Gliese 440
| Gliese 440 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Musca |
| Asc. reta | 11h 45m 42,9s 1 |
| Declinação | -64° 50′ 29,5″ 1 |
| Magnitude aparente | 11,50 1 |
| Características | |
| Tipo espectral | DQ6 2 |
| Astrometria | |
| Mov. próprio (AR) | 2665,25 mas/a 1 |
| Mov. próprio (DEC) | -346,19 mas/a 1 |
| Paralaxe | 216,40 ± 2,11 1 |
| Distância | 15,1 ± 0,1 anos-luz 4,62 ± 0,05 pc |
| Detalhes | |
| Massa | 0,75 ± 0,03 3 M☉ |
| Gravidade superficial | 8,27 ± 0,05 (log g)3 |
| Luminosidade | 0,0005 3 L☉ |
| Temperatura | 8 500 ± 300 3 K |
| Idade | (como anã branca) 1,44x109 3 anos |
| Outras denominações | |
| WD 1142-645, LHS 43, LTT 4364, L 145-141, HIP 57367.1 | |
Gliese 440 é uma estrela anã branca localizada a 15 anos-luz da Terra.4 De acordo com uma publicação de 2009, é a quarta anã branca mais próxima do Sol conhecida (após Sirius B, Procyon B, e a estrela de van Maanen.)5
Anãs brancas não estam mais gerando energia em seu núcleo através da fusão nuclear. Gliese 440 tem tipo espectral DQ, um tipo raro de anã branca que mostra evidências de carbono atômico ou molecular em seu espectro.6
Gliese 440 tem apenas três quartos da massa solar, e é o remanescente de uma estrela massiva da sequência principal que tinha uma massa de 4,4 vezes a massa solar,7 sendo provavelmente uma estrela branca-azulada de classe espectral B (na faixa B4-B9).8 A maior parte da massa de Gliese 440 foi perdida após passar pelo estágio do ramo gigante assimptótico, pouco antes de a estrela virar anã branca.
Uma pesquisa com o Telescópio Espacial Hubble não revelou nehuma companheira visível, pelo menos até o limite de detecção.2
Gliese 440 pode ser um membro do grupo Wolf 219, que tem sete possíveis membros. Essas estrelas têm um movimento pelo espaço semelhante, o que pode indicar uma origem parecida.9 As estrelas desse grupo se deslocam a uma velocidade espacial estimada de 160 km/s e estão seguindo uma órbita altamente excêntrica na Via Láctea.10
Referências
- ↑ a b c d e f g SIMBAD query result. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Página visitada em 18/04/2010.
- ↑ a b Daniel J. Schroeder et al.. (fevereiro 2000). "A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2". The Astronomical Journal 119 (2): 906–922. DOI:10.1086/301227. Página visitada em 16/07/2007.
- ↑ a b c d e P. Bergeron, S. K. Leggett, and María Teresa Ruiz. (2001). "Photometric and Spectroscopic Analysis of Cool White Dwarfs with Trigonometric Parallax Measurements". Astrophysical Journal Supplement Series 133. DOI:10.1086/320356. Página visitada em 05/11/2007.
- ↑ Henry, Todd J.; Walkowicz, Lucianne M.; Barto, Todd C.; Golimowski, David A.. (abril 2002). "The Solar Neighborhood. VI. New Southern Nearby Stars Identified by Optical Spectroscopy" 123 (4): 2002–2009. DOI:10.1086/339315. Página visitada em 16/07/2007.
- ↑ Table 1, "The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics", Edward M. Sion et al., The Astronomical Journal 138, #6 (December 2009), pp. 1681-1689, doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681, Predefinição:Bibcode.
- ↑ Kawaler, S.; Dahlstrom, M.. (2000). "[1]". American Scientist 88 (6): 498. DOI:10.1511/2000.6.498. Página visitada em 19/07/2007.
- ↑ Burleigh, M. R.; Clarke, F. J.; Hodgkin, S. T.. (abril 2002). "Imaging planets around nearby white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 331 (4): L41–L45. DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.05417.x. Página visitada em 16/07/2007.
- ↑ Siess, Lionel (2000). Computation of Isochrones. Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles. Página visitada em 24/03/2007.
- ↑ Eggen, O. J.; Greenstein, J. L.. . "Spectra, colors, luminosities, and motions of the white dwarfs". Astrophysical Journal 141. DOI:10.1086/148091. Página visitada em 16/07/2007.
- ↑ Bell, R. A. (1962). "Observations of some southern white dwarfs". The Observatory 82: 68–71. Página visitada em 16/07/2007.
