HD 149026 b
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È un pianeta che [[transito (astronomia)|transita]] davanti alla propria stella ed è particolarmente degno di nota per il suo [[Nucleo (esogeologia)|nucleo]] planetario eccezionalmente grande, che è stato stimato in base alle misurazioni del suo [[raggio (geometria)|raggio]] e della sua [[massa (fisica)|massa]]. | È un pianeta che [[transito (astronomia)|transita]] davanti alla propria stella ed è particolarmente degno di nota per il suo [[Nucleo (esogeologia)|nucleo]] planetario eccezionalmente grande, che è stato stimato in base alle misurazioni del suo [[raggio (geometria)|raggio]] e della sua [[massa (fisica)|massa]]. | ||
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Il pianeta è stato scoperto dal [[N2K Consortium]], un programma che ricerca pianeti giganti che orbitano vicini alla propria stella usando il [[Metodi_di_individuazione_di_pianeti_extrasolari#Metodo_delle_velocit.C3.A0_radiali|metodo della velocità radiale]]. | Il pianeta è stato scoperto dal [[N2K Consortium]], un programma che ricerca pianeti giganti che orbitano vicini alla propria stella usando il [[Metodi_di_individuazione_di_pianeti_extrasolari#Metodo_delle_velocit.C3.A0_radiali|metodo della velocità radiale]]. | ||
| - | Lo [[spettro (astronomia)|spettro]] della stella è stato analizzato con i [[telescopi Keck]] e il [[telescopio Subaru]], dopo la sua individuazione è stato ulteriormente studiato alla ricerca di transiti al [[Fairborn Observatory]]. Qui è stata notata una piccola diminuzione di luminosità, appena 0,003 [[magnitudine apparente|magnitudini]], che ha confermato l'esistenza del pianeta | + | Lo [[spettro (astronomia)|spettro]] della stella è stato analizzato con i [[telescopi Keck]] e il [[telescopio Subaru]], dopo la sua individuazione è stato ulteriormente studiato alla ricerca di transiti al [[Fairborn Observatory]]. Qui è stata notata una piccola diminuzione di luminosità, appena 0,003 [[magnitudine apparente|magnitudini]], che ha confermato l'esistenza del pianeta [1]. |
| - | Sebbene la diminuzione di luminosità dovuta al transito sia molto piccola, è comunque avvertibile dagli [[astrofilo|astrofili]] che possono così dare un importante contributo alla ricerca astronomica. Infatti proprio un astronomo amatoriale, Ron Bissinger, ha notato il transito parziale un giorno prima che la scoperta fosse pubblicata | + | Sebbene la diminuzione di luminosità dovuta al transito sia molto piccola, è comunque avvertibile dagli [[astrofilo|astrofili]] che possono così dare un importante contributo alla ricerca astronomica. Infatti proprio un astronomo amatoriale, Ron Bissinger, ha notato il transito parziale un giorno prima che la scoperta fosse pubblicata [2]. |
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Il pianeta si trova nella cosiddetta ''torch orbit'', cioè un'orbita molto vicina alla stella e veloce. Una [[periodo di rivoluzione|rivoluzione]] intorno alla stella dura meno di 3 giorni terrestri. | Il pianeta si trova nella cosiddetta ''torch orbit'', cioè un'orbita molto vicina alla stella e veloce. Una [[periodo di rivoluzione|rivoluzione]] intorno alla stella dura meno di 3 giorni terrestri. | ||
Il pianeta è meno massivo di [[Giove (astronomia)|Giove]], circa 0,36 volte la sua massa (o 114 volte la massa della [[Terra]]). <br /> | Il pianeta è meno massivo di [[Giove (astronomia)|Giove]], circa 0,36 volte la sua massa (o 114 volte la massa della [[Terra]]). <br /> | ||
| - | Ipotizzando un [[albedo]] di 0,3, la [[temperatura]] era stata inizialmente stimata in 1540 [[kelvin]], che poneva il pianeta tra la classe IV e la classe V nel [[apparenza dei pianeti extrasolari|sistema di classificazione Sudarsky]] | + | Ipotizzando un [[albedo]] di 0,3, la [[temperatura]] era stata inizialmente stimata in 1540 [[kelvin]], che poneva il pianeta tra la classe IV e la classe V nel [[apparenza dei pianeti extrasolari|sistema di classificazione Sudarsky]]. Tuttavia la sua temperatura sul lato diurno è stata in seguito misurata direttamente prima e durante il transito, la temperatura misurata è 2300 ± 200 K. Questa elevata temperatura indica che il pianeta in pratica assorbe tutta la luce stellare che riceve, facendone un pianeta insolitamente scuro [3]. |
| - | Nonostante esistano altri pianeti simili a [[Saturno (astronomia)|Saturno]] in orbite strette, HD 149026 b è al momento unico. La maggior parte dei pianeti che transitano la propria stella hanno raggi comparabili con quello di Giove o anche molto più grandi. Invece il raggio di HD 149026 b è solo il 73% circa di quello di Giove, e questo significa che è sorprendentemente [[densità|denso]] per un pianeta della sua massa. Potrebbe quindi avere un grosso nucleo composto da materiali più pesanti dell'[[idrogeno]] e dell'[[elio]] | + | Nonostante esistano altri pianeti simili a [[Saturno (astronomia)|Saturno]] in orbite strette, HD 149026 b è al momento unico. La maggior parte dei pianeti che transitano la propria stella hanno raggi comparabili con quello di Giove o anche molto più grandi. Invece il raggio di HD 149026 b è solo il 73% circa di quello di Giove, e questo significa che è sorprendentemente [[densità|denso]] per un pianeta della sua massa. Potrebbe quindi avere un grosso nucleo composto da materiali più pesanti dell'[[idrogeno]] e dell'[[elio]]. Basandosi su modelli teorici la massa del nucleo potrebbe essere pari a 70 volte la massa della Terra. <br /> |
| - | Secondo una congettura di [[Robert Naeye]] la [[gravità]] sulla superficie del nucleo potrebbe arrivare a 10 g, 10 volte la gravità sulla superficie terrestre | + | Secondo una congettura di [[Robert Naeye]] la [[gravità]] sulla superficie del nucleo potrebbe arrivare a 10 g, 10 volte la gravità sulla superficie terrestre [4]. |
==Conseguenze teoriche== | ==Conseguenze teoriche== | ||
| - | La scoperta è stata portata a sostegno della teoria della [[nebulosa solare]], in cui i pianeti si formano per [[accrezione (astrofisica)|accrezione]] di oggetti più piccoli. In questo modello gli embrioni di pianeti giganti cresco fino al punto di poter acquisire un involucro di [[idrogeno]] e [[elio]]. Comunque alcuni oppositori della teoria fanno notare che un solo esempio di pianeta così denso non è sufficiente come prova, e che un nucleo così enorme è difficile da spiegare anche con il modello di accrezione | + | La scoperta è stata portata a sostegno della teoria della [[nebulosa solare]], in cui i pianeti si formano per [[accrezione (astrofisica)|accrezione]] di oggetti più piccoli. In questo modello gli embrioni di pianeti giganti cresco fino al punto di poter acquisire un involucro di [[idrogeno]] e [[elio]]. Comunque alcuni oppositori della teoria fanno notare che un solo esempio di pianeta così denso non è sufficiente come prova, e che un nucleo così enorme è difficile da spiegare anche con il modello di accrezione. |
| - | Un'altra possibile spiegazione è quella che indica nella vicinanza del pianeta alla stella la causa del grosso nucleo roccioso. Secondo questa ipotesi HD 149026 b non è stato in grado di pulire il sistema planetario dai corpi rocciosi, come invece avrebbe fatto Giove, e quindi una massiccia pioggia di elementi pesanti potrebbe aver contribuito alla creazione del grosso nucleo | + | Un'altra possibile spiegazione è quella che indica nella vicinanza del pianeta alla stella la causa del grosso nucleo roccioso. Secondo questa ipotesi HD 149026 b non è stato in grado di pulire il sistema planetario dai corpi rocciosi, come invece avrebbe fatto Giove, e quindi una massiccia pioggia di elementi pesanti potrebbe aver contribuito alla creazione del grosso nucleo. |
| - | Misurazioni dettagliate della [[velocità radiale]] hanno permesso di individuare un [[effetto Rossiter-McLaughlin]], lo spostamento delle [[linea spettrale|linee spettrali]] della [[fotosfera]] causato dall'[[occultazione]] di una parte della superficie in rotazione della stella. L'effetto ha permesso la misurazione dell'[[angolo]] tra il [[piano orbitale]] del pianeta e il piano equatoriale della stella. L'angolo è risultato +11° ± 14°, e questo suggerisce che la formazione del pianeta è stata tranquilla con probabili interazioni con il [[disco protoplanetario]]. Un angolo molto più alto avrebbe invece significato una processo di formazione violento con interazioni tra [[protopianeta|protopianeti]] | + | Misurazioni dettagliate della [[velocità radiale]] hanno permesso di individuare un [[effetto Rossiter-McLaughlin]], lo spostamento delle [[linea spettrale|linee spettrali]] della [[fotosfera]] causato dall'[[occultazione]] di una parte della superficie in rotazione della stella. L'effetto ha permesso la misurazione dell'[[angolo]] tra il [[piano orbitale]] del pianeta e il piano equatoriale della stella. L'angolo è risultato +11° ± 14°, e questo suggerisce che la formazione del pianeta è stata tranquilla con probabili interazioni con il [[disco protoplanetario]]. Un angolo molto più alto avrebbe invece significato una processo di formazione violento con interazioni tra [[protopianeta|protopianeti]] [5]. |
==Note== | ==Note== | ||
| - | + | 1^ Sato, B.; Fischer, D. A.; Henry, G. W.; Laughlin, G.; Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Vogt, S. S.; Bodenheimer, P.; Ida, S.; Toyota, E.; Wolf, A.; Valenti, J. A.; Boyd, L. J.; Johnson, J. A.; Wright, J. T.; Ammons, M.; Robinson, S.; Strader, J.; McCarthy, C.; Tah, K. L.; Minniti, D., [http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/449306 The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core], The Astrophysical Journal, 2005, vol.633, pag. 465–473 ([http://arxiv.org/abs/astro-ph/0507009 preprint]) | |
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| + | 2^ Robert Naeye, [http://skyandtelescope.com/news/article_1543_1.asp Amateur Detects New Transiting Exoplanet], July 7, 2005, Sky & Telescope | ||
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| + | 3^ [http://spaceflightnow.com/news/n0705/09hotplanet/ Link] | ||
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| + | 4^ [http://skyandtelescope.com/news/article_1538_1.asp One Big Ball of Rock], Robert Naeye, [[Sky & Telescope]], last accessed October 13, [[2007]] | ||
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| + | 5^ Wolf, A. S.; Laughlin, G.; Henry, G. W., Fischer, D. A.; Marcy, G.; Butler, P.; Vogt, S., [http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/503354 A Determination of the Spin-Orbit Alignment of the Anomalously Dense Planet Orbiting HD 149026], The Astrophysical Journal, 2007, vol.667, pag. 549-556 ([http://www.oklo.org/HD149026.pdf preprint]) | ||
==Voci correlate== | ==Voci correlate== | ||
Versione attuale delle 12:56, 19 set 2011
HD 149026 b è un pianeta extrasolare in orbita alla stella HD 149026.
È un pianeta che transita davanti alla propria stella ed è particolarmente degno di nota per il suo nucleo planetario eccezionalmente grande, che è stato stimato in base alle misurazioni del suo raggio e della sua massa.
Indice |
Scoperta
Il pianeta è stato scoperto dal N2K Consortium, un programma che ricerca pianeti giganti che orbitano vicini alla propria stella usando il metodo della velocità radiale.
Lo spettro della stella è stato analizzato con i telescopi Keck e il telescopio Subaru, dopo la sua individuazione è stato ulteriormente studiato alla ricerca di transiti al Fairborn Observatory. Qui è stata notata una piccola diminuzione di luminosità, appena 0,003 magnitudini, che ha confermato l'esistenza del pianeta [1].
Sebbene la diminuzione di luminosità dovuta al transito sia molto piccola, è comunque avvertibile dagli astrofili che possono così dare un importante contributo alla ricerca astronomica. Infatti proprio un astronomo amatoriale, Ron Bissinger, ha notato il transito parziale un giorno prima che la scoperta fosse pubblicata [2].
Caratteristiche
Il pianeta si trova nella cosiddetta torch orbit, cioè un'orbita molto vicina alla stella e veloce. Una rivoluzione intorno alla stella dura meno di 3 giorni terrestri.
Il pianeta è meno massivo di Giove, circa 0,36 volte la sua massa (o 114 volte la massa della Terra).
Ipotizzando un albedo di 0,3, la temperatura era stata inizialmente stimata in 1540 kelvin, che poneva il pianeta tra la classe IV e la classe V nel sistema di classificazione Sudarsky. Tuttavia la sua temperatura sul lato diurno è stata in seguito misurata direttamente prima e durante il transito, la temperatura misurata è 2300 ± 200 K. Questa elevata temperatura indica che il pianeta in pratica assorbe tutta la luce stellare che riceve, facendone un pianeta insolitamente scuro [3].
Nonostante esistano altri pianeti simili a Saturno in orbite strette, HD 149026 b è al momento unico. La maggior parte dei pianeti che transitano la propria stella hanno raggi comparabili con quello di Giove o anche molto più grandi. Invece il raggio di HD 149026 b è solo il 73% circa di quello di Giove, e questo significa che è sorprendentemente denso per un pianeta della sua massa. Potrebbe quindi avere un grosso nucleo composto da materiali più pesanti dell'idrogeno e dell'elio. Basandosi su modelli teorici la massa del nucleo potrebbe essere pari a 70 volte la massa della Terra.
Secondo una congettura di Robert Naeye la gravità sulla superficie del nucleo potrebbe arrivare a 10 g, 10 volte la gravità sulla superficie terrestre [4].
Conseguenze teoriche
La scoperta è stata portata a sostegno della teoria della nebulosa solare, in cui i pianeti si formano per accrezione di oggetti più piccoli. In questo modello gli embrioni di pianeti giganti cresco fino al punto di poter acquisire un involucro di idrogeno e elio. Comunque alcuni oppositori della teoria fanno notare che un solo esempio di pianeta così denso non è sufficiente come prova, e che un nucleo così enorme è difficile da spiegare anche con il modello di accrezione.
Un'altra possibile spiegazione è quella che indica nella vicinanza del pianeta alla stella la causa del grosso nucleo roccioso. Secondo questa ipotesi HD 149026 b non è stato in grado di pulire il sistema planetario dai corpi rocciosi, come invece avrebbe fatto Giove, e quindi una massiccia pioggia di elementi pesanti potrebbe aver contribuito alla creazione del grosso nucleo.
Misurazioni dettagliate della velocità radiale hanno permesso di individuare un effetto Rossiter-McLaughlin, lo spostamento delle linee spettrali della fotosfera causato dall'occultazione di una parte della superficie in rotazione della stella. L'effetto ha permesso la misurazione dell'angolo tra il piano orbitale del pianeta e il piano equatoriale della stella. L'angolo è risultato +11° ± 14°, e questo suggerisce che la formazione del pianeta è stata tranquilla con probabili interazioni con il disco protoplanetario. Un angolo molto più alto avrebbe invece significato una processo di formazione violento con interazioni tra protopianeti [5].
Note
1^ Sato, B.; Fischer, D. A.; Henry, G. W.; Laughlin, G.; Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Vogt, S. S.; Bodenheimer, P.; Ida, S.; Toyota, E.; Wolf, A.; Valenti, J. A.; Boyd, L. J.; Johnson, J. A.; Wright, J. T.; Ammons, M.; Robinson, S.; Strader, J.; McCarthy, C.; Tah, K. L.; Minniti, D., The N2K Consortium. II. A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core, The Astrophysical Journal, 2005, vol.633, pag. 465–473 (preprint)
2^ Robert Naeye, Amateur Detects New Transiting Exoplanet, July 7, 2005, Sky & Telescope
3^ Link
4^ One Big Ball of Rock, Robert Naeye, Sky & Telescope, last accessed October 13, 2007
5^ Wolf, A. S.; Laughlin, G.; Henry, G. W., Fischer, D. A.; Marcy, G.; Butler, P.; Vogt, S., A Determination of the Spin-Orbit Alignment of the Anomalously Dense Planet Orbiting HD 149026, The Astrophysical Journal, 2007, vol.667, pag. 549-556 (preprint)
