PSR J1719-1438 b
Planeta púlsar
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PSR J1719-1438 b es un remanente estelar de masa planetaria que orbita el pulsar PSR J1719-1438, ubicada a unos 3.900 años luz (1200.0 pc) en la constelación de Serpens Cauda.
| PSR J1719-1438 b | ||
|---|---|---|
| Descubrimiento | ||
| Descubridor | Matthew Bailes | |
| Fecha | 2011 | |
| Método de detección | pulsar timing | |
| Lugar | Observatorio Parkes | |
| Categoría | Planeta púlsar | |
| Estado | Confirmado | |
| Estrella madre | ||
| Orbita a | PSR J1719-1438 | |
| Constelación | Serpens | |
| Ascensión recta (α) | 259,79197083 grados sexagesimales | |
| Declinación (δ) | -14,6336 | |
| Distancia estelar | 3914 ± 978 | |
| Tipo espectral | PSR | |
| Magnitud aparente | >22,0 | |
| Masa | 1,4 Msol | |
| Radio | 14 km | |
| Elementos orbitales | ||
| Semieje mayor | 0.0044 UA | |
| Excentricidad | 0.0600 | |
| Elementos orbitales derivados | ||
| Período orbital sideral | 2,176951032 h | |
| Características físicas | ||
| Masa | 1,02 MJúpiter | |
| Radio | ≤0,4RJúpiter (min) | |
| Características atmosféricas | ||
| Temperatura | K | |
Su descubrimiento se anunció públicamente en el 25 de agosto de 2011 por un equipo dirigido por Matthew Bailes en la Universidad Tecnológica de Swinburne en Melbourne, Australia. El sistema se identificó mediante la cronometración de púlsares durante el Sondeo de Alta Resolución Temporal del Universo (HTRU) con el radiotelescopio Parkes (64 m), y posteriormente se cronometró con el telescopio Parkes y Lovell (76 m). Su estrella PSR J1719-1438 es un púlsar de milisegundo de 5,7 ms. Es un objeto de masa joviana, siendo 1,4 veces más masivo que Júpiter pero con una densidad mínima de 23 g/cm3 , lo que permite calcular un radio en aproximadamente 40% menor al de Júpiter. PSR 1719-1438 b completa su órbita en 2,17695 h y un semieje púlsar proyectado de 1,82 ms (0,00182 luz-s, 0,0044 UA).
Se cree que PSR J1719-1438 b alguna vez fue un binario de rayos X de baja masa, pero debido a su proximidad a la estrella de neutrones, fue degradado por el material acumulado de la estrella y grandes cantidades de radiación. Debido a su alta densidad y su órbita extremadamente estrecha, el planeta probablemente comenzó como una antigua estrella enana blanca cuya estrella de neutrones lo despojó de sus capas externas, dejando sólo un núcleo de carbono y oxígeno cristalizado a una densidad mucho mayor que la del diamante.
Por 𝜌≈23 g/cm³ es mucho mayor que Júpiter (<2 g/cm³), lo que sugiere no es un gigante gaseoso, además de que su radio superaría el límite de Roche. Se considera que es oscuro y pequeño, lo que refuerza la hipótesis de una enana blanca.
Posible materia de quarks
En 2012, se propuso que la compañera es una masa de materia extraña (quark extraño) con una masa pero un radio de ~1 km, es decir, una densidad de ∼10¹⁴ g cm⁻³, mucho mayor que la propuesta dominante de enana C/O/He. Esta idea es especulativa, aunque compatible con el hecho de que el objeto es oscuro y compacto, pero no es necesaria según las observaciones actuales; el límite ρ ≳ 23 g cm⁻³ se explica perfectamente por un núcleo de enana blanca.
