Estrela de Luyten

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Estrela de Luyten
Dados observacionais (J2000)
Constelação Canis Minor
Asc. reta 07h 27m 24,5s[1]
Declinação +05° 13′ 32,8″
Magnitude aparente 9,872[2]
Características
Tipo espectral M3.5 V[3]
Cor (U-B) 1,115[2]
Cor (B-V) 1,571[2]
Astrometria
Velocidade radial 18,41 ± 0,50 km/s[4]
Mov. próprio (AR) 572.51 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -3693,51 mas/a[1]
Paralaxe 262,98 ± 1,39 mas[1]
Distância 12,40 ± 0,07 anos-luz
3,80 ± 0,02 pc
Magnitude absoluta 12,26 ± 0,01 (visual)
9,64 ± 0,11 (bolométrica)[4]
Detalhes
Massa 0,29[4] M
Raio 0,293 ± 0,027[4] R
Gravidade superficial 5 (log g)[5]
Luminosidade 0,0088 ± 0,0066[4] L
Temperatura 3090 ± 110[6] K
Metalicidade [Fe/H] = -0,01 ± 0,09[6]
Rotação v sin i = ≤1,0 km/s[7]
Período de 101 dias[8]
Outras denominações
GSC 00173-01124, BD +05°1668, GJ 273, HIP 36208.[1]
Estrela de Luyten
Canis Minor constellation map.png

A Estrela de Luyten (GJ 273) é uma estrela anã vermelha na constelação de Canis Minor. Com base em medições de paralaxe, está localizada a uma distância de aproximadamente 12,40 anos-luz (3,80 parsecs),[1] sendo uma das estrelas mais próximas da Terra.[9] Com uma magnitude aparente de 9,872,[2] é invisível a olho nu. Foi nomeada a partir de Willem Jacob Luyten, que, em colaboração com Edwin G. Ebbighausen, determinou pela primeira vez seu alto movimento próprio em 1935.[10]

Propriedades[editar | editar código-fonte]

Esta estrela tem cerca de 29% da massa do Sol e 29% do raio solar.[4] Está perto da massa máxima na qual uma anã vermelha pode ser completamente convectiva; a maioria senão todas as estrelas com essa massa formam uma zona de convecção estendida.[11] A Estrela de Luyten é o protótipo do tipo espectral M3.5 V,[3] com a classe de luminosidade 'V' indicando que é uma estrela da sequência principal que está gerando energia através da fusão de hidrogênio em seu núcleo. Sua velocidade de rotação projetada é muito baixa para ser medida, mas não é maior que 1 km/s.[7] A temperatura efetiva em sua fotosfera é de aproximadamente 3 100 K,[6] dando à estrela a coloração avermelhada típica de estrelas de classe M.[12]

Atualmente a Estrela de Luyten está se afastando do Sistema Solar com uma velocidade radial de 18,4 km/s.[4] Sua maior aproximação ocorreu há cerca de 14,0 mil anos quando ela chegou a uma distância de 3,67 parsecs do Sol.[13] Está a apenas 1,2 anos-luz de Procyon, que aparece como uma estrela de magnitude −4,5 no céu noturno de um planeta ao redor da Estrela de Luyten.[14] O encontro mais próximo entre as duas estrelas aconteceu há 600 anos quando a Estrela de Luyten estava a uma distância de 1,12 anos-luz de Procyon.[1] Os componentes da velocidade espacial da Estrela de Luyten são U = -15,7, V = −65,8 e W = -17,3 km/s.[4]

Sistema planetário[editar | editar código-fonte]

Em 2017, foi publicada a descoberta de dois planetas extrassolares orbitando GJ 273. A descoberta foi feita com uso do espectrógrafo HARPS, que coletou dados de velocidade radial da estrela entre dezembro de 2003 e setembro de 2016, revelando duas variações periódicas causadas por corpos em órbita. As semiamplitudes desses sinais são de 1,61 e 1,06 m/s.[4]

O planeta mais externo, GJ 273b, é uma super-Terra com uma massa mínima de 2,89 massas terrestres (M) e um período orbital de 18,65 dias. Orbitando a estrela a uma distância média de 0,091 UA, está na borda interna da zona habitável do sistema, recebendo 106% da radiação que a Terra recebe do Sol. Sua temperatura de equilíbrio, calculada para albedos entre 0,75 e 0, está na faixa de 206 a 293 K (-67 a 20 °C). É o segundo planeta mais próximo conhecido na zona habitável de sua estrela, depois de Proxima b.[4]

O planeta mais interno, GJ 273c, tem aproximadamente a massa da Terra com uma massa mínima de 1,18 M, sendo um dos planetas menos massivos já encontrados por velocidade radial. Completa uma órbita em 4,72 dias a uma distância média de 0,036 UA de GJ 273, recebendo quase sete vezes a radiação recebida pela Terra e tendo uma temperatura de equilíbrio de 327-462 K (54-189 °C).[4]

O sistema GJ 273 [4]
Planeta Massa Semieixo maior
(UA)
Período orbital
(dias)
Excentricidade
b 2,89+0,27
−0,26
M
0,091101 +0,000019
−0,000017
18,6498+0,0059
−0,0052
0,10+0,09
−0,07
c 1,18+0,16
−0,12
M
0,036467 ± 0,000002 4,7234 ± 0,0004 0,17+0,13
−0,12

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b c d e f g «SIMBAD query result - LHS 33». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 22 de outubro de 2012 
  2. a b c d Koen, C.; et al. (julho de 2002), «UBV(RI)C photometry of Hipparcos red stars», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 334 (1): 20−38, Bibcode:2002MNRAS.334...20K, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05403.x 
  3. a b Alonso-Floriano, F. J.; et al. (maio de 2015). «CARMENES input catalogue of M dwarfs. I. Low-resolution spectroscopy with CAFOS». Astronomy & Astrophysics. 577: A128, 19 pp. Bibcode:2015A&A...577A.128A. doi:10.1051/0004-6361/201525803 
  4. a b c d e f g h i j k l Astudillo-Defru, N.; et al. (junho de 2017). «The HARPS search for southern extra-solar planets. XLI. A dozen planets around the M dwarfs GJ 3138, GJ 3323, GJ 273, GJ 628, and GJ 3293». Astronomy & Astrophysics. 602: A88, 21 pp. Bibcode:2017A&A...602A..88A. doi:10.1051/0004-6361/201630153 
  5. Viti, S.; et al. (agosto de 2008), «A potential new method for determining the temperature of cool stars», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 388 (3): 1305−1313, Bibcode:2008MNRAS.388.1305V, arXiv:0805.3297Acessível livremente, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13489.x 
  6. a b c Neves, V.; et al. (abril de 2014). «Metallicity of M dwarfs. IV. A high-precision [Fe/H] and Teff technique from high-resolution optical spectra for M dwarfs». Astronomy & Astrophysics. 568: A121, 22 pp. Bibcode:2014A&A...568A.121N. doi:10.1051/0004-6361/201424139 
  7. a b Reiners, A. (maio de 2007), «The narrowest M-dwarf line profiles and the rotation-activity connection at very slow rotation», Astronomy and Astrophysics, 467 (1): 259−268, Bibcode:2007A&A...467..259R, arXiv:astro-ph/0702634Acessível livremente, doi:10.1051/0004-6361:20066991 
  8. Astudillo-Defru, N.; et al. (abril de 2017). «Magnetic activity in the HARPS M dwarf sample. The rotation-activity relationship for very low-mass stars through R'(HK)». Astronomy & Astrophysics. 600: A13, 15 pp. Bibcode:2017A&A...600A..13A. doi:10.1051/0004-6361/201527078 
  9. The One Hundred Nearest Stars, Research Consortium on Nearby Stars, consultado em 22 de outubro de 2012 
  10. Luyten, E. G.; Ebbighausen (setembro de 1935), «A Faint Star of Large Proper Motion», Harvard College Observatory Bulletin (900): 1–3, Bibcode:1935BHarO.900....1L 
  11. Reiners, A.; Basri, G. (março de 2009), «On the magnetic topology of partially and fully convective stars», Astronomy and Astrophysics, 496 (3): 787–790, Bibcode:2009A&A...496..787R, arXiv:0901.1659Acessível livremente, doi:10.1051/0004-6361:200811450 
  12. «The Colour of Stars», Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, Australia Telescope, Outreach and Education, 21 de dezembro de 2004, consultado em 22 de outubro de 2012 
  13. Bailer-Jones, C. A. L. (março de 2015). «Close encounters of the stellar kind». Astronomy & Astrophysics. 575: A35, 13 pp. Bibcode:2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221 
  14. Schaaf, Fred (2008). The Brightest Stars: Discovering the Universe Through the Sky's Most Brilliant Stars. [S.l.]: John Wiley and Sons. p. 169. ISBN 0-471-70410-5