Dulcinea (planeta)

Dulcinea
	; Representacion artistica de Dulcinea.
Descubrimiento
Descubridor	Santos , Bouchy ; Mayor , Pepe en Observatorio de La Silla , Chile
Fecha	25 de agosto de 2004
Metodo de deteccion	HARPS
Nombre provisional	HD 160691 c
Categoria	estrella
Estado	Publicado
Estrella madre
Orbita a	Cervantes
Constelacion	Ara
Ascension recta (α)	17 h 44 m 08,7 s
Declinacion (δ)	?51° 50′ 03″
Distancia estelar	49,8 anos luz , (15,3 pc )
Tipo espectral	G3IV?V
Elementos orbitales
Inclinacion	60 grados sexagesimales
Argumento del periastro	84 grados sexagesimales
Semieje mayor	0,09094 UA
Excentricidad	0,172 ± 0,040
Elementos orbitales derivados
Semi-amplitud	3,06 ± 0,13 m/s
Periodo orbital sideral	9,6386 ± 0,0015 dias
Longitud perihelio	212,7 ± 13,3 °
Ultimo perihelio	24529911±04 DJ
Caracteristicas fisicas
Masa	>0,03321 M Jupiter ; 10,55 M Tierra
	[ editar datos en Wikidata ]

Dulcinea (tambien conocido como Mu Arae c ) ^[
2
] es el segundo planeta extrasolar que se descubrio en orbita alrededor de la estrella subgigante amarilla Cervantes . Situado en la constelacion de Ara , a una distancia aproximada de 49,8 anos luz de la Tierra , Dulcinea es el primer planeta en distancia desde su estrella de los cuatro planetas conocidos que componen el sistema planetario . Su descubrimiento fue anunciado el 25 de agosto de 2004.

Descubrimiento [ editar ]

Ninguno de los cuatro planetas que orbitan Cervantes son visibles desde la Tierra por medios directos basados en la tecnologia disponible actualmente; todos ellos fueron hallados mediante el estudio de la velocidad radial de su estrella. El descubrimiento de Dulcinea se realizo con la ayuda del espectrometro HARPS ( High Accuracy Radial velocity Planet Searcher , en ingles; Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precision, en espanol), en el European Southern Observatorydel Observatorio de La Silla , Chile . ^[
1
] ^[
3
] Los datos que revelaron la presencia del planeta fueron reunidos mediante las observaciones efectuadas durante ocho noches en junio de 2004.

Orbita y masa [ editar ]

La orbita del planeta se halla muy cercana a Cervantes , por lo que logra completarla cada 9,6 dias . ^[
3
] Al momento del descubrimiento se creyo que su masa minima era de solo 14 veces la de la Tierra, ^[
4
] aunque analisis posteriores han establecido que su masa equivale a 10,5 veces la masa terrestre. ^[
3
]

Suponiendo que su masa verdadera sea similar a la de Neptuno y Gliese 436 b , en teoria el tamano maximo de un planeta terrestre seria de 14 veces el de la Tierra. Es posible que se haya formado un planeta rocoso de este tamano, ya que Cervantes cuenta con una metalicidad superior a la de nuestro Sol. Ademas, se cree que se habria formado dentro de la ≪linea de nieve≫ del sistema , a 3,2 UA. ^[
4
] No obstante, las distintas hipotesis de creacion del sistema coinciden en que el planeta luego habria atraido grandes cantidades de elementos volatiles antes de que su estrella pudiese eliminar el hielo, por lo que ahora tendria un nucleo de tan solo 6 veces la masa terrestre. ^[
5
] Posiblemente, dicho nucleo se encuentre envuelto en el suficiente hielo caliente y gases para que el comportamiento del planeta se asemeje mas al de Neptuno.

Dulcinea se halla demasiado lejos de su estrella para estar sujeto a eyecciones de masa coronal . Existen desacuerdos dentro de la comunidad cientifica con respecto a si se trata o se trato de un neptuno caliente en cuanto a su masa (Lammer); ^[
6
] o si podria haberse desarrollado a partir de un gigante gaseoso, perdiendo la mayoria de su masa en el proceso (Baraffe). En el caso de tratarse de un gigante gaseoso ≪erosionado≫, su estrella habria transformado a Dulcinea a partir de un protoplaneta de gran tamano que habria tenido entre 20 veces la masa de la Tierra y la mitad de la masa de Jupiter . Si la ultima suposicion fuese la correcta, su radio actual seria de unas 0,6 veces el de Jupiter. ^[
5
]

Debido a su proximidad a Cervantes, la temperatura del planeta debe ser alta. Sus descubridores optaron por un albedo de 0,35 (algo mas leve que otros albedos elegidos para calcular la temperatura de jupiteres calientes como, por ejemplo, tau Bootis b . Posiblemente, esto se deba a que los descubridores suponen que el planeta se trata de una supertierra de silicato desprovista de nubes y una atmosfera espesa con dispersion de Rayleigh . De ser asi, la temperatura en la superficie rondaria los 900 K . ^[
4
] Siguiendo un esquema de Sudarsky tipo III o IV con nubes oscuras y/o una atmosfera espesa (que es lo mas probable), la temperatura seria mucho mayor.

Las posibilidades de que en este planeta exista vida tal como la conocemos son extremadamente bajas.

Vease tambien [ editar ]

Referencias [ editar ]

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Couetdic, J.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Laskar, J.; Lovis, C.; Naef, D.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Sivan, J.-P.; Sosnowska, D.; Udry, S. (2007). ≪The HARPS search for southern extra-solar planets. VIII. μ Arae, a system with four planets≫ . Astronomy and Astrophysics 462 (2): 769 - 776. doi : 10.1051/0004-6361:20066194 .
↑ ≪The Approved Names≫ . Union astronomica internacional. Archivado desde el original el 1 de febrero de 2018 . Consultado el 16 de diciembre de 2015 .
↑ ^a ^b ^c F. Pepe, A.C.M. Correia, M. Mayor , O. Tamuz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, J. Couetdic, J. Laskar, C. Lovis, D. Naef, D. Queloz , N. C. Santos, J.-P. Sivan, D. Sosnowska, and S. Udry . ≪μ Ara, a system with four planets≫ . arXiv.
↑ ^a ^b ^c N.C. Santos, F. Bouchy, M. Mayor , F. Pepe, D. Queloz , S. Udry , C. Lovis, M. Bazot, W. Benz, J.-L. Bertaux, G. Lo Curto, X. Delfosse, C. Mordasini, D. Naef, J.-P. Sivan, and S. Vauclair. ≪A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae≫ . arXiv.
↑ ^a ^b I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2005). ≪Birth and fate of hot-Neptune planets≫. arXiv : 0512091v1 [ astro-ph ] .
↑ H. Lammer et al. (2007). ≪The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters≫ . Geophysical Research Abstracts 9 (07850). Aqui, el subjoviano a 0,09 UA se denomina "HD160691d".

Enlaces externos [ editar ]

Datos: Q931620

[pepe07-1] ↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Pepe, F.; Correia, A. C. M.; Mayor, M.; Tamuz, O.; Couetdic, J.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Laskar, J.; Lovis, C.; Naef, D.; Queloz, D.; Santos, N. C.; Sivan, J.-P.; Sosnowska, D.; Udry, S. (2007). ≪The HARPS search for southern extra-solar planets. VIII. μ Arae, a system with four planets≫ . Astronomy and Astrophysics 462 (2): 769 - 776. doi : 10.1051/0004-6361:20066194 .

[eemNameexoworlds-2] ≪The Approved Names≫ . Union astronomica internacional. Archivado desde el original el 1 de febrero de 2018 . Consultado el 16 de diciembre de 2015 .

[harps2-3] F. Pepe, A.C.M. Correia, M. Mayor , O. Tamuz, W. Benz, J.-L. Bertaux, F. Bouchy, J. Couetdic, J. Laskar, C. Lovis, D. Naef, D. Queloz , N. C. Santos, J.-P. Sivan, D. Sosnowska, and S. Udry . ≪μ Ara, a system with four planets≫ . arXiv.

[harps-4] N.C. Santos, F. Bouchy, M. Mayor , F. Pepe, D. Queloz , S. Udry , C. Lovis, M. Bazot, W. Benz, J.-L. Bertaux, G. Lo Curto, X. Delfosse, C. Mordasini, D. Naef, J.-P. Sivan, and S. Vauclair. ≪A 14 Earth-masses exoplanet around μ Arae≫ . arXiv.

[baraffe-5] I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2005). ≪Birth and fate of hot-Neptune planets≫. arXiv : 0512091v1 [ astro-ph ] .

[6] H. Lammer et al. (2007). ≪The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters≫ . Geophysical Research Abstracts 9 (07850). Aqui, el subjoviano a 0,09 UA se denomina "HD160691d".

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