HD 208487
| HD 208487 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Grus |
| Asc. reta | 21h 57m 19,85s[1] |
| Declinação | -37° 45′ 49,04″[1] |
| Magnitude aparente | 7,47[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | G1/3(V)[1] |
| Cor (B-V) | 0,55[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 6,8 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | 101,14 mas/a[2] |
| Mov. próprio (DEC) | -118,67 mas/a[2] |
| Paralaxe | 22,1214 ± 0,0773 mas[2] |
| Distância | 147,44 ± 0,52 anos-luz 45,205 ± 0,158 pc |
| Magnitude absoluta | 4,25[3] |
| Detalhes | |
| Massa | 1,16 ± 0,02[4] M☉ |
| Raio | 1,17 ± 0,03[4] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,36 ± 0,03 cgs[4] |
| Luminosidade | 1,76 ± 0,05[4] L☉ |
| Temperatura | 6143 ± 47[4] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,08 ± 0,01[3] |
| Rotação | v sin i = 4,6 km/s[5] |
| Idade | 2,3 ± 0,9 bilhões[4] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-38 14804, HD 208487, HIP 108375, SAO 213432.[1] | |
  | |
HD 208487 é uma estrela na constelação de Grus. Tem uma magnitude aparente visual de 7,47,[1] sendo invisível a olho nu. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está localizada a aproximadamente 150 anos-luz (46 parsecs) da Terra.[2] Sua magnitude absoluta é igual a 4,25.[3]
Características
[editar | editar código-fonte]Esta estrela é classificada com um tipo espectral de G1/3(V),[1] o que indica que é uma estrela de classe G da sequência principal, assim como o Sol, que gera energia pela fusão de hidrogênio no núcleo. Apesar da classificação, HD 208487 é maior que o Sol, possuindo uma massa estimada de 116% da massa solar e um raio de 117% do raio solar. Sua fotosfera está brilhando com 1,76 vezes a luminosidade solar e tem uma temperatura efetiva de 6 140 K.[4] Sua metalicidade é um pouco maior que a do Sol, com uma abundância de ferro 20% superior à solar.[3] A estrela apresenta um baixo nível de atividade cromosférica[6] e possui uma idade estimada em 2,3 bilhões de anos.[4]
Sistema planetário
[editar | editar código-fonte]Em 2005 foi descoberto um planeta extrassolar orbitando HD 208487 com um período de 130 dias, detectado por espectroscopia Doppler como parte do Anglo-Australian Planet Search.[6] Os 35 dados de velocidade radial obtidos indicam que esse objeto é um planeta gigante com uma massa mínima de aproximadamente 50% da massa de Júpiter (MJ) a uma distância média de 0,52 UA da estrela. Sua órbita tem uma excentricidade moderada de 0,2.[7]
Os dados de velocidade radial da estrela apresentam grande dispersão em torno da solução de um planeta, o que pode sugerir a presença de um segundo corpo no sistema, mas suas características não são bem estabelecidas. Em 2006, uma reanálise do conjunto de dados de velocidade radial encontrou três possíveis períodos para o segundo planeta, de 14,5, 28 e 998 dias, sendo o primeiro valor considerado o mais provável. Nesse cenário, o planeta tem uma massa mínima de 0,11 MJ e está a 0,11 UA da estrela.[8] Em 2007, um estudo alegou a detecção de um planeta de 0,45 MJ com período de 908 dias, a uma distância de 0,51 UA.[9] Outro estudo encontrou duas soluções plausíveis, com períodos de 28,6 ou aproximadamente 1000 dias.[10] Em qualquer caso, os parâmetros do planeta de 130 dias permanecem quase inalterados.
| Planeta | Massa |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (dias) |
Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | >0,520 ± 0,082 MJ |
0,524 ± 0,30 |
130,08 ± 0,51 |
0,24 ± 0,16 |
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h i «HD 208487 -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 2 de março de 2018
- ↑ a b c d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c d Sousa, S. G.; et al. (agosto de 2008). «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes». Astronomy and Astrophysics. 487 (1): 373-381. Bibcode:2008A&A...487..373S. doi:10.1051/0004-6361:200809698
- ↑ a b c d e f g h 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
- ↑ Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (julho de 2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141-166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500
- ↑ a b Tinney, C. G.; et al. (abril de 2005). «Three Low-Mass Planets from the Anglo-Australian Planet Search». The Astrophysical Journal. 623 (2): 1171-1179. Bibcode:2005ApJ...623.1171T. doi:10.1086/428661
- ↑ a b Butler, R. P.; et al. (julho de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646 (1): 505-522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701
- ↑ Gozdziewski, K.; Migaszewski, C. (abril de 2006). «About putative Neptune-like extrasolar planetary candidates». Astronomy and Astrophysics. 449 (3): 1219-1232. Bibcode:2006A&A...449.1219G. doi:10.1051/0004-6361:20054188
- ↑ Gregory, P. C. (fevereiro de 2007). «A Bayesian Kepler periodogram detects a second planet in HD208487». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 374 (4): 1321-1333. Bibcode:2007MNRAS.374.1321G. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11240.x
- ↑ Wright, J. T.; et al. (março de 2007). «Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal. 657 (1): 533-545. Bibcode:2007ApJ...657..533W. doi:10.1086/510553
