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DeutschWASP-17 – Wikipédia, a enciclopédia livre
| WASP-17 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Scorpius |
| Asc. reta | 15h 59m 50,95s[1] |
| Declinação | -28° 03′ 42,33″[1] |
| Magnitude aparente | 11,500[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | F6[3] F4[4] |
| Cor (U-B) | 0,040[2] |
| Cor (B-V) | 0,496[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -49,5128 ± 0,0016 km/s[3] |
| Mov. próprio (AR) | -8,26 mas/a[5] |
| Mov. próprio (DEC) | -9,43 mas/a[5] |
| Paralaxe | 2,4811 ± 0,0255 mas[5] |
| Distância | 1315 ± 14 anos-luz 403 ± 4 pc |
| Detalhes | |
| Massa | 1,286 ± 0,079[6] M☉ |
| Raio | 1,583 ± 0,041[6] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,149 ± 0,014 cgs[6] |
| Luminosidade | 4,0 L☉ |
| Temperatura | 6509 ± 86[7] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = -0,02 ± 0,09[7] |
| Rotação | v sin i = 9,92+0,40 −0,45 km/s[4] |
| Idade | 2,7+0,9 −1,2 bilhões[6] de anos |
| Outras denominações | |
| TYC 6787-1927-1, 2MASS J15595095-2803422.[1] | |
  | |
WASP-17 é uma estrela de classe F na constelação de Scorpius, com uma magnitude aparente visual de 11,5.[2] De acordo com dados de paralaxe, do terceiro lançamento do catálogo Gaia, está localizada a uma distância de aproximadamente 1 320 anos-luz (400 parsecs) da Terra.[5] Em 2009, foi descoberto um planeta extrassolar Júpiter quente por trânsito em uma órbita retrógrada ao redor da estrela.[3]
Características
[editar | editar código-fonte]WASP-17 já foi classificada com um tipo espectral de F6[3] ou F4,[4] e é uma estrela evoluída mais brilhante que uma típica estrela da sequência principal. Modelos evolucionários indicam que esta estrela tem uma massa de aproximadamente 1,29 vezes a massa solar e expandiu-se para um raio 1,58 vezes superior ao raio solar, com uma idade de 2,7 bilhões de anos.[6] A temperatura efetiva de sua fotosfera já foi estimada entre 6 500 e 6 650 K,[2][4] dando à estrela a coloração branco-amarela típica de estrelas de classe F.[8] A metalicidade de WASP-17 parece ser um pouco menor que a solar, com estimativas de sua abundância de ferro variando entre 56% da solar ([Fe/H] = -0,25)[3] e 95% da solar (Fe/H] = -0,02).[7] Sua velocidade de rotação projetada, determinada diretamente da observação do trânsito do planeta, é de 10 km/s.[4]
| Massa (M☉) | Raio (R☉) | Temperatura efetiva (K) | Metalicidade ([Fe/H]) | Ref. |
|---|---|---|---|---|
| 1,20 ± 0,12 | 1,38+0,20 −0,18 | 6550 ± 100 | -0,25 ± 0,09 | [3] |
| 1,579+0,067 −0,060 | 6650 ± 80 | -0,19 ± 0,09 | [4] | |
| 1,306 ± 0,026 | 1,572 ± 0,056 | [9] | ||
| 6500 ± 75 | [2] | |||
| 1,286 ± 0,079 | 1,583 ± 0,041 | 6550 ± 100 | [6] | |
| 6509 ± 86 | -0,02 ± 0,09 | [7] |
Sistema planetário
[editar | editar código-fonte]Em 2009, foi descoberto pelo projeto SuperWASP um planeta extrassolar em trânsito orbitando esta estrela, denominado WASP-17b.[3] Sua órbita tem um período curto de 3,735 dias e está inclinada em 86,7° em relação ao plano do céu.[6] Inicialmente, os dados indicavam uma excentricidade orbital considerável de 0,13,[3] mas observações mais recentes mostraram que a órbita é circular.[6]
Esse planeta é um Júpiter quente com uma massa de 48% da massa de Júpiter a uma distância de apenas 0,051 UA da estrela.[6] O trânsito do planeta tem duração de 4,3 horas e apresenta uma curva de luz bastante profunda, com uma diminuição de 1,7% no brilho total da estrela.[3] Isso indica que o planeta é muito grande, com um raio de 1,93 vezes o raio de Júpiter, correspondendo a uma baixa densidade de 0,08 g/cm3. Em 2012, ele era o maior planeta conhecido. Esse fenômeno de inflação no raio planetário devido à alta irradiação estelar é observado em vários Júpiteres quentes, principalmente em torno de estrelas quentes de classe F, e permanece um desafio aos modelos teóricos de física planetária.[6]
Observações infravermelhas a 4,5 e 8 µm pelo Telescópio Espacial Spitzer detectaram diminuição de 0,2% no brilho do sistema durante o eclipse secundário, quando o planeta passa atrás da estrela. Isso indica que o planeta é quente e emite energia termal significativa, com uma temperatura efetiva estimada em 1881 ± 50 e 1580 ± 150 K pela emissão a 4,5 e 8 µm respectivamente. Esses valores são consistentes com um baixo albedo e uma eficiente recirculação de energia entre o lado iluminado e o escuro do planeta, já que sua temperatura de equilíbrio calculada para essas condições é de 1771 ± 35 K.[9]
Quando um planeta passa na frente de uma estrela em rotação, ele bloqueia parte da luz da estrela se afastando e se aproximando do observador, causando uma aparente mudança na velocidade radial da estrela durante o trânsito. Esse fenômeno, conhecido como efeito Rossiter–McLaughlin, foi usado para mostrar que WASP-17b orbita sua estrela de forma retrógrada, na direção oposta à de rotação estelar, com um ângulo de cerca de 150° entre o plano da órbita e o eixo de rotação estelar. Isso significa que o planeta provavelmente evoluiu para sua posição atual por interações gravitacionais com um segundo planeta ou estrela no sistema. Acredita-se que todos os Júpiteres quentes foram originalmente formados distantes de suas estrelas, depois da linha do gelo, e migraram para perto por algum tipo de interação com o gás ou poeira circunstelar ou outros objetos.[3][10][4]
Observações espectroscópicas do trânsito em diferentes comprimentos de onda permitem explorar a composição atmosférica de um planeta, já que o raio do planeta parecerá maior em regiões do espectro em que a opacidade atmosférica é aumentada devido à absorção da luz estelar por um certo componente químico. Essa técnica, chamada de espectroscopia de transmissão, foi usada em diversos estudos para detectar sódio (Na),[11][12] água (H2O),[13] e potássio (K) na atmosfera de WASP-17b.[14] As intensas linhas de absorção desses componentes indicam que a atmosfera do planeta não possui cobertura significativa de nuvens ou névoa.[15]
| Planeta | Massa | Raio | Semieixo maior (UA) | Período orbital (dias) | Excentricidade | Inclinação |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | 0,477 ± 0,033 MJ | 1,932 ± 0,053 | 0,05125 ± 0,00103 | 3,7354845 ± 0,0000019 | 0 | 86,71 ± 0,30° |
| Excentricidade | Massa (MJ) | Raio (RJ) | Densidade (g/cm3) | Ref. |
|---|---|---|---|---|
| 0,129+0,106 −0,068 | 0,490+0,059 −0,056 | 1,74+0,26 −0,23 | 0,122+0,072 −0,042 | [3] |
| <0,110 | 0,453+0,043 −0,035 | 1,986+0,089 −0,074 | 0,077 | [4] |
| 0,028+0,015 −0,018 | 0,486 ± 0,032 | 1,991 ± 0,081 | 0,082 ± 0,012 | [9] |
| 0 | 0,477 ± 0,033 | 1,932 ± 0,053 | 0,0819 ± 0,0064 | [6] |
| 1,97 ± 0,06 | 0,083 ± 0,006 | [16] | ||
| 0,51 | 1,89 | 0,10 | [15] | |
| 0 | 1,747 ± 0,078 | 0,121 ± 0,024 | [14] |
Referências
- ↑ a b c «TYC 6787-1927-1 -- Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 19 de março de 2018
- ↑ a b c d e f Maxted, P. F. L.; Koen, C.; Smalley, B. (dezembro de 2011). «UBV(RI)C photometry of transiting planet hosting stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 418 (2): 1039-1042. Bibcode:2011MNRAS.418.1039M. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19554.x
- ↑ a b c d e f g h i j k Anderson, D. R.; et al. (janeiro de 2010). «WASP-17b: An Ultra-Low Density Planet in a Probable Retrograde Orbit». The Astrophysical Journal. 709 (1): 159-167. Bibcode:2010ApJ...709..159A. doi:10.1088/0004-637X/709/1/159
- ↑ a b c d e f g h Triaud, A. H. M. J.; et al. (dezembro de 2010). «Spin-orbit angle measurements for six southern transiting planets. New insights into the dynamical origins of hot Jupiters». Astronomy and Astrophysics. 524: A25, 22. Bibcode:2010A&A...524A..25T. doi:10.1051/0004-6361/201014525
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- ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 21 de março de 2018
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