54 Piscium

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.


54 Piscium
LuhmanTstarSpitzer (54 Psc).jpg
54 Piscium A e a estrela anana 54 Piscium B (círculo).
Data de observación
Época X2000,0      Equinoccio X2000,0
Constelación Pisces
Ascensión recta 00h 39m 21.80589s[1]
Declinación +21° 15′ 01.7081″[1]
Magnitude aparente (V) 5,88[2]
Características
Tipo Espectral K0V[3] / T7,5V
U-B índice de cor +0,57[2]
B-V índice de cor +0,85[2]
Tipo de Variable Posible
Astrometría
Velocidade radial (Rv) −34,2[4] km/s
Movemento propio (μ) RA: −461,32 ± 0,33[1] mas/ano
Dec.: −370,02 ± 0,28[1] mas/ano
Paralaxe (π) 90,42 ± 0,32mas
Distancia 36,1 ± 0,1 al
(11,06 ± 0,04 pc) pc)
Magnitude absoluta (MV) 5,65
Detalles
54 Psc A
Masa 0,76[5] M
Raio 0,944 ± 0,033[3] R
Gravidade superficial (log g) 4,61[6]
Luminosidade 0,52[7] L
Temperatura 5.062 ± 88[3] K
Metalicidade [Fe/H] –0,15[6] dex
Rotación 40,2 ± 4,0 días[8]
Idade 6,4[9] Ga
54 Psc B
Masa 0,051 ± 0,014[10] M
raio 0,082 ± 0,006[10] R
Temperatura 810 ± 50[10] K
Outras designacións
BD+20°85, GCTP 110.00, Gliese 27, HD 3651, HIP 3093, HR 166, LHS 1116, LTT 10224, SAO 74175.
Referencias nas bases de datos
SIMBAD data

54 Piscium e unha estrela anana laranxa, que está a aproximadamente 36 anos luz de distancia na constelación de Pisces. No 2002, confirmouse a presenza dun planeta extrasolar ó redor da estrela, e no ano 2006, descubriuse unha anana marrón orbitando ó redor da estrela primaria.

Compoñentes estelares[editar | editar a fonte]

Tamaño de 54 Piscium (esquerda) en comparación co noso Sol.

A designación de Flamsteed de 54 Piscium orixinouse no catálogo de estrelas do astrónomo británico John Flamsteed, publicado por primeira vez en 1712. Ten unha magnitude aparente de 5,86, o que permite que sexa observable a simple vista baixo unhas boas condicións de observación. A estrela posúe un clasificación K0V, coa clase de luminosidade V, indicando que esta estrela está na secuencia principal , xerando enerxía no seu núcleo a través da fusión termonuclear de hidróxeno en helio. A temperatura efectiva da fotosfera é de preto de 5.062 K, [3] dándolle a tonalidade laranxa característica dunha estrela do tipo K.[11]

Calcúlase que a estrela pode ter un 76 por cento[5] da masa do Sol e o 46 por cento da súa luminosidade. O raio foi determinado directamente por interferometría, sendo o 94 por cento do raio solar.[3] O período de rotación de 54 Piscium é de preto de 40,2 días.[8] A idade da estrela é de preto de 6.400 millóns de anos, en base a actividade da cromosfera e a análise isocrónica.[9] Hai algunhas dúbidas entre a prensa científica sobre a presenza e cantidade de elementos máis pesados có hidróxeno en comparación có Sol, o que os astrónomos denominan metalicidade. Santos e col. (no 2004) informaron do logaritmo da taxa da abundancia de ferro a hidróxeno, [Fe/H], cun valor de 0,12 dex, mentres que [12] Cenarro e col. (no 2007) publicaron un valor de -0,15 dex.[6]

Unha observación a longo prazo dos niveis da actividade magnética da estrela suxire que está entrando nun período mínimo de Maunder, o que significa que pode sufrir un longo período de baixas cantidades de machas solares. Ten un ciclo de actividade similar ó Sol que está a diminuír en magnitude. Ata o 2010, o período máis recente de pico de actividade foi en 1992-1996, que amosou un menor nivel de actividade có pico anterior de 1976-1980.[8]

Impresión artística da anana marrón 54 Piscium B e do planeta 54 Piscium b.

No 2006, unha imaxe directa de 54 Piscium amosou que había unha anana marrón acompañando a 54 Piscium A.[5] Pénsase que 54 Piscium B é unha "anana marrón de metano" do tipo espectral "T7.5V". A luminosidade deste obxecto sub-estelar suxire que ten unha masa de 0,051 masas solares (50 veces a masa de Xúpiter) e 0,082 veces o raio do sol. Semellante á Gliese 570 D, esta anana marrón tería unha temperatura superficial de 810 K (537 °C).[10]

Cando 54 Piscium B foi directamente fotografada polo Telescopio Espacial Spitzer da NASA, púidose observar que a anana marrón tiña unha separación dunhas 476 UA coa súa estrela primaria. [10] 54 Piscium B foi a primeira anana marrón detectada ó redor dunha estrela cun planeta extrasolar xa confirmado (baseado en pescudas de velocidade radial).

Sistema planetario[editar | editar a fonte]

A estrela xira cunha inclinación de 83+7
−56
graos en relación coa Terra.[8]

O 16 de xaneiro do 2002, un equipo de astrónomos (liderado por Geoff Marcy) anunciou o descubrimento dun planeta extrasolar (chamado 54 Piscium b) ó redor de 54 Piscium. [13][14] Estimase que o planeta ten unha masa de só o 20 por cento da masa de Xúpiter (o planeta sería, maís ou menos, do mesmo tamaño e masa que Saturno). O planeta orbita seu sol a unha distancia de 0,28 UA (o que faría que estivese dentro da órbita de Mercurio), e lévalle preto de 62 días completar unha órbita. Asumiuse que o planeta comparte a mesma inclinación cá estrela e por iso seguramente teña unha masa real moi próxima ó rango mínimo da súa masa estimada;[15] polo contra, sábese que moitos planetas do tipo Xúpiter quente teñen órbitas inclinadas respecto do eixe da súa estrela nai.[16]

O planeta ten un alta excentricidade, do redor do 0,63. A órbita altamente elíptica suxeriu que a gravidade dun obxecto invisible máis afastado da estrela estaba tirando cara fóra do planeta. Este fenómeno foi confirmado polo descubrimento dunha anana marrón dentro do sistema.

A órbita dun planeta do tipo Terra debería estar centrada dentro das 0,68 UA[17] (ó redor da distancia orbital de Venus), que nun sistema Kepleriano significa un período orbital 240 días. Nunha simulación posterior que incluía á anana marrón, a órbita de 54 Piscium b "varría e limpaba" a maioría das partículas da proba dentro das 0,5 UA, deixando só asteroides "en órbitas de baixa excentricidade preto da distancia do apoastro do planeta, preto da resonancia 1:2". Ademais, as observacións descartaron a posibilidade da presenza de planetas tipo Neptuno ou de planetas máis pesados, ​​cun período dun ano ou menos; aínda que si permite a posibilidade da presenza de planetas do tamaño da Terra a unha distancia de 0,6 UA ou máis.[18]


O sistema 54 Piscium [14]
Compañeiro
(en orde dende a estrela)
Masa Raio Semieixo maior
(UA)
Período orbital
(días)
Inclinación Excentricidade
b > 0,227 ± 0,023 Mx  ? 0,296 ± 0,017 62,206 ± 0,021  ? 0,618 ± 0,051

Citas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 F. van Leeuwen (Novembro do 2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics 474 (2). arXiv:0708.1752. Bibcode 2007A&A...474..653V. DOI:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. 2,0 2,1 2,2 Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z.; (1966). "UBVRIJKL photometry of the bright stars". Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 4 (99). Bibcode 1966CoLPL...4...99J.
  3. 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar; (2009). "Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars". The Astrophysical Journal 694 (2): 1085–1098. arXiv:0901.1206. Bibcode 2009ApJ...694.1085V. DOI:10.1088/0004-637X/694/2/1085.
  4. Wilson, Ralph Elmer (1953). General catalogue of stellar radial velocities. Carnegie Institution of Washington. Bibcode 1953QB901.W495......
  5. 5,0 5,1 5,2 Mugrauer, M.; Seifahrt, A.; Neuhäuser, R.; Mazeh, T.; (2006). "HD 3651 B: the first directly imaged brown dwarf companion of an exoplanet host star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 373 (1): L31–L35. arXiv:astro-ph/0608484. Bibcode 2006MNRAS.373L..31M. DOI:10.1111/j.1745-3933.2006.00237.x.
  6. 6,0 6,1 6,2 Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sánchez-Blázquez, P.; Selam, S. O.; (Xaneiro do 2007). "Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 374 (2): 664–690. arXiv:astro-ph/0611618. Bibcode 2007MNRAS.374..664C. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x.
  7. Ghezzi, L.; Cunha, K.; Smith, V. V.; de Araújo, F. X.; Schuler, S. C.; de la Reza, R.; (Setembro do 2010). "Stellar Parameters and Metallicities of Stars Hosting Jovian and Neptunian Mass Planets: A Possible Dependence of Planetary Mass on Metallicity". The Astrophysical Journal 720 (2): 1290–1302. arXiv:1007.2681. Bibcode 2010ApJ...720.1290G. DOI:10.1088/0004-637X/720/2/1290.
  8. 8,0 8,1 8,2 8,3 Simpson, E. K.; Baliunas, S. L.; Henry, G. W.; Watson, C. A.; (Novembro do 2010). "Rotation periods of exoplanet host stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 408 (3): 1666–1679. arXiv:1006.4121. Bibcode 2010MNRAS.408.1666S. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17230.x. coma "HD 3651".
  9. 9,0 9,1 Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A.; (Novembro do 2008). "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics". The Astrophysical Journal 687 (2). arXiv:0807.1686. Bibcode 2008ApJ...687.1264M. DOI:10.1086/591785.
  10. 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 Luhman, K. L.; Patten, B. M.; Marengo, M.; Schuster, M. T.; Hora, J. L.; Ellis, R. G.; Stauffer, J. R.; Sonnett, S. M.; Winston, E.; (2007). "Discovery of Two T Dwarf Companions with the Spitzer Space Telescope". The Astrophysical Journal 654 (1): 570–579. arXiv:astro-ph/0609464. Bibcode 2007ApJ...654..570L. DOI:10.1086/509073.
  11. "The Colour of Stars". Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de decembro do 2004. http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html. Consultado o 16-01-2012.
  12. Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M.; (Marzo do 2004). "Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars. Exploring the probability of planet formation". Astronomy and Astrophysics 415: 1153–1166. arXiv:astro-ph/0311541. Bibcode 2004A&A...415.1153S. DOI:10.1051/0004-6361:20034469.
  13. Fischer, Debra A.; Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; Vogt, Steven S.; Henry, Gregory W.; (2003). "A Sub-Saturn Mass Planet Orbiting HD 3651". The Astrophysical Journal 590 (2): 1081–1087. Bibcode 2003ApJ...590.1081F. DOI:10.1086/375027.
  14. 14,0 14,1 Butler, R. P.; Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Fischer, D. A.; Vogt, S. S.; Tinney, C. G.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D.; Johnson, J. A.; (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets". The Astrophysical Journal 646 (1): 505–522. arXiv:astro-ph/0607493. Bibcode 2006ApJ...646..505B. DOI:10.1086/504701.
  15. "Planet HD 3651 b". Extrasolar Planet Encyclopaedia. http://exoplanet.eu/catalog/hd_3651_b/. Consultado o 12-11-2012.
  16. Roberto Sanchis-Ojeda, Josh N. Winn, Daniel C. Fabrycky (2012). Starspots and spin-orbit alignment for Kepler cool host stars. arXiv:1211.2002. Bibcode 2013AN....334..180S. DOI:10.1002/asna.201211765.
  17. Isto basease na raíz cadrada de luminosidade relativa da estrela respecto do Sol, pola lei do inverso do cadrado.
  18. Wittenmyer, Robert A.; Endl, Michael; Cochran, William D.; Levison, Harold F.; (2007). "Dynamical and Observational Constraints on Additional Planets in Highly Eccentric Planetary Systems". The Astronomical Journal 134 (3): 1276–1284. arXiv:0706.1962. Bibcode 2007AJ....134.1276W. DOI:10.1086/520880.

Véxase Tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]