Estrela de Luyten
| Estrela de Luyten | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Canis Minor |
| Asc. reta | 07h 27m 24,5s[1] |
| Declinação | +05° 13′ 32,8″ |
| Magnitude aparente | 9,872[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | M3.5 V[3] |
| Cor (U-B) | 1,115[2] |
| Cor (B-V) | 1,571[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 18,41 ± 0,50 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | 572.51 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -3693,51 mas/a[1] |
| Paralaxe | 262,98 ± 1,39 mas[1] |
| Distância | 12,40 ± 0,07 anos-luz 3,80 ± 0,02 pc |
| Magnitude absoluta | 12,26 ± 0,01 (visual) 9,64 ± 0,11 (bolométrica)[4] |
| Detalhes | |
| Massa | 0,29[4] M☉ |
| Raio | 0,293 ± 0,027[4] R☉ |
| Gravidade superficial | 5 (log g)[5] |
| Luminosidade | 0,0088 ± 0,0066[4] L☉ |
| Temperatura | 3090 ± 110[6] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = -0,01 ± 0,09[6] |
| Rotação | v sin i = ≤1,0 km/s[7] Período de 101 dias[8] |
| Outras denominações | |
| GSC 00173-01124, BD +05°1668, GJ 273, HIP 36208.[1] | |
  | |
A Estrela de Luyten (GJ 273) é uma estrela anã vermelha na constelação de Canis Minor. Com base em medições de paralaxe, está localizada a uma distância de aproximadamente 12,40 anos-luz (3,80 parsecs),[1] sendo uma das estrelas mais próximas da Terra.[9] Com uma magnitude aparente de 9,872,[2] é invisível a olho nu. Foi nomeada a partir de Willem Jacob Luyten, que, em colaboração com Edwin G. Ebbighausen, determinou pela primeira vez seu alto movimento próprio em 1935.[10]
Propriedades[editar | editar código-fonte]
Esta estrela tem cerca de 29% da massa do Sol e 29% do raio solar.[4] Está perto da massa máxima na qual uma anã vermelha pode ser completamente convectiva; a maioria senão todas as estrelas com essa massa formam uma zona de convecção estendida.[11] A Estrela de Luyten é o protótipo do tipo espectral M3.5 V,[3] com a classe de luminosidade 'V' indicando que é uma estrela da sequência principal que está gerando energia através da fusão de hidrogênio em seu núcleo. Sua velocidade de rotação projetada é muito baixa para ser medida, mas não é maior que 1 km/s.[7] A temperatura efetiva em sua fotosfera é de aproximadamente 3 100 K,[6] dando à estrela a coloração avermelhada típica de estrelas de classe M.[12]
Atualmente a Estrela de Luyten está se afastando do Sistema Solar com uma velocidade radial de 18,4 km/s.[4] Sua maior aproximação ocorreu há cerca de 14,0 mil anos quando ela chegou a uma distância de 3,67 parsecs do Sol.[13] Está a apenas 1,2 anos-luz de Procyon, que aparece como uma estrela de magnitude −4,5 no céu noturno de um planeta ao redor da Estrela de Luyten.[14] O encontro mais próximo entre as duas estrelas aconteceu há 600 anos quando a Estrela de Luyten estava a uma distância de 1,12 anos-luz de Procyon.[1] Os componentes da velocidade espacial da Estrela de Luyten são U = -15,7, V = −65,8 e W = -17,3 km/s.[4]
Sistema planetário[editar | editar código-fonte]
Em 2017, foi publicada a descoberta de dois planetas extrassolares orbitando GJ 273. A descoberta foi feita com uso do espectrógrafo HARPS, que coletou dados de velocidade radial da estrela entre dezembro de 2003 e setembro de 2016, revelando duas variações periódicas causadas por corpos em órbita. As semiamplitudes desses sinais são de 1,61 e 1,06 m/s.[4]
O planeta mais externo, GJ 273b, é uma super-Terra com uma massa mínima de 2,89 massas terrestres (M⊕) e um período orbital de 18,65 dias. Orbitando a estrela a uma distância média de 0,091 UA, está na borda interna da zona habitável do sistema, recebendo 106% da radiação que a Terra recebe do Sol. Sua temperatura de equilíbrio, calculada para albedos entre 0,75 e 0, está na faixa de 206 a 293 K (-67 a 20 °C). É o segundo planeta mais próximo conhecido na zona habitável de sua estrela, depois de Proxima b.[4]
O planeta mais interno, GJ 273c, tem aproximadamente a massa da Terra com uma massa mínima de 1,18 M⊕, sendo um dos planetas menos massivos já encontrados por velocidade radial. Completa uma órbita em 4,72 dias a uma distância média de 0,036 UA de GJ 273, recebendo quase sete vezes a radiação recebida pela Terra e tendo uma temperatura de equilíbrio de 327-462 K (54-189 °C).[4]
| Planeta | Massa |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (dias) |
Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | 2,89+0,27 −0,26 M⊕ |
0,091101 +0,000019 −0,000017 |
18,6498+0,0059 −0,0052 |
0,10+0,09 −0,07 |
| c | 1,18+0,16 −0,12 M⊕ |
0,036467 ± 0,000002 |
4,7234 ± 0,0004 |
0,17+0,13 −0,12 |
Ver também[editar | editar código-fonte]
Referências
- ↑ a b c d e f g «SIMBAD query result - LHS 33». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 22 de outubro de 2012
- ↑ a b c d Koen, C.; et al. (julho de 2002), «UBV(RI)C photometry of Hipparcos red stars», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 334 (1): 20−38, Bibcode:2002MNRAS.334...20K, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05403.x
- ↑ a b Alonso-Floriano, F. J.; et al. (maio de 2015). «CARMENES input catalogue of M dwarfs. I. Low-resolution spectroscopy with CAFOS». Astronomy & Astrophysics. 577: A128, 19 pp. Bibcode:2015A&A...577A.128A. doi:10.1051/0004-6361/201525803
- ↑ a b c d e f g h i j k l Astudillo-Defru, N.; et al. (junho de 2017). «The HARPS search for southern extra-solar planets. XLI. A dozen planets around the M dwarfs GJ 3138, GJ 3323, GJ 273, GJ 628, and GJ 3293». Astronomy & Astrophysics. 602: A88, 21 pp. Bibcode:2017A&A...602A..88A. doi:10.1051/0004-6361/201630153
- ↑ Viti, S.; et al. (agosto de 2008), «A potential new method for determining the temperature of cool stars», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 388 (3): 1305−1313, Bibcode:2008MNRAS.388.1305V, arXiv:0805.3297
, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13489.x
- ↑ a b c Neves, V.; et al. (abril de 2014). «Metallicity of M dwarfs. IV. A high-precision [Fe/H] and Teff technique from high-resolution optical spectra for M dwarfs». Astronomy & Astrophysics. 568: A121, 22 pp. Bibcode:2014A&A...568A.121N. doi:10.1051/0004-6361/201424139
- ↑ a b Reiners, A. (maio de 2007), «The narrowest M-dwarf line profiles and the rotation-activity connection at very slow rotation», Astronomy and Astrophysics, 467 (1): 259−268, Bibcode:2007A&A...467..259R, arXiv:astro-ph/0702634, doi:10.1051/0004-6361:20066991
- ↑ Astudillo-Defru, N.; et al. (abril de 2017). «Magnetic activity in the HARPS M dwarf sample. The rotation-activity relationship for very low-mass stars through R'(HK)». Astronomy & Astrophysics. 600: A13, 15 pp. Bibcode:2017A&A...600A..13A. doi:10.1051/0004-6361/201527078
- ↑ The One Hundred Nearest Stars, Research Consortium on Nearby Stars, consultado em 22 de outubro de 2012, cópia arquivada em 13 de maio de 2012
- ↑ Luyten, W. J.; Ebbighausen, E. G. (setembro de 1935), «A Faint Star of Large Proper Motion», Harvard College Observatory Bulletin (900): 1–3, Bibcode:1935BHarO.900....1L
- ↑ Reiners, A.; Basri, G. (março de 2009), «On the magnetic topology of partially and fully convective stars», Astronomy and Astrophysics, 496 (3): 787–790, Bibcode:2009A&A...496..787R, arXiv:0901.1659, doi:10.1051/0004-6361:200811450
- ↑ «The Colour of Stars», Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, Australia Telescope, Outreach and Education, 21 de dezembro de 2004, consultado em 22 de outubro de 2012
- ↑ Bailer-Jones, C. A. L. (março de 2015). «Close encounters of the stellar kind». Astronomy & Astrophysics. 575: A35, 13 pp. Bibcode:2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221
- ↑ Schaaf, Fred (2008). The Brightest Stars: Discovering the Universe Through the Sky's Most Brilliant Stars. [S.l.]: John Wiley and Sons. p. 169. ISBN 0-471-70410-5
