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Upsilon Andromedae b

Artículo bueno
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Saffar

Interpretación artística de Saffar y Titawin.
Descubrimiento
Descubridor Marcy et al. en Bandera de Estados Unidos Estados Unidos
Fecha 23 de junio de 1996
Método de detección Velocidad radial
Nombre provisional 50 Andromedae b, Upsilon Andromedae Ab
Categoría planeta extrasolar no confirmado
Estado Publicado
Estrella madre
Orbita a Upsilon Andromedae
Constelación Andrómeda
Ascensión recta (α) 01 h 36 m 47,8 s
Declinación (δ) +41°24′20″
Distancia estelar 43,9 años luz, (13,5 pc)
Tipo espectral F8V
Edad 3.300 Gy.
Elementos orbitales
Inclinación > 30°
Argumento del periastro 0 grado sexagesimal
Semieje mayor 0,0595 ± 0,0034 UA
Excentricidad 0,023 ± 0,018
Elementos orbitales derivados
Semi-amplitud 69,8 ± 1,5 m/s
Distancia angular 4,38 msa
Período orbital sideral 4,617113 ± 0,000082 días
Longitud perihelio 63,4°
Último perihelio 245180264±071 DJ
Características físicas
Masa 0,687-1,37 MJúpiter
Características atmosféricas
Temperatura ~150 a ~1800 K
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Saffar, en ocasiones llamado Upsilon Andromedae Ab para distinguirlo de la estrella Upsilon Andromedae B, es un planeta extrasolar situado a unos 44 años luz de la Tierra, en la constelación de Andrómeda, aproximadamente a 10 grados de la galaxia de Andrómeda. El planeta requiere de casi cinco días para orbitar la estrella binaria compuesta por Titawin (una gemela solar) y Titawin B (una enana roja).

Descubierto en junio en 1996 por Geoffrey Marcy y R. Paul Butler, se convirtió en uno de los primeros jupíteres calientes hallados. Saffar es el planeta con órbita más próxima a su estrella en su sistema planetario, seguido por Samh y Majriti.

Descubrimiento

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Al igual que la mayoría de los planetas extrasolares conocidos, la existencia de Saffar quedó manifiesta debido a las variaciones en la velocidad radial de su estrella provocadas por la gravedad del planeta. Las variaciones se detectaron mediante un delicado análisis del efecto Doppler del espectro de Titawin. En enero de 1997 se anunció su descubrimiento, junto con el de Galileo y el planeta que orbita Tau Bootis.[1]​

Como Dimidio, el primer planeta extrasolar que se descubrió orbitando una estrella común, Saffar gira muy cerca de su estrella, incluso a una distancia mucho más próxima que Mercurio respecto de nuestro Sol. El planeta utiliza 4,617 días en completar su órbita y cuenta con un semieje mayor de 0,0595 ua (9 millones de kilómetros, equivalente a casi 100 veces menor que la distancia entre Júpiter y el Sol).[2]​[3]​

Una limitación inherente al método de velocidad radial empleado para detectar Saffar es que únicamente puede hallarse el límite inferior de la masa planetaria; en el caso de Saffar, su límite inferior es del 68,7 % la masa de Júpiter, aunque la masa verdadera podría ser mucho mayor, dependiendo de la inclinación orbital. No obstante, los astrónomos descubrieron recientemente que la inclinación del plano orbital es de >30° y que la masa verdadera ronda entre 0,687 y 1,37 la masa de Júpiter.[4]​ No se supone que exista coplanaridad, puesto que la inclinación mutua entre c y d es de 35 grados.[5]​

Nombre propio

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En julio de 2014 la Unión Astronómica Internacional puso en marcha el proyecto NameExoWorlds para dar nombres propios a ciertos exoplanetas y a sus estrellas anfitrionas.[6]​ El proceso implicó la nominación pública y votar por los nuevos nombres.[7]​ En diciembre de 2015, la UAI anunció que el nombre ganador para este planeta era «Saffar».[8]​ El nombre ganador fue presentado por el Club Astronómico Vega de Marruecos y honra al astrónomo del siglo XI Ibn al-Saffar de la España musulmana.[9]​

Características

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Dada su gran masa planetaria, es probable que Saffar (al igual que los otros dos planetas que conforman el sistema planetario) sea un gigante gaseoso sin superficie sólida, con un núcleo rocoso. Debido a que el planeta solo ha podido detectarse en forma indirecta, se desconocen características tales como su radio y composición.

El telescopio espacial Spitzer analizó la temperatura del planeta y encontró que la diferencia entre ambos hemisferios de Saffar es de unos 1400 grados Celsius, con variaciones de entre –20 a 230 grados y 1400 a 1650 grados Celsius.[10]​ La diferencia en cuanto a temperatura ha llevado a especular que Saffar tiene su marea acoplada, con el mismo hemisferio siempre de cara a Titawin.[11]​

Órbita de ipsilon Andromedae b.

Trabajando sobre el supuesto de que el planeta es similar a Júpiter en cuanto a su composición y que su medio ambiente es cercano al equilibrio químico, el astrofísico David Sudarsky predijo que Saffar contaría con nubes de silicatos y hierro en la capa superior de su atmósfera.[12]​ El techo de nubes absorbería la radiación solar; entre este y el gas caliente y a gran presión que rodea el manto, existe una estratosfera de gases con temperaturas más templadas.[13]​ Se cree que la capa exterior de esa nube oscura, opaca y caliente estaría compuesta de óxido de titanio y vanadio (denominados "planetas pM"), aunque aún no pueden descartarse otros elementos como, por ejemplo, las tolinas.

Es poco probable que el planeta posea lunas de gran tamaño ya que las fuerzas de marea las expulsarían de su órbita o las destruirían en poco tiempo (tomando como escala comparativa la edad del sistema).[14]​

Planetpol considera que Saffar (al igual que Dimidio) es un firme candidato para el uso de imágenes directas.[15]​

Efectos sobre su estrella

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Aparentemente, Saffar sería responsable de un incremento en la actividad de la cromosfera en su estrella madre. Las observaciones indican que habría un "punto caliente" en el planeta a unos 169° sobre la base planetaria subyacente. Esto podría ser el resultado de la interacción de los campos magnéticos del planeta y de la estrella. El mecanismo podría ser similar al causante de la actividad de las estrellas variables RS Canum Venaticorum, o a la interacción existente entre Júpiter y su luna Ío.[16]​

Véase también

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Referencias

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  1. ↑ Butler, R. et al. (1997). «Three New 51 Pegasi-Type Planets». The Astrophysical Journal 474: L115-L118. doi:10.1086/310444.  (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última).
  2. ↑ Butler, R. et al. (2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal 646: 505-522. doi:10.1086/504701.  (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última). (versión web)
  3. ↑ «Upsilon Andromedae Solar System». Microsoft® Encarta Online Encyclopedia (en inglés). 2008. Archivado desde el original el 19 de mayo de 2008. Consultado el 4 de septiembre de 2008. 
  4. ↑ Benedict, George F.; McArthur, B. E.; Bean, J. L. (2007). «The υ Andromedae Planetary System - Hubble Space Telescope Astrometry and High-precision Radial Velocities». Bulletin of the American Astronomical Society 38: 185.  Announced American Astronomical Society Meeting 210, #78.02
  5. ↑ McArthur, B., Benedict, G. F., Bean, J., & Martioli, E. (2007). «Planet Masses in the ipsilon Andromadae system determined with the HST Fine Guidance Sensors». American Astronomical Society Meeting Abstracts 211. 
  6. ↑ NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars. IAU.org. 9 de julio de 2014.
  7. ↑ «NameExoWorlds The Process». Archivado desde el original el 15 de agosto de 2015. Consultado el 6 de agosto de 2017. 
  8. ↑ Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released, Unión Astronómica Internacional, 15 de diciembre de 2015.
  9. ↑ «NameExoWorlds The Approved Names». Archivado desde el original el 1 de febrero de 2018. Consultado el 6 de agosto de 2017. 
  10. ↑ Harrington, J.; Hansen, B. M.; Luszcz, S. H.; Seager, S.; Deming, D.; Menou, K.; Cho, J. Y.; Richardson, L. J. (27 de octubre de 2006). «The phase-dependent infrared brightness of the extrasolar planet upsilon Andromedae b». Science 314 (5799): 623-6. PMID 17038587. doi:10.1126/science.1133904. 
  11. ↑ NASA. «World Blisters Under the Sun» (en inglés). Consultado el 4 de septiembre de 2008.  (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última).
  12. ↑ Sudarsky, D. et al. (2003). «Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal 588 (2): 1121-1148. doi:10.1086/374331. 
  13. ↑ Ivan Hubeny, Adam Burrows (2008). «Spectrum and atmosphere models of irradiated transiting extrasolar giant planets». arXiv:0807.3588v1  [astro-ph]. 
  14. ↑ Barnes, J., O'Brien, D. (2002). «Stability of Satellites around Close-in Extrasolar Giant Planets». The Astrophysical Journal 575 (2): 1087-1093. doi:10.1086/341477. 
  15. ↑ Lucas, P. W. et al. (2007). «Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and tau Boo». arXiv:0807.2568v1  [astro-ph]. 
  16. ↑ Shkolnik, E. et al. (2005). «Hot Jupiters and Hot Spots: The Short- and Long-term Chromospheric Activity on Stars with Giant Planets». The Astrophysical Journal 622: 1075-1090. doi:10.1086/428037.  (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última).

Enlaces externos

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