Lalande 21185 - Lalande 21185
El círculo rojo muestra la ubicación aproximada de Lalande 21185 en Ursa Major
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Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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Constelación | Osa Mayor |
Ascensión recta | 11 h 03 m 20.19400 s |
Declinación | + 35 ° 58 ′ 11.5682 ″ |
Magnitud aparente (V) | 7.520 |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | M2V |
Magnitud aparente (B) | 8,960 ± 0,007 |
Magnitud aparente (V) | 7.520 ± 0.009 |
Magnitud aparente (R) | ~ 6.6 |
Magnitud aparente (I) | ~ 5.8 |
Magnitud aparente (J) | 4,203 ± 0,242 |
Magnitud aparente (H) | 3.640 ± 0.202 |
Magnitud aparente (K) | 3,254 ± 0,306 |
Índice de color U − B | +1.074 |
Índice de color B − V | +1.444 |
Tipo variable | POR |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | −85,6 ± 1,0 km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −580,27 mas / año Diciembre: −4765,85 mas / año |
Paralaje (π) | 392.7529 ± 0.0321 mas |
Distancia | 8.3044 ± 0.0007 ly (2.5461 ± 0.0002 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 10.48 |
Detalles | |
Masa | 0.390 ± 0.011 M ☉ |
Radio | 0,392 ± 0,004 R ☉ |
Luminosidad (bolométrica) | 0,0195 ± 0,0013 L ☉ |
Luminosidad (visual, L V ) | 0,0055 L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.87 ± 0.07 cgs |
Temperatura | 3.601 ± 51 K |
Metalicidad [Fe / H] | −0,09 ± 0,16 des |
Rotación | 56,15 ± 0,27 días |
La edad | 5–10 Gyr |
Otras designaciones | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Archivo de exoplanetas | datos |
ARICNS | datos |
Lalande 21185 es una estrella en el sur de la Osa Mayor . Es la enana roja aparentemente más brillante del hemisferio norte. A pesar de esto, y al estar relativamente cerca, es (como todas las enanas rojas) muy tenue, con una magnitud de solo 7.5 en luz visible y, por lo tanto, demasiado débil para ser visto a simple vista. La estrella es visible a través de un pequeño telescopio o binoculares.
Aproximadamente a 8,31 años luz (2,55 parsecs ) de distancia, es una de las estrellas más cercanas al Sistema Solar; sólo se sabe que el sistema Alpha Centauri , Barnard's Star y Wolf 359 y las enanas marrones Luhman 16 y WISE 0855−0714 están más cerca. Debido a su proximidad, es un tema frecuente para estudios astronómicos y otras investigaciones y, por lo tanto, se le conoce con muchas otras denominaciones. Los trabajos de investigación utilizan con mayor frecuencia las designaciones BD + 36 2147 , Gliese 411 y HD 95735 para referirse a esta estrella. En aproximadamente 19.900 años estará en su punto más cercano, aproximadamente a 4,65 ly (1,43 pc ) del Sol, un poco más de la mitad de su distancia actual.
Historia
Las coordenadas celestes de Lalande 21185 fueron publicadas por primera vez en 1801 por el astrónomo francés Jérôme Lalande del Observatorio de París en el catálogo de estrellas Histoire céleste française . Los números de secuencia del catálogo para la mayoría de las estrellas observadas, incluida esta, fueron introducidos en su edición de 1847 por Francis Baily . Hoy en día, esta estrella es una de las pocas a las que todavía se hace referencia comúnmente por su número de catálogo de Lalande.
En mayo de 1857, Friedrich Wilhelm Argelander descubrió el elevado movimiento propio de la estrella. A veces se la llamaba "la segunda estrella de Argelander". (La "primera estrella de Argelander" es Groombridge 1830 , cuyo elevado movimiento propio fue descubierto por Argelander antes, en 1842).
Se informa que Friedrich August Theodor Winnecke realizó la primera medición del paralaje de la estrella de 0,511 segundos de arco en 1857-1858 y, por lo tanto, identificó por primera vez a Lalande 21185 como la segunda estrella conocida más cercana al Sol , después del sistema Alpha Centauri . Desde entonces, mejores mediciones han colocado a la estrella más lejos, pero siguió siendo el segundo sistema estelar más cercano conocido hasta el descubrimiento astrofotográfico de dos enanas rojas tenues, Wolf 359 y Barnard's Star, a principios del siglo XX.
Propiedades
Lalande 21185 es una estrella típica de secuencia principal tipo M ( enana roja ) con aproximadamente el 46% de la masa del Sol y es mucho más fría que el Sol a 3828 K. Es intrínsecamente tenue con una magnitud absoluta de 10,48, y emite la mayoría de su energía en el infrarrojo . La proporción de elementos distintos del hidrógeno y el helio se estima en función de la proporción de hierro a hidrógeno en la estrella en comparación con el Sol. El logaritmo de esta relación es −0,20, lo que indica que la proporción de hierro es aproximadamente 10 −0,20 , o el 63% del Sol. La gravedad superficial de esta estrella relativamente compacta es aproximadamente 65 veces mayor que la gravedad en la superficie de la Tierra (log g = 4.8 cgs), que es más del doble de la gravedad superficial de nuestro Sol.
Lalande 21185 figura como una estrella variable de tipo BY Draconis en el Catálogo general de estrellas variables . Se identifica con la designación de estrella variable NSV 18593. Varios catálogos de estrellas, incluido SIMBAD , también la clasifican como estrella fulgurante . Esta conclusión no está respaldada por la referencia principal que todos estos catálogos utilizan. Las observaciones realizadas en esta referencia muestran que es bastante silenciosa en comparación con otras estrellas de su tipo variable.
Lalande 21185 emite rayos X.
Es la estrella más brillante entre CO variable Ursae Maj y la estrella comparativamente brillante HD 95129 al oeste ( específicamente al sur ) y está un poco más cerca de este último.
Reclamaciones de un sistema planetario
El astrónomo holandés Peter van de Kamp escribió en 1945 que Lalande 21185 poseía un "compañero invisible" de 0,06 M ☉ (aproximadamente 60 M J ). En 1951 van de Kamp y su estudiante Sarah Lippincott reivindica la detección astrometric de un sistema planetario usando placas fotográficas tomadas con la de 24 pulgadas (610 mm) telescopio refractor en Swarthmore College 's Observatorio Sproul . En el verano de 1960, Sarah Lippincott alteró la afirmación de 1951, a un planeta de 0.01 M ☉ (es decir, 10 M J ), un período orbital de 8 años, excentricidad de 0.3, un eje semi-mayor de0,083 AU . Usó las placas fotográficas originales y las placas nuevas tomadas con el mismo telescopio. Las placas fotográficas de este observatorio, tomadas al mismo tiempo, fueron utilizadas por Van de Kamp para su afirmación errónea de un sistema planetario para la estrella de Barnard . En 1973 se demostró que las placas fabricadas con el refractor Sproul de 24 pulgadas y utilizadas para estos y otros estudios tenían defectos; como lo fueron el año siguiente con las mediciones astrométricas realizadas por George Gatewood del Observatorio Allegheny .
En 1996, el mismo Gatewood anunció de manera destacada en una reunión de la AAS ya la prensa popular el descubrimiento de múltiples planetas en este sistema, detectados por astrometría. El informe inicial se basó en un análisis muy delicado de la posición de la estrella a lo largo de los años, que sugería un movimiento orbital reflejo debido a uno o más compañeros. Gatewood afirmó que tales compañeros normalmente aparecerían a más de 0,8 segundos de arco de la propia enana roja. Sin embargo, un artículo de Gatewood publicado solo unos años antes y búsquedas posteriores de otros, utilizando coronógrafos y técnicas de filtros múltiples para reducir los problemas de luz dispersa de la estrella, no identificó positivamente a ninguno de estos compañeros, por lo que su afirmación permanece sin confirmar y es ahora en duda.
Antes de la década de 1980, la búsqueda de la velocidad radial de las enanas rojas no era muy precisa ni consistente, por lo que debido a su brillo aparente y porque no tiene una compañera, esta estrella, junto con otras once estrellas enanas rojas similares, fueron elegidas para tener su velocidad radial medida, con una precisión sin precedentes, por el cazador de planetas Geoff Marcy . No se detectó ningún compañero alrededor de esta estrella en este ni en otros estudios contemporáneos, y un equipo tan temprano habría detectado cualquier planeta que excediera los 0,7 M J en una órbita extremadamente cercana de 5 días o menos; o superior a 10 M J aproximadamente a la distancia orbital de Júpiter.
Los datos publicados en 2017 del sistema HIRES en el Observatorio Keck en Mauna Kea respaldan la existencia de un planeta mucho más cercano con un período orbital de solo 9.8693 ± 0.0016 días, siendo al menos 3.8 M 🜨 .
La investigación adicional de la velocidad radial con el espectrógrafo SOPHIE échelle y la revisión de la señal original encontraron que el período de 9,9 días era indetectable y, en cambio, propuso, utilizando ambos conjuntos de datos, que un exoplaneta orbitando la estrella con un período de 12,95 o 1,08 días, mucho más probablemente 12,95 ya que los exoplanetas de un período de 1 día parecen ser raros en los sistemas. Esto le daría al planeta una masa mínima de 2,99 masas terrestres. Está demasiado cerca de la estrella y, por lo tanto, demasiado caliente para estar en la zona habitable, en todos los puntos dentro de su órbita excéntrica. El planeta propuesto en órbita de 12 días fue confirmado por el proyecto CARMENES (búsqueda de alta resolución de Calar Alto para enanas M con Exoearths con espectrógrafos Echelle ópticos y de infrarrojo cercano) en 2020.
SOPHIE notó inicialmente un segundo planeta en una órbita mucho más lejana, pero la línea de base no fue lo suficientemente larga para confirmar la señal de varios años. La señal se confirmó en 2021 como un planeta con masa al menos 18.0+2,9
−2,6 M 🜨 , una estimación de límite inferior posteriormente revisada a14,2 ± 1,8 M 🜨 .
Se sospecha que un tercer planeta, Gliese 411 d, orbita entre Gliese 411 by Gliese 411 c con un período de 215 días.
Compañero (en orden de estrella) |
Masa |
Semieje mayor ( AU ) |
Período orbital ( días ) |
Excentricidad | Inclinación | Radio |
---|---|---|---|---|---|---|
B | ≥2.64 ± 0.19 M ⊕ | 0.0788+0.00056 −0.00057 |
12,946 ± 0,005 | 0.052+0.057 −0.037 |
- | - |
d (sin confirmar) | ≥4,1 ± 0,6 millones ⊕ | 0.5141+0,0038 −0,0039 |
215 | 0,15+0,16 −0,11 |
- | - |
C | ≥14,2 ± 1,8 millones ⊕ | 2.845+0,077 −0,067 |
2806+110 −94 |
0,08+0,1 −0,06 |
- | - |
La zona habitable de esta estrella, definida como los lugares donde podría haber agua líquida en un planeta similar a la Tierra, se encuentra en un radio de 0,11-0,24 AU , donde 1 AU es la distancia promedio de la Tierra al Sol. El planeta b tiene una temperatura de equilibrio de 370,1+5,8
−6,8 K . Otros planetas conocidos también están fuera de los límites de HZ, pero los planetas de baja masa no detectados también pueden estar orbitando en esta región de este sistema.
Ver también
Referencias
Notas
enlaces externos
- "¿El exoplaneta más cercano?" . Foro de Bad Astronomy and Universe Today . Consultado el 29 de mayo de 2009 .
- "Lalande 21185" . Páginas de astronomía de David . Consultado el 22 de junio de 2008 .
- Enciclopedia de planetas extrasolares : Confirmado ( candidato a planeta ) super- planeta Lalande 21185 b. Consultado el 15 de febrero de 2017.