PSR-B1620-26

PSR B1620−26 es un sistema binario de estrellas situado a una distancia de 3.800 parsecs (12.400 años luz) en el cúmulo globular de Messier 4 (M4, NGC 6121) en la constelación de Escorpio. El sistema está compuesto por un púlsar (PSR B1620−26 A) y una estrella enana blanca (WD B1620−26, o PSR B1620−26 B). A partir del año 2000, se confirmó que el sistema también tenía un exoplaneta orbitando las dos estrellas.

Historia

El sistema doble (triple incluyendo el compañero subestelar) se encuentra justo fuera del núcleo del cúmulo globular. Se ha estimado que la edad del cúmulo es de unos 12.200 millones de años. Por lo tanto, esta es la edad estimada para el nacimiento del planeta y de dos estrellas.

Existe una pequeña disputa sobre las reglas de nomenclatura adecuadas para este inusual sistema estelar. Una parte considera que la convención A/B de nombrar estrellas binarias tiene prioridad, de modo que el púlsar es PSR B1620−26 A, la compañera enana blanca es PSR B1620−26 B y el planeta es PSR B1620−26 c. La otra parte considera que PSR se aplica solo a las estrellas que son púlsares, no a sus compañeras, por lo que la enana blanca debería nombrarse utilizando la convención WD, lo que hace que el púlsar sea PSR B1620−26, la enana blanca "WD J1623−266", y el planeta "PSR B1620−26 b". Los primeros artículos utilizaban la primera convención, pero los catálogos de estrellas han estado utilizando la segunda. La propuesta más reciente proporciona una nomenclatura como PSR B1620−26 (AB)b, que incluye las letras mayúsculas A y B entre paréntesis para identificar los componentes estelares internos del sistema binario, seguidas de la letra cursiva b que hace referencia al planeta compañero externo. En la práctica, el contexto deja claro si se hace referencia al púlsar, a la enana blanca, al planeta o al sistema en su conjunto.

Enana blanca

La masa de la enana blanca es de 0,34 masas solares y orbita con un período de 191 días con una inclinación de 55° con respecto a su púlsar compañero. Su edad es de aproximadamente (480±140)×10⁶ años.

Sistema planetario

PSR B1620−26 b se detectó originalmente a través de los cambios Doppler que su órbita induce en las señales de la estrella que orbita (en este caso, cambios en el período de pulsación aparente del púlsar).

A principios de los años 90, un grupo de astrónomos dirigido por Donald Backer, que estudiaba lo que creían que era un púlsar binario, determinó que se necesitaba un tercer objeto para explicar los desplazamientos Doppler observados. En pocos años, se midieron los efectos gravitacionales del planeta sobre la órbita del púlsar y la enana blanca, lo que dio como resultado una estimación de la masa del tercer objeto que era demasiado pequeña para ser una estrella. La conclusión de que el tercer objeto era un planeta fue anunciada por Stephen Thorsett y sus colaboradores en 1993.