HD 147513
| HD 147513 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Scorpius |
| Asc. reta | 16h 24m 01,29s[1] |
| Declinação | -39° 11′ 34,71″[1] |
| Magnitude aparente | 5,376[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | G1V CH-0.4[2] |
| Cor (U-B) | 0,15[1] |
| Cor (B-V) | 0,64[1] |
| Variabilidade | variável suspeita[3] |
| Astrometria | |
| HD 147513 | |
| Velocidade radial | 12,924 ± 0,001 km/s[5] |
| Mov. próprio (AR) | 73,748 ± 0,082 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | 3,367 ± 0,059 mas/a[4] |
| Paralaxe | 77,5655 ± 0,0661 mas[4] |
| Distância | 42,05 ± 0,04 anos-luz 12,89 ± 0,01 pc |
| Magnitude absoluta | 4,82[5] |
| CD-23°10980 | |
| Mov. próprio (AR) | 77,398 ± 0,049 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | 0,386 ± 0,038 mas/a[4] |
| Paralaxe | 77,4545 ± 0,0433 mas[4] |
| Distância | 42,11 ± 0,02 anos-luz 12,91 ± 0,01 pc |
| Detalhes | |
| Massa | 1,02 ± 0,01[6] M☉ |
| Raio | 0,99 ± 0,01[6] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,45 ± 0,01 cgs[6] |
| Luminosidade | 1,01 ± 0,01[6] L☉ |
| Temperatura | 5827 ± 21[6] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,06[5] |
| Rotação | Período = 10,0 ± 2,0 dias[7] |
| Idade | 400 milhões[8] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-38 10983, FK5 3295, GJ 620.1, HR 6094, HD 147513, HIP 80337, SAO 207622.[1] | |
  | |
HD 147513 é uma estrela na constelação de Scorpius. Com uma magnitude aparente visual de 5,38,[1] pode ser vista a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. Medições de paralaxe do satélite Gaia indicam que está localizada a uma distância de 42,1 anos-luz (12,9 parsecs) da Terra.[4]
Características
[editar | editar código-fonte]Esta é uma estrela de classe G da sequência principal similar ao Sol com um tipo espectral de G1V[2] e uma temperatura efetiva de 5830 K. Tem uma massa cerca de 2% superior à massa solar, um raio igual a 99% do raio solar e está brilhando com 101% da luminosidade solar.[6] Apesar de sua metalicidade ser no geral parecida com a solar, a estrela possui uma alta abundância de elementos produzidos no processo s, sendo classificada como uma estrela de bário.[9] HD 147513 é uma possível estrela variável, variando sua magnitude aparente com uma amplitude de 0,06.[3]
HD 147513 possui um alto nível de atividade cromosférica, o que indica que é uma estrela jovem com uma idade de cerca de 400 milhões de anos.[8] Sua idade, metalicidade e movimento pelo espaço indicam que é um membro do grupo Ursa Major, uma associação de estrelas com origem comum.[9] Um campo magnético com intensidade entre 1,0 e 3,2 G foi detectado em HD 147513. A velocidade radial da estrela apresenta pequenas variações a curto prazo, o que é evidência de atividade magnética na superfície. O nível de atividade junto com as variações no campo magnético e na velocidade radial são consistentes com um período de rotação de 10 dias e com um baixo ângulo de inclinação de 18°.[7]
HD 147513 forma um sistema binário de movimento comum com CD-23°10980, uma anã branca de tipo espectral DA a uma separação de 5,7 minutos de arco, correspondendo a uma separação projetada de 5 360 UA. No passado a estrela progenitora da anã branca pode ter sido uma companheira mais próxima, e enquanto estava no estágio do ramo gigante assintótico transferiu matéria para HD 147513, causando as anomalias químicas observadas na fotosfera da estrela. O par pode ter formado um sistema estelar múltiplo junto com χ1 Orionis, e um evento de ejeção pode ter colocado a anã branca na sua separação atual.[9]
Sistema planetário
[editar | editar código-fonte]Em 2002, foi anunciada a descoberta de um planeta extrassolar orbitando HD 147513. Ele foi detectado a partir de observações com o espectrógrafo CORALIE, que detectou variações periódicas na velocidade radial da estrela causadas por um corpo em órbita (espectroscopia Doppler). O planeta é um gigante gasoso com uma massa de 1,2 vezes a massa de Júpiter, orbitando a estrela a uma distância média de 1,3 UA em uma órbita moderadamente excêntrica com um período de 528 dias.[5]
O planeta permanece na zona habitável do sistema durante praticamente toda sua órbita. Assim, um planeta terrestre hipotético não poderia manter uma órbita estável na zona habitável, a não ser que ele se movesse de forma sincronizada com o gigante gasoso. Simulações numéricas indicam que um planeta assim poderia existir nos pontos de Lagrange L4 ou L5 do gigante gasoso.[10]
| Planeta | Massa |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (dias) |
Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | 1,21 MJ |
1,32 |
528,4 ± 6,3 |
0,26 ± 0,05 |
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g «HD 147513 -- Variable Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 15 de janeiro de 2018
- ↑ a b Gray, R. O.; et al. (julho de 2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal. 132 (1): 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637
- ↑ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S
- ↑ a b c d e f g Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 649: A1, 20 pp. Bibcode:2021A&A...649A...1G. arXiv:2012.01533
. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR Catálogo VizieR
- ↑ a b c d e Mayor, M. '; et al. (fevereiro de 2004). «The CORALIE survey for southern extra-solar planets. XII. Orbital solutions for 16 extra-solar planets discovered with CORALIE». Astronomy and Astrophysics. 415: 391-402. Bibcode:2004A&A...415..391M. doi:10.1051/0004-6361:20034250
- ↑ a b c d e f Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297
- ↑ a b Hussain, G. A. J.; et al. (janeiro de 2016). «A spectro-polarimetric study of the planet-hosting G dwarf, HD 147513». Astronomy & Astrophysics. 585: A77, 7. Bibcode:2016A&A...585A..77H. doi:10.1051/0004-6361/201526595
- ↑ a b Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (novembro de 2008). «Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics». The Astrophysical Journal. 687 (2): 1264-1293. Bibcode:2008ApJ...687.1264M. doi:10.1086/591785
- ↑ a b c Porto de Mello, G. F.; da Silva, L. (fevereiro de 1997). «HR 6094: A Young, Solar-Type, Solar-Metallicity Barium Dwarf Star». The Astrophysical Journal. 476 (2): L89-L92. Bibcode:1997ApJ...476L..89P. doi:10.1086/310504
- ↑ Funk, B.; Schwarz, R.; Süli, Á.; Érdi, B. (julho de 2012). «On the stability of possible Trojan planets in the habitable zone: an application to the systems HD 147513 and HD 210277». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 423 (4): 3074-3082. Bibcode:2012MNRAS.423.3074F. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21121.x
