| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| Constelación | Musca [1] |
| Ascensión recta | 11 h 45 m 42.9205 s [2] |
| Declinación | −64 ° 50 ′ 29.459 ″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 11.50 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | DQ6 [3] |
| Índice de color U − B | -0,59 [2] |
| Índice de color B − V | +0.19 [2] |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 2665.25 [2] mas / año Dec .: -346.19 [2] mas / año |
| Paralaje (π) | 215,80 ± 1,25 [4] mas |
| Distancia | 15.11 ± 0.09 ly (4.63 ± 0.03 pc ) |
| Detalles | |
| Masa | 0,75 ± 0,03 [5] M ☉ |
| Radio | 0.01 R ☉ |
| Luminosidad | 0,0005 [5] L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 8.27 ± 0.05 [5] cgs |
| Temperatura | 8,500 ± 300 [5] K |
| Años | (como enana blanca) [5] 1.44 Gyr |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
LP 145-141 (también LAWD 37 [14] ) es una enana blanca ubicada a 15 años luz del Sistema Solar . [15] Según un documento de 2009, es la cuarta enana blanca más cercana al Sol (después de Sirio B , Procyon B y la estrella de van Maanen ).
Historia de las observaciones [ editar ]
LP 145-141 se conoce al menos desde 1917, cuando RTA Innes y HE Wood publicaron su movimiento apropiado en el Volumen 37 del Circular del Observatorio de la Unión . [17] La designación correspondiente es UO 37 . [8] (Nota: esta designación no es única para esta estrella, es decir, todas las demás estrellas, enumeradas en la tabla en el Volumen 37 de esta Circular, también podrían llamarse por este nombre).
Movimiento espacial [ editar ]
LP 145-141 puede ser miembro del grupo móvil Wolf 219 , que tiene siete miembros posibles. Estas estrellas comparten un movimiento similar a través del espacio, lo que puede indicar un origen común. [18] Este grupo tiene una velocidad espacial estimada de 160 km / sy sigue una órbita altamente excéntrica a través de la galaxia de la Vía Láctea . [19]
Propiedades [ editar ]
Las enanas blancas ya no generan energía en sus núcleos a través de la fusión nuclear , y en su lugar irradian constantemente el calor restante. LP 145-141 tiene una clasificación espectral DQ , lo que indica que es un tipo raro de enana blanca que muestra evidencia de carbono atómico o molecular en su espectro. [20]
LP 145-141 tiene solo el 75% de la masa del Sol, pero es el remanente de una estrella masiva de secuencia principal que tenía un estimado de 4.4 masas solares . [21] Mientras estaba en la secuencia principal, probablemente era una estrella espectral de clase B (en el rango B4-B9). [22] La mayor parte de la masa original de la estrella se desprendió después de pasar a la etapa de rama gigante asintótica , justo antes de convertirse en una enana blanca.
GJ 1245 (Gliese 1245) es una estrella doble con componentes G 208-44 y G 208-45 , a 14 años luz de distancia, relativamente cerca del Sistema Solar . G 208-44 es en sí misma una estrella doble más cercana compuesta por dos enanas rojas , mientras que G 208-45 también es una enana roja. GJ 1245 es el 37º sistema estelar más cercano al Sistema Solar, ubicado en la constelación Cygnus . [3] GJ 1245 A y B son estrellas de destellos activos, [4] y el par se denomina colectivamente V1581 Cygni. [5]
La más grande de las tres estrellas, G208-44 A (GJ 1245 A) es solo el 11% de la masa del Sol . De las otras dos estrellas, G 208-44 B (GJ 1245 C), es la más cercana a la estrella A a 8 UA de distancia; es el 7% de la masa del sol. La tercera estrella, GJ 1245 B, está a 33 UA de la estrella A, y es el 10% de la masa del sol; parecería tan brillante como Venus desde la Tierra cuando se ve desde la estrella A.
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Cygnus |
| Ascensión recta | 19 h 53 m 54.492 s |
| Declinación | + 44 ° 24 ′ 53.41 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 13.41 / 14.01 / 16.75 |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M5.5 / M6 / M5.5 |
| Tipo variable | UV Cet [1] |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 397 mas / año Dec .: −482 mas / año |
| Paralaje (π) | 220,2 ± 1,0 [2] mas |
| Distancia | 14.81 ± 0.07 ly (4.54 ± 0.02 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 15.31 / 15.72 / 18.46 |
| Detalles | |
| Luminosidad | 0.000084 / 0.000048 L ☉ |
| Años | ~ 300 millones |
| Otras designaciones | |
| G 208-44 : NLTT 48414, LHS 3494, 2MASS J19535443 + 4424541 | |
| G 208-45 : NLTT 48415, LHS 3495, 2MASS J19535508 + 4424550 | |
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Gliese 876 es una enana roja aproximadamente a 15 años luz de distancia de la Tierra en la constelación de Acuario . Es una de las estrellas conocidas más cercanas al Sol que se confirmó que posee un sistema planetario y el quinto sistema más cercano conocido por consistir en múltiples planetas (después de Wolf 1061 , Kapteyn's Star , Tau Ceti y Epsilon Eridani ). A partir de 2018, cuatro planetas extrasolares.se ha encontrado que orbitan la estrella. El sistema planetario también es notable por las propiedades orbitales de sus planetas. Es el sistema sólo se conoce de los compañeros orbitales para exhibir una conjunción de triple en el fenómeno raro de resonancia Laplace (un tipo de resonancia observado primero en Jupiter tres interiores 's lunas de Galileo ). También es el primer sistema extrasolar alrededor de una estrella normal con coplanaridad medida . Dos de los planetas intermedios están ubicados en la zona habitable del sistema ; Sin embargo, son planetas gigantes que se cree que son análogos a Júpiter .
Distancia y visibilidad [ editar ]
Gliese 876 se encuentra bastante cerca del Sistema Solar . Según las mediciones astrométricas realizadas por el satélite Hipparcos , la estrella muestra una paralaje de 213.28 miliarcsegundos , [2] que corresponde a una distancia de 4.69 parsecs (15.3 ly ), convirtiéndola en la tercera estrella más cercana conocida con planetas en órbita, después de Epsilon. Eridani y Gliese 674 . [9] A pesar de estar tan cerca de la Tierra, la estrella es tan débil que es invisible a simple vista y solo se puede ver con un telescopio .
Características estelares [ editar ]
Como una enana roja, Gliese 876 es mucho menos masivo que el Sol: las estimaciones sugieren que solo tiene el 32% de la masa del Sol. [11] La temperatura de la superficie de Gliese 876 es más fría que la del Sol y la estrella tiene un radio más pequeño. [12] Estos factores se combinan para hacer que la estrella solo sea 1.24% tan luminosa como el Sol, y la mayor parte de esto se encuentra en longitudes de onda infrarrojas . Estimar la edad y la metalicidad de las estrellas frías es difícil debido a la formación de moléculas diatómicas en sus atmósferas , lo que hace que el espectroextremadamente complejo. Al ajustar el espectro observado a los espectros del modelo, se estima que Gliese 876 tiene una abundancia ligeramente menor de elementos pesados en comparación con el Sol (alrededor del 75% de la abundancia solar de hierro ). [7] Según la actividad cromosférica , es probable que la estrella tenga entre 6,5 y 9,9 mil millones de años, según el modelo teórico utilizado. [10] Sin embargo, su membresía entre la población de discos jóvenes sugiere que la estrella tiene menos de 5 mil millones de años, pero el largo período de rotación de la estrella implica que tiene al menos más de 100 millones de años. [9] Al igual que muchas estrellas de baja masa, Gliese 876 es una estrella variable . Su designación de estrella variablees IL Aquarii y se clasifica como una variable BY Draconis . Su brillo fluctúa alrededor de 0.04 magnitudes . [4] Se cree que este tipo de variabilidad es causado por grandes puntos de estrellas que se mueven dentro y fuera de la vista a medida que la estrella gira. [13] Gliese 876 emite rayos X. [14]
Sistema planetario [ editar ]
Historial de observación [ editar ]
El 23 de junio de 1998, dos equipos independientes liderados por Geoffrey Marcy y Xavier Delfosse anunciaron un planeta extrasolar en órbita alrededor de Gliese 876 . [11] [15] [16] El planeta fue designado Gliese 876 by fue detectado por espectroscopía Doppler . Según la medición de luminosidad, se cree que la zona habitable circunestelar (CHZ) se encuentra entre 0.116 y 0.227 UA. [17] El 9 de enero de 2001, se detectó un segundo planeta designado Gliese 876 c , dentro de la órbita del planeta previamente descubierto. [18] [19] La relación entre los períodos orbitalesInicialmente disfrazó la firma de velocidad radial del planeta como una excentricidad orbital aumentada del planeta exterior. Eugenio Rivera y Jack Lissauer descubrieron que los dos planetas experimentan fuertes interacciones gravitacionales mientras orbitan la estrella, haciendo que los elementos orbitales cambien rápidamente. [20] El 13 de junio de 2005, nuevas observaciones de un equipo dirigido por Rivera revelaron un tercer planeta, designado Gliese 876 d dentro de las órbitas de los dos planetas del tamaño de Júpiter. [21] En enero de 2009, la inclinación mutua entre los planetas byc se determinó utilizando una combinación de velocidad radial y mediciones astrométricas . Se descubrió que los planetas eran casi coplanarios, con un ángulo de solo 5.0+3.9
−2.3 ° entre sus planos orbitales. [22]
−2.3 ° entre sus planos orbitales. [22]
El 23 de junio de 2010, los astrónomos anunciaron un cuarto planeta, designado Gliese 876 e . Este descubrimiento restringió mejor la masa y las propiedades orbitales de los otros tres planetas, incluida la alta excentricidad del planeta más interno. [23] Esto también llenó el sistema dentro de la órbita de e; planetas adicionales allí serían inestables a la edad de este sistema. [24] En 2014, el reanálisis de las velocidades radiales existentes mostró la posible presencia de dos planetas adicionales. Estos planetas tendrían casi la misma masa que Gliese 876d. [25] En 2018, un estudio que utilizó cientos de nuevas mediciones de velocidad radial no encontró evidencia de estos planetas. [26]Si este sistema tiene un disco de cometa, es indetectable "más brillante que la luminosidad fraccional del polvo 10-5 " de un estudio reciente de Herschel. [27] Ninguno de estos planetas transita la estrella desde la perspectiva de la Tierra, lo que dificulta el estudio de sus propiedades. [28]
GJ 876 es un sistema padre candidato para el objeto ʻumuamua . La trayectoria de este objeto interestelar lo llevó cerca de la estrella hace unos 820,000 años con una velocidad de 5 km / s, después de lo cual ha sido perturbado por otras seis estrellas. [29]
Disposición orbital [ editar ]
Gliese 876 tiene una disposición orbital notable. Es el primer sistema planetario alrededor de una estrella normal que tiene inclinación mutua entre planetas medidos sin tránsitos (anteriormente, la inclinación mutua de los planetas que orbitaban el púlsar PSR B1257 + 12 se había determinado midiendo sus interacciones gravitacionales [30] ). Mediciones posteriores redujeron el valor de la inclinación mutua [9] y, en los últimos modelos de cuatro planetas, la incorporación de las inclinaciones mutuas no produce mejoras significativas en relación con las soluciones coplanarias. [23] El sistema tiene el segundo ejemplo conocido de una resonancia de Laplace con una resonancia 1: 2: 4 de sus planetas. El primer ejemplo conocido fueron las lunas galileanas más cercanas de Júpiter. - Ganímedes , Europa e Io . La integración numérica indica que el sistema coplanar de cuatro planetas es estable durante al menos otros mil millones de años. Este sistema planetario se acerca a una triple conjunción entre los tres planetas exteriores una vez por órbita del planeta más externo. [23]
Planetas [ editar ]
Los tres planetas más externos conocidos probablemente se formaron más lejos de la estrella y migraron hacia adentro. [24]
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Eje semieje mayor ( AU ) | Periodo orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| re | 6.83 ± 0.4 M ⊕ | 0.02080665 | 1.937780 | 0,207 ± 0,055 | - | - |
| C | 0.7142 ± 0.004 M J | 0.129590 ± 0.000024 | 30.0081 ± 0.008 | 0.25591 ± 0.0009 | - | - |
| si | 2,2756 ± 0,0045 M J | 0.208317 ± 0.00002 | 61,1166 ± 0,0086 | 0,0324 ± 0,0013 | - | - |
| mi | 14,6 ± 1,7 M ⊕ | 0.3343 ± 0.0013 | 124,26 ± 0,70 | 0.055 ± 0.012 | - | - |
- Gliese 876 d
Gliese 876d, descubierto en 2005, es el planeta más íntimo conocido. Con una masa mínima estimada de solo 5.88 veces la de la Tierra , es posible que sea un planeta terrestre denso .
- Gliese 876 c
Gliese 876 c, descubierto en 2001, es un planeta gigante con 0.62 planetas en masa de Júpiter. Está en una resonancia orbital 1: 2 con el planeta más externo conocido, demorando 30.340 días en orbitar la estrella. El planeta orbita dentro de la zona habitable. Su masa hace que sea más probable que sea un planeta de Clase II en la clasificación de planeta extrasolar Sudarsky . La presencia de agua líquida superficial es posible en satélites suficientemente masivos en caso de que existan.
- Gliese 876 b
Gliese 876 b, descubierto en 1998, es aproximadamente el doble de la masa de Júpiter y gira alrededor de su estrella en una órbita que tarda aproximadamente 61 días en completarse, a una distancia de solo 0.208 UA , menos que la distancia del Sol a Mercurio . [31] Su masa hace que sea más probable que sea un planeta Clase II o Clase III en el modelo Sudarsky. La presencia de agua líquida superficial es posible en satélites suficientemente masivos en caso de que existan.
- Gliese 876 e
Gliese 876 e, descubierto en 2010, tiene una masa similar a la del planeta Urano y su órbita tarda 124 días en completarse.
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