| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Monoceros |
| CCDM J06294-0249 A [1] | |
| Ascensión recta | 06 h 29 m 23.401 s [1] |
| Declinación | −02 ° 48 ′ 50.32 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 11.15 [1] |
| CCDM J06294-0249 B [2] | |
| Ascensión recta | 06 h 29 m 23.52 s [2] |
| Declinación | −02 ° 48 ′ 51.1 ″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 14,23 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M4.5V [1] / M8V [2] |
| Magnitud aparente (B) | ~ 12.77 [1] /~15.96 [3] |
| Magnitud aparente (V) | ~ 11.08 [1] /~14.23 [2] |
| Magnitud aparente (R) | ~ 9,78 [1] |
| Magnitud aparente (I) | ~ 8.06 [1] |
| Magnitud aparente (J) | ~ 6.376 [1] /~8.17 [3] |
| Magnitud aparente (H) | ~ 5.754 [1] /~7.38 [3] |
| Magnitud aparente (K) | ~ 5.486 [1] /~6.99 [3] |
| Índice de color U − B | 1.19 / - |
| Índice de color B − V | 1.72 / - |
| Tipo variable | UV Ceti [4] Flare star [1] / |
| Astrometria | |
| Radial velocity (Rv) | +18.2 km/s |
| Proper motion (μ) | RA: 694.73 mas/yr Dec.: −618.62 mas/yr |
| Parallax (π) | 244.07 ± 0.73[3] mas |
| Distance | 13.36 ± 0.04 ly (4.10 ± 0.01 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | 13.09/16.17 |
| Orbit | |
| Period (P) | 16.595 ±0.0077[3] yr |
| Semi-major axis (a) | 1.1012 ±.0082[3]″ |
| Details | |
| Mass | 0.2228 ±0.0055[3]/ 0.1107 ±0.0028[3] M☉ |
| Other designations | |
| Ross 614 A: LHS 1849 | |
| Ross 614 B: LHS 1850 | |
| Database references | |
| SIMBAD | The system |
| A | |
| B | |
Ross 614 (V577 Monocerotis) es una enana roja UV Ceti [4] flama de la estrella y es el miembro principal de una cercana estrella binaria del sistema en la constelación de Monoceros . Esta estrella tiene una magnitud de aproximadamente 11, haciéndola invisible a simple vista a pesar de que es una de las estrellas más cercanas al Sol. [1] Este sistema se encuentra entre los más cercanos al Sol a una distancia estimada de aproximadamente 13.3 años luz . Debido a que esta estrella está tan cerca de la Tierra, a menudo es objeto de estudio, de ahí la gran cantidad de designaciones por las que se la conoce.
Sistema binario de estrellas [ editar ]
Este sistema estelar binario consiste en dos enanas rojas de baja masa muy próximas entre sí . La estrella secundaria es una tenue magnitud 14 perdida en el resplandor de la estrella primaria cercana. [2]
La determinación más reciente de los elementos orbitales del sistema proviene de un estudio realizado por George Gatewood utilizando fuentes más antiguas junto con datos del satélite Hipparcos . Este estudio arrojó un período orbital de aproximadamente 16.6 años y una separación del eje semi-mayor de aproximadamente 1.1 segundos de arco (2.4–5.3 UA). [3]
La determinación más reciente de los elementos orbitales del sistema proviene de un estudio realizado por George Gatewood utilizando fuentes más antiguas junto con datos del satélite Hipparcos . Este estudio arrojó un período orbital de aproximadamente 16.6 años y una separación del eje semi-mayor de aproximadamente 1.1 segundos de arco (2.4–5.3 UA). [3]
Historia [ editar ]
La estrella principal fue descubierta en 1927 por FE Ross usando el telescopio refractor de 40 pulgadas (100 cm) en el Observatorio Yerkes . Se dio cuenta del alto movimiento propio de esta tenue estrella de magnitud 11 en sus placas de la segunda época que formaban parte de un estudio astronómico iniciado por EE Barnard , su predecesor en el observatorio. Ross luego incluyó a esta nueva estrella en su catálogo homónimo junto con muchos otros que descubrió.
La primera detección de un sistema binario fue en 1936 por Dirk Reuyl utilizando el telescopio refractor de 26 pulgadas del Observatorio McCormick de la Universidad de Virginia.utilizando el análisis astrométrico de placas fotográficas. [5] En 1951, Sarah L. Lippincott hizo las primeras predicciones razonablemente precisas de la posición de la estrella secundaria utilizando el telescopio refractor de 24 pulgadas (61 cm) del Observatorio Sproul . [6] Estos cálculos fueron utilizados por Walter Baade para encontrar y resolver ópticamente este sistema binario por primera vez utilizando el entonces nuevo Telescopio Hale de 5 m (200 pulgadas ) en el Observatorio Palomar en California .
La primera detección de un sistema binario fue en 1936 por Dirk Reuyl utilizando el telescopio refractor de 26 pulgadas del Observatorio McCormick de la Universidad de Virginia.utilizando el análisis astrométrico de placas fotográficas. [5] En 1951, Sarah L. Lippincott hizo las primeras predicciones razonablemente precisas de la posición de la estrella secundaria utilizando el telescopio refractor de 24 pulgadas (61 cm) del Observatorio Sproul . [6] Estos cálculos fueron utilizados por Walter Baade para encontrar y resolver ópticamente este sistema binario por primera vez utilizando el entonces nuevo Telescopio Hale de 5 m (200 pulgadas ) en el Observatorio Palomar en California .
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Ofiuco |
| Ascensión recta | 16 h 30 m 18.0584 s [2] |
| Declinación | –12 ° 39 ′ 45.325 ″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 10.07 [3] (10.05 - 10.10) [4] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M3.5V [5] |
| Índice de color U − B | +1.20 [6] |
| Índice de color B − V | +1.57 [3] |
| Tipo variable | POR Draconis [4] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | –21,22 [7] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: –94.212 [2] mas / año Dec .: 1,183.679 [2] mas / año |
| Paralaje (π) | 232,29 ± 0,49 [2] mas |
| Distancia | 14.04 ± 0.03 ly (4.305 ± 0.009 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 11,87 [5] |
| Detalles | |
| Masa | 0.294 [5] M ☉ |
| Radio | 0,307 (± 0,027) [5] R ☉ |
| Luminosidad (bolométrica) | 0,0102 [5] L ☉ |
| Luminosidad (visual, L V ) | 0.0015 L ☉ |
| Temperatura | 3342 ± 49 [5] K |
| Metallicity [Fe / H] | –0.09 ± 0.09 [5] dex |
| Rotación | 94 ± 1 días [5] |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
Wolf 1061 (también conocido como HIP 80824 y V2306 Ophiuchi) es una estrella enana roja de clase M ubicada a 14.1 años luz de distancia en la constelación de Ofiuco . Es el 36º sistema estelar más cercano conocido al Sol y tiene un movimiento propio relativamente alto de 1.2 segundos de arco por año. Al igual que muchas enanas rojas, lo más probable es que tenga un largo período de rotación de más de 100 días, aunque es difícil de medir con precisión. Wolf 1061 no tiene ninguna característica espectroscópica inusual . [8] La estrella fue catalogada por primera vez en 1919 por el astrónomo alemán Max Wolfcuando publicó una lista de estrellas tenues que tenían movimientos muy altos. El nombre de Wolf 1061 se origina en esta lista. [9] La estrella tiene un período de rotación estelar de 89.3 ± 1.8 ~ días. Un estudio de siete años no encontró evidencia de tránsitos fotométricos y confirma que las señales de velocidad radial no se deben a la actividad estelar. La estimación de zona habitable para el sistema se encuentra entre aproximadamente 0.1 y 0.2 UA de la estrella.
Sistema planetario [ editar ]
En diciembre de 2015, un equipo de astrónomos de la Universidad de Nueva Gales del Sur anunció el descubrimiento de tres planetas que orbitan Wolf 1061. Los planetas fueron detectados mediante el análisis de 10 años de observaciones del sistema Wolf 1061 por el espectrógrafo HARPS en el Observatorio La Silla en Chile . El equipo usó mediciones de velocidad radial radiales del espectro de la estrella en los datos de HARPS y, junto con 8 años de fotometría del All Sky Automated Survey , descubrió dos planetas definidos con períodos orbitales de alrededor de 4.9 y 17.9 días y un tercero muy probable con un período de 67,3 días. [8]
Los tres planetas tienen masas lo suficientemente bajas como para que puedan ser planetas rocosos similares a los planetas internos del Sistema Solar, aunque actualmente se desconocen sus tamaños y densidades reales. Sin embargo, esta información se pudo determinar si los planetas resultan de tránsito frente a Lobo 1061 cuando se ve desde la Tierra. Debido a que los tres planetas orbitan cerca de la estrella y tienen períodos orbitales cortos, existe la posibilidad de que esto ocurra. El equipo de la Universidad de Nueva Gales del Sur estimó las posibilidades de un tránsito en alrededor del 14% para el planeta b, el 6% para el planeta c y el 3% para el planeta d. [8]
Uno de los planetas, Wolf 1061 c , es una súper-Tierra ubicada cerca del borde interior de la zona habitable de la estrella , que se extiende de manera conservadora de 0.11 a 0.21 AU, o como máximo de 0.09 a 0.23 AU. [3] Es uno de los más cercanos conocidos planetas potencialmente habitables a la tierra después Proxima b , Ross 128 b , y Luyten b . [10] [11] El próximo planeta, Wolf 1061 d, podría ser marginalmente habitable dependiendo de la composición de su atmósfera, ya que orbita un poco más allá de la zona habitable. [8]
En marzo de 2017, otro equipo de astrónomos volvió a analizar el sistema utilizando el espectrógrafo HARPS. Descubrieron que los planetas byc son bastante similares a sus parámetros informados originalmente, pero descubrieron que el planeta d era más masivo y en una órbita más grande y excéntrica. El equipo también pudo encontrar parámetros actualizados para la estrella anfitriona. Sus resultados mostraron que Wolf 1061 c es un poco más pequeño, pero más cercano al borde interior de la zona habitable. [5]
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Eje semieje mayor ( AU ) | Periodo orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| si | ≥1.91 ± 0.25 M ⊕ | 0.0375 ± 0.0012 | 4.8869 ± 0.0005 | 0.15 0.13 -0.10 | - | 1.2 (estimado) R ⊕ |
| C | ≥3.41 0,43 -0,41 M ⊕ | 0.0890 ± 0.003 | 17.8719 ± 0.0059 | 0.11 +0.10 −0.07 | - | 1.45 (estimado) R ⊕ |
| re | ≥7.7 +1.12 −1.06 M ⊕ | 0.470 ± 0.016 | 217.21 0.55 -0.52 | 0.55 +0.08 −0.09 | - | 2.2 (estimado) R ⊕ |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Virgo |
| Ascensión recta | 12 h 33 m 17.38 s [1] |
| Declinación | + 09 ° 01 ′ 15.8 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | A: 13,22 ± 0,01 B: 13,21 ± 0,01 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | dM6e / dM6e [3] |
| Índice de color U − B | 1.19 / |
| Índice de color B − V | 1.84 / |
| Tipo variable | Estrellas de la llamarada |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −2 [4] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −1730 [5] mas / año Dec .: +203 [5] mas / año |
| Paralaje (π) | 227.90 ± 4.60 [6] mas |
| Distancia | 14.3 ± 0.3 ly (4.39 ± 0.09 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 15.03 / 15.02 [7] |
| Órbita [2] | |
| Primario | GJ 473 A |
| Compañero | GJ 473 B |
| Periodo (P) | 15.532 ± 0.096 años |
| Eje semi mayor (a) | 0.9257 ± 0.0049 " (4.062 ± 0.098 AU ) |
| Excentricidad (e) | 0.2950 ± 0.0035 |
| Inclinación (i) | 103.00 ± 0.15 ° |
| Longitud del nodo (Ω) | 143,48 ± 0,19 ° |
| Época del periastrón (T) | 1992.297 ± 0.056 |
| Argumento del periastrón (ω) (secundario) | 347,2 ± 1,5 ° |
| Detalles | |
| Masa | A: 0.143 ± 0.011 B: 0.131 ± 0.010 [2] M ☉ |
| Otras designaciones | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
| ARICNS | A |
| B | |
Wolf 424 es un sistema estelar binario que comprende dos estrellas enanas rojas a una distancia de aproximadamente 14.2 años luz del Sol. Se encuentra en la constelación de Virgo , entre las estrellas ε Virginis y ο Virginis .
La naturaleza binaria cercana de esta estrella fue descubierta por el astrónomo holandés estadounidense Dirk Reuyl en 1941, sobre la base de un alargamiento de la estrella que se encuentra en las fotografías. [2] Las dos estrellas en el sistema Wolf 424 orbitan entre sí con un eje semi-mayor de 4.1 UA y una excentricidad de 0.3. Las estrellas tienen un período orbital de 15.5 años y tienen una magnitud aparente combinada de aproximadamente 12.5.
Wolf 424A es una estrella enana roja de secuencia principal fría de aproximadamente 0,14 masas solares (147 Júpiter ) y un radio de 0,17 radios solares. Su compañero, Wolf 424B, es una estrella enana roja de secuencia principal fría de aproximadamente 0,13 masas solares (136 Júpiter ) y un radio de 0,14 radios solares. Son dos de los objetos más oscuros conocidos dentro de los 15 años luz del Sol. En 1967, se descubrió que ambas son estrellas brillantes que experimentan aumentos aleatorios de luminosidad. El sistema ha sido designado FL Virginis, y puede experimentar actividad de manchas solares. Las estrellas pueden sufrir variaciones en el nivel de actividad de la llamarada durante períodos que duran varios años.
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