Diferencia entre revisiones de «55 Cancri e»

|leyenda_imagen caption = Representación artística de 55 Cancri e.

|periodo_orbital_sideral arg_peri = 0,736537181 ± 0,0000132<ref name="rebekah10" /> [[día]]s

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 ρ¹ 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.

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 ρ¹ 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]].

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]]).

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>