55 Cancri

55 Cancri, tamén catalogada coma Rho1 Cancri ou abreviadamente 55 Cnc, é unha estrela binaria a preto de 41 anos luz de distancia da Terra, na constelación de Cáncer. O sistema consiste nunha estrela tipo-G e nunha estrela anana vermella, separadas por máis de 1.000 UA (mil veces a distancia entre a Terra e o Sol).

No 2011, cinco planetas extrasolares foron confirmados na órbita da compoñente primaria, 55 Cancri A (a anana amarela). O sistema Cancri 55 foi no primeiro onde se confirmou a existencia de catro, e despois de cinco planetas, e posiblemente posúa máis. O planeta máis interno, 'e', transita 55 Cancri A cando se observa dende a Terra  O seguinte planeta, 'b', está o suficiente preto para que a a súa atmosfera superior transite a estrela.

 Distancia e visibilidade 
O sistema Cancri 55 queda relativamente preto do noso Sistema Solar: o satélite de astrometría Hipparcos mediu a paralaxe de 55 Cancri A en 81,03 milliarcosegundos, o que corresponde a unha distancia de 12,3 parsecs (40,3 anos luz). 55 Cancri a ten unha magnitude aparente de 5,95, o que a fai visible a través duns prismáticos, É só visible a simple vista baixo ceos moi escuros. A vermella anana 55 Cancri B ten unha magnitude de 13, o que a fai só visible a través dun telescopio.

 Compoñentes do sistema 

A estrela primaria 55 Cancri A  é unha estrela anana amarela na secuencia principal do tipo espectral G8V. É menor en raio e un pouco menos masiva có noso Sol, e por iso é máis fría e menos luminosa. A estrela ten só unha emisión de baixa intensidade dende a súa cromosfera, e non é variable no espectro visible; pero é variable en raios X.

55 Cancri A está máis enriquecida có noso Sol con elementos máis pesados co helio, con 186% da abundancia solar en ferro, polo tanto é clasificada como unha rara estrela altamente rica en metais (SMR). Esta abundancia de metal fai que estima-la idade da estrela e a súa masa sexa moito máis difícil, xa que os modelos evolutivos están peor definidos para este tipo de estrelas. Unha estimación baseada an actividade cromosférica suxire unha idade duns 5,5 millóns anos. Outros estudos suxiren estimacións de idade de entre 7,4 a 8,7 millóns de anos.

Unha hipótese para o alto contido de metais en estrelas ananas do tipo SMR é que o material enriquecido en elementos pesados ​​caeu á atmosfera a partir dun disco protoplanetario. Isto puido ter contaminado as capas externas da estrela, o que daría coma resultado unha metalicidade maior do normal. A falta dunha profunda zona de convección significaría que as capas externas da estrela serían capaces de mante-las altas taxas de abundancia destes elementos pesados.

Observacións de 55 Cancri A na rexión submilimétrica do espectro (polo momento) non conseguiron detectar ningún po asociado a estrela. O límite máximo para as emisións desta estrela está dentro dun raio de 100 UA, cunha densidade máxima de fluxo espectral de 850 MJY, a unha lonxitude de onda de 850 μm. Isto limita a masa total de po fino arredor da estrela a menos de 0,01% da masa total da Terra. Con todo, isto non exclúe a presenza dun cinto de asteroides ou un equivalente do Cinto de Kuiper.

55 Cancri B é unha estrela anana vermella situada a unha distancia estimada de 1.065 UA da estrela primaria, e é moito menos masiva e luminosa co noso Sol. A pesar da súa separación, as dúas estrelas parecen estar ligadas gravitacionalmente, xa que comparten un movemento propio común. Hai indicios de que a compoñente B podería ser á súa vez unha estrela dobre, aínda que esta posibilidade non está nada clara.

 Sistema planetario 
miniatura|left|Comparación entre as órbitas dos planetas interiores de 55 Cancri A (negro) e os planetas do Sistema Solar.
En 1997, anunciouse o descubrimento dun planeta semellante o que ten 51 Pegasi, orbitando 55 Cancri A, xunto co planeta de Tau Boötis e xunto cun planeta interior de Upsilon Andromedae. O planeta foi descuberto a través da medición da velocidade radial da estrela, que demostrou unha periodicidade de preto de 14,7 días, correspondendo a un planeta, con polo menos o 78% da masa de Xúpiter. Estas medicións de velocidade radial aínda amosaban unha desviación non asinable a este planeta, o que podería ser explicado pola influencia gravitatoria dun obxecto máis afastado.

Este planeta foi designado coma 3522b HR polos seus descubridores (HR 3522 é unha designación alternativa para 55 Cancri), aínda que sexa máis comunmente coñecido coma 55 Cancri b. Segundo as regras para nomear obxectos en sistemas binarios de estrelas debe ser chamado 55 Cancri Ab e esta forma máis formal é usada ocasionalmente para evitar confusión coa estrela secundaria 55 Cancri B.

En 1998, tamén foi anunciado o descubrimento dun posible disco de po ó redor de 55 Cancri A. Os cálculos deron un raio do disco de polo menos 40 UA, semellante ó Cinto de Kuiper do noso sistema solar, cunha inclinación de 25° respecto ó plano do ceo. Con todo, o descubrimento non se puido verificar e, posteriormente, foi considerado coma especulativo, causado polo radiación de fondo.

miniatura|right|250px|O Sistema Solar comparado co sistema planetario de 55 Cancri. (Nota: esta representación foi feita con anterioridade o descubrimento dos planetas 'e' e 'f'.)
Despois de facer máis medicións da velocidade radial, foi anunciado no 2002 o descubrimento dun planeta que orbita a unha distancia de aproximadamente 5 UA. Este planeta recibiu a designación 55 Cancri d. No momento do seu descubrimento, pensábase que o planeta tiña unha órbita de levemente excéntrica (preto de 0,1), pero ese valor foi aumentado en base a medicións posteriores. Mesmo despois do descubrimento destes dous planetas, mantíñase unha periodicidade de 43 días, posiblemente debido a un terceiro planeta. Medidas da estrela suxeriron que este estaba preto do período de rotación da estrela, o que levantou a posibilidade de que o sinal de 43 días fose causado pola actividade estelar. Esta posible planeta recibiu a designación 55 Cancri c.

miniatura|left|250px|Concepción artística dos planetas de 55 Cnc.
O descubrimento de 55 Cancri e foi anunciado no 2004. Con 8,3 masas terrestres, é un gran planeta do tipo super-Terra, orixinalmente pensábase que tiña un período orbital de 2,8 días, aínda que máis tarde observaríase que este dato era unha tapadeira do seu verdadeiro período de 0,78 días, obtido mediante observacións do tránsito de 'e' no 2011. Este planeta foi o primeiro exemplo dun cuarto planeta extra-solar nun mesmo sistema, e era o planeta co período máis curto ata o descubrimento de PSR J1719-1438 b. As medicións que levaron ó descubrimento deste planeta tamén confirmaron a existencia de 55 Cancri c.

No 2005, Jack Wisdom suxeriu que 'e' en realidade tiña un período de 261 días e unha masa similar á de Neptuno nunha órbita 261 días (correspondente a 0,77 UA en distancia). Con todo, os planetas que se atoparon no estaban en conflito e, polo tanto, 55 Cancri f, a primeira aparición dun quinto planeta extrasolar nun mesmo sistema, foi anunciada no 2007. Cunha masa semellante á de 'c', ten unha órbita de 260 días, e órbita na parte interior da zona habitable de 55 Cancri A. Pénsase que o planeta en si mesmo non é propicio para albergar vida, pero as súas hipotéticas lúas, en principio, podería manter vida, polo menos microbiana. Excentricidade do planeta 'e' non está ben definida, variando entre os valores 0 a 0,4, o cal non mellora o axuste dos datos, polo que foi asumida unha excentricidade de 0,2.

O Telescopio Espacial Hubble observou unha inclinación de 53° do planeta exterior 'd'. Os tránsitos observados de 'e' e da actual atmosfera de 'b' amosan que as súas órbitas están inclinados nun rango inferior ós 9°, medicións feitas entre o rango de ondas visible e infravermella. Dos planetas 'c' e 'f' non se fixeron medicións das súas inclinacións. Pensase que, con cinco planetas, o sistema non pode desviarse moito da coplanaridade, co fin de preserva-la estabilidade.

As taxas aproximadas dos períodos en relación ás órbitas adxacentes (indo cara á fóra) son: 1:20 , 1:03 , 1:06 , 1:20 . A relación case 01:03 entre 55 Cancri b e 'c' é , ó parecer, unha simple coincidencia, no canto de ser unha resonancia orbital real.

É posible a existencia de máis planetas dentro da zona estable, entre 'f' e 'd', entre 0,9 a 3,8 UA con excentricidades por baixo do 0,4. Ese hipotético planeta 'g' podería ter ata 50 masas terrestres, as rexións de resonancia orbital estables están no 3f:2g , 2g:1d e 3g:2d. En canto ó espazo fóra da órbita de 'd', a súa zona de estabilidade comeza máis alo das 10 UA, aínda que hai unha zona de estabilidade entre 8,6 e 9 UA debido a unha resonancia 2:1.

 Comunicación 
Enviouse unha mensaxe METI (siglas en inglés para mensaxe cara unha intelixencia extraterrestre) en dirección a 55 Cancri. Foi transmitida dende o Radar Planetario de Europatoria (de 70 metros). A mensaxe foi chamada Cosmic Call 2, que foi enviada o 6 de xullo do 2003, e chegará a 55 Cancri en maio do 2044.

 Notas 

 Véxase tamén 

 Bibliografía 












 Outros artigos 
 51 Pegasi
 Kepler-11
 Mu Arae
 PSR 1257+12
 Upsilon Andromedae
 Lista de planetas extrasolares

 Ligazóns externas 


 {



 When the Gods Fall 55 Cancri na ficción.
 Extrasolar Planet Interactions  by Rory Barnes & Richard Greenberg, Lunar and Planetary Lab, University of Arizona
 The First and the second part of a computer animation of the 55 Cancri planetary system.

Categoría:55 Cancri