| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Cetus |
| Luyten 726-8A (BL Ceti) | |
| Ascensión recta | 01 h 39 m 01.54 s [1] |
| Declinación | –17 ° 57 ′ 01.8 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 12,7 [1] |
| Luyten 726-8B (UV Ceti) | |
| Ascensión recta | 01 h 39 m 01.54 s [2] |
| Declinación | –17 ° 57 ′ 01.8 ″ [2] |
| Magnitud aparente (V) | 13,2 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M5.5 V + M6 V |
| Índice de color U − B | 1.10 /? |
| Índice de color B − V | 1.87 /? |
| Tipo variable | UV Cet [3] / UV Cet [4] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | +29.0 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 3321 mas / año Dec .: 562 mas / año |
| Paralaje (π) | 373.70 ± 2.70 [5] mas |
| Distancia | 8.73 ± 0.06 ly (2.68 ± 0.02 pc ) |
| Órbita [6] | |
| Compañero | Luyten 726-8 B |
| Periodo (P) | 26.52 años |
| Eje semi mayor (a) | 1.95 ″ |
| Excentricidad (e) | 0,62 |
| Inclinación (i) | 127.3 ° |
| Longitud del nodo (Ω) | 150.5 ° |
| Época del periastrón (T) | 1971.91 |
| Argument of periastron (ω) (secondary) | 285.3° |
| Details | |
| Luyten 726-8 A | |
| Mass | 0.102 ± 0.010[7] M☉ |
| Radius | 0.14 R☉ |
| Luminosity | 0.00006 L☉ |
| Temperature | 2,670 K |
| Rotation | 0.2 days |
| Luyten 726-8 B | |
| Mass | 0.100 ± 0.010[7] M☉ |
| Radius | 0.14 R☉ |
| Luminosity | 0.00004 L☉ |
| Temperature | 2650 K |
| Other designations | |
| Luyten 726-8 A: BL Ceti, LHS 9 | |
| Luyten 726-8 B: UV Ceti, LHS 10 | |
| Database references | |
| SIMBAD | The system |
| A (BL Cet) | |
| B (UV Cet) | |
Luyten 726-8 , también conocido como Gliese 65 , es un sistema estelar binario que es uno de los vecinos más cercanos de la Tierra, a unos 8,7 años luz de la Tierra en la constelación Cetus . Luyten 726-8B también se conoce bajo la designación de estrella variable UV Ceti , siendo el arquetipo de la clase de estrellas de bengala .
Sistema estelar [ editar ]
El sistema estelar fue descubierto en 1948 por Willem Jacob Luyten en el curso de la compilación de un catálogo de estrellas de alto movimiento propio ; observó su movimiento propio excepcionalmente alto de 3,37 segundos de arco al año y lo catalogó como Luyten 726-8. [8] Las dos estrellas tienen un brillo casi igual, con magnitudes visuales de 12.7 y 13.2 vistas desde la Tierra. Se orbitan entre sí cada 26.5 años. La distancia entre las dos estrellas varía de 2.1 a 8.8 unidades astronómicas (310 a 1.320 Gm ). El sistema Luyten 726-8 es de aproximadamente 2,63 parsecs (8,58 ly ) de la Tierra 's Sistema Solar , en la constelación Cetus , y por lo tanto es el séptimo sistema estelar más cercano a la Tierra. Su vecino más cercano es Tau Ceti , a 0.98 pc (3.20 ly) de distancia. Sikm / s luego, hace aproximadamente 28,700 años, Luyten 726-8 estaba a una distancia mínima de 2.21 pc (7.2 ly) del Sol. [9]
Se encontró que Luyten-726-8A era una estrella variable y se le dio la designación de estrella variable BL Ceti . [3] Es una enana roja de tipo espectral M5.5e. También es una estrella fulgurante y está clasificada como un tipo variable UV Ceti , pero no es tan notable o extrema en su comportamiento como su estrella compañera UV Ceti. BL Ceti también se conoce como G 272-061. [1]
Poco después [ cuando? ] el descubrimiento de Luyten 726-8A, la estrella compañera Luyten 726-8B fue descubierta. Al igual que Luyten 726-8A, esta estrella también fue variable y recibió la designación de estrella variable UV Ceti . [4] Aunque UV Ceti no fue la primera estrella de bengala descubierta, es el ejemplo más destacado de tal estrella, por lo que estrellas de bengala similares ahora se clasifican como estrellas variables de tipo UV Ceti. Esta estrella sufre cambios de brillo bastante extremos: por ejemplo, en 1952, su brillo aumentó 75 veces en solo 20 segundos. UV Ceti es una enana roja de tipo espectral M6.0e. [2]
En aproximadamente 31,500 años, Luyten 726-8 tendrá un encuentro cercano con Epsilon Eridani a una distancia mínima de aproximadamente 0.93 ly . Luyten 726-8 puede penetrar una conjeturada nube de Oort sobre Epsilon Eridani, que puede perturbar gravitacionalmente algunos cometas de largo período . La duración del tránsito recíproco de los sistemas Dos estrellas dentro de 1 ly el uno del otro es unos 4.600 años. [10]
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Sagitario |
| Ascensión recta | 18 h 49 m 49.36216 s [1] |
| Declinación | –23 ° 50 ′ 10.4291 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 10,44 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M3.5V [2] |
| Índice de color B − V | 1,76 [3] |
| Tipo variable | Estrella de la llamarada [4] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | –10,7 [5] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: +637.02 [1] mas / año Dec .: –191.64 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 339.59 ± 1.63 [6] mas |
| Distancia | 9.60 ± 0.05 ly (2.94 ± 0.01 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 13.07 [2] |
| Detalles | |
| Masa | 0.17 [2] M ☉ |
| Radio | 0.24 [7] R ☉ |
| Luminosidad | 0.0038 [8] L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 5.00 ± 0.05 [9] cgs |
| Temperatura | 3,340 ± 10 [9] K |
| Metallicity [Fe / H] | -0.25[10] dex |
| Rotational velocity (v sin i) | 3.5 ± 1.5[10] km/s |
| Age | under 1[10] Gyr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Ross 154 ( V1216 Sgr ) es una estrella en la constelación zodiacal meridional de Sagitario . Tiene una magnitud visual aparente de 10.44, [2] por lo que es demasiado débil para ser visto a simple vista. Como mínimo, para ver Ross 154 se requiere un telescopio con una apertura de 6.5 cm (3 pulgadas ) en condiciones ideales. [12] La distancia a esta estrella se puede estimar a partir de mediciones de paralaje , que la ubican a 9,69 años luz (2,97 parsecs ) de la Tierra . [1]Es la estrella más cercana en la constelación meridional de Sagitario , y una de las estrellas más cercanas al Sol.
Descripción [ editar ]
Esta estrella fue catalogada por primera vez por el astrónomo estadounidense Frank Elmore Ross en 1925, y formó parte de su cuarta lista de nuevas estrellas variables. [13] En 1926, lo agregó a su segunda lista de estrellas que muestran un movimiento adecuado medible después de comparar su posición con las placas fotográficas tomadas anteriormente por el astrónomo estadounidense EE Barnard . [14] Walter O'Connell determinó en 1937 un valor de paralaje preliminar de 0.362 ± 0.006 segundos de arco utilizando placas fotográficas del telescopio Yale en Johannesburgo , Sudáfrica . Esto colocó a la estrella en la sexta posición de las estrellas cercanas entonces conocidas.[15]
Se descubrió que Ross 154 era una estrella de bengala de tipo Ceti UV , con un tiempo medio entre bengalas importantes de aproximadamente dos días. [4] La primera actividad de estallido se observó en Australia en 1951 cuando la estrella aumentó en magnitud en 0.4. [16] Típicamente, la estrella aumentará en 3–4 magnitudes durante una llamarada. [17] La fuerza del campo magnético de la superficie de la estrella se estima en 2.2 ± 0.1 kG . [18] Ross 154 es una fuente de rayos X y ha sido detectada por varios observatorios de rayos X. La luminosidad de rayos X inactiva es de aproximadamente 9 × 10 27 ergs s −1 .[10] El observatorio Chandra ha observado la emisión de destellos de rayos X de esta estrella, con un destello particularmente grande que emite 2.3 × 10 33 erg . [10]
Una clasificación estelar de M3.5V [2] lo convierte en una estrella enana roja que genera energía a través de la fusión nuclear de hidrógeno en su núcleo. Tiene un estimado del 17% de la masa del Sol [2] y el 24% del radio del Sol , [7] pero irradia solo el 0,38% de la luminosidad del Sol . [8] En contraste con el Sol, donde la convección solo ocurre en las capas externas, una enana roja con una masa tan baja será completamente convectiva . [19] Basado en la rotación proyectada relativamente alta, esta es probablemente una estrella joven con una edad estimada de menos de mil millones de años. [10] La abundancia de elementos más pesados que el helio es aproximadamente la mitad que en el Sol. [10]
No se han descubierto compañeros de baja masa en órbita alrededor de Ross 154. [20] Tampoco muestra el nivel de exceso de emisión infrarroja que sugiera la presencia de polvo circunestelar. Dichos discos de escombros son raros entre los sistemas estelares de tipo M de más de 10 millones de años, y se han eliminado principalmente por la resistencia del viento estelar . [21] Los componentes de la velocidad espacial de esta estrella en el sistema de coordenadas galácticas son [ U , V , W ] = [–12.2, –1.0, –7.2] km s −1 . [22]No ha sido identificado como un miembro de un estelar específico grupo de movimiento [23] y está en órbita a través de la Vía Láctea Galaxy a una distancia desde el núcleo que varía de 27.65-30.66 kly (8,48 a 9,40 kpc ) con una excentricidad orbital de 0,052 . [24] Basado en su baja velocidad en relación con el Sol, se cree que se trata de una estrella de disco joven ( Población I ). [25] Esta estrella hará su aproximación más cercana al Sol en aproximadamente 157,000 años, cuando se encuentre dentro de 6.39 ± 0.10 ly (1.959 ± 0.031 pc).
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Andrómeda |
| Ascensión recta | 23 h 41 m 55.0361 s [1] |
| Declinación | + 44 ° 10 ′ 38.825 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 12,29 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M6 V [3] |
| Magnitud aparente (J) | 12,3 [2] |
| Índice de color U − B | +1,48 [2] |
| Índice de color B − V | +1,92 [2] |
| Tipo variable | Estrella de la llamarada |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | –75,2 ± 3,7 [4] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: 112.692 ± 0.153 [1] Mas / año diciembre .: -1 592 0.055 ± 0.112 [1] mas / yr |
| Paralaje (π) | 316.9558 ± 0.1260 [1] mas |
| Distancia | 10.290 ± 0.004 ly (3.155 ± 0.001 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 14,79 [5] |
| Detalles | |
| Masa | 0.136 [3] M ☉ |
| Radio | 0.16 [6] R ☉ |
| Luminosidad | 0.0018 [7] L ☉ |
| Surface gravity (log g) | 5.12[8] cgs |
| Temperature | 2,799[8] K |
| Rotational velocity (v sin i) | 1.2[3] km/s |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Ross 248 , también llamado HH Andromedae o Gliese 905 , es una pequeña estrella a aproximadamente 10.30 años luz (3.16 parsecs ) [9] de la Tierra en la constelación norte de Andromeda . Fue catalogado por primera vez por Frank Elmore Ross en 1926 con su segunda lista de estrellas de movimiento propio ; [10] según el cual ocupa el puesto 261 en la base de datos SIMBAD . Era demasiado tenue para ser incluido en la encuesta de Hipparcos .
En los próximos 80,000 años, se predice que Ross 248 será la estrella más cercana al Sol por un breve tiempo, superando a la estrella más cercana y al sistema triple actual, Alpha Centauri . A pesar de su proximidad , es demasiado tenue para ser visto a simple vista.
Características [ editar ]
Esta estrella tiene aproximadamente el 12% de la masa del Sol y el 16% del radio del Sol , pero solo el 0.2% de la luminosidad del Sol . Tiene una clasificación estelar de M6 V, [3] que indica que es un tipo de estrella de secuencia principal conocida como enana roja . Esta es una estrella fulgurante que ocasionalmente aumenta en luminosidad. [12] Con alta probabilidad, parece haber un ciclo de variabilidad a largo plazo con un período de 4.2 años. Esta variabilidad hace que la estrella varíe en magnitud visual de 12.23 a 12.34. [13]En 1950, se convirtió en la primera estrella en tener una pequeña variación en la magnitud atribuida a los puntos en su fotosfera . [14]
Al examinar el movimiento correcto de Ross 248 no se encontró evidencia de una enana marrón o una compañera estelar orbitando entre 100–1400 UA [15] , y se han intentado otras búsquedas sin éxito utilizando la Cámara Planetaria de Campo Amplio del Telescopio Espacial Hubble [5] y NEAR- infrarroja moteado interferometría . [16] Las observaciones a largo plazo realizadas por el Observatorio Sproul no muestran perturbaciones astrométricas por parte de ningún compañero invisible. [14]
Distancia del sol [ editar ]
Los componentes de la velocidad espacial de esta estrella en el sistema de coordenadas galácticas son [U, V, W] = [ –32.9 ± 0.7 , –74.3 ± 1.3 , 0.0 ± 1.4 ] km / s. [9] La trayectoria de Ross 248 lo acercará al Sistema Solar. En 1993, Matthews proyectó que en aproximadamente 33,000 años entraría en un período de aproximadamente 9,000 años como la estrella más cercana al Sol, cerca de 3.024 años luz (0.927 parsecs) en 36,000 años. [17]
Cualquier futura nave espacial que escapó del Sistema Solar con una velocidad de 25.4 km / s alcanzaría esta estrella dentro de 37,000 años, cuando la estrella simplemente pasa su aproximación más cercana. En comparación, el Voyager 1 tiene una velocidad de escape de 16.6 km / s. [18]
Estrella de campo [ editar ]
Ross 248 se encuentra casi a lo largo de la línea de visión hacia la estrella PLX 5735, pero no está físicamente asociado.
| Nombre | PLX 5735 |
|---|---|
| Ascensión recta | 23 h 41 m 54 s |
| Declinación | + 44 ° 14 ′ 00 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 12,6 |
| Tipo espectral | A5 |
| Paralaje estelar absoluto | 0,7846 |
| Distancia en años luz | 4.200 |
| Referencias de bases de datos | Simbad |
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