În astronomie , un obiect circumbinar este o planetă pe orbită în jurul unei stele binare . Orbita unui astfel de obiect se numește un tip P .
Un corp ceresc care orbitează componenta primară (resp. Secundară) a unui sistem binar este un obiect circumprimaire (resp. Circumsecondaire).
Primul sistem planetar circumbinar confirmat a fost detectat în 1993 în jurul pulsarului binar format din pulsarul de milisecundă PSR B1620-26 și pitica albă WD B1620-26 situată la 12.400 de ani lumină (3,8 kpc ) de Pământ în „ clusterul globular M4 al constelației Scorpius . Acest al treilea corp, PSR B1620-26 b , a fost caracterizat ca o planetă după cinci ani de observații și parametrii săi orbitali au fost specificați zece ani mai târziu.
Prima planetă extrasolară circumbinară din jurul unei stele de secvență principală a fost găsită în 2005 în sistemul HD 202206 : o planetă de dimensiunea lui Jupiter care orbitează un sistem format dintr-o stea asemănătoare Soarelui și o pitică maro . În plus, o analiză dinamică a sistemului arată existența unei rezonanțe 5: 1 între perioada orbitală a planetei și cea a piticului brun. Aceste observații ridică problema modului în care a fost format acest sistem, dar simulările numerice arată că o planetă formată într-un disc circumbinar poate migra în interiorul sistemului până când este capturată în rezonanță.
Steaua binară eclipsantă HW Virginis , situată la 590 ± 65 de ani lumină (181 ± 20 buc ) de Pământ în constelația Fecioară , are un sistem planetar circumbinar format din două exoplanete care orbitează o pitică roșie și o sub-pitică stelară de tip B spectral orbitându-se unul în jurul celuilalt în 0.116 795 zile .
O a patra exoplanetă circumbinară a fost detectată în 2010 în jurul stelei binare eclipsante DP Leonis , situată la 1.300 de ani lumină (400 buc ) distanță în constelația Leului și alcătuită dintr-o pitică roșie și o pitică albă care orbitează foarte aproape una de alta în aproximativ 1,5 ore . Obiectul ar fi o exoplanetă de aproximativ șase mase joviene care orbitează în aproape 24 de ani, la 8,6 UA de la baricentrul stelei binare.
Una dintre cele mai mediatizate detecții merge la Kepler-16b , poreclit „ Tatooine ” de presă, descoperit în vara anului 2011 în jurul unei eclipse binare formată dintr-un pitic roșu și un pitic portocaliu situat la aproximativ 200 de ani distanță - lumină în constelația Cygnus . Este un gigant gazos, o treime din masa joviană și trei sferturi din raza joviană, orbitând în șapte luni și jumătate la 0,70 UA de la baricentrul sistemului său planetar .
Existența a cel puțin altei planete circumbinare fusese propusă înainte de a fi invalidată, de exemplu pentru a explica proprietățile efectului gravitațional microlens observat în iulie 1997 în constelația Săgetătorului între o stea gigantică sau un subgigant de distanță spectrală de tip K de aproximativ 26.000 de ani lumină (8 kpc ) de Pământ și o stea binară formată din două pitici roșii distanțate la aproximativ 10 mii de ani lumină (3 kpc ) de Pământ și formând MACHO 97-BLG-41 . O primă analiză a descris-o pe aceasta din urmă ca fiind formată din doi pitici roșii ai bulbului galactic având o masă totală de aproximativ 0,8 masă solară cu o exoplanetă circumbinară de trei mase joviene care orbitează la aproximativ șapte unități astronomice ; o a doua analiză a invalidat acest model în favoarea unei stele binare a discului galactic ale cărei două componente acumulează o masă de 0,3 masă solară și orbitează una în jurul celeilalte în 1,5 ani la o distanță de 0, 9 UA .
Stea | Planetă | Masa minima ( M J ) |
Axa semi-majoră ( UA ) |
Perioada orbitală ( a ) |
Descoperire |
---|---|---|---|---|---|
PSR B1620-26 | b | 2.5 | 23 | 100 | 2003 |
HD 202206 | vs. | 2,44 | 2,55 | 3,79 | 2005 |
HW Vir | b | 19,23 ± 0,24 | 5,30 ± 0,23 | 15,84 ± 0,14 | 2008 |
vs. | 8,47 ± 0,42 | 3,62 ± 0,52 | 9,08 ± 0,22 | 2008 | |
DP Leo | b | 6,28 ± 0,58 | 8.6 | 23.8 | 2009 |
NN Serpentis | vs. | 6,91 ± 0,54 | 0,7048 ± 0,001 | 5,38 ± 0,20 | 2010 |
d | 2,28 ± 0,38 | 3,39 ± 0,10 | 7,75 ± 0,35 | 2010 | |
Kepler-16 | b | 0,333 ± 0,016 | 0,7048 ± 0,001 | 0,6266 ± 0,0001 | 2011 |
Kepler-34 | b | 0,220 ± 0,0011 | 1,0896 ± 0,0009 | 288,822 ± 0,081 | 2012 |
Kepler-35 | b | 0,127 ± 0,02 | 0,603 ± 0,001 | 131,5 ± 0,1 | 2012 |
Stea | Planetă | Masa minima ( M J ) |
Axa semi-majoră ( UA ) |
Perioada orbitală ( a ) |
Descoperire |
---|---|---|---|---|---|
97-BLG-41 | b | ~ 3 | ~ 7 | ? | 1999 |