47 Ursae Majoris b

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47 Ursae Majoris b
Exoplaneta Estrelas com exoplanetas

Concepção artística 47 Ursae Majoris b com sua estrela-mãe ao fundo.
Estrela mãe
Estrela 47 Ursae Majoris
Constelação Ursa Major
Ascensão reta 10h 59m 28.0s
Declinação +40° 25′ 49″
Magnitude aparente 5.03
Distância 45.9 anos-luz
14.6 pc
Tipo espectral G1V
Elementos orbitais
Semieixo maior 2.10 ± 0.02[1] UA
Periastro 2.03 ± 0.05 UA
Apoastro 2.17 ± 0.05 UA
Excentricidade 0.032 ± 0.014[1]
Velocidade orbital 21.3 ± 0.3 km/s
Argumento do periastro 334 ± 23[1]
Semi-amplitude 49.00 ± 0.87[2] m/s
Características físicas
Massa 1.08 MJ
Raio 1.172 ± 0.111 RJ
Temperatura 5887 ± 3.8 K
Descoberta
Data da descoberta 17 de janeiro de 1996
Descobridores Marcy et al.
Método de detecção velocidade radial
Estado da descoberta Confirmada
Outras designações
47 UMa b,[3] HD 95128 b,[4] HIP 53721 b, HR 4277 b, Gliese 407 b[note 1]

47 Ursae Majoris b é um planeta extrassolar que orbita uma estrela semelhante ao Sol: 47 Ursae Majoris. Tem um período orbital relativamente longo e uma órbita quase circular. Dentro do sistema, é o planeta mais próximo da estrela que se conhece. 47 Ursae Majoris b foi descoberto em 1996 e tem uma massa de pelo menos 2,60 vezes a massa de Júpiter.

Descoberta[editar | editar código-fonte]

Como a maioria dos planetas extrassolares conhecidos, 47 Ursae Majoris b foi descoberto através da detecção de mudanças na velocidade radial da estrela. Estas variações são atribuídos à presença de um planeta cuja gravidade atua sobre a estrela fazendo-a girar em torno do centro de massa do sistema comum. As alterações na velocidade de 47 Ursae Majoris foram inferidas a partir da observação de mudanças em suas linhas espectrais produzidas pelo efeito Doppler.

51 Pegasi b foi o primeiro planeta extrassolar orbitando uma estrela semelhante ao Sol a ser descoberto. Motivado por essas descobertas, os astrônomos Geoffrey Marcy e R. Paul Butler procuraram sinais de planetas extrassolares em seus dados experimentais. Eles logo encontrarm dois: 47 Ursae Majoris e 70 b Virginis. A descoberta de 47 Ursae Majoris b foi anunciada em 1996.[5]

Orbita e massa[editar | editar código-fonte]

47 Ursae Majoris b orbita a uma distância de 2,11 UA de sua estrela, e leva 1083 dias para completar uma revolução.[1] Foi o primeiro planeta orbitando uma estrela da sequência principal descoberto. Ao contrário da maioria dos planetas extrassolares de longo período conhecidos, a excentricidade da órbita de 47 Ursae Majoris b é baixa.

O planeta possui uma ressonância orbital de 1:7 em relação ao segundo planeta mais distante da estrela: 47 Ursae Majoris c. A relação de massa entre os dois planetas é 5:2, semelhante à relação entre a massa de Júpiter e Saturno no nosso Sistema Solar.

O método de velocidade radial utilizado na detecção de 47 Ursae Majoris b apresenta uma importante limitação: ele só pode indicar o o limite mínimo de massa do planeta. Dados preliminares de medidas astrométricas sugerem que a órbita do planeta tem uma inclinação de 63,1 ° em relação ao plano celeste.[6] Se confirmada, isso implicaria que a verdadeira massa do planeta seria cerca de 2,9 vezes a de Júpiter. No entanto, a massa não pode ser muito maior do que o limite inferior ou o sistema tornaria-se instável.

Estima-se que o diâmetro desse planeta se situe entre cerca de 0,9 e 1,2 vezes o diâmetro de Júpiter. Além disso, a sua gravidade de superfície é de 6 a 8 vezes a da Terra (comparadando com com 2,57 vezes a de Júpiter). Finalmente, pode haver nesse planetas ventos muito mais ativos e turbulentos do que os presentes em Júpiter.

Órbitas do sistema de 47 Ursae Majoris. 47 UMa b é o planeta na órbita mais interna.
Sistema de 47 Ursae Majoris em comparação com o Sistema Solar.

Características[editar | editar código-fonte]

Dada a grande quantidade de massa do planeta, é provável que 47 Ursae Majoris b é um gigante gasoso sem uma superfície sólida. Uma vez que o planeta foi detectado apenas indiretamente, propriedades tais como o raio, a composição e temperatura são desconhecidos. Devido à magnitude da sua massa, é provável que a gravidade na superfície seja de 6 a 8 vezes a da Terra. Assumindo que o planeta possua uma composição semelhante à Júpiter e um ambiente de equilíbrio químico, espera-se que a sua atmosfera contenha nuvens de vapor de água nas altas camadas atmosféricas, e não as nuvens de amoníaco típicas de Júpiter.[7]

Embora 47 Ursae Majoris b se situe fora da zona habitável de sua estrela, sua influência gravitacional iria perturbar a órbita de planetas localizados no exterior da zona habitável.[8] Além disso, a gravidade de 47 Ursae Majoris b também ter alterado a formação de planetas terrestres e reduzido distribuição de água a todos os planetas na zona interior do sistema. [9] Portanto, os planetas dentro na zona habitável de 47 Ursae Majoris seriam menores e mais secos.

Foi proposto que a reflexão de luz do planeta e emissões de infravermelho de 47 UMa b, assim como a influência do efeito de maré, poderia aquecer suas luas a ponto de torná-las habitáveis, mesmo estando o planeta fora da zona habitável.[10][11]

Referências

  1. ↑ a b c d P. C. Gregory, D. A. Fischer (2010). «A Bayesian periodogram finds evidence for three planets in 47 Ursae Majoris». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 403 (2). 731 páginas. Bibcode:2010MNRAS.403..731G. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16233.x 
  2. ↑ «Planets Table». Catalog of Nearby Exoplanets. Consultado em 4 de outubro de 2008 
  3. ↑ D. Raghavan (2009). «A Survey of Stellar Families: Multiplicity of Solar-type Stars» (PDF). Universidade Estadual da Geórgia. PhD Thesis: 224–226 
  4. ↑ E. F. Milone, W. J. F. Wilson (2008). Solar System Astrophysics: Planetary Atmospheres and the Outer Solar. Col: Solar System Astrophysics. 2. [S.l.]: Springer. pp. xv, 328, 339, 349. ISBN 0-387-73153-9 
  5. ↑ R. P. Butler; et al. (1996). «A Planet Orbiting 47 Ursae Majoris». Astrophysical Journal Letters. 464 (2): L153–L156. Bibcode:1996ApJ...464L.153B. doi:10.1086/310102 
  6. ↑ I. Han, D. C. Black, G. Gatewood (2001). «Preliminary Astrometric Masses for Proposed Extrasolar Planetary Companions». Astrophysical Journal Letters. 548 (1): L57–L60. Bibcode:2001ApJ...548L..57H. doi:10.1086/318927 
  7. ↑ D. Sudarsky; et al. (2000). «Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets». Astrophysical Journal. 538 (2): 885–903. Bibcode:2000ApJ...538..885S. arXiv:astro-ph/9910504Acessível livremente. doi:10.1086/309160 
  8. ↑ B. Jones; et al. (2005). «Prospects for Habitable "Earths" in Known Exoplanetary Systems». Astrophysical Journal. 622 (2): 1091–1101. Bibcode:2005ApJ...622.1091J. arXiv:astro-ph/0503178Acessível livremente. doi:10.1086/428108 
  9. ↑ S. Raymond (2006). «The Search for other Earths: limits on the giant planet orbits that allow habitable terrestrial planets to form». Astrophysical Journal Letters. 643 (2): L131–134. Bibcode:2006ApJ...643L.131R. arXiv:astro-ph/0605136Acessível livremente. doi:10.1086/505596 
  10. ↑ «In Search Of Habitable Moons». Universidade Estadual da Pennsylvania. Consultado em 5 de maio de 2009 
  11. ↑ «Stellar Data for 47 Ursa Majoris». Consultado em 5 de maio de 2009 

Notas de rodapé[editar | editar código-fonte]

  1. ↑ Essas designações planetárias alternativas são derivadas das designações alternativas de suas estrelas progenitoras, e são ocasionalmente utilizadas em artigos científicos para alguns planetas extrassolares. As designações estelares mais utilizadas são as de Bayer, Flamsteed, HD, HIP, HR, e Gliese.

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

Coordenadas: Sky map 10h 59m 28.0s, +40° 25′ 49″

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