HD 69830 b
Coordenadas: 
08h 18m 23.9s, −12° 37′ 55.0″
| Planeta extrassolar | Lista de planetas extrassolares | |
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| Estrela mãe | ||
| Estrela | HD 69830 | |
| Constelação | Puppis (Popa) | |
| Ascensão reta | 08h 18m 23.9473s | |
| Declinação | -12° 37′ 55.824″ | |
| Magnitude aparente | 5,95 | |
| Distância | 41,04 anos-luz (12,58 pc) | |
| Tipo espectral | K0V | |
| Elementos orbitais | ||
| Semieixo maior | ~11 743 486,175 km 0,0785 UA |
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| Excentricidade | 0,1 ± 0,04 | |
| Período orbital | 8,667 ± 0,003 dias | |
| Argumento do periastro | 340 ± 26° Tempo do periastro (T0): 2 453 496,8 ± (0,06) DJ |
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| Semi-amplitude | 3,51 ± 0,15 m/s | |
| Características físicas | ||
| Massa | 6,265x1025 kg ≥0,033 MJ ≥10,488 M⊕ |
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| Raio | 14 000 km 0,196 RJ 2,195 R⊕ |
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| Densidade | 7,631 g/cm³ | |
| Gravidade superficial | 25,987 m/s² | |
| Temperatura | ~530,85 °C ~804 K |
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| Descoberta | ||
| Data da descoberta | 18 de Maio de 2006 | |
| Descobridores | Lovis et al. | |
| Método de detecção | Espectrógrafo HARPS (Velocidade radial) |
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| Estado da descoberta | Publicado | |
| Outras designações | ||
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HIP 40693 b, SAO 154093 b
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HD 69830 b é um planeta extra-solar de massa de uma Super-Terra ou um Neptuno que orbita a estrela HD 69830. Este planeta é 10 vezes mais massivo do que a Terra, fazendo deste o menos massivo do sistema. Este também orbita muito perto da estrela mãe e demora 8²/3 dias para completar a sua órbita à volta da estrela.
Este é provalvelmente um planeta rochoso, e não um planeta gasoso.1 Se se tivesse formado como um gigante gasoso, poderia ter ficado naquela forma.2
Se HD 69830 b for um planeta telúrico, os modelos matemáticos prevêem que o aquecimento de marés poderia produzir um fluxo de calor na superfície de 55 W/m². Isto é 20 vezes o aquecimento de marés que ocorre em Io.3
Io é o objecto com maior actividade vulcânica do sistema solar. A tremenda interacção gravitacional de Júpiter cria "marés de rocha sólida", e consequente dissipação do calor causado pela fricção mantêm o núcleo de ferro do satélite em estado líquido. Em HD 69830 b a situação seria ainda mais extrema, ao que se soma a proximidade da sua estrela, pelo que se duvida de que possa manter uma superfície sólida.3
Referências
- ↑ Lovis et al.. (2006). "An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets". Nature 441: 305–309. DOI:10.1038/nature04828.
- ↑ H. Lammer et al.. (2007). "The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters" (em ingês). Geophysical Research Abstracts 9 (07850).
- ↑ a b Jackson, Brian; Richard Greenberg, Rory Barnes. (2008). "Tidal Heating of Extra-Solar Planets" (em inglês). ApJ 681: 1631. DOI:10.1086/587641. http://arxiv.org/abs/0803.0026.
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