. S2CID 102351979. A68.
^ ab "Catálogo de nombres de estrellas de la IAU" . Consultado el 28 de julio de 2016 .
^ ab Raghavan, Deepak; et al. (2006). "Dos soles en el cielo: multiplicidad estelar en sistemas de exoplanetas". The Astrophysical Journal . 646 (1): 523–542. arXiv : astro-ph/0603836 . Código Bibliográfico :2006ApJ...646..523R. doi :10.1086/504823. S2CID 5669768.
^ abcde Marcy, Geoffrey W.; et al. (2002). "Un planeta a 5 UA alrededor de 55 Cancri". The Astrophysical Journal . 581 (2): 1375–1388. arXiv : astro-ph/0207294 . Código Bibliográfico :2002ApJ...581.1375M. doi :10.1086/344298. S2CID 16170184.
^ ab Butler, R. Paul; et al. (1997). "Tres nuevos planetas tipo 51 Pegasi". The Astrophysical Journal Letters . 474 (2): L115–L118. Código Bibliográfico :1997ApJ...474L.115B. doi :10.1086/310444. S2CID 124194712.
^ William I. Hartkopf y Brian D. Mason. "Cómo abordar la confusión en la nomenclatura de estrellas dobles: el catálogo de multiplicidad de Washington". Observatorio Naval de los Estados Unidos. Archivado desde el original el 17 de mayo de 2011. Consultado el 8 de octubre de 2011 .
^ NameExoWorlds: un concurso mundial de la IAU para poner nombre a exoplanetas y sus estrellas anfitrionas. IAU.org. 9 de julio de 2014
^ "NameExoWorlds The Process". Archivado desde el original el 15 de agosto de 2015. Consultado el 5 de septiembre de 2015 .
^ ab Se publican los resultados finales de la votación pública de NameExoWorlds, Unión Astronómica Internacional, 15 de diciembre de 2015.
^ ab "NombreExoWorlds Los nombres aprobados". Archivado desde el original el 2018-02-01 . Consultado el 2015-12-27 .
^ "Grupo de trabajo de la UAI sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
^ "Boletín del Grupo de Trabajo de la UAI sobre Nombres de Estrellas, N.º 1" (PDF) . Consultado el 28 de julio de 2016 .
^ Eggenberger, A.; et al. (2003). "Planetas en sistemas binarios". Fronteras científicas en la investigación de planetas extrasolares . 294 : 43–46. Código Bibliográfico :2003ASPC..294...43E.
^ abc Ehrenreich, David; Bourrier, Vincent; Bonfils, Xavier; Lecavelier des Étangs, Alain; Hébrard, Guillaume; Sing, David K.; Wheatley, Peter J.; Vidal-Madjar, Alfred; Delfosse, Xavier; Udry, Stéphane; Forveille, Thierry (1 de noviembre de 2012). "Indicios de una atmósfera extendida en tránsito en 55 Cancri b". Astronomía y Astrofísica . 547 : A18. arXiv : 1210.0531 . Código Bibliográfico :2012A&A...547A..18E. doi : 10.1051/0004-6361/201219981 . ISSN 0004-6361.
^ Teske, Johanna K.; Cunha, Katia; Schuler, Simon C.; Griffith, Caitlin A.; Smith, Verne V. (2013). "Abundancias de carbono y oxígeno en exoplanetas ricos en metales fríos: un estudio de caso de la relación C/O de 55 Cancri". The Astrophysical Journal . 778 (2): 132. arXiv : 1309.6032 . Código Bibliográfico :2013ApJ...778..132T. doi :10.1088/0004-637X/778/2/132. S2CID 119291907.
^ Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (noviembre de 2008). "Mejora de la estimación de la edad de las estrellas enanas de tipo solar mediante diagnósticos de actividad-rotación". The Astrophysical Journal . 687 (2): 1264–1293. arXiv : 0807.1686 . Código Bibliográfico :2008ApJ...687.1264M. doi :10.1086/591785. S2CID 27151456.
^ Pasquini, Luca; Hatzes, Artie (6 de julio de 2007). «Superficie estelar contaminada por desechos planetarios». ESO. Archivado desde el original el 30 de septiembre de 2007. Consultado el 8 de noviembre de 2007 .
^ Jayawardhana, Ray; et al. (2002). "Nuevos límites submilimétricos del polvo en el sistema planetario 55 Cancri". The Astrophysical Journal Letters . 570 (2): L93–L96. arXiv : astro-ph/0204140 . Código Bibliográfico :2002ApJ...570L..93J. doi :10.1086/341101. S2CID 15516278.
^ abc Winn, Joshua N.; et al. (2011). "Una supertierra en tránsito por una estrella visible a simple vista". The Astrophysical Journal Letters . 737 (1). número de artículo L18. arXiv : 1104.5230 . Código Bibliográfico :2011ApJ...737L..18W. doi :10.1088/2041-8205/737/1/L18. S2CID 16768578.
^ ab Dawson, Rebekah I.; Fabrycky, Daniel C. (2010). "Planetas de velocidad radial desaliasados: un nuevo período corto para la supertierra 55 CNC E". The Astrophysical Journal . 722 (1): 937–953. arXiv : 1005.4050 . Código Bibliográfico :2010ApJ...722..937D. doi :10.1088/0004-637X/722/1/937. S2CID 118592734.
^ Kokori, A.; et al. (14 de febrero de 2023). "Proyecto ExoClock. III. 450 nuevas efemérides de exoplanetas a partir de observaciones terrestres y espaciales". The Astrophysical Journal Supplement Series . 265 (1) 4. arXiv : 2209.09673 . Bibcode : 2023ApJS..265....4K . doi : 10.3847/1538-4365/ac9da4 .Entrada del catálogo de Vizier
^ Trilling, David E.; Brown, Robert H. (1998). "Un disco de polvo circunestelar alrededor de una estrella con un compañero planetario conocido" (PDF) . Nature . 395 (6704): 775–777. Bibcode :1998Natur.395..775T. doi :10.1038/27389. S2CID 4397631.
^ Schneider, G.; et al. (2001). "Observaciones coronagráficas de 55 Cancri mediante NICMOS". The Astronomical Journal . 121 (1): 525–537. arXiv : astro-ph/0010175 . Código Bibliográfico :2001AJ....121..525S. doi :10.1086/318050. S2CID 14503540.
^ ab McArthur, Barbara E.; et al. (10 de octubre de 2004). "Detección de un planeta con masa de NEPTUNO en el sistema ρ1 Cancri utilizando el telescopio Hobby-Eberly". The Astrophysical Journal Letters . 614 (1): L81. arXiv : astro-ph/0408585 . Bibcode : 2004ApJ...614L..81M . doi : 10.1086/425561 . S2CID 119085463.
^ Fischer, Debra A.; Marcy, Geoffrey W.; Butler, R. Paul; Vogt, Steven S.; Laughlin, Greg; Henry, Gregory W.; Abouav, David; Peek, Kathryn MG; Wright, Jason T.; Johnson, John A.; McCarthy, Chris; Isaacson, Howard (2008). "Cinco planetas orbitando 55 cánceres". The Astrophysical Journal . 675 (1): 790–801. arXiv : 0712.3917 . Código Bibliográfico :2008ApJ...675..790F. doi :10.1086/525512. S2CID 55779685.
^ Wisdom, J. (2005). "Un planeta del tamaño de Neptuno en el sistema ρ 1 Cancri". Reunión de la División de Astronomía Dinámica de la AAS n . ° 36. 36 : 05.08. Código Bibliográfico :2005DDA....36.0508W.
^ "Los astrónomos descubren el quinto planeta más grande del mundo alrededor de la estrella cercana 55 Cancri". Sciencedaily.com. 6 de noviembre de 2007. Archivado desde el original el 26 de septiembre de 2008. Consultado el 14 de septiembre de 2008 .
^ Nelson, Benjamin E.; et al. (2014). "El sistema planetario de 55 Cancri: restricciones de N-cuerpos completamente autoconsistentes y un análisis dinámico". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 441 (1): 442–451. arXiv : 1402.6343 . Bibcode :2014MNRAS.441..442N. doi : 10.1093/mnras/stu450 . S2CID 55818781.
^ Vincent Bourrier; Guillaume Hébrard (2014). "Detección del desalineamiento giro-órbita de la supertierra 55 Cnc e". Astronomía y Astrofísica . 569 : A65. arXiv : 1406.6813 . Código Bibliográfico :2014A&A...569A..65B. doi :10.1051/0004-6361/201424266. S2CID 118387445.
^ Mercedes López-Morales; Amaury HMJ Tríaud; Florian Rödler; Xavier Dumusque; Lars A. Buchhave; A. Harutyunian; Sergio Hoyer; Rey Alonso; Michael Gillón; Nathan A. Kaib; David W. Latham; Christophe Lovis; Francisco Pepe; Didier Queloz; Sean N. Raymond; Damián Segransan; Ingo P. Waldmann; Stéphane Udry (2014). "Observaciones de Rossiter-McLaughlin de 55 Cnc e". La revista astrofísica . 792 (2): L31. arXiv : 1408.2007 . Código Bib : 2014ApJ...792L..31L. doi :10.1088/2041-8205/792/2/L31. Número de identificación del sujeto 14634162.
^ ab Raymond, Sean N.; et al. (2008). "Una perspectiva dinámica sobre planetas adicionales en 55 Cancri". The Astrophysical Journal . 689 (1): 478–491. arXiv : 0808.3295 . Código Bibliográfico :2008ApJ...689..478R. doi :10.1086/592772. S2CID 941288.
^ Satyal, Suman; Cuntz, Manfred (9 de abril de 2019). "¿Pueden existir planetas en la zona habitable de 55 Cancri?". Publications of the Astronomical Society of Japan . 71 (3): 53. arXiv : 1902.09613 . Bibcode :2019PASJ...71...53S. doi :10.1093/pasj/psz026. S2CID 119309887.
^ Zhou, Lei; Dvorak, Rudolf; Zhou, Li-Yong (27 de mayo de 2021). "Sobre la formación de planetas terrestres entre dos planetas masivos: el caso de 55 Cancri". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 505 (3): 4571–4585. arXiv : 2105.10105 . Código Bibliográfico :2021MNRAS.505.4571Z. doi : 10.1093/mnras/stab1534 . S2CID 235125917.
^ Route, Matthew; Wolszczan, Alex (1 de agosto de 2023). "ROMA. III. La búsqueda de Arecibo de interacciones estrella-planeta a 5 GHz". The Astrophysical Journal . 952 (2): 118. arXiv : 2202.08899 . Código Bibliográfico :2023ApJ...952..118R. doi : 10.3847/1538-4357/acd9ad .
^ "Передача и поиски разумных сигналов во Вселенной" (PDF) . Cplire.ru. Archivado desde el original el 30 de mayo de 2019 . Consultado el 14 de septiembre de 2008 .
Lectura adicional
Ji, Jianghui; Kinoshita, Hiroshi; Liu, Lin; Li, Guangyu (2003). "¿Podría el sistema planetario 55 Cancri estar realmente en la resonancia de movimiento medio 3[rcolon]1?". The Astrophysical Journal . 585 (2): L139–L142. arXiv : astro-ph/0301636 . Bibcode :2003ApJ...585L.139J. doi :10.1086/374391. ISSN 0004-637X. S2CID 15993774.
Schneider, G.; Becklin, EE; Smith, BA; Weinberger, AJ; Silverstone, M.; Hines, DC (2001). "Observaciones coronagráficas NICMOS de 55 Cancri". The Astronomical Journal . 121 (1): 525–537. arXiv : astro-ph/0010175 . Bibcode :2001AJ....121..525S. doi :10.1086/318050. ISSN 0004-6256. S2CID 14503540.
Jayawardhana, Ray; Holland, Wayne S.; Kalas, Paul; Greaves, Jane S.; Dent, William RF; Wyatt, Mark C.; Marcy, Geoffrey W. (2002). "Nuevos límites submilimétricos del polvo en el sistema planetario de 55 Cancri". The Astrophysical Journal . 570 (2): L93–L96. arXiv : astro-ph/0204140 . Código Bibliográfico :2002ApJ...570L..93J. doi :10.1086/341101. ISSN 0004-637X. S2CID 15516278.
Zhou, Li-Yong; J. Lehto, Harry; Sun, Yi-Sui; Zheng, Jia-Qing (2004). "Corrotación absidal en resonancia de movimiento medio: el sistema 55 Cancri como ejemplo". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 350 (4): 1495–1502. arXiv : astro-ph/0310121 . Bibcode :2004MNRAS.350.1495Z. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07755.x . ISSN 0035-8711. S2CID 16821093.
Jayawardhana, Ray; Holland, Wayne S.; Greaves, Jane S.; Dent, William RF; Marcy, Geoffrey W.; Hartmann, Lee W.; Fazio, Giovanni G. (2000). "Polvo en el sistema planetario de 55 Cancri". The Astrophysical Journal . 536 (1): 425–428. arXiv : astro-ph/0001275 . Código Bibliográfico :2000ApJ...536..425J. doi :10.1086/308942. ISSN 0004-637X. S2CID 44777812.
Rasio, FA; Ford, EB (1996). "Inestabilidades dinámicas y la formación de sistemas planetarios extrasolares". Science . 274 (5289): 954–956. Bibcode :1996Sci...274..954R. doi :10.1126/science.274.5289.954. ISSN 0036-8075. PMID 8875930. S2CID 2940958.
von Bloh, W.; Cuntz, M.; Franck, S.; Bounama, C. (2003). "Sobre la posibilidad de planetas habitables de tipo terrestre en el sistema 55 Cancri". Astrobiología . 3 (4): 681–688. Bibcode :2003AsBio...3..681V. doi :10.1089/153110703322736015. ISSN 1531-1074. PMID 14987474.
Ji, Jiang-Hui; Kinoshita, Hiroshi; Liu, Lin; Li, Guang-Yu (2009). "La arquitectura dinámica y las zonas habitables del sistema planetario quintillizo 55 Cancri". Investigación en Astronomía y Astrofísica . 9 (6): 703–711. arXiv : 0902.4328 . Bibcode :2009RAA.....9..703J. doi :10.1088/1674-4527/9/6/009. ISSN 1674-4527. S2CID 15304622.
Raymond, Sean N.; Barnes, Rory; Gorelick, Noel (2008). "Una perspectiva dinámica sobre planetas adicionales en 55 Cancri". The Astrophysical Journal . 689 (1): 478–491. arXiv : 0808.3295 . Código Bibliográfico :2008ApJ...689..478R. doi :10.1086/592772. ISSN 0004-637X. S2CID 941288.
Marzari, F.; Scholl, H.; Tricarico, P. (2005). "Análisis del mapa de frecuencias de la resonancia 3/1 entre los planetas b y c en el sistema 55 Cancri" (PDF) . Astronomía y Astrofísica . 442 (1): 359–364. Bibcode :2005A&A...442..359M. doi : 10.1051/0004-6361:20053164 . ISSN 0004-6361.
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre 55 Cancri .
"55 (Rho1) Cancri 2". SolStation . Archivado desde el original el 25 de junio de 2008. Consultado el 12 de junio de 2008 .
Jean Schneider (2011). «Notas para la estrella 55 Cnc». Enciclopedia de planetas extrasolares . Archivado desde el original el 29 de septiembre de 2007. Consultado el 8 de octubre de 2011 .
"55 Cancri". Universidad de Illinois . The Planet Project. Archivado desde el original el 17 de mayo de 2008. Consultado el 12 de junio de 2008 .
Sanders, Robert (31 de agosto de 2004). "Los astrónomos que buscan Tierras distantes encuentran dos Neptunos". UC Berkeley News . Archivado desde el original el 16 de mayo de 2008. Consultado el 12 de junio de 2008 .
Ward Glen (8 de noviembre de 2007). "Los astrónomos encuentran un quinto planeta alrededor de 55 Cancri". The Starry Mirror . Archivado desde el original el 10 de noviembre de 2007. Consultado el 12 de junio de 2008 .
Cuando los dioses caen 55 Cancri en la ficción.
Interacciones con planetas extrasolares Archivado el 5 de mayo de 2016 en Wayback Machine por Rory Barnes y Richard Greenberg, Laboratorio Lunar y Planetario, Universidad de Arizona
La primera y la segunda parte de una animación por computadora del sistema planetario 55 Cancri.