Diferencia entre revisiones de «55 Cancri e»

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{{Artículo bueno}}
{{Artículo bueno}}
{{Planetbox begin
{{Ficha de cuerpo celeste
| name = 55 Cancri e
<!-- Encabezado -->
}}
|nombre = 55 Cancri e
{{Planetbox image
|imagen = Newneptune nasa big.jpg
| image = [[Archivo:Newneptune nasa big.jpg|300px]]
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|leyenda_imagen = Representación artística de 55 Cancri e.
| caption = Representación artística de 55 Cancri e.
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<!-- Descubrimiento -->
{{Planetbox star
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| star = [[55 Cancri|55 Cancri A]]
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| constell = [[Cáncer (constelación)|Cáncer]]
|método_detección = [[Velocidad radial]]
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| DEC = {{DEC|+28|19|51}}
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| dist_ly= 40,3 ± 0,4
|nombre_provisional = Rho<sup>1</sup>&nbsp;Cancri&nbsp;e, HD 75732 e
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| class = G8V
<!-- Estrella madre -->
| mass = 0,95 ± 0,10
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| radius = 1,152 ± 0,035
|constelación = [[Cáncer (constelación)|Cáncer]]
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| metallicity = 0,9
|DEC = {{DEC|+28|19|51}}
| age = 7,4–8,7
|distancia_estelar = 40,3 ± 0,4&nbsp;[[Año luz|años luz]], (12,3 ± 0,1&nbsp;[[Parsec|pc]])
}}
|tipo_espectral = G8V
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<!-- Elementos orbitales -->
| semimajor_gm = 2,333
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| periastron_gm = 1,94
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| eccentricity = 0,17 ± 0,04<ref name="rebekah10" />
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| t_peri = 2.449.999,83643 ± 0,0001<ref name="fischer08">{{cita publicación|url=http://arxiv.org/abs/0712.3917 |publicación= Astrophysics |título=Five Planets Orbiting 55 Cancri| autor=Fischer, D. A. ''et al.''| fecha=23-12-2007 |fechaaceso=2008-09-17}}</ref>
|periodo_orbital_sinódico =
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<!-- Características físicas -->
|masa = 0,0260 ± 0,0010<ref name="rebekah10" /> [[Júpiter (planeta)|''M''<sub>Júpiter (min)</sub>]]<br />8,3 ± 0,3 [[Tierra|''M''<sub>Tierra (min)</sub>]]
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<!-- Características atmosféricas -->
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<!-- anterior y siguiente -->
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<!-- Fin de Tabla -->
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}}
{{Planetbox character

| minimum_mass = 0,0260 ± 0,0010<ref name="rebekah10" />
| minimum_mass_earth = 8,3 ± 0,3
}}
{{Planetbox discovery
| discovery_date = [[30 de agosto]] de [[2004]]
| discoverers = [[Barbara McArthur|McArthur]] et al.
| discovery_site= [[Texas]], [[Estados Unidos]]
| discovery_method = [[Velocidad radial]]
| discovery_status = Publicado
}}
{{Planetbox catalog
| names = Rho<sup>1</sup>&nbsp;Cancri&nbsp;e, HD 75732 e
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{{Planetbox reference
| star = 55+Cnc
| planet = e
}}
{{Planetbox end}}
'''55 Cancri e''' es un [[planeta extrasolar]] que posee una [[masa]] similar a la de [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] y orbita la [[estrella]] [[gemela solar]] [[55 Cancri|55 Cancri A]], ubicada aproximadamente a 41 [[año luz|años luz]] de la [[Tierra]], en la [[constelación]] de [[Cáncer (constelación)|Cáncer]]. El planeta es el más cercano a su estrella dentro de su [[sistema planetario]] del cual se tenga conocimiento, y requiere menos de tres [[día]]s para completar su [[órbita]]. 55 Cancri e fue descubierto el [[30 de agosto]] de [[2004]] mediante el estudio de la [[velocidad radial]] de 55 Cancri A.
'''55 Cancri e''' es un [[planeta extrasolar]] que posee una [[masa]] similar a la de [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] y orbita la [[estrella]] [[gemela solar]] [[55 Cancri|55 Cancri A]], ubicada aproximadamente a 41 [[año luz|años luz]] de la [[Tierra]], en la [[constelación]] de [[Cáncer (constelación)|Cáncer]]. El planeta es el más cercano a su estrella dentro de su [[sistema planetario]] del cual se tenga conocimiento, y requiere menos de tres [[día]]s para completar su [[órbita]]. 55 Cancri e fue descubierto el [[30 de agosto]] de [[2004]] mediante el estudio de la [[velocidad radial]] de 55 Cancri A.


== Descubrimiento ==
== Descubrimiento ==
Al igual que la mayoría de los planetas extrasolares conocidos, el descubrimiento de 55 Cancri e se realizó mediante el estudio de las variaciones en la velocidad radial de su estrella. Dicho análisis se logró a través de mediciones delicadas del [[efecto Doppler]] del [[espectro de frecuencia|espectro]] de 55 Cancri A. Al momento de su descubrimiento, se conocía la existencia de otros planetas en órbita alrededor de la estrella. Tras tomar en cuenta a estos planetas, aún permanecía una señal de unos 2,8 días que podía quedar explicada por la existencia de un planeta de al menos 14,2 veces la masa de la [[Tierra]], en una órbita muy próxima.<ref name="mcarthur">{{cita publicación|url=http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0408585|autor=McArthur, B. et al.|título=Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ<sup>1</sup> Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope|revista=[[The Astrophysical Journal]]|volumen=614|año=2004|páginas=L81 – L84|doi=10.1086/425561|fechaaceso=29-09-2008}}</ref> Las mismas mediciones se utilizaron para confirmar la existencia de [[55 Cancri c]], de la cual no se tenía certeza hasta entonces.
Al igual que la mayoría de los planetas extrasolares conocidos, el descubrimiento de 55 Cancri e se realizó mediante el estudio de las variaciones en la velocidad radial de su estrella. Dicho análisis se logró a través de mediciones delicadas del [[efecto Doppler]] del [[espectro de frecuencia|espectro]] de 55 Cancri A. Al momento de su descubrimiento, se conocía la existencia de otros planetas en órbita alrededor de la estrella. Tras tomar en cuenta a estos planetas, aún permanecía una señal de unos 2,8 días que podía quedar explicada por la existencia de un planeta de al menos 14,2 veces la masa de la [[Tierra]], en una órbita muy próxima.<ref name="mcarthur">{{cita publicación|url=http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0408585|autor=McArthur, B. et al.|título=Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ<sup>1</sup> Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope|revista=[[The Astrophysical Journal]]|volumen=614|año=2004|páginas=L81 – L84|doi=10.1086/425561 |fechaaceso= 29-09-2008}}</ref> Las mismas mediciones se utilizaron para confirmar la existencia de [[55 Cancri c]], de la cual no se tenía certeza hasta entonces.


55 Cancri e fue uno de los primeros planetas extrasolares descubiertos con una masa comparable a la de Neptuno. Otro "Neptuno caliente" fue anunciado al mismo tiempo que 55 Cancri e: [[Gliese 436 b]], que orbita la estrella [[enana roja]] [[Gliese 436]].
55 Cancri e fue uno de los primeros planetas extrasolares descubiertos con una masa comparable a la de Neptuno. Otro "Neptuno caliente" fue anunciado al mismo tiempo que 55 Cancri e: [[Gliese 436 b]], que orbita la estrella [[enana roja]] [[Gliese 436]].


=== Disputa ===
=== Disputa ===
En 2005, [[Jack Wisdom]] disputó la existencia del planeta e luego del reanálisis de los datos.<ref>{{cita publicación|url=http://swiss.csail.mit.edu/users/wisdom/planet.ps|formato=[[PostScript]]|revista=[[The Astrophysical Journal]] Letters (submitted)|autor=Wisdom, J.|título=Evidence of a Neptune-Sized Planet in the ρ<sup>1</sup> Cancri System|año=2005}}</ref> Según el científico, en lugar del planeta con órbita de 2,8 días había uno de masa similar a la de Neptuno con una período orbitatorio de 261 días. En 2007, [[Debra Fisher]] y sus colegas de la [[San Francisco State University]] publicaron un nuevo análisis<ref>{{cita web|url=http://www.sciam.com/article.cfm?id=fifth-planet-around-star|título=Record Fifth Planet Discovered Around Distant Star|fechaacceso=29-09-2008|autor=Minkel, J. R.|fecha=6-11-2007|editorial=[[Scientific American]]|idioma=inglés}}</ref> donde se señala la existencia de ''ambos'' planetas; en consecuencia, el planeta con órbita de 260 días fue designado [[55 Cancri f]].
En 2005, [[Jack Wisdom]] disputó la existencia del planeta e luego del reanálisis de los datos.<ref>{{cita publicación|url=http://swiss.csail.mit.edu/users/wisdom/planet.ps|formato=[[PostScript]]|revista=[[The Astrophysical Journal]] Letters (submitted)|autor=Wisdom, J.|título=Evidence of a Neptune-Sized Planet in the ρ<sup>1</sup> Cancri System|año=2005}}</ref> Según el científico, en lugar del planeta con órbita de 2,8 días había uno de masa similar a la de Neptuno con una período orbitatorio de 261 días. En 2007, [[Debra Fisher]] y sus colegas de la [[San Francisco State University]] publicaron un nuevo análisis<ref>{{cita web |url= http://www.sciam.com/article.cfm?id=fifth-planet-around-star|título= Record Fifth Planet Discovered Around Distant Star |fechaacceso= 29-09-2008 |autor= Minkel, J. R. |fecha= 6-11-2007 |editorial= [[Scientific American]] |idioma= inglés}}</ref> donde se señala la existencia de ''ambos'' planetas; en consecuencia, el planeta con órbita de 260 días fue designado [[55 Cancri f]].


== Órbita y masa ==
== Órbita y masa ==
55 Cancri e está ubicado en una órbita muy próxima a su estrella, unas 0,03 [[unidad astronómica|UA]],<ref name=lucas>{{cite arXiv|title=Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and tau Boo|author=P.W.Lucas ''et al.''|eprint=0807.2568v1|year=2007|class=astro-ph|accessdate=29-09-2008}}</ref> la cual le lleva menos de tres días para completar. También se sitúa dentro de la categoría de "[[Neptuno caliente|Neptunos calientes]]" (planetas similares a Neptuno en cuanto a masa, pero situados a una distancia de su estrella menor a la que existe entre [[Mercurio (planeta)|Mercurio]] y el [[Sol]]).
55 Cancri e está ubicado en una órbita muy próxima a su estrella, unas 0,03 [[unidad astronómica|UA]],<ref name=lucas>{{cite arXiv | title=Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and tau Boo | author=P.W.Lucas ''et al.'' | eprint=0807.2568v1 | year=2007 | class=astro-ph |accessdate= 29-09-2008}}</ref> la cual le lleva menos de tres días para completar. También se sitúa dentro de la categoría de "[[Neptuno caliente|Neptunos calientes]]" (planetas similares a Neptuno en cuanto a masa, pero situados a una distancia de su estrella menor a la que existe entre [[Mercurio (planeta)|Mercurio]] y el [[Sol]]).


Debido a las limitaciones inherentes al método de velocidad radial empleado para detectar la existencia de 55 Cancri e, sólo puede obtenerse su [[masa mínima]], la cual es de aproximadamente 11 veces la de la Tierra, o el 60% de la masa de Neptuno. Las observaciones [[Astrometría|astrométricas]] realizadas mediante el [[Telescopio espacial Hubble]] indican que el planeta exterior [[55 Cancri d]] cuenta con una inclinación de 53° respecto del plano del cielo.<ref name="mcarthur" /> En caso de confirmarse dicha medición, y suponiendo que el sistema sea [[coplanaridad|coplanar]], la [[masa verdadera]] de 55 Cancri e sería un 25% mayor que su límite inferior, es decir de unas 0,8 veces la masa de Neptuno.
Debido a las limitaciones inherentes al método de velocidad radial empleado para detectar la existencia de 55 Cancri e, sólo puede obtenerse su [[masa mínima]], la cual es de aproximadamente 11 veces la de la Tierra, o el 60% de la masa de Neptuno. Las observaciones [[Astrometría|astrométricas]] realizadas mediante el [[Telescopio espacial Hubble]] indican que el planeta exterior [[55 Cancri d]] cuenta con una inclinación de 53° respecto del plano del cielo.<ref name="mcarthur" /> En caso de confirmarse dicha medición, y suponiendo que el sistema sea [[coplanaridad|coplanar]], la [[masa verdadera]] de 55 Cancri e sería un 25% mayor que su límite inferior, es decir de unas 0,8 veces la masa de Neptuno.
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Puesto que el planeta sólo ha podido detectarse indirectamente, a través de la influencia [[gravedad|gravitacional]] sobre 55 Cancri A, se desconocen con exactitud propiedades tales como su [[Radio (geometría)|radio]] y [[albedo]], aunque se sabe que su radio menor a 1,2 veces el de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. En caso de que su radio fuera 0,8 veces el de Júpiter, su albedo sería bajo (un albedo aceptable aumenta a medida que el modelo de radio de un planeta disminuye). Se teoriza que 55 Cancri e recibe más radiación que [[Gliese 436 b]] y se espera que sea similar en cuanto a tamaño.<ref name=lucas />
Puesto que el planeta sólo ha podido detectarse indirectamente, a través de la influencia [[gravedad|gravitacional]] sobre 55 Cancri A, se desconocen con exactitud propiedades tales como su [[Radio (geometría)|radio]] y [[albedo]], aunque se sabe que su radio menor a 1,2 veces el de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]]. En caso de que su radio fuera 0,8 veces el de Júpiter, su albedo sería bajo (un albedo aceptable aumenta a medida que el modelo de radio de un planeta disminuye). Se teoriza que 55 Cancri e recibe más radiación que [[Gliese 436 b]] y se espera que sea similar en cuanto a tamaño.<ref name=lucas />


Se ignora si se trata de un pequeño [[gigante gaseoso]] como Neptuno o de un gran [[planeta terrestre]]. Al carecerse de un cálculo del tamaño y aparicencia del planeta, tampoco pueden conocerse datos como su composición y [[temperatura]]. Además, los modelos propuestos para la formación de planetas similares elaborados durante el estudio de [[Mu Arae c]] (aquellos Neptunos calientes con período orbital corto y baja masa), no se aplican a uno tan próximo a su estrella.<ref>{{cite arXiv|title=Birth and fate of hot-Neptune planets|author=I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz|journal=Astronomy & Astrophysics|class=astro-ph|year=2008|eprint=astro-ph/0512091|accessdate=29-09-2008}}</ref> Los planetas terrestres de gran tamaño podrían estar formados por materiales compactados debido a la [[migración planetaria|migración]] hacia el interior de los gigantes gaseosos del sistema.<ref>{{cita publicación|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005A%26A...441..791F&db_key=AST&nosetcookie=1|autor=Fogg, M., Nelson, R.|título=Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration|revista=[[Astronomy and Astrophysics]]|volumen=441|número=2|páginas=791 – 806|año=2005|doi=10.1051/0004-6361:20053453|fechaaceso=29-09-2008}}</ref>
Se ignora si se trata de un pequeño [[gigante gaseoso]] como Neptuno o de un gran [[planeta terrestre]]. Al carecerse de un cálculo del tamaño y aparicencia del planeta, tampoco pueden conocerse datos como su composición y [[temperatura]]. Además, los modelos propuestos para la formación de planetas similares elaborados durante el estudio de [[Mu Arae c]] (aquellos Neptunos calientes con período orbital corto y baja masa), no se aplican a uno tan próximo a su estrella.<ref>{{cite arXiv | title=Birth and fate of hot-Neptune planets | author=I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz | journal=Astronomy & Astrophysics |class=astro-ph | year=2008 |eprint=astro-ph/0512091 |accessdate= 29-09-2008}}</ref> Los planetas terrestres de gran tamaño podrían estar formados por materiales compactados debido a la [[migración planetaria|migración]] hacia el interior de los gigantes gaseosos del sistema.<ref>{{cita publicación|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005A%26A...441..791F&db_key=AST&nosetcookie=1|autor=Fogg, M., Nelson, R.|título=Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration|revista=[[Astronomy and Astrophysics]]|volumen=441|número=2|páginas=791 – 806|año=2005|doi=10.1051/0004-6361:20053453 |fechaaceso= 29-09-2008}}</ref>


Anteriormente se creía que 55 Cancri e podría haber sido el [[Núcleo (geología)|núcleo]] de un gigante gaseoso que fue impulsado hacia su estrella antes que tuviese tiempo suficiente para acumular una cobertura gaseosa importante;<ref name="mcarthur" /> sin embargo, esta alternativa fue descartada en 2004, tras comprobarse que un gigante gaseoso puede sobrevivir durante largos períodos dentro de la región interna de un sistema planetario.<ref>{{cita publicación|url=http://www.citebase.org/cgi-bin/citations?id=oai:arXiv.org:astro-ph/0404264|autor=Bouchy, F. et al.|título=Two new "very hot Jupiters" among the OGLE transiting candidates|revista=[[Astronomy and Astrophysics]]|volumen=421|año=2004|páginas=L13 – L16|doi=10.1051/0004-6361:20040170|fechaaceso=29-09-2008}}</ref> No obstante, la estrella podría haber eliminado las capa de sustancias [[Volatilidad (química)|volátiles]] que la envolvía, por medio de su [[eyección de masa coronal]].<ref>{{cita publicación|revista=Geophysical Research Abstracts|volumen=9|número=07850|año=2007|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU2007/07850/EGU2007-J-07850.pdf?PHPSESSID=1eb3a7a98603083dda25d18001ea2a33|título=The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters|autor=H. Lammer ''et al.''|fechaaceso=29-09-2008}}</ref> Siguiendo dicho modelo (que también se propuso para [[Gliese 876 d]]), la composición original habría sido más rica en sustancias volátiles, tales como el [[agua]]. Al aproximarse, el planeta habría hervido a manera de un [[océano]] de agua [[presión|presurizado]] (en forma de [[fluido supercrítico]]) que se separaría del núcleo de [[silicato]] mediante una capa de [[hielo]] perpetuo mantenido en dicho estado por las presiones elevadas del interior del planeta. Este planeta tendría una [[atmósfera]] que incluiría [[vapor de agua]] y [[oxígeno]] libre, producidos por la ruptura de las moléculas de agua provocada por la [[radiación ultravioleta]].<ref>{{cita publicación|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005ApJ...631L..85Z&db_key=AST&nosetcookie=1|autor=Zhou, J.-L. et al.|título=Origin and Ubiquity of Short-Period Earth-like Planets: Evidence for the Sequential Accretion Theory of Planet Formation|revista=[[The Astrophysical Journal]]|volumen=631|número=1|páginas=L85–L88|año=2005|doi=10.1086/497094|fechaaceso=29-09-2008}}</ref>
Anteriormente se creía que 55 Cancri e podría haber sido el [[Núcleo (geología)|núcleo]] de un gigante gaseoso que fue impulsado hacia su estrella antes que tuviese tiempo suficiente para acumular una cobertura gaseosa importante;<ref name="mcarthur" /> sin embargo, esta alternativa fue descartada en 2004, tras comprobarse que un gigante gaseoso puede sobrevivir durante largos períodos dentro de la región interna de un sistema planetario.<ref>{{cita publicación|url=http://www.citebase.org/cgi-bin/citations?id=oai:arXiv.org:astro-ph/0404264|autor=Bouchy, F. et al.|título=Two new "very hot Jupiters" among the OGLE transiting candidates|revista=[[Astronomy and Astrophysics]]|volumen=421|año=2004|páginas=L13 – L16|doi=10.1051/0004-6361:20040170 |fechaaceso= 29-09-2008}}</ref> No obstante, la estrella podría haber eliminado las capa de sustancias [[Volatilidad (química)|volátiles]] que la envolvía, por medio de su [[eyección de masa coronal]].<ref>{{cita publicación| revista=Geophysical Research Abstracts | volumen=9| número=07850 |año=2007 | url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU2007/07850/EGU2007-J-07850.pdf?PHPSESSID=1eb3a7a98603083dda25d18001ea2a33 | título=The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters |autor=H. Lammer ''et al.'' |fechaaceso= 29-09-2008}}</ref> Siguiendo dicho modelo (que también se propuso para [[Gliese 876 d]]), la composición original habría sido más rica en sustancias volátiles, tales como el [[agua]]. Al aproximarse, el planeta habría hervido a manera de un [[océano]] de agua [[presión|presurizado]] (en forma de [[fluido supercrítico]]) que se separaría del núcleo de [[silicato]] mediante una capa de [[hielo]] perpetuo mantenido en dicho estado por las presiones elevadas del interior del planeta. Este planeta tendría una [[atmósfera]] que incluiría [[vapor de agua]] y [[oxígeno]] libre, producidos por la ruptura de las moléculas de agua provocada por la [[radiación ultravioleta]].<ref>{{cita publicación|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005ApJ...631L..85Z&db_key=AST&nosetcookie=1|autor=Zhou, J.-L. et al.|título=Origin and Ubiquity of Short-Period Earth-like Planets: Evidence for the Sequential Accretion Theory of Planet Formation|revista=[[The Astrophysical Journal]]|volumen=631|número=1|páginas=L85–L88|año=2005|doi=10.1086/497094 |fechaaceso= 29-09-2008}}</ref>


Es necesaria más información acerca del radio y la composición del planeta para poder distinguir entre ambos modelos. Desafortunadamente, es probable que el planeta no [[Tránsito astronómico|transite]] su estrella, lo cual impide obtener dicha información a través de nuestras capacidades de observación actuales.
Es necesaria más información acerca del radio y la composición del planeta para poder distinguir entre ambos modelos. Desafortunadamente, es probable que el planeta no [[Tránsito astronómico|transite]] su estrella, lo cual impide obtener dicha información a través de nuestras capacidades de observación actuales.
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== Referencias ==
== Referencias ==
{{listaref}}
{{listaref}}
* [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=55+Cnc+e] Datos de [[SIMBAD]].
* [http://exoplanet.eu/planet.php?p1=55+Cnc&p2=e] Datos de [[La Enciclopedia de los Planetas Extrasolares|Enciclopedia de los Planetas Extrasolares]].


== Véase también ==
== Véase también ==
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;Videos
;Videos
* [http://es.youtube.com/watch?v=Um4Vm2Jb4uE Descubren quinto planeta en sistema extrasolar] (en [[idioma español|español]])
* [http://es.youtube.com/watch?v=Um4Vm2Jb4uE Descubren quinto planeta en sistema extrasolar] (en [[idioma español|español]])

{{bueno|en}}


[[Categoría:Constelación de Cáncer]]
[[Categoría:Constelación de Cáncer]]
Línea 123: Línea 104:
[[Categoría:Planetas extrasolares descubiertos en 2004]]
[[Categoría:Planetas extrasolares descubiertos en 2004]]
[[Categoría:Súper-Tierras]]
[[Categoría:Súper-Tierras]]

{{bueno|en}}


[[ca:55 Cancri e]]
[[ca:55 Cancri e]]

Revisión del 13:49 13 jul 2010

Plantilla:Planetbox begin Plantilla:Planetbox image Plantilla:Planetbox star Plantilla:Planetbox orbit Plantilla:Planetbox character Plantilla:Planetbox discovery Plantilla:Planetbox catalog Plantilla:Planetbox reference Plantilla:Planetbox end 55 Cancri e es un planeta extrasolar que posee una masa similar a la de Neptuno y orbita la estrella gemela solar 55 Cancri A, ubicada aproximadamente a 41 años luz de la Tierra, en la constelación de Cáncer. El planeta es el más cercano a su estrella dentro de su sistema planetario del cual se tenga conocimiento, y requiere menos de tres días para completar su órbita. 55 Cancri e fue descubierto el 30 de agosto de 2004 mediante el estudio de la velocidad radial de 55 Cancri A.

Descubrimiento

Al igual que la mayoría de los planetas extrasolares conocidos, el descubrimiento de 55 Cancri e se realizó mediante el estudio de las variaciones en la velocidad radial de su estrella. Dicho análisis se logró a través de mediciones delicadas del efecto Doppler del espectro de 55 Cancri A. Al momento de su descubrimiento, se conocía la existencia de otros planetas en órbita alrededor de la estrella. Tras tomar en cuenta a estos planetas, aún permanecía una señal de unos 2,8 días que podía quedar explicada por la existencia de un planeta de al menos 14,2 veces la masa de la Tierra, en una órbita muy próxima.[1]​ Las mismas mediciones se utilizaron para confirmar la existencia de 55 Cancri c, de la cual no se tenía certeza hasta entonces.

55 Cancri e fue uno de los primeros planetas extrasolares descubiertos con una masa comparable a la de Neptuno. Otro "Neptuno caliente" fue anunciado al mismo tiempo que 55 Cancri e: Gliese 436 b, que orbita la estrella enana roja Gliese 436.

Disputa

En 2005, Jack Wisdom disputó la existencia del planeta e luego del reanálisis de los datos.[2]​ Según el científico, en lugar del planeta con órbita de 2,8 días había uno de masa similar a la de Neptuno con una período orbitatorio de 261 días. En 2007, Debra Fisher y sus colegas de la San Francisco State University publicaron un nuevo análisis[3]​ donde se señala la existencia de ambos planetas; en consecuencia, el planeta con órbita de 260 días fue designado 55 Cancri f.

Órbita y masa

55 Cancri e está ubicado en una órbita muy próxima a su estrella, unas 0,03 UA,[4]​ la cual le lleva menos de tres días para completar. También se sitúa dentro de la categoría de "Neptunos calientes" (planetas similares a Neptuno en cuanto a masa, pero situados a una distancia de su estrella menor a la que existe entre Mercurio y el Sol).

Debido a las limitaciones inherentes al método de velocidad radial empleado para detectar la existencia de 55 Cancri e, sólo puede obtenerse su masa mínima, la cual es de aproximadamente 11 veces la de la Tierra, o el 60% de la masa de Neptuno. Las observaciones astrométricas realizadas mediante el Telescopio espacial Hubble indican que el planeta exterior 55 Cancri d cuenta con una inclinación de 53° respecto del plano del cielo.[1]​ En caso de confirmarse dicha medición, y suponiendo que el sistema sea coplanar, la masa verdadera de 55 Cancri e sería un 25% mayor que su límite inferior, es decir de unas 0,8 veces la masa de Neptuno.

Características

Puesto que el planeta sólo ha podido detectarse indirectamente, a través de la influencia gravitacional sobre 55 Cancri A, se desconocen con exactitud propiedades tales como su radio y albedo, aunque se sabe que su radio menor a 1,2 veces el de Júpiter. En caso de que su radio fuera 0,8 veces el de Júpiter, su albedo sería bajo (un albedo aceptable aumenta a medida que el modelo de radio de un planeta disminuye). Se teoriza que 55 Cancri e recibe más radiación que Gliese 436 b y se espera que sea similar en cuanto a tamaño.[4]​

Se ignora si se trata de un pequeño gigante gaseoso como Neptuno o de un gran planeta terrestre. Al carecerse de un cálculo del tamaño y aparicencia del planeta, tampoco pueden conocerse datos como su composición y temperatura. Además, los modelos propuestos para la formación de planetas similares elaborados durante el estudio de Mu Arae c (aquellos Neptunos calientes con período orbital corto y baja masa), no se aplican a uno tan próximo a su estrella.[5]​ Los planetas terrestres de gran tamaño podrían estar formados por materiales compactados debido a la migración hacia el interior de los gigantes gaseosos del sistema.[6]​

Anteriormente se creía que 55 Cancri e podría haber sido el núcleo de un gigante gaseoso que fue impulsado hacia su estrella antes que tuviese tiempo suficiente para acumular una cobertura gaseosa importante;[1]​ sin embargo, esta alternativa fue descartada en 2004, tras comprobarse que un gigante gaseoso puede sobrevivir durante largos períodos dentro de la región interna de un sistema planetario.[7]​ No obstante, la estrella podría haber eliminado las capa de sustancias volátiles que la envolvía, por medio de su eyección de masa coronal.[8]​ Siguiendo dicho modelo (que también se propuso para Gliese 876 d), la composición original habría sido más rica en sustancias volátiles, tales como el agua. Al aproximarse, el planeta habría hervido a manera de un océano de agua presurizado (en forma de fluido supercrítico) que se separaría del núcleo de silicato mediante una capa de hielo perpetuo mantenido en dicho estado por las presiones elevadas del interior del planeta. Este planeta tendría una atmósfera que incluiría vapor de agua y oxígeno libre, producidos por la ruptura de las moléculas de agua provocada por la radiación ultravioleta.[9]​

Es necesaria más información acerca del radio y la composición del planeta para poder distinguir entre ambos modelos. Desafortunadamente, es probable que el planeta no transite su estrella, lo cual impide obtener dicha información a través de nuestras capacidades de observación actuales.

Referencias

  1. ↑ a b c McArthur, B. et al. (2004). «Detection of a NEPTUNE-mass planet in the ρ1 Cnc system using the Hobby-Eberly Telescope». The Astrophysical Journal 614: L81 - L84. doi:10.1086/425561.  Parámetro desconocido |fechaaceso= ignorado (se sugiere |fechaacceso=) (ayuda)
  2. ↑ Wisdom, J. (2005). «Evidence of a Neptune-Sized Planet in the ρ1 Cancri System» (PostScript). The Astrophysical Journal Letters (submitted). 
  3. ↑ Minkel, J. R. (6-11-2007). «Record Fifth Planet Discovered Around Distant Star» (en inglés). Scientific American. Consultado el 29 de septiembre de 2008. 
  4. ↑ a b P.W.Lucas et al. (2007). «Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and tau Boo». arXiv:0807.2568v1  [astro-ph]. 
  5. ↑ I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2008). «Birth and fate of hot-Neptune planets». arXiv:astro-ph/0512091  [astro-ph]. 
  6. ↑ Fogg, M., Nelson, R. (2005). «Oligarchic and giant impact growth of terrestrial planets in the presence of gas giant planet migration». Astronomy and Astrophysics 441 (2): 791 - 806. doi:10.1051/0004-6361:20053453.  Parámetro desconocido |fechaaceso= ignorado (se sugiere |fechaacceso=) (ayuda)
  7. ↑ Bouchy, F. et al. (2004). «Two new "very hot Jupiters" among the OGLE transiting candidates». Astronomy and Astrophysics 421: L13 - L16. doi:10.1051/0004-6361:20040170.  Parámetro desconocido |fechaaceso= ignorado (se sugiere |fechaacceso=) (ayuda)
  8. ↑ H. Lammer et al. (2007). «The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters». Geophysical Research Abstracts 9 (07850).  Parámetro desconocido |fechaaceso= ignorado (se sugiere |fechaacceso=) (ayuda)
  9. ↑ Zhou, J.-L. et al. (2005). «Origin and Ubiquity of Short-Period Earth-like Planets: Evidence for the Sequential Accretion Theory of Planet Formation». The Astrophysical Journal 631 (1): L85-L88. doi:10.1086/497094.  Parámetro desconocido |fechaaceso= ignorado (se sugiere |fechaacceso=) (ayuda)

Véase también

Enlaces externos

Videos
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