HD 80606 b

**HD 80606 b**
Estrela mãe
Exoplaneta		Estrelas com exoplanetas
Simulação da radiação de calor de HD 80606 b no seu lado noturno após a passagem pelo seu periastro.
Estrela		HD 80606
Constelação		Ursa Major
Ascensão reta		09^h 22^m 37.57^s^[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] M_Júpiter 1253 ^[b] M_Terra M_J
Raio		1,029 ± 0,017^[4] M_Júpiter 11.55 ^[c] R_Terra R_J
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

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

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]

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

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

^{Anos luz}

1\ pc\simeq 3.2616\ al\ ;\ 58.38\ pc\cdot 3.2616\simeq 190.41\ al

^{Massas terrestres}

{\frac {M_{J}\cdot 3.94}{M_{T}}}={\frac {(1.899\cdot 10^{27}\ Kg)\cdot 3.94}{5.9736\cdot 10^{24}\ Kg}}\simeq 1253\ M_{T}

^{Raios terrestres}

{\frac {R_{J}\cdot 1.029}{R_{T}}}={\frac {(71492\ Km)\cdot 1.029}{6371\ Km}}\simeq 11.55\ R_{T}

^{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]

e_{max}={\sqrt {1-{\tfrac {5}{3}}comos^{2}(i_{0})}}

onde

i_{0}

é inclinação orbital do planeta relativa ao plano no qual orbitam as duas estrelas, e

e_{max}

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 (

i_{0}

=89,285º), o cálculo dá como resultado

e_{max}

=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

Este artigo foi inicialmente traduzido, total ou parcialmente, do artigo da Wikipédia em castelhano cujo título é «HD 80606 b».

Ligações externas

Spitzer Exoplanet Observation of HD 80606b
- Simulação por computadora das extremas condições de HD 80606 b
Exoplanets: The Hunt Continues! Nota de imprensa a data de 4 de abril de 2001, onde se anúncia a descoberta do exoplaneta com dez mais.
- Gráfico que representa a velocidade radial da estrela HD 80606 a respeito do tempo. Estes dados levaram finalmente a descoberta do planeta HD 80606 b.
A very eccentric planet orbiting HD 80606
TransitSearch Candidate Light Curves
HD 80606 b na capa de Nature (457, nº 7229)

Bases de dados

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