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Gliese 876

Gliese 876 es una estrella enana roja a 15,2 años luz (4,7 parsecs ) de la Tierra en la constelación de Acuario . Es una de las estrellas conocidas más cercanas al Sol de las que se ha confirmado que posee un sistema planetario con más de dos planetas, después de GJ 1061 , YZ Ceti , Tau Ceti y Wolf 1061 ; hasta 2018, se han encontrado cuatro planetas extrasolares orbitando la estrella. El sistema planetario también es notable por las propiedades orbitales de sus planetas. Es el único sistema conocido de compañeros orbitales que exhibe una conjunción casi triple en el raro fenómeno de resonancia de Laplace (un tipo de resonancia observado por primera vez en las tres lunas galileanas interiores de Júpiter ). También es el primer sistema extrasolar alrededor de una estrella normal con coplanaridad medida . Aunque los planetas b y c están ubicados en la zona habitable del sistema , son planetas gigantes que se cree que son análogos a Júpiter .

Distancia y visibilidad

Gliese 876 se encuentra bastante cerca del Sistema Solar . Según las mediciones astrométricas realizadas por el observatorio espacial Gaia , la estrella muestra una paralaje de 214,038 milisegundos de arco , lo que corresponde a una distancia de 4,6721 parsecs (15,238 años  luz ). [1] A pesar de estar ubicada tan cerca de la Tierra, la estrella es tan débil que es invisible a simple vista y solo puede verse utilizando un telescopio .

Características estelares

Curva de luz de banda visual para IL Aquarii, adaptada de Hosey et al. (2015) [14]

Como enana roja, Gliese 876 es mucho menos masiva que el Sol: las estimaciones sugieren que tiene solo el 35% de la masa del Sol. [7] La ​​temperatura de la superficie de Gliese 876 es más fría que la del Sol y la estrella tiene un radio más pequeño. [15] Estos factores se combinan para hacer que la estrella sea solo un 1,3% tan luminosa como el Sol, y la mayor parte de esto está en longitudes de onda infrarrojas . Estimar la edad y la metalicidad de las estrellas frías es difícil debido a la formación de moléculas diatómicas en sus atmósferas , lo que hace que el espectro sea extremadamente complejo. Al ajustar el espectro observado a los espectros del modelo, se estima que Gliese 876 tiene una abundancia ligeramente menor de elementos pesados ​​​​en comparación con el Sol (alrededor del 75% de la abundancia solar de hierro ). [8] Según la actividad cromosférica, es probable que la estrella tenga alrededor de 6.5 a 9.9 mil millones de años, dependiendo del modelo teórico utilizado. [12] Sin embargo, su pertenencia a la población de discos jóvenes sugiere que la estrella tiene menos de 5 mil millones de años, pero el largo período de rotación de la estrella implica que tiene al menos más de 100 millones de años. [11] Como muchas estrellas de baja masa, Gliese 876 es una estrella variable . Su designación de estrella variable es IL Aquarii y está clasificada como una variable BY Draconis . Su brillo fluctúa alrededor de 0,04 magnitudes . [5] Se cree que este tipo de variabilidad es causada por grandes manchas estelares que entran y salen de la vista a medida que la estrella gira. [16] Gliese 876 emite rayos X como lo harían la mayoría de las enanas rojas. [17]

Sistema planetario

Historial de observación

Las órbitas de los planetas de Gliese 876. Nótese que las fuertes interacciones gravitacionales entre los planetas provocan una rápida precesión orbital, por lo que este diagrama solo es válido en la época indicada.

El 23 de junio de 1998, dos equipos independientes dirigidos por Geoffrey Marcy y Xavier Delfosse anunciaron la existencia de un planeta extrasolar en órbita alrededor de Gliese 876. [18] [19] [20] El planeta fue designado Gliese 876 b y fue detectado mediante espectroscopia Doppler . Según la medición de la luminosidad, se cree que la zona habitable circunestelar (ZHC) se encuentra entre 0,116 y 0,227 UA. [21] El 9 de enero de 2001, se detectó un segundo planeta designado Gliese 876 c , dentro de la órbita del planeta previamente descubierto. [22] [23] La relación entre los períodos orbitales inicialmente disfrazó la firma de velocidad radial del planeta como una excentricidad orbital aumentada del planeta exterior. Eugenio Rivera y Jack Lissauer descubrieron que los dos planetas experimentan fuertes interacciones gravitacionales mientras orbitan la estrella, lo que hace que los elementos orbitales cambien rápidamente. [24] El 13 de junio de 2005, otras observaciones realizadas por un equipo dirigido por Rivera revelaron un tercer planeta, denominado Gliese 876 d, dentro de las órbitas de los dos planetas del tamaño de Júpiter. [25] En enero de 2009, se determinó la inclinación mutua entre los planetas b y c utilizando una combinación de velocidad radial y mediciones astrométricas . Se descubrió que los planetas eran casi coplanares, con un ángulo de solo 5,0.+3,9
-2,3° entre sus planos orbitales. [26]

El 23 de junio de 2010, los astrónomos anunciaron un cuarto planeta, designado Gliese 876 e . Este descubrimiento restringió mejor la masa y las propiedades orbitales de los otros tres planetas, incluida la alta excentricidad del planeta más interno. [27] Esto también completó el sistema dentro de la órbita de e; planetas adicionales allí serían inestables a la edad de este sistema. [28] En 2014, el reanálisis de las velocidades radiales existentes sugirió la posible presencia de dos planetas adicionales, que tendrían casi la misma masa que Gliese 876 d, [29] pero un análisis más profundo mostró que estas señales eran artefactos de interacciones dinámicas entre los planetas conocidos. [30] En 2018, un estudio que utilizó cientos de nuevas mediciones de velocidad radial no encontró evidencia de planetas adicionales. [31] Si este sistema tiene un disco de cometa, no es "más brillante que la luminosidad fraccionaria del polvo 10 −5 " según un estudio de Herschel de 2012. [32] Ninguno de estos planetas transita la estrella desde la perspectiva de la Tierra, lo que dificulta el estudio de sus propiedades. [33]

GJ 876 es un sistema candidato a ser el padre del objeto 'Oumuamua . La trayectoria de este objeto interestelar lo llevó cerca de la estrella hace unos 820.000 años a una velocidad de 5 km/s, tras lo cual fue perturbado por otras seis estrellas. [34]

Disposición orbital

Gliese 876 tiene una notable disposición orbital. Es el primer sistema planetario alrededor de una estrella normal en el que se ha medido la inclinación mutua entre planetas sin tránsitos (anteriormente, la inclinación mutua de los planetas que orbitan el púlsar PSR B1257+12 se había determinado midiendo sus interacciones gravitacionales [35] ). Mediciones posteriores redujeron el valor de la inclinación mutua [11] y en los últimos modelos de cuatro planetas la incorporación de inclinaciones mutuas no da como resultado mejoras significativas en relación con las soluciones coplanares [27] . El sistema tiene el segundo ejemplo conocido de una resonancia de Laplace con una resonancia 1:2:4 de sus planetas. El primer ejemplo conocido fueron las lunas galileanas más cercanas a Júpiter : Ganimedes , Europa e Ío . La integración numérica indica que el sistema coplanar de cuatro planetas es estable durante al menos otros mil millones de años. Este sistema planetario se acerca a una triple conjunción entre los tres planetas exteriores una vez por órbita del planeta más exterior [27] .

Planetas

Los tres planetas más externos conocidos probablemente se formaron más lejos de la estrella y migraron hacia el interior. [28]

Gliese 876 d

Gliese 876 d, descubierto en 2005, es el planeta más interior conocido. Con una masa estimada 6,7 ​​veces la de la Tierra , es posible que se trate de un planeta terrestre denso .

Gliese 876c

Gliese 876 c, descubierto en 2001, es un planeta gigante con una masa de 0,74 veces la de Júpiter. Está en resonancia orbital 1:2 con el planeta b y tarda 30,104 días en orbitar la estrella. El planeta orbita dentro de la zona habitable. Su temperatura hace que sea más probable que sea un planeta de clase III en la clasificación de planetas extrasolares de Sudarsky . [36] La presencia de agua líquida en la superficie y vida es posible en satélites suficientemente masivos, si es que existen.

Gliese 876b

Gliese 876 b, descubierto en 1998, tiene alrededor del doble de masa que Júpiter y gira alrededor de su estrella en una órbita que tarda 61,104  días en completarse, a una distancia de solo 0,21  UA , menos que la distancia del Sol a Mercurio . [37] Su temperatura hace que sea más probable que sea un planeta de clase II o clase III en el modelo de Sudarsky. [36] La presencia de agua líquida superficial y vida es posible en satélites suficientemente masivos, si es que existen.

Gliese 876 y

Gliese 876 e, descubierto en 2010, tiene una masa similar a la del planeta Urano y su órbita tarda 124 días en completarse.

Véase también

Notas

  1. ^ Las incertidumbres en las masas planetarias y los semiejes mayores no tienen en cuenta la incertidumbre en la masa de la estrella.

Referencias

  1. ^ abcdef Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ Landolt, Arlo U. (2 de abril de 2009). "Estrellas estándar fotométricas UBVRI alrededor del ecuador celeste: actualizaciones y adiciones". The Astronomical Journal . 137 (5): 4186–4269. arXiv : 0904.0638 . Bibcode : 2009AJ....137.4186L . doi : 10.1088/0004-6256/137/5/4186 .
  3. ^ Lurie, John C; Henry, Todd J; Jao, Wei-Chun; Quinn, Samuel N; Winters, Jennifer G; Ianna, Philip A; Koerner, David W; Riedel, Adric R; Subasavage, John P (2014). "El vecindario solar. Xxxiv. Una búsqueda de planetas que orbitan alrededor de enanas M usando astrometría". The Astronomical Journal . 148 (5): 91. arXiv : 1407.4820 . Código Bibliográfico :2014AJ....148...91L. doi :10.1088/0004-6256/148/5/91. S2CID  118492541.
  4. ^ abc Skrutskie, MF; et al. (2006). "El sondeo de todo el cielo en dos micrones (2MASS)". The Astronomical Journal . 131 (2): 1163–1183. Bibcode : 2006AJ....131.1163S . doi : 10.1086/498708 .Entrada del catálogo de Vizier Archivado el 21 de mayo de 2023 en Wayback Machine.
  5. ^ ab Samus; et al. (2007–2010). «IL Aqr». Catálogo general combinado de estrellas variables . Archivado desde el original el 24 de febrero de 2020. Consultado el 28 de junio de 2010 .
  6. ^ 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.
  7. ^ abcde Pineda, J. Sebastian; Youngblood, Allison; France, Kevin (septiembre de 2021). "La muestra espectroscópica ultravioleta de enanas M. I. Determinación de parámetros estelares para estrellas de campo". The Astrophysical Journal . 918 (1): 23. arXiv : 2106.07656 . Bibcode :2021ApJ...918...40P. doi : 10.3847/1538-4357/ac0aea . S2CID  235435757. 40.
  8. ^ ab Bean, Jacob L.; Benedict, G. Fritz; Endl, Michael (diciembre de 2006). "Metalicidades de los planetas enanos anfitriones de la clase M a partir de síntesis espectral". Astrophysical Journal Letters . 653 (1): L65–L68. arXiv : astro-ph/0611060 . Código Bibliográfico :2006ApJ...653L..65B. doi :10.1086/510527. S2CID  16002711.
  9. ^ Rojas-Ayala, Bárbara; et al. (abril de 2012). "Metallicidad e indicadores de temperatura en espectros de banda K de enanas M: prueba de calibraciones nuevas y actualizadas con observaciones de 133 enanas M del vecindario solar" (PDF) . The Astrophysical Journal . 748 (2): 93. arXiv : 1112.4567 . Bibcode :2012ApJ...748...93R. doi :10.1088/0004-637X/748/2/93. S2CID  41902340. Archivado (PDF) desde el original el 29 de enero de 2021 . Consultado el 4 de noviembre de 2018 .
  10. ^ ab Moutou, C.; Delfosse, X.; et al. (julio de 2023). "Caracterización de sistemas planetarios con SPIRou: estudio de búsqueda de planetas enanos M y los sistemas multiplanetarios GJ 876 y GJ 1148". Astronomía y astrofísica . 678 : A207. arXiv : 2307.11569 . Bibcode :2023A&A...678A.207M. doi :10.1051/0004-6361/202346813. S2CID  260018559.
  11. ^ abcd Correia, ACM; et al. (febrero de 2010). "La búsqueda HARPS de planetas extrasolares australes. XIX. Caracterización y dinámica del sistema planetario GJ 876". Astronomía y Astrofísica . 511 : A21. arXiv : 1001.4774 . Bibcode :2010A&A...511A..21C. doi :10.1051/0004-6361/200912700. S2CID  119183917.
  12. ^ ab Saffe, C.; Gómez, M.; Chavero, C. (noviembre de 2005). "Sobre las edades de las estrellas anfitrionas de exoplanetas". Astronomía y astrofísica . 443 (2): 609–626. arXiv : astro-ph/0510092 . Bibcode :2005A&A...443..609S. doi :10.1051/0004-6361:20053452. S2CID  11616693.
  13. ^ "Gliese 876". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 21 de mayo de 2023 .
  14. ^ Hosey, Altonio D.; Henry, Todd J.; Jao, Wei-Chun; Dieterich, Sergio B.; Winters, Jennifer G.; Lurie, John C.; Riedel, Adric R.; Subasavage, John P. (julio de 2015). "The Solar Neighborhood. XXXVI. The Long-term Photometric Variability of Nearby Red Dwarfs in the VRI Optical Bands". The Astronomical Journal . 150 (1): 6. arXiv : 1503.02100 . Código Bibliográfico : 2015AJ....150....6H. doi : 10.1088/0004-6256/150/1/6. S2CID  : 13913564. Archivado desde el original el 18 de abril de 2021. Consultado el 25 de junio de 2022 .
  15. ^ Johnson, HM; Wright, CD (noviembre de 1983). "Brillo infrarrojo predicho de estrellas a 25 parsecs del sol". The Astrophysical Journal Supplement Series . 53 : 643–711. Bibcode :1983ApJS...53..643J. doi : 10.1086/190905 .
  16. ^ Bopp, B.; Evans, D. (1973). "Las estrellas con destellos moteados POR Dra, CC Eri: un modelo para los destellos, algunas implicaciones astrofísicas". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 164 (4): 343–356. Bibcode :1973MNRAS.164..343B. doi : 10.1093/mnras/164.4.343 .
  17. ^ Schmitt, Jürgen HMM; Fleming, Thomas A.; Giampapa, Mark S. (septiembre de 1995). "La visión de rayos X de las estrellas de baja masa en el vecindario solar". The Astrophysical Journal . 450 : 392–400. Bibcode :1995ApJ...450..392S. doi : 10.1086/176149 .
  18. ^ Marcy, Geoffrey W.; et al. (1998). "Un compañero planetario de un enano M4 cercano, Gliese 876". The Astrophysical Journal Letters . 505 (2): L147–L149. arXiv : astro-ph/9807307 . Bibcode : 1998ApJ...505L.147M . doi : 10.1086/311623 . S2CID  2679107.
  19. ^ Delfosse, Xavier; Forveille, Thierry; Mayor, Michel; Perrier, Christian; Naef, Dominique; Queloz, Didier (1998). "El planeta extrasolar más cercano. Un planeta gigante alrededor del enano M4 GL 876". Astronomía y Astrofísica . 338 : L67–L70. arXiv : astro-ph/9808026 . Código Bibliográfico :1998A&A...338L..67D.
  20. ^ "Astrónomos encuentran un planeta orbitando una estrella cercana" (Nota de prensa). Kamuela, Hawaii: Observatorio WM Keck. 1 de junio de 1998. Archivado desde el original el 24 de septiembre de 2018 . Consultado el 13 de agosto de 2019 .
  21. ^ Jones, Barrie W.; Underwood, David R.; Sleep, P. Nick (abril de 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  119089227.
  22. ^ "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 .
  23. ^ 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 .
  24. ^ 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.
  25. ^ Rivera, Eugenio J.; et al. (2005). "Un planeta de ~7,5 M🜨 orbitando la estrella cercana, GJ 876". The Astrophysical Journal . 634 (1): 625–640. arXiv : astro-ph/0510508 . Bibcode : 2005ApJ...634..625R . doi : 10.1086/491669 . S2CID  14122053.
  26. ^ Bean, JL; Seifahrt, Andreas (marzo de 2009). "La arquitectura del sistema planetario GJ876. Masas y coplanaridad orbital para los planetas b y c". Astronomía y Astrofísica . 496 (1): 249–257. arXiv : 0901.3144 . Código Bibliográfico :2009A&A...496..249B. doi :10.1051/0004-6361/200811280. S2CID  14626799.
  27. ^ abc Rivera, Eugenio J.; et al. (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 . Bibcode : 2010ApJ...719..890R . doi : 10.1088/0004-637X/719/1/890 . S2CID  118707953.
  28. ^ ab 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:  119210665.
  29. ^ Jenkins, JS; et al. (2014). "Algoritmos mejorados de detección de señales para datos muestreados de forma desigual. Seis señales en los datos de velocidad radial para GJ876". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 441 (3): 2253–2265. arXiv : 1403.7646 . Bibcode :2014MNRAS.441.2253J . doi : 10.1093/mnras/stu683 . S2CID  119114863. Archivado desde el original el 2021-11-12 . Consultado el 2018-02-12 .
  30. ^ Hara, Nathan C.; Boué, G.; Laskar, J.; Correia, ACM (2017). "Análisis de datos de velocidad radial con técnicas de detección comprimida". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 464 : 1220–1246. arXiv : 1609.01519 . doi : 10.1093/mnras/stw2261 .
  31. ^ Millholland, Sarah; et al. (2018). "Nuevas restricciones en Gliese 876: ejemplo de resonancia de movimiento medio". The Astronomical Journal . 155 (3) 106. arXiv : 1801.07831 . Bibcode : 2018AJ....155..106M . doi : 10.3847/1538-3881/aaa894 . S2CID  119011611.
  32. ^ BC Matthews; se ha prometido un estudio futuro en J.-F. Lestrade; et al. (2012). "Un disco de escombros alrededor del planeta que alberga a la estrella M GJ581 resuelto espacialmente con Herschel". Astronomía y astrofísica . 548 : A86. arXiv : 1211.4898 . Código Bibliográfico :2012A&A...548A..86L. doi :10.1051/0004-6361/201220325. S2CID  53704989.
  33. ^ A partir de 2006: Shankland, PD; et al. (2006). "Sobre la búsqueda de tránsitos de los planetas que orbitan Gliese 876" (PDF) . The Astrophysical Journal . 653 (1): 700–707. arXiv : astro-ph/0608489 . Bibcode :2006ApJ...653..700S. doi :10.1086/508562. hdl :10211.3/170010. S2CID  875634. Archivado desde el original (PDF) el 2013-06-18 . Consultado el 2012-10-21 .Tampoco se ha encontrado ningún tránsito hasta 2012, por lo que son poco probables.
  34. ^ Dybczyński, Piotr A.; Królikowska, Małgorzata (febrero de 2018). "Investigación de la historia dinámica del objeto interestelar 'Oumuamua". Astronomía y astrofísica . 610 : 12. arXiv : 1711.06618 . Código Bibliográfico :2018A&A...610L..11D. doi :10.1051/0004-6361/201732309. S2CID  119513894. L11.
  35. ^ Konacki, Maciej; Wolszczan, Alex (julio de 2003). "Masas e inclinaciones orbitales de los planetas en el sistema PSR B1257+12". The Astrophysical Journal . 591 (2): L147–L150. arXiv : astro-ph/0305536 . Código Bibliográfico :2003ApJ...591L.147K. doi :10.1086/377093. S2CID  18649212.
  36. ^ ab Sudarsky, David; Burrows, Adam; Hubeny, Ivan (2003). "Espectros teóricos y atmósferas de planetas gigantes extrasolares". The Astrophysical Journal . 588 (2): 1121–1148. arXiv : astro-ph/0210216 . Bibcode :2003ApJ...588.1121S. doi : 10.1086/374331 . hdl :10150/280087. ISSN  0004-637X. GJ 876 b y c son ambos planetas de Clase III porque sus temperaturas son demasiado frías para que aparezca una capa de silicato en la troposfera, pero demasiado calientes para que se condense H 2 O ... Dada una irradiación incidente algo menor que la de nuestro modelo de Kurucz a escala para GJ 876 , o dada una observación de GJ 876 b en apastron, puede ocurrir algo de condensación de agua en su atmósfera más externa, lo que lo convierte en un EGP de Clase II .
  37. ^ Butler, RP; et al. (diciembre de 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.

Enlaces externos

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