Júpiter caliente
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Un Júpiter caliente (también llamado pegasidio o planeta Pegasiano) es una clase de planeta extrasolar cuya masa está cerca de -o excede- la de Júpiter (1.9 × 1027 kg), pero a diferencia de nuestro sistema solar, donde Júpiter orbita al Sol a 5 UA, los planetas del tipo Júpiter Caliente lo hacen dentro de aproximadamente 0.05 UA de sus estrellas madre. En comparación, un Júpiter Caliente está aproximadamente ocho veces más cerca a su estrella que Mercurio del Sol.
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[editar] Características
Los planetas de tipo Júpiter caliente tienen una serie de características comunes:
- La posibilidad de observar un tránsito delante de su estrella es mucho mayor que en planetas en órbitas más alejadas.
- Dado al alto nivel de insolación su densidad es menor que la que tendrían en otro caso.
- Se piensa que en todos ellos se ha producido migración planetaria, ya que no debería haber material suficiente tan cerca de la estrella para que se forme un planeta de esa masa.
- Todos tienen órbitas de baja excentricidad, pues sus órbitas tienden a ser circulares por el proceso de libración. Esto también causa que el planeta sincronice su rotación con el período orbital (rotación síncrona).
Los planetas tipo Júpiter caliente son los planetas extrasolares más fáciles de detectar por el método de velocidad radial, pues las oscilaciones que inducen en el movimiento de la estrella madre son relativamente grandes y rápidos en comparación a otro tipo de planetas.
[editar] Ejemplos
El primer planeta extrasolar descubierto, 51 Pegasi b, es un planeta del tipo Júpiter caliente. Además de éste, en la siguiente tabla se recogen algunos ejemplos de este tipo de planetas.
| Planeta | Constelación | Masa (MJ) | Período orbital (días) | Semieje mayor (UA) |
|---|---|---|---|---|
| 51 Pegasi b | Pegaso | > 0.47 | 4.231 | 0.052 |
| HD 168746 b | Serpens | > 0.23 | 6.403 | 0.065 |
| HD 179949 b | Sagitario | > 0.92 | 3.092 | 0.044 |
| HD 75289 b | Vela | > 0.47 | 3.509 | 0.048 |
En todos se observa que sus períodos orbitales son de sólo unos días terrestres. Esto hace que sea más probable lograr detectarlos por los métodos de tránsito astronómico y velocidad radial que planetas con órbitas más lejanas, como Júpiter (que tiene un periodo orbital de más de 11 años), ya que con estos habría que realizar observaciones sobre sus estrellas madre por muchas décadas, antes de detectar,por ejemplo, la periodicidad en las caídas de intensidad luminosa.
