HD 10180 , también designada 2MASS J01375356-6030414 , es una estrella similar al Sol en la constelación austral de Hydrus que se destaca por su gran sistema planetario . Desde su descubrimiento, se han observado al menos seis exoplanetas orbitando alrededor de ella, y algunos estudios han propuesto hasta nueve planetas potenciales, lo que la convertiría potencialmente en el más grande de todos los sistemas planetarios conocidos, incluido el Sistema Solar . [8] [5]
Según las mediciones de paralaje , se encuentra a una distancia de 127 años luz (39 parsecs ) de la Tierra . [9] La magnitud visual aparente de esta estrella es 7,33, que es demasiado débil para ser vista a simple vista, aunque se puede observar fácilmente con un pequeño telescopio. [10] Con una declinación de −60°, esta estrella no se puede ver en latitudes al norte de los trópicos .
HD 10180 es una estrella de tipo G1V , y por lo tanto genera energía en su núcleo a través de la fusión termonuclear de hidrógeno. La masa de esta estrella se estima en un 6% mayor que la masa del Sol , tiene un radio del 120% del Sol y está irradiando el 149% de la luminosidad del Sol . La temperatura efectiva de la cromosfera de la estrella es de 5.911 K, lo que le da un brillo de tono amarillo como el Sol. [11] HD 10180 tiene una abundancia un 20% mayor de elementos distintos del hidrógeno/helio en comparación con el Sol. [nota 1] Con una edad estimada de 7.3 mil millones de años, es una estrella estable sin actividad magnética significativa . El período estimado de rotación es de unos 24 días. [5]
Un estudio realizado en 2015 descartó la existencia de compañeros estelares a distancias proyectadas de entre 13 y 324 unidades astronómicas . [12]
El 24 de agosto de 2010, un equipo de investigación dirigido por Christophe Lovis de la Universidad de Ginebra anunció que la estrella tiene al menos cinco planetas , y posiblemente hasta siete. [5] [16] Los planetas fueron detectados utilizando el espectrógrafo HARPS , en conjunto con el telescopio de 3,6 m de ESO en el Observatorio La Silla en Chile , utilizando espectroscopia Doppler .
El 5 de abril de 2012, el astrónomo Mikko Tuomi de la Universidad de Hertfordshire presentó un artículo a Astronomy and Astrophysics, aprobado para su publicación el 6 de abril de 2012, en el que proponía un modelo de nueve planetas para el sistema. Al volver a analizar los datos mediante el análisis de probabilidad bayesiano , se revisaron los parámetros de los planetas conocidos anteriormente y se encontró más evidencia del planeta más interior (b), así como evidencia de dos planetas adicionales (i y j). [8]
Estudios posteriores desde 2014 han descubierto que un modelo de seis planetas es el que mejor se ajusta a los datos. [13] [15] [17] No se sabe que el sistema sea un sistema planetario en tránsito y, como tal, es poco probable que se detecten o verifiquen planetas mediante el método de tránsito .
En 2017, una simulación orbital demostró que es poco probable que se formen familias de cometas dinámicamente estables en el sistema HD 10180. La razón identificada para la inestabilidad de las órbitas de los cometas fue la ubicación del planeta más masivo, HD 10180 h, en la órbita más externa. [18]
El sistema contiene seis planetas con masas mínimas de entre 12 y 46 veces la de la Tierra (con masas que van desde aproximadamente Urano hasta sub- Saturno ) en radios orbitales de 0,06, 0,13, 0,27, 0,49, 1,43 y 3,38 UA . En el Sistema Solar, este conjunto de órbitas encajaría dentro del cinturón principal de asteroides .
No se conocen planetas que se encuentren en resonancias de movimiento medio , aunque el sistema tiene varias resonancias cercanas [5], incluidas 3c:2i:1d y 3e:2j:1f. Las proporciones aproximadas de los períodos de las órbitas adyacentes son (hacia afuera): 1:5, 1:3, 1:3, 2:5, 1:5, 3:11.
Dado que se desconoce la inclinación de las órbitas de los planetas, actualmente solo se pueden obtener masas planetarias mínimas. Las simulaciones dinámicas sugieren que el sistema no puede ser estable si las masas reales de los planetas exceden las masas mínimas en un factor de más de tres (que corresponde a una inclinación de menos de 20°, donde 90° es de canto). [5] Un estudio de 2020 estableció límites superiores para las masas de los planetas confirmados basándose en no detecciones en la astrometría de Gaia : el planeta c es <8,626 M J , el planeta d es <10,37 M J , el planeta e es <20,44 M J , el planeta f es <14,03 M J , el planeta g es <10,62 M J y el planeta h es <22,63 M J . [14] Si bien algunos de estos límites superiores están en el rango de masas de las enanas marrones , es probable que las masas reales sean significativamente menores.
HD 10180 b es un posible planeta del tamaño de la Tierra (masa mínima 1,3 veces la de la Tierra) ubicado a 0,02 UA. Su radio orbital se estimó originalmente en una órbita casi circular a una distancia de 0,02225 ± 0,00035 UA (más cerca que Mercurio , aproximadamente una séptima parte de la distancia y correspondientemente más caliente), y tarda 1,1 días en completar una órbita completa. [19] Los parámetros estimados del planeta b se revisaron en 2012 con un radio orbital ligeramente menor y una órbita más excéntrica. [8] La probabilidad de detección falsa fue inicialmente del 1,4%; [5] su probabilidad fue mejorada por Mikko Tuomi en 2012, pero no fue confirmada por estudios posteriores, como el de Kane en 2014. [13]
HD 10180 c, con una masa mínima comparable a la de Urano , es un Neptuno caliente . Las simulaciones dinámicas sugieren que si el gradiente de masa fuera mayor que un factor de dos, el sistema no sería estable. Su período orbital y excentricidad se estimaron originalmente en 5,75979 ± 0,00062 y 0,045 ± 0,026 respectivamente; sin embargo, estos valores se revisaron en 2012 a favor de una órbita más excéntrica. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1 %. [5]
HD 10180 i es una posible pero no confirmada supertierra caliente reclamada por Mikko Tuomi en 2012. [8] Estudios posteriores no la han confirmado.
HD 10180 d es un Neptuno caliente. Su masa se estimó inicialmente en >11,75 ± 0,65 masas terrestres (menor que Urano ) y en una órbita ligeramente excéntrica; sin embargo, se volvió a estimar con una masa mayor y una órbita menos excéntrica en 2012.
Se cree que HD 10180 e es un Neptuno caliente con aproximadamente el doble de masa que Neptuno. Su distancia orbital estimada y su excentricidad se redujeron en 2012. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1 %. [5]
HD 10180 j es una posible pero no confirmada supertierra caliente o enana gaseosa , afirmada por Mikko Tuomi en 2012. [8] Estudios posteriores no la han confirmado.
HD 10180 f es un Neptuno caliente y tiene una masa similar a la de HD 10180 e. A una distancia orbital de 0,49 UA y una excentricidad de 0,12, su órbita es análoga a la de Mercurio, con un rango de temperatura de cuerpo negro similar, aunque con su gran masa, cualquier efecto invernadero causado por una atmósfera le daría temperaturas abrasadoras similares a las de Venus o incluso mayores. Su distancia orbital estimada y su excentricidad se redujeron ligeramente en 2012. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1 %. [5]
HD 10180 g es un planeta gigante con una masa mayor que la de Neptuno. Tiene una órbita significativamente excéntrica [13] a 1,4 UA y cruza la zona habitable prevista del sistema o se encuentra dentro de ella [13] [20] aunque no se ajusta a los modelos actuales de habitabilidad planetaria debido a su gran masa (al menos 23 veces la de la Tierra). Si es un gigante gaseoso , es probable que sea de la clase II de Sudarsky . Existe la posibilidad de que un satélite natural con suficiente presión atmosférica pueda tener agua líquida en su superficie. Su distancia orbital estimada y su excentricidad se redujeron en 2012, pero permanece en la zona habitable. La probabilidad de detección falsa es inferior al 0,1 %. [5]
HD 10180 h es el planeta más grande y más exterior conocido del sistema. Originalmente, se pensaba que era un planeta gigante del tamaño de Saturno con una masa mínima de 65 veces la de la Tierra, aunque desde entonces esta masa mínima se ha revisado a la baja hasta 46 masas terrestres. [15] Orbita a 3,4 UA, una distancia comparable a la distancia de la parte exterior del cinturón de asteroides al Sol y, como tal, es probable que sea un planeta de clase I de Sudarsky . La probabilidad de detección falsa es del 0,6 %. [5]
