55 Cancri e

Menotrolís
Representación artística de Rho Cancri e.
Descubrimiento
Descubridor	McArthur et al. en Texas, Estados Unidos
Fecha	30 de agosto de 2004
Método de detección	Velocidad radial
Nombre Provisional	Rho1 Cancri e, HD 75732 e
Estado	Publicado
Estrella madre
Estrella	ρ Cancri A
Constelación	Cáncer
Ascensión recta (α)	08h 52m 35,8s
Declinación (δ)	+28° 19′ 51″
Distancia estelar	40,3 ± 0,4 años luz, (12,3 ± 0,1 pc)
Tipo espectral	G8V
Masa	0,95 ± 0,10 M☉
Radio	1,152 ± 0,035 R☉
Temperatura	5373 ± 9,7 K
Metalicidad	0,9 (Fe/H)
Edad	7,4–8,7 Ga
Elementos orbitales
Argumento del periastro	181 ± 2[1] °
Semieje mayor	0.01560 ± 0.00011[1] UA 2,333 Gm 1,27 Mas
Excentricidad	0,17 ± 0,04[1]
Periastro o Perihelio	0,0129 UA 1,94 Gm (2.449.999,83643 ± 0,0001[2] DJ)
Apoastro o Afelio	0,0183 UA 2,73 Gm
Semi-amplitud	6,2 ± 0,2[1] m/s
Período orbital sideral	17,6769 Horas 0,736537 ± 0,000013[1] días
Características físicas
Masa	0,0260 ± 0,0010[1] MJúpiter (min) 8,3 ± 0,3 MTierra (min)

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.^[3] 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 y luego del reanálisis de los datos.^[4] 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^[5] 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,^[6] 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.^[3] 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.^[6]

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.^[7] 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.^[8]

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;^[3] 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.^[9] No obstante, la estrella podría haber eliminado las capa de sustancias volátiles que la envolvía, por medio de su eyección de masa coronal.^[10] 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.^[11]

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.

Véase también

• 55 Cancri b
• 55 Cancri c
• 55 Cancri f
• 55 Cancri d
• Mu Arae c

Referencias

1. ↑ ^{a b c d e f} Rebekah et al. (21-05-2010). «Radial velocity planets de-aliased. A new, short period for Super-Earth 55 Cnc e». The Astrophysical Journal. arΧiv:1005.4050. 
2. ↑ Fischer, D. A. et al. (23-12-2007). «Five Planets Orbiting 55 Cancri». Astrophysics. http://arxiv.org/abs/0712.3917. 
3. ↑ ^{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:  pp. L81 – L84. doi:10.1086/425561. http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0408585. 
4. ↑ Wisdom, J. (2005). «Evidence of a Neptune-Sized Planet in the ρ¹ Cancri System» (PostScript). The Astrophysical Journal Letters (submitted). http://swiss.csail.mit.edu/users/wisdom/planet.ps. 
5. ↑ Minkel, J. R. (6-11-2007). «Record Fifth Planet Discovered Around Distant Star» (en inglés). Scientific American. Consultado el 29-09-2008.
6. ↑ ^{a b} P.W.Lucas et al. (2007). «Planetpol polarimetry of the exoplanet systems 55 Cnc and tau Boo». arXiv:0807.2568v1 [astro-ph]. 
7. ↑ I. Baraffe, Y. Alibert, G. Chabrier, W. Benz (2008). «Birth and fate of hot-Neptune planets». arXiv:astro-ph/0512091 [astro-ph]. 
8. ↑ 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):  pp. 791 – 806. doi:10.1051/0004-6361:20053453. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005A%26A...441..791F&db_key=AST&nosetcookie=1. 
9. ↑ Bouchy, F. et al. (2004). «Two new "very hot Jupiters" among the OGLE transiting candidates». Astronomy and Astrophysics 421:  pp. L13 – L16. doi:10.1051/0004-6361:20040170. http://www.citebase.org/cgi-bin/citations?id=oai:arXiv.org:astro-ph/0404264. 
10. ↑ H. Lammer et al. (2007). «The impact of nonthermal loss processes on planet masses from Neptunes to Jupiters». Geophysical Research Abstracts 9 (07850). http://www.cosis.net/abstracts/EGU2007/07850/EGU2007-J-07850.pdf?PHPSESSID=1eb3a7a98603083dda25d18001ea2a33. 
11. ↑ 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):  pp. L85–L88. doi:10.1086/497094. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2005ApJ...631L..85Z&db_key=AST&nosetcookie=1. 

• [1] Datos de SIMBAD.
• [2] Datos de Enciclopedia de los Planetas Extrasolares.

Enlaces externos

• SIMBAD: 55 Cnc e - Candidato a planeta extrasolar (en inglés)
• The Extrasolar Planets Encyclopaedia: Notas acerca del planeta 55 Cnc e (en inglés)
• Extrasolar Visions: 55 Cancri e (en inglés)
• The Internet Encyclopaedia of Science: 55 Cancri (Rho1 Cancri) (en inglés)
• 55 (Rho1) Cancri 2 (en inglés)
• 55 Cancri (en inglés)

Videos

• Descubren quinto planeta en sistema extrasolar (en español)