55 Cancri

55 Cancri este un sistem de stele binare situat la 41 de ani lumină de soare în constelația Racul.Sistemul este format dintr-o stea de tip K (desemnată 55 Cancri A, numită și Copernicus / koʊˈpɜːrnɪkəs /) și o pitică roșie mai mică (55 Cancri B).Începând cu 2015, cinci exoplanete (desemnate 55 Cancri b, c, d, e și f) se cred că orbitează 55 Cancri A.

Masă	Rază	Luminozitate	Gravitație(log g)	Vârstă	Temperatură
55 Cancri A
0.960±0.067 M☉	0.960±0.018 R☉	0.589±0.014 L☉	4.37 cgs	10.2 ± 2.5 Gyr	5 165 K
55 Cancri B
0.255 M☉	0.273 R☉	0.003 L☉	$-$	$-$	3 233 K

Nomenclatură

De asemenea, poartă denumirea Bayer ρ¹ Cancri (latinizată la Rho¹ Cancri) și denumirea catalogului Bright Star HR 3522. Cele două componente sunt desemnate A și B, deși A este ea însăși uneori denumită 55 Cancri. Prima planetă descoperită orbitând 55 Cancri A a fost desemnată HR 3522b de către descoperitorii săi,deși este mai des denumită 55 Cancri b.Conform regulilor pentru denumirea obiectelor din sistemele stelelor binare, ar trebui să fie numit 55 Cancri Ab și această formă mai formală este folosită ocazional pentru a evita confuzia cu steaua secundară 55 Cancri B. Celelalte planete descoperite au fost desemnate 55 Cancri c, d , e și f, în ordinea descoperirii lor.

În iulie 2014, Uniunea Astronomică Internațională a lansat un proces pentru a da nume proprii anumitor exoplanete și stelelor lor gazdă. Procesul a implicat nominalizarea publică și votarea noilor nume. În decembrie 2015, IAU a anunțat că numele câștigătoare au fost Copernicus pentru 55 Cancri A și Galileo, Brahe, Lipperhey, Janssen și Harriot pentru planetele sale (b, c, d, e și, respectiv, f).

Numele câștigătoare au fost cele prezentate de Asociația Regală Olandeză pentru Meteorologie și Astronomie din Olanda. Aceștia îi cinstesc pe astronomii Nicolaus Copernicus, Galileo Galilei, Tycho Brahe și Thomas Harriot, precum și pe producătorii de ochelari și pionierii telescopului Hans Lipperhey și Jacharias Janssen. (IAU a anunțat inițial că numele câștigător a fost Lippershey pentru 55 Cancri d. În ianuarie 2016, ca recunoaștere a faptului că numele său real era Lipperhey (cu Lippershey o eroare introdusă în secolul al XIX-lea), numele exoplanetei a fost corectat în Lipperhey de către IAU și acest nume a fost trimis site-urilor oficiale care țin evidența informațiilor astronomice.

În 2016, IAU a organizat un grup de lucru pentru numele stelelor (WGSN) pentru a cataloga și standardiza numele proprii pentru stele. În primul său buletin din iulie 2016,WGSN a recunoscut în mod explicit numele exoplanetelor și ale stelelor gazdă aprobate de Comitetul executiv al grupului de lucru Numirea publică a planetelor și a sateliților planetari, inclusiv numele stelelor adoptate în timpul campaniei 2015 NameExoWorlds. Această stea este acum introdusă în catalogul IAU al numelor de stele.

Sistemul stelar

Sistemul 55 Cancri este situat destul de aproape de Sistemul Solar: satelitul de astrometrie Gaia a măsurat paralaxa de 55 Cancri A ca 79,45 miliarcsecunde, corespunzând unei distanțe de 12,6 parsec (41,1 ani lumină). 55 Cancri A are o magnitudine aparentă de 5,95, făcându-l vizibil doar cu ochiul liber sub ceruri foarte întunecate. Piticul roșu 55 Cancri B este de magnitudinea a 13-a și este vizibil doar printr-un telescop. Cele două componente sunt separate de o distanță estimată de 1065 UA (6,15 zile-lumină). În ciuda separării lor largi, cele două stele par a fi legate gravitațional, deoarece împărtășesc o mișcare corectă comună.

Steaua primară, 55 Cancri A, are un tip spectral de K0IV-V, indicând o secvență principală sau o stea subgigantă. Are o rază mai mică și ușor mai puțin masivă decât Soarele, deci este mai rece și mai puțin luminos. Steaua are emisii scăzute din cromosfera sa și nu este variabilă în spectrul vizibil , dar este variabilă în raze X. Este mai îmbogățit decât Soarele în elemente mai grele decât heliul, cu 186% din abundența solară a fierului; prin urmare, este clasificată ca o stea rară „super-bogată în metale” (SMR). Această abundență de metal face dificilă estimarea vârstei și a masei stelei, deoarece modelele evolutive sunt mai puțin bine definite pentru astfel de stele. comparativ cu valoarea solară de 0,55. Estimările de vârstă pentru 55 de Cancri A includ 7,4-8,7 miliarde de ani și 10,2 ± 2,5 miliarde de ani.

O ipoteză pentru conținutul ridicat de metal în stelele pitice SMR este că materialul îmbogățit în elemente grele a căzut în atmosferă de pe un disc protoplanetar. Acest lucru ar polua straturile externe ale stelei, rezultând o metalicitate mai mare decât cea normală. Lipsa unei zone de convecție profundă ar însemna că straturile exterioare ar păstra raporturi de abundență mai ridicate ale acestor elemente grele.

Observațiile a 55 Cancri A în regiunea submilimetrică a spectrului nu au reușit până acum să detecteze orice praf asociat. Limita superioară a emisiilor în limita a 100 UA a acestei stele este de aproximativ 850 mJy, la o lungime de undă de 850 μm. Acest lucru limitează masa totală de praf fin din jurul stelei la mai puțin de 0,01% din masa Pământului. Totuși, acest lucru nu exclude prezența unei centuri de asteroizi sau a unui echivalent de centură Kuiper.

Secundara, 55 Cancri B, este o stea pitică roșie mult mai puțin masivă și luminoasă decât Soarele. Există indicii că componenta B poate fi ea însăși o stea dublă, deși acest lucru este incert.

Sistem planetar

Sistemul planetar 55 Cancri A

Planetă (ordinea de la stea)	Masă	Distanța de la stea (UA)	Perioadă orbitală (zile)	Excentricitate	Dată descoperire
55 Cancri e	7.99 M⊕	0.01544	0.7365474	0.05 ± 0.03	2004
55 Cancri b	0.825 MJ	0.1148	14.6507	0.010 ± 0.003	1996
55 Cancri c	54.349 M⊕	0.2403	44.364	0.005 ± 0.003	2002
55 Cancri f	49.263 M⊕	0.781	259.8	0.30 ± 0.05	6 noiembrie 2007
55 Cancri d	3.82 MJ	5.74	5169	0.014 ± 0.009	2002

Sistemul 55 Cancri a fost primul cunoscut pentru a avea patru, și mai târziu cinci planete, și poate avea mai multe. Planeta cea mai interioară, e, tranzitează 55 Cancri A așa cum este privită de pe Pământ. Următoarea planetă, b, nu este tranzitorie, dar există dovezi provizorii că este înconjurată de o atmosferă extinsă care tranzitează steaua.

În 1997, a fost anunțată descoperirea unei 51 planete asemănătoare cu Pegasi care orbitează 55 Cancri A, împreună cu planeta Tau Boötis și planeta interioară a Upsilon Andromedae. Planeta a fost descoperită prin măsurarea vitezei radiale a stelei, care a arătat o periodicitate de aproximativ 14,7 zile corespunzătoare unei planete de cel puțin 78% din masa lui Jupiter. Aceste măsurători ale vitezei radiale au arătat încă o derivă nedescoperită de această planetă, care ar putea fi explicată prin influența gravitațională a unui obiect mai îndepărtat.

În 1998 a fost anunțată descoperirea unui posibil disc de praf în jurul valorii de 55 Cancri A. Calculele au dat razei discului cel puțin 40 UA, similar cu centura Kuiper din sistemul solar, cu o înclinație de 25 ° față de planul cerului. Cu toate acestea, descoperirea nu a putut fi verificată și ulterior a fost considerată falsă, cauzată în schimb de galaxiile de fundal.

După efectuarea unor măsurători suplimentare ale vitezei radiale, în 2002 a fost anunțată o planetă care orbitează la o distanță de aproximativ 5 UA. Această planetă a primit denumirea 55 Cancri d. În momentul descoperirii, se credea că planeta se află pe o orbită de excentricitate ușoară (aproape de 0,1), dar această valoare a fost mărită prin măsurători ulterioare. Chiar și după contabilizarea acestor două planete, a rămas o periodicitate la 43 de zile, posibil datorată unei a treia planete. Măsurătorile stelei au sugerat că acest lucru s-a apropiat de perioada de rotație a stelei, ceea ce a ridicat posibilitatea ca semnalul de 43 de zile să fie cauzat de activitatea stelară. Această posibilă planetă a primit denumirea 55 Cancri c.

55 Cancri e a fost anunțat în 2004. [38] Cu 8,3 mase de Pământ, este un super-Pământ mare care se credea inițial că avea o perioadă orbitală de 2,8 zile, deși s-a constatat mai târziu că acesta era un pseudonim al perioadei sale reale de 0,74 zile, prin observații ale tranzitării e în 2011. Această planetă a fost prima instanță cunoscută a unei a patra planete extrasolare într-un sistem și a fost planeta cea mai scurtă perioadă până la descoperirea PSR J1719-1438 b. Măsurătorile care au dus la descoperirea acestei planete au confirmat și existența 55 Cancri c.

În 2005, Jack Wisdom a combinat trei seturi de date și a tras două concluzii distincte: că planeta de 2,8 zile era un alias și că exista o planetă la scară de Neptun cu o perioadă de aproape 261 de zile. Fischer și colab. (2008) au raportat noi observații despre care au spus că au confirmat existența planetei de 2,8 zile, după cum au raportat pentru prima dată McArthur și colab. (2004) și o planetă de 260 de zile cu dimensiunea lui Neptun, după cum a raportat pentru prima dată Wisdom (2005). Cu toate acestea, Dawson și Fabrycky (2010) au ajuns la concluzia că planeta de 2,8 zile era într-adevăr un alias, așa cum sugerează Wisdom (2005) și că perioada corectă a fost de 0,7365 zile.

În 2007, Fisher și colab. a confirmat existența planetei de 260 de zile propusă în 2005 de Înțelepciune. Această planetă, de 55 de ani, a fost prima apariție a unei a cincea planete extrasolare într-un sistem. Cu o masă similară cu c, are o orbită de 260 de zile, către marginea interioară a zonei locuibile a 55 Cancri A. Planeta în sine nu se crede că este propice vieții, dar lunile ipotetice, în principiu, ar putea menține cel puțin viața microbiană.

Excentricitatea planetei e este slab definită; valorile variabile între 0 și 0,4 nu îmbunătățesc în mod semnificativ potrivirea, astfel încât sa presupus o excentricitate de 0,2. Luând în considerare interacțiunile dintre planete rezultă o excentricitate orbitală aproape zero.

Observațiile astrometrice cu telescopul spațial Hubble au măsurat o înclinație de 53 ° a planetei exterioare d, deși acest rezultat se bazează pe parametrii orbitali exacți care au fost revizuiți în mod substanțial de când a fost publicat. Tranzitele observate ale e sugerează o orbită normală înclinată la 9 ° față de linia de vizibilitate, iar o posibilă detectare a tranzitului unei atmosfere extinse în jurul valorii de 55 Cancri b, dacă ar fi confirmată, ar implica că și ea se află pe o orbită care este aproape de margine. Între ele, nu s-a făcut nicio măsurare a înclinației lui c și f. Se credea că, cu cinci planete, sistemul nu se poate abate de la coplanaritate pentru a menține stabilitatea. O încercare de a măsura nealinierea spin-orbită a planetei celei mai interioare a raportat că se afla pe o orbită aproape polară, dar această interpretare a datelor a fost contestată de un studiu ulterior, cu inconsecvențe observate între stelele implicite și cele ale căror mișcări de rotație au fost măsurate.

Rapoartele aproximative ale perioadelor orbitelor adiacente sunt (continuând spre exterior): 1:20, 1: 3, 1: 6, 1:20. Raportul de aproape 1: 3 între 55 Cancri b și c este aparent o rezonanță aproape, mai degrabă decât o rezonanță reală de mișcare.

Sunt posibile mai multe planete în zona stabilă, între f și d la 0,9 până la 3,8 UA cu excentricități sub 0,4. Având în vedere planeta ipotetică g de până la 50 de mase ale Pământului, regiunile de rezonanță a mișcării medii stabile se află la 3f: 2g, 2g: 1d și 3g: 2d. În ceea ce privește spațiul din afara orbitei lui d, zona sa de stabilitate începe dincolo de 10 UA, deși există o zonă de stabilitate între 8,6 - 9 UA datorită unei rezonanțe 2: 1.

Comunicare

Un mesaj METI a fost trimis către 55 Cancri. Acesta a fost transmis de la cel mai mare radar din Eurasia - radarul planetar Eupatoria de 70 de metri (230 de picioare). Mesajul a fost denumit Cosmic Call 2; a fost trimis la 6 iulie 2003 și va ajunge la 55 Cancri în mai 2044.