.svg) El vecindario del sistema solar que también incluye Lacaille 9352 | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Piscis Austrinus |
| Ascensión recta | 23 h 05 m 52.03604 s [1] |
| Declinación | −35 ° 51 ′ 11.0475 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 7.34 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M0.5V [3] |
| Índice de color U − B | +1,18 [2] |
| Índice de color B − V | +1.50 [2] |
| Tipo variable | Sospechoso [4] |
| Astrometria | |
| Radial velocity (Rv) | +9.7[5] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: +6,7665.995[6] mas/yr Dec.: +1,330.388[6] mas/yr |
| Parallax (π) | 304.2190 ± 0.0451[6] mas |
| Distance | 10.721 ± 0.002 ly (3.2871 ± 0.0005 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | 9.8[7] |
| Details | |
| Mass | 0.486 ± 0.012[8] M☉ |
| Radius | 0.470 ± 0.001[8] R☉ |
| Luminosity | 0.0367±0.0022[8] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 4.78[8] cgs |
| Temperature | 3,692±57[8] K |
| Metallicity [Fe/H] | −0.22 ± 0.09[9] dex |
| Rotational velocity (v sin i) | 1[5] km/s |
| Age | 4.57[10] Gyr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
| ARICNS | data |
Lacaille 9352 (Lac 9352) es una estrella enana roja en la constelación sur de Piscis Austrinus . Con una magnitud visual aparente de 7.34, [2] esta estrella es demasiado débil para ser vista a simple vista, incluso en excelentes condiciones de visión . Las mediciones de paralaje lo colocan a una distancia de aproximadamente 10.74 años luz (3.29 parsecs ) de la Tierra. [1] Es el undécimo sistema estelar más cercano al Sistema Solar [12] y es la estrella más cercana en la constelación de Piscis Austrinus. La simulación ChView [13] muestra que su vecino más cercano es el sistema estelar triple EZ Aquarii en alrededor de 4,1 ly de Lacaille 9352.
Propiedades [ editar ]
Esta estrella tiene el cuarto movimiento propio más alto conocido , [14] (que fue notado por primera vez por Benjamin Gould en 1881 [15] ) moviendo un total de 6.9 segundos de arco por año. Sin embargo, este sigue siendo un movimiento muy pequeño en general, ya que hay 3.600 segundos de arco en un grado de arco. Los componentes de la velocidad espacial de esta estrella son (U, V, W) = (−93.9, −14.1, −51.4) km / s . [16] Si la velocidad radial ( V r ) es igual a +9.7 km / s, entonces hace unos 2.700 años, Lacaille 9352 estaba a su distancia mínima de aproximadamente 10.63 ly (3.26 pc) del Sol. [17]
El espectro de Lacaille 9352 lo ubica en una clasificación estelar de M0.5V, [3] lo que indica que es un tipo de estrella de secuencia principal conocida como enana roja. Esta fue la primera estrella enana roja en medir su diámetro angular, [18] con un diámetro físico de aproximadamente el 46% del radio del Sol . [3] Tiene alrededor de la mitad de la masa del Sol [3] y la envoltura externa tiene una temperatura efectiva de aproximadamente 3,626 K.
 Impresión artística del planeta Ross 128 b , con la estrella Ross 128 visible en el fondo [1] Crédito : Observatorio Europeo Austral | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Virgo |
| Ascensión recta | 11 h 47 m 44,3969 s [2] |
| Declinación | + 00 ° 48 ′ 16.4049 ″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 11,13 [3] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M4 V [4] |
| Índice de color U − B | +2.685 [5] |
| Índice de color B − V | +1.59[6] |
| Variable type | Flare star[7] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | −31.0[8][9] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: 607.678±0.137[2] mas/yr Dec.: −1223.323±0.078[2] mas/yr |
| Parallax (π) | 296.3073 ± 0.0699[2] mas |
| Distance | 11.007 ± 0.003 ly (3.3749 ± 0.0008 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | 13.53[3] |
| Details | |
| Mass | 0.168±0.017[10] M☉ |
| Radius | 0.1967±0.0077[10] R☉ |
| Luminosity (bolometric) | 0.00362 ± 0.00039[11] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 3.40[12] cgs |
| Temperature | 3192±60[10] K |
| Metallicity [Fe/H] | −0.02±0.08[13] dex |
| Age | 9.45±0.60[13] Gyr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Ross 128 es una enana roja en la constelación del zodiaco ecuatorial de Virgo , cerca de β Virginis . La magnitud aparente de Ross 128 es 11.13, [3] que es demasiado débil para ser vista a simple vista. Según las mediciones de paralaje , la distancia de esta estrella a la Tierra es de 11.007 años luz (3.375 parsecs ), lo que la convierte en el duodécimo sistema estelar más cercano al Sistema Solar . Fue catalogado por primera vez en 1926 por el astrónomo estadounidense Frank Elmore Ross .
Propiedades [ editar ]
Esta estrella de baja masa tiene una clasificación estelar de M4 V, [4] que la ubica entre la categoría de estrellas conocidas como enanas rojas. Tiene el 15% [12] de la masa del Sol y el 21% [15] del radio del Sol, pero genera energía tan lentamente que solo tiene el 0.033% de la luminosidad visible del Sol; [3] sin embargo, la mayor parte de la energía que irradia la estrella está en la banda infrarroja , con una luminosidad bolométrica igual al 0,36% de la energía solar. [16] Esta energía se irradia desde la atmósfera exterior de la estrella a una temperatura efectiva de 3,180 K. [4]Esto le da el fresco resplandor naranja-rojo de una estrella de tipo M .
Ross 128 es una vieja estrella de disco , lo que significa que tiene una baja abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio, lo que los astrónomos denominan metalicidad de la estrella , y orbita cerca del plano de la galaxia de la Vía Láctea . [17] La estrella carece de un fuerte exceso de radiación infrarroja. Un exceso de infrarrojos suele ser un indicador de un anillo de polvo en órbita alrededor de la estrella. [18] [19]
En 1972, se detectó una llamarada de Ross 128. Se observó que aumentaba el brillo en aproximadamente media magnitud en la banda U ultravioleta , volviendo al brillo normal en menos de una hora. A longitudes de onda ópticas, los cambios de brillo eran casi indetectables. [20] Se clasificó como una estrella de bengala y se le dio la designación de estrella variable FI Virginis. [21] Debido a la baja tasa de actividad de la llamarada, se cree que es una estrella evolucionada magnéticamente. Es decir, hay alguna evidencia de que el frenado magnético del viento estelar de la estrella ha reducido la frecuencia de las llamaradas, pero no el rendimiento neto. [22]
También se han detectado variaciones de brillo que se deben a la rotación de la estrella y ciclos magnéticos similares al ciclo de las manchas solares . Estos causan cambios de solo unas pocas milésimas de magnitud. Se encuentra que el período de rotación es 165.1 días, y la duración del ciclo magnético 4.1 años. [23]
Ross 128 está orbitando a través de la galaxia con una excentricidad de 0,122, haciendo que su distancia desde el centro galáctico a oscilar entre 26,8 a 34,2 kly (8.2 a 10.5 kpc ). [24] Esta órbita acercará a la estrella al Sistema Solar en el futuro. El enfoque más cercano ocurrirá en aproximadamente 71,000 años, cuando llegará dentro de 6.233 ± 0.085 ly (1.911 ± 0.026 pc). [9]
Sistema planetario [ editar ]
Ross 128 b fue descubierto en julio de 2017 por el instrumento HARPS en el Observatorio La Silla en Chile, al medir los cambios en la velocidad radial de la estrella anfitriona. Su existencia se confirmó el 15 de noviembre de 2017. Es el segundo exoplaneta más cercano conocido del tamaño de la Tierra, después de Proxima b . [25] Se calcula que Ross 128 b tiene una masa mínima de 1,35 veces la Tierra, y orbita 20 veces más cerca de su estrella que la Tierra orbita al Sol, interceptando solo 1,38 veces más radiación solar que la Tierra, [11] [26 ] aumentando la posibilidad de retener una atmósfera en una escala de tiempo geológica. Ross 128 b es un planeta en órbita cercana, con un año (período de rotación) que dura aproximadamente 9.9 días.[27] [28] A esa corta distancia de su estrella anfitriona, el planeta probablemente esté bloqueado por mareas , lo que significa que un lado del planeta tendría luz diurna eterna y el otro estaría en la oscuridad. [29] [30] A partir de 2017, Ross 128 b es el mejor candidato para unexoplanetapotencialmente habitable , si tiene una atmósfera y si tiene el equilibrio químico adecuado para que la vida prospere. [11] [29] Espectros de alta resolución de infrarrojo cercano de APOGEEhan demostrado que Ross 128 tiene cerca de metalicidad solar; Ross 128 b, por lo tanto, muy probablemente contiene roca y hierro. Además, los modelos recientes generados con estos datos respaldan la conclusión de que Ross 128 b es un "exoplaneta templado en el borde interior de la zona habitable". [31]
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Eje semieje mayor ( AU ) | Periodo orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| si | ≥ 1.35 ± 0.2 M ⊕ | 0,0493 ± 0,0017 | 9,8596 ± 0,0056 | 0.036 ± 0.092 | - | - |
Señales de radio [ editar ]
En la primavera de 2017, los astrónomos de Arecibo detectaron extrañas señales de radio que se cree que se originaron en Ross 128 y que eran diferentes a las que habían visto antes. [32] SETIs Allen Telescope Array se usó para las observaciones de seguimiento y no pudo detectar la señal, pero detectó interferencia provocada por el hombre. Dejando en claro que las detecciones de Arecibo se debieron a transmisiones desde satélites de la Tierra en órbita geosíncrona. Ross 128 tiene una declinación (una coordenada que se puede comparar con la latitud) de cerca de 0 grados, lo que la coloca en el espesor de una falange de estos satélites. Fue la telemetría de estos satélites, y no los extraterrestres, lo que explica las señales.
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