Tau Boötis b - Tau Boötis b
 Impressão artística de Tau Boötis b orbitando perto de sua estrela-mãe.
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| Descoberta | |
|---|---|
| Descoberto por | Butler et al. |
| Site de descoberta | Universidade da Califórnia |
| Data de descoberta | 1996 |
| Espectroscopia Doppler | |
| Características orbitais | |
| 0,0481 AU | |
| Excentricidade | 0,023 ± 0,015 |
| 3,312463 ± 0,000014 d | |
| Inclinação | 44 |
| 2.446.957,81 ± 0,54 | |
| 188 | |
| Semi-amplitude | 461,1 |
| Estrela | Tau Boötis |
| Características físicas | |
| Massa | 5,5-6 M J |
| Temperatura | 1.700 K (1.430 ° C; 2.600 ° F) |
Tau Boötis b , ou mais precisamente Tau Boötis Ab , é um planeta extra-solar a aproximadamente 51 anos-luz de distância. O planeta e sua estrela hospedeira é um dos sistemas planetários selecionados pela União Astronômica Internacional como parte do NameExoWorlds , seu processo público para dar nomes próprios aos exoplanetas e sua estrela hospedeira (onde nenhum nome próprio já existe). O processo envolveu nomeação pública e votação para os novos nomes, e a IAU planejou anunciar os novos nomes em meados de dezembro de 2015. No entanto, a IAU anulou a votação, pois o nome vencedor foi considerado não conforme com as regras da IAU para nomear exoplanetas .
Descoberta
Descoberto em 1996, o planeta é um dos primeiros planetas extrasolares encontrados. Ele foi descoberto orbitando a estrela Tau Boo (HR 5185) por Paul Butler e sua equipe ( San Francisco Planet Search Project ) usando o método de velocidade radial de grande sucesso . Como a estrela é visualmente brilhante e o planeta é massivo, ela produz um sinal de velocidade muito forte de 469 ± 5 metros por segundo, o que foi rapidamente confirmado por Michel Mayor e Didier Queloz a partir de dados coletados ao longo de 15 anos. Posteriormente, foi confirmado também pela equipe AFOE Planet Search .
Órbita e massa
Tau Boötis b é bastante massivo, com uma massa mínima quatro vezes maior que a de Júpiter . Ele orbita a estrela em uma chamada "órbita da tocha", a uma distância da estrela menos de um sétimo da de Mercúrio do Sol . Uma revolução orbital leva apenas 3 dias e 7,5 horas para ser concluída. Como τ Boo é mais quente e maior que o Sol e a órbita do planeta é tão pequena, presume-se que seja quente. Assumindo que o planeta é perfeitamente cinza sem efeito estufa ou efeitos de maré , e um albedo de Bond de 0,1, a temperatura seria perto de 1600 K . Embora não tenha sido detectado diretamente, é certo que o planeta é um gigante gasoso . Como Tau Boötis b é mais massiva que a maioria dos " Júpiteres quentes " conhecidos , especulou-se que era originalmente uma anã marrom , uma estrela falida, que poderia ter perdido a maior parte de sua atmosfera com o calor de sua estrela companheira maior. No entanto, isso parece muito improvável. Ainda assim, tal processo foi realmente detectado no famoso planeta em trânsito HD 209458 b .
Em dezembro de 1999, um grupo liderado por AC Cameron anunciou que havia detectado luz refletida do planeta. Eles calcularam que a órbita do planeta tem uma inclinação de 29 ° e, portanto, a massa absoluta do planeta seria cerca de 8,5 vezes a de Júpiter. Eles também sugeriram que o planeta é de cor azul. Infelizmente, suas observações não puderam ser confirmadas e mais tarde foram provadas como falsas.
Uma estimativa melhor veio da suposição de um bloqueio de maré com a estrela, que gira a 40 graus; fixando a massa do planeta entre 6 e 7 massas de Júpiter. Em 2007, a detecção de campo magnético confirmou essa estimativa.
Em 2012, duas equipes distinguiram independentemente a velocidade radial do planeta da velocidade radial da estrela, observando o deslocamento das linhas espectrais do monóxido de carbono . Isso permitiu o cálculo da inclinação da órbita do planeta e, portanto, da massa do planeta. Uma equipa encontrada uma inclinação de 44,5 ± 1,5 graus e uma massa de 5,95 ± 0,28 M J . A outra equipa encontrada uma inclinação de 47 -6 7 e uma massa de 5,6 ± 0,7 M J .
Características
A temperatura de Tau Boötis b provavelmente infla seu raio mais (1,2 vezes) do que o de Júpiter. Como nenhuma luz refletida foi detectada, o albedo do planeta deve ser inferior a 0,37. A restrição de albedo foi reduzida para menos de 0,12 em 2021. Em 1600 K, é (como HD 179949 b ) suposto ser mais quente do que HD 209458 b (anteriormente previsto 1392K) e possivelmente até HD 149026 b (previsto 1540 K a partir de albedo superior 0,3, então realmente medido a 2300 K). A classe Sudarsky prevista de Tau Boötis b é V; que supostamente produz um albedo altamente reflexivo de 0,55.
Tem sido um candidato para "caracterização do infravermelho próximo ... com o VLTI Spectro-Imager". Quando a sua atmosfera foi medida em 2011, "as novas observações indicaram uma atmosfera com uma temperatura que cai mais alto. Este resultado é o oposto exato da inversão de temperatura - um aumento da temperatura com a altura - encontrada para outros exoplanetas quentes de Júpiter". Em 2014, foi anunciada a detecção direta de vapor d'água na atmosfera do planeta. A caracterização posterior da atmosfera em 2021 resultou em abundância de carbono medida semelhante à de Júpiter , na forma de 0,35% de monóxido de carbono em volume de mistura à atmosfera de hidrogênio-hélio. O limite superior apenas de água abaixo de 2 partes por milhão (0,72% do esperado para a composição solar) foi estimado.
Em 2020, uma emissão de rádio na banda de 14-30 MHz foi detectada no sistema Tau Boötis , provavelmente associada à radiação de ciclotron dos pólos de Tau Boötis b .
Veja também
Referências
links externos
- The Planet Around Tau Bootes
- Observações AFOE de tau Boötis
- “Novo Planeta para o Novo Milênio” . Conselho de Instalações de Ciência e Tecnologia . 15/12/1999. Arquivado do original em 11/12/2008 . Página visitada em 2008-06-07 .
- Schirber, Michael (2005-05-25). "Inversão de papéis: o planeta controla uma estrela" . SPACE.com . Página visitada em 2008-06-07 .
