HD 69830 b

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Coordenadas: Sky map 08h 18m 23.9s, −12° 37′ 55.0″


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HD 69830 b
Exoplaneta Lista de exoplanetas
HD 69830 + b.jpg
Impressão do artista de HD 69830 b com a estrela-mãe em fundo.
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
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
Semi-amplitude 3,51 ± 0,15 m/s m/s
Características físicas
Massa 6,265x1025 kg
≥0,033 MJ
≥10,488 M
Raio 14 000 km
0,196 RJ
2,195 R
Densidade 7,631 g/cm³
Gravidade superficial 25,987 m/s²
Temperatura ~530,85 °C
~804 K
Descoberta
Data da descoberta 18 de Maio de 2006
Descobridores Lovis et al.
Método de detecção Espectrógrafo HARPS
(Velocidade radial)
Estado da descoberta Publicado
Outras designações
HIP 40693 b, SAO 154093 b

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

  1. Lovis et al.. (2006). "An extrasolar planetary system with three Neptune-mass planets". Nature 441: 305–309 pp.. DOI:10.1038/nature04828.
  2. 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).
  3. a b Jackson, Brian; Richard Greenberg, Rory Barnes. (2008). "Tidal Heating of Extra-Solar Planets" (em inglês). ApJ 681: 1631 pp.. DOI:10.1086/587641. http://arxiv.org/abs/0803.0026.
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