HD 80606 b

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HD 80606 b
Exoplaneta Lista de exoplanetas
HD80606b heatflow.jpg
Simulação da radiação de calor de HD 80606 b no seu lado
noturno após a passagem pelo seu periastro.
Estrela mãe
Estrela HD 80606
Constelação Ursa Major
Ascensão reta 09h 22m 37.57s[1]
Declinação 50° 36′ 13.4″[1]
Elementos orbitais
Semieixo maior 0,449 ± 0,006[2] UA UA
Excentricidade 0,93366 (−0 00043 +0 00014)[3]
Inclinação =89.285 ± 0,023[4]°
Semi-amplitude 472 ± 5[5] m/s m/s
Características físicas
Massa 3,94 ± 0,11[2] MJúpiter
1253 [b] MTerra MJ
Raio 1,029 ± 0,017[4] MJúpiter
11.55 [c] RTerra RJ
Densidade 4440 ± 240[4][p.4] kg/m3 g/cm³
Temperatura Mín: 246, Máx: 1500[6] K K
Descoberta
Data da descoberta 4 de abril de 2001[7]
Descobridores Naef al.,[8] ELODIE em Observatório de Haute-Provence
Telescópio Keck
Método de detecção Velocidade radial

HD 80606 b é um planeta extrassolar situado a uma distância de 190 anos-luz da Terra na constelação da Ursa Major. Orbita a estrela HD 80606, que pela sua vez faz parte de um sistema estelar binário. Trata-se do exoplaneta com maior excentricidade (órbita mais alongada) descoberto até agora. Devido a esta, a sua órbita tem uma forma muito alongada, mais própria dos cometas. Faz parte dos exoplanetas denominados Júpiter excêntricos.

Descobrimento[editar | editar código-fonte]

A descoberta de HD 80606 b foi anunciada em 4 de abril de 2001 pelo grupo ELODIE.[7] Contudo, a possibilidade de existência do planeta já fora postulada um ano antes pelo G-Dwarf Planet Search na sua procura de candidatos a planetas extrassolares, cujas observações se iniciaram em abril de 1999 desde o Telescópio Keck.[9] Esta possibilidade conduziu a que o grupo ELODIE seguisse a estrela através do Observatório de Haute-Provence, situado ao sul da França, confirmando finalmente a existência do exoplaneta.[8]

Características[editar | editar código-fonte]

Comparação da órbita de HD 80606 b com os planetas interiores do Sistema Solar.

A sua massa é de cerca de quatro vezes a de Júpiter, o que o converte num gigante gasoso, e o seu período de rotação é de cerca de 34 horas. Adicionalmente, devido à sua excentricidade, faz parte dos chamados "Júpiter excêntricos". Esta excentricidade é comparável, por exemplo, à do cometa Halley, ainda que com a correspondente diferença de distâncias e período orbital. Isto poderia ser devido entre outros fatores a que o planeta orbita a uma estrela que faz parte de um sistema estelar binário (Struve 1341), pois a maior parte dos planetas com excentricidades elevadas se encontra neste tipo de sistemas estelares. A estrela companheira poderia causar a estranha excentricidade devido à elevada inclinação orbital do planeta (respeito do plano da órbita de ambas as estrelas), mediante o chamado mecanismo Kozai[d].[10][11] As medidas realizadas do efeito Rossiter-McLaughlin são consistentes com as predições deste mecanismo.[5]

Velocidade de HD 80606 b em cada ponto da sua órbita.

A distância do planeta com referência à sua estrela oscila entre 0,03 unidades astronômicas (abreviado UA, distância entre a Terra e o Sol) e 0,85 UA. Se comparar a sua órbita com os planetas do Sistema Solar, observa-se que no ponto mais afastado da sua órbita (0,85 UA) estaria situado entre Vênus (0,7 UA) e a Terra (1 UA, por definição). Por outro lado o seu ponto mais próximo (0,03 UA) encontrar-se-ia muito mais perto que a órbita de Mercúrio (0,4 UA), o que supõe uma distância 13 vezes menor que a separação entre Mercúrio e o Sol. Neste ponto, alguém situado sobre a sua superfície veria a estrela sobre o céu cerca de 30 vezes maior que o Sol desde a superfície terrestre.[12]

O planeta encontra-se a maior parte do tempo nos pontos mais afastados da sua órbita, aumentando a sua velocidade quanto mais perto está da sua estrela.[e] Uma pessoa situada sobre a sua superfície, veria como a estrela aumenta de tamanho cada vez mais rápido, até tornar -se cerca de 100 vezes maior.[6]

Temperatura e atmosfera[editar | editar código-fonte]

Vídeo no que se apreciam os fortes ventos devidos ao dramático acréscimo da temperatura. Cortesia do Telescópio Spitzer, NASA.

A temperatura do planeta oscila dos 250 K (cerca de -20 ºC) no apoastro até os 1500 K (cerca de 1200 °C) que atinge no periastro, onde recebe em torno de 800 vezes mais radiação da sua estrela.[13] Na sua passagem pelo periastro, as temperaturas variam de 800 K a 1500 K em apenas seis horas, esquentando-se e esfriando-se depressa.[6] Este valor é suficiente até mesmo para fundir o níquel.[14]

Por causa destas bruscas mudanças de temperatura, e amplificado devido a que a sua rotação não é sincronizada com a sua translação, desenvolvem-se tormentas na atmosfera que movimentam ventos a velocidades enormes, inclusive de vários quilômetros por segundo,[f][6] criando-se vórtices nos polos do planeta.[15] Trata-se da primeira vez que os astrônomos observam mudanças atmosféricas em tempo real num planeta extrassolar.[16]

Notas[editar | editar código-fonte]

  • Mecanismo Kozai O mecanismo Kozai, que deve o seu nome ao seu descobridor Yoshihide Kozai,[17] produz mudanças cíclicas entre a excentricidade e a inclinação orbital da órbita de determinados objetos celestes (quer satélites, cometas ou exoplanetas). Quanto maior seja a inclinação inicial, maior será a categoria de amplitudes que a excentricidade poderá ostentar. No Sistema Solar estudou-se este mecanismo maiormente nos satélites de Júpiter e nos cometas transneptunianos.

    No caso dos exoplanetas, postulou-se que este mecanismo desempenha um rol importante em sistemas estelares formados por duas estrelas (sistemas estelares binários), sendo maior o efeito quanto mais massiva seja a sua estrela casal, embora esta não deve encontrar-se demais próxima porque a órbita seria instável.[18] O efeito ocorre devido ao intercâmbio de momento angular entre o planeta e a estrela companheira. A excentricidade máxima que o planeta poderá atingir será a permitida pela seguinte fórmula:[18][19]

onde é inclinação orbital do planeta relativa ao plano no qual orbitam as duas estrelas, e a excentricidade máxima que o planeta pode atingir dada a inclinação inicial.
Para o caso de HD 80606 b, se levarmos em conta a inclinação da sua órbita (=89,285º), o cálculo dá como resultado =0,99987[20](maior que a excentricidade atual: 0,93366),[4] embora este valor teórico poderia ficar afetado por outros efeitos alheios ao mecanismo Kozai.

  • Leis de Kepler Isto ocorre segunda lei de Kepler, que enuncia que a órbita do planeta barre áreas iguais em tempos iguais. Portanto, ao acercar-se à estrela, o planeta move-se cada vez mais rápido, atingindo a sua velocidade máxima no ponto mais próximo da estrela, para depois voltar a desacelerar até o ponto mais afastado, onde se movimentará mais devagar (e por isso é nesta zona onde fica a maior parte do tempo).
  • Velocidades O estudo realizado por Laughlin al. em 2009 estimou que a velocidade da tormenta pôde atingir os 5 km/s (18 000 quilômetros por hora) desde a zona orientada ao astro até a zona noturna.[6] Pode ser comparada com a velocidade do som no ar a temperatura ambiente: 340 m/s, ou com a velocidade de escape da Terra: 11,2 km/s.



Referências

  1. a b Danziger, J. I.; Gilmozzi, R. (1997). «The final optical identification content of the Einstein deep x-ray field in Pavo». Astronomy and Astrophysics. 323: 47-55 
  2. a b Pont, F. al. (2009). «Spin-orbit misalignment in the HD 80606 planetary system» (PDF). Astronomy and Astrophysics. 502: 695-703. doi:10,1051/0004-6361/200912463 Verifique |doi= (ajuda). Consultado em 10 de outubro de 2009 
  3. Gillon, Michael (2009). «Spin-orbit misalignement for the transiting planet HD 80606b». arXiv :0906.4904v1 [astro-ph.EP] 
  4. a b c d Fossey, S. J.; Waldmann, I. P.; Kipping, D. M. (2009). «Detection of a transit by the planetary companion of HD 80606». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : Letters. 396 (1). doi:10,1111/j.1745-3933.2009.00653.x Verifique |doi= (ajuda)  Texto "páginas" ignorado (ajuda); Texto "L16-L20" ignorado (ajuda)
  5. a b Erro de citação: Código <ref> inválido; não foi fornecido texto para as refs de nome Moutou2009
  6. a b c d e Laughlin, G. al. (2009). «Rapid heating of the atmosphere of an extrassolar planet». Astronomy and Astrophysics. 457 (7229): 562-564. doi:10,1038/nature07649 Verifique |doi= (ajuda) 
  7. a b ESO Press Release (4 de abril de 2001). «Exoplanets: The Hunt Continues!» (em inglês). European Southern Observatory 
  8. a b Naef, D. al. (2001). «HD 80606 b, a planet on an extremely elongated orbit» (PDF). Astronomy and Astrophysics. 375: L27-L30. doi:10,1051/0004-6361:20010853 Verifique |doi= (ajuda). Consultado em 10 de outubro de 2009 
  9. Lemarchand, G. (2000). «A New Era in the Search for Life in the Universe». Bioastronomy 99 : A New Era in the Search for Life 
  10. Wu, Y.; Murray, N. (2003). «Planet Migration and Binary Companions : the case of HD 80606b». Astrophysics Journal. 589: 605-614. doi:10,1086/374598 Verifique |doi= (ajuda) 
  11. Winn, J. N. al. (2009). «The Transit Ingress and the Tilted Orbit of the Extraordinarily Eccentric Exoplanet HD 80606b». The Astrophysical Journal. doi:10,1088/0004-637X/703/2/2091 Verifique |doi= (ajuda) 
  12. Robert Massey (21 de abril de 2009). Roial Astronominal Society, ed. «London students find Jupiter-sized oddball planet» (em inglês) 
  13. Kelly Beatty (29 de janeiro de 2009). «HD 80606b : The Hotheaded Exoplanet». Sky & Telescope 
  14. NASA (4 de fevereiro de 2009). «A Dangerous Summer on HD 80606b». Astronomy Picture of the Day 
  15. Langton, J. y Laughlin, G. (2008). «Hydrodynamic Simulations of Unevenly Irradiated Jovian Planets». The Astrophysical Journal. 674 (2): 1106-1116. doi:10,1086/523957 Verifique |doi= (ajuda) 
  16. JPL News (28 de janeiro de 2009). NASA, ed. «Astronomers Observe Planet With Wild Temperature Swings» (em inglês) 
  17. Kozai, Yoshihide (1962). «Secular perturbations of asteroids with high inclination and eccentricity». Astronomical Journal. 67 (9). 591 páginas. doi:10,1086/108790 Verifique |doi= (ajuda) 
  18. a b Innanen, K.A.; Zheng, J.Q.; Mikkola, S.; Valtonen, M.J. (1997). «The Kozai Mechanism and the Stability of Planetary Orbits in Binary Star Systems». Astronomical Journal. 113 (5). 1915 páginas. doi:10,1086/108790 Verifique |doi= (ajuda) 
  19. Holman, M.; Touma, J.; Tremaine, S. (1997). «Chaotic variations in the eccentricity of the planet orbiting 16 Cygni B». Nature. 386 (6622): 254-256. doi:10,1038/386254a0 Verifique |doi= (ajuda) 
  20. Calculadora para o valor máximo da excentricidade devida ao mecanismo Kozai, em orbitsimulator.com
  • Este artigo foi inicialmente traduzido do artigo da Wikipédia em espanhol, cujo título é «HD 80606 b».

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

Bases de dados[editar | editar código-fonte]