HD 209458 b: differenze tra le versioni

Il pianeta è stato scoperto grazie a [[Spettrografo ELODIE|studi spettroscopici]] il 5 novembre [[1999]]. In precedenza, gli astronomi avevano reso noti i dati delle misure [[fotometriaFotometria (astronomia)|fotometriche]] di parecchie stelle (tra cui HD 209458) intorno alle quali si riteneva che potessero orbitare dei pianeti, nella speranza di riuscire ad osservare un calo della luminosità, segno di un [[transito (astronomia)|transito]] del pianeta sulla superficie della stella e dunque prova dell'esistenza stessa del pianeta. L'iniziale insuccesso di questi tentativi dipende dal fatto che l'orbita del pianeta ha un'[[inclinazione orbitale|inclinazione]] tale da non favorire i transiti.

Si ritiene che, a causa sempre delle forze mareali, il pianeta presenti una [[rotazione sincrona]], ovvero la durata di un giorno su HD 209458b sarebbe identica al periodo orbitale; il pianeta dunque rivolgerebbe alla stella sempre la medesima porzione di superficie, come la [[Luna]] alla Terra. Questo fenomeno sarebbe all'origine di un'enorme differenza di riscaldamento sulla superficie del pianeta, causa dei violentissimi [[vento|venti]] individuati dalla Terra. Mediante lo studio dell'[[effetto Rossiter-McLaughlin]], dovuto al transito del pianeta davanti alla sua stella, si è potuto misurare un angolo tra il momento angolare orbitale (normale all'orbita planetaria) e l'asse di rotazione della stella pari {{M|-4,4|1,4|u=°}}; questo angolo non è però l'angolo totale di disallineamento tra i due assi, ma solo la sua proiezione sul piano ortogonale alla congiungente tra l'osservatore ed il sistema. Si può dunque stimare che l'angolo di disallineamento del sistema sia maggiore o uguale a {{M|-4,4|1,4|u=°}}.<ref>{{cita web | titolo= Measuring accurate transit parameters | url= https://arxiv.org/abs/astro-ph/0807.4929v2 4929| annotitolo=Measuring 2008accurate |transit parameters|autore= Joshua N. Winn | urlmortodata=1 sìmaggio 2008|lingua=en|anno=2008}}</ref><ref>{{cita pubblicazione | url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/631/2/1215/62644.html | autore=Winn ''et al.'' | anno=2005|titolo=Measurement of Spin-Orbit Alignment in an Extrasolar Planetary System | rivista=The Astrophysical Journal | volume=631 | numero=2 | pp=1215–1226 | doi=10.1086/432571 | annourl=2005 | urlmorto=sì https://arxiv.org/abs/0803.0026}}</ref>

Le osservazioni condotte dal [[telescopio spaziale]] [[Microvariability and Oscillations of STars telescope|MOST]] hanno inizialmente limitato l'[[albedo]] del pianeta ad un valore inferiore al 30% (con un'[[albedo geometrica]] di {{M|3,8|4,5|u=%}}), il che lo avrebbe reso un oggetto straordinariamente scuro;<ref>{{cita web |url=https://arxiv.org/abs/0807.1928|titolo=Towards the Albedo of an Exoplanet: MOST Satellite Observations of Bright Transiting Exoplanetary Systems |url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0807.1928v1 |anno=2008 |autore=J. F. Rowe ''et al''|data=1 maggio 2008|lingua=en|accesso=216 giugno 2009ottobre 2021|urlmortoanno=sì 2008}}</ref> per raffronto, Giove possiede un'albedo molto più elevata, pari al 52%. Questo valore ha portato a ritenere che lo strato più alto di nubi di HD 209458 b sia costituito da materiale meno riflettente rispetto all'[[ammoniaca]] delle [[atmosfera di Giove|nubi gioviane]].<ref name="albedo">{{cita web | autore= J. Matthews | anno= 2005 | url= http://www.astro.umontreal.ca/~casca/PR/Casca2005_Matthews.html | titolo= MOST Space Telescope plays 'Hide & Seek' with an Exoplanet; Learns anout Atmosphere and Weather of a Distant World | accesso= 2 giugno 2009 | dataarchivio= 9 luglio 2009 | urlarchivio= https://web.archive.org/web/20090709055449/http://www.astro.umontreal.ca/~casca/PR/Casca2005_Matthews.html | urlmorto= sì }}</ref> I modelli sviluppati hanno mostrato che tra la sommità dell'atmosfera ed il gas caldo ad alta pressione che circonda il mantello esiste una [[stratosfera]] di gas a temperatura intermedia;<ref>{{cita web |url=https://arxiv.org/abs/0807.3588|titolo=Spectrum and atmosphere models of irradiated transiting extrasolar giant planets |url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0807.3588v |anno=2008 |autore=Ivan Hubeny, Adam Burrows|data=1 maggio 2008|urlmortolingua=sì en}}</ref><ref name="dobbs">{{cita web |titolo=Radiative Hydrodynamical Studies of Irradiated Atmospheres |url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0807.4541v1 |anno=2008 |autore=Ian Dobbs-Dixon |urlmorto=sì }}</ref> questo implicherebbe l'esistenza di un guscio esterno di nubi calde ed opache, con una discreta abbondanza di [[ossido di vanadio|ossidi di vanadio]] e [[biossido di titanio|titanio]] (come accade nelle [[nana rossa|stelle di classe M V]]), anche se non si esclude l'esistenza di altri composti più complessi, come le [[tolina|toline]].<ref name="dobbs" /> Sulla parte superiore della stratosfera si trova lo strato di idrogeno caldo responsabile dello scattering di Rayleigh, mentre al di sopra di esso si trova la porzione assorbente dello strato nuvoloso, soggetta ad una pressione di 25 millibar.<ref>{{cita web |titolo=Determining Atmospheric Conditions at the Terminator of the Hot-Jupiter HD209458b |url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0803.1054v2 |anno=2008 |autore=David K. Sing, A. Vidal-Madjar, A. Lecavelier des Etangs, ''et al'' |accesso=2 giugno 2009 |urlmorto=sì }}</ref>