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Gliese 876c

Gliese 876 c es un exoplaneta que orbita alrededor de la enana roja Gliese 876 y tarda unos 30 días en completar una órbita. El planeta fue descubierto en abril de 2001 y es el segundo planeta en orden de distancia creciente a su estrella.

Descubrimiento

En el momento del descubrimiento, ya se sabía que Gliese 876 albergaba un planeta extrasolar designado Gliese 876 b . El 9 de enero de 2001, se anunció que un análisis más detallado de la velocidad radial de la estrella había revelado la existencia de un segundo planeta en el sistema, que fue designado Gliese 876 c. [2] [1] Se descubrió que el período orbital de Gliese 876 c era exactamente la mitad del del planeta exterior, lo que significaba que la firma de velocidad radial del segundo planeta se interpretó inicialmente como una mayor excentricidad de la órbita de Gliese 876 b.

Estrella anfitriona

El planeta orbita una estrella ( de tipo M ) llamada Gliese 876. La estrella tiene una masa de 0,33 M☉ y un radio de alrededor de 0,36 R☉ . Tiene una temperatura superficial de 3350 K y una edad de 2550 millones de años. En comparación, el Sol tiene unos 4600 millones de años [4] y una temperatura superficial de 5778 K. [5]

Órbita y masa

Las órbitas de los planetas de Gliese 876. Gliese 876 c es el segundo planeta de la estrella Gliese 876 .

Gliese 876 c está en una resonancia de Laplace 1:2:4 con los planetas exteriores Gliese 876 b y Gliese 876 e : por cada órbita del planeta e, el planeta b completa dos órbitas y el planeta c completa cuatro. [6] Esto conduce a fuertes interacciones gravitacionales entre los planetas, [7] causando que los elementos orbitales cambien rápidamente a medida que las órbitas precesan . [6] [8] Este es el segundo ejemplo conocido de una resonancia de Laplace, siendo los primeros las lunas de Júpiter Ío , Europa y Ganímedes .

El semieje mayor orbital es de sólo 0,13 UA , alrededor de un tercio de la distancia media entre Mercurio y el Sol , y es más excéntrico que la órbita de cualquiera de los principales planetas del Sistema Solar . [6] A pesar de esto, se encuentra en las regiones interiores de la zona habitable del sistema , ya que Gliese 876 es una estrella intrínsecamente débil. [9]

Una limitación del método de velocidad radial utilizado para detectar Gliese 876 c es que solo se puede obtener un límite inferior de la masa del planeta. Esto se debe a que el valor de la masa medida depende de la inclinación de la órbita, que no está determinada por las mediciones de la velocidad radial. Sin embargo, en un sistema resonante como Gliese 876, las interacciones gravitacionales entre los planetas se pueden utilizar para determinar las masas reales. Usando este método, se puede determinar la inclinación de la órbita, revelando que la masa real del planeta es 0,72 veces la de Júpiter . [6]

Características

Teniendo en cuenta su elevada masa, es probable que Gliese 876 c sea un gigante gaseoso sin superficie sólida . Dado que se detectó indirectamente a través de sus efectos gravitacionales sobre la estrella, se desconocen propiedades como su radio , composición y temperatura . Suponiendo una composición similar a la de Júpiter y un entorno cercano al equilibrio químico , se predice que el planeta tendrá una atmósfera superior sin nubes . [10]

Gliese 876 c se encuentra en el borde interior de la zona habitable del sistema. Aunque se desconocen las posibilidades de vida en los gigantes gaseosos, es posible que una gran luna del planeta proporcione un entorno habitable . Desafortunadamente, las interacciones de marea entre una hipotética luna, el planeta y la estrella podrían destruir lunas lo suficientemente masivas como para ser habitables durante la vida del sistema. [11] Además, no está claro si dichas lunas podrían formarse en primer lugar. [12]

Este planeta, al igual que b y e, probablemente haya migrado hacia el interior. [13]

Véase también

Notas

  1. ^ La inclinación supone que los planetas en el sistema son coplanares y las simulaciones de estabilidad orbital a largo plazo favorecen fuertemente las inclinaciones mutuas bajas.
  2. ^ Las incertidumbres en las masas planetarias y los semiejes mayores no tienen en cuenta la incertidumbre en la masa de la estrella.

Referencias

  1. ^ ab Marcy, Geoffrey W.; et al. (2001). "Un par de planetas resonantes orbitando GJ 876". The Astrophysical Journal . 556 (1): 296–301. Bibcode :2001ApJ...556..296M. doi : 10.1086/321552 .
  2. ^ ab "Se descubren dos nuevos sistemas planetarios" (Nota de prensa). Kamuela, Hawaii: Observatorio WM Keck. 9 de enero de 2001. Archivado desde el original el 13 de agosto de 2019 . Consultado el 13 de agosto de 2019 .
  3. ^ ab Millholland, Sarah; et al. (2018). "Nuevas restricciones en Gliese 876: ejemplo de resonancia de movimiento medio". The Astronomical Journal . 155 (3). Tabla 4. arXiv : 1801.07831 . Bibcode : 2018AJ....155..106M . doi : 10.3847/1538-3881/aaa894 .
  4. ^ Fraser Cain (16 de septiembre de 2008). «How Old is the Sun?» (¿Qué edad tiene el Sol?). Universe Today. Archivado desde el original el 18 de agosto de 2010. Consultado el 19 de febrero de 2011 .
  5. ^ Fraser Cain (15 de septiembre de 2008). «Temperatura del Sol». Universe Today. Archivado desde el original el 29 de agosto de 2010. Consultado el 19 de febrero de 2011 .
  6. ^ abcd Rivera, Eugenio J.; et al. (julio de 2010). "El sondeo de exoplanetas Lick-Carnegie: un cuarto planeta con masa de Urano para GJ 876 en una configuración Laplace extrasolar". The Astrophysical Journal . 719 (1): 890–899. arXiv : 1006.4244 . Código Bibliográfico :2010ApJ...719..890R. doi :10.1088/0004-637X/719/1/890. S2CID  118707953.
  7. ^ Rivera, Eugenio J.; Lissauer, Jack J. (2001). "Modelos dinámicos del par resonante de planetas que orbitan la estrella GJ 876". The Astrophysical Journal . 558 (1): 392–402. Bibcode :2001ApJ...558..392R. doi : 10.1086/322477 . S2CID  122255962.
  8. ^ Butler, RP; et al. (2006). "Catálogo de exoplanetas cercanos". The Astrophysical Journal . 646 (1): 505–522. arXiv : astro-ph/0607493 . Código Bibliográfico :2006ApJ...646..505B. doi :10.1086/504701. S2CID  119067572.
  9. ^ Jones, Barrie W.; et al. (2005). "Perspectivas de "Tierras" habitables en sistemas exoplanetarios conocidos". The Astrophysical Journal . 622 (2): 1091–1101. arXiv : astro-ph/0503178 . Código Bibliográfico :2005ApJ...622.1091J. doi :10.1086/428108. S2CID  121585653.
  10. ^ Sudarsky, David; et al. (2003). "Espectros teóricos y atmósferas de planetas gigantes extrasolares". The Astrophysical Journal . 588 (2): 1121–1148. arXiv : astro-ph/0210216 . Código Bibliográfico :2003ApJ...588.1121S. doi :10.1086/374331. S2CID  16004653.
  11. ^ Barnes, Jason W.; O'Brien, DP (2002). "Estabilidad de satélites alrededor de planetas extrasolares gigantes cercanos". The Astrophysical Journal . 575 (2): 1087–1093. arXiv : astro-ph/0205035 . Código Bibliográfico :2002ApJ...575.1087B. doi :10.1086/341477. S2CID  14508244.(el artículo se refiere incorrectamente a Gliese 876 b como GJ876c)
  12. ^ Canup, Robin M. ; Ward, William R. (2006). "Un escalamiento de masa común para sistemas satelitales de planetas gaseosos". Nature . 441 (7095): 834–839. Bibcode :2006Natur.441..834C. doi :10.1038/nature04860. PMID  16778883. S2CID  4327454.
  13. ^ Gerlach, Enrico; Haghighipour, Nader (2012). "¿Puede GJ 876 albergar cuatro planetas en resonancia?". Mecánica celeste y astronomía dinámica . 113 (1): 35–47. arXiv : 1202.5865 . Código Bibliográfico :2012CeMDA.113...35G. doi :10.1007/s10569-012-9408-0. S2CID  : 254381557.

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