| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Carina |
| Ascensión recta | 10 h 44 m 21.320 s [1] |
| Declinación | −61 ° 12 ′ 35.44 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 13,92 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M5V [3] (M4 [1] ) |
| Índice de color B − V | 1,82 [2] |
| Índice de color V − R | 1,59 [1] |
| Índice de color R − I | 2.02 [1] |
| Índice de color J − H | 0.442 [1] |
| Índice de color J − K | 0.764 [1] |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: −334 [1] mas / año Dec .: 1626 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 206,82 ± 0,074 [4] mas |
| Distancia | 15.770 ± 0.006 ly (4.835 ± 0.002 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 15,52 α |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
LHS 288 (Luyten 143-23) es una enana roja a unos 15.8 años luz del Sol , la más cercana en la constelación de Carina (cerca de Eta Carinae ). Es demasiado débil para ser visto a simple vista , con una magnitud aparente de 13,92.
Estudios recientes sugieren que puede albergar un planeta con una masa tan pequeña como 2.4 Júpiter , pero la posibilidad de que pase sobre una débil estrella no detectada no se pudo eliminar [5] .
(Redirigido desde GJ 1002 )
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Cetus |
| Ascensión recta | 00 h 06 m 43.205 s [1] |
| Declinación | –07 ° 32 ′ 16.83 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 13,73 |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M5.5 V |
| Índice de color U − B | 1,78 |
| Índice de color B − V | 1,97 |
| Tipo variable | Ninguna |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | –41 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: –749.4 ± 8.0 [1] mas / año Dec .: –1922.1 ± 8.0 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 206,213 ± 0,13 [2] mas |
| Distancia | 15.816 ± 0.010 ly (4.849 ± 0.003 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 15,37 |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
Gliese 1002 es una estrella enana roja. Se encuentra relativamente cerca de nuestro Sol , a una distancia de aproximadamente 15.8 años luz , en la constelación de Cetus .
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Osa Mayor |
| Ascensión recta | 10 h 11 m 22.1400 s [1] |
| Declinación | + 49 ° 27 ′ 15.2492 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | +6,60 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | K7.5 Ve [3] |
| Índice de color U − B | +1,27 [2] |
| Índice de color B − V | +1,34 [2] |
| Tipo variable | POR Dra , [4] Flare star [5] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | –26,8 [6] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: -1 363 0.335 ± 0.049 [1] mas / yr diciembre .: -505.666 ± 0,055 [1] mas / yr |
| Paralaje (π) | 205.3917 ± 0.0342 [1] mas |
| Distancia | 15.880 ± 0.003 ly (4.8687 ± 0.0008 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 8.11 [7] |
| Detalles | |
| Masa | 0.670 ± 0.033 [8] M ☉ |
| Radio | 0.605 ± 0.02 [8] R ☉ |
| Luminosidad (bolométrica) | 0.15[9] L☉ |
| Luminosity (visual, LV) | 0.046 L☉ |
| Habitable zone inner limit | 0.398[10][note 1] au |
| Habitable zone outer limit | 0.755[10] au |
| Surface gravity (log g) | 4.51;[11] 4.70[8] cgs |
| Temperature | 3,970[11] K |
| Metallicity [Fe/H] | –0.03[11] dex |
| Rotational velocity (v sin i) | 2.8[12] km/s |
| Age | 6.6[9] Gyr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Groombridge 1618 es una estrella en la constelación del norte de la Osa Mayor . Con una magnitud visual aparente de +6.6, se encuentra en o por debajo del umbral de estrellas visibles a simple vista para un observador promedio. Se encuentra cerca de la Tierra , a una distancia de menos de 16 años luz . Esta es una estrella de secuencia principal de tipo espectral K7.5 Ve, que tiene solo el 67% de la masa del Sol . Hay un compañero planetario sospechoso con un período orbital de 122 días.
Propiedades [ editar ]
Esta estrella se identificó por primera vez como la entrada número 1618 en el trabajo A Catalog of Circumpolar Stars , publicado póstumamente por Stephen Groombridge en 1838. [14] Tiene un movimiento alto y apropiado a través del cielo, que normalmente se toma como un indicador de que la estrella es ubicado cerca, lo que lo convierte en un candidato temprano para la medición de paralaje de su distancia. En 1884, el ángulo de paralaje se midió como 0 " .322 ± 0" .023 , que es mayor que el valor moderno de 0 ".205. [15]
Groombridge 1618 tiene una clasificación estelar de K8 V, lo que significa que es una estrella de secuencia principal de tipo K que genera energía al fusionar hidrógeno en su núcleo. Tiene el 67% de la masa del Sol , el 61% del radio del Sol , [8] pero irradia solo el 15% de la energía del Sol y solo el 4.6% de la energía del Sol en el espectro de luz visible . La temperatura efectiva de la superficie de la fotosfera de la estrella es de aproximadamente 4,000 K, lo que le da un tono naranja.
Es una variable BY Draconis con una intensidad de campo magnético superficial de 750 G. [4] La cromosfera es relativamente inactiva [16] y posee puntos estelares comparables a los puntos solares . Sin embargo, al igual que la estrella UV Ceti , se ha observado que aumenta la luminosidad como una estrella de bengala . [5]
Sistema planetario [ editar ]
La búsqueda de una cantidad excesiva de emisión infrarroja de esta estrella por parte del Observatorio Espacial Infrarrojo resultó negativa, lo que implica que Groombridge 1618 no posee un disco de escombros (como Vega ). [17] Sin embargo, las observaciones utilizando el Observatorio Espacial Herschel mostraron un pequeño exceso que sugiere la presencia de un disco de desechos a baja temperatura. Los datos pueden modelarse mediante un anillo de polvo grueso y altamente reflectante a una temperatura inferior a 22 K que orbita al menos a 51 UA de la estrella anfitriona. [9] Si esta estrella tiene una compañera, astrométricalas mediciones parecen colocar un límite superior de 3 a 12 veces la masa de Júpiter en un objeto tan hipotético (para períodos orbitales en el rango de 5 a 50 años). [18]
Según Marcy y Benitz (1989), [19] se detectó una posible periodicidad de 122 días , lo que implica la presencia potencial de un objeto planetario masivo con una masa mínima 4 veces mayor que la de Júpiter . Este planeta candidato no ha sido confirmado y la señal que encontraron los autores podría deberse a una actividad estelar intrínseca desde la corta edad de la estrella. Si se confirma, el planeta se ubicaría dentro de la zona habitable de la estrella . [nota 1]
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Eje semieje mayor ( AU ) | Periodo orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b (sin confirmar) | ≳4 M J | 0,41 | 122,5 | 0 0 | - | - |
Un examen de este sistema en 2010 utilizando el telescopio MMT equipado con óptica adaptativa no pudo detectar un compañero planetario. [20]
La zona habitable para esta estrella, definida como las ubicaciones donde el agua líquida podría estar presente en un planeta similar a la Tierra, está en un radio de 0.26–0.56 UA , donde 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol.
No hay comentarios:
Publicar un comentario