54 Piscium
| 54 Piscium | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
.jpg) | |||||||
|
Instancia de
| |||||||
|
Composto por
| |||||||
|
Época
| |||||||
|
Idade estimada
6,4  | |||||||
|
Constelación
| |||||||
| Características orbitais | |||||||
| Ascensión recta | 9,84083 ° | ||||||
| Declinación | 21,25056 ° | ||||||
| Características físicas | |||||||
| Masa | 0,76 M☉ | ||||||
| Magnitude absoluta | 5,65 | ||||||
| |||||||
| |||||||
| Wikidata C:Commons | |||||||
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]
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,[1] dándolle a tonalidade laranxa característica dunha estrela do tipo K.[2]
Calcúlase que a estrela pode ter un 76 por cento[3] 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.[1] O período de rotación de 54 Piscium é de preto de 40,2 días.[4] A idade da estrela é de preto de 6.400 millóns de anos, en base a actividade da cromosfera e a análise isocrónica.[5] 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 [6] Cenarro e col. (no 2007) publicaron un valor de -0,15 dex.[7]
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.[4]
.jpg)
No 2006, unha imaxe directa de 54 Piscium amosou que había unha anana marrón acompañando a 54 Piscium A.[3] 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).[8]
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.[8] 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.[4]
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.[9][10] Estimase que o planeta ten unha masa de só o 20 por cento da masa de Xúpiter (o planeta sería, máis 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;[11] polo contra, sábese que moitos planetas do tipo Xúpiter quente teñen órbitas inclinadas respecto do eixe da súa estrela nai.[12]
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 a 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[13] (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.[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 |
Notas
[editar | editar a fonte]- 1 2 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. Bibcode:2009ApJ...694.1085V. arXiv:0901.1206. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085.
- ↑ Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, ed. (21 de decembro do 2004). "The Colour of Stars". Australia Telescope, Outreach and Education. Arquivado dende o orixinal o 22-02-2012. Consultado o 16-01-2012.
- 1 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. Bibcode:2006MNRAS.373L..31M. arXiv:astro-ph/0608484. doi:10.1111/j.1745-3933.2006.00237.x.
- 1 2 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. Bibcode:2010MNRAS.408.1666S. arXiv:1006.4121. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17230.x. coma "HD 3651".
- ↑ 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): 1264–1293. Bibcode:2008ApJ...687.1264M. arXiv:0807.1686. doi:10.1086/591785.
- ↑ 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. Bibcode:2004A&A...415.1153S. arXiv:astro-ph/0311541. doi:10.1051/0004-6361:20034469.
- ↑ Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sánchez-Blázquez, P.; Selam, S. O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcón-Barroso, J.; Gorgas, J.; Jiménez-Vicente, J.; (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. Bibcode:2007MNRAS.374..664C. arXiv:astro-ph/0611618. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x.
- 1 2 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. Bibcode:2007ApJ...654..570L. arXiv:astro-ph/0609464. doi:10.1086/509073.
- ↑ 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.
- 1 2 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. Bibcode:2006ApJ...646..505B. arXiv:astro-ph/0607493. doi:10.1086/504701.
- ↑ Extrasolar Planet Encyclopaedia (ed.). "Planet HD 3651 b". Consultado o 12-11-2012.
- ↑ Roberto Sanchis-Ojeda, Josh N. Winn, Daniel C. Fabrycky (2012). "Starspots and spin-orbit alignment for Kepler cool host stars". Bibcode:2013AN....334..180S. arXiv:1211.2002. doi:10.1002/asna.201211765.
- ↑ Isto basease na raíz cadrada de luminosidade relativa da estrela respecto do Sol, pola lei do inverso do cadrado.
- ↑ 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. Bibcode:2007AJ....134.1276W. arXiv:0706.1962. doi:10.1086/520880.
Véxase tamén
[editar | editar a fonte]Outros artigos
[editar | editar a fonte]Ligazóns externas
[editar | editar a fonte]- "54 Piscium". Extrasolar Visions. Arquivado dende o orixinal o 05-06-2011. Consultado o 27-06-2008.
- "54 Piscium". SolStation. Arquivado dende o orixinal o 30-04-2008. Consultado o 27-06-2008.
- "Notes for star HD 3651". The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Arquivado dende o orixinal o 01-06-2008. Consultado o 27-06-2008.
- "Scientists Snap Images of First Brown Dwarf in Planetary System". Penn State. 18-09-2006. Arquivado dende o orixinal o 08-03-2012. Consultado o 27-06-2008.
- "Distorted Solar System Discovered". space.com. Arquivado dende o orixinal o 09-10-2008. Consultado o 09-10-2008.